Planeedipindade alusel jagatud kahte rühma: gaasihiiglased ja maapealsed planeedid. Maapealseid planeete iseloomustab tihe pind ja need koosnevad reeglina silikaatühenditest. Päikesesüsteemis on ainult neli sellist planeeti: Marss, Maa, Veenus ja Merkuur.
Maapealsed planeedid päikesesüsteemis:
elavhõbe
Merkuur on Päikesesüsteemi neljast Maa-sarnasest planeedist väikseim, ekvaatori raadiusega 2439,7 ± 1,0 km. Planeet on suurem kui kuud, näiteks Titan. Merkuuril on aga Päikesesüsteemi planeetidest teine tihedus (5427 grammi kuupsentimeetri kohta), jäädes selle näitaja poolest veidi alla Maale. Suur tihedus annab vihjeid planeedi sisestruktuurile, mis teadlaste arvates on rauarikas. Arvatakse, et Merkuuri tuumas on meie süsteemi planeetidest kõrgeim rauasisaldus. Astronoomid usuvad, et sula tuum moodustab 55% planeedi kogumahust. Rauarikka südamiku väliskiht on vahevöö, mis koosneb peamiselt silikaatidest. Planeedi kivine maakoor ulatub 35 km paksuseks. Merkuur asub Päikesest 0,39 astronoomilise ühiku kaugusel, mis teeb sellest meie valgustile lähima planeedi. Päikese läheduse tõttu tõuseb planeedi pinnatemperatuur üle 400ºC.
Veenus
Veenus on Maa lähim naaber ja üks neljast Päikesesüsteemi maapealsest planeedist. See on selle kategooria suuruselt teine planeet, mille läbimõõt on 12 092 km; Maa järel teisel kohal. Veenuse paksu atmosfääri peetakse aga Päikesesüsteemi kõige tihedamaks, selle atmosfäärirõhk on 92 korda kõrgem kui meie planeedi õhurõhk. Tihe atmosfäär koosneb süsinikdioksiidist, millel on kasvuhooneefekt ja mis põhjustab Veenuse pinna temperatuuri tõusu 462ºC-ni ja on. Planeedil domineerivad vulkaanilised tasandikud, mis katavad umbes 80% selle pinnast. Veenusel on ka arvukalt kokkupõrkekraatreid, millest mõne läbimõõt ulatub umbes 280 km-ni.
Maa
Neljast maapealsest planeedist on Maa suurim ekvaatori läbimõõduga 12 756,1 km. See on ka ainus selle rühma planeet, millel on teadaolevalt hüdrosfäär. Maa on Päikesele lähimalt kolmas planeet, mis asub sellest umbes 150 miljoni km (1 astronoomiline ühik) kaugusel. Planeedil on ka Päikesesüsteemi suurim tihedus (5,514 grammi kuupsentimeetri kohta). Silikaat ja alumiiniumoksiid on kaks ühendit, mida leidub maakoores suurimates kontsentratsioonides, moodustades 75,4% mandri maakoorest ja 65,1% ookeanilisest maakoorest.
Marss
Marss on Päikesesüsteemi teine maapealne planeet, mis asub Päikesest kõige kaugemal 1,5 astronoomilise ühiku kaugusel. Planeedi ekvaatori raadius on 3396,2±0,1 km, mis teeb sellest meie süsteemi suuruselt teise planeedi. Marsi pind koosneb peamiselt basaltkivimitest. Planeedi maakoor on üsna paks ja ulatub 125–40 km sügavusele.
Kääbusplaneedid
On ka teisi väiksemaid kääbusplaneete, millel on mõned omadused, mis on võrreldavad maapealsete planeetidega, näiteks tihe pind. Kääbusplaneetide pinna moodustab aga jääkilp ja seetõttu nad sellesse rühma ei kuulu. Päikesesüsteemi kääbusplaneetide näideteks on Pluuto ja Ceres.
Maapealsed planeedid Maapealsed planeedid Päikesesüsteemi 4 planeeti: Merkuur, Veenus, Maa ja Marss. Struktuurilt ja koostiselt on neile lähedased mõned kivised asteroidid, näiteks Vesta. Maapealsed planeedid on suure tihedusega ja... ... Wikipedia
PLANEEDID JA SATELLIIDID.- PLANEEDID JA SATELLIIDID. Päikesesüsteemi 9 suurt planeeti on jagatud maapealseteks planeetideks (Mercury... Füüsiline entsüklopeedia
Planeedid- Elu tekkeks sobivad planeedid Elu toetamiseks sobivate planeetide asukoha tsooni teoreetiline sõltuvus tähetüübist (esile tõstetud rohelisega). Orbitaalskaalat ei austata... Wikipedia
Hiiglaslikud planeedid- 4 päikesesüsteemi planeeti: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun; asub väljaspool väikeplaneetide ringi. Võrreldes maapealse rühma tahkisplaneetidega (sisemine), on need kõik gaasiplaneetid, neil on suured mõõtmed, mass ... Wikipedia
Planeedid- Planeedid. PLANEEDID, Päikesesüsteemi kõige massiivsemad kehad, mis liiguvad ümber Päikese elliptilistel orbiitidel (vt Kepleri seadusi on teada 9). Niinimetatud maapealsetel planeetidel (Merkuur, Veenus, Maa, Marss) on tahke... ... Illustreeritud entsüklopeediline sõnaraamat
PLANEEDID- (Kreeka planeetide rändamisest) Päikesesüsteemi kõige massiivsemad kehad, mis liiguvad elliptilistel orbiitidel ümber Päikese (vt Kepleri seadused), helendavad peegeldunud päikesevalgusega. Planeetide asukoht Päikesest: Merkuur, Veenus, ... ... Suur entsüklopeediline sõnaraamat
Maa- Maa foto Maast kosmoselaevalt Apollo 17 Orbiidi karakteristikud Aphelion 152 097 701 km 1,0167103335 a. e... Vikipeedia
Hiiglaslikud planeedid- Päikesesüsteemi väliste hiiglaslike planeetide kohta vaadake Gaasplaneet ... Wikipedia
planeedid- (kreeka sõnast planētēs ekslemine), massiivsed taevakehad, mis liiguvad ümber Päikese elliptilistel orbiitidel (vt Kepleri seadused) ja helendavad peegeldunud päikesevalgusest. Planeetide asukoht Päikesest: Merkuur, Veenus, Maa, Marss... entsüklopeediline sõnaraamat
Hiiglaslikud planeedid- Päikesesüsteemi planeedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun; asub väljaspool väikeplaneetide ringi (vt Väikeplaneedid). Võrreldes maapealsete (sisemiste) planeetidega on neil suuremad suurused, massid, madalam keskmine ... Suur Nõukogude entsüklopeedia
Raamatud
- Ostke 2144 UAH eest (ainult Ukrainas)
- Kosmos. Päikesesüsteemist sügavale universumisse Mihhail Jakovlevitš Marov. Raamat esitab üsna lühidalt ja populaarsel kujul kaasaegseid ideid kosmosest ja seda asustavatest kehadest. See on ennekõike Päike ja Päikesesüsteem, maapealsed planeedid ja...
8. peatükk. Maapealsed planeedid: Merkuur, Veenus, Maa
Planeedi teke
Nii või teisiti on hetkel Päikesesüsteemis teada 8 planeeti: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja mitmed plutonoidid, sealhulgas Pluuto, mis veel hiljuti oli planeetide hulgas. Kõik planeedid liiguvad orbiitidel samas suunas ja samal tasapinnal ning peaaegu ringikujulistel orbiitidel (välja arvatud plutonoidid). Päikesesüsteemi keskusest äärealadeni (Pluutonini) 5,5 valgustundi. Kaugus Päikesest Maani on 149 miljonit km, mis on 107 selle läbimõõdust. Esimesed Päikesest pärit planeedid on viimastest silmatorkavalt suuruselt erinevad ja erinevalt neist nimetatakse neid maapealseteks planeetideks ja kaugemaid hiidplaneetideks.
elavhõbe
Päikesele lähim planeet Merkuur on nime saanud Rooma kauba-, reisijate- ja varaste jumala järgi. See väike planeet liigub kiiresti orbiidil ja pöörleb väga aeglaselt ümber oma telje. Merkuur on tuntud juba iidsetest aegadest, kuid astronoomid ei saanud kohe aru, et see on planeet ning et hommikul ja õhtul nägid nad sama tähte.
Merkuur asub Päikesest umbes 0,387 AU kaugusel. (1 AU võrdub Maa orbiidi keskmise raadiusega) ja kaugus Merkuurist Maani muutub tema ja Maa orbiitidel liikumisel 82 miljonilt km-lt 217 miljonile km-le. Merkuuri orbiidi tasandi kalle ekliptika (päikesesüsteemi tasandi) tasapinna suhtes on 7°. Merkuuri telg on peaaegu risti tema orbiidi tasapinnaga ja tema orbiit on piklik. Seega ei ole Merkuuril aastaaegasid ning päeva ja öö muutused toimuvad väga harva, ligikaudu kord kahe Merkuuri aasta jooksul. Selle üks külg, mis on pikka aega näoga Päikese poole, on väga kuum ja teine, pikka aega Päikesest eemale pööratud, on kohutavas külmas. Merkuur liigub ümber Päikese kiirusega 47,9 km/s. Merkuuri kaal on peaaegu 20 korda väiksem kui Maa kaal (0,055 M) ja selle tihedus on peaaegu sama kui Maa oma (5,43 g/cm3). Planeedi Merkuur raadius on 0,38R (Maa raadius, 2440 km).
Tänu Päikese lähedusele tekkisid gravitatsiooni mõjul Merkuuri kehas võimsad loodete jõud, mis aeglustasid tema pöörlemist ümber oma telje. Lõpuks leidis Merkuur end resonantslõksus. Selle tiirlemise periood ümber Päikese, mõõdetuna 1965. aastal, oli 87,95 Maa päeva ja ümber oma telje pöörlemise periood 58,65 Maa päeva. Merkuur teeb kolm täispööret ümber oma telje 176 päevaga. Samal perioodil teeb planeet kaks tiiru ümber Päikese. Tulevikus peaks Merkuuri pidurdamine tõusulaine pidurdamisel kaasa tooma tema pöörde ümber oma telje ja pöörde ümber Päikese. Siis on see alati suunatud Päikese poole ühes suunas, täpselt nagu Kuu on suunatud Maa poole.
Merkuuril pole satelliite. Võib-olla kunagi ammu oli Merkuur ise Veenuse satelliit, kuid päikesegravitatsiooni tõttu võeti see Veenuselt ära ja sai iseseisvaks planeediks. Planeet on tegelikult sfäärilise kujuga. Vaba langemise kiirendus selle pinnal on peaaegu 3 korda väiksem kui Maal (g = 3,72 m/s 2 ).
