§ 14.  ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ

По своим физическим характеристикам планеты делятся на две группы — планеты земной группы и планеты-ги­ганты. Мы дадим обзор главных особенностей обеих групп планет, на основе чего вы сумеете дать описание каждой планеты.

1. Общая характеристика планет земной группы. Плане­ты, относящиеся к земной группе, — Меркурий (рис. 34), Венера (рис. 35), Земля (рис. 36), Марс (рис. 37) — имеют небольшие размеры и массы, сред­няя плотность этих планет в несколько раз превосходит плотность воды; они медленно вращаются вокруг своих осей; у них мало спутников (у Меркурия и Венеры их вообще нет, у Марса — два крохотных, у Земли — один).  Сходство планет земной группы не исключает и значи­тельного различия. Например, Венера, в отличие от других планет, вращается в направлении, обратном ее движению вокруг Солнца, причем в 243 раза медленнее Земли (срав­ните с продолжительностью года на Венере). Период обра­щения Меркурия (т. е. год этой планеты) только на 1/3 больше периода его вращения вокруг оси (по отношению к звездам). Углы наклона осей к плоскостям их орбит у Земли и у Марса примерно одинаковы, но совсем иные у Меркурия и Венеры. А вы знаете, что это одна из причин, определяющая характер смены времен года. Такие же, как у Земли, времена года есть, следовательно, на Марсе (правда, каждое время года почти в два раза продолжитель­нее, чем на Земле).

Неисключено, что по ряду физических характеристик к планетам земной группы относится и далекий Плутон — са­мая маленькая из 9 планет. Средний диаметр Плутона около2260 км. Лишь вдвое меньше диаметр Харона — спут­ника Плутона. Поэтому не исключено, что система Плутон — Харон, как и система Земля — Луна, представ­ляет собой  «двойную планету».

2. Атмосферы. Черты сходства и различия обнаружива­ются также при изучении атмосфер планет земной группы. В отличие от Меркурия, который, как и Луна, практически лишен атмосферы, Венера и Марс обладают ею. Современ­ные данные об атмосферах Венеры и Марса получены в ре­зультате полетов наших («Венера», «Марс») и американских («Пионер-Венера», «Маринер», «Викинг») АМС. Сравнивая атмосферы Венеры и Марса с земной, мы видим, что, в отличие от азотно-кислородной земной ат­мосферы, Венера и Марс имеют атмосферы, в основном состо­ящие из углекислого газа. Давление у поверхности Венеры более чем в 90 раз больше, а на Марсе почти в 150 раз меньше, чем у поверхности Земли.

Температура у поверхности Венеры очень высокая (около 500° С) и остается почти одинаковой. С чем это связано? На первый взгляд, кажется, с тем, что Венера ближе к Солнцу, чем Земля. Но, как показывают наблюдения, отражательная способность Венеры больше, чем у Земли, а потому Солнце примерно одинаково нагревает обе планеты. Высокая темпера­тура поверхности Венеры обусловлена парниковым эффектом. Он заключается в следующем: атмосфера Венеры пропускает лучи Солнца, которые нагревают поверх­ность. Нагретая поверхность становится источником инфра­красного излучения, которое не может покинуть планету, так как его задерживают содержащиеся в атмосфере Венеры угле­кислый газ и водяной пар, а также облачный покров планеты. В результате этого равновесие между притоком энергии и ее расходом в мировое пространство устанавливается при более высокой температуре, чем та, которая была бы у планеты, свободно пропускающей инфракрасное излучение.

Мы привыкли к земным облакам, состоящим из мелких капель воды или ледяных кристалликов. Состав облаков Венеры иной: они содержат капельки серной и, возможно, со­ляной кислоты. Облачный слой сильно ослабляет солнечный свет, но, как показали измерения, выполненные на АМС «Венера-11» и «Венера-12», освещенность у поверхности Венеры примерно такая же, как у поверхности Земли в облачный день. Исследования, выполненные в1982 г. АМС «Венера-13» и «Венера-14», показали, что небо Венеры и ее ландшафт имеют оранжевый цвет. Объясняется это особен­ностью рассеивания света в атмосфере этой .планеты.

