Підручник з Природничих наук. 1 частина. 10 клас. Гільберг - Нова програма

Цей підручник можна завантажити у PDF форматі на сайті тут.

НАШІ НАЙБЛИЖЧІ СУСІДИ

Меркурій — найближча до Сонця планета. Меркурій є ще й найменшою та найшвидшою планетою в Сонячній системі. Меркурій рухається орбітою навколо Сонця із середньою швидкістю 47,36 км/с, що в 1,6 разу більше від швидкості Землі. Така швидкість і той факт, що Меркурій розташовано ближче до Сонця, ніж Земля, спричинюють те, що один рік на Меркурії (час його повного оберту навколо Сонця) становить усього 87,97 земного дня.

Для спостережень із Землі Меркурій — незручний об’єкт. Він видимий лише під час сходу або заходу Сонця й досить низько над горизонтом (особливо в північних широтах). У низьких широтах Меркурій спостерігати ліпше. Період його найліпшої видимості настає кілька разів на рік і триває близько 10 днів. Проте навіть у ці періоди побачити Меркурій неозброєним оком досить складно (неяскрава зірка на світлому тлі неба).

Для спостерігача, що перебуває на поверхні Меркурія, здається, що Сонце дивно рухається його небосхилом. Свій рух воно може пришвидшувати чи сповільнювати, може зупинятися й навіть рухатися у зворотному напрямку. Це пояснюють тим, що орбіта Меркурія дуже витягнута. Більше про Меркурій ви дізнаєтеся, проаналізувавши дані, наведені в таблиці 10.3.

Таблиця 10.3

Характеристики Меркурія

Орбітальні

Фізичні

Велика піввісь

57 909 100 км (0,39 а. о.)

Середній радіус

2439,7 км (0,38 RЗемлі)

Ексцентриситет

0,21

Маса

3,3 · 1023 кг (0,055 МЗемлі)

Орбітальний період

87,9691 доби

Середня густина

5,427 г/см3

Період обертання навколо осі

58,65 доби

Прискорення вільного падіння

3,7 м/с2 (0,38 g)

Середня орбітальна швидкість

47,87 км/с

Температура поверхні

мінімальна 100 K

максимальна 700 K

Нахил орбіти

7° до екліптики

Атмосфера

немає (є розріджена газова оболонка

Супутники

немає

Магнітне поле

дуже слабке

Те, що в Меркурія є магнітне поле, дає змогу припустити, що він має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть сягати 2/3 діаметра планети. Вважають, що в ядрі зосереджено до 80 % усієї маси Меркурія, і цим визначена його найбільша середня густина поміж усіх планет Сонячної системи (мал. 10.10).

Мал. 10.10. Меркурій

Поверхня Меркурія вся поцяткована кратерами, утворення яких можна пояснити метеоритним бомбардуванням планети, що відбувалося мільярди років тому.

Венера належить до планет, відомих людству з найдавніших часів. Оскільки цю планету можна спостерігати ввечері після заходу сонця або вранці перед світанком, її ще називають «зоря вечірня» або «вранішня зоря». Венера друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета. Це третій за яскравістю об’єкт на небі; її блиск поступається лише блиску Сонця та Місяця. На відміну від Землі та інших планет, Венера обертається навколо своєї осі у зворотному напрямку до обертання навколо Сонця. Більше про цю планету ви дізнаєтеся, проаналізувавши інформацію, наведену в таблиці 10.4.

Таблиця 10.4

Характеристики Венери

Орбітальні

Фізичні

Велика піввісь

108 208 930 км (0,72 а. о.)

Середній радіус

6051,8 км (0,95 RЗемлі)

Ексцентриситет

0,0068

Маса

4,9 · 1024 кг (0,815 МЗемлі)

Орбітальний період

224,70 доби

Середня густина

5,204 г/см3

Період обертання навколо осі

243,02 доби

Прискорення вільного падіння

8,87 м/с2 (0,9 g)

Середня орбітальна швидкість

35,02 км/с

Температура поверхні

мінімальна 670 K

середня 735 K

максимальна 800 K

Нахил орбіти

3,4° до екліптики

Атмосфера

~96,5 % — CO2

~3,5 % — N2

0,018 % — SO2

0,007 % — Ar

0,003 % — H2O

0,0017 % — CO

0,0012 % — He

0,0007 % — Ne та ін

Супутники

немає

Магнітне поле

дуже слабке

Дослідження цієї планети надзвичайно ускладнене через її дуже щільну атмосферу, що складається на 96 % з вуглекислого газу. Атмосферний тиск біля поверхні Венери становить близько 9 МПа, а густина атмосфери в 35 разів перевищує густину земної атмосфери. Кількість вуглекислого газу в атмосфері Венери в 400 тис. разів більша, ніж у земній атмосфері. Велика кількість вуглекислого газу в атмосфері Венери спричиняє явище парникового ефекту, вияви якого значно сильніші, 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 енергії в нижніх шарах атмосфери за мільярди років існування планети поверхня розігрілася так, що каміння буквально світиться. Унаслідок високого розігріву на планеті немає води (мал. 10.11).