Selle lähedus Päikesele muudab Merkuuri vaatlemise keeruliseks. Taevas ei liigu see Päikesest kaugele - maksimaalselt 29° Maast on nähtav kas enne päikesetõusu (hommikune nähtavus) või pärast päikeseloojangut (õhtune nähtavus);
Oma füüsikaliste omaduste poolest sarnaneb Merkuur Kuuga, selle pinnal on palju kraatreid. Merkuuril on väga õhuke atmosfäär. Planeedil on suur raudtuum, mis on gravitatsiooni ja magnetvälja allikas, mille tugevus on 0,1 Maa magnetvälja tugevusest. Merkuuri tuum moodustab 70% planeedi mahust. Pinna temperatuur on vahemikus 90° kuni 700° K (–180° kuni +430° C). Päevalille ekvatoriaalpool kuumeneb palju rohkem kui polaaralad. Pinna kuumutamise erinevad astmed tekitavad hõreneva atmosfääri temperatuuri erinevuse, mis peaks põhjustama selle liikumise – tuule.
Päikesesüsteemi sisepiirkonnas elavad mitmesugused kehad: suured planeedid, nende satelliidid, aga ka väikesed kehad – asteroidid ja komeedid. Alates 2006. aastast on planeetide rühma lisatud uus alarühm - kääbusplaneedid, millel on planeetide sisemised omadused (sfääriline kuju, geoloogiline aktiivsus), kuid mis oma väikese massi tõttu ei suuda oma orbiidi läheduses domineerida. . Nüüd on 8 kõige massiivsemat planeeti - Merkuurist Neptuunini - otsustatud nimetada lihtsalt planeetideks, kuigi vestluses kutsuvad astronoomid neid selguse huvides sageli "suurplaneetideks", et eristada neid kääbusplaneetidest. Mõistet "väikeplaneet", mida aastaid kasutati asteroidide kohta, ei soovitata nüüd kasutada, et vältida segiajamist kääbusplaneetidega.
Suurte planeetide piirkonnas näeme selget jagunemist kaheks rühmaks, millest igaühes on 4 planeeti: selle piirkonna välimise osa hõivavad hiiglaslikud planeedid ja sisemise osa hõivavad palju väiksema massiga maapealsed planeedid. Ka hiiglaste rühm jaguneb tavaliselt pooleks: gaasihiiglased (Jupiter ja Saturn) ning jäähiiglased (Uraan ja Neptuun). Maapealsete planeetide rühmas on tekkimas ka jagunemine pooleks: Veenus ja Maa on paljude füüsikaliste parameetrite poolest üksteisega äärmiselt sarnased ning Merkuur ja Marss on massilt suurusjärgu võrra väiksemad ja neil puudub peaaegu atmosfäär. (isegi Marsil on Maa omast sadu kordi väiksem atmosfäär ja Merkuur praktiliselt puudub).
Tuleb märkida, et planeetide kahesaja satelliidi hulgas võib eristada vähemalt 16 keha, millel on täisväärtuslike planeetide sisemised omadused. Sageli ületavad nad oma suuruse ja massi poolest kääbusplaneete, kuid samal ajal juhib neid palju massiivsemate kehade gravitatsioon. Jutt käib Kuust, Titaanist, Jupiteri Galilei satelliitidest jms. Seetõttu oleks loomulik lisada Päikesesüsteemi nomenklatuuri sellistele planeeditüüpi "allutatud" objektidele uus rühm, nimetades neid "satelliitplaneetideks". Kuid see idee on praegu arutlusel.
Tuleme tagasi maapealsete planeetide juurde. Võrreldes hiiglastega on nad atraktiivsed, kuna neil on kindel pind, millele kosmosesondid saavad maanduda. Alates 1970. aastatest on Veenuse ja Marsi pinnal korduvalt maandunud ja edukalt tegutsenud NSV Liidu ja USA automaatjaamad ja iseliikuvad sõidukid. Merkuurile pole veel maandumisi toimunud, kuna lende Päikese lähedusse ja maandumist massiivsele atmosfäärita kehale seostatakse suurte tehniliste probleemidega.
Maapealseid planeete uurides ei unusta astronoomid Maad ennast. Kosmosest võetud piltide analüüs on võimaldanud palju mõista Maa atmosfääri dünaamikast, selle ülemiste kihtide struktuurist (kus lennukid ja isegi õhupallid ei tõuse) ja selle magnetosfääris toimuvatest protsessidest. Võrreldes Maa-sarnaste planeetide atmosfääri ehitust, saab nende ajaloost palju aru ja ennustada täpsemalt tulevikku. Ja kuna meie (või mitte ainult meie?) planeedi pinnal elavad kõik kõrgemad taimed ja loomad, on meie jaoks eriti olulised atmosfääri alumiste kihtide omadused. See loeng on pühendatud maapealsetele planeetidele; peamiselt – nende välimus ja tingimused pinnal.
Planeedi heledus. Albedo
Vaadates planeeti kaugelt, saame hõlpsasti eristada atmosfääriga ja ilma kehasid. Atmosfääri või täpsemalt pilvede olemasolu selles muudab planeedi välimuse muutlikuks ja suurendab oluliselt selle ketta heledust. See on selgelt nähtav, kui paigutame planeedid järjestikku täiesti pilvitutest (ilma atmosfäärita) kuni täielikult pilvedega kaetud: Merkuur, Marss, Maa, Veenus. Kivised atmosfäärita kehad on üksteisega peaaegu täieliku eristamatuseni sarnased: võrrelge näiteks suuremõõtmelisi fotosid Kuust ja Merkuurist. Isegi kogenud silmal on raske eristada nende tumedate, tihedalt meteoriidikraatritega kaetud kehade pindu. Kuid atmosfäär annab igale planeedile ainulaadse välimuse.
Atmosfääri olemasolu või puudumist planeedil kontrollivad kolm tegurit: temperatuur ja gravitatsioonipotentsiaal pinnal, samuti globaalne magnetväli. Ainult Maal on selline väli ja see kaitseb oluliselt meie atmosfääri päikeseplasma voogude eest. Kuu kaotas atmosfääri (kui see üldse oli) madala kriitilise kiiruse tõttu pinnal ja Merkuur - kõrge temperatuuri ja võimsa päikesetuule tõttu. Merkuuriga peaaegu sama gravitatsiooniga Marss suutis säilitada atmosfääri jäänused, kuna Päikesest kauguse tõttu on see külm ja päikesetuule poolt mitte nii intensiivselt puhutud.
Oma füüsiliste parameetrite poolest on Veenus ja Maa peaaegu kaksikud. Neil on väga sarnane suurus, mass ja seega ka keskmine tihedus. Ka nende sisemine struktuur peaks olema sarnane - maakoor, vahevöö, raudsüdamik -, kuigi selles pole veel kindlust, kuna puuduvad seismilised ja muud geoloogilised andmed Veenuse soolestiku kohta. Muidugi ei tunginud me sügavale Maa sisikonda: enamikus kohtades 3-4 km, kohati 7-9 km ja ainult ühes kohas 12 km. See on vähem kui 0,2% Maa raadiusest. Kuid seismilised, gravimeetrilised ja muud mõõtmised võimaldavad Maa sisemust väga üksikasjalikult hinnata, samas kui teiste planeetide kohta selliseid andmeid peaaegu pole. Üksikasjalikud gravitatsioonivälja kaardid on saadud ainult Kuu kohta; soojusvoogusid sisemusest on mõõdetud ainult Kuul; Seismomeetrid on seni töötanud ainult Kuul ja (mitte eriti tundlikud) Marsil.
Geoloogid hindavad planeetide siseelu endiselt nende tahke pinna omaduste järgi. Näiteks eristab seda oluliselt Maast litosfääriplaatide märkide puudumine Veenusel, mille pinna evolutsioonis mängivad määravat rolli tektoonilised protsessid (mandrite triiv, levimine, subduktsioon jne). Samal ajal viitavad mõned kaudsed tõendid laamtektoonika võimalikkusele Marsil minevikus, samuti jääväljatektoonika olemasolule Jupiteri kuul Europal. Seega ei taga planeetide (Veenus – Maa) väline sarnasus nende sisemise ehituse ja nende sügavustes toimuvate protsesside sarnasust. Ja planeedid, mis ei ole üksteisega sarnased, võivad demonstreerida sarnaseid geoloogilisi nähtusi.
Tuleme tagasi selle juurde, mis on astronoomidele ja teistele spetsialistidele otseseks uurimiseks kättesaadav, nimelt planeetide pinna või nende pilvekihi juurde. Põhimõtteliselt pole atmosfääri läbipaistmatus optilises vahemikus ületamatuks takistuseks planeedi tahke pinna uurimisel. Maalt ja kosmosesondidest pärit radar võimaldas uurida Veenuse ja Titani pindu läbi nende valgusele läbipaistmatu atmosfääri. Need tööd on aga juhuslikud ja planeetide süstemaatilisi uuringuid tehakse endiselt optiliste instrumentidega. Ja mis veelgi olulisem, Päikese optiline kiirgus on enamiku planeetide peamine energiaallikas. Seetõttu mõjutab atmosfääri võime seda kiirgust peegeldada, hajutada ja neelata otseselt kliimat planeedi pinnal.
Kõige eredam valgusti öötaevas, Kuud arvestamata, on Veenus. See on väga hele mitte ainult suhtelise Päikese läheduse tõttu, vaid ka kontsentreeritud väävelhappepiiskadest koosneva tiheda pilvekihi tõttu, mis peegeldab suurepäraselt valgust. Ka meie Maa pole liiga tume, kuna 30–40% Maa atmosfäärist on täidetud veepilvedega ning need hajutavad ja peegeldavad hästi valgust. Siin on foto (pilt ülal), kus Maa ja Kuu olid samaaegselt kaadrisse kaasatud. Selle foto tegi Galileo kosmosesond, kui see lendas teel Jupiteri poole Maast mööda. Vaadake, kui palju tumedam on Kuu kui Maa ja üldiselt tumedam kui mis tahes atmosfääriga planeet. See on üldine muster – atmosfäärita kehad on väga tumedad. Fakt on see, et kosmilise kiirguse mõjul tumeneb iga tahke aine järk-järgult.
Väide, et Kuu pind on tume, tekitab tavaliselt segadust: esmapilgul tundub kuuketas väga hele; pilvitu ööl teeb see meid isegi pimedaks. Kuid see on ainult kontrastiks veelgi tumedamale öötaevale. Mis tahes keha peegelduvuse iseloomustamiseks kasutatakse suurust, mida nimetatakse albeedoks. See on valgeduse aste, see tähendab valguse peegelduse koefitsient. Albedo võrdub nulliga - absoluutne mustus, täielik valguse neeldumine. Ühega võrdne albeedo on täielik peegeldus. Füüsikutel ja astronoomidel on albedo määramiseks mitu erinevat lähenemisviisi. On selge, et valgustatud pinna heledus ei sõltu ainult materjali tüübist, vaid ka selle struktuurist ja orientatsioonist valgusallika ja vaatleja suhtes. Näiteks äsja mahasadanud koheval lumel on üks peegeldusväärtus, kuid lumel, millele sa saapaga astusid, on hoopis teine väärtus. Ja sõltuvust orientatsioonist saab kergesti demonstreerida peegliga, lastes sisse päikesekiiri.
Kogu võimalike albedoväärtuste vahemik on kaetud teadaolevate kosmoseobjektidega. Siin peegeldab Maa umbes 30% päikesekiirtest, peamiselt pilvede tõttu. Ja Veenuse pidev pilvkate peegeldab 77% valgusest. Meie Kuu on üks tumedamaid kehasid, peegeldades keskmiselt umbes 11% valgusest; ja selle nähtav poolkera peegeldab tohutute tumedate "merede" olemasolu tõttu valgust veelgi halvemini - vähem kui 7%. Kuid on ka veelgi tumedamaid objekte; näiteks asteroid 253 Matilda, mille albeedo on 4%. Teisest küljest on üllatavalt eredaid kehasid: Saturni kuu Enceladus peegeldab 81% nähtavast valgusest ja selle geomeetriline albeedo on lihtsalt fantastiline - 138%, st see on heledam kui sama ristlõikega täiuslikult valge ketas. On isegi raske mõista, kuidas ta sellega hakkama saab. Puhas lumi Maal peegeldab valgust veelgi halvemini; Milline lumi lebab selle väikese ja armsa Enceladuse pinnal?
Soojusbilanss
Iga keha temperatuuri määrab tasakaal soojuse sissevoolu ja selle kadumise vahel. Teada on kolm soojusvahetuse mehhanismi: kiirgus, juhtivus ja konvektsioon. Neist kaks viimast nõuavad otsest kontakti keskkonnaga, seetõttu muutub ruumivaakumis kõige olulisemaks ja tegelikult ka ainsaks esimene mehhanism, kiirgus. See tekitab kosmosetehnoloogia disaineritele märkimisväärseid probleeme. Nad peavad arvestama mitme soojusallikaga: Päike, planeet (eriti madalatel orbiitidel) ja kosmoselaeva enda sisemised komponendid. Kusjuures soojuse vabastamiseks on ainult üks võimalus – kiirgus seadme pinnalt. Soojusvoogude tasakaalu säilitamiseks reguleerivad kosmosetehnoloogia disainerid seadme efektiivset albeedot ekraan-vaakum isolatsiooni ja radiaatorite abil. Kui selline süsteem ebaõnnestub, võivad tingimused kosmoselaevas muutuda üsna ebamugavaks, nagu meenutab lugu Apollo 13 missioonist Kuule.
Kuid esimest korda puutusid selle probleemiga kokku 20. sajandi esimesel kolmandikul kõrgmäestiku õhupallide - nn stratosfääri õhupallide - loojad. Neil aastatel ei teadnud nad veel, kuidas luua pitseeritud gondli jaoks keerulisi termoreguleerimissüsteeme, mistõttu piirdusid nad lihtsalt selle välispinna albeedo valimisega. Kui tundlik on keha temperatuur oma albeedo suhtes, näitab esimeste stratosfääri lendude ajalugu.
Teie stratosfääri õhupalli gondola FNRS-1Šveitslane Auguste Picard värvis selle ühelt poolt valgeks ja teiselt poolt mustaks. Idee seisnes selles, et gondli temperatuuri saab reguleerida kera ühele või teisele poole Päikese poole keerates. Pöörlemiseks paigaldati väljapoole propeller. Aga seade ei töötanud, päike paistis “mustalt” poolelt ja sisetemperatuur tõusis esimesel lennul 38 °C-ni. Järgmisel lennul kaeti kogu kapsel päikesekiirte peegeldamiseks lihtsalt hõbedaga. Toas oli -16 °C.
Ameerika stratosfääri õhupallide disainerid Explorer Nad võtsid Picardi kogemust arvesse ja valisid kompromissvariandi: värvisid kapsli ülemise osa valgeks ja alumise osa mustaks. Idee seisnes selles, et sfääri ülemine pool peegeldaks päikesekiirgust ja alumine pool neelaks Maalt soojust. See variant osutus heaks, aga ka mitte ideaalseks: lendude ajal kapslis oli 5 °C.
Nõukogude stratonautid isoleerisid alumiiniumkapslid lihtsalt vildikihiga. Nagu praktika on näidanud, oli see otsus kõige edukam. Peamiselt meeskonna tekitatud sisesoojus oli stabiilse temperatuuri hoidmiseks piisav.
Kuid kui planeedil pole oma võimsaid soojusallikaid, on albeedo väärtus selle kliima jaoks väga oluline. Näiteks neelab meie planeet 70% sellele langevast päikesevalgusest, töötledes selle oma infrapunakiirguseks, toetades veeringet looduses, salvestades seda fotosünteesi tulemusena biomassis, naftas, kivisöes ja gaasis. Kuu neelab peaaegu kogu päikesevalguse, muutes selle keskpäraselt suure entroopiaga infrapunakiirguseks ja säilitades seeläbi selle üsna kõrge temperatuuri. Enceladus aga tõrjub oma täiuslikult valge pinnaga uhkelt peaaegu kogu päikesevalgust, mille eest tasub koletult madala pinnatemperatuuriga: keskmiselt umbes –200 °C, kohati kuni –240 °C. See satelliit - "kõik valges" - ei kannata aga välise külma tõttu kuigi palju, kuna sellel on alternatiivne energiaallikas - naabri Saturni () loodete gravitatsioonimõju, mis hoiab oma jääaluse ookeani vedelas olekus. Kuid maapealsetel planeetidel on väga nõrgad sisemised soojusallikad, mistõttu nende tahke pinna temperatuur sõltub suuresti atmosfääri omadustest - ühelt poolt selle võimest peegeldada osa päikesekiirtest tagasi kosmosesse ja muu, et säilitada atmosfääri kaudu planeedi pinnale ulatuva kiirguse energia.
Kasvuhooneefekt ja planeedi kliima
Olenevalt sellest, kui kaugel planeet Päikesest asub ja millise osa päikesevalgusest ta neelab, kujunevad planeedi pinna temperatuuritingimused ja kliima. Milline näeb välja iga isehelenduva keha, näiteks tähe spekter? Enamasti on tähe spekter "üheküüruline", peaaegu Plancki kõver, milles maksimumi asend sõltub tähe pinna temperatuurist. Erinevalt tähest on planeedi spektril kaks "küüru": see peegeldab osa tähevalgusest optilises piirkonnas ja teine osa neelab ja kiirgab uuesti infrapunapiirkonnas. Nende kahe küüru all oleva suhtelise pindala määrab täpselt valguse peegeldusaste, see tähendab albeedo.
Vaatame kahte meile kõige lähemat planeeti – Merkuur ja Veenus. Esmapilgul on olukord paradoksaalne. Veenus peegeldab peaaegu 80% päikesevalgusest ja neelab ainult umbes 20%. Kuid Merkuur ei peegelda peaaegu midagi, vaid neelab kõik. Lisaks on Veenus Päikesest kaugemal kui Merkuur; Selle pilvepinna ühiku kohta langeb 3,4 korda vähem päikesevalgust. Võttes arvesse albeedo erinevusi, saab Merkuuri tahke pinna iga ruutmeeter ligi 16 korda rohkem päikesesoojust kui sama pind Veenusel. Ja veel, kogu Veenuse tahkel pinnal valitsevad põrgulikud tingimused - tohutu temperatuur (tina ja plii sulab!) ja Merkuur on jahedam! Poolustel on üldiselt Antarktika ja ekvaatoril on keskmine temperatuur 67 °C. Loomulikult soojeneb Merkuuri pind päeval 430 °C-ni ja öösel jahtub –170 °C-ni. Kuid juba 1,5-2 meetri sügavusel on ööpäevased kõikumised tasandatud ja võib rääkida keskmisest pinnatemperatuurist 67 °C. Muidugi on palav, aga sa saad elada. Ja Merkuuri keskmistel laiuskraadidel on üldiselt toatemperatuur.
Mis viga? Miks soojendatakse Päikesele lähedal asuv ja kergesti selle kiiri neelav Merkuur toatemperatuurini, samas kui Päikesest kaugemal asuv ja selle kiiri aktiivselt peegeldav Veenus köetakse nagu ahju? Kuidas füüsika seda seletab?
Maa atmosfäär on peaaegu läbipaistev: see laseb läbi 80% sissetulevast päikesevalgusest. Õhk ei pääse konvektsiooni tagajärjel kosmosesse – planeet ei lase tal minna. See tähendab, et see saab jahtuda ainult infrapunakiirguse kujul. Ja kui IR-kiirgus jääb lukustatuks, soojendab see neid atmosfääri kihte, mis seda ei vabasta. Need kihid muutuvad ise soojusallikaks ja suunavad selle osaliselt tagasi pinnale. Osa kiirgusest läheb kosmosesse, kuid suurem osa sellest naaseb Maa pinnale ja soojendab seda kuni termodünaamilise tasakaalu saavutamiseni. Kuidas see paigaldatakse?
Temperatuur tõuseb ja spektri maksimum nihkub (Wieni seadus), kuni see leiab atmosfääris "läbipaistvusakna", mille kaudu IR-kiired kosmosesse pääsevad. Soojusvoogude tasakaal luuakse, kuid kõrgemal temperatuuril, kui see oleks atmosfääri puudumisel. See on kasvuhooneefekt.
Oma elus puutume üsna sageli kokku kasvuhooneefektiga. Ja mitte ainult aiakasvuhoone või pliidile asetatud panni näol, mille katame soojusülekande vähendamiseks ja keemise kiirendamiseks kaanega. Need näited ei näita puhast kasvuhooneefekti, kuna neis on vähenenud nii kiirgus- kui ka konvektiivsoojuse eemaldamine. Kirjeldatud efektile palju lähemal on näide selgest pakasest ööst. Kui õhk on kuiv ja taevas pilvitu (näiteks kõrbes), jahtub pärast päikeseloojangut maa kiiresti ning niiske õhk ja pilved tasandavad ööpäevaseid temperatuurikõikumisi. Kahjuks on see efekt astronoomidele hästi teada: selged täheööd võivad olla eriti külmad, mis teeb teleskoobi juures töötamise väga ebamugavaks. Tulles tagasi ülaltoodud joonise juurde, näeme põhjust: soojust kandva infrapunakiirguse peamiseks takistuseks on atmosfääris leiduv veeaur.
Kuul puudub atmosfäär, mis tähendab, et kasvuhooneefekti pole. Selle pinnal on termodünaamiline tasakaal selgesõnaliselt loodud, atmosfääri ja tahke pinna vahel ei toimu kiirgusvahetust. Marsil on õhuke atmosfäär, kuid selle kasvuhooneefekt lisab siiski 8 °C. Ja see lisab Maale ligi 40 °C. Kui meie planeedil poleks nii tihedat atmosfääri, oleks Maa temperatuur 40 °C madalam. Tänapäeval on kogu maakeral keskmiselt 15 °C, kuid see oleks –25 °C. Kõik ookeanid jäätuksid, Maa pind muutuks lumest valgeks, albeedo suureneks ja temperatuur langeks veelgi madalamale. Üldiselt - kohutav asi! Kuid on hea, et kasvuhooneefekt meie atmosfääris toimib ja soojendab meid. Ja Veenuse peal töötab see veelgi tugevamalt – see tõstab Veenuse keskmist temperatuuri rohkem kui 500 kraadi võrra.
Planeetide pind
Seni pole me teiste planeetide üksikasjalikku uurimist alustanud, piirdudes peamiselt nende pinna vaatlemisega. Kui oluline on teaduse jaoks teave planeedi välimuse kohta? Millist väärtuslikku teavet võib selle pinna pilt meile öelda? Kui see on gaasiplaneet, nagu Saturn või Jupiter, või tahke, kuid kaetud tiheda pilvekihiga, nagu Veenus, siis näeme ainult ülemist pilvekihti, seetõttu pole meil planeedi enda kohta peaaegu mingit teavet. Pilves atmosfäär, nagu geoloogid ütlevad, on ülinoor pind - täna on see nii, aga homme on see teisiti või mitte homme, vaid 1000 aasta pärast, mis on planeedi elus vaid hetk.
Suurt punast laiku Jupiteril või kahte planetaarset tsüklonit Veenusel on täheldatud 300 aastat, kuid need räägivad meile ainult nende atmosfääri tänapäevase dünaamika mõningatest üldistest omadustest. Meie järeltulijad näevad neid planeete vaadates täiesti teistsugust pilti ja me ei saa kunagi teada, millist pilti võisid näha meie esivanemad. Seega, vaadates väljastpoolt tiheda atmosfääriga planeete, ei saa me nende minevikku hinnata, kuna näeme ainult muutuvat pilvekihti. Hoopis teine asi on Kuu ehk Merkuur, mille pindadel on jälgi viimaste miljardite aastate jooksul toimunud meteoriidipommitamisest ja geoloogilistest protsessidest.
Ja sellised hiidplaneetide pommitamised ei jäta praktiliselt jälgi. Üks neist sündmustest leidis aset 20. sajandi lõpus otse astronoomide silme all. Me räägime komeedist Shoemaker-Levy 9. 1993. aastal märgati Jupiteri lähedal kummalist kahekümnest väikesest komeedist koosnevat ketti. Arvutus näitas, et tegemist on ühe komeedi fragmentidega, mis lendas 1992. aastal Jupiteri lähedal ja mille võimsa gravitatsioonivälja loodete mõju rebenes. Astronoomid ei näinud komeedi tegelikku lagunemise episoodi, vaid tabasid ainult hetke, mil komeedi fragmentide kett liikus Jupiterist eemale nagu "vedur". Kui lagunemist poleks toimunud, oleks komeet, olles lähenenud Jupiterile mööda hüperboolset trajektoori, läinud kaugusesse mööda hüperbooli teist haru ja tõenäoliselt poleks Jupiterile enam kunagi lähenenud. Kuid komeedi keha ei talunud loodete pinget ja varises kokku ning komeedi keha deformatsioonile ja purunemisele kulunud energia vähendas tema orbiidi liikumise kineetilist energiat, kandes killud hüperboolselt orbiidilt elliptilisele, mis on suletud ümber Jupiteri. . Peritsentri orbiidi kaugus osutus väiksemaks kui Jupiteri raadius ja killud põrkasid planeedile üksteise järel 1994. aastal.
Juhtum oli tohutu. Iga komeedituuma "kild" on jääplokk, mille mõõtmed on 1 × 1,5 km. Nad lendasid kordamööda hiiglasliku planeedi atmosfääri kiirusega 60 km/s (Jupiteri teine põgenemiskiirus), mille erikineetiline energia oli (60/11) 2 = 30 korda suurem kui kokkupõrke korral. Maaga. Astronoomid jälgisid suure huviga Jupiteri kosmilist katastroofi Maa ohutusest. Kahjuks tabasid komeedi killud Jupiterit küljelt, mida Maalt sel hetkel näha polnud. Õnneks oli Galileo kosmosesond just sel ajal teel Jupiterisse neid episoode ja näitas neid meile. Tänu Jupiteri kiirele igapäevasele pöörlemisele muutusid kokkupõrkealad mõne tunni jooksul ligipääsetavaks nii maapealsetele teleskoopidele kui ka, mis on eriti väärtuslik, maalähedatele teleskoopidele, nagu Hubble'i kosmoseteleskoop. See oli väga kasulik, kuna iga Jupiteri atmosfääri põrganud plokk põhjustas kolossaalse plahvatuse, hävitades ülemise pilvekihi ja luues mõneks ajaks nähtavuse akna sügavale Jovia atmosfääri. Seega saime tänu komeedi pommitamisele lühikest aega sinna vaadata. Möödus aga 2 kuud ja hägusel pinnal ei jäänud jälgi: pilved katsid kõik aknad, nagu poleks midagi juhtunud.
Teine asi - Maa. Meie planeedil püsivad meteoriidiarmid pikka aega. Siin on kõige populaarsem meteoriidikraater, mille läbimõõt on umbes 1 km ja vanus umbes 50 tuhat aastat. See on endiselt selgelt nähtav. Kuid enam kui 200 miljoni aasta eest tekkinud kraatreid saab leida ainult peente geoloogiliste tehnikate abil. Neid pole ülalt näha.
Muide, Maale langenud suure meteoriidi suuruse ja selle moodustatud kraatri läbimõõdu vahel on üsna usaldusväärne seos - 1:20. Kilomeetrise läbimõõduga kraater Arizonas tekkis väikese, umbes 50-meetrise läbimõõduga asteroidi kokkupõrkest ja iidsetel aegadel tabasid Maad suuremad "mürsud" - nii kilomeetri kui ka isegi kümne kilomeetri. Tänapäeval teame umbes 200 suurt kraatrit; neid nimetatakse astrobleemideks (taevahaavad); ja igal aastal avastatakse mitu uut. Suurim, 300 km läbimõõduga, leiti Lõuna-Aafrikast, selle vanus on umbes 2 miljardit aastat. Venemaal on suurim kraater Jakuutias Popigai, mille läbimõõt on 100 km. Kindlasti on suuremaid ka näiteks ookeanide põhjas, kus neid on raskem märgata. Tõsi, ookeani põhi on geoloogiliselt mandritest noorem, kuid tundub, et Antarktikas on 500 km läbimõõduga kraater. See on veealune ja selle olemasolust annab märku ainult põhja profiil.
Pinnal Kuu, kus ei ole tuult ega vihma, kus puuduvad tektoonilised protsessid, püsivad meteoriidikraatrid miljardeid aastaid. Vaadates Kuud läbi teleskoobi, loeme kosmilise pommitamise ajalugu. Tagaküljel on teaduse jaoks veelgi kasulikum pilt. Tundub, et millegipärast ei kukkunud sinna kunagi eriti suuri kehasid või kukkudes ei suutnud nad läbi murda kuukoorest, mis tagumisel küljel on kaks korda paksem kui nähtaval küljel. Seetõttu ei täitnud voolav laava suuri kraatreid ega varjanud ajaloolisi detaile. Igal Kuu pinna laigul on meteoriidikraater, suur või väike, ja neid on nii palju, et nooremad hävitavad varem tekkinud. Küllastumine on toimunud: Kuu ei saa enam muutuda kraanemaks, kui ta juba on. Kõikjal on kraatrid. Ja see on suurepärane kroonika päikesesüsteemi ajaloost. Selle põhjal on tuvastatud mitu aktiivse kraatrite tekke episoodi, sealhulgas raskete meteoriidipommitamise ajastu (4,1-3,8 miljardit aastat tagasi), mis jättis jäljed kõikide maapealsete planeetide ja paljude satelliitide pinnale. Miks meteoriidivood tol ajastul planeetidele langesid, peame ikkagi mõistma. Uusi andmeid on vaja Kuu sisemuse ehituse ja aine koostise kohta erinevatel sügavustel, mitte ainult selle pinna kohta, millelt on seni proove kogutud.
elavhõbe väliselt sarnane Kuuga, sest nagu see, puudub sellel atmosfäär. Selle kivine pind, mis ei allu gaasi- ja veeerosioonile, säilitab meteoriidipommitamise jälgi pikka aega. Maapealsetest planeetidest sisaldab Merkuur vanimaid geoloogilisi jälgi, mis pärinevad umbes 4 miljardi aasta tagusest ajast. Merkuuri pinnal pole aga suuri tumeda tahkunud laavaga täidetud ja kuumerele sarnaseid meresid, kuigi suuri põrkekraatreid pole seal vähem kui Kuul.
Merkuur on umbes poolteist korda suurem kui Kuu, kuid tema mass on 4,5 korda suurem kui Kuu. Fakt on see, et Kuu on peaaegu täielikult kivine, samas kui Merkuuril on tohutu metalliline tuum, mis koosneb ilmselt peamiselt rauast ja niklist. Selle metallilise tuuma raadius moodustab umbes 75% planeedi raadiusest (ja Maa oma on ainult 55%). Merkuuri metallilise tuuma maht moodustab 45% planeedi mahust (ja Maa oma on ainult 17%). Seetõttu on Merkuuri keskmine tihedus (5,4 g/cm3) peaaegu võrdne Maa keskmise tihedusega (5,5 g/cm3) ja ületab oluliselt Kuu keskmist tihedust (3,3 g/cm3). Omades suurt metallist südamikku, võib Merkuur ületada Maa oma keskmise tiheduse poolest, kui mitte selle pinna madala gravitatsiooni tõttu. Kuna selle mass on vaid 5,5% Maa massist, on sellel peaaegu kolm korda väiksem gravitatsioon, mis ei suuda oma sisemust nii palju tihendada kui Maa sisemust, kus isegi silikaatvahevöö tihedus on umbes (5 g/ cm3), on tihendatud.
Merkuuri on raske uurida, kuna see liigub Päikesele lähedale. Planeetidevahelise aparaadi käivitamiseks Maalt selle poole tuleb seda tugevalt aeglustada, st kiirendada Maa orbiidi liikumisele vastupidises suunas; alles siis hakkab see Päikese poole “langema”. Seda on raketi abil kohe võimatu teha. Seetõttu kasutati kahel seni sooritatud lennul Merkuurile kosmosesondi aeglustamiseks ja Merkuuri orbiidile viimiseks gravitatsioonimanöövreid Maa, Veenuse ja Merkuuri enda väljal.
Mariner 10 (NASA) läks esimest korda Mercurysse 1973. aastal. Esmalt lähenes see Veenusele, aeglustus gravitatsiooniväljas ja möödus siis aastatel 1974-75 kolm korda Merkuuri lähedalt. Kuna kõik kolm kohtumist leidsid aset planeedi orbiidi samas piirkonnas ja selle igapäevane pöörlemine on orbitaalsega sünkroniseeritud, pildistas sond kõik kolm korda sama Merkuuri poolkera, mida valgustab Päike.
Järgmise paarikümne aasta jooksul ei toimunud ühtegi lendu Merkuuri poole. Ja alles 2004. aastal oli võimalik käivitada teine seade - MESSENGER ( Elavhõbeda pind, kosmosekeskkond, geokeemia ja ulatus; NASA). Olles teinud mitu gravitatsioonimanöövrit Maa, Veenuse (kaks korda) ja Merkuuri lähedal (kolm korda), läks sond 2011. aastal Merkuuri ümber orbiidile ja viis läbi planeedi uuringuid 4 aastat.
