Текст книги "Естествознание. Базовый уровень. 10 класс"

§ 11.Солнце. Звёзды

Объясните, почему многие древние народы поклонялись Солнцу.

Солнце

Наше Солнце – одна из миллиардов звёзд. Есть звёзды, значительно большие, чем Солнце, – гиганты, есть звёзды и меньше Солнца – карлики.

Масса Солнца 2 10³⁰ кг, т. е. 333 000 масс Земли, что больше 99 % суммарной массы всей Солнечной системы. Средний диаметр 1,4•10⁹ м, что составляет 109 диаметров Земли. Среднее расстояние от Земли до Солнца 150 млн км. Плотность вещества Солнца 1400 кг/м³.

Светимость Солнца – мощность его излучения составляет 4 10²⁶ Вт.

Спектральный анализ

В изучении состава и строения Солнца и звёзд важнейшую роль сыграл спектральный анализ, который был открыт во второй половине XIX в., а теперь нашёл широкое применение во всех естественных науках и во многих областях техники и технологии. Заслуга его открытия принадлежит двум немецким учёным – физику Г. Р. Кирхгофу (1824–1887) и химику Р. В. Бунзену (1811–1899). Для анализа химического состава веществ они предложили прибор, называемый спектроскопом (рис. 39).

Существует несколько видов спектров. Непрерывный (или сплошной) спектр, который дают сильно нагретые твёрдые тела и жидкости (а при достаточно большом давлении и газы). В этом случае белый свет, проходя через стеклянную призму, преломляется, и на экране видна сплошная радужная полоска. Каждому «простому» цвету (красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий и фиолетовый) соответствуют волны определённой длины. Показатель преломления стекла (скорость света в этой среде) зависит от длины волны излучения.

Рис. 39. Спектроскоп двухтрубный (а) и ход лучей в двухтрубном спектроскопе (б)

Линейчатый спектр испускания состоит из отдельных ярких линий на тёмном фоне. Такой спектр характерен для нагретых атомарных газов при низком давлении. Положение линий в спектре соответствует определённым длинам волн излучения этого вещества.

Линейчатый спектр поглощения создаёт газ, находящийся перед более горячим источником непрерывного излучения. В этом случае тёмные линии (линии поглощения) в спектре источника приходятся в точности на те же самые длины волн, что и линии излучения этого газа. Любое вещество поглощает преимущественно излучение тех длин волн, которое само способно излучать.

Излучение солнечного спектра ещё в начале XIX в. показало, что спектр Солнца является именно спектром поглощения, в котором положение тёмных линий остаётся неизменным. Стало быть, свет, излучаемый более горячими слоями Солнца, поглощается веществом внешних, более холодных его слоёв.

« Напомним, что плазма – это четвёртое состояние вещества, когда газ ионизован, а концентрация положительных и отрицательных зарядов одинакова. Плазма может быть низкотемпературной и высокотемпературной.

Поскольку каждому элементу соответствует определённый набор ярких цветных линий, то по спектру можно определить химический состав вещества и, соответственно, химический состав Солнца. Именно при анализе спектра Солнца на нём был открыт элемент гелий. В среднем в звёздах на 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 – кислорода, 2 – азота,1 – углерода, остальных элементов ещё меньше. Спектральный анализ показывает, что в менее горячих звёздах содержатся различные металлы, а также углерод и органические соединения. Поскольку температура газа очень высокая, то он ионизован и находится в состоянии высокотемпературной плазмы.

Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы, очевидно, характерны и для других звёзд, но только на Солнце мы можем наблюдать их достаточно детально.

Развитие теоретической физики в ХХ в. обеспечило возможность определять не только химический состав, но и температуру Солнца, характеристики магнитного поля в различных его областях, а главное – рассчитать его внутреннее строение – создать модель Солнца и провести её проверку на основе наблюдений. Вот как выглядит эта модель (рис. 40).

