§ 8. Планети Земної групи

Меркурій — найближча до Сонця планета (мал. 2.7). Вона постійно «ховається» у сонячних променях, і тому її дуже важко побачити із Землі. За розмірами і масою Меркурій більше подібний до Місяця, ніж до Землі. У Меркурія немає атмосфери, і його поверхня не захищена від палючих сонячних променів удень і космічного холоду вночі. Удень на поверхні планети температура піднімається до +430 °С, а вночі опускається до -200 °С. Перепад температур відбувається повільно, тому що сонячна доба на Меркурії дорівнює 176 земним. Тривалість року — 88 земних діб.

Мал. 2.7

За формою Меркурій подібний до кулі з екваторіальним радіусом (2439,7 ± 1,0) км (діаметр 4900 км), що приблизно в 2,6 раза менший, ніж у Землі. Екваторіальне й полярне стискання незначні. Геометричний центр планети відхилений від центра мас — у межах 1,5 км. Площа поверхні Меркурія менша в 6,8 раза від поверхні Землі, а об’єм — у 17,8 раза.

Маса Меркурія дорівнює 3,30 · 10²³ кг, це приблизно в 18 разів менше за масу Землі. Середня густина близька до земної й становить 5,43 г/см³. Прискорення вільного падіння поблизу поверхні — 3,70 м/с² (0,38 від земного). Відстань до Сонця — 58 млн км. Магнітне поле планети дуже слабке, його напруженість у 300 разів менша від земної. Природних супутників немає.

Уся кам’яниста поверхня Меркурія покрита численними кратерами, більшість з яких утворилася в результаті падіння метеоритів. Кратери на Меркурії названо на честь видатних представників світової культури: Бетховен, Гомер, Шевченко та ін. Винятками є променистий кратер Койпер, названий на честь видатного планетолога Джерарда Койпера, та маленький кратер Хун Каль, до якого прив’язано систему довгот: він лежить на меридіані 20°, його назва мовою давніх майя означає «двадцять».

Кут нахилу осі обертання Меркурія перпендикулярний до його орбіти, тому дно полярних кратерів ніколи не освітлюється Сонцем. Ці області слугують сховищами водяного льоду, перемішаного з гірськими породами.

Гори на Меркурії сягають усього 2-4 км. На планеті виявлено кратери та уступи висотою 2-3 км, що тягнуться на сотні кілометрів (мал. 2.8). Імовірно, вони з’явилися під час утворення планети через нерівномірний стиск у ході охолодження.

Мал. 2.8

Поблизу поверхні Меркурія виявлено атоми гелію і водню, а також аргону й натрію. Їхніми джерелами є сонячний вітер і речовина планети, піддана нагріванню й опроміненню Сонцем.

Меркурій — найменше вивчена планета земної групи. На її дослідження було спрямовано лише два апарати. Перший був «Марінер-10» (1974-1975 рр.), що тричі пролетів повз Меркурій (максимальне зближення становило 320 км). У результаті було отримано кілька тисяч фото із середньою роздільною здатністю 1 км/пікс, що охоплюють приблизно 45 % поверхні планети. Подальші дослідження із Землі дали змогу отримати деякі дані про поверхню та атмосферу Меркурія, зокрема вказали на можливість існування водяного льоду в полярних кратерах.

У 2008-2015 рр. планету досліджував апарат НАСА «Мессенджер» (мал. 2.9). Його запустили в 2004 р. Апарат летів складною траєкторією з кількома гравітаційними маневрами біля Землі, Венери та Меркурія. Повз останній він пролітав тричі, і в березні 2011 р. нарешті став його супутником. «Мессенджер» відзняв усю поверхню планети та отримав багато інших даних. Його внесок у дослідження Меркурія став революційним.