Мал. 10.11. Венера

Протягом двомісячної ночі на поверхні Венери немає абсолютної темряви. Крім постійних спалахів блискавок, які супроводжує гуркіт грому, там уночі видно свічення верхніх шарів атмосфери. Нічне освітлення підсилюють вогні від активних вулканів.

Марс за розташуванням — четверта від Сонця планета Сонячної системи й сьома за розміром і масою. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватий колір поверхні, зумовлений сполуками феруму(ІІІ). На зоряному небі вона виглядає як цятка червоного кольору, що час від часу значно перевершує за блиском зорі першої величини. Більше про цю планету ви дізнаєтеся, проаналізувавши інформацію, наведену в таблиці 10.5.

Таблиця 10.5

Характеристики Марса

Орбітальні

Фізичні

Велика піввісь

227 939 100 км (1,52 а. о.)

Середній радіус

3389,5 км (0,53 RЗемлі)

Ексцентриситет

0,093

Маса

6,42 · 1023 кг (0,107 МЗемлі)

Орбітальний період

686,97 доби

Середня густина

3,93 г/см3

Період обертання навколо осі

24 год 37 хв

Прискорення вільного падіння

3,71 м/с2 (0,38 g)

Середня орбітальна швидкість

24,077 км/с

Температура поверхні

мінімальна 186 K

середня 227 K

максимальна 268 K

Нахил орбіти

1,9° до екліптики

Атмосфера

вуглекислий газ (95 %) з домішками азоту, аргону, кисню та інших газів (є й домішка водяної пари)

Супутники

Фобос і Деймос

Магнітне поле

дуже слабке та нестійке

За тривалістю доби (24,6 год) та зміною пір року (вісь обертання нахилена під кутом 65° до площини орбіти) Марс нагадує нашу планету (мал. 10.12).

Мал. 10.12. Марс

У центрі Марса міститься ядро діаметром близько 2968 км, яке складається здебільшого із заліза, містить Сульфур та перебуває в рідкому стані. Ядро оточене мантією із силікатів.

Марс має розріджену атмосферу. Це дає змогу вивчати його поверхню безпосередньо із Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які назвали материками, близько третини — темні ділянки, названі морями. Ці ділянки зберігають свою форму з плином часу, тому була можливість скласти точні карти поверхні.

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 з топонімічними назвами — Євпаторія та Фастів. Є на Марсі й безладно розташовані пагорби та провалля, різної природи утворення. Вони схожі на русла висохлих річок, системи вузьких тріщин, гірські райони й окремі гори вулканічного походження.

Поблизу полюсів восени утворюються білі плями — полярні шапки. Коли в північній півкулі Марса настає літо, північна полярна шапка швидко тане в розмірах, але в цей час росте інша — біля південного полюса, де настає зима. Виявляється, обидві полярні шапки складаються з твердого карбон(IV) оксиду, тобто сухого льоду, що утворюється внаслідок замерзання вуглекислого газу, який є головним складником атмосфери, та із замерзлої води з домішкою мінерального пилу.

Марсіанський ґрунт — це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), у якому вміст Силіцію становить 15—20 %, Феруму — 12—16 %, Фосфору — близько 10 %, Мангану та Кобальту — по 7 %, а також є Кальцій, Хром, Нікель, Ванадій, Титан, Молібден, Цирконій тощо. Жодна з відомих земних гірських порід не збігається за складом з марсіанськими.

Наразі немає наукових доказів існування життя на Марсі. Хоча припускають, що воно там може бути. Ще до початку польотів на Марс він був першим кандидатом на виявлення там позаземного життя. На Марсі знайдено зразки льоду, що є однією з умов існування життя. За останніми відомостями в минулому на Марсі була вода в рідкому стані, поверхню планети вкривали моря. Цілком можливо, що кілька мільйонів років тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього є рельєф планети. Одна з версій втрати Марсом води — це результат дії сонячного вітру.

Марс має два невеликі супутники — Фобос і Деймос. Супутники обертаються синхронно з планетою (у площині її екватора) круговими орбітами радіусом 6 і 20 тис. км відповідно. За допомогою космічних апаратів визначено, що супутники мають неправильну форму й у своєму орбітальному положенні повернуті до планети завжди тим самим боком.