Предыдущая страница реферата | 1  2  3

Земля имеет единственный естественный спутник - Луну.

Марс - четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. На звёздном небе она выглядит как немигающая точа красного цвета, которая время от времени значительно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс периодически подходит к Земле на расстояние до 5 7 млн. км, значительно ближе, чем любая планета, кроме Венеры. По основным физическим характеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диаметру он почти вдвое меньше Земли и Венеры. Планета окутана газовой оболочкой - атмосферой, которая имеет меньшую плотность, чем земная. Даже в глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно приблизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин - в 500-1000 раз меньше. Тем не менее в атмосфере Марса наблюдаются облака и постоянно присутствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и кристалликов льда. Как показали снимки с американских посадочных станций "Викинг-1" и "Викинг-2" марсианское небо в ясную погоду имеет розоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках и подсветкой дымки оранжевой поверхностью планеты. По химическому составу марсианская атмосфера отличается от земной и содержит 95,3% углекислого газа с примесью 2,7% азота, 1,6% аргона, 00,7% окиси углерода, 0,13% кислорода и приблизительно 0,03% водяного пара, содержание которого изменяется, а также примеси неона, криптона, ксенона. При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых лучей, опасных для живых организмов. Солнечные сутки на Марсе длятся 24ч 39 мин 35с. Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25,2500) приводит к тому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцем преимущественно северные широты Марса, на других - южные, т.е. происходит смена сезонов. Марсианский год длится около 686,9 дней. Эллиптичность марсианской орбиты приводит к значительным различиям климата северного и южного полушарий: в средних широтах зима холоднее, а лето теплее, чем в южных, но короче, чем в северных. Температурные условия на Марсе суровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высокая температура поверхности 290К достигается в так называемой подсолнечной точке. Наиболее низка температура поверхности в полярных районах, где в зимний сезон она держится на отметке около 150К. Полученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятно возле полюсов планеты. Когда в северном полушарии Марса наступает лето, северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время растёт другая - возле южного полюса, где наступает зима. В конце XIX - начале XX века считали, что полярные шапки Марса - это ледники и снега. По современным данным, обе полярные шапки Марса - северная и южная - состоят из твёрдой двуокиси углерода, т.е. сухого льда, который образуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесью минеральной пыли.

В 1975 году на основе материалов телевизионной съёмки всей поверхности планеты с космических аппаратов была составлена карта деталей марсианского рельефа, многие из которых уже получили названия, и на карте Марса появились имена: кратер Ломоносов, Королёв, Фесенков и др. Нанесённые на карты Марса ещё в XIX веке тёмные области в основном сохраняют свои очертания, но в научной литературе указаны примеры местных изменений отражательных свойств отдельных районов Марса. В течение многих лет популярны были гипотезы, в основе которых лежит изменение оптических свойств некоторых веществ под влиянием изменений на Марсе биосферы, т.е. живых организмов. Задача поиска жизни на Марсе была одной из основных программ американского "Викинга". Однако обнаружить какие-то следы жизни не удалось. Не оказалось в образцах грунта и органических соединений. Были проведены элементные исследования состава образцов марсианского грунта. Найдено близкое сходство химического состава образцов в двух взаимоудалённых местах посадки. В исследованных образцах обнаружено большое содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (в виде сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической активности, а так же следы движений, поднятий и растрескиваний марсианской коры и следы многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхности, перемещения и отложения наносов. Перепад высоты между высочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км. Для марсианских гор характерны многовершинные, в основном сглаженные формы. Кроме того, обнаружены типичные вулканические конусы с кратерами на вершине. На снимках поверхности Марса космическими аппаратами отчётливо видны детали, имеющие большое сходство с руслами рек на Земле. Поскольку весь комплекс информации противоречит возможности существования там рек, можно предположить, что марсианские русла возникли в результате растапливания подповерхностного водяного льда в зонах повышенного выделения тепла планеты. Некоторые дополнительные сведения о Марсе удаётся получить косвенными методами на основе исследований его природных спутников - Фобоса и Демоса.

Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Демос имеют неправильную форму и в своём орбитальном положении остаются повёрнутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Демоса - около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень тёмных минералов и покрыта многочисленными кратерами. Один из них - на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит, в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке.

