Файл: Реферат по теме Строение планет земной группы студентка 1 курса группа ялнбв0522 Симонова Полина Игоревна.docx

Изучение строения планет земной группы помогает понять процессы, происходящие на Земле, а также развивать технологии для исследования космоса. Изучение планет позволяет узнать о формировании и эволюции планетной системы, а также о возможности существования жизни в космосе. Кроме того, изучение планет может помочь в поиске ресурсов для будущих миссий в космосе.

2. Меркурий.

Меркурий — самая маленькая планета в земной группе и находится ближе всего к Солнцу. Ее орбита окружает Солнце за 88 дней. Поверхность Меркурия напоминает Луну, она обычно почти в 600 раз меньше, чем Земля. У Меркурия нет атмосферы, а его общая масса составляет около 1/20 массы Земли.

2.1 Размеры и форма планеты.

Меркурий - самая маленькая планета в нашей Солнечной системе, ее диаметр составляет около 4 880 км. Форма Меркурия близка к сферической, но из-за медленного вращения планеты (один день на Меркурии длится около 176 земных дней) ее экваториальный радиус на 11 км больше полярного.

2.2 Состав атмосферы и поверхности Меркурия.

Меркурий не имеет настоящей атмосферы, так как его гравитация слишком слаба для удержания газов. Однако на поверхности планеты могут наблюдаться следы атмосферных явлений, таких как воздействие солнечного ветра и выбросы газов из геологических формаций.

Поверхность Меркурия представляет собой каменистую пустыню, покрытую кратерами и грядами гор. Большая часть поверхности состоит из базальта, который образуется при затвердевании лавы. На Меркурии также можно найти следы вулканической активности и ледяные отложения в некоторых кратерах на полюсах планеты.

2.3 Особенности внутреннего строения.

Меркурий имеет довольно большое ядро, состоящее в основном из железа и никеля. Это ядро занимает около 85% радиуса планеты и генерирует магнитное поле, которое, хотя и слабое, всё же защищает Меркурий от солнечного ветра и космических лучей. Вокруг ядра находится мантия, состоящая из силикатных минералов, а на поверхности расположен тонкий слой коры, толщина которого не превышает 100-300 км.

Из-за своего маленького размера и высокой плотности Меркурий является самой плотной планетой Солнечной системы. Его гравитация также очень сильна на поверхности - она вдвое больше, чем на Луне. Это означает, что на Меркурии очень трудно запустить космический корабль или спутник - для этого нужно будет использовать большое количество топлива.

Интересно, что из-за своего близкого расположения к Солнцу Меркурий испытывает сильные гравитационные воздействия, которые вызывают у него "замороженную" орбиту - планета всегда поворачивает одну сторону к Солнцу. Это означает, что на Меркурии есть "день" и "ночь", но они длительностью в несколько месяцев земных.

В целом, Меркурий является очень интересной планетой для изучения, так как он представляет собой уникальную комбинацию малого размера, высокой плотности и близости к Солнцу. Изучение Меркурия может помочь ученым лучше понять процессы, происходящие на других планетах и способствовать развитию космических технологий.

3. Венера.

Венера – самая горячая планета в солнечной системе. Она имеет очень густую атмосферу, состоящую в основном из углекислого газа, и поверхность, покрытую потоками лавы. Значительная часть ее поверхности недавно была изменена вулканической деятельностью. Венера имеет около 460 градусов градусов Цельсия температуры на поверхности.

3.1 Особенности атмосферы и климата.

Венера имеет очень плотную и густую атмосферу, состоящую в основном из углекислого газа. Это делает ее самой горячей планетой Солнечной системы - температура на поверхности Венеры может достигать 460 градусов Цельсия.

В отличие от земной, на 78% состоящей из азота, атмосфера Венеры почти полностью состоит из углекислого газа (96,5%). Азота в ней всего лишь 3,5%, а доля остальных компонентов газовой оболочки планеты вместе взятых – составляет менее 0,1% от общего объема. Атмосфера Венеры также содержит много серной кислоты, которая образуется из сернистого газа и воды в атмосфере. Это делает атмосферу Венеры крайне ядовитой для жизни, и невозможно дышать ее воздухом.

