ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ
К околосолнечным планетам земной группы относятся
Меркурий, Венера, Земля и Марс. Они отличаются от планет-
гигантов меньшими размерами и, соответственно, меньшей
массой. Эти планеты движутся внутри пояса малых планет.
Планеты близки ио таким физическим характеристикам, как
плотность, размеры, химический состав, но при этом каждая
планета имеет свои особенности.
Меркурий — самая близкая планета к Солнцу. Меркурий
является эндогенно пассивной планетой и находится, по-ви-
димому, на примитивной стадии корового развития. Планета
расположена от Солнца на расстоянии 58 млн. км. Полный
оборот на небе завершает за 88 сут., период вращения Мерку-
рия вокруг своей оси равен 58,65 сут., т. е. 2/3 его обраще-
ния вокруг Солнца. Такое вращение является динамически
устойчивым. Солнечные сутки на Меркурии продолжаются
176 дней. Ось вращения Меркурия почти перпендикулярна
плоскости его орбиты. Как подсказали радионаблюдения, тем-
пература на поверхности Меркурия в пункте, где Солнце на-
ходится в зените, достигает 620 К. Температура ночного по-
лушария около 110 К.
Вся поверхность Меркурия испещрена кольцевыми
структурами различного размера (до 120 км в поперечнике),
напоминая этим древнейшую формацию Луны, но отличаясь
от нее низкой отражательной способностью (альбедо 0,056). С
помощью радионаблюдений удалось определить тепловые
свойства наружного покрова планеты, которые оказались близ-
кими к свойствам тонкораздробленных пород лунного рего-
лита. Причиной такого состояния пород, вероятнее всего, яв-
ляются непрерывные удары метеоритов, почти не ослабляе-
мые разреженной атмосферой Меркурия. Поверхность плане-
ты вся испещрена кратерами, образование которых можно
объяснить метеоритной бомбардировкой Меркурия, происхо-
дившей на первых этапах эволюции планеты миллиарды лет
назад. Большим кратерам присвоены имена выдающихся лю-
дей (Бетховен, Бах, Шекспир и т. п.). Кратер Бетховена, на-
пример, имеет диаметр около 625 км, а котловина Калорис —
1300 км. Огромная котловина имеет плоскую поверхность,
она испещрена трещинами и грядами. По-видимому, в началь-
ный период существования планета испытала сильное разог-
ревание, так как глобальное сжатие Меркурия с уменьшением
его радиуса на 1—2 км при охлаждении и консолидации выра-
зилось в образовании на его поверхности дугообразных усту-
пов (скарпов), имеющих надвиговую природу.
Атмосфера Меркурия, по сравнению с земной, сильно раз-
режена. Поданным, полученным с межпланетной станции «Ма-
ринер-10*, ее плотность не превосходит плотности земной ат-
мосферы на высоте 620 км. В составе атмосферы обнаружено
небольшое количество водорода, гелия и кислорода, присут-
ствуют и некоторые инертные газы, например аргон и неон.
Такие газы могли выделиться в результате распада радиоак-
тивных веществ, входящих в состав грунта планеты. Предпо-
ложительно, Меркурий в начальном состоянии имел полнос-
тью жидкое состояние и быстрое начальное вращение, кото-
рое затем замедлилось приливным трением. У Меркурия об-
наружено собственное очень слабое магнитное поле, что сви-
детельствует о неполной консолидации планеты. Напряжен-
ность этого магнитного поля меньше, чем у Земли, и больше,
чем у Марса. Средняя плотность Меркурия (5,44 г/см’) зна-
чительно выше лунной и почти равна средней плотности Зем-
ли, а его масса составляет лишь 1/18 массы Земли. Отсюда
делается вывод, что Меркурий — самая богатая железом пла-
нета Солнечной системы. По всей вероятности, материнская
планета Меркурия, обладавшая водородной оболочкой, со-
здала вокруг себя особенно развитую спутниковую систему, в
которую отошла большая часть ее силикатного материала. С
образованием Меркурия вся эта масса спутников была на-
всегда им потеряна. О жизни на Меркурии говорить не прихо-
дится, так как на нем очень высокая дневная температура и
отсутствует вода.
Венера — вторая от Солнца (108 млн. км) и ближайшая к
Земле планета Солнечной системы. Период обращения вок-
руг Солнца — 225 сут. Во время нижних соединений может
приближаться к Земле до 40 млн. км, т. е. ближе любой другой
большой планеты Солнечной системы. Синодический период
(от одного нижнего соединения до другого) равен 584 сут.
Венера — самое яркое светило на небе после Солнца и Луны.