В центральной части Солнца – его ядре – температура превышает 14 млн К, а плотность достигает 1,5 10⁵ кг/м³. Здесь в результате термоядерной реакции превращения ядер атомов водорода в ядра атомов гелия выделяется колоссальное количество энергии.

Рис. 40. Строение Солнца

Ядро окружает«лучистая» зона, в которой энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов. Над ней находится конвективная зона, где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции). Каждая из этих зон занимает примерно ¹/₃ солнечного радиуса.

Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Самый нижний слой атмосферы – фотосфера, которая воспринимается как поверхность Солнца. В фотосфере температура составляет порядка 6000 К. Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы – грануляция (рис. 41).

Рис. 41. Гранулы и пятно на Солнце

Размеры гранул могут достигать одной-двух тысяч километров, а время жизни – 5—10 минут. Горячая плазма, поднимающаяся наверх, выглядит как более светлая, а остывшая, опускающаяся обратно, – как более темная.

Над фотосферой располагается хромосфера, толщина которой 10–15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона. Корону можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние (рис. 42). Температура в короне повышается до 1–2 млн кельвинов, а затем очень медленно снижается.

Плотность вещества по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, а потоки плазмы из короны (солнечный ветер) растекаются по всей планетной системе. Земля фактически находится в солнечной короне, поэтому многие геофизические явления испытывают на себе влияние процессов, происходящих на Солнце, – солнечной активности.

« Напомним, что магнитная индукция – силовая характеристика магнитного поля; модуль вектора магнитной индукции (B) – физическая величина, равная отношению силы (F), действующей на проводник с током, помещённый в это магнитное поле, к длине (l) проводника и силе тока (I) в нём: B = F/lI.

В атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле – пятна, вспышки, протуберанцы, корональные выбросы и т. п. Все эти проявления наблюдаются с периодом, который в среднем составляет 11,2 года.

Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном, и его индукция может достигать 0,4–0,5 Тл. Усиление магнитного поля препятствует нормальной конвекции, плазма, остывшая до 4000 К, выглядит, как тёмное пятно, поперечник которого может достигать нескольких десятков тысяч километров.

Рис. 42. Вид солнечной короны во время полного солнечного затмения

Рис. 43. Солнечный протуберанец

Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы (рис. 43) и корональные выбросы. Это огромные по объёму облака плазмы, масса которых может составлять несколько миллиардов тонн

Мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10²⁵ Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб).

Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки– двое достигают окрестностей Земли. Магнитосфера нашей планеты отклоняет и задерживает потоки, идущие от Солнца, так что только незначительная их часть попадает в земную атмосферу. Однако даже этого достаточно, чтобы вызывать геомагнитные бури, полярные сияния и другие геофизические явления. Они негативно сказываются на работе средств связи и линий передачи электроэнергии, а также отрицательно воздействуют на живые организмы, вызывают плохое самочувствие у метеозависимых людей.

Звёзды

В настоящее время в астрономии принято такое определение звезды.

Звезда – это космическое тело, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Термоядерные реакции могут происходить только в том случае, когда масса космического тела превышает некоторый нижний предел. Так, например, масса планеты Юпитер (она составляет примерно 0,001 массы Солнца) недостаточно велика для того, чтобы он стал звездой.

Подавляющее число звёзд находится в состоянии гидростатического и теплового равновесия. Увеличение энергии, выделяющейся при термоядерных реакциях в ядре звезды, приводит к её расширению и уменьшению давления, вследствие чего температура ядра снижается. При этом скорость протекания реакций, которая зависит от температуры, уменьшается. Поступление энергии также уменьшается, вещество звезды охлаждается, и звезда приходит в равновесие. Можно считать, что звезда обладает отрицательной теплоёмкостью. Если же по какой-то причине скорость реакций уменьшается, то звезда сжимается, и вследствие сжатия и повышения температуры увеличивается скорость термоядерных реакций. Длительность такого процесса всего несколько десятков минут. Иначе говоря, с точки зрения физики, звезда – самоуправляемый термоядерный реактор.