Основные особенности атмосферы Венеры – плотный облачный слой и непрекращающиеся ураганы, бушующие над всей ее поверхностью. В отличие от земного, «привязанного» к рельефу и суточному вращению планеты – весь воздушный океан Венеры быстро движется независимо от ее поверхности. Сутки на Венере составляют почти 243 земных дня. За это время атмосферные потоки успевают сделать вокруг нее 60 полных оборотов.

Атмосферная циркуляция на Венере происходит в двух направлениях – меридиональном (от экватора к полюсам) и зональном (от нагретой дневной стороны планеты – к ночной).

Тропосферная циркуляция воздуха Венеры идет в направлении противоположном вращению планеты. В метре от грунта скорость перемещения густой пылегазовой массы составляет всего 0,3–1,0 м/с. С каждым километром вверх, она растет на 3 м/с. По мере отдаления от поверхности, скорость ветра линейно возрастает до отметки 50–53 км, а дальше – начинает постепенно убывать вместе с плотностью воздуха. В верхней зоне тропосферы (60–65 км) ветра дуют со скоростью около 100 м/с.

Движение воздушных масс (так называемое Супервращение) на средних широтах в районе 50 параллели идет быстрее, чем на экваторе. К полюсам интенсивность движения снова убывает: потоки образуют S-образные «полярные вихри», соединяющие парные гигантские «глаза» циклонов. Эти облачные массы не меняют положение. Размером они в 4 раза больше земных «собратьев». Вокруг полюсов, на широте 60–70 параллели, образуются кольцевые холодные антициклоны – полярные «воротники», препятствующие проникновению к полюсам нагревшихся в экваториальной зоне масс воздуха. Перепад облаков в «воротниковой» зоне составляет 5 км (выше по сравнению с остальными широтами). По краям «воротников» скорость ветра достигает 140 м/с.

Предположительно, именно медленное вращение вокруг своей оси повлияло на форму геоида: у планеты отсутствует полярное сжатие, поэтому рассчитать ускорение свободного падения на Венере – гораздо легче, чем на Земле. Оно будет одинаковым (8,87 м/с) и для полюсов, и для экватора.

Плотные облака из серной кислоты отражают около 75% дневного света. Они образуются под действием солнечного света из углекислоты и сернистого газа. Сконденсировавшиеся на высоте 65 км капли начинают свободное падение, но не достигают раскаленной поверхности планеты, испаряясь еще в тропосфере, образуя Виргу – «дождь в облаках». Среди серных туч регистрируются крупные зоны электрической активности (молнии, геликоны).

Интересно, что на Венере нет магнитного поля, что делает ее более уязвимой для солнечного ветра и космических лучей. Климат на Венере также очень экстремальный - на поверхности практически нет колебаний температуры, и воздух постоянно движется ветрами, достигающими скорости до 360 км/ч.

Почему Венера не имеет собственного магнитного поля как у большинства планет нашей системы – точно неизвестно. Существует гипотеза о том, что около 4 млрд лет назад произошло столкновение планеты с крупным небесным телом (возможно Меркурием), из-за чего она изменила траекторию движения и замедлила вращение. Магнитосфера Венеры индуцирована частицами солнечного ветра, вторгающимися в ее экзосферу. На высоте 250 км магнитное поле приобретает локальное усиление – «магнитный барьер», преодолеть который большей части солнечной плазмы не под силу. Барьер имеет напряжение около 40 нТл.

Форма магнитосферы по своей ориентации напоминает «хвост кометы»: минимальная ее толщина (около 1900 км) регистрируется с подсолнечной стороны, а максимальная – вытянутый эллипс (хвост) с противоположной (ночной) стороны планеты. В «хвосте» происходит высокая электрическая активность, из-за которой ионосфера постоянно теряет часть своей массы. Ионы гелия, водорода и кислорода (из водяного пара) получая энергию около 1000 эВ, отрываются и улетают в космическое пространство. Энергия электронов в «хвосте» составляет более 100 эВ.

Слои атмосферы на Венере:

Масса «газовой шубы» Венеры в 93 раза больше массы земной атмосферы – 4,8х10²⁰кг, а масса самой планеты – меньше (4,8675х10²⁴), всего 0,815 от земной. Вот почему на Венере высокое давление – на поверхности планеты оно в 92,1 раз сильнее нашего. Чтобы испытать подобное на Земле – придется погрузиться под воду на глубину больше 900 м.