Мал. 2.9

Венера — друга від Сонця планета Сонячної системи (мал. 2.10). Вона майже такого самого розміру, як і Земля, а її маса становить більше як 80 % земної маси. На небі Венеру можна спостерігати уранці або увечері у вигляді дуже яскравого світила. Густа атмосфера Венери довго приховувала таємниці її поверхні. Учені ще в середині XX ст. думали, що планета вкрита тропічними лісами. Але космічні апарати, що досягли планети, сфотографували безжиттєву розпечену пустелю. Температура поверхні сягає +470 °С і майже не змінюється протягом доби. Густі хмари пропускають мало сонячного світла й створюють «сутінкову» освітленість навіть тоді, коли Сонце перебуває високо над горизонтом. Води на цій планеті немає, кисню — практично теж. Діаметр становить 12 100 км. Відстань до Сонця — 108 млн км. Тривалість року — 224,7 земної доби, а тривалість доби — 117 земних діб. Венера — третій за яскравістю об’єкт на небі, її блиск поступається лише блиску Сонця та Місяця. Венера відома людству з найдавніших часів. Орбіта планети має форму майже правильного кола, швидкість руху по орбіті — 35 км/с. Напрямок обертання зворотний до напрямку обертання навколо Сонця. Природних супутників немає.

Мал. 2.10

Більшу частину поверхні Венери займають рівнини. Найвищі гори — гори Максвелла — піднімаються на 11 км над середнім рівнем поверхні. На Венері виявлено кратери діаметром до сотень кілометрів (мал. 2.11) . Великі кратери названо на честь видатних жінок: Ахматова, Войнич, Дункан, Орлова або просто жіночими іменами: Антоніна, Валентина, Зоя, Ірина, Нана, Ольга та ін. Великі височини-материки мають назви: Земля Афродіти, Земля Іштар, Земля Лади тощо.

Мал. 2.11

Близько 500 млн років тому на Венері відбулася глобальна геологічна катастрофа. Сотні тисяч діючих вулканів викинули величезну кількість лави, що вкрила всю поверхню. Найвищий згаслий вулкан (мал. 2.12) — гора Маат, названий на честь єгипетської богині істини й порядку, підіймається над навколишньою рівниною майже на 8 км.

Мал. 2.12

Для дослідження рельєфу планети було використано метод радіолокації. Автоматична міжпланетна станція «Магеллан» у 1990-1994 рр. провела глобальну радіолокацію поверхні Венери. На основі отриманих даних було складено рельєфні карти, і з’явилася можливість відтворити деталі поверхні в об’ємному зображенні (мал. 2.13).

Мал. 2.13

Атмосфера Венери складається в основному з вуглекислого газу. Тиск на поверхні планети в 95 разів більший, ніж на поверхні Землі. Завдяки такому хімічному складу, а також великій густині атмосфера Венери є величезним «парником». Парниковий ефект й обумовлює високу температуру на поверхні. Хмари Венери мають пластову структуру. Вони розташовуються на висотах від 48 до 70 км і містять крапельки сірчаної кислоти. Швидкість вітру на поверхні становить близько 1 м/с. В атмосфері спостерігаються блискавки.

Магнітне поле Венери дуже слабке через повільне обертання планети навколо осі зі сходу на захід. Його напруженість у 104 рази менша від земної. Магнітосфера майже повністю відсутня, тому потік заряджених частинок, що йде від Сонця, зіштовхується з атмосферою планети й захоплює за собою її речовину, формуючи йонний шлейф. Космічна обсерваторія SOHO визначила, що цей «хвіст» тягнеться на 45 млн км, тобто сягає Землі.

Марс — четверта від Сонця планета Сонячної системи (мал. 2.14). Для спостерігача вона з’являється на небосхилі у вигляді яскравого червоного світила. За допомогою аматорських телескопів можна побачити полярні шапки на Марсі та деякі великі деталі його поверхні з темніших ліній і плям. На думку вчених, це річки, озера і моря. Марс і Земля кожні 15-17 років зближуються, це називають великим протистоянням. Тоді Марс не зникає з неба всю ніч і світиться особливо яскраво, червоно-помаранчевим кольором.

Мал. 2.14

Марс — невелика планета, більша за Меркурій, але майже вдвічі менша від Землі за діаметром (6800 км). Марс має екваторіальний радіус 3396 км і середній полярний радіус 3379 км (обидва значення точно визначив космічний апарат Mars Global Surveyor, який почав свою місію на орбіті навколо планети 1999 р.). Маса Марса становить 6,418 · 10²³ кг, що вдесятеро менше за масу Землі, а прискорення вільного падіння на його поверхні — 3,72 м/с². Це означає, що об’єкти на Марсі важать лише третину своєї земної ваги. Відстань до Сонця 228 млн км. Температура на поверхні від -70 °С до +20 °С. Тривалість року — 687 земних діб (1,9 земного року), а тривалість доби — 24 год 39 хв. Марс має слабке магнітне поле напруженістю в 500 разів меншою від земної. Природних супутників два — Фобос (з грец. — «страх») і Деймос («жах»).