Часть 3: Планеты-гиганты

Юпитер - пятая по расстоянию от Солнца и самая большая планета Солнечной системы - отстоит от Солнца в 5,2 раза дальше, чем Земля, и затрачивает на одни оборот по орбите почти 12 лет. Экваториальный диаметр Юпитера 142 600 км (в 11 раз больше диаметра Земли). Период вращения Юпитера - самый короткий из всех планет - 9ч 50 мин 30с на экваторе и 9ч 55мин 40с в средних широтах. Таким образом, Юпитер, подобно солнцу, вращается не как твёрдое тело - скорость вращения неодинакова в разных широтах. Из-за быстрого вращения эта планета имеет сильное сжатие у полюсов. Масса Юпитера равна 318 массам Земли. Средняя плотность 1,33 г/см3, что близко к плотности Солнца. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты (наклон 87о). Даже в небольшой телескоп видно полярное сжатие Юпитера и полосы на его поверхности, параллельные экватору планеты. Видимая поверхность Юпитера представляет собой верхний уровень облаков, окружающих планету. Благодаря этому все детали на поверхности Юпитера постоянно меняют свой вид. Из устойчивых деталей известно Большое Красное пятно, наблюдающееся уже более 300 лет. Это - громадное овальное образование, размерами около 35 000 км по долготе и 14 000 по широте между Южной тропической и Южной умеренной полосами. Цвет его красноватый, но подвержен изменениям.

Спектральные исследования Юпитера показали, что атмосфера его состоит из молекулярного водорода и его соединений: метана и аммиака. В небольших количествах присутствуют также этан, ацетилен, фосфен и водяной пар. Облака Юпитера состоят из кристалликов и капелек аммиака. В декабре 1973 г. с помощью американского космического аппарата "Пионер-10" удалось обнаружить наличие гелия в атмосфере Юпитера и измерить его содержание. Можно считать, что атмосфера Юпитера на 74% состоит из водорода и на 26% из гелия. На долю метана приходится не более 0,1% состава атмосферы планеты (по массе). Атмосферный слой имеет толщину около 1000 км. Ниже чисто газового слоя в атмосфере лежит слой облаков, которые мы и видим в телескоп. Слой жидкого молекулярного водорода имеет толщину 24 000 км. На этой глубине давление достигает 300 ГПа, а температура 11 000 К, здесь водород переходит в жидкое металлическое состояние, т.е. становится подобным жидкому металлу. Слой жидкого металлического водорода имеет толщину около 42 000 км. Внутри него располагается небольшое железноселикатное твёрдое ядро радиусом 4 000 км. На границе ядра температура достигает 30 000 К. В 1956 г. было обнаружено радиоизлучение Юпитера на волне 3 см., соответствующее тепловому излучению с температурой 145 К. По измерениям в инфракрасном диапазоне температура самых наружных облаков Юпитера 130 К. Полёты американских космических аппаратов "Пионер-10" и "Пионер-11" позволили уточнить строение магнитосферы Юпитера, а изменение температуры облачного слоя в основном подтвердило известный из наземных наблюдений результат: количество тепла, которое Юпитер испускает, более чем в двое превышает тепловую энергию, которую планета получает от Солнца. Возможно, что идущее из недр планеты тепло выделяется в процессе медленного сжатия гигантской планеты (1мм.в год).

Магнитное поле планеты оказалось сложным и состоит как бы из двух полей: дипольного (как поле Земли), которое простирается до 1,5 млн. км от Юпитера, и недипольного, занимающего остальную часть магнитосферы. Напряженность магнитного поля у поверхности в 20 раз больше, чем на Земле. Кроме теплового и дециметрового радиоизлучения Юпитер является источником радиовсплесков (резких усилений мощности излучения) на волнах длиной от 4 до 85 м, продолжительностью от долей секунды до нескольких минут или даже часов. Однако длительные возмущения - это не отдельные всплески, а серии всплесков - своеобразные шумовые бури и грозы. Согласно современным гипотезам, эти всплески объясняются плазменными колебаниями в ионосфере планеты.