Именно за счёт слияния ядер атомов химических элементов, главным образом ядер водорода с образованием ядер атомов гелия (это и есть термоядерная реакция), выделяется гигантское количество энергии. По своему физическому состоянию звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами градусов, а на их поверхности – тысячами градусов. Именно звёзды представляют собой основную массу светящегося вещества во Вселенной.

Когда человек хочет образно подчеркнуть большое количество чего– либо, он говорит: «Столько, сколько звёзд на небе». А на самом деле сколько их? Ответ на этот вопрос неоднозначный. Оказывается, невооружённым глазом на небе можно увидеть всего-то около 6000 звёзд. Общее же количество звёзд во Вселенной даже трудно оценить.

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена на расстоянии 4,2 световых лет от нашей Солнечной системы.

Характеристики звёзд

Основными характеристиками звёзд являются светимость и спектральный класс.

Светимость – это количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени.

Спектры поглощения используют для классификации звёзд по спектральным классам.

Спектральный класс – это характеристика звезды, связанная с её температурой, светимостью, цветом и видом спектра.

Звёзды разделены на десять спектральных классов, которые обозначаются буквами W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. В таблице 5 приведены наиболее распространённые спектральные классы звёзд, соответствующие этим классам цвет звезды и её температура.

Горячие звёзды спектральных классов O и B имеют температуру верхних слоёв звезды 10 000 К и выше и голубой цвет. У звёзд, сходных с нашим Солнцем, спектральный класс G и цвет жёлтый. Холодные звёзды красного цвета с температурой верхних слоёв 3000 К относятся к спектральному классу M.

На рисунке 44 приведена диаграмма, на которой по горизонтальной оси показан спектральный класс звезды, а по вертикальной – её светимость. Из диаграммы следует, что с ростом температуры верхних слоёв растёт и светимость звезды. Плавная кривая, которая идёт из верхнего левого угла в правый нижний угол, называется главной последовательностью. На главной последовательности находятся звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. К этой последовательности принадлежит большинство звёзд (в том числе Солнце и Сириус). Масса звёзд главной последовательности лежит в пределах от 0,05 массы Солнца до 100 масс Солнца.

Таблица 5

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

Пример красного гиганта – звезда Арктур (а Волопаса), её радиус равен 25 солнечным радиусам, светимость превышает солнечную в 140 раз (на рис. 44 – в правом верхнем углу).

Выше звёзд-гигантов на диаграмме находятся сверхгиганты (например, звезда Антарес – а Скорпиона). Было обнаружено несколько ярких молодых звёзд с температурой верхних слоёв выше 40 000 К, что в 7 раз превышает температуру на Солнце. Эти звёзды обладают огромной массой и высокой светимостью. Одна из таких звёзд – R136a1 в созвездии Золотая Рыба Южного полушария неба – имеет массу, в 265 раз превышающую массу Солнца, и может претендовать на звание самой массивной из известных звёзд. Предположительно, при рождении эта звезда могла обладать ещё большей массой – до 320 масс Солнца. Кроме того, её размеры раз в 30 превышают размеры Солнца.

Белые карлики на диаграмме (см. рис. 44) находятся в левом углу ниже главной последовательности. Количество белых карликов в Галактике невелико – немного больше 1500. Эти звёзды имеют сравнительно малую массу, у большинства она примерно равна массе Солнца, у некоторых даже меньше массы Солнца. Белые карлики имеют размеры, сравнимые с размерами Земли, поэтому плотность их очень велика.

Примерами белых карликов являются яркие звёзды Сириус A и Сириус B. Сириус B имеет диаметр 40 000 км, т. е. в 2,5 раза больше, чем Земля. Его масса составляет 95 % от массы Солнца. Средняя плотность этой звезды 310⁸ кг/см³.

Рис. 44. Диаграмма «спектральный класс – светимость» (диаграмма Герцшпрунга– Ресселла)

Судя по их спектрам, в атмосфере горячих белых карликов (температура 50 000 К) присутствуют гелий, кальций, железо, углерод, кислород и небольшое количество (0,05 %) водорода, а атмосфера холодных белых карликов почти полностью состоит из гелия, водород в них отсутствует.

Эволюция звёзд

Попытки использовать диаграмму «температура – светимость» для того, чтобы понять, как связаны между собой различные типы звёзд, предпринимались неоднократно. Только благодаря использованию мощных компьютеров удалось рассчитать, какие изменения претерпевают звёзды на протяжении миллионов и миллиардов лет. За время жизни неоднократно меняются и термоядерные реакции, и внутреннее строение звёзд. Эти эволюционные изменения зависят от массы звезды. Чем больше масса звезды, тем быстрее она растрачивает водород, превращая его в гелий.

Расчёты показывают, что звёзды типа Солнца живут примерно 10 млрд лет. За несколько миллиардов лет существования Солнце мало изменилось, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерод-12, а также реакции, продуктами которых является кислород и ряд более тяжёлых элементов (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.

Все события в жизни звезды связаны с термоядерными реакциями, происходящими в её недрах. Температура в центре звезды очень высокая, поэтому запасы водорода здесь расходуются быстрее. Зона, в которой происходит превращение водорода в гелий, постепенно перемещается к периферии ядра, а его центральная часть, где преобладает гелий, сжимается и разогревается. При достаточно большой массе звезды температура здесь может достичь 120 млн К. Такая высокая температура необходима для протекания реакций превращения ядер гелия (альфа-частиц) в более массивные ядра углерода.

Вместе со сменой типа ядерных реакций меняется химический состав звезды и её отдельных слоёв, а также их плотность. Это приводит к изменению физических характеристик звезды: размеров, светимости и температуры поверхности.

У наиболее массивных звёзд на завершающем этапе их существования происходят катастрофические события, которые наблюдаются как вспышка Сверхновой звезды. Вспышка Сверхновой – гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором её светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10⁴⁶ Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за всё время своего существования. Теоретические расчёты, результаты которых хорошо согласуются с наблюдательными данными, позволили составить достаточно полное представление о процессах, происходящих в тех Сверхновых звёздах, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. К этому времени в них полностью исчерпаны возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных звёзд – это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры и плотности в ядре звезды.

Лишённое источников энергии ядро звезды не может противостоять гравитационным силам и коллапсирует (катастрофически сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная часть ядра звезды сжимается до плотности ядерного вещества. За этим следует резкое расширение ядра, создающее мощную ударную волну, которая движется со скоростью не менее 30 000 км/с и срывает со звезды большую часть массы. В некоторых случаях вещество звезды полностью рассеивается в космическом пространстве, в других на месте звезды образуется плотный остаток её ядра.

Вещество этого остатка в основном состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами и тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звёзд всего 20–30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10¹⁷ кг/м³.

Ещё более уникальные объекты, получившие название чёрных дыр, должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звёзд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Стало быть, чёрную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение – она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том случае, когда чёрная дыра оказывается одним из компонентов тесной двойной звёздной системы. Мощное гравитационное поле чёрной дыры способно вызвать падение на неё газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему. Газ при падении на чёрную дыру нагревается до высокой температуры и даёт рентгеновское излучение. Именно это излучение и позволяет обнаружить существование чёрной дыры. В настоящее время известно несколько десятков чёрных дыр в центрах галактик, в том числе нашей. Возможно, что центром любой галактики может быть чёрная дыра.

Белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры являются конечными стадиями эволюции звёзд различной массы. Из вещества, которое было потеряно звёздами в процессе их эволюции, в последующем могут образовываться звёзды нового поколения.

« Подробнее о небесных телах Солнечной системы вы узнаете из материала следующего параграфа.

Вы знаете

♦ как рождаются звёзды и каков химический состав звёзд

♦ что является источником энергии звезды

♦ чем различаются звёзды разных спектральных классов

Вы можете

♦ объяснить, как обычные звёзды превращаются в красных гигантов, белых карликов или нейтронные звёзды

♦ назвать спектральные классы звёзд

♦ дать основные характеристики Солнца

Выполните задания

1. Покажите, как связаны между собой светимость, цвет и температура звезды.

2. Объясните различие между нейтронными звёздами и белыми карликами.

3. Чем определяется конечная стадия эволюции звезды?

4. Докажите, что Солнце является жёлтым карликом.

Темы для рефератов

1. Теории эволюции звёзд. 2. Сравнительная характеристика звёзд-гигантов и белых карликов. 3. Солнечная активность и её влияние на планеты Солнечной системы (на примере Земли).

§ 12. Солнечная система

1. Опишите, как представляли себе строение Солнечной системы учёные Древней Греции и средневековой Европы.

2. Объясните различие между геоцентрической и гелиоцентрической системами мира.

Строение и происхождение солнечной системы

Солнечная система (рис. 45) включает в себя (помимо центральной звезды – Солнца) восемь больших планет – Меркурий, Венеру, Землю, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и их спутники, а также две карликовые планеты – Плутон и Цереру, малые планеты (астероиды), кометы, метеориты и космическую пыль.

Определённый порядок, который проявляется в том, что движение всех планет вокруг Солнца происходит в одном направлении и примерно в одной плоскости, уже давно обратил на себя внимание учёных. Это наводило на мысль, что планеты не случайно оказались около Солнца, а вероятнее всего, имеют общее происхождение. Идея эволюции природных систем, впоследствии сыгравшая большую роль в развитии всех естественных наук, впервые была высказана в астрономии, и касалась она происхождения Солнечной системы. В середине XVIII в. выдающийся немецкий философ И. Кант (1724–1804) проанализировал возможные последствия действия сил тяготения во Вселенной и высказал гипотезу образования небесных тел и их систем из разреженной материи, которая первоначально заполняла всю Вселенную.

Рис. 45. Строение Солнечной системы

Гипотеза образования планет из колец, последовательно отделяющихся при сжатии вращающейся газовой туманности, была опубликована французским астрономом, математиком и физиком П. С. Лапласом (1749–1827) в его работе «Изложение системы мира» (1796).

В ХХ в. была предложена и подробно разработана гипотеза, согласно которой Солнечная система сформировалась в результате длительной эволюции огромного холодного газопылевого облака. В него входили твёрдые частицы, состоявшие из таких химических элементов, как кремний, железо, другие металлы и неметаллы, а также замёрзшие газы (азот, кислород, углерод) и водяной лёд. Газовый компонент составляли наиболее распространённые во Вселенной водород и гелий с небольшими примесями неона, аргона и других газов.

Все ныне известные тела Солнечной системы состоят из тех веществ, которые содержались в допланетном облаке. Но при этом в телах различного типа их соотношение и состояние могут значительно различаться.

В течение нескольких миллиардов лет структура облака и распределение в нём различных веществ значительно изменялись. Разумеется, далеко не все детали процессов, которые произошли за это время, поддаются точным расчётам. Тем не менее современная наука позволила составить общую картину формирования Солнечной системы. Вначале сжатие облака гравитационными силами привело к образованию центрального горячего ядра – будущего Солнца. Оно захватило себе основную часть массы облака – около 90 %. Тяготение образовавшегося Солнца привело к тому, что оставшаяся часть облака становилась всё более и более плоским диском.

Частицы этого диска, обращаясь вокруг Солнца по самым различным орбитам, сталкивались между собой. В результате одних столкновений частицы разрушались, а в результате других – объединялись в более крупные. Возникали зародыши будущих планет и других тел. Считается, что число таких допланетных тел (планетезималей) достигало многих миллионов. Но, в конце концов, эволюция облака привела к тому, что оставшееся после формирования Солнца вещество было сосредоточено в немногих крупных телах – планетах. Компьютерные расчёты эволюции облака показали справедливость такого вывода.

