Вода в Солнечной системе

Размещено на http://www.allbest.ru/

МИНОБРНАУКИ РОССИИ

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего образования

«Омский государственный педагогический университет»

(ФГБОУ ВО «ОмГПУ»)

Факультет естественнонаучного образования

Кафедра географии и методики обучения географии

«Вода в солнечной системе»

реферат по дисциплине «Общее землеведение»

Направление 44.03.01_Педагогическое образование

Направленность (профиль)Географическое образование

Выполнила: студент 112 группы

заочного отделения

Евсеенко Наталья Николаевна

Научный руководитель:

Мезенцева Ольга Варфоломеевна

д.г.н., профессор кафедры географии и

методики обучения географии

Омск, 2019

Содержание

система солнечный вода

Введение

Меркурий

Венера

Земля

Марс

Пояс астероидов

Спутники Юпитера

Европа

Ганимед

Каллисто

Спутники Сатурна

Мимас

Энцелад

Титан

Спутники Нептуна

Тритон

Плутон

Заключение

Список используемой литературы

Введение

В процессе формирования планет Солнечной системы вода играла огромную роль. Изменения ее фазового состояния (превращение в пар или лед) определяли дальнейшую судьбу рождающихся планетоподобных тел. В ближайших окрестностях молодого Солнца с его мощным излучением образовалась почти пустая зона, «очищенная» от вещества. Вдали от него, где вода имела возможность конденсироваться в ледяную пыль, возникали гигантские газожидкие планеты семейства Юпитера. Близкие к Солнцу планеты т.н. «земной группы», к которым, кроме собственно Земли, относятся Меркурий, Венера и Марс, сформировались из материала, содержавшего сравнительно мало воды. Под действием непрерывных метеоритных ударов, разогревавших «планетные зародыши», она перемещалась в их внешние слои, и в итоге заметная ее часть оказалась в атмосферах, чему вдобавок способствовала первоначально высокая температура образующейся поверхности.

В дальнейшем две из этих четырех планет - наиболее легкие - не смогли «удержать» свои газовые оболочки и практически их потеряли.

Меркурий

У ближайшей к Солнцу планеты «убегание» атмосферы шло настолько быстро, что даже следов этого процесса не сохранилось - равно как и признаков существования жидкой воды. Вместо этого на меркурианской поверхности наблюдаются следы протяженных лавