јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > «агальн≥ характеристики планет. ѕланета «емл¤

«агальн≥ характеристики планет. ѕланета «емл¤

ѕом≥ж т≥л, ¤к≥ обертаютьс¤ навколо —онц¤, най≠б≥льшу масу мають планети.  р≥м маси ≥ розм≥р≥в, на основ≥ спо≠стережень астрономи вже давно встановили дл¤ б≥льшост≥ пла≠нет пер≥оди њх обертанн¤ навколо ос≥ й нахил ц≥Їњ ос≥ до площини планетноњ орб≥ти. ¬с≥ ц≥ характеристики багато в чому визна≠чають ф≥зичн≥ умови на поверхн≥ небесних т≥л. “ак, розм≥ри й ма≠са планет визначають.силу т¤ж≥нн¤ на поверхн≥, ¤ка насамперед показуЇ, чи може дана.планета утримувати навколо себе атмо≠сферу. ћолекули, що мають швидк≥сть, б≥льшу за парабол≥чну, залишають планету. ¬насл≥док цього мал≥ планети ≥ б≥льш≥сть супутник≥в планет не мають н≥¤коњ атмосфери. ” не дуже масивноњ планети атмосфера маЇ незначну густину; наприклад, у ћарса, де сила т¤ж≥нн¤ на поверхн≥ менша, н≥ж на «емл≥, атмосфера б≥льш розр≥джена. ” планет-г≥гант≥в, прикладом ¤ких Ї ёп≥тер, з великою силою т¤ж≥нн¤, атмосфери густ≥ й м≥ст¤ть молекул¤р≠ний водень, що практично в≥дсутн≥й в атмосферах чотирьох най≠ближчих до —онц¤ планет. √устина атмосфери та њњ х≥м≥чний склад визначають ступ≥нь поглинанн¤ в н≥й випром≥нюванн¤, ¤ке надходить в≥д —онц¤. “емпература поверхн≥ планети залежить в≥д њњ в≥дстан≥ до —онц¤ й на¤вност≥ атмосфери. ќбертанн¤ пла≠нети,, ¤ка маЇ атмосферу, спри¤Ї вир≥внюванню температур на н≥чн≥й ≥ денн≥й п≥вкул¤х.

ѕланети вивчають ¤к за допомогою наземних астроном≥чних ≥нструмент≥в, установлених в обсерватор≥¤х, так ≥ за допомогою косм≥чних апарат≥в.

„отири найближч≥ до —онц¤ планети називаютьс¤ планетами типу «емл≥ на в≥дм≥ну в≥д планет-г≥гант≥в Ч ёп≥тера, —атурна, ”рана ≥ Ќептуна. ѕланети в цих групах под≥бн≥ м≥ж собою за ф≥зичними умовами. ÷е ¤вище не випадкове. ¬оно пов'¤зане з ≥стор≥Їю утворенн¤ й розвитку планет. ѕлутон ще мало вивче≠ний, за розм≥ром ≥ масою в≥н близький до планет земноњ групи.

як в≥домо, в≥дм≥нн≥сть у густин≥ св≥дчить про р≥зний х≥м≥чний склад ≥ агрегатний стан речовини. ѕланети земноњ групи склада≠ютьс¤, ¤к ≥ наша планета, з оксид≥в важких х≥м≥чних елемент≥в (кремн≥ю, зал≥за, алюм≥н≥ю та ≥нших метал≥в ≥ неметал≥в). “ому за к≥льк≥стю атом≥в переважаЇ кисень. ѕланети-г≥ганти склада≠ютьс¤ переважно з водню ≥ гел≥ю, хоч там Ї й т≥ речовини, що становл¤ть основу планет типу «емл≥. Ќа одному лише ёп≥тер≥ њх б≥льше, н≥ж на вс≥х планетах земноњ групи, разом уз¤тих.

