Слайд 3Планета Земной группы представляет собой небесное тело, которое:
имеет мало спутников или не
имеет их вообще;
имеет слабое магнитное поле;
имеет близко расположенную орбиту по
отношению к другой планете Земной группы;
не имеет систему колец.
Слайд 4Строение планет Земной группы
Слайд 5Все они состоят в основном из горных пород и тяжелых
металлов.
Эти планеты имеют ядро из тяжелых металлов, в основном
железо.
Ядро окружено мантией силикатных пород.
Планеты Земной группы значительно меньше, чем газовые гиганты.
Планеты Земной группы также имеют изменяющийся ландшафт, например, вулканы, каньоны, горы и кратеры.
Строение планет Земной группы
Слайд 6Отличительные черты планет Земной группы
у них очень мало, либо совсем
отсутствуют, спутники. Меркурий и Венера совсем не имеют спутников, у
Земли – один, у Марса – два крошечных спутника.
планеты Земной группы не имеют планетарных колец.
атмосфера планет может варьироваться от толстой атмосферы диоксида углерода у Венеры до почти полного отсутствия таковой у Меркурия.
Слайд 7Расстояние от Солнца до каждой из планет Земной группы
Слайд 9Строение планеты Меркурий
Планета состоит из горячего, постепенно остывающего железоникелевого ядра
и силикатной оболочки, на границе между которыми температура может приближаться
к 103 К.
Плотность в центре Меркурия достигает 9,8 г/см3.
На долю ядра приходится около 80% массы и 75% общего диаметра планеты.
Породы содержат около 6% железа, а в основном алюминий и кальций.
Слайд 10Рельеф
Довольно темная поверхность Меркурия (альбедо 0,11) покрыта тысячами кратеров с
диаметрами от 130м до 200км.
На Меркурии есть горы, высота наиболее
высоких достигает 2-4 км.
В ряде районов планеты на поверхности видны долины, бескратерные равнины.
В целом поверхность Меркурия похожа на поверхность Луны, хотя менее контрастна.
Наряду с кратерами (как правило, менее глубокими, чем на Луне) есть холмы и долины.
Наиболее существенная деталь - равнина Жары (бассейн Калорис), огромный ударный кратер с диаметром 1300 км (четверть диаметра планеты). Образовалась 3800 млн. лет назад.
Слайд 14Орбита движения Меркурия
Периге́лий — ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты .
Афе́лий (апоге́лий)
— наиболее удалённая от Солнца точка орбиты.
Слайд 15Температурные условия
Меркурий получает от Солнца в 10 раз больше энергии,
чем Земля, а из-за вытянутости орбиты поток энергии меняется в
два раза.
Температуры на дневной и ночной стороне могут достигать -180ОC до +430 О С . Средняя температура ночного полушария -162 О C , а дневного +347 О C.
При этом температура в полярной области достигает ночью – 210 О С, а днем в экваториальной зоне - + 500 О С.
Слайд 16Общие характеристики планеты Меркурий
Слайд 20Рельеф
Основной деталью рельефа Венеры являются равнины – плоские или слабохолмистые
каменные пустыни, занимающие 75-80% площади ее поверхности.
Своеобразными формами венерианского
рельефа являются тессеры (8% площади планеты)
- платообразные возвышенности, поверхность которых представляет собой хаотическое нагромождение тектонических структур, и венцы – кольцевые структуры диаметром в несколько сотен километров, возникшие вследствие действия поднимающихся мантийных плюмов.
Слайд 21Выделяют:
три материка: земля Иштар, земля Афродиты, область Бета,
мощные горные
массивы - высота крупнейших гор Максвелла достигает 11 км.
Число
кратеров ударного происхождения и вулканов (в том числе действующих) относительно невелико. По количеству ударных кратеров на средний возраст геологических образований ее поверхности, по данным "Магеллана", оценивается примерно в
300-500 млн. лет.
Рельеф
Слайд 22В настоящее время зарегистрированы около 150 вулканических объектов, размеры которых
превышают 100 км; общее число вулканов на планете оценивают в
1600.
На поверхности Венеры обнаружены кратеры, разломы и другие признаки протекавших на ней интенсивных тектонических процессов. Отчетливо просматриваются и следы ударной бомбардировки.
В северном полушарии планеты выявлен огромный круглый бассейн протяжённостью около 1500 км с севера на юг и 100 км с запада на восток.
Рельеф
Слайд 23Вид участка поверхности Венеры в условных цветах, полученный на основе
радиолокационных изображений с "Магеллана". На нем показан самый высокий на
Венере щитовой вулкан Маат (высота 8 км).
Слайд 26Атмосфера
Высокое содержание углекислого газа породило мощный парниковый эффект, благодаря которому
температура вблизи поверхности составляет от +470О С до +600О С
Давление
на поверхности Венеры - 93-95 атмосфер.
Облачный покров планеты трехслойный: на высотах от 70 до 90 км находится разреженная стратосферная дымка, на 50-70 км - основной облачный слой, а на 30-50 км - подоблачная дымка.
Слайд 29Общие характеристики планеты Венера
Слайд 31По форме Земля близка к эллипсоиду (геоид), сплюснутому у полюсов
и растянутому в экваториальной зоне.
Средний радиус Земли 6371,032 км.
Форма и
размеры
Слайд 33Общие характеристики планеты Земля
Орбитальные характеристики
Слайд 34Общие характеристики планеты Земля
Физические характеристики
Слайд 38Рельеф
Площадь поверхности Земли 510,2 млн. км2, 70,8% которой приходится на
Мировой океан и 29,2% на сушу. Средняя глубина океана около
3,8 км, максимальная (Марианская впадина в Тихом океане) равна 11,022 км; объем воды 1370 млн. км3.
Суша включает в себя 6 материков и острова. Она поднимается над уровнем моря в среднем на 875 м; наибольшая высота ( Джомолунгма в Гималаях) 8848 м.
Горы занимают свыше 1/3 поверхности суши, пустыни - около 20%, саванны и редколесья —около 20%, леса —около 30%, ледники —свыше 10%. Свыше 10% суши занято под сельскохозяйственными угодьями.
Слайд 43Во время противостояний, происходящих с интервалами в 779,94 земных суток,
Марс находится на минимальном расстоянии от Земли.
Расстояние от Земли до
марса в перигелии и афелии при противостоянии, соответственно, 56 и 100 млн. км.
Орбитальное движение, противостояния
Слайд 44Атмосфера
Имеется слабый озоновый слой на высоте 36-40км и толщиной в
7км в 250раз более слабый земного.
Имеется ионосфера с главным максимумом
на высоте около 150 км и электронной концентрацией 105-104 частиц в см3.
Слайд 45Давление на поверхности Марса в 160 меньше, чем на Земле
и в 15000 раз меньше, чем на Венере
Скорость ветра колеблется
2-7 (летом); 5-10 (Зимой); 17-30 (при шторме) м/с.
Для подъёма пыли нужна скорость ветра в 80 м/с, и на Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются.
Атмосфера
Слайд 46Температура поверхности
Летом температура на экваторе чуть выше 0оС, а на
большей части поверхности средняя – 23оС.
Самая низкая температура была зарегистрирована
над зимней полярной шапкой Марса: t = –139° C, при такой температуре конденсируется углекислый газ.
Для Марса характерен резкий перепад температур до 70 градусов.
В так называемых оазисах, в районах озера Феникс (плато Солнца) и земли Ноя перепад температур составляет от –53° C до +22° C летом и от –103° C до –43° C зимой.
«Викинг-2» зарегистрировал в 1979 году выпадение снега, пролежавшего несколько месяцев.
Парниковый эффект повышает температуру Марса всего на 6 градусов.
