Поверхностные отложения небесных тел земной группы

Размещено на http://www.allbest.ru/

ГЕОЛОГИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ

КУРСОВАЯ РАБОТА

Поверхностные отложения небесных тел земной группы

МОСКВА

2013 г.



Содержание

поверхностный отложение планета спутник

Введение

Глава 1. Поверхностные отложения Венеры

1.1 Физические условия на поверхности Венеры

1.2 Характеристика поверхности Венеры

1.3 Характеристика поверхностных отложений

Глава 2. Поверхностные отложения Марса

2.1 Физические условия на поверхности Марса

2.2 Характеристика поверхности Марса

2.3 Характерные свойства поверхностных отложений

Глава 3. Поверхностные отложения Луны

3.1 Физические условия на поверхности Луны

3.2 Характеристика поверхности Луны

3.3 Характерные свойства поверхностных отложений

Глава 4. Поверхностные отложения Фобоса и Деймоса

4.1 Характеристика спутника Фобос

4.2 Характеристика спутника Деймос

4.3 Характеристика поверхности спутников

Заключение

Список литературы



Введение

Среди множества небесных тел, изучаемых учеными, особое место занимают планеты. Ведь все мы хорошо знаем, что Земля, на которой мы живем, является планетой, так что планеты - огромные космические тела, вращающееся по орбите вокруг звезд или их остатков, в основном подобные нашей Земле.

Но в мире планет мы не встретим даже двух, совершенно похожих друг на друга. Разнообразие физических условий на планетах очень велико. Расстояние планеты от Солнца, её размеры, напряжение силы тяжести на поверхности, ориентировка оси вращения, определяющая смену времён года, наличие и состав атмосферы, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех девяти планет Солнечной системы.

Говоря о разнообразии условий на планетах, мы можем глубже познать законы их развития и выяснить их взаимосвязь между теми или иными свойствами планет. Так, например, от размеров, массы и температуры планеты зависит её поверхность, способность удерживать атмосферу того или иного состава, а наличие атмосферы в свою очередь влияет на тепловой режим планеты.

Как показывает изучение условий, при которых возможно зарождение и дальнейшее развитие живой материи, только на планетах мы можем искать признаки существования органической жизни. Вот почему изучение планет, помимо общего интереса, имеет большое значение с точки зрения космической биологии.

Изучение планет имеет большое значение, кроме астрономии, и для других областей науки, в первую очередь наук о Земле - геологии и геофизики.

К планетам земной группы относятся планеты: Меркурий, Венера, Земля и Марс.



Рис. 1. Планеты земной группы.

(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/Terrestrial_planet_size_comparisons.jpg)

Целью данной работы является получение, освоение и анализ необходимой информации о поверхностных отложениях планет земной группы, а так же составление сравнительной характеристики поверхностных отложений.

Для выполнения поставленной цели необходимо освятить следующие задачи:

Сбор необходимой информации о планетах земной группы;

Подбор и изучение специально литературы по теме исследования, а именно:

А) изучение общих сведений о планетах.

Б) изучение характеристик грунтов планет.

В) изучение исследований и экспедиций ученых на другие планеты.

Работа выполнена на кафедре инженерной и экологической геологии Московского Государственного Университета имени М.В. Ломоносова. Особую благодарность хочется выразить научному руководителю курсовой работы Королеву Владимиру Александровичу за неоценимую помощь при выполнении настоящей работы.



Глава 1. Поверхностные отложения Венеры

Венера - вторая внутренняя планета Солнечной системы. Планета получила свое название в честь «Венеры», богини любви. Венера классифицируется, как землеподобная планета, и иногда ее называют «сестрой Земли», потому что планеты похожи своими характеристиками.

Рис. 2 Планета Венера

(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Venus-real_color.jpg?uselang=ru)

1.1 Физические условия на поверхности Венеры

Венера - планета, ближе всех подходящая в движении своем к Земле. По своим размерам она схожа с Землей и так же обладает обширной атмосферой. Состоит атмосфера в основном из углекислого газа (96 %) и азота (почти 4 %). Водяной пар и кислород содержатся в ней в следовых количествах (0,02 % и 0,1 %). Венерианская атмосфера содержит в 105 раз больше газа чем земная. Давление вблизи поверхности достигает 95 атмосфер. Температура -- 750 К (475 °C). Причиной столь высокой температуры на Венере является парниковый эффект, создаваемый плотной углекислотной атмосферой. Плотность атмосферы Венеры у поверхности всего в 14 раз меньше плотности воды. Несмотря на медленное вращение планеты, перепада температур между дневной и ночной стороной планеты не наблюдается -- настолько велика тепловая инерция атмосферы. Атмосфера Венеры простирается до высоты 250 км.

