Галактики — надзвичайно далекі об'єкти

Розвиток уявлень про  Землю

 

Міфологія багатьох народів світу  персоніфікувала Землю як божество, наприклад Гея у стародавніх  греків. Священні тексти багатьох релігій містять  розповіді про творіння Землі. Людські  уявлення про форму Землі змінювалися  з часом. Віра в пласку Землю поступилася  уявленням про сферичну форму  Землі з розвитком мореплавання. До 16 ст. здебільшого вважалося, що Земля є центром Всесвіту, але віра поступилася  геліоцентризму, починаючи з часів Миколи Коперника.

 

Земля має природний супутник – Місяць

Місяць

 

Місяць — єдиний природний супутник планети Земля. Це другий за яскравістю об'єкт на земному небосхилі після Сонця і п'ятий за величиною природний супутник планет Сонячної системи. Також є першим і єдиним позаземним об'єктом природного походження, на якому побувала людина. Середня відстань між центрами Землі і Місяця — 384 467 км

Умови на поверхні  
            Місяця

 

Атмосфера Місяця вкрай розріджена. Коли поверхня не освітлена Сонцем, вміст газів над нею не перевищує 2,0×105 частинок/см ³ (для Землі цей показник становить 2,7×1019 частинок/см ³), а після сходу  Сонця збільшується на два порядки  за рахунок дегазації ґрунту. Розрідженість  атмосфери призводить до високого перепаду температур на поверхні Місяця (від -160 ° C до +120 °C), залежно від освітленості; при цьому температура порід, що залягають на глибині 1 м, постійна та дорівнює-35 ° C. Зважаючи на практичну  відсутність атмосфери небо на Місяці завжди чорне, навіть коли Сонце перебуває  над горизонтом, і на ньому видно  зорі.

Земний диск висить у небі Місяця майже нерухомо. Причини невеликих  щомісячних коливань Землі по висоті над місячним горизонтом і за азимутом (приблизно по 7 °) такі ж, як у лібрацій. Кутовий розмір Землі при спостереженні  з Місяця в 3,7 разів більше, ніж  місячний при спостереженні з Землі, а закривається Землею площа небесної  сфери в 13,5 разів більше, ніж закривається Місяцем. Ступінь освітленості Землі, видима з Місяця, обернена місячними фазами, видимим на Землі: у повню з  Місяця видно неосвітлену частину  Землі, а під час молодика у  місячному небі спостерігається  освітлена півкуля Землі, яка  створює приблизно в 50 разів сильніше освітлення, ніж Місяць у повню  на Землі: максимальна видима зоряна величина Землі на Місяці становить  приблизно-16m.

Фази Місяця 

 

Місяць не є самосвітним  тілом, як і всі планети. Спостерігати його можна лише тому, що він відбиває світло Сонця. Місяць завжди освітлюється Сонцем лише з одного боку, але земний спостерігач у різний час бачить освітлену половину під різними  кутами. Місяць змінює свою видиму форму, і ці зміни називають фазами. Фази залежать від відносного розташування Землі, Місяця й Сонця.

 

Молодик — фаза, коли місяць перебуває між Землею і Сонцем. У цей час він невидимий  для земного спостерігача.

Повня — протилежна точка орбіти Місяця, у якій його освітлена Сонцем півкуля  видима земному спостерігачеві повністю.

Проміжні фази — положення  Місяця між молодиком і повнею, коли земний спостерігач бачить більшу або меншу частину освітленої півкулі, їх називають чвертями.

Атмосфера

 

Про те, що у Венери є атмосфера, стало відомо 1761 p., відкриття належало М. В. Ломоносову, який спостерігав проходження планети перед диском Сонця. Густина атмосфери Венери в 35 разів більша за земну. Тиск на поверхні планети становить близько 95 атмосфер.

 

Складається ця атмосфера, здебільшого, з вуглекислого газу з домішками азоту й кисню. Вуглекислий газ, пропускаючи сонячні  промені, дозволяє поверхні нагріватися, але поглинає інфрачервоне випромінювання розігрітої поверхні, що є причиною парникового ефекту. Через це температура на поверхні Венери набагато вища за земну.