Слайд 47Марсианские бури
Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия.
Пылевые бури чаще всего бывают
в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает
с прохождением Марса через перигелий.
Продолжительность бурь может достигать 50–100 суток.
Слайд 48Состав и внутреннее строение
Поверхность Марса покрыта гидратированными окислами металлов, преимущественно,
железа (ржавчина), из-за чего имеет знаменитый красноватый цвет. Это произошло
из-за присутствия в атмосфере высокореагентных соединений, таких как озон О3 и гидропероксил НО2
Слайд 49Состав и внутреннее строение
Имеющее относительно низкую температуру (около 1300 К)
и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой.
Ядро Марса
частично или полностью пребывает в жидком состоянии, что подтверждено данными собранными за три года космическим зондом "Mars Global Surveyor" и электропроводимое) и невелико по размерам (его радиус порядка 800-1000 км), а масса — около 9 % массы планеты.
Слайд 51Полярные шапки
Полярные шапки могут достигать широты +-50°.
Летом углекислый газ в
полярных шапках испаряется, нередко создавая гейзеры и перетекает к более
холодному, зимнему полушарию. В результате скорость ветра может достигать 100м/сек, что приводить к пылевым бурям, которые могут длиться 50-100 дней.
После испарения углекислого газа остается шапка из водянного льда.
Слайд 52Вулкан Олимп
Высота Олимпа — 27 км по отношению к основанию
и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса.
Олимп
простирается на 540 км в ширину и имеет крутые склоны по краям высотой до 7 км. Длина кальдеры Олимпа — 85 км, ширина — 60 км. Глубина кальдеры достигает 3 км.
Самая свежая лава на склонах Олимпа имеет возраст около 2 млн. Лет.
Слайд 53Долина Маринеров
Долина Маринера имеет длину 4500 км (четверть окружности планеты),
ширину
— 200 км и глубину — до 11 км.
Эта система
каньонов превышает знаменитый Большой каньон в 10 раз по длине, в 7 — по ширине и в 7 — по глубине, и является самой большой в Солнечной системе.
Слайд 61Марсианский день (24 ч 39 мин 35.244 сек), очень близок
к земному.
Площадь поверхности Марса составляет 28.4 % земной - чуть
меньше площади суши на Земле (29.2 % от всей земной поверхности).
Наклон оси Марса к плоскости эклиптики составляет 25.19°, а земной — 23.44°. В результате этого на Марсе, как на Земле, есть смена времён года (марсианский год в 1.88 раза длиннее земного).
У Марса есть атмосфера. Несмотря на то, что её плотность составляет всего
0.7 % земной, она даёт некоторую защиту от солнечной и космической радиации, а также была успешно использована для аэродинамического торможения космического летательного аппарата.
Недавние исследования НАСА подтвердили наличие воды на Марсе. Таким образом, на Марсе, похоже, достаточно условий, необходимых для поддержания жизни.
Сходство с Землей
Слайд 62Сила тяжести на Марсе в три раза меньше, чем на
Земле. Достаточно ли ее?
Температура поверхности Марса гораздо ниже земной: максимальная
- +20°C (в полдень, летом на экваторе), минимальная −123°C (зимой на полюсах).
На поверхности Марса нет воды в жидком агрегатном состоянии.
В силу того, что Марс отстоит дальше от Солнца, количество достигающей его поверхности солнечной энергии примерно вдвое меньше, чем на Земле.
Орбита Марса имеет больший эксцентриситет, что увеличивает годовые колебания температуры и количества солнечной энергии.
Атмосферное давление на Марсе слишком мало, чтобы люди могли выжить без пневмокостюма. Жилые помещения придётся оборудовать автоклавами.
Марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа (95 %). Однако, парциальное давление CO2 на поверхности Марса в 52 раза больше чем на Земле, что, возможно, позволит поддерживать растительность.
У Марса есть два естественных спутника, Фобос и Деймос.
Различия с Землей