Юпитер имеет 13 спутников. Первые 4 спутника открыты ещё Галилеем (Ио, Европа, Ганимед, Каллисто). Они, а также внутренний, самый близкий спутник Амальтея движутся почти в плоскости экватора планеты. Ио и Европа почти сравнимы с Луной, а Ганимед и Каллисто даже больше Меркурия, хотя по массе значительно уступают ему. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. Внешние спутники обращаются вокруг планеты по сильно вытянутым орбитам с большими углами наклона к экватору (до 30о). Это маленькие тела - от 10 до 120 км, по-видимому, неправильной формы. Самые внешние 4 спутника Юпитера обращаются вокруг планеты в обратном направлении. По данным, полученным с американских космических аппаратов "Вояжер", Юпитер окружен в экваториальной области системой колец. Кольцо расположено на расстоянии 50 000 км от поверхности планеты, его ширина около 1 000 км. Существование кольца Юпитера было предсказано в 1960 г. астрономом С. К. Всехсвятским на основании наблюдений. В 1975 году был обнаружен объект, который, по-видимому, является 14-м спутником Юпитера. Орбита его неизвестна.

Сатурн - вторая по величине среди планет Солнечной системы. Его экваториальный диаметр лишь немного меньше, чем у Юпитера, но по массе Сатурн уступает Юпитеру более чем втрое и имеет очень низкую среднюю плотность - около 0,7 г/см3. Низкая плотность объясняется тем, что планеты-гиганты состоят главным образом из водорода и гелия. При этом в недрах Сатурна давление не достигает столь высоких значений, как на Юпитере, поэтому плотность вещества там меньше. Спектроскопические исследования обнаружили в атмосфере Сатурна некоторые молекулы. Температура поверхности облаков на Сатурне близка к температуре плавления метана (-184оС), из твёрдых частичек которого скорее всего и состоит облачный слой планеты. В телескоп видны вытянутые вдоль экватора тёмные полосы, называемые также поясами, и светлые зоны, но эти детали менее контрастны, чем на Юпитере, и отдельные пятна в них наблюдаются гораздо реже. Сатурн окружен кольцами, которые хорошо видны в телескоп в виде "ушек" по обе стороны диска планеты. Они были замечены ещё Галилеем в 1610 году. Кольца Сатурна - одно из самых удивительных и интересных образований в Солнечной системе. Плоская система колец опоясывает планету вокруг экватора и нигде не соприкасается с поверхностью. В кольцах разделяются три основные концентрические зоны, разграниченные узкими щелями: внешнее кольцо А, среднее В (наиболее яркое), внутреннее кольцо С, довольно прозрачное, "креповое", внутренний край его не резкий. Наиболее близкие к планете слаборазличимые части внутреннего кольца обозначаются символом D. Обнаружено также существование практически прозрачного самого внешнего кольца D'.

Сквозь все кольца Сатурна просвечивают звёзды. Кольца вращаются вокруг Сатурна, причём скорость движения внутренних частей больше, чем наружных. Кольца Сатурна не сплошные, а представляют собой плоскую систему из бесконечного количества мелких спутников планеты. Плоскость колец практически совпадает с плоскостью экватора Сатурна и имеет постоянный наклон к плоскости орбиты, равный приблизительно 27о. В зависимости от положений планеты на орбите мы видим кольца то с одной, то с другой стороны. Полный цикл изменения их вида завершается в течение 29,5 лет - таков период обращения Сатурна вокруг Солнца. Время от времени кольца на короткий срок перестают быть видимыми в телескопы средних размеров. Это происходит когда плоскость колец проходит точно через Солнце и боковая поверхность оказывается лишенной яркого освещения, либо когда кольца бывают обращены к наблюдателю "ребром" и выглядят как чрезвычайно тонкая полоска, видимая только в крупнейшие телескопы. Толщина колец, по современным данным, около 3,5 км. Она очень мала по сравнению с их диаметром, который по наружному краю кольца А составляет 275 тыс. км. Размеры частиц не определены окончательно. Радиоастронометрические наблюдения свидетельствуют о наличии в кольцах множества частиц размером не менее нескольких сантиметров. Не исключена возможность присутствия в кольцах Сатурна ещё более крупных частиц, так же как и пыли.