Исследование этой планеты чрезвычайно затруднено из-эа ее
очень плотной и мощной атмосферы, состоящей на 95% из
молекул углекислого газа СО2, приблизительно 2% азота и
инертных газов, около 0,1% кислорода, небольшого количе-
ства окиси углерода, хромоводорода и фтороводорода, и 0,1%
водяного пара. Диаметр Венеры — 12 100 км (95% диаметра
Земли), масса — 81,5% массы Земли, или 1/408400 массы Сол-
нца, температура у поверхности Венеры достигает 747 К, а
давление 90 атм. Опять же из-за очень плотного облачного
слоя, окутывающего эту планету, долго не удавалось устано-
вить период вращения Венеры. Только с помощью радиоло-
кации установили, что он равен 243,2 сут., причем Венера вра-
щается в обратную сторону по сравнению с Землей и другими
планетами.
Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Ве-
неры парниковый эффект, приводящий к сильному разогре-
ванию планеты. Парниковый эффект возникает потому, что
углекислый газ и некоторые другие молекулы, такие как Н2О,
204 Астрономия
несмотря на то, что их мало, значительно поглощают инфра-
красное излучение. Облачный слой Венеры, по данным, полу-
ченным со станций серии «Венера», расположен на высоте 49—
68 км над поверхностью, а по плотности напоминает легкий
туман: Но большая протяженность облачного слоя делает его
совершенно непрозрачным для наблюдения с Земли. Предпо-
лагается, что облака состоят из капель водородного раствора
серной кислоты. Освещенность на поверхности в дневное вре-
мя подобна земной в пасмурный день. Из космоса облака Ве-
неры выглядят как система полос, располагающихся обычно
параллельно экватору планеты, однако порой они образуют
детали, которые были замечены еще с Земли, что и позволило
установить примерно 4—5-суточный период вращения облач-
ного слоя. Это четырехсуточное вращение было подтвержде-
но космическими аппаратами и объясняется наличием на уров-
не облаков постоянных ветров, дующих в сторону вращения
планеты со скоростью около 100 м/с. Атмосферное давление
у поверхности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность в
35 раз превышает плотность земной атмосферы. Количество
углекислого газа в атмосфере Венеры в 400 тыс. раз больше,
чем в земной атмосфере. Причиной этого, вероятно, является
интенсивная вулканическая деятельность, а кроме того, отсут-
ствие на планете двух основных поглотителей углекислого
газа — растительности и океана с его планктоном. Самые вер-
хние слои атмосферы Венеры состоят целиком из водорода.
Водородная атмосфера простирается до высоты 5500 км.
Радиолокация позволила изучить невидимый из-за об-
лаков рельеф Венеры. В результате были выявлены складча-
тые горные системы с перепадом высот от 2 до 3 км, террасные
вулканические кальдеры, протяженные лавовые потоки и за-
путанная сеть разломов. Данный рельеф возник в период ин-
тенсивной эндогенной активности Венеры, прекратившейся
менее 1 млрд. лет назад. Поверхность Венеры относительно
более гладкая, чем поверхность Луны. На Венере, в отличие
от Луны, встречаются только крупные кольцевые структуры,
диаметр которых колеблется от 9 до 50 км. Они окружены
высокими валами выброшенного материала и имеют централь-
ные горки и гладкие днища, заполненные лавой. Кольцевые
структуры имеют вулканическое эксплозивное происхожде-
ние и, вполне вероятно, связаны с падением метеоритов, не-
смотря на защищенность планеты от внешнего воздействия
плотной атмосферой. В результате сделанных исследований,
можно сделать вывод, что по морфологическому облику по-
верхности Венера, как и Марс, является «мертвой» планетой,
утратившей эндогенную активность и магнитное поле. Спут-
ников Венера не имеет.
Земля — одна из планет Солнечной системы. Ее эндоген-
ная активность длится уже на протяжении 4,6 млрд. лет. По-
дооно другим планетам Земля движется вокруг Солнца по
эллиптической орбите. Расстояние от Земли до Солнца в раз-
ных точках орбиты неодинаковое. Среднее расстояние состав-
ляет приблизительно 149,6 млн. км. В процессе движения на-
шей планеты вокруг Солнца плоскость земного экватора (на-
клоненная к плоскости орбиты под углом 23°26,5′) перемеща-
ется параллельно самой себе таким образом, что в одних уча-
стках орбиты земной шар наклонен* к Солнцу северным полу-
шарием, а в других — южным. Большую часть поверхности
Земли (до 71%) занимает Мировой океан. На континентах
планеты распространены равнины, главным образом низмен-
ные, незначительную часть поверхности планеты занимают горы
и глубоководные впадины на дне океанов. Форма Земли бли-
же к шарообразной. Неровности рельефа планеты поддержи-
ваются неравномерным распределением массы в недрах Зем-
ли. Такая поверхность называется геоидом. Геоид (с точнос-
тью порядка сотен метров) совпадает с эллипсоидом враще-
ния, экваториальный радиус которого 6 378 км, а полярный
радиус на 21,38 км меньше экваториального. Разница этих ра-
диусов возникла за счет центробежной силы, создаваемой су-
точным вращением Земли. Суточное вращение земного шара
происходит с практически постоянной углов эй скоростью с
периодом 23 ч 56 мин 4,1 с, т. е. одни звездные сутки, количе-
ство которых в году ровно на одни сутки боль!1:е, чем солнеч-
ных. Ось вращения Земли направлена северные концом при-
близительно на звезду альфа Малой Медведи (ы, которая по-
этому называется Полярной звездой.
