1 . Общность характеристик

Наличие литосферы — характерная черта всех планет зем­ной группы. Рельеф их поверхности сформировался под дей­ствием внутренних и внешних факторов. Примером первых могут служить тектонические движения и вулканические яв­ления, примером вторых — удары тел, падающих на планету с огромными скоростями из космического пространства.

Гидросфера, напротив, является уникальной особенно­стью нашей планеты. Атмосфера отсутствует лишь у Мерку­рия. Данные об атмосферах остальных планет земной группы представлены в приложении IV.

Можно принять (так удобно для запоминания), что плот­ность атмосферы у Венеры в 100 раз больше, чем у Земли, а у Марса — в 100 раз меньше.

Из приложения IV видно, что атмосферы Венеры и Марса весьма близки по составу между собой, что значительно отлича­ются от земной. Для объяснения причин такого различия приходится снова обращаться к рассмотрению эволюционных из­менений, происходящих на протяжении длительных проме­жутков времени. Считается, что атмосферы Марса и Венеры в основном сохранили тот первичный химический состав, кото­рый когда-то имела и атмосфера Земли. За миллионы лет зем­ная атмосфера в значительной степени уменьшила содержа­ние углекислого газа и обогатилась кислородом за счет двух процессов. Первым из них является растворение углекислого газа в земных водоемах, которые, видимо, никогда не замерза­ли. Второй процесс — выделение кислорода появившейся на Земле растительностью. Ни на Венере, ни на Марсе ни один из этих процессов происходить не мог. Современные исследова­ния круговорота углекислого газа на нашей планете показыва­ют, что только наличие гидросферы способно обеспечить со­хранение температурного режима в пределах, необходимых для существования живых организмов.

2. Меркурий

Эта самая близкая к Солнцу планета во многом похожа на Луну, которую Меркурий лишь немного превосходит по раз­мерам. Так же как и на Луне, большую часть поверхности за­нимают неровные возвышенные материки. Низменностей, заполненных застывшей лавой, еще меньше, чем на Луне. Крупнейшая из них — Море Зноя — имеет диаметр 1300 км. Самыми многочисленными и характерными являются кра­теры метеоритного происхождения. На снимках наиболее высокого качества различаются объекты диаметром 50 м (рис. 4.10 и 4.11). Обнаружены также следы тектонических процессов — эскарпы — уступы, которые образовались вследствие вертикальных смешений коры вдоль ее трещин. Протяженность одного из них достигает 500 км. Строение и свойства поверхностного слоя также показывают сходство с Луной. Помимо участков, покрытых мелкораздробленным веществом, выявлены выходы скальных пород.

Космические аппараты, пролетавшие вблизи планеты, измерили магнитное поле, которое оказалось в 100 раз слабее земного. Обнаружение незначительного количества газов (аргона, неона, гелия и водорода) лишь подтвердило мнение об отсутствии атмосферы. Перепады температуры на поверх­ности планеты в течение продолжительных «меркурианских» суток (176 земных суток) еще больше, чем на Луне. Вслед­ствие значительною эксцентриситета орбиты заметно изме­няется расстояние Меркурия от Солнца. Поэтому на дневной стороне планеты в той точке, для которой Солнце находится в зените, температура в афелии составляет 560 К, а в периге­лии достигает 690 К. При такой температуре плавится сви­нец, олово и даже цинк. На ночной стороне она падает ниже 100 К (-173 °С).

3. Венера

Эта планета по размерам и массе почти одинакова с Землей. Еще Михаил Васильевич Ломоносов (1711 — 1765) и его современники обнаружили нали­чие у Венеры атмосферы. Ломоно­сов правильно полагал, что она плотнее, чем земная. Изучение по­верхности Венеры, окутанной по­стоянным покровом облаков, стало возможным лишь в последние деся­тилетия благодаря радиолокации и ракетно-космической технике.