Merkuuri lähedal töötamist raskendab asjaolu, et planeet asub Päikesele keskmiselt 2,6 korda lähemal kui Maa, seega on päikesekiirte voog seal ligi 7 korda suurem. Ilma spetsiaalse päikesevarjuta kuumeneks sondi elektroonika üle. Kolmas ekspeditsioon Merkuuri juurde, nn BepiColombo, sellest võtavad osa eurooplased ja jaapanlased. Start on kavandatud sügiseks 2018. Korraga lendab kaks sondi, mis 2025. aasta lõpus pärast Maa lähedal lendamist tiirlevad Merkuuri ümber, kaks Veenuse ja kuus Merkuuri lähedal. Lisaks planeedi pinna ja selle gravitatsioonivälja üksikasjalikule uurimisele on plaanis ka Merkuuri magnetosfääri ja magnetvälja üksikasjalik uuring, mis paneb teadlastele mõistatuse. Kuigi Merkuur pöörleb väga aeglaselt ja selle metalliline tuum peaks olema juba ammu jahtunud ja kõvenenud, on planeedil dipoolmagnetväli, mis on 100 korda nõrgem kui Maa oma, kuid säilitab planeedi ümber siiski magnetosfääri. Kaasaegne taevakehade magnetvälja tekitamise teooria, nn turbulentse dünamo teooria, nõuab planeedi sisemuses vedela elektrijuhi kihi olemasolu (Maa jaoks on see raudsüdamiku välimine osa ) ja suhteliselt kiire pöörlemine. Mis põhjusel jääb Merkuuri tuum endiselt vedelaks, pole veel selge.
Merkuuril on hämmastav omadus, mida ühelgi teisel planeedil pole. Merkuuri liikumine orbiidil ümber Päikese ja pöörlemine ümber oma telje on üksteisega selgelt sünkroniseeritud: kahe orbitaalperioodi jooksul teeb ta kolm pööret ümber oma telje. Üldiselt on astronoomidele sünkroonne liikumine tuttav juba ammu: meie Kuu pöörleb sünkroonselt ümber oma telje ja tiirleb ümber Maa, nende kahe liikumise perioodid on samad, s.t on vahekorras 1:1. Ja teistel planeetidel on mõned satelliidid, millel on sama funktsioon. See on loodete mõju tulemus.
Merkuuri liikumise jälgimiseks (joonis ülal), asetame selle pinnale noole. On näha, et ühe pöördega ümber Päikese, s.o ühe Merkuuri aasta jooksul, pöörles planeet ümber oma telje täpselt poolteist korda. Selle aja jooksul muutus päev noolepiirkonnas ööks ja pool päikesepaistelisest päevast möödus. Järjekordne iga-aastane revolutsioon – ja päevavalgus algab taas noole piirkonnas, üks päikesepäev on möödas. Seega, Merkuuril kestab päikesepäev kaks Merkuuri aastat.
Loodetest räägime üksikasjalikult peatükis. 6. Kuu sünkroniseeris Maa kaks liikumist – telg- ja orbiidi pöörlemist. Maa mõjutab Kuud suuresti: see venitab oma kuju ja stabiliseerib selle pöörlemist. Kuu orbiit on ligilähedane ringikujulisele, seega liigub Kuu mööda seda peaaegu konstantse kiirusega peaaegu konstantsel kaugusel Maast (selle "peaaegu" ulatust käsitlesime 1. peatükis). Seetõttu varieerub loodete efekt veidi ja kontrollib Kuu pöörlemist kogu selle orbiidil, mis viib 1:1 resonantsini.
Erinevalt Kuust liigub Merkuur ümber Päikese sisuliselt elliptilisel orbiidil, lähenedes mõnikord valgustile, mõnikord eemaldudes sellest. Kui see on kaugel, orbiidi afeeli lähedal, nõrgeneb Päikese loodete mõju, kuna see sõltub kaugusest nagu 1/ R 3. Kui Merkuur läheneb Päikesele, on looded palju tugevamad, nii et ainult periheeli piirkonnas sünkroniseerib Merkuur tõhusalt oma kahte liikumist – ööpäevast ja orbitaalset liikumist. Kepleri teine seadus ütleb meile, et orbiidi liikumise nurkkiirus on maksimaalne periheelipunktis. Just seal toimub "loodete püüdmine" ja Merkuuri nurkkiiruste – igapäevase ja orbiidi – sünkroniseerimine. Periheelipunktis on need üksteisega täpselt võrdsed. Edasi liikudes lakkab Merkuur peaaegu tundmast Päikese loodete mõju ja säilitab oma pöörlemise nurkkiiruse, vähendades järk-järgult orbiidi liikumise nurkkiirust. Seetõttu suudab ta ühel orbitaalperioodil teha poolteist ööpäevast pööret ja langeb taas loodete mõju küüsi. Väga lihtne ja ilus füüsika.
Merkuuri pind on Kuust peaaegu eristamatu. Isegi professionaalsed astronoomid näitasid Merkuurist esimeste üksikasjalike fotode ilmumisel neid üksteisele ja küsisid: "Noh, arvake ära, kas see on Kuu või Merkuur?" Seda on tõesti raske arvata. Nii seal kui seal leidub meteoriitidest räsitud pindu. Kuid loomulikult on funktsioone. Kuigi Merkuuril pole suuri laavamerd, pole selle pind homogeenne: leidub vanemaid ja nooremaid alasid (selle aluseks on meteoriidikraatrite loendus). Elavhõbe erineb Kuust ka selle poolest, et pinnal on iseloomulikud servad ja voltid, mis tekkisid planeedi kokkusurumise tagajärjel, kui selle tohutu metallsüdamik jahtus.
Temperatuurierinevused Merkuuri pinnal on suuremad kui Kuul. Päeval on ekvaatoril 430 °C ja öösel –173 °C. Kuid elavhõbeda pinnas toimib hea soojusisolaatorina, nii et umbes 1 m sügavusel pole igapäevaseid (või kaks korda aastas?) temperatuurimuutusi enam tunda. Seega, kui lendate Merkuurile, peate esimese asjana kaevama kaeviku. Ekvaatoril on temperatuur umbes 70 °C; Natuke palav on. Kuid kaeviku geograafiliste pooluste piirkonnas on umbes –70 °C. Nii saate hõlpsalt leida geograafilise laiuskraadi, millel tunnete end kaevikus mugavalt.
Madalaimat temperatuuri täheldatakse polaarkraatrite põhjas, kuhu päikesekiired kunagi ei ulatu. Just seal avastati veejää ladestused, mille olid varem tuvastanud Maalt pärit radarid ja mida seejärel kinnitasid kosmosesondi MESSENGER instrumendid. Selle jää päritolu üle vaieldakse siiani. Selle allikad võivad olla nii komeedid kui ka planeedi soolestikust väljuv veeaur.
Merkuuril on üks Päikesesüsteemi suurimaid kokkupõrkekraatreid - Heat Planum ( Calorise bassein) läbimõõduga 1550 km. See on vähemalt 100 km läbimõõduga asteroidi kokkupõrge, mis väikese planeedi peaaegu kaheks lõi. See juhtus umbes 3,8 miljardit aastat tagasi, niinimetatud "hilise raskepommitamise" perioodil ( Hiline raskepommitamine), kui põhjustel, mida pole täielikult mõistetud, suurenes asteroidide ja komeetide arv maapealsete planeetide orbiite ristuvatel orbiitidel.
Kui Mariner 10 1974. aastal Heat Plane'i pildistas, ei teadnud me veel, mis juhtus Merkuuri vastasküljel pärast seda kohutavat kokkupõrget. On selge, et palli tabamisel ergastuvad heli- ja pinnalained, mis levivad sümmeetriliselt, läbivad “ekvaatorit” ja kogunevad löögipunktile diametraalselt vastupidises antipoodipunktis. Häire seal tõmbub kokku ja seismiliste vibratsioonide amplituud kasvab kiiresti. See sarnaneb sellega, kuidas karjakasvatajad oma piitsa lõksuvad: laine energia ja impulss on sisuliselt säilinud, kuid piitsa paksus kipub olema null, mistõttu vibratsiooni kiirus suureneb ja muutub ülehelikiiruseks. Eeldati, et basseini vastas asuvas Merkuuri piirkonnas Kalorid tekib pilt uskumatust hävingust. Üldiselt kukkus see välja peaaegu nii: seal oli lainelise pinnaga suur künklik ala, kuigi eeldasin, et seal on antipoodide kraater. Mulle tundus, et seismilise laine kokkuvarisemisel tekib asteroidi kukkumisel "peegli" nähtus. Seda täheldame siis, kui tilk langeb rahulikule veepinnale: esmalt tekitab see väikese süvendi ja seejärel tormab vesi tagasi ja paiskab väikese uue tilga üles. Merkuuril seda ei juhtunud ja nüüd saame aru, miks. Selle sügavused osutusid heterogeenseks ja lainete täpset fokuseerimist ei toimunud.
Üldiselt on Merkuuri reljeef sujuvam kui Kuu oma. Näiteks Merkuuri kraatrite seinad ei ole nii kõrged. Selle tõenäoline põhjus on suurem gravitatsioon ning Merkuuri soojem ja pehmem sisemus.
Veenus- Päikesest teine planeet ja maapealsetest planeetidest kõige salapärasem. Pole selge, millest pärineb selle väga tihe atmosfäär, mis koosneb peaaegu täielikult süsihappegaasist (96,5%) ja lämmastikust (3,5%) ning põhjustab võimsat kasvuhooneefekti. Pole selge, miks Veenus pöörleb nii aeglaselt ümber oma telje – 244 korda aeglasemalt kui Maa ja ka vastupidises suunas. Samal ajal lendab Veenuse massiivne atmosfäär või õigemini selle pilvekiht nelja Maa päevaga ümber planeedi. Seda nähtust nimetatakse atmosfääri superrotatsiooniks. Samal ajal hõõrub atmosfäär vastu planeedi pinda ja oleks pidanud juba ammu aeglustuma. Lõppude lõpuks ei saa see pikka aega liikuda ümber planeedi, mille tahke keha praktiliselt seisab. Kuid atmosfäär pöörleb ja isegi planeedi enda pöörlemisele vastupidises suunas. On selge, et hõõrdumine pinnaga hajutab atmosfääri energiat ja selle nurkimment kandub üle planeedi kehale. See tähendab, et toimub energia (ilmselgelt päikeseenergia) sissevool, mille tõttu soojusmasin töötab. Küsimus: kuidas seda masinat rakendatakse? Kuidas muundub Päikese energia Veenuse atmosfääri liikumiseks?
Veenuse aeglase pöörlemise tõttu on sellele mõjuvad Coriolise jõud nõrgemad kui Maal, mistõttu on sealsed atmosfääritsüklonid vähem kompaktsed. Tegelikult on neid ainult kaks: üks põhjapoolkeral, teine lõunapoolkeral. Igaüks neist "tuuleb" ekvaatorilt oma poolusele.
Veenuse atmosfääri ülemisi kihte uuriti üksikasjalikult möödalendude (sooritades gravitatsioonimanöövri) ja orbitaalsondidega - Ameerika, Nõukogude, Euroopa ja Jaapani. Nõukogude insenerid lasid seal mitu aastakümmet turule Venera seeria seadmeid ja see oli meie edukaim läbimurre planeetide uurimise vallas. Peamine ülesanne oli maanduda maapinnale laskumismoodul, et näha, mis seal pilvede all on.
