Monaliza
W-CE DYREKTOR
Dołączył: 25 Cze 2006
Posty: 168
Przeczytał: 0 tematów
Ostrzeżeń: 1/5
Skąd: Anyplace, anywhere, anytime...
|
 Wysłany: Sob 18:02, 11 Lis 2006 Temat postu: Lekcja nr6 - Układ Słoneczny (cz.2) |
|
|
Ponieważ przedtem zawieruszyłam gdzieś przygotowane wcześniej materiały na lekcję, napisałam o pierwszych dwóch planetach bardzo ogólnikowo. teraz naprawiam to niedociagnięcie. Pozdrawiam!
Merkury
Merkury jest pierwszą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on stosunkowo niewielki, gdyż jego promień wynosi zaledwie 2439km, a co za tym idzie masa jego stanowi zaledwie 5,6% masy Ziemi. Pod względem długości promienia zajmuje on, zatem przedostatnie miejsce w Układzie Słonecznym. Mniejszy od niego jest już tylko Pluton.
Merkury krąży w odległości 57,91mln kilometrów od Słońca, a więc mniej więcej w połowie drogi między Ziemią a Słońcem. Obieg wokół Słońca po orbicie zajmuje mu ok.88 dni. Natomiast obrót wokół własnej osi zajmuje mu 58,7 dnia (merkuriańska doba). Wynika, więc z tego, że doba na Merkurym trwa aż 2/3 roku. Spowodowane jest to prawdopodobnie mocnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca, które ma zapewne wpływ na zwolnienie ruchu wirowego.
Wynikiem tak wolnej rotacji Merkurego jest to, że każde miejsce na tej planecie jest nieprzerwanie, przez trzy miesiące oświetlone światłem słonecznym, co doprowadza do osiągnięcia temperatury nawet 430*C na oświetlonej części planety. W tym samym czasie natomiast na nieoświetlonej części planety temperatura spada nawet do –170*C.
Podstawowe informacje o Merkurym.
Średnica (km)
4878
Masa (w jedn. masy Ziemi)
0,05
Odległość od Słońca (mln km)
57,91
Mimośród orbity
0,206
Prędkość po orbicie (km/s)
47,89
Nachylenie płaszcz. orbity wzgl. ekliptyki
7*0`15``
Okres obiegu wokół Słońca
87,969 dnia
Temperatura na powierzchni
od - 170* do 430*C
Okres obrotu wokół własnej osi
58,7 dnia
Liczba księżyców
0
Merkury jest praktycznie pozbawiony atmosfery, czego powodem jest jego mała masa i słaba siła przyciągania, która nie jest w stanie zatrzymać gazu. Występuje tu jednak śladowa atmosfera, która jest bardzo silnie rozrzedzona. Jest ona złożona głównie z helu, śladowych ilości tlenu, argonu, azotu i ksenonu.
Merkury pod względem morfologii i wyglądu zewnętrznego jest bliźniaczo podobny do Księżyca, czego dowiodła misja kosmiczna „Mariner 10” w latach 1973-1974. Na powierzchni Merkurego znajduje się wiele kraterów oraz strefy ciemne i jasne, które ze sobą sąsiadują. Kratery powstały w wyniku bombardowania przez meteoryty i aktywności wulkanicznej planety. Najbardziej charakterystyczny jest wielki krater na półkuli północnej, zwany Równiną Upału (Caloris Basin). Dociera tu bardzo dużo ciepła i światła ze Słońca. Średnica tego krateru wynosi 1400 km i podejrzewa się, że jest on pozostałością po uderzeniu wielkiego meteorytu 3,8 miliarda lat temu. Uderzenie było tak silne, że spowodowało wypiętrzenie podwójnego łańcuch gór dookoła krateru. Średnica tegoż łańcucha wynosi 1600 kilometrów. Po drugiej stronie planety, na antypodach znajdują się góry sięgające 1500 metrów. Uczeni sądzą, że są one wynikiem uderzenia meteorytu po drugiej stronie planety.
Właśnie rozmieszczenie kraterów umożliwia określenie czasu powstania poszczególnych rejonów Merkurego. Strefy z największą liczbą kraterów są najstarsze i mają około 4,1 i 4,2 miliarda lat. Strefy o małym zagęszczeniu kraterów (najmłodsze) mają natomiast od 3,8 do 3,9 miliarda lat.