Исследования атмосферы Ве­неры неоднократно проводились при спуске на поверхность плане­ты советских КА «Венера» начиная с 1967 г., а также при помощи научной аппаратуры, установлен­ной на воздушных шарах, которые были доставлены на планету со­ветскими станциями «Вега-1» и «Вега-2». Оказалось, что верхняя граница облачного слоя находится на высоте около 65 км над поверхностью планеты. Температура здесь всего -40 °С, как и должно быть в стратосфере планеты земного ти­па. По мере приближения к поверхности температура, давле­ние и плотность атмосферы возрастают. Вблизи поверхности ее плотность всего в 14 раз меньше плотности воды.

Наблюдения облачных структур в ультрафиолетовых лу­чах, проведенные с борта американского КА «Маринер-10», показали, что на высоте около 50 км существуют постоянные атмосферные течения — ветры ураганной силы, скорость ко­торых достигает 110 м/с. У поверхности скорость ветров сни­жается до нескольких метров в секунду. В атмосфере Венеры зарегистрированы грозовые разряды. По концентрации час­тиц облачный слой Венеры напоминает земной туман с види­мостью в несколько километров. Облака, видимо, состоят из капелек концентрированной серной кислоты, ее кристалли­ков и частиц серы. Капельки серной кислоты, хотя и в значи­тельно меньшем количестве, присутствуют и в земной атмос­фере. Вероятно, как и на Земле, серная кислота образуется из сернистого газа S0₂ — оксида серы(IV), источником которо­го являются вулканические извержения и серосодержащие породы поверхности — пириты.

Для солнечного излучения облака Венеры достаточно прозрачны, так что освещенность на ее поверхности при­мерно такая же, как на Земле в пасмурный день. Однако и этого количества солнечной энергии оказывается доста­точно, чтобы вследствие парникового эффекта температура на поверхности Венеры установилась выше, чем на Мер­курии, расположенном ближе к Солнцу. Суточные и го­дичные колебания температуры на Венере практически отсутствуют. Ее плотная атмосфера хорошо сохраняет тепло даже в условиях большой продолжительности суток. Один оборот вокруг оси планета совершает за 240 земных суток, вращаясь в направлении, противоположном вращению Земли и других планет. Ось вращения Венеры почти пер­пендикулярна к плоскости ее орбиты, так что северное и юж­ное полушария планеты всегда освещаются Солнцем одина­ково.

Детальные радиолокационные исследования, проведен­ные с борта искусственных спутников Венеры российскими и американскими учеными, позволили получить подробные карты поверхности планеты, на которых показаны детали рельефа размером около 200 м.

Большую часть площади поверхности Венеры занимают холмистые равнины. Среди них на несколько километров возвышаются обширные плоскогорья, по размерам пре­вышающие Тибет. Они получили названия Земля Иштар (женское божество в ассиро-вавилонской мифологии) и Зем­ля Афродиты (древнегреческая богиня любви и красоты, отождествляемая с Венерой). Горные массивы, расположен­ные на этих возвышенностях, поднимаются над их поверх­ностью на высоту 7 — 8 км, а самая высокая гора Максвелл вулканическою происхождения — на 12 км; ее кратер имеет диаметр чуть меньше 100 км. Террасные вулканические каль­деры, протяженные лавовые потоки, складчатые горные системы, сложная система каньонов, разломов и трещин — все это свидетельствует о тектонической активности Вене­ры. Ее поверхность, сформированная теми же процесса­ми, что и земная, впечатляет своеобразием своих структур (рис. 4.12, 4.13).

Так же как и на других планетах земной группы, на Вене­ре обнаружено немало крупных метеоритных кратеров диа­метром до 150 км (см. рис. 2 на цветной вклейке IV). По сло­жившейся традиции они названы именами выдающихся жен­щин. Интересно, что кратеров диаметром менее 6 км на по­верхности планеты не встречается. Вероятно, небольшие метеориты разрушаются еще при полете в атмосфере и не до­стигают поверхности планеты.

На панорамах поверхности Венеры, переданных кос­мическими аппаратами, видны каменистые осыпи и выходы скальных пород, их слоистость и продукты разрушения, по­добные лунному реголиту. По мнению геологов, видны следы того, что на планете относительно недавно происходили ак­тивные геологические процессы (см. рис. 1, 3 на цветной вклейке IV). Химический анализ поверхностных пород Вене­ры показывает их сходство с земными базальтами различных типов.