Марс

 

 Марс удвічі менший від Землі за діаметром. Його орбіта має значний ексцентриситет, тому, коли Марс знаходиться у протистоянні поблизу перигелію, він сяє на небі, поступаючись яскравістю тільки Венері. Такі протистояння називаються великими й повторюються через 15 і 17 років.

Рік Марса майже вдвічі довший від земного, є там і зміна пір року, бо вісь добового обертання планети нахилена до площини її орбіти майже так, як земна.

атмосфера Марса дуже розріджена і її тиск приблизно в 100 раз менший від земного. В основному вона складається з вуглекислого газу. Кисню й водяної пари в ній дуже мало.

Умови на Марсі суворі. Навіть на екваторі влітку температура рідко піднімається до О °С, а вночі вона знижується до суворого морозу (—70, —100 °С). Добові температурні зміни на Марсі досягають 80—100 °С.

Особливо холодно на полюсах (до – 130 0С). За таких умов замерзає не тільки вода, а й вуглекислий газ, які утворюють білий покрив, що його добре видно біля полюсів, проте є він і в інших частинах планети.

Рельєф

 

 У потужний телескоп  на поверхні Марса можна розрізнити  лише великі темні та світлі  ділянки діаметром у сотні  й тисячі кілометрів. Добре видно  білі полярні шапки Марса. Ще  наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном В.Гершель помітив, що розміри білих полярних шапок періодично змінюються зі зміною сезону. Улітку шапки випаровуються й зменшуються в розмірах, причому одночасно з полярних ділянок у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні.

      Наприкінці  XIX століття італійські астрономи А.Секкі і  
Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово спостерігали на Марсі довгі тонкі темні лінії, які нагадують мережу каналів, і наче зв'язують полярні й помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тому, що ці лінії спостерігалися на межі роздільної здатності. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.

      Під поверхнею  Марса на окремих ділянках  є шар вічної мерзлоти товщиною  кілька кілометрів. У таких районах  на поверхні кратерів видно  незвичайні для планет земної  групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна зробити висновок про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, здебільшого, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Температурний режим 
           і атмосфера

 

 Через більшу віддаленість  від Сонця Марс отримує на 57 % менше енергії, у порівнянні  з тією, що одержує Земля. Середньорічна  температура там −60° С. Температура  поверхні протягом доби істотно  змінюється.Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0, а мінімальні значення, зареєстровані на північній полярній шапці, − мінус 138 °C.

    Атмосфера Марса досить розріджена, складається з     95 % вуглекислого газу, 3 % азоту, 1,6 % аргону й містить сліди кисню й води. Атмосфера дуже запилена через велику кількість мікрочастинок , які надають марсіанському небу рудувато-коричневого відтінку, якщо дивитися з поверхні планети.

Льодові утворення

 

Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в  кілька кілометрів утворений звичайним  водяним льодом, змішаним з пилом, що зберігається й у літній період. Це постійні шапки. Сезонні зміни  полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої  вуглекислоти, так званого «сухого  льоду».

Площа, вкрита цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий  період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді й долаючи цю межу. Навесні, із підвищенням температури, цей  шар випаровується й залишається  лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається  зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть  у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер здуває верхній шар  сипучого матеріалу — світлий  пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, рівновага марсіанського середовища порушується. Вітер підсилюється до 69 км/год., починаються бурі. Більше мільярда тонн пилу піднімається й  утримується в зваженому стані, різко змінюється кліматичний стан всієї марсіанській кулі. Тривалість пилових вітрів іноді досягає 50 — 100 діб. Під час пилових буревіїв на Марсі  виникає так званий «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають теплове випромінювання, що іде від неї, тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.

Уточнення космічними апаратами  складу атмосфери дало змогу виявити  роль полярних шапок у формуванні буревіїв. Під час танення полярних шапок утворюються величезні  маси вуглекислого газу й збільшується тиск над ними, внаслідок чого виникають  потужні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки ґрунту.

Мікроскопічні гірські породи, що містять ознаки води

 

Північний полюс Марса

Супутники Марса

 

Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер 1610 року. У спробах розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. 1643 року  
монах-капуцин Антон Марія Ширл стверджував, що бачив «марсіанські місяці». 1727 Джонатан Свіфт у «Пригодах Гуллівера» описав два маленьких супутники Марса, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони оберталися навколо Марса за 10 і 21,5 годин. Про ці ж супутники 1750 року згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітанКіндерман повідомив, що обчислив орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. 1877 року американській астроном Асаф Холл, працюючи у військово-морський обсерваторії США з найбільшим у країні 26 дюймовим рефрактором Кларка, нарешті знайшов Фобос та Деймос, два маленьких супутники Марса. Їх орбітальні періоди виявились близькими до періодів, які запропонував Свіфт на 150 років раніше.