В пользу этой гипотезы свидетельствуют и другие научные данные. Так, геологические исследования показывают, что наша планета никогда не была полностью расплавленной. Возраст наиболее древних пород, которые обнаружены в составе метеоритов, составляет примерно 4,5 млрд лет. Породы такой же древности обнаружены в доставленных на Землю образцах лунного грунта. Расчёты возраста Солнца дали близкую величину – 5 млрд лет. На основании этих данных принято считать, что все тела, которые в настоящее время составляют Солнечную систему, образовались примерно 4,5–5 млрд лет тому назад.

Планеты

Принципиальное отличие от звёзд, природа которых была рассмотрена в предыдущем параграфе, имеют планеты.

Планета – это небесное тело, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде.

Планеты Солнечной системы по физическим характеристикам и составу разделяются на планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун).

По сравнению с планетами-гигантами размеры планет земной группы действительно невелики. Даже крупнейшие планеты этой группы – Земля и Венера – в 10 раз меньше Юпитера и Сатурна и примерно в 4 раза меньше Урана и Нептуна. Различия двух групп планет по массе ещё более значительны. Масса Юпитера более чем в 300 раз превосходит массу Земли, масса Сатурна – почти в 100 раз, Урана – в 15 раз, а Нептуна – в 17 раз.

Средняя плотность вещества планет земной группы характерна для твёрдого вещества: от 3,9 г/см³ у Марса до 5,5 г/см³ у Земли. Породы, составляющие твёрдую поверхность этих планет и Луны, сходны по химическому составу с земными породами. Они содержат оксиды кремния и различных металлов, например железа, магния, алюминия. Но по составу атмосферы Марс и Венера существенно отличаются от Земли. Они содержат более 90 % углекислого газа, несколько процентов азота и очень мало кислорода и воды. Меркурий и Луна вследствие малой массы вовсе лишены атмосферы.

По плотности вещества планеты-гиганты значительно уступают планетам земной группы – от 0,7 г/см³ (Сатурн) до 1,8 г/см³ (Нептун). Эти планеты состоят в основном из водорода и гелия, находящихся в газообразном и жидком состояниях. У них нет твёрдой поверхности в привычном смысле этого слова. То, что воспринимается как поверхность планет-гигантов, – это мощный слой облаков в их атмосферах, состоящих из водорода, гелия, метана, аммиака и других газов.

Вероятно, столь существенные различия планет двух групп по своей природе возникли ещё в процессе их формирования из допланетного облака. За несколько миллиардов лет состав этого облака в различных его частях стал неодинаковым. Под влиянием сильного нагрева из окрестностей Солнца улетучивались газы, среди которых самыми распространёнными являются водород и гелий. Вблизи него оставались лишь твёрдые тугоплавкие частицы. Из этого вещества сформировались Земля с Луной и другие планеты земной группы. Вдали от Солнца, на периферии облака, где температура оставалась низкой, газы намерзали на твёрдые частицы. Большая часть массы этого вещества приходилась на долю водорода и гелия, из которых в основном и состоят планеты-гиганты. Вещества «земного типа», хотя в меньшем количестве, тоже вошли в состав этих планет и их спутников.

Планеты двух групп значительно отличаются по числу спутников. Земля имеет один – Луну, Марс – два. У Меркурия и Венеры спутников нет. В то же время общее число спутников планет-гигантов превышает 160, у Юпитера, например, их более 60. Кроме того, планеты– гиганты окружены тонкими кольцами, состоящими из ледяных и силикатных частиц самой различной величины – от пылинок до тел метрового размера, которые обращаются вокруг планеты.

Познакомимся с планетами Солнечной системы более подробно.

