Планеты земной группы

Слайд 3

Планета 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 4

Строение планет Земной группы

Слайд 5

Все 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 6

Отличительные 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 7

Расстояние от Солнца до каждой из планет Земной группы

Слайд 8

Меркурий

Слайд 9

Строение 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 10

Рельеф
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 11

Слайд 12

Слайд 13

Атмосфера Меркурия

Слайд 14

Орбита движения Меркурия
Периге́лий — ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты .
Афе́лий (апоге́лий) —

наиболее удалённая от Солнца точка орбиты.

Слайд 15

Температурные 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 16

Общие характеристики планеты Меркурий

Слайд 17

Венера

Слайд 18

Внутреннее строение

Слайд 19

Рельеф

Слайд 20

Рельеф
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 21

Выделяют:
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 22

В 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 23

Вид 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 24

Слайд 25

Атмосфера

Слайд 26

Атмосфера
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 27

Общие характеристики планеты Венера

Слайд 28

Земля

Слайд 29

По форме Земля близка к эллипсоиду (геоид), сплюснутому у полюсов и

растянутому в экваториальной зоне.
Средний радиус Земли 6371,032 км.

Форма и размеры

Слайд 30

Орбита движения Земли

Слайд 31

Общие характеристики планеты Земля
Орбитальные характеристики

Слайд 32

Общие характеристики планеты Земля
Физические характеристики

Слайд 33

Внутреннее строение

Слайд 34

Внутреннее строение

Слайд 35

Рельеф

Слайд 36

Рельеф
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 37

Атмосфера

Слайд 38

Магнитное поле Земли

Слайд 39

Марс

Слайд 40

Орбита движения Марса

Слайд 41

Во 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 42

Атмосфера
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 43

Давление 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 44

Температура 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 45

Марсианские 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 46

Состав 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 47

Состав 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 48

Топография

Слайд 49

Полярные 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 50

Вулкан 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 51

Долина 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 52

Долина Маринеров

Слайд 53

Поверхность

Слайд 54

Поверхность

Слайд 55

Поверхность

Слайд 56

Поверхность

Слайд 57

Поверхность

Слайд 58

Спутники

Слайд 59

Марсианский 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 60

Сила 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

Планеты земной группы

Содержание