Отримані за допомогою космічних апаратів зображення поверхні Марса показали, що вона є мертвою пустелею, значна частина якої — червоний пісок і камені. Колір поверхні Марса червоний, тому що у ґрунті високий вміст оксидів заліза (мал. 2.15).

Мал. 2.15

На поверхні Марса атмосфера дуже розріджена, тому існують великі добові коливання температури: удень на екваторі температура піднімається іноді до +15 °С, уночі опускається до -65 °С. Узимку на поверхні Марса спостерігається сніг та іній, але вода в рідкому стані там існувати не може. Тиск на поверхні планети в 100-170 разів менший, ніж на Землі. В умовах низького атмосферного тиску вода закипає за температури +2 °С і відразу випаровується.

На Марсі дуже багато ударних кратерів великого розміру. Це свідчить про те, що планета пережила безліч катастроф, які змінили умови на її поверхні. Кратери на Марсі названо на честь учених, які вивчали Марс і планети Сонячної системи. Поверхня Марса характеризується чітко вираженою асиметрією. Південна гориста півкуля в середньому на 5 км вища від Північної. На фото марсіанської поверхні добре видно численні великі й дрібні каньйони. Їхня ширина сягає 600 км, глибина — 5 км. Найбільший каньйон — Долина Марінера — тягнеться майже на 5000 км.

Вражають своїми масштабами згаслі вулкани Марса. Найвищий — гора Олімп (мал. 2.16) — піднімається над поверхнею на 27 км. Діаметр її основи сягає 600 км. Вік таких структур — приблизно 400 млн років.

Мал. 2.16

Знамениті полярні шапки Марса утворені товстими шарами льоду (близько 3 км), змішаного з пилом. Верхній шар полярних шапок складається із «сухого льоду» (замерзлого вуглекислого газу — СО₂) з невеликою домішкою звичайного льоду (Н₂О). Температура тут опускається нижче від -110 °С. Коли на одній з півкуль починається зима, то відповідна полярна шапка починає рости і сягає 57° широти в Північній півкулі та 45° у Південній. Навесні шапки починають танути. Восени, коли формуються полярні шапки, можна спостерігати блакитнувато-білі хмари в атмосфері планети.

Загадкові марсіанські долини, схожі на русла річок (мал. 2.17), утворилися від водяних потоків, які висохли понад мільярд років тому. У 1999 р. було опубліковано дослідження, які доводять, що на Марсі раніше існував океан води. Це вдалося встановити за допомогою фото, переданих на Землю станцією Mars Global Surveyor, за особливостями рельєфу. Океан міг існувати, поки температура поверхні Марса була досить висока. Потім планета охолоджувалася близько мільярда років. Тонка атмосфера Марса не перешкоджала «зникненню» води в міжпланетний простір. Зі зниженням температури замерзла вода упереміш з піском утворила підповерхневу крижану оболонку — кріосферу, яка має кількість води, еквівалентну шару завтовшки приблизно 1 км по всій планеті.

Мал. 2.17

Атмосфера Марса має малу густину і складається в основному з вуглекислого газу. Швидкість вітру на поверхні планети не перевищує 15 м/с. Марс — єдина планета, де спостерігаються глобальні пилові бурі. Вони створюють антипарниковий ефект, тому що хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні. Поверхня планети сильно охолоджується, а пил і навколишня атмосфера, навпаки, розігріваються. В атмосфері Марса спостерігаються піщані вихори, що закручують стовпи пилу заввишки до 8 км. Хмари складаються із силікатного і крижаного пилу, який піднімається так високо в атмосферу, що навіть закриває гору Олімп.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

1. Чому Меркурій не може утримувати сталу атмосферу?
2. Яка планета обертається навколо осі у протилежному напрямку порівняно із Землею?
3. На яких планетах земної групи відбувається зміна пір року?
4. Венера міститься 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. На яких планетах земної групи можливе існування життя?

Дослідіть відмінності складу атмосфери на планетах земної групи.