До другої половини ХХ століття про два супутники Марса Фобос і Деймос було відомо небагато. Потім їх спостерігали орбітальні космічні апарати: «Вікінг-1»пролетів на відстані 100 км від поверхні Фобоса, а «Вікінг-2» — на відстані 30 км від Деймоса.

Фобос робить повний оберт  навколо Марса за 7 годин 39 хвилин. Супутник перебуває на відстані 6000 кілометрів від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору супутник було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менше, ніж через 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті, і припливні сили зумовлюють подальше віддалення від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через їх невеликі розміри, близькість до планети й приекваторіальні орбіти.

Супутники Марса

 

Обидва супутники —  шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна  поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікні охоплює половину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані з кратером Стікні. Поверхня Деймоса, навпаки, здається гладенькою, бо багато кратерів майже повністю вкрито уламками порід.

Альбедо обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.

Остаточно проблему походження супутників не вирішено. Найвірогідніша версія  — це астероїди, які було захоплено Марсом, коли він тільки починав формуватися. Можливо, вони збереглися від часу формування планети[1]. 2010 року група італійських астрономів з Національного інституту астрофізики Італії опублікувала дані на користь того, що Фобос сформувався саме таким чином

 

Фобос (ліворуч) і  Деймос(праворуч)

Пояс  астероїдів

 

Астероїди - найпоширеніші  малі тіла Сонячної системи.

Пояс астероїдів займає орбіту між Марсом і Юпітером, між 2,3 і 3,3 а. е. від Сонця. Вважають, що це залишки  формування Сонячної системи, які були не в змозі об'єднатися в велике тіло через гравітаційні  збуренн Юпітера.

Розміри астероїдів варіюються від декількох метрів до сотень кілометрів. Всі астероїди класифіковані  як малі тіла Сонячної системи, але  деякі тіла, в даний час класифіковані  як астероїди, наприклад, Веста і Гігея, можуть бути перекласифіковані як карликові планети, якщо буде показано, що вони підтримують гідростатичну рівновагу.

Пояс містить десятки  тисяч, можливо, мільйони об'єктів більше одного кілометра в діаметрі. Незважаючи на це, загальна маса поясу астероїдів навряд чи більше однієї тисячної маси Землі. Небесні тіла з діаметрами від 100 мкм до 10 м називають метеороїди.

Церера

 

Церера (лат. Ceres) — карликова планета в поясі астероїдів, в середині Сонячної системи. Церера — найближча до Землі карликова планета, вона віддалена від Землі на відстань у 263 млн км. Відкрита 1 січня 1801 року італійським астрономом Джузеппе Піацці у астрономічній обсерваторії в місті Палермо (вона перебувала в 23° Тельця), але пізніше була втрачена. 1 січня 1802 року Цереру вдалося знову виявити на місці, розрахованому К. Ф. Гаусом. Це була перша відкрита мала планета.

При діаметрі близько 950 км. (590 миль), Церера сьогодні є найбільшим і наймасивнішим тілом в поясі  астероїдів, а за розміром перевершує багато великих супутників планет-гігантів та  містить майже третину (32 %) загальної маси поясу.  Сучасні спостереження показали, що вона має сферичну форму, на відміну  від більшості малих тіл, що мають  неправильну форму через низьку гравітацію.

Атмосфера

 

Газові планети (планети-гіганти, газові  гіганти) — планети, які мають  у своєму складі значну частку газу (водень і гелій).

У Сонячній системі це Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун. Найбільша наразі відома газова планета TrES-4b (сузір'я Геркулес).

Відповідно до гіпотези  походження Сонячної системи, планети-гіганти  утворилися пізніше за планети земної групи, коли температура навколосонячної  туманності опустилася до точки кристалізації  газу. В цей час всі тугоплавкі елементи вже були у твердій формі  в складі більш близьких до Сонця планет.