Облачный покров расположен на высоте 30--60 км и состоит из нескольких слоёв. Химический состав облаков пока не установлен. Предполагается, что в них могут присутствовать капельки концентрированной серной кислоты, соединения серы и хлора. Измерения, проведённые с борта космических аппаратов, спускавшихся в атмосфере Венеры, показали, что облачный покров не очень плотный, и, скорее, напоминает лёгкую дымку.

1.2 Характеристика поверхности Венеры

Что касается строения Венеры, то она имеет три оболочки. Первая -- кора толщиной примерно 16 км. Далее -- мантия, силикатная оболочка, простирающаяся на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром, масса которого составляет около четверти всей массы планеты.

Исследование поверхности Венеры стало возможным с развитием радиолокационных методов. Наиболее подробную карту составил американский аппарат «Магеллан», заснявший около 98% всей поверхности планеты. Картографирование выявило на Венере обширные возвышенности, а так же многочисленное количество кратеров. 90% планеты покрыто застывшей базальтовой лавой.

Аппараты «Венера-15» и «Венера-16» в 1983-1984 годах произвели с помощью радиоволн картографирование большей части северного полушария. Американский «Магеллан» с 1989 по 1994 год произвёл более детальное (с разрешением 300 м) и почти полное картографирование поверхности планеты. На ней обнаружены тысячи древних вулканов, извергавших лаву, сотни кратеров, арахноиды, горы. Поверхностный слой (кора) очень тонок; ослабленный высокой температурой, он даёт много возможностей лаве вырваться наружу. Два венерианских континента -- Земля Иштар и Земля Афродиты -- по площади не меньше Европы каждый. Низменности, похожие на океанские впадины, занимают на Венере только одну шестую поверхности. Горы на Земле Иштар возвышаются на 11 км над средним уровнем поверхности.

Рис.3 Поверхность Венеры.

(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/16/Maat_Mons_on_Venus.jpg?uselang=ru)

Ударные кратеры -- редкий элемент венерианского пейзажа. На всей планете имеется лишь около 1000 кратеров. Внутренняя область некоторых кратеров заполнена лавой. Вокруг кратеров находятся участки, покрытые раздроблённой породой, выброшенной наружу во время взрыва при образовании кратера.

1.3 Характеристика поверхностных отложений

Современная поверхность Венеры в основном сформирована вулканическими процессами. По характеру отложения вулканических осадков различают «централизованный вулканизм» с четко определяемым центром активности и нецентрализованный, нерадиальный вулканизм траппового типа.

Однако без труда можно определить не раскаленный грунт планеты. На планете видны каменные глыбы протяженностью до 2 метров. А мелкие частицы грунта имею размер до 3 мм. Скорей всего это продукты разрушения каменных плит. Вид рыхлого грунта говорит о большом возрасте поверхности. Грунт может так же содержать вулканические пеплы, а некоторые плиты могут быть сцементированной коркой таких пеплов.

Поверхность Венеры, состоящая главным образом из базальтоидов, имеет неяркие характерные оттенки - черный и коричневый. Как и на Земле, основную окраску грунту придают соединения железа: двухвалентный ион дает зеленоватый тон, а трехвалентное железо - красноватый.

В грунте Венеры примерно половина составляет кремнезем (SiO2).

Таблица 1 - Состав поверхности Венеры в весовых процентах

Окислы	% содержания в почве.
SiO2	46,5
Al2O3	16,2
MgO	11,5
CaO	7,5
FeO	8,8
K2O	0,1
MnO	0,14

Таким образом, Венера, «сестра Земли» имеет сходные характеристики по отношению к нашей планете, однако различие между ними слишком велико, что бы сказать, что есть планеты похожие друг на друга.

Мы узнали, что Венера имеет размеры, схожие с Землей. Атмосфера, практически полностью состоит из углекислого газа ? 96 %. На поверхности планеты держится очень высокая температура, из-за парникового эффекта, который создается углекислой атмосферой.