Меркурий – самая маленькая планета, размером примерно с Луну (диаметр Меркурия 4878 км), находится на расстоянии около 60 млн км от Солнца. На той стороне Меркурия, которая обращена к Солнцу, температура около 430 °C. Меркурий имеет малую скорость вращения: сутки на Меркурии длятся 176 земных суток. Поверхность его покрыта кратерами. Предполагают, что один из крупнейших кратеров – котловина Калорис – образовалась при столкновении Меркурия с огромным космическим телом.

Поверхность Венеры (рис. 46, а) нельзя рассмотреть даже с орбиты её искусственных спутников. Она закрыта от нас несколькими слоями облачности, постоянно существующими в атмосфере Венеры, которая по плотности лишь в 14 раз уступает воде и в 50 раз плотнее земной атмосферы.

Рис. 46. Планеты: а – Венера; б – Марс

Тем не менее даже такая атмосфера остаётся прозрачной для солнечного излучения, которое нагревает поверхность Венеры. Для инфракрасного (теплового) излучения поверхности атмосфера Венеры непрозрачна, и оно уходит обратно в космос с большим трудом. Возникает так называемый парниковый эффект. Нагрев атмосферы продолжается до тех пор, пока уходящий поток энергии не станет равным приходящему. Это равновесие установилось на Венере, когда температура поверхности планеты достигла 460–470 °C. В этих сложных условиях исследования на поверхности планеты были проведены лишь несколькими автоматическими станциями. Большая часть научных данных о Венере была получена дистанционными методами с борта её искусственных спутников. Рельеф планеты был исследован с помощью радиолокационного зондирования. Это позволило получить трёхмерные изображения различных объектов и составить достаточно подробную карту Венеры. Оказалось, что почти вся её поверхность занята каменистыми холмистыми равнинами с метеоритными кратерами. Крупные возвышенные районы занимают лишь 8 % поверхности. Рельеф этих районов довольно сложен: обширные плоскогорья типа Тибета, горы, вулканические кальдеры, тектонические разломы. Обнаружено множество вулканов, среди которых, возможно, есть и действующие.

Марс (рис. 46, б) больше всех планет похож на Землю. Это наиболее изученная с помощью космических аппаратов планета Солнечной системы. Установлено, что марсианские сутки на 40 минут длиннее земных. Атмосфера Марса сильно разрежена, поэтому она не может ночью сохранить ту энергию, которую получает днём. Следствием этого является то, что дневная температура атмосферы у поверхности Марса на экваторе редко бывает положительной, а за ночь понижается до -90 °C. Поскольку Марс находится дальше от Солнца, чем Земля, то марсианский год почти в 2 раза длительнее земного. На полюсах Марса имеются полярные шапки изо льда, покрытого слоем твёрдого углекислого газа. Поверхность этой планеты местами равнинная песчаная, на ней видны дюны и барханы, местами каменистая, покрытая кратерами, горами, потухшими вулканами (крупнейший имеет высоту более 20 км). Хорошо видны на поверхности Марса следы водных потоков, похожие на русла высохших рек.

Вокруг Марса вращаются два естественных спутника – Фобос и Деймос – глыбы поперечником порядка 10 км, покрытые кратерами от ударов метеоритов.

Юпитер – самая большая планета Солнечной системы, его диаметр превышает 70 тыс. км, а масса больше суммарной массы всех остальных планет. При такой огромной массе в недрах планеты создаётся давление, при котором водород переходит в металлическое состояние. Это обеспечивает существование мощного магнитного поля и магнитосферы, значительно превышающей по размерам магнитосферу нашей планеты. Масштабы природных явлений, происходящих на Юпитере, поражают. Например, самый заметный атмосферный вихрь (антициклон) – Большое красное пятно – имеет размеры 15 000 х 30 000 км. Полярные сияния, которые происходят на Юпитере, в 100 раз интенсивнее земных. Облака в его атмосфере выглядят как полосы коричневатых, красных, голубоватых оттенков. Они вытянуты вдоль экватора вследствие быстрого вращения планеты.