Esimeste sondide projekteerijad, nagu ka nende aastate ulmeteoste autorid, lähtusid optiliste ja raadioastronoomiliste vaatluste tulemustest, millest järeldus, et Veenus on meie planeedi soojem analoog. Seetõttu esitlesid 20. sajandi keskel kõik ulmekirjanikud – Beljajevist, Kazantsevist ja Strugatskist Lemi, Bradbury ja Heinleinini Veenust kui ebasõbralikku (palavat, soist, mürgise atmosfääriga), kuid üldiselt sarnaselt Maa maailm. Samal põhjusel ei olnud Veenuse sondide esimesed maandumissõidukid kuigi vastupidavad, ei talunud kõrget survet. Ja nad surid üksteise järel atmosfääri laskudes. Seejärel hakati nende kehasid tugevamaks muutma, mis oli mõeldud 20-atmosfäärilise rõhu jaoks. Kuid sellest ei piisanud. Seejärel valmistasid disainerid "hammustades" titaanist sondi, mis talub 180 atm rõhku. Ja ta maandus turvaliselt pinnale (“Venera-7”, 1970). Pange tähele, et mitte iga allveelaev ei talu sellist survet, mis valitseb umbes 2 km sügavusel ookeanis. Selgus, et rõhk Veenuse pinnal ei lange alla 92 atm (9,3 MPa, 93 baari), temperatuur on 464 °C.
Unistus külalislahkest Veenusest, mis sarnanes süsiniku perioodi Maaga, sai lõpuks lõpu täpselt aastal 1970. Esimest korda laskus ja töötas pinnal edukalt selliste põrgulike tingimuste jaoks mõeldud seade (“Venera-8”). 1972. Sellest Veenuse pinnale maandumise hetkest on saanud rutiinne tegevus, kuid seal pole võimalik kaua töötada: 1-2 tunni pärast kuumeneb seadme sisemus ja elektroonika ütleb üles.
Esimesed tehissatelliidid ilmusid Veenuse lähedale 1975. aastal ("Venera-9 ja -10"). Üldiselt osutus Venera-9...-14 laskumismasinate (1975-1981) töö Veenuse pinnal üliedukaks, uurides maandumiskohas nii atmosfääri kui ka planeedi pinda, isegi mullaproovide võtmine ning selle keemilise koostise ja mehaaniliste omaduste määramine. Kuid suurima efekti astronoomia ja kosmonautika fännide seas põhjustasid nende edastatud fotopanoraamid maandumiskohtadest, algul mustvalged ja hiljem värvilised. Muide, Veenuse taevas on pinnalt vaadatuna oranž. Ilus! Seni (2017) on need pildid jäänud ainsteks ja pakuvad planeediteadlastele suurt huvi. Nende töötlemine jätkub ja aeg-ajalt leitakse neilt uusi osi.
Ka Ameerika astronautika andis neil aastatel olulise panuse Veenuse uurimisse. Möödasõidud Mariner 5 ja 10 uurisid ülemist atmosfääri. Pioneer Venera 1 (1978) sai esimeseks Ameerika Veenuse satelliitiks ja viis läbi radarimõõtmisi. Ja “Pioneer-Venera-2” (1978) saatis planeedi atmosfääri 4 laskumissõidukit: ühe suure (315 kg) langevarjuga päevapoolkera ekvatoriaalpiirkonda ja kolm väikest (igaüks 90 kg) ilma langevarjudeta - keskpaigani. -laiuskraadidel ja päevapoolkera põhjaosas, samuti ööpoolkeral. Ükski neist polnud ette nähtud pinnal töötama, kuid üks väike seade maandus ohutult (ilma langevarjuta!) ja töötas pinnal üle tunni. See juhtum võimaldab teil tunnetada, kui suur on atmosfääri tihedus Veenuse pinna lähedal. Veenuse atmosfäär on ligi 100 korda massiivsem kui Maa atmosfäär ja selle tihedus pinnal on 67 kg/m 3, mis on 55 korda tihedam kui Maa õhk ja vaid 15 korda väiksem kui vedel vesi.
Ei olnud lihtne luua tugevaid teaduslikke sonde, mis suudaksid taluda Veenuse atmosfääri survet, sama mis kilomeetri sügavusel meie ookeanides. Kuid veelgi keerulisem oli panna neid taluma ümbritseva õhu temperatuuri 464 ° C sellise tiheda õhu juuresolekul. Keha läbiv soojusvool on kolossaalne. Seetõttu töötasid isegi kõige usaldusväärsemad seadmed mitte rohkem kui kaks tundi. Selleks, et kiiresti pinnale laskuda ja seal tööd pikendada, lasi Veenus maandumisel langevarju maha ja jätkas laskumist, mida aeglustas vaid kerel asuv väike kilp. Lööki pinnale pehmendas spetsiaalne summutusseade - maandumistugi. Disain osutus nii edukaks, et Venera 9 maandus probleemideta 35° kaldega kallakule ja töötas normaalselt.
Arvestades Veenuse kõrget albeedot ja atmosfääri kolossaalset tihedust, kahtlesid teadlased, kas pinna lähedal on pildistamiseks piisavalt päikesevalgust. Lisaks võib Veenuse gaasiookeani põhjas rippuda tihe udu, mis hajutab päikesevalgust ja takistab kontrastse pildi saamist. Seetõttu olid esimesed maandumissõidukid varustatud halogeenelavhõbedalampidega, et valgustada mulda ja luua valguskontrast. Kuid selgus, et loomulikku valgust on seal täiesti piisavalt: Veenusel on sama kerge kui pilves päeval Maal. Ja kontrast loomulikus valguses on ka üsna vastuvõetav.
1975. aasta oktoobris edastasid maandumismasinad Venera 9 ja 10 oma orbitaalplokkide kaudu Maale esimesed fotod mõne teise planeedi pinnast (kui Kuud mitte arvestada). Esmapilgul tundub nende panoraamide perspektiiv kummaliselt moonutatud: põhjuseks on võttesuuna pöörlemine. Need pildid tehti telefotomeetriga (optilis-mehhaaniline skanner), mille “pilk” liikus aeglaselt horisondist maanduva sõiduki jalge alla ja seejärel teisele horisondile: saadi 180° skaneering. Kaks telefotomeetrit seadme vastaskülgedel pidid pakkuma täielikku panoraami. Kuid objektiivi korgid ei avanenud alati. Näiteks “Venera-11 ja -12” puhul ei avanenud ükski neljast.
Üks ilusamaid katseid Veenuse uurimisel viidi läbi sondide VeGa-1 ja -2 (1985). Nende nimi tähendab "Venus-Halley", sest pärast Veenuse pinnale suunatud laskumismoodulite eraldamist läksid sondide lennuosad komeedi Halley tuuma uurima ja tegid seda esimest korda edukalt. Ka maandumisseadmed polnud päris tavalised: seadme põhiosa maandus pinnale ning laskumisel eraldati sellest Prantsuse inseneride valmistatud õhupall, mis lendas umbes kaks päeva Veenuse atmosfääris kõrgel. 53–55 km, edastades Maale andmeid temperatuuri ja rõhu, valgustuse ja nähtavuse kohta pilvedes. Tänu sellel kõrgusel 250 km/h puhuvale võimsale tuulele õnnestus õhupallidel lennata ümber olulise osa planeedist. Ilus!
Maandumispaikadest tehtud fotodel on näha vaid väikseid alasid Veenuse pinnast. Kas läbi pilvede on võimalik näha kogu Veenust? Saab! Radar näeb läbi pilvede. Veenusele lendasid kaks Nõukogude satelliiti külgvaatega radaritega ja üks ameeriklane. Nende vaatluste põhjal koostati Veenuse raadiokaardid väga kõrge resolutsiooniga. Üldkaardil on seda raske demonstreerida, kuid üksikutel kaardifragmentidel on see hästi näha. Raadiokaartide värvid näitavad tasemeid: helesinine ja tumesinine on madalikud; Kui Veenusel oleks vesi, oleksid need ookeanid. Kuid Veenuses ei saa olla vedelat vett. Ja gaasilist vett seal ka praktiliselt pole. Rohelised ja kollakad on mandrid, nimetagem neid nii. Punane ja valge on Veenuse kõrgeimad punktid. See on "Venuse Tiibet" - kõrgeim platoo. Selle kõrgeim tipp Mount Maxwell tõuseb 11 km kõrgusele.
Veenuse sügavuste ja selle sisestruktuuri kohta pole usaldusväärseid fakte, kuna seismilisi uuringuid pole seal veel läbi viidud. Lisaks ei võimalda planeedi aeglane pöörlemine mõõta selle inertsimomenti, mis võiks meile öelda tiheduse jaotusest sügavusega. Seni põhinevad teoreetilised ideed Veenuse sarnasusel Maaga ning laamtektoonika ilmset puudumist Veenuses seletatakse vee puudumisega sellel, mis Maal toimib "määrdeainena", võimaldades plaatidel libiseda. ja sukelduvad üksteise alla. Koos kõrge pinnatemperatuuriga põhjustab see Veenuse kehas konvektsiooni aeglustumist või isegi täielikku puudumist, vähendab selle sisemuse jahutuskiirust ja võib seletada magnetvälja puudumist. Kõik see tundub loogiline, kuid nõuab eksperimentaalset kontrolli.
Muide, umbes Maa. Ma ei käsitle Päikesest kolmandat planeeti üksikasjalikult, kuna ma ei ole geoloog. Lisaks on igaühel meist üldine ettekujutus Maast, isegi kooliteadmiste põhjal. Kuid seoses teiste planeetide uurimisega märgin, et ka meie ei mõista täielikult oma planeedi sisemust. Peaaegu igal aastal tehakse geoloogias suuri avastusi, mõnikord avastatakse isegi uusi kihte Maa sisikonnast. Me ei tea isegi täpselt temperatuuri meie planeedi tuumas. Vaadake viimaseid ülevaateid: mõned autorid usuvad, et sisemise südamiku piiril on temperatuur umbes 5000 K, samas kui teised usuvad, et see on üle 6300 K. Need on teoreetiliste arvutuste tulemused, mis hõlmavad mitte täiesti usaldusväärseid parameetreid, kirjeldada aine omadusi tuhandete kelvinite temperatuuril ja miljonite baaride rõhul. Kuni neid omadusi pole laboris usaldusväärselt uuritud, ei saa me täpseid teadmisi Maa sisemuse kohta.