Газ в атмосферах планет земной группы находится в не­прерывном движении. Нередко во время пылевых бурь, ко­торые длятся по нескольку месяцев, огромное количество пыли поднимается в атмосферу Марса. Ураганные ветры зафиксированы в атмосфере Венеры на высотах, где расположен облачный слой (от 50 до70 км над поверхностью планеты), но вблизи поверхности этой планеты скорость ветра Достигает всего лишь нескольких метров в секунду.

Таким образом, несмотря на некоторое сходство, в целом атмосферы ближайших к Земле планет резко отличаются от атмосферы Земли. Это пример открытия, которое невоз­можно было предсказать. Здравый смысл подсказывал, что планеты со сходными физическими характеристиками (на­пример, Землю и Венеру иногда называют «планетами-близнецами») и примерно одинаково удаленные от Солнца должны иметь очень похожие атмосферы. На самом деле причина наблюдаемого различия связана с особенностями эволюции атмосфер каждой из планет земной группы.

Исследование атмосфер планет земной группы не только позволяет лучше понять свойства и историю происхождения земной атмосферы, но и имеет значение для решения экологической проблемы. Например, туманы-смоги, образующие­ся в земной атмосфере в результате загрязнения воздуха, по своему составу очень напоминают венерианские облака. Эти облака, как и пылевые бури на Марсе, напоминают нам о том, что необходимо ограничивать выброс пыли и разного рода промышленных отходов в атмосферу нашей планеты. Пылевые бури, во время которых на протяжении нескольких месяцев в атмосфере Марса удерживаются и распространяют­ся над громадными территориями тучи пыли (мощная буря наблюдалась, например, осенью2001 г.), заставляют заду­маться над некоторыми возможными экологическими послед­ствиями ядерной войны и некоторыми изменениями клима­та на Земле.

3. Поверхности. Планеты земной группы, подобно Земле и Луне, имеют твердые поверхности. Наземные оптические наблюдения позволяют получить о них немного сведений, так как Меркурий трудно рассмотреть в телескоп даже во время элонгации, поверхность Венеры скрыта от нас обла­ками. На Марсе даже во время великих противостояний (когда расстояние между Землей и Марсом минимальное — около 55 млн. км), происходящих один раз в 15—17 лет, в крупные телескопы удается рассмотреть детали размерами около300 км. И все-таки в последние десятилетия удалось многое узнать о поверхности Меркурия и Марса, а также получить представление о еще недавно совершенно загадоч­ной поверхности Венеры. Это стало возможным благодаря успешным полетам автоматических межпланетных станций типа «Венера», «Марс», «Викинг», «Маринер», «Магеллан», пролетавших вблизи планет или совершивших посадки на поверхность Венеры и Марса, и благодаря наземным радио­локационным наблюдениям.

Рис. 38. Участок поверхности Меркурия.

Рис. 39. Фрагмент панорамы поверхности Венеры.

Поверхность Меркурия, изобилующая кратерами, очень напоминает лунную (рис. 38). «Морей» там меньше, чем на Луне, причем они небольшие. Диаметр меркурианского Моря Зноя 1300 км, как и Моря Дождей на Луне. На де­сятки и сотни километров тянутся крутые уступы, веро­ятно, порожденные былой тектонической активностью Мер­курия, когда смещались и надвигались поверхностные слои планеты. Как и на Луне, большинство кратеров образова­лись в результате падений метеоритов. Там, где кратеров немного,' мы  видим  сравнительно  молодые  участки  поверхности. Старые, разрушенные кратеры заметно отличаются от более молодых кратеров, хорошо сохранившихся.

Каменистая пустыня и множество отдельных камней видны на первых фототелевизионных панорамах, передан­ных с поверхности Венеры автоматическими станциями се­рии «Венера» (рис. 39). Радиолокационные наземные наблю­дения обнаружили на этой планете множество неглубоких кратеров, диаметры которых от 30 до700 км. В целом эта планета оказалась наиболее гладкой из всех планет земной группы, хотя и на ней есть большие горные массивы и про­тяженные возвышенности, вдвое превышающие по размерам земной Тибет. Грандиозен потухший вулкан Максвелл, его высота12 км (в полтора раза больше Джомолунгмы), попе­речник подошвы1000 км, диаметр кратера на вершине100 км. Очень велики, но меньше, чем Максвелл, вулкани­ческие конусы Гаусс и Герц. Подобно рифтовым ущельям, тянущимся по дну земных океанов, на Венере также обна­ружены рифтовые зоны, свидетельствующие о том, что и на этой планете когда-то происходили (а может быть, происхо­дят и сейчас!) активные процессы (например, вулканическая деятельность).