Исследования Венеры позволяют получать результаты, полезные для развития геологии и метеорологии.

По-видимому, дальнейшие исследования смогут дать от­вет на вопрос: почему столь похожая на Землю по размерам и массе планета стала в ходе своей эволюции по многим характеристикам сильно отличаться от нее?

На основе радиолокационных данных с КА «Магеллан» составлена подробная карта поверхности Венеры. Она на­ходится на сайте http://gis-lab/projects/venus.html

4. Марс

Интерес к Марсу в значительной степени всегда был связан с надеждой обнаружить на этой планете жизнь, а может быть, и разумных обитателей.

Во время противостояний даже в небольшой телескоп на Марсе можно заметить белые полярные шапки, а также тем­ные пятна (моря) на общем оранжево-красном фоне матери­ков. Период обращения Марса вокруг оси (24 ч 37 мин) лишь немного отличается от земных суток. Наклон оси вращения планеты к плоскости орбиты (65°) также близок к земному. Происходящие вследствие этого сезонные изменения на по­верхности Марса нередко рассматривались как аналог явле­ний, наблюдаемых в растительном мире нашей планеты, и до­казательство наличия жизни.

Благодаря изучению Марса аппаратами, ставшими его искусственными спутниками, выяснилось, что северное и южное полушария планеты резко отличаются одно от друго­го: более древние возвышенные материки расположены в южном полушарии, более молодые равнины — в северном. Разница высот между ними достигает 6 км. Наряду с мно­гочисленными кратерами метеоритного происхождения на Марсе обнаружены гигантские вулканические конусы, образованные в результате излияний очень жидкой лавы. Среди них выделяется гора Олимп высотой 27 км, диаметр основания достигает 550 км, а диаметр кратера около 60 км (см. рис. 2 на цветной вклейке V). Сосредоточены вулканы в двух районах — Элизиум и Фарсида. Считается, что де­ятельность этих вулканов прекратилась не более чем несколько сот миллионов лет тому назад после того, как значительно увеличилась толщина марсианской коры, кото­рая теперь составляет 70 — 100 км. Сейсмическая активность Марса мала. Приборы, доставленные на его поверхность, регистрируют лишь сотрясения, которые вызваны падениями метеоритов.

Не только вулканы, но и многие другие формы рельефа Марса являются следствием активных процессов в коре пла­неты, происходивших в прошлом,— горные цепи, системы трещин коры и огромные каньоны. Наиболее крупный из них — Долина Маринера — имеет длину около 4000 км, ши­рину до 200 км, а глубина достигает 5 км. На склонах видны осыпи и другие следы атмосферной эрозии (см. рис. 1 па цветной вклейке V). Многие метеоритные кратеры также подверглись разрушительному воздействию атмосферы, они нередко заполнены песчаными дюнами.

На панорамах поверхности, полученных в районах посадки космических аппаратов, она предстает перед нами как каменистая пустыня (см. цветную вклейку VI). Ис­следования химического состава марсианского грунта, ко­торые проведены автоматическими станциями «Викинг», показали высокое содержание в этих породах кремния (до 20%), железа (до 14%). Красноватая окраска поверхности Марса, как и предполагалось, объясняется присутствием оксидов железа в виде такого известного на Земле минерала, как лимонит.

Из всех планет Марс более всего похож на Землю по ха­рактеру процессов, происходящих в атмосфере. Но природные условия на Марсе весьма суровы: средняя температура на его поверхности -60 °С и крайне редко бывает положительной. На полюсах температура падает до -150 °С, при этом замерзает не только вода, но даже углекислый газ превращается в сухой лед. Полярные шапки Марса состоят из нескольких слоев.

Основным из них является нижний слой толщиной несколько километров, который состоит из обычного водяного льда, смешанного с пылью. Этот слой существует постоянно и не исчезает даже в период марсианского лета, В отличие от него верхний слой толщиной не более 1 м, состоящий из «сухого льда» СО₂ — оксида углерода (IV), с повышением температу­ры практически полностью испаряется. Выделяющийся при этом углекислый газ повышает атмосферное давление. Пере­пад давления создает условия для сильных ветров, скорость которых может достигать 70 км/ч, и возникновения пылевых бурь. Их длительность может составлять 50 — 100 суток. При этом в атмосферу поднимается на высоту до 10 км и удер­живается во взвешенном состоянии около миллиарда тонн пыли. Во время пылевых бурь резко меняется климатическая обстановка на всей планете.

