Наши соседи – Меркурий, Венера и Марс

Оболочки Земли – атмосфера, гидросфера и литосфера – соответствуют трем агрегатным состояниям вещества – твердому, жидкому и газообразному. Наличие литосферы – отличительная черта всех планет земной группы. Сравнить литосферы по строению можно с помощью рисунка 1, а атмосферы – с помощью таблицы 2.

Таблица 2

Характеристики атмосфер планет земной группы (у Меркурия атмосфера отсутствует)

Для удобства запоминания можно считать, что плотность атмосферы у Венеры в 100 раз больше, а у Марса – в 100 раз меньше, чем у Земли.

Рис. 1.Внутреннее строение планет земной группы

Предполагают, что атмосферы Марса и Венеры в основном сохранили тот первичный химический состав, который когда-то имела и атмосфера Земли. За миллионы лет в земной атмосфере в значительной степени уменьшилось содержание углекислого газа и увеличилось – кислорода. Это объясняется растворением углекислого газа в земных водоемах, которые, видимо, никогда не замерзали, а также выделением кислорода появившейся на Земле растительностью. Ни на Венере, ни на Марсе такие процессы не происходили. Более того, современные исследования особенностей обмена углекислым газом между атмосферой и сушей (при участии гидросферы) способны объяснить, почему Венера лишилась своей воды, Марс замерз, а Земля осталась пригодной для развития жизни. Так что существование жизни на нашей планете объясняется, вероятно, не только ее расположением на благоприятном расстоянии от Солнца.

Наличие гидросферы – уникальная особенность нашей планеты, позволившая ей сформировать современный состав атмосферы и обеспечить условия для возникновения и развития жизни на Земле.

Меркурий. Эта самая маленькая и близкая к Солнцу планета во многом похожа на Луну, которую Меркурий лишь немного превосходит по размерам. Так же как и на Луне, самыми многочисленными и характерными объектами являются кратеры метеоритного происхождения, на поверхности планеты есть достаточно ровные низменности – «моря» и неровные возвышенности – «материки». Строение и свойства поверхностного слоя также сходны с лунным.

Вследствие почти полного отсутствия атмосферы перепады температуры на поверхности планеты в течение продолжительных «меркурианских» суток (176 земных) еще более значительны, чем на Луне: от 450 до -180 °C.

Венера. Размеры и масса этой планеты близки земным, однако особенности их природы существенно отличаются. Изучение поверхности Венеры, скрытой от наблюдателя постоянным слоем облаков, стало возможно лишь в последние десятилетия благодаря радиолокации и ракетно-космической технике.

По концентрации частиц облачный слой Венеры, верхняя граница которого находится на высоте около 65 км, напоминает земной туман с видимостью в несколько километров. Облака, возможно, состоят из капелек концентрированной серной кислоты, ее кристалликов и частиц серы. Для солнечного излучения эти облака достаточно прозрачны, так что освещенность на поверхности Венеры примерно такая же, как на Земле в пасмурный день.

Над низменными областями поверхности Венеры, которые занимают большую часть ее площади, на несколько километров возвышаются обширные плоскогорья, по размерам примерно равные Тибету. Расположенные на них горные массивы имеют высоту 7–8 км, а самые высокие – до 12 км. В этих районах имеются следы тектонической и вулканической деятельности, наиболее крупный вулканический кратер имеет диаметр чуть меньше 100 км. На Венере обнаружено много метеоритных кратеров диаметром от 10 до 80 км.

Суточные колебания температуры на Венере практически отсутствуют, ее атмосфера хорошо сохраняет тепло даже в условиях продолжительных суток (один оборот вокруг оси планета совершает за 240 дней). Этому способствует парниковый эффект: атмосфера, несмотря на облачный слой, пропускает достаточное количество солнечных лучей, и поверхность планеты нагревается. Однако тепловое (инфракрасное) излучение нагретой поверхности в значительной степени поглощается содержащимся в атмосфере углекислым газом и облаками. Благодаря такому своеобразному тепловому режиму температура на поверхности Венеры выше, чем на Меркурии, который расположен ближе к Солнцу, и доходит до 470 °C. Проявления парникового эффекта, хотя и в меньшей степени, заметны и на Земле: в пасмурную погоду ночью почва и воздух охлаждаются не так интенсивно, как при ясном безоблачном небе, когда могут случиться ночные заморозки (рис. 2).

Рис. 2. Схема парникового эффекта

Марс. На поверхности этой планеты можно выделить крупные (более 2000 км в диаметре) впадины – «моря» и возвышенные области – «материки». На их поверхности, наряду с многочисленными кратерами метеоритного происхождения, обнаружены гигантские вулканические конусы высотой 15–20 км, диаметр основания которых достигает 500–600 км. Считается, что деятельность этих вулканов прекратилась лишь несколько сот миллионов лет тому назад. Из других форм рельефа отмечены горные цепи, системы трещин коры, огромные каньоны и даже объекты, похожие на русла высохших рек. На склонах видны осыпи, встречаются участки, занятые дюнами. Все эти и другие следы атмосферной эрозии подтвердили предположения о пылевых бурях на Марсе.

Исследования химического состава марсианского грунта, которые проведены автоматическими станциями «Викинг», показали высокое содержание в этих породах кремния (до 20 %), железа (до 14 %). В частности, красноватая окраска поверхности Марса, как и предполагалось, объясняется присутствием оксидов железа в виде такого известного на Земле минерала, как лимонит.

Природные условия на Марсе весьма суровы: средняя температура на его поверхности всего -60 °C и крайне редко бывает положительной. На полюсах Марса температура падает до -125 °C, при которой не только замерзает вода, но даже углекислый газ превращается в сухой лед. Видимо, полярные шапки Марса состоят из смеси обычного и сухого льда. Вследствие смены времен года, каждое из которых примерно вдвое длиннее, чем на Земле, полярные шапки тают, углекислый газ выделяется в атмосферу и ее давление повышается. Перепад давления создает условия для сильных ветров, скорость которых может превышать 100 м/с, и возникновения пылевых бурь. Воды в атмосфере Марса мало, но вполне вероятно, что ее значительные запасы сосредоточены в слое многолетней мерзлоты, аналогичном существующему в холодных районах земного шара.