Инфракрасные спектры колец Сатурна напоминают спектры водяного инея. Однако в других частях спектра позднее была обнаружена особенность, не характерная для чистого льда. Кроме колец, у Сатурна известно 10 спутников. Это Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан, Гиперион, Япет, Феба, Янус. Последний - самый близкий к Сатурну, движется настолько близко к поверхности планеты, что обнаружить его удалось только при затмений колец Сатурна, создающих вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна - Титан - один из величайших спутников в Солнечной системе по размеру и массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой, состоящей из метана и водорода. В ней движутся непрозрачные облака. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

Уран - седьмая по порядку от Солнца планета Солнечной системы. По диаметру он почти вчетверо больше Земли. Очень далёк от Солнца и освещён сравнительно слабо. Уран был открыт английским учёным В. Гершелем в 1781 г. Какие-либо детали на поверхности Урана различить не удаётся из-за малых угловых размеров планеты в поле зрения телескопа. Это затрудняет его исследования, в том числе и изучение закономерностей вращения. По-видимому, Уран (в отличие от всех других планет) вращается вокруг своей оси как бы лёжа на боку. Такой наклон экватора создаёт необычные условия освещения: на полюсах в определённый сезон солнечные лучи падают почти отвесно, а полярный день и полярная ночь охватывают (попеременно) всю поверхность планеты, кроме узкой полосы вдоль экватора. Так как Уран обращается по орбите вокруг Солнца за 84 года, то полярный день на полюсах продолжается 42 года, затем сменяется полярной ночью такой же продолжительности. Лишь в экваториальном поясе Урана Солнце регулярно восходит и заходит с периодичностью равномерного осевого вращения планеты. Даже в тех участках, где Солнце расположено в зените, температура на Уране (точнее на видимой поверхности облаков) составляет около -215оС. В таких условиях некоторые газы замерзают. В составе атмосферы Урана по спектроскопическим наблюдениям найдены водород и небольшая примесь метана. В относительно большом количестве есть, по косвенным признакам, гелий. Как и другие планеты-гиганты, Уран имеет такой состав, вероятно, почти до самого центра. Однако средняя плотность Урана (1,58г/см3) несколько больше, чем плотность Сатурна и Юпитера, хотя вещество в недрах этих гигантов сжато гораздо сильнее, чем на Уране. Такую плотность Урана можно объяснит предположением о повышенном содержании гелия или существованием в недрах Урана ядра из тяжелых элементов.

Одной необычной особенностью Урана является открытая в 1977г. система опоясывающих колец. Они состоят из множества отдельных непрозрачных и, по-видимому, очень тёмных частиц. В отличие от колец Сатурна кольца Урана - узкие, как бы "ниточные" образования. Они не видны в отраженном свете и обнаруживаются только по сильному ослаблению блеска звёзд, оказавшихся для земного наблюдателя позади колец при орбитальном движении планеты. Удалённость колец от центра Урана составляет от 1,6 до 1,85 радиуса планеты.

Спутники Урана - Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберлон вращаются по орбитам, плоскости которых практически совпадают между собой. Вся система в целом отличается необычайным наклоном - её плоскость почти перпендикулярна к средней плоскости всех планетных орбит.

Нептун - восьмая по счёту планета Солнечной системы. Нептун был открыт необычным образом. Было замечено, что Уран движется не совсем так, как ему полагается двигаться под действием притяжения Солнца и известных в то время планет. Тогда заподозрили существование ещё одной массивной планеты и попытались предвычислить её положение на небе. Эту чрезвычайно сложную задачу независимо друг от друга успешно решили английский астроном Дж. Адамс и француз У. Леверье. Получив данные Леверье, ассистент Берлинской обсерватории И. Галле 23 сентября 1846 г. обнаружил планету. Открытие Нептуна имело величайшее значение прежде всего потому ,что оно послужило блестящим подтверждение закона всемирного тяготения, положенного в основу расчётов. Средняя удалённость Нептуна от Солнца 30,1 а.е., период вращения по орбите - 164 года и 288 дней. Таким образом, с момента открытия Нептун даже не совершил полного оборота по своей орбите. Видимый угловой диаметр Нептуна составляет около 2". При измерении столь малого диаметра угломерными приспособлениями с поверхности Земли относительная ошибка очень велика. Уточнить диаметр Нептуна удалось 7 апреля 1967 г., когда планета в своём движении на фоне звёздного неба заслонила одну из далёких звёзд. По результатам наблюдений с нескольких астрономических обсерваторий экваториальный диаметр Нептуна составляет 50 200 км. Новые сведения о диаметре позволили уточнить величину средней плотности Нептуна: она оказалась равной 2,30 г/см3. Такие характеристики типичны для планет-гигантов, состоящих главным образом из водорода и гелия с примесью соединений других химических элементов. В центре Нептуна, согласно расчётам, имеется тяжёлое ядро из силикатов, металлов и других элементов, входящих в состав земной группы. Изучение характера ослабления блеска звезды при её затмении атмосферой Нептуна дало много дополнительной информации. В частности, был найден средний молекулярный вес надоблачных слоёв атмосферы Нептуна. Он соответствует молекулярному водороду с небольшой примесью метана. Детали на поверхности Нептуна различить очень трудно. Поэтому параметры суточного вращения - положение оси, направление и период вращения - определить из наземных наблюдений очень сложно.