Что касается внутреннего строения Венеры, то оно схоже с остальными планетами земной группы. Состоит из 3 частей: поверхностной коры, мантии и металлического ядра.

Поверхность Венеры сложена преимущественно вулканическими процессами. Но так же имеется большое содержание рыхлого грунта, что говорит о длительном существовании планеты.

Рис.4 Кратеры на поверхности Венеры.

(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mgn_p39146.png?uselang=ru)



Глава 2. Поверхностные отложения Марса

Марс - четвёртая по удалённости от Солнца и последняя планета входящая в земную группу. Седьмая планета по размеру в Солнечной системе. Названа в честь Марса -- древнеримского бога войны. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности. У Марса есть два естественных спутника -- Фобос и Деймос которые относительно малы и имеют неправильную форму.

Марс почти вдвое меньше Земли. Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн. км. Масса Марса составляет 10,7 % массы Земли. Марс имеет период вращения и смену времени года аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного. Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатной мантии толщиной 1800 км и ядра радиусом 1480 км.

Рис.5 Планета Марс.

(http://www.great-galaxy.ru/img/db/003.jpg)



2.1 Физические условия на поверхности Марса

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. По данным исследований атмосфера Марса состоит примерно на 95 % из углекислого газа.

Примерная толщина атмосферы -- 110 км. Температура на планете колеблется от ?153 на полюсе зимой и до более +20 °C на экваторе в полдень.

По данным давление атмосферы на среднем радиусе составляет 6,1 мбар. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Плотность атмосферы у поверхности ~0,020 кг/м3, общая масса атмосферы ~2,5·1016 кг. Однако втрое меньшая сила тяжести на поверхности Марса позволяет такому разряженному воздуху поднимать миллионы тонн пыли.

Еще одна особенность на планете Марс - это многочисленные пылевые вихри. Вихри часто наблюдаются и на Земле однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. А так же пылевые бури в марсианской атмосфере иногда могут бушевать месяцами.

На Марсе из-за низкого давления, не может быть жидкой воды. Она там присутствует либо в газообразном состоянии либо в виде льда. Замерзающие углекислый газ и водяной пар образуют полярные шапки, размер которых движением Марса по орбите меняется.

Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Для Северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето, в Южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Все это происходит из-за того, что орбита планеты весьма вытянута, и один и тот же сезон в разных полушариях протекает по-разному.

Небо на Марсе желтое или красноватое, из-за взвешенной в атмосфере пыли, рассеивающей свет.

2.2 Характеристика поверхности Марса

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети -- тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены, в основном, в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря --Ацидалийское и Большой Сырт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. В своё время, это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле, тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1--2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя -- 3--4 млрд лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса -- кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада. В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние под поверхностного льда.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов -- Фарсида и Элизий. Фарсида -- обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана -- гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий -- возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами -- купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания -- примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 кмІ. Кальдера имеет ширину 70 км и глубину 3 км.



Рис.6 Гора «Олимп» на Марсе.

(http://www.stihi.ru/pics/2012/10/20/10001.jpg)

Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной -- углекислого газа и вековой -- водяного льда. На южной полярной шапке были обнаружены действующие гейзеры, из которых вырываются струи углекислого газа, поднимаясь на большую высоту.

Так же на Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла. На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности. Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся.

2.3 Характерные свойства поверхностных отложений

Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы -- кремнезём (20-25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия.

Согласно данным зонда соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. Фактически, было обнаружено, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни. В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда.

Исследования марсианского грунта проводились с помощью спускаемых аппаратов «Викингов». Материал поверхности Марса найден более прочным, чем лунный реголит: мелкозернистый, очень слежавшийся, но легко рассыпающийся, с плотностью около 1,2 г/см3 (плотность камней - около 2,9 г/см3). Интересно, что в процессе безуспешных попыток взять пробы камней размером от 2 до 12 мм выяснилось, что их нет. Это - при обилии как мелкозернистого материала, так и камней размером больше 3 см.

Получен вывод, что исследованные образцы марсианского грунта по химическому составу не имеют сходства с какими-либо простыми земными минералами, но могут соответствовать их смеси. Подбор подходящей модели смеси привел к предположению, что значительная часть этого материала близка к нонтрониту. На Земле нонтронит является продуктом выветривания потоков базальтовой лавы в присутствии воды. На этом основании сделан вывод о большой роли на Марсе вулканов и воды в формировании подобных материалов.