ѕЋјЌ≈“ј «≈ћЋя

1. Ѕудова. „исленн≥ фотограф≥њ «емл≥, зроблен≥ з борту кос≠м≥чних апарат≥в (мал. 42 ≥ 43), дають змогу побачити три основн≥ оболонки земноњ кул≥: атмосферу та њњ хмари, г≥дросферу ≥ л≥тосферу з њњ природним покривом. ¬≥дпов≥дн≥ цим оболон≠кам три агрегатн≥ стани речовини Ч газопод≥бний, р≥дкий ≥ твер≠дий Ч звичн≥ дл¤ нас, жител≥в «емл≥. јтмосферу маЇ б≥льш≥сть планет —он¤чноњ системи, тверда оболонка характерна дл¤ пла≠нет земноњ групи, супутник≥в планет та астероњд≥в. √≥дросфера «емл≥ Ч ун≥кальне ¤вище в —он¤чн≥й систем≥, жодна ≥нша з в≥до≠мих планет њњ не маЇ. јдже дл¤ того, щоб вода була в р≥дкому стан≥, потр≥бн≥ певн≥ умови температури й тиску. ¬ода Ч досить поширена х≥м≥чна сполука у ¬сесв≥т≥, але на ≥нших небесних т≥лах вона перебуваЇ переважно в тверд≥й фаз≥, в≥дом≥й ≥ на «емл≥ у ви≠гл¤д≥ сн≥гу, ≥нею, льоду.

ѕроцеси, що в≥дбуваютьс¤ в л≥тосфер≥, х≥м≥чний склад њњ ре≠човини несуть на соб≥ сл≥ди тих зм≥н, ¤к≥ сталис¤ прот¤гом м≥ль¤р≠д≥в рок≥в. «а рахунок енерг≥њ, що вид≥л¤Їтьс¤ при розпад≥ рад≥о≠активних елемент≥в, в≥дбувалис¤ розплавленн¤ ≥ диференц≥ац≥¤ речовини.

ћал.1. «емл¤ над горизонтом ћ≥с¤ц¤

ћал.2. ‘отограф≥¤ «емл≥, зроблена з космосу

¬насл≥док цього легк≥ сполуки, в основному сил≥кати, опинилис¤ зверху в кор≥, а важч≥ утворили центральну час≠тину Ч ¤дро. “овщина кори дуже невелика: в≥д 10 км п≥д океанами до 80 км п≥д г≥рськими хребтами. –ад≥ус ¤дра удв≥ч≥ менший в≥д рад≥уса планети, а м≥ж ¤дром ≥ корою м≥ститьс¤ пром≥жний шарЧмант≥¤ «ем≠л≥, що складаЇтьс¤ з речовин б≥льшоњ, н≥ж кора, густини.

–езультати досл≥джень, ви≠конаних за допомогою косм≥ч≠них апарат≥в, показали, що внутр≥шн¤ будова ћ≥с¤ц¤ ≥ пла≠нет земноњ групи в загальних рисах така сама.

2. јтмосфера. √азова оболонка Ч атмосфера, що оточуЇ «ем≠лю, м≥стить 78 % азоту, 21 % кисню ≥ м≥зерну к≥льк≥сть ≥нших газ≥в.

Ќижн≥й шар атмосфери називаЇтьс¤ тропосферою, ¤ка дос¤гаЇ висоти 10Ч 12 км (у середн≥х широтах). ” н≥й ≥з зб≥ль≠шенн¤м висоти температура спадаЇ; вище починаЇтьс¤ страто≠сфера Ч шар пост≥йноњ температури близько Ч 40 ∞—. « висоти близько 25 км температура земноњ атмосфери пов≥льно зростаЇ внасл≥док поглинанн¤ ультраф≥олетового випром≥нюванн¤ —онц¤.