.У Нептуна всего два спутника. Первый Тритон, открытый в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Второй спутник - Нереида - очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние от спутника до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направление орбитального движения - прямое.

Часть 4: Плутон

Плутон был открыт Клайдосом Томбо (США) в 1930 г. Из 9 известных больших планет Солнечной системы Плутон наиболее удалён от Солнца. Среднее расстояние планеты до Солнца составляет 39,5 а.е. Плутон выглядит как точечный объект 15-ой звёздной величины, т.е. примерно в 4 тыс. раз слабее тех звёзд, которые находятся на пределе видимости невооружённым глазом. Плутон очень медленно, за 247,7 года, совершает оборот по орбите, которая имеет необычно большой наклон (17о) к плоскости эклиптики, и вытянута настолько, что в перигелии Плутон подходит к Солнцу на более короткое расстояние, чем Нептун. Из-за огромной удалённости от Солнца и слабой освещённости изучать Плутон очень сложно. Непосредственные измерения углового диаметра Плутона на 5-метровом телескопе дали результат 0,23". Астрономы пытались измерить диаметр Плутона более точными методами - по затмению им звезды, как это было сделано для Нептуна. Однако Плутон, проходя мимо звезды на расстоянии 0,1", не заслонил её, и затмения не произошло. Из этого был сделан вывод, что угловой диаметр Плутона не менее 0,2". Таким образом, в пересчёте на единицы длины диаметр Плутона не менее 6 800 км. Если же диаметр Плутона вычислить по его абсолютному блеску, то получается приблизительно 3 тыс. км. Поверхность Плутона, нагреваемая Солнцем до минус 220оС, даже в наименее холодных полуденных участках, покрыта, по-видимому, снегом из замёрзшего метана. Атмосфера планеты разряженная и состоит из газообразного метана с возможной примесью инертных газов. Блеск Плутона меняется с периодом вращения 6 сут 9ч. В 1978 г. выяснилось, что эта периодичность соответствует орбитальному движению спутника Плутона, обнаруженного американскими астрономами. Спутник Плутона относительно яркий, но расположен настолько близко к планете, что его изображение на фотоснимках сливается с изображением Плутона, лишь слегка выступая то с одной, то с другой стороны. Из периода обращения и расстояния между центрами вычислили массу системы "Плутон-спутник". Масса оказалась неожиданно малой: 1,7% массы Земли. Почти вся она сосредоточена в Плутоне, т.к. диаметр спутника, судя по блеску, мал по сравнению с диаметром планеты. В таком случае средняя плотность Плутона составляет приблизительно 0,7 г/см3, если принять его диаметр равным 3 тыс. км. Такая малая плотность означает, что Плутон состоит преимущественно из летучих химических элементов и соединений, т.е. примерно такой же состав, как планеты-гиганты и их спутники.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это открытие имеет очень большое значение, во-первых, потому что даёт возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон "потерявшимся" спутником Нептуна.

Список литературы

Энциклопедический словарь юного астронома, М., Педагогика, 1980

Астрономия,  Учеб. для 11 кл. сред. шк.,  М., Просвещение, 1990

Клушанцев П. В.  "Одиноки ли мы во вселенной?",  Дет. лит., 1981

Эврика-89,  М., Мол. гвардия, 1991

Поиски жизни в Солнечной системе, Пер. с англ.  М., Мир, 1988

Скачали данный реферат: Ельцов, Савин, Serebrov, Shapiro, Kiriana, Obrazcov.
Последние просмотренные рефераты на тему: новые рефераты, дипломная работа исследование, мцыри сочинение, диплом купить.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3