Помимо анализа химического состава твердых частиц, на спускаемых аппаратах «Викингов» были предприняты поиски органических веществ и неорганических летучих соединений в составе образцов грунта. Оказалось, что марсианский реголит, вероятно, содержит значительное количество химически связанной и адсорбированной воды.

Рис.7 марсианский грунт.

(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Mars_from_Phoenix.jpg?uselang=ru)



Таким образом, Марс или как еще ее называют «красная планета», самая маленькая из планет земной группы. Достаточно сильно отличается от Земли, хотя и имеет небольшие сходства, особенно связанные с поверхностными отложениями. Планета изобильно усеяна разными вулканами, горами и возвышенностями. Гордостью планеты является гора «Олимп», которая считается самой большой горой в Солнечной системе.

Поверхность Марса преимущественно красного цвета из-за большого содержания железа, но основным составляющим почв является кремнезем.

Однако освоение планеты еще не закончено и ученым предстоит еще открыть и узнать много нового о Марсе.



Глава 3. Поверхностные отложения Луны

Луна - ближайшее к Земле земное тело, а так же единственный естественный ее спутник. Луна является самым ярким объектом Солнечной системы после Солнца. Луна является пятым по величине естественным спутником Солнечной системы.

Не смотря на то, что Луна является спутником Земли, ее параметры и параметры окружения сильно отличаются от параметром Земли.

Таблица 2 - Основные параметры Земли и Луны.

Характеристика	Земля	Луна
Диаметр (км)	12742	3476
Средняя плотность (г/смі)	5,52	3,33
Ускорение силы тяжести (см/секІ)	981	164
Температура поверхности (°С)	От +70 до -70	От +120 до -150
Атмосферное давление (мм рт. ст.)	760	10-13 - 10-16

Глубокий вакуум, длительное воздействие активной космической радиации и излучения Солнца, непрерывное падение метеоритов и малая сила тяжести создают несвойственные Земле условия формирования лунной поверхности.

3.1 Физические условия на поверхности Луны

Говоря о строении Луны, мы можем сравнивать ее с Землей. Луна состоит из коры, верхней мантии, средней мантии, нижней мантии и ядра.

Атмосфера Луны крайне разрежена. Когда поверхность не освещена Солнцем, содержание газов над ней не превышает 2,0·105 частиц/смі, а после восхода Солнца увеличивается на два порядка за счёт дегазации грунта. Разрежённость атмосферы приводит к высокому перепаду температур на поверхности Луны (от ?160 °C до +120 °C), в зависимости от освещённости. Температура пород, залегающих на глубине 1 м, постоянна и равна ?35 °C. Ввиду практического отсутствия атмосферы небо на Луне всегда чёрное со звёздами, даже когда Солнце находится над горизонтом.

Рис.8 Спутник Луна.

(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/Moon_merged_small.jpg?uselang=ru)

3.2 Характеристика поверхности Луны

Отсутствие гидросферы и биосферы играет важную роль в формировании лунного рельефа и грунтов поверхностного слоя Луны. Многочисленные гипотезы формирования лунного рельефа могут быть объединены в 2 группы. 1) объясняющие возникновение кратеров и цирков проявлением вулканических процессов Луны. 2) полагающие, что основным фактором является падение метеоритов.

Сторонники вулканической гипотезы утверждают, что лунные моря представляют собой опускания поверхности, заполненные расплавленной поднявшейся из лунных недр магмой. Согласно этой гипотезе образованные однажды формы рельефа изменялись, поэтому современная поверхность Луны является результатом взаимодействия многочисленных и длительных процессов. Предполагается, что образование кратеров многократно сменялось образованием морей.

Согласно метеоритной гипотезе, рельеф на поверхности Луны сформировался в результате бомбардировки поверхности метеоритными телами. В земных условиях атмосфера вызывает торможение или сгорание всех падающих объектов. На Луне же атмосфера отсутствует и падающий метеорит действует, как бомба большой взрывной силы.

Однако, обе теории образования рельефа имеют свои положительные и отрицательные стороны. Нельзя, являясь сторонником одной гипотезы, полностью отвергать другую. Очевидно, что скорее всего действовали оба механизма образования рельефа.