√устина атмосфери теж зменшуЇтьс¤ з висотою. “ак, на ви≠сот≥ близько 6 км вона в 2 раза менша, н≥ж б≥л¤ поверхн≥ «емл≥, а на висот≥ в сотн≥ к≥лометр≥в у м≥льйони раз≥в менша. Ќа висот≥ к≥лькох рад≥ус≥в «емл≥, е здеб≥льшого водень з концентра≠ц≥Їю частинок пор¤дку тис¤ч атом≥в в 1 см3.

” верхн≥х шарах земноњ атмосфери сон¤чне випром≥нюванн¤ спричин¤Ї сильну ≥он≥зац≥ю. ≤он≥зован≥ шари атмосфери нази≠ваютьс¤ ≥оносферою.

јтмосфера в≥дбиваЇ чи поглинаЇ б≥льшу частину випром≥≠нюванн¤, що надходить до «емл≥ з косм≥чного простору. Ќапри≠клад, вона не пропускаЇ рентген≥вське випром≥нюванн¤ —онц¤. јтмосфера захищаЇ нас ≥ в≥д безперервного бомбардуванн¤ м≥крометеоритами, ≥ в≥д руйн≥вноњ д≥њ косм≥чного пром≥нн¤ Ч поток≥в частинок (здеб≥льшого протон≥в ≥ ¤дер атом≥в гел≥ю), що лет¤ть з великою швидк≥стю.

јтмосфера в≥д≥граЇ найважлив≥шу роль у тепловому баланс≥ «емл≥. ¬идиме сон¤чне випром≥нюванн¤ може проходити кр≥зь

нењ майже не послаблюючись. …ого поглинаЇ земна поверхн¤, ¤ка при цьому нагр≥ваЇтьс¤ ≥ випром≥нюЇ ≥нфрачервон≥ промен≥.

«а сучасними у¤вленн¤ми, т≥льки завд¤ки ≥снуванню г≥дро≠сфери та атмосфери на «емл≥ змогло зародитис¤ житт¤. “ому проблеми еколог≥њ, охорони природи нашоњ ун≥кальноњ планети набувають особливого значенн¤.

3. ћагн≥тне поле. ћагн≥тне поле «емл≥ досить велике (близь≠ко 5- 10-5 “л). « в≥ддаленн¤м в≥д «емл≥ ≥ндукц≥¤ магн≥тного пол¤ слабшаЇ.

ƒосл≥дженн¤ навколоземного простору косм≥чними апаратами показало, що наша планета оточена потужним рад≥ац≥йним по¤сом (див. мал. вище), ¤кий складаЇтьс¤ ≥з зар¤джених елементарних частинок Ч протон≥в ≥ електрон≥в, ¤к≥ швидко рухаютьс¤. …ого називають також по¤сом частинок високих енерг≥й.

¬нутр≥шн¤ частина по¤су прост¤гаЇтьс¤ приблизно на 500Ч 5000 км в≥д поверхн≥ «емл≥. «овн≥шн¤ частина рад≥ац≥йного по¤су знаходитьс¤ на висот≥ в≥д одного до п'¤ти рад≥ус≥в «емл≥ ≥ скла≠даЇтьс¤ переважно з електрон≥в, що мають енерг≥ю дес¤тки тис¤ч електрон-вольт≥в Ч у 10 раз меншу за енерг≥ю частинок внутр≥шнього по¤су.

„астинки, ¤к≥ утворюють рад≥ац≥йний по¤с, напевно, захоплюЇ земне магн≥тне поле з тих частинок, що безперервно викидаЇ —оние. ќсобливо потужн≥ потоки частинок народжуютьс¤ при вибухових ¤вищах на —онц≥ Ч так званих сон¤чних спалахах. ѕот≥к сон¤чних частинок рухаЇтьс¤ ≥з швидк≥стю 400Ч1000 км/с ≥ дос¤гаЇ «емл≥ приблизно через 1Ч2 дн≥ п≥сл¤ того, ¤к спалах гар¤чих газ≥в на —онц≥ спричинив його. “акий посилений кор≠пускул¤рний пот≥к збурюЇ магн≥тне поле «емл≥. Ўвидко й дуже зм≥нюютьс¤ характеристики магн≥тного пол¤, що називаЇтьс¤ магн≥тною бурею. —тр≥лка компаса коливаЇтьс¤. ¬иникаЇ збуренн¤ ≥оносфери, ¤ке порушуЇ рад≥озв'¤зок, в≥дбуваютьс¤ по≠л¤рн≥ с¤йва (мал.).