Зона «океана».

Слой атмосферы высотой от 0 до 5 км. Углекислый газ (воздух Венеры) здесь находится в состоянии «сверхкритического флюида» – уже не газа, но еще не жидкости с плотностью 67 кг/м³, нагретого до +462⁰ C. По мере удаления от горячего грунта, эти показатели падают.

Тропосфера Венеры.

В зоне от 5 до 30 км над поверхностью планеты сосредоточена практически вся масса ее газовой оболочки – более 90%. Здесь формируется однородный сернокислотный туман, а температура постепенно опускается до 200⁰ C. От 28 км и выше – в воздушных массах начинают формироваться плотные сернокислые облака, доходящие на дневной стороне до высоты 65 км, а на ночной – местами свыше 90 км. Давление превышает земной показатель всего в 14 раз.

Тропопауза.

Верхний «край» тропосферы. Начинается на высоте 50 км над поверхностью, где давление воздуха практически равно земному (1,066 от давления на уровне моря), а температура составляет всего +77⁰ C. На расстоянии в 54 км над грунтом находится наиболее «комфортная» зона с температурой от 0⁰C до +20⁰C. Дальше плотность атмосферы и температура стремительно падают.

Мезосфера.

Простирается от верхней границы облачного покрова – 65 км до 95 км. Здесь даже на солнечной стороне максимальная температура составляет –108⁰C. Зона очень разреженного углекислого газа и водорода. Облачный слой на ночной стороне здесь переходит в туман и простирается до 90 км.

Термосфера.

Включает три слоя: первый – 120–130 км; второй – 140–160 км; третий – 200–250 км. Разреженное вещество в этих зонах на дневной стороне значительно ионизируется, вызывая видимые в оптическом диапазоне вспышки и «полярные сияния». Часто ошибочно именуется «ионосферой». Дальняя граница верхней ионосферы (320–375 км) имеет плотность 3х10

¹¹м³. На «окраине» атмосферы Венеры встречаются ионы атомарного кислорода O²⁺ и O⁺.

Изучение атмосферы и климата Венеры может помочь ученым лучше понять процессы, происходящие в газовых гигантах, а также развивать технологии для изучения других планет с экстремальными условиями.

В заключение хочется упомянуть об исследованиях атмосферы Венеры —

Михаил Ломоносов, проводя оптическое наблюдение с помощью телескопа в момент прохождения Венеры по диску Солнца, отметил наличие свечения вокруг небесного тела и счел этот эффект преломлением солнечных лучей, проходящих через верхние слои ее атмосферы.

Окончательно решить вопрос, существует ли на Венере атмосфера и из какого газа она состоит – помогло исследование планеты с помощью мощных спектроскопов. В 1940 г., американский астроном Руперт Вильдт произвел расчет содержания CO² в газовой оболочке планеты и указал ее оценочную температуру – выше 100⁰ С. Наиболее информативными стали исследования атмосферы и поверхности Венеры, проведенные с помощью космических аппаратов. С 1962 г ее орбиту посетили 17 автономных космических станций, 8 из которых выполнили успешную посадку.

3.2 Строение поверхности.

Поверхность Венеры покрыта густым слоем облаков, что делает ее невидимой для наблюдения из космоса. Однако, при использовании радаров и других инструментов, ученым удалось изучить поверхность Венеры.

Поверхность Венеры представляет собой пустынную равнину, покрытую каменистыми и вулканическими породами. На поверхности можно наблюдать огромные вулканические горы, кратеры от метеоритов и глубокие каньоны.

Одной из наиболее известных особенностей поверхности Венеры является ее магелланова рельефная карта, полученная в 1990-х годах. Эта карта показывает детальную картину поверхности Венеры с высокой точностью.

Интересно, что поверхность Венеры практически не имеет признаков воды или льда, что делает ее крайне непригодной для жизни. Однако, некоторые ученые предполагают, что под поверхностью Венеры может находиться океан из жидкой воды, который может быть источником жизни.

Изучение поверхности Венеры помогает ученым лучше понимать процессы формирования планет и развивать технологии для исследования других планет в Солнечной системе и за ее пределами.