В итоге темные пятна на поверхности Луны были названы «морями» - это низменности, в которых нет ни капли воды. Дно их темное и сравнительно ровное. Большую часть поверхности занимают гористые, более белые пространства. Есть несколько горных хребтов, названных подобно земным, Альпами, Кавказом и т.д. Высота гор обычно достигает девяти километров.

Но основной формой рельефа являются кратеры. Их кольцевые валы высотой до нескольких километров окружают большие круглые впадины диаметром до 200 км, например Клавий и Шиккард. Всем крупным кратерам даны названия в честь ученых. Основными кратерами являются: кратер Тихо, Коперник и Кеплер.

Рис. 9 Основные детали на лунном диске. (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/62/Moondisk_main_visible_details.png?uselang=ru)

Z -- «лунный заяц», A -- кратер Тихо, B -- кратер Коперник, C -- Кратер Кеплер, 1 --Океан Бурь, 2 -- Море Дождей, 3 -- Море Спокойствия, 4 -- Море Ясности, 5 -- Море Облаков, 6 -- Море Изобилия, 7 -- Море Кризисов, 8 -- Море Влажности.

3.3 Характерные свойства поверхностных отложений

Существует несколько теорий образования поверхностного слоя Луны. Гипотеза об образовании осадочных горных пород предполагает, что на Луне могли присутствовать вода и атмосфера, которые в дальнейшем исчезли. После охлаждения Луны вода заполнила впадины морей, на дне которых и происходило накопление осадочных толщ.

Еще одни теория получившая свое место быть - это теория пылевого покрова. Согласно теории основную роль в образовании лунной поверхности играют экзогенные факторы. В результате эрозии лунной поверхности происходит постепенное измельчение вещества лунных скал и перенос продуктов денудации в пониженные места. Таким образом было предположено, что равнины морей, представляют собой бассейны заполненные пылью, толщина слоя которого может колебаться от нескольких метров до многих километров.

Гипотеза слоя грубообломочного метеоритного материала, возникшего в результате метеоритной бомбардировки. При ударе метеорита с космической скоростью происходит выброс материала поверхности в результате чего образуется слой пылевого и грубообломочного материала.

Однако, как бы там не было основным слоем поверхности Луны является - реголит. Реголит - неслоистый, рыхлый, разнозернистый обломочно-пылевой слой, достигающий толщины нескольких десятков метров. Состоит из обломков изверженных пород, минералов, стекла, метеоритов и брекчий ударно-взрывного происхождения, сцементированных стеклом. По гранулометрическому составу относится к пылеватым пескам. Цвет темно-серый.

Таблица 3 - Химический состав лунного реголита в процентах

Элементы	Доставлен «Луной-20» из материкового района в %	Доставлен «Луной-16» из морского района в %
Si	20	20
Ti	0,28	1,9
Al	12,5	8,7
Cr	0,11	0,20
F	5,1	13,7
Mg	5,7	5,3
Ca	10,3	9,2
Na	0,26	0,32

На основании исследований американские ученые пришли к выводу, что химическому составу лунные грунты не совпадают в точности ни с одной из земных пород.

Отличие от ультраосновных пород типа дунита или хондритовых метеоритов состоит в слишком малом содержании алюминия, кальция и кремния в лунных грунтах. С другой стороны, лунные грунты отличаются от гранитов недостатком SiO2 и избытком элементов группы кальция. Лунные грунты большего всего приближаются к земным базальтам и довольно редкой разновидности метеоритов - базальтовым ахондритам.

Из приведенных ниже исследований следует, что в областях лунных морей поверхность сложена базальтовыми породами магматического происхождения. Длительное воздействие на них метеоритной бомбардировки, космической радиации и солнечного излучения привело к созданию раздробленного, дисперсного слоя на поверхности, имеющего зернистое строение.

Таким образом, Луна - единственный спутник Земли, практически не имеет сходства с планетой, с которой она связана, кроме внутреннего строения. На Луне царит вакуум. Основным источником атмосферы являются газы, которые выделяются из лунной коры.

Основными особенностями лунной поверхности являются : высокопористая поверхность со сложной геометрической структурой. Мелкозернистая порода или непрозрачная тонкая пыль, частицы которой объединены в агрегаты. Низкая теплопроводность и плотность поверхностного слоя, заметная пористость. Характерный цвет поверхности - коричневато-серый или черновато-бурый.