Maa ainulaadsus sarnaste planeetide seas seisneb magnetvälja ja vedela vee olemasolus pinnal ning teine on ilmselt esimese tagajärg: Maa magnetosfäär kaitseb meie atmosfääri ja kaudselt ka hüdrosfääri päikese eest. tuul voolab. Magnetvälja tekitamiseks, nagu praegu näib, peab planeedi sisemuses olema vedel elektrit juhtiv kiht, mis on kaetud konvektiivse liikumise ja kiire igapäevase pöörlemisega, mis tagab Coriolise jõu. Ainult sellistel tingimustel lülitub sisse dünamomehhanism, mis suurendab magnetvälja. Veenus vaevu pöörleb, seega puudub tal magnetväli. Väikese Marsi rauast tuum on juba ammu jahtunud ja kõvenenud, mistõttu puudub sellel ka magnetväli. Tundub, et elavhõbe pöörleb väga aeglaselt ja oleks pidanud enne Marsi jahtuma, kuid sellel on üsna märgatav dipoolmagnetväli, mille tugevus on 100 korda nõrgem kui Maa oma. Paradoks! Nüüd arvatakse, et Päikese loodete mõju vastutab Merkuuri raudsüdamiku sulaolekus hoidmise eest. Miljardid aastad mööduvad, Maa raudne tuum jahtub ja kõveneb, jättes meie planeedilt ilma magnetilise kaitse päikesetuule eest. Ja ainuke magnetväljaga kivine planeet jääb kummalisel kombel alles Merkuur.
Nüüd pöördume poole Marss. Selle välimus köidab meid kohe kahel põhjusel: isegi kaugelt tehtud fotodel on näha valged polaarmütsid ja poolläbipaistev atmosfäär. See on sarnane Marsi ja Maa vahel: polaarkübarad tekitavad idee vee olemasolust ja atmosfäär - hingamise võimalus. Ja kuigi Marsil pole vee ja õhuga kõik nii hästi, kui esmapilgul tundub, on see planeet teadlasi juba ammu meelitanud.
Varem uurisid astronoomid Marsi läbi teleskoobi ja ootasid seetõttu pikisilmi hetki, mida kutsuti "Marsi opositsioonideks". Mis on millele nendel hetkedel vastandlik?
Maapealse vaatleja seisukohalt on opositsiooni hetkel ühel pool Maad Marss, teisel pool Päike. On selge, et just nendel hetkedel lähenevad Maa ja Marss minimaalsele kaugusele, Marss on taevas nähtav terve öö ja Päike on hästi valgustatud. Maa tiirleb ümber Päikese igal aastal ja Marss iga 1,88 aasta tagant, seega on vastanduste keskmine aeg veidi üle kahe aasta. Viimane Marsi opositsioon oli 2016. aastal, kuigi see ei olnud eriti lähedal. Marsi orbiit on märgatavalt elliptiline, mistõttu Maa lähimad lähenemised Marsile toimuvad siis, kui Marss on oma orbiidi periheeli lähedal. Maal (meie ajastul) on see augusti lõpp. Seetõttu nimetatakse augusti ja septembri vastasseise "suureks"; Nendel hetkedel, mis esinevad kord 15–17 aasta jooksul, lähenevad meie planeedid üksteisele vähem kui 60 miljoni km võrra. See juhtub 2018. aastal. Ja ülitihe vastasseis toimus 2003. aastal: siis oli Marss vaid 55,8 miljoni km kaugusel. Sellega seoses sündis uus termin - "Marsi suurimad opositsioonid": neid peetakse nüüd alla 56 miljoni km pikkusteks lähenemisteks. Neid esineb 1-2 korda sajandis, kuid praegusel sajandil on neid koguni kolm - oodake 2050 ja 2082.
Kuid isegi suure vastuseisu hetkedel on Marsil läbi Maalt teleskoobi vähe näha. Siin on joonis astronoomist, kes vaatab läbi teleskoobi Marsi. Ettevalmistumata inimene näeb välja ja on pettunud - ta ei näe üldse midagi, vaid väikest roosat “tilka”. Kuid sama teleskoobiga näeb astronoomi kogenud silm rohkem. Astronoomid märkasid polaarkübarat juba ammu, sajandeid tagasi. Ja ka tumedad ja heledad alad. Tumedaid nimetati traditsiooniliselt meredeks ja heledaid mandriteks.
Suurenenud huvi Marsi vastu tekkis 1877. aasta suure opositsiooni ajastul: - selleks ajaks olid juba ehitatud head teleskoobid ja astronoomid olid teinud mitmeid olulisi avastusi. Ameerika astronoom Asaph Hall avastas Marsi kuud – Phobose ja Deimose. Ja Itaalia astronoom Giovanni Schiaparelli visandas planeedi pinnale salapärased jooned - Marsi kanalid. Muidugi polnud Schiaparelli esimene, kes kanaleid nägi: mõnda neist märgati enne teda (näiteks Angelo Secchi). Kuid pärast Schiaparellit sai see teema Marsi uurimisel paljudeks aastateks domineerivaks.
Marsi pinnal olevate tunnuste, nagu "kanalid" ja "mered", vaatlused tähistasid selle planeedi uurimise uue etapi algust. Schiaparelli uskus, et Marsi "mered" võivad tõepoolest olla veekogud. Kuna neid ühendavatele joontele oli vaja anda nimi, nimetas Schiaparelli neid "kanaliteks" (canali), mis tähendab mereväinasid, mitte inimese loodud ehitisi. Ta uskus, et vesi voolab polaarmütside sulamise ajal nende kanalite kaudu polaaraladel. Pärast Marsil "kanalite" avastamist pakkusid mõned teadlased välja nende kunstliku olemuse, mis oli aluseks hüpoteesidele intelligentsete olendite olemasolu kohta Marsil. Kuid Schiaparelli ise ei pidanud seda hüpoteesi teaduslikult põhjendatuks, kuigi ta ei välistanud elu olemasolu Marsil, võib-olla isegi intelligentset.
Idee Marsi kunstliku niisutuskanali süsteemist hakkas aga levima teistes riikides. See oli osaliselt tingitud asjaolust, et Itaalia kanalit kujutati inglise keeles pigem kanalina (inimese loodud veetee), mitte kanalina (looduslik mereväin). Ja vene keeles tähendab sõna "kanal" kunstlikku struktuuri. Marslaste idee köitis sel ajal paljusid inimesi ja mitte ainult kirjanikke (meenutagem H.G. Wellsi tema "Maailmade sõjast", 1897), vaid ka teadlasi. Kuulsaim neist oli Percival Lovell. See ameeriklane sai Harvardis suurepärase hariduse, valdades võrdselt matemaatikat, astronoomiat ja humanitaarteadusi. Kuid aadlisuguvõsa järglasena võiks temast saada pigem diplomaat, kirjanik või rändur kui astronoom. Pärast Schiaparelli kanaliteemaliste teoste lugemist hakkas ta aga Marsist vaimustusse ja uskus, et sellel on elu ja tsivilisatsioon. Üldiselt jättis ta kõik muud asjad kõrvale ja asus uurima Punast planeeti.
Oma jõuka pere rahaga ehitas Lovell observatooriumi ja hakkas kanaleid joonistama. Pange tähele, et fotograafia oli siis lapsekingades ja kogenud vaatleja silm suudab atmosfääri turbulentsi tingimustes märgata pisemaidki detaile, mis moonutavad kaugete objektide pilte. Kõige üksikasjalikumad olid Lovelli observatooriumis loodud Marsi kanalite kaardid. Lisaks, olles hea kirjanik, kirjutas Lovell mitu huvitavat raamatut - Marss ja selle kanalid (1906), Marss kui elupaik(1908) jne. Vaid üks neist tõlgiti vene keelde juba enne revolutsiooni: “Marss ja elu sellel” (Odessa: Matezis, 1912). Need raamatud võlusid tervet põlvkonda lootusega kohtuda marslastega.
Tuleb tunnistada, et Marsi kanalite lugu pole kunagi ammendavat selgitust saanud. Seal on vanad joonised kanalitega ja kaasaegsed fotod ilma nendeta. Kus on kanalid? Mis see oli? Astronoomide vandenõu? Massihullus? Enesehüpnoos? Raske on selles süüdistada teadlasi, kes on oma elu teadusele andnud. Võib-olla on vastus sellele loole alles ees.
Ja täna uurime Marsi reeglina mitte läbi teleskoobi, vaid planeetidevaheliste sondide abil. (Kuigi teleskoobid on selleks endiselt kasutusel ja toovad vahel olulisi tulemusi.) Sondide lend Marsile toimub mööda energeetiliselt soodsaimat poolelliptilist trajektoori. Kepleri kolmanda seaduse abil on sellise lennu kestust lihtne välja arvutada. Marsi orbiidi suure ekstsentrilisuse tõttu sõltub lennuaeg stardihooajast. Keskmiselt kestab lend Maalt Marsile 8-9 kuud.
Kas mehitatud ekspeditsiooni on võimalik Marsile saata? See on suur ja huvitav teema. Näib, et selleks on vaja vaid võimsat kanderaketti ja mugavat kosmoselaeva. Kellelgi pole veel piisavalt võimsaid kandjaid, kuid Ameerika, Venemaa ja Hiina insenerid töötavad nende kallal. Pole kahtlust, et sellist raketti loovad lähiaastatel riigiettevõtted (näiteks meie uus Angara rakett oma võimsaimas versioonis) või erafirmad (Elon Musk – miks mitte).
Kas on laev, milles astronaudid veedavad mitu kuud teel Marsile? Sellist asja veel pole. Kõik olemasolevad (Sojuz, Shenzhou) ja isegi testimisel olevad (Dragon V2, CST-100, Orion) on väga kitsad ja sobivad ainult Kuule lendamiseks, kus on vaid 3 päeva. Tõsi, pärast õhkutõusmist on mõte täiendavaid ruume täis puhuda. 2016. aasta sügisel testiti täispuhutavat moodulit ISS-il ja see toimis hästi. Seega ilmneb peagi tehniline võimalus Marsile lendamiseks. Milles siis probleem? Inimeses!
Oleme pidevalt kokku puutunud Maa kivimite loodusliku radioaktiivsusega, kosmiliste osakeste voogudega või kunstlikult loodud radioaktiivsusega. Maa pinnal on taust nõrk: meid kaitseb planeedi magnetosfäär ja atmosfäär, samuti selle keha, mis katab alumise poolkera. Madalal Maa orbiidil, kus töötavad ISS-i kosmonaudid, atmosfäär enam ei aita, mistõttu taustakiirgus suureneb sadu kordi. Kosmoses on see isegi mitu korda kõrgem. See piirab oluliselt inimese ohutu kosmoses viibimise kestust. Pangem tähele, et tuumatööstuse töötajatel on keelatud saada rohkem kui 5 rem aastas – see on tervisele peaaegu ohutu. Kosmonautidel on lubatud saada kuni 10 rem aastas (vastuvõetav ohutase), mis piirab nende töö kestust ISS-il ühe aastaga. Ja lend Marsile koos tagasipöördumisega Maale viib parimal juhul (kui Päikesel võimsaid sähvatusi pole) annuseni 80 rem, mis loob suure tõenäosuse vähi tekkeks. Just see on peamine takistus inimeste Marsile lendamisel. Kas astronaute on võimalik kiirguse eest kaitsta? Teoreetiliselt on see võimalik.
Meid kaitseb Maal atmosfäär, mille paksus ruutsentimeetri kohta võrdub 10-meetrise veekihiga. Valgusaatomid hajutavad paremini kosmiliste osakeste energiat, mistõttu võib kosmoselaeva kaitsekiht olla 5 meetri paksune. Kuid isegi kitsas laevas mõõdetakse selle kaitse massi sadades tonnides. Sellise laeva Marsile saatmine käib üle tänapäevase või isegi paljutõotava raketi jõu.