Рис. 40. Кольцевые структуры на поверхности Венеры диаметром от 100 до 200 тыс. км.

Рис. 41. Застывшие потоки лавы на Венере.

В 1983—1984 гг. со станций «Венера-15» и «Венера-16» проводились радиолокационные исследования, позволившие создать карту и атлас поверхности планеты (размеры дета­лей поверхности 1—2 км). Новый шаг в исследовании по­верхности Венеры связан с применением более совершенной радиолокационной  системы,  установленной  на борту  американской АМС «Магеллан». Этот космический аппарат достиг окрестности Венеры в августе1990 г. и вышел на вытянутую эллиптическую орбиту. Регулярная съемка проводится с сентября1990 г. На Землю передаются отчетливые изображения, на некоторых из них хорошо различимы детали разме­ром до120 м (рис. 40—44). К маю1993 г. съемкой было охвачено почти 98% поверхности планеты. Продолжавшийся несколько лет космический эксперимент включал не только фотографирование Венеры, но и проведение других исследо­ваний (гравитационного поля, атмосферы и др.) в1995 г.

Рис. 42. Плато Лакшми и горы Дану на Венере.

Рис. 43. Гора Маат — вулкан, высотой около 8 км, на Венере .

Рис. 44. Гора Сиф на Венере — вулкан, достигающий 2 км высоты.

Изобилует кратерами и поверхность Марса (рис. 45). Особенно много их в южном полушарии планеты. Темные области, занимающие значительную часть поверхности пла­неты, получили название морей (Эллада, Аргир и др.). Диаметры некоторых морей превышают2000 км. Возвышен­ности, напоминающие земные континенты, представляющиесобой светлые поля оранжево-красного цвета, названы материками (Фарсида, Элисиум). Как и на Венере, здесь есть огромные вулканические конусы. Высота наибольшего из них (Олимпа) превышает 25 км, диаметр кратера90 км. Диаметр основания этой гигантской конусообразной горы более500 км.

Рис. 45. «Улыбающийся» кратер на Марсе.

Рис. 46. Спутники Марса — Фобос и Деймос.

Рис. 47. Поверхность Марса.

О том что миллионы лет назад на Марсе происходили мощные вулканические извержения и смещались поверхностные пласты, свидетельствуют остатки лавовых потоков, огромные разломы поверхности (один из них — Маринер — тянется на4000 км), многочисленные ущелья и каньоны. Возможно, что именно некоторые из этих образований (например, цепочки кратеров или протяженные ущелья) ис­следователи Марса еще 100 лет назад приняли за «каналы», существование которых впоследствии долгое время пытались объяснить деятельностью разумных обитателей Марса.

Перестал быть загадкой и красноватый цвет Марса. Он объясняется тем, что грунт этой планеты содержит много глин, богатых железом.

С близкого расстояния неоднократно фотографировались спутники Марса (рис. 46) и передавались панорамы поверхности   «Красной   планеты»   (рис.   47).

Вы знаете, что почти 2/3 поверхности Земли занимают океаны. На поверхности Венеры и Меркурия воды нет. Открытые водоемы не обнаружены пока и на Марсе. Но вода на Марсе предположительно есть в виде льда, образу­ющего полярные шапки. Например, толщина полярной шапки у Южного  полюса от  1  до 3  км.  Есть на Марсе и обширный слой вечной мерзлоты. В результате исследова­ний, которые проводились в 1998—2002 гг., на Марсе выявлены очень большие запасы льда, находящегося неглу­боко под поверхностью планеты (АМС «Марс Глоубэл», «Марс Одиссей»). На холодном и сухом Марсе в условиях низких давлений может находиться и вода. Так ли это, выяснится в ходе новых полетов АМС на Марс (только летом  2003 г. было запущено три АМС). А вскоре на Марс могут   полететь  и  люди...