Глава 4. Поверхностные отложения Фобоса и Деймоса

У планеты Марс есть два спутника: Фобос и Деймос. Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду. Фобос несколько больше Деймоса.

Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, снижая его орбиту, что, в конце концов, приведёт к его падению на Марс. Деймос же, напротив, удаляется от Марса.

Таблица 4 Основные характеристики спутников

Характеристика	Фобос	Деймос
Масса, 1018 г	9.9	2.0
Размеры, км Наибольший Наименьший	27 19	16 11
Плотность, г/см3	2.2	1.7

Изучение морфологии поверхности как у Фобоса, так и у Деймоса позволило выделить четыре основные группы поверхностных образований:

1) кратеры и непосредственно связанные с ними особенности (области, покрытые выбросами, реголит);

2) удлиненные депрессии, или борозды, а также системы параллельных борозд;

3) различные по альбедо структуры (темное вещество в кратерах, более светлые кратерные валы на Деймосе, так же как и светлые лентовидные образования);

4) гребневидные формы.



4.1 Характеристика спутника Фобос

Фобос -- один из двух спутников Марса. Был открыт американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Размеры Фобоса составляют 26,8 Ч 22,4 Ч 18,4 км. Фобос обращается на среднем расстоянии 9400 км от центра. Он делает один оборот за 7 ч 39 мин 14 с, что примерно на треть быстрее вращения Марса вокруг собственной оси.

Вследствие крайне малой массы атмосфера у Фобоса отсутствует. Чрезвычайно низкая средняя плотность Фобоса -- около 1,86 г/смі, указывает на пористую структуру спутника с пустотами, составляющими 25--45 % объёма. Из-за близости Марса сила тяготения на различных сторонах спутника различна. Причем на марсианской стороне она практически отсутствует.

Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса и в будущем приведёт к его падению на Марс.

Подобно лунным материкам поверхность Фобоса находится в состоянии «насыщения» кратерами. Наиболее заметным образованием на Фобосе является кратер Стикни диаметром 9 км. Кратер образовался в результате столкновения Фобоса с небольшим астероидом. Также на Фобосе была обнаружена система загадочных параллельных борозд возле этого кратера. Они прослеживаются на расстояниях до 30 км в длину и имеют ширину 100--200 метров при глубине 10--20 метров.

Только наиболее крупные борозды в окрестностях кратера Стикни имеют ширину 400 - 600 м при глубине 60 - 90 м и сложную топографию дна. Иногда на их дне встречаются тонкие линейные образования, которые сейчас принято интерпретировать как более молодые борозды.



Рис. 10 Фобос.

(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:221831main_PIA10368.png?uselang=ru)

В некоторых областях поверхности Фобоса наблюдается пересечение кратеров бороздами, вызывающими заметную их деформацию. Так, например, кратер Рош пересекает 21 борозда, каждая шириной 200 м, и он, по-видимому, несколько сплюснут в направлении, перпендикулярном бороздам, и несколько вытянут в направлении, параллельном им. Поскольку разность диаметров кратера порядка 400 м, то на каждую борозду приходится не меньше 20 м уширения, что составляет всего 0,1 их ширины.



4.2 Характеристика спутника Деймос

Деймос -- один из двух спутников Марса. Был открыт американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Размеры Деймоса составляют 15Ч12,2Ч10,4 км. Деймос считался самым маленьким из известных в Солнечной системе спутников. Диаметр Деймоса порядка 13 км, обращается он на среднем расстоянии 23500 км, с периодом обращения в 30 ч 17 мин 55 с. Он имеет почти круговую орбиту.

Деймос состоит из каменистых пород, на поверхности спутников имеется значительный слой реголита. Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой, чем у Фобоса за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь, скрывая неровности рельефа и перекрывающего кратеры диаметром менее 50 м.

На Деймосе только два геологических объекта, которые имеют собственные имена. Это кратеры Свифт и Вольтер. На поверхности Деймоса заметны многочисленные блоки, можно увидеть множество разбросанных по поверхности Деймоса глыб размером 10 - 30 м, которые могут быть обломками выброшенного материала из ближайших кратеров.

Светлый материал на Деймосе на 30% ярче, чем окружающая поверхность. Именно это обстоятельство и определяет более высокую интегральную яркость Деймоса по сравнению с Фобосом.