ћал. ѕол¤рне с¤йво

ѕол¤рн≥ с¤йва р≥зноњ форми й забарв≠ленн¤ виникають на висотах в≥д 80 до 1000 км. њх утво≠ренн¤ пов'¤зане з тим, то в по≠л¤рних област¤х частинки, ру≠хаючись уздовж л≥н≥й ≥ндукц≥њ магн≥тного пол¤, ¤к≥ там майже перпендикул¤рн≥ до поверхн≥, проникають в атмосферу. ¬они бомбардують молекули пов≥тр¤, ≥он≥зують њх ≥ збуджують св≥т≥н≠н¤, ¤к пот≥к електрон≥в у ва≠куумн≥й трубц≥. ћ. ¬. Ћомоносов першим висловив думку про те, що пол¤рн≥ с¤йва мають електричну природу.  ольоров≥ в≥дт≥нки пол¤рного с¤йва зумов≠лен≥ св≥т≥нн¤м р≥зних газ≥в атмо≠сфери.

ќтже, ми з'¤сували, що на «емл≥ ≥ в њњ атмосфер≥ в≥дбува≠ютьс¤ р≥зноман≥тн≥ процеси, багато з ¤ких пов'¤зан≥ ≥з —онцем, в≥ддаленим в≥д нас на 150 млн. км, тобто «емл¤ не ≥зольована в≥д космосу.

4. ƒос¤гненн¤ крањн —Ќƒ ≥ м≥жнародне сп≥вроб≥тництво у мирному освоЇнн≥ косм≥чного простору. ¬елик≥ усп≥хи, дос¤гнут≥ у ви≠вченн≥ планет та ≥нших т≥л —он¤чноњ системи, спри¤ли посиленню зв'¤зку астроном≥њ з такими науками про «емлю, ¤к геоф≥зика ≥ геолог≥¤. ¬чен≥ цих спец≥альностей, ¤к≥ вивчають результати топограф≥чних, рад≥оф≥зичних та ≥нших досл≥джень ћеркур≥¤, ¬енерн. ћарса, ћ≥с¤ц¤ й ≥нших супутник≥в, користуютьс¤ методом пор≥вн¤льноњ геолог≥њ. ÷е даЇ змогу глибше зрозум≥ти старо≠давню ≥стор≥ю розвитку нашоњ планети, законом≥рност≥ формуван≠н¤ родовищ корисних копалин ≥ усп≥шн≥ше вести њх розв≥дку на «емл≥.

 осм≥чну техн≥ку застосовують ≥ в ≥нших, найр≥зноман≥тн≥≠ших галуз¤х науки, техн≥ки й народного господарства. ƒл¤ забезпеченн¤ безпереб≥йного рад≥отелефонного зв'¤зку з в≥ддале≠ними ≥ важкодоступними районами нашоњ крањни, дл¤ переда≠ванн¤ ≥нформац≥њ за допомогою телебаченн¤ використовують супутники зв'¤зку тип≥в Ђћолни¤ї. Ђ«кранї ≥ Ђ√оризонтї. ƒе¤к≥ з них вивод¤тьс¤ на стац≥онарн≥ орб≥ти ≥ забезпечують прийман≠н¤ телев≥з≥йних передач на колективн≥ антени у невеликих насе≠лених пунктах.

1	2

Ќазва: «агальн≥ характеристики планет. ѕланета «емл¤
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (3054 прочитано)