Воды в атмосфере Марса мало, но при низком атмосфер­ном давлении и низких температурах даже такого количества достаточно для образования облаков и туманов. Среди различных видов этих облаков встречаются похожие на земные (например, перистые), но все они по сравнению с облачными покровами Земли выглядят значительно скромнее. Туманы наблюдаются в низменных районах Марса в холодное время суток. В зимние месяцы даже вблизи экватора на поверхно­сти может появляться тонкий слой инея. А тонкий слой полярной шапки из сухого льда распространяется до широты 50°.

Тщательные исследования поверхности Марса и наблю­дения за погодными явлениями были проведены в 1997 — 1998 гг. передвижной автоматической лабораторией «Марс— Пасфайндер».

Очевидно, что значительные запасы воды на Марсе сосредоточены под поверхностью в толстом слое много­летней мерзлоты, аналогичном существующему в северных широтах Земли. В пользу такого предположения свидетельствует, например, форма выбросов на внешних склонах некото­рых метеоритных кратеров, которая объясняется плавлением подповерхностного льда при ударе метеорита и отеканием образовавшихся при этом грязевых потоков. В современных условиях вода в жидком виде не может существовать на поверхности Марса. Возможно, что в прошлом плотность мар­сианской атмосферы была выше. На эту мысль наводит нали­чие на его поверхности протяженных ветвящихся долин, ко­торые тянутся порой на сотни километров и напоминают по своему виду русла высохших земных рек (см. рис. 3 на цвет­ной вклейке V).

Автоматическая биологическая лаборатория, которую американские космические аппараты «Викинг» доставили на поверхность планеты, провела три вида экспериментов по обнаружению жизни. Первый из них — поиск следов фото­синтеза в марсианском грунте. В ходе второго грунт помеща­ли в питательный бульон и фиксировали происходившие в нем изменения. Третий предусматривал прокаливание грун­та с целью обнаружения органических соединений. Убеди­тельных доказательств наличия на Марсе жизни в настоящее время или следов прошлой жизнедеятельности не было полу­чено ни в одном из этих экспериментов.

Марс имеет два небольших спутника (рис. 4.14). Размеры Фобоса 28 х 20 х 18 км, а Деймос еще меньше — 16 х 12 х х 10 км. Фобос, находящийся от центра планеты на расстоя­нии всего 9400 км, интересен уникальной особенностью свое­го обращения. Он совершает три оборота за сутки, обгоняя вращение планеты, поэтому он восходит в той стороне гори­зонта, где остальные светила заходят, а заходит там, где они восходят.

Пo характеристикам пород, слагающих поверхность Фо­боса и Деймоса, и внешнему облику они похожи на астеро­иды. На их поверхности видны многочисленные кратеры метеоритного происхождения. Размеры наиболее крупного на Фобосе кратера Стикни сопоставимы с размерами самого спутника. Удар при образовании этого кратера был так си­лен, что спутник едва не разрушился.

Адрес сайта, на котором можно найти карту Марса: http://www.google.com/mars

 Вопросы.

1. Чем объясняется отсутствие атмосферы у плане­ты Меркурий?
2. В чем причина различий химического соста­ва атмосфер планет земной группы?
3. Какие формы рельефа поверхности обнаружены на поверхности планет земной группы с помощью космических аппаратов?
4. Какие сведе­ния о наличии жизни на Марсе получены автоматическими станциями?

Упражнение 14.

1. Сравните суточные колебания температур на Луне, Земле и Венере. Объясните, в чем причина сущест­вующих различий.
2. Меркурий расположен ближе к Солнцу, чем Венера. Однако на поверхности Венеры температура вы­ше, чем на Меркурии. Объясните почему.

3*. Сравните фор­мы рельефа поверхности планет земной группы. Какую роль сыграли в их формировании внутренние и внешние факторы?