Рис. 11 Деймос.

(http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Deimos-MRO.jpg?uselang=ru)

4.3 Характеристика поверхности спутников

Формирование поверхности спутников происходило под воздействием ее интенсивной бомбардировки метеороидными телами. При ударах в процесс кратерообразования вовлекалась масса грунта, на несколько порядков превышающая массы падающих частиц. Следовательно, ударное преобразование поверхности стало преобладающим процессом, формирующим ее структуры для марсианских спутников.

Измельчение спутниковых пород вызывалось также нагреванием и охлаждением поверхности. Поверхности Фобоса и Деймоса подвержены воздействиям ультрафиолетового излучения, солнечного ветра и космических лучей. Эти потоки радиации, проводя сильную активацию вещества поверхности, образуют в нем свободные валентные связи и электрические заряды, которые в условиях глубокого вакуума могут существовать продолжительное время и способствовать цементации мелкозернистого вещества поверхности. Космический вакуум также способствовал слипанию частиц грунта под действием межмолекулярных сил.

Однако небольшая величина силы тяжести обусловила очень рыхлое залегание пород вещества на поверхности марсианских спутников. Этот-то слой грунта на Фобосе и Деймосе, подвергшийся ударной переработке в условиях высокого вакуума так же, как и на Луне, и называется реголитом.

Таким образом, спутники Марса имею очень маленькие размеры в Солнечной системе. Ученые определили, что Фобос и Деймос имею неправильную форму и маленькую массу.

Говоря о поверхности спутников, мы можем заметить, что они не обильны кратерами и другими особенностями, однако, грунт, имеющийся на спутниках, по своему составу очень сильно похож на грунт лунной поверхности.



Заключение

Всесторонне рассмотрены планеты земной группы, а именно сравнены их физические характеристики и записаны в таблицу 5.

Таблица 5 - Физические характеристики планет

Физическая характеристика	Венера	Земля	Марс	Луна	Фобос	Деймос
Радиус, км	6051,8	6378,1	3389	1737,10	11,1	6.2
Площадь поверхн. км2	4,60·108	5.1 ·108	1.4·108	3,793·107	6 100	-
Объем, км3	9,38·1011	10,83·1011	1,631·1011	2,1958·1010	-	-
Масса, кг	4,8685·1024	5,973·1024	0,641·1024	7,3477·1022	1,072·1016	1,48·1015
Плотность, г/см3	5,24	5,5153	3933	3,3464	1,876	1,471
Ускорение свободного падения, м/c2	8,87	9,780327	3,711	1,62	0,0084 --0,0019	0,0039
Период вращения	18 ч 11 мин 2 с	23 ч 56 м 4 с	24 часа 37 мин 22с	23 ч 56 мин 4 с	24 часа 37 мин 22с	24 часа 37 мин 22с
Температура	475 °C	?89,2 °C до 56,7 °C	?87 °C до ?5 °C	?240 °C до 117 °C	-40°C	-40°C
Атмосферное давление, МПа	9,2	101.325 кПа	0,4-0,87 кПа	-	-	-

А так же приведены и сравнены характерные грунты для каждой планеты земной группы в таблице 6.

Таблица 6 - Основные составляющие грунтов планет.

Планета	Венера	Земля	Марс	Луна	Фобос и Деймос
Основная составляющая почв	Базальты	Оксиды	кремнезем	Реголит	Реголит

Из этих таблиц видно, что состав грунта поверхностей зависит от определенных характеристик присущих каждой планете в отдельности. Некоторые характеристики могут быть похожи у планет, но в Солнечной системе все планеты разные, совершенно не похожие друг на друга. С другой стороны, мы освоили лишь малую часть космоса, что говорит о том, что нам еще предстоит узнать и исследовать много различных и интересных фактов о планетах.



Список литературы

1. В. Н. Жарков, В. И. Мороз. «Почему Марс?»

2. И.И. Черкасов - Первые итоги определения физико-механических свойств грунтов Луны - 1970

3. В. Н. Жарков, А. В. Козенко ФОБОС И ДЕЙМОС - СПУТНИКИ МАРСА

4. http://space-horizon.ru/articles/18

5. http://www.astrogalaxy.ru/052.html

6. http://full-moon.ru/

7. http://ru.wikipedia.org

Размещено на Allbest.ru

...