Mimo zewnętrznego podobieństwa do Księżyca, od wewnątrz Merkury jest podobny raczej do Ziemi. Jądro planety jest zbudowane z żelaza i niklu. Oprócz tego jądro to, podobnie jak jądro Ziemi, jest w stanie ciekłym, gdyż wskazuje na to nieoczekiwanie silne pole magnetyczne planety. Merkury nie posiada naturalnych satelitów.
Pomimo małych rozmiarów i braku atmosfery, Merkury posiada wiele ciekawych cech, które zasługują na dalsze badania.
Wenus
Wenus jest drugą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Znana jest również pod nazwą Jutrzenki
i jest najjaśniejszym ciałem niebieskim na niebie po Słońcu
i Księżycu. Wenus jest bardzo podobna do Ziemi, o czym świadczy kulisty kształt zbliżony do ziemskiego. Ma również bardzo podobny rozmiar: średnica wynosi 12100 km, co stanowi 0,95 średnicy Ziemi. Jej masa wynosi 0,82 masy Ziemi. Wenus obiega Słońce w odległości 108 mln kilometrów po prawie idealnie kolistej orbicie. Dokładny obieg trwa 224,7 dnia i jest krótszy od jednego obrotu wokół własnej osi trwającego 243 dni. Powoduje to, że wenusjańska doba jest dłuższa od wenusjańskiego roku. Kolejną ważną rzeczą, na którą należy zwrócić uwagę jest obrót planety wokół własnej osi. Wenus obraca się w stronę przeciwną niż robią to inne planety w Układzie Słonecznym. Obrót taki powoduje zjawisko wschodu Słońca na zachodzie, a zachodu Słońca na wschodzie.
Podstawowe informacje o Wenus.
Średnica (km)
12100
Masa (w jedn. masy Ziemi)
0,8150
Odległość od Słońca (mln km)
108,10
Mimośród orbity
0,00679
Prędkość po orbicie (km/s)
35,03
Nachylenie płaszcz. orbity wzgl. ekliptyki
3*23`40``
Okres obiegu wokół Słońca
224,701 dnia
Temperatura na powierzchni
średnia 475*C
Okres obrotu wokół własnej osi
243,01 dnia
Liczba księżyców
0
Atmosfera Wenus powoduje jednak, że planeta ta staje się różną od Ziemi. Ogromne różnice stanowi skład chemiczny atmosfery, gdyż składa się ona tu aż w 95,5% z dwutlenku węgla(CO2) i w 4% z azotu z niewielką domieszką pary wodnej, argonu oraz bezwodnika kwasu siarkowego. Skład chemiczny wenusjańskich chmur powoduje na planecie tzw. efekt cieplarniany, co daje ogromną temperaturę na powierzchni planety sięgającą 480*C. Wenus jest najcieplejszą planetą Układu Słonecznego, cieplejszą nawet od Merkurego, który pomimo bliskości Słońca i tak jest chłodniejszy. Na Wenus praktycznie nie ma pór roku, panuje tam nieustanny upał i nie ma możliwości oddychania. Na planecie tej nie ma również wody, która wyparowała z powodu efektu cieplarnianego. Atmosfera planety jest sto razy gęstsza od atmosfery ziemskiej, co powoduje, że powierzchnia planety jest słabo znana. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest 90 razy większe niż na Ziemi i wynosi około 90000hPa.
Powierzchnię Wenus badały radzieckie sondy „Venera 13” i „Venera 14”, które zrobiły, w 1982r. zdjęcia. Na zdjęciach tych zaobserwowano rozległe równiny, poprzecinane skałami i wyciekami lawy. Stwierdziły, że chmury znajdują się na wysokości ok.45 km, a niebo ma barwę pomarańczową. Po radzieckich sondach badania Wenus kontynuowały sondy NASA: Pioneer(1978-1981) i Magellan (od 1990r.). Sondy te krążyły wokół planety w celu uzyskania jej mapy.
Prawie dwie trzecie powierzchni planety zajmują płaskie i rozległe równiny. Występują tu również wyżyny, a najbardziej charakterystyczna jest wyżyna wielkości kontynentu na północnej półkuli Wenus. Została ona nazwana jako Ziemia Isztar. Wyżyna ta jest podobna do Tybetu, ale jest niesłychanie duża, gdyż zajmuje obszar wielkości Stanów Zjednoczonych. Wyżynę tę otaczają bardzo wysokie łańcuchy górskie, wyższe od ziemskiego Mount Everestu (8850 m n.p.m.) nawet o 1500 metrów.
Wenus pokryta jest bazaltową skorupą, która jest gruba, a pod nią jest również gruby płaszcz. Pod płaszczem z kolei znajduje się metalowe jądro, różniące się jednak od ziemskiego, gdyż jest stałe. Tektonika Wenus przypomina tektonikę Marsa i Księżyca. Występują tu również wulkany, jednak sądzi się, że większość kraterów jest pochodzenia meteorytowego.
Wenus jest, więc planetą bazaltową i bardzo gorącą, nie posiada również naturalnych satelitów podobnie jak Merkury.
Ziemia
Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą z 4 planet wewnętrznych. Pod względem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe jądro otoczone jest przez jądro zewnętrzne z metalu płynnego, po którym następują warstwy płynnych, półpłynnych i stałych skał. Natomiast pod względem warunków panujących na powierzchni Ziemia różni się od tych planet diametralnie: tylko na Ziemi występuje woda w stanie płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjające życiu. Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zarówno w sposób naturalny, jak i w wyniku działań człowieka. Do najbliższego otoczenia Ziemi należy jej jedyny naturalny satelita - Księżyc.
Księżyc jest jedynym naturalnym satelitą Ziemi. Jego odległość od środka Ziemi zmienia się i wynosi od 356 000 km do 407 000 km (średnio 384 400 km, tj. 60.3 promienia Ziemi). Przyspieszenie grawitacyjne na Księżycu jest około sześciokrotnie mniejsze od ziemskiego. Temperatura jego powierzchni zmienia się w zakresie od +140°C do -190°C, ale 1 m pod powierzchnią jest w przybliżeniu stała i wynosi -30°C. Powierzchnia Księżyca pokryta jest kraterami o silnie zróżnicowanych rozmiarach. Materiał pokrywający powierzchnię (warstwa ok. 4 m) stanowi drobny, lekki (1 g/cm3) pył zbudowany z SiO2 (50-70%), Al2O3, FeO, CaO, TiO2. Jego średni wiek wynosi 3.7 mld lat (najstarsze fragmenty skał mają około 4.6 mld lat). Księżyc posiada resztkową atmosferę o gęstości mniejszej niż jedna bilionowa gęstości atmosfery ziemskiej.
Dzienne przemieszczenie się Księżyca na ziemskiej sferze niebieskiej względem gwiazd wynosi około 13°. W zależności od położenia względem Słońca Księżyc jest różnie oświetlony. Czas upływający pomiędzy dwiema identycznymi fazami wynosi 29.5306 dnia (tzw. miesiąc synodyczny). W wyniku wzajemnych oddziaływań pływowych czas obrotu Księżyca wokół swojej osi uległ synchronizacji z okresem obiegu wokół Ziemi. W jej kierunku Księżyc zwraca stale jedną swoją stronę, ale istnienie tzw. libracji powoduje, że możliwe jest z Ziemi obserwowanie łącznie (lecz nie jednocześnie) 59% powierzchni Księżyca.
Mars
Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i wykazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Powierzchnię Marsa pokrywają odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta).
Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla, który stanowi blisko 95% jej składu. Temperatura latem w Słońcu wynosi do +30°C, zaś zimą przed świtem spada nawet do -100°C. Mars ma dwa małe księżyce - Phobosa i Deimosa.
Phobos
Phobos to większy i bliższy planecie spośród dwóch księżyców Marsa, odkrytych w 1877 przez amerykańskiego astronoma A. Halla. Średni promień orbity Phobosa wynosi 9323 km, zaś okres obiegu dokoła planety - 7 godzin 39 min (jest on mniejszy od okresu obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co dla obserwatora z Marsa wschodzi na tamtejszym zachodzie, a zachodzi na wschodzie).
Bryła Phobosa jest w przybliżeniu elipsoidą o długościach osi równych: 27, 12 i 11 km oraz masie 11 900 mld ton. Albedo wynosi 6% a pokryta pyłem powierzchnia posiada widoczne rysy i kratery, z których największy ma średnicę 10 km. Średnia gęstość Phobosa wynosi około 2 g/cm3, a przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni równe jest 0.0063 m/s2. Phobos jest najprawdopodobniej przechwyconą przez Marsa planetoidą, która spadnie na jego powierzchnię za około 100 mln lat.
Deimos
Deimos jest drugim, licząc od powierzchni planety, satelitą Marsa. Jego średnia odległość od planety wynosi 23 460 km. Wymiary Deimosa to 11x12x15 km, pokryty jest on licznymi kraterami. Podobnie jak Phobos, jest prawdopodobnie przechwyconą przez pole grawitacyjne Marsa planetoidą. Odkryty został w 1877 przez A. Halla.
Zadania domowego nie ma.
Post został pochwalony 0 razy
|
|