Одна из особенностей Земли — частично сохранившееся
до настоящего времени расплавленное состояние ядра. Физи-
ческим признаком наличия жидкого ядра (по сейсмическим
данным) и внутреннего флюидного запаса служит собствен-
ное магнитное поле. Под действием солнечного ветра магнит-
ное поле Земли искажается и приобретает «шлейф» в направ-
лении от Солнца, который простирается на сотни тысяч кило-
метров.
Наша планета окружена обширной атмосферой. Основ-
ными газами, входящими в состав нижних слоев атмосферы,
являются азот (около 78%), кислород (около 21%) и аргон
(около 1%). Других газов в атмосфере Земли очень мало, на-
пример углекислого газа около 0,03%. Атмосферное давление
на уровне поверхности океана составляет при нормальных ус-
ловиях приблизительно 0,1 МПа. Предполагает, что земная
атмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогати-
лась кислородом и приобрела современный состав в результате
длительного взаимодействия с горными породами и при учас-
тии биосферы, т. е. растительных и животных организмов.
Одной из важнейших задач современной муки о Земле
является изучение эволюции атмосферы, поверхности и на-
ружных слоев Земли, а также внутреннего строения ее недр. О
внутреннем строении Земли прежде всего судят по .особенно-
стям прохождения сквозь различные слои Земли механичес-
ких колебаний, возникающих при землетрясениях или взры-
вах. Ценные сведения дают также измерения величины тепло-
вого потока, выходящего из недр, результать. определений
общей массы, момента инерции и полярного сжатия нашей
планеты. Исходя из общей массы Земли 5,977-1027 г, тепло,
выделяемое в год в результате радиоактивно! с распада в не-
драх, равно 2,3-Ю20 кал. Годовая потеря тепла в настоящее
время составляет 2,4-1020 кал. Отсюда видно, что соблюдается
приблизительное равенство между генерацией и потерей теп-
ла. Поскольку тепло может передаваться только от более
нагретого к менее нагретому веществу, температура вещества
в недрах Земли выше, чем температура на ее поверхности. На
основе всего комплекса научных данных пос—роена модель
внутреннего строения Земли.
Твердую оболочку Земли называют литосферой. Эта
оболочка состоит из нескольких крупных лито:ферных плит,
медленно перемещающихся одна относительно другой. По гра-
ницам «соединений» плит проходит большая часть землетря-
сений.
Верхний слой литосферы — земная кора, минералы кото-
рой состоят в основном из оксидов кремния и алюминия, ок-
сидов железа и щелочных металлов. Земная кора имеет нерав-
номерную толщину: на континентах — 35—65 км, под океаном
— 6—8 км. Верхний слой земной коры состоит из осадочных
пород, нижний — из базальтов. Между ними находится слой
Планеты группы Юпитера (планеты-гиганты) 205
гранитов, характерный только для континентальной коры. Под
корой расположена так называемая мантия, имеющая иной хи-
мический состав и большую плотность. Между корой и манти-
ей (поверхность Мохоровичича) скачкообразно увеличива-
ется скорость распространения сейсмических волн. На глуби-
не 120—250 км под материками и 60—400 км под океанами
залегает слой мантии, называемый астеносферой. Здесь нахо-
дится вещество в состоянии, близком к плавлению, вязкость
его сильно понижена. Все литосферные плиты как бы плавают
в полужидкой астеносфере, как льдины в воде. Более толстые
участки земной коры, а также участки, состоящие из менее
плотных пород, поднимаются по отношению к другим участ-
кам коры. В это же время дополнительная нагрузка на учас-
ток коры, например вследствие накопления толстого слоя ма-
териковых льдов в Антарктиде, приводит к постепенному по-
гружению участка. Такое явление называется изостатическим
выравниванием.
Ниже астеносферы, начиная с глубины около 410 км, «упа-
ковка» атомов в кристаллах минералов уплотнена под влияни-
ем большого давления. В результате сейсмических исследова-
ний был обнаружен резкий переход на глубине около 2920 км.
Здесь начинается внешнее ядро, внутри которого находится еще
одно — внутреннее ядро, радиус которого достигает 1250 км.
Внешнее ядро, очевидно, находится в жидком состоянии, так
как поперечные волны, не распространяющиеся в жидкости, не
проходят сквозь него. Внутреннее ядро, по-видимому, твердое.
У нижней границы мантии давление достигает 130 ГПа, темпе-
ратура там не выше 5000 К. В центре Земли температура, веро-
ятнее всего, поднимается выше 10 000 К.
Земля имеет естественный спутник — Луну.
Марс по расположению четвертая от Солнца планета Сол-
нечной системы. На звездном Небе она выглядит как немигаю-
щая точка красного цвета, которая время от времени значи-
тельно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс
периодически подходит к Земле на расстояние до 57 млн. км,
значительно ближе, чем любая планета, кроме Венеры. По ди-
аметру Марс почти вдвое меньше Земли и Венеры. Планета
окутана газовой оболочкой — атмосферой, которая имеет мень-
шую плотность, чем земная. Атмосфера Марса состоит из уг-
лекислого газа (0,95 по объему), азота (0,027), аргона (0,016),
кислорода (0,02) и водяного пара (0,01—0,015). Эллиптич-
ность марсианской орбиты приводит к значительным разли-
чиям климата северного и южного полушарий: в средних ши-
ротах зима холоднее, а лето теплее, чем в южных, но короче,
чем в северных. Максимально высокая температура на сторо-
не, обращенной к Солнцу, -33°С, самая низкая — вблизи юж-
ного полюса -139’С, вблизи северного полюса -123°С. Из
полученных сведений о температуре на Марсе объяснилась и
природа полярных шапок, которые видны в телескоп как свет-
лые, почти белые пятна возле полюсов планеты. Когда в се-
верном полушарии Марса наступает лето, северная полярная
шапка быстро тает в размерах, но в это время растет другая —
возле южного полюса, где наступает зима. Оказывается, обе
полярные шапки состоят из твердой двуокиси углерода, т. о.
сухого льда, который образуется при замерзании углекислого
газа, входящего в состав атмосферы, и из водяного льда с
примесью минеральной пыли.
В атмосфере Марса наблюдаются облака и присутствует
более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и кри-
сталликов льда. При отсутствии облаков видно, что газовая
оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, и ульт-
рафиолетовые лучи, опасные для живых организмов, влияют
на планету. Солнечные сутки на Марсе длятся 24 ч 39 мин.
Марсианский год длится около 686,9 дней.
Поверхность Марса очень расчленена, на.ней имеются
крупные каньоны, многочисленные высокие уступы и откосы.
В образцах грунта с Марса было обнаружено большое содер-
жание окислов кремния и железа. Количество серы (в виде
сульфатов) в десятки раз превышает содержание ее в земной
коре. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеорит-
ной, так и вулканической активности, а также следы многих
процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхности,
перемещения и отложения наносов. В южном полушарии пла-
неты сохранилась первичная, сильно кратерированная кора на
огромных плато, возвышающихся на 2—4 км над условным
нулевым уровнем. В северном полушарии первичная кора пред-
ставлена фрагментарно, здесь преобладают наложенные вул-
канические депрессии, расположенные на 1—3 км ниже нуле-
вого уровня, и поднятия с высочайшими щитовыми вулкана-
ми. На снимках поверхности Марса отчетливо видны «бороз-
ды», по форме сходные с руслами рек на Земле. Поскольку
существование рек на планете исключается, можно предполо-
жить, что эти русла возникли в результате растапливания
подповерхностного водяного льда в зонах повышенного вы-
деления тепла планеты.
Марс имеет два небольших спутника — Фобос (27 км) и
Деймос (15 км). Спутники вращаются синхронно с планетой
(в плоскости ее экватора) по круговым орбитам радиусом 6 и
20 тыс. км соответственно. С помощью космических аппара-
тов установлено, что спутники имеют неправильную форму и
в своем орбитальном положении остаются повернутыми к пла-
нете всегда одной и той же стороной. Поверхность спутников
состоит из очень темных минералов и покрыта многочислен-
ными кратерами, один из которых (на Фобосе) имеет попе-
речник около 5,3 км. Кратеры, вероятнее всего, возникли в
результате метеоритной бомбардировки, а происхождение си-
стемы параллельных борозд остается неизвестным. Угловая
скорость орбитального движения Фобоса настолько велика,
что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит, в отли-
чие от других светил, на западе, а заходит на востоке.