Olgu siis. Oletame, et oli vabatahtlikke, kes olid valmis oma tervisega riskima ja minema Marsile ühel viisil ilma kiirguskaitseta. Kas nad saavad pärast maandumist seal töötada? Kas neile saab ülesande täitmisel loota? Mäletate, mida tunnevad astronaudid pärast kuue kuu ISS-il veetmist kohe pärast maapinnale maandumist? Neid viiakse läbi süles, asetatakse kanderaamile ja kaks kuni kolm nädalat taastusravi, taastades luude ja lihaste tugevuse. Ja Marsil ei kanna neid keegi süles. Seal peate omal käel välja minema ja töötama rasketes tühjades ülikondades, nagu Kuul. Lõppude lõpuks on atmosfäärirõhk Marsil praktiliselt null. Ülikond on väga raske. Kuul oli seal suhteliselt lihtne liikuda, kuna seal on gravitatsioon 1/6 Maa omast ja kolme päeva jooksul Kuule lennul pole lihastel aega nõrgeneda. Astronaudid saabuvad Marsile pärast seda, kui nad on veetnud mitu kuud kaaluta olekus ja kiirguse tingimustes ning gravitatsioon Marsil on kaks ja pool korda suurem kui Kuu oma. Lisaks on Marsi enda pinnal kiirgus peaaegu sama, mis kosmoses: Marsil puudub magnetväli ja selle atmosfäär on kaitseks liiga haruldane. Nii et film "Marslane" on fantaasia, väga ilus, kuid ebareaalne.
Kuidas me Marsi baasi varem ette kujutasime? Jõudsime kohale, seadsime pinnale laborimoodulid, elame ja töötame neis. Ja nüüd teeme nii: lendasime sisse, kaevasime sisse, ehitasime varjualuseid vähemalt 2–3 meetri sügavusele (see on üsna usaldusväärne kaitse kiirguse eest) ja proovisime pinnale minna harvemini ja mitte kauaks. Ülestõusmised on juhuslikud. Põhimõtteliselt istume maa all ja kontrollime marsikulgurite tööd. Seega saab neid juhtida Maalt veelgi tõhusamalt, odavamalt ja tervist ohustamata. Seda on tehtud mitu aastakümmet.
Selle kohta, mida robotid Marsi kohta õppisid - .
Illustratsioonid, mille on koostanud V. G. Surdin ja N. L. Vassiljeva, kasutades NASA fotosid ja pilte avalikelt saitidelt
> Maapealsed planeedid
Maapealsed planeedid– Päikesesüsteemi neli esimest planeeti koos fotodega. Uurige maapealsete planeetide omadusi ja kirjeldust, otsige eksoplaneete, uurige.
Teadlased on Päikesesüsteemi avarustest palju sajandeid uurinud, pannes tähele erinevaid planeeditüüpe. Pärast eksoplaneetidele juurdepääsu avamist on meie teabebaas muutunud veelgi laiemaks. Lisaks gaasihiiglastele leidsime ka maapealset tüüpi objekte. Mis see on?
Maapealsete planeetide määratlus
Maapealne planeet- taevakeha, mida esindavad silikaatkivimid või metall ja millel on tahke pinnakiht. See on peamine erinevus gaasidega täidetud gaasihiiglastest. Mõiste on võetud ladinakeelsest sõnast "Terra", mis tõlkes tähendab "Maa". Allpool on nimekiri, mis näitab, millised maapealsed planeedid on olemas.
Maapealsete planeetide struktuur ja omadused
Kõigil kehadel on sarnane struktuur: metallist südamik, mis on täidetud rauaga ja ümbritsetud silikaatmantliga. Nende pinnasfäär on kaetud kraatrite, vulkaanide, mägede, kanjonite ja muude moodustistega.
Seal on vulkaanilisest tegevusest või komeetide saabumisest tekkinud sekundaarsed atmosfäärid. Neil on vähe satelliite või need puuduvad täielikult. Maal on Kuu ja Marsil on Phobos ja Deimos. Pole varustatud rõngaste süsteemidega. Vaatame, millised näevad välja maapealsete planeetide omadused, ning märgime Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsi näitel ka nende sarnasused ja erinevused.
Peamised faktid maapealsete planeetide kohta
elavhõbe- süsteemi väikseim planeet, mis ulatub 1/3 Maa suurusest. See on õhukese atmosfäärikihiga, mistõttu see pidevalt külmub ja kuumeneb. Iseloomustab kõrge tihedus raua ja nikliga. Magnetväli ulatub vaid 1%-ni Maa omast. Pinnal on näha palju sügavaid kraatriarme ja nõrk silikaadiosakeste kiht. 2012. aastal märgati orgaanilise materjali jälgi. Need on elu ehituskivid ja neid on leitud ka veejääst.
Veenus suuruselt sarnane Maaga, kuid selle atmosfäär on liiga tihe ja vingugaasi täis. Seetõttu säilib planeedil soojus, mis muudab selle süsteemi kuumimaks. Suurema osa pinnast katavad aktiivsed vulkaanid ja sügavad kanjonid. Vaid vähestel seadmetel õnnestus pinnale tungida ja lühikest aega ellu jääda. Kraatreid on vähe, sest meteoorid põlevad ära.
Maa- suurim maapealne ja sisaldab tohutul hulgal vedelat vett. Seda on vaja eluks, mis areneb igas vormis. Siin on kanjonite ja küngastega kaetud kivine pind, samuti raskemetallist südamik. Atmosfääris on veeauru, mis aitab mõõdukat ööpäevast temperatuurirežiimi. Toimub tavahooaegade vahetus. Suurim kuumenemine toimub ekvatoriaaljoone lähedal asuvates piirkondades. Nüüd aga tõusevad määrad inimtegevuse tõttu.
Marss on päikesesüsteemi kõrgeim mägi. Suurem osa pinnast on esindatud iidsete setete ja kraatrimoodustistega. Kuid võite leida ka nooremaid alasid. On polaarkübaraid, mis vähendavad oma suurust suvel ja kevadel. Selle tihedus on väiksem kui Maa ja tuum on tahke. Teadlased pole veel tõendeid elu kohta saanud, kuid kõik vihjed ja tingimused on minevikus. Planeedil on vesijää, orgaaniline aine ja metaan.
Maapealsete planeetide teke ja üldised omadused
Arvatakse, et esmalt ilmusid maapealsed planeedid. Algselt ühinesid tolmuterad, et luua suuri objekte. Need asusid Päikesele lähemal, mistõttu lenduvad ained aurustusid. Taevaobjektid kasvasid kilomeetri suuruseks, muutudes planetesimaalideks. Siis koguneb neile aina rohkem tolmu.
Analüüs näitab, et Päikesesüsteemi arengu algstaadiumis võis olla umbes sada protoplaneeti, mille suurus varieerus Kuu ja Marsi vahel. Nad põrkasid pidevalt kokku, mille tõttu nad ühinesid, visates välja prügikilde. Selle tulemusena jäi ellu 4 suurt maapealset planeeti: Merkuur, Veenus, Marss ja Maa.
Neid kõiki iseloomustab suur tihedus ning koostist esindavad silikaadid ja metalliline raud. Maapealse tüübi suurim esindaja on Maa. Neid planeete eristab ka nende üldine struktuurne struktuur, mis hõlmab südamikku, vahevöö ja maakoort. Ainult kahel planeedil (Maal ja Marsil) on satelliite.
Praegused uuringud maapealsete planeetide kohta
Teadlased usuvad, et Maa-sarnased planeedid on parimad kandidaadid elu tuvastamiseks. Loomulikult põhinevad järeldused tõsiasjal, et ainus eluga planeet on Maa, seega on selle omadused ja omadused omamoodi standardiks.
Kõik viitab sellele, et elu on võimeline ekstreemsetes tingimustes ellu jääma. Seetõttu arvatakse, et seda leidub isegi Merkuuril ja Veenusel, hoolimata nende kõrgest temperatuurist. Enim tähelepanu pööratakse Marsile. See pole mitte ainult peamine kandidaat elu leidmiseks, vaid see on ka potentsiaalne tulevane koloonia.
Kui kõik läheb plaanipäraselt, siis 2030. a. Esimene partii astronaute võidakse saata Punasele planeedile. Tänapäeval on planeedil pidevalt kulgurid ja orbiidid, kes otsivad vett ja elumärke.
Maapealsed eksoplaneedid
Paljud leitud eksoplaneedid on osutunud gaasihiiglasteks, sest neid on palju lihtsam leida. Kuid alates 2005. aastast hakkasime tänu Kepleri missioonile aktiivselt maapealseid objekte jäädvustama. Enamikku neist nimetati super-maa klassiks.
Nende hulgas tasub meenutada Gliese 876d, mille mass on 7-9 korda suurem kui Maa oma. See tiirleb meist 15 valgusaasta kaugusel ümber punase kääbustähe. Gliese 581 süsteemis leiti 3 maapealset eksoplaneeti, mille kaugus oli 20 valgusaastat.
Väikseim on Gliese 581e. See ületab meie massi vaid 1,9 korda, kuid asub oma tähele ülimalt lähedal. Esimene kinnitatud maapealne eksoplaneet oli Kepler-10b, meie massist 3-4 korda suurem. See on 460 valgusaasta kaugusel ja leiti 2011. aastal. Samal ajal andis missiooni meeskond välja nimekirja 1235 taotlejast, kellest 6 olid maapealset tüüpi ja asusid elamiskõlblikus tsoonis.
Super-Maad
Eksoplaneetide hulgast oli võimalik leida palju super-Maad (suuruses Maa ja Neptuuni vahel). Seda liiki meie süsteemis ei leidu, mistõttu pole veel selge, kas nad näevad välja rohkem hiiglaste või maapealse tüübi moodi.
Nüüd ootab teadusmaailm James Webbi teleskoobi starti, mis tõotab suurendada otsinguvõimsust ja avada meid kosmosesügavustesse.
Maapealsete planeetide kategooriad
Seal on maapealsete planeetide jagunemine. Silikaadid on meie süsteemi tüüpilised objektid, mida esindavad kivine vahevöö ja metallist südamik. Raud - teoreetiline sort, mis koosneb täielikult rauast. See annab suurema tiheduse, kuid vähendab raadiust. Sellised planeedid võivad ilmuda ainult kõrge temperatuuriga piirkondades.
Rocky on teine teoreetiline tüüp, kus on silikaatkivim, kuid puudub metalliline südamik. Need peaksid moodustuma tähest kaugemal. Süsinik - varustatud metallilise südamikuga, mille ümber on kogunenud süsinikku sisaldav mineraal.
Varem arvasime, et oleme planeetide moodustumise protsessi üksikasjalikult uurinud. Kuid eksoplaneetide arvestamine sunnib meid leidma palju lünki ja võtma ette uusi uuringuid. See avardab ka tingimusi eluotsinguteks võõrastes maailmades. Kes teab, mida me seal näeme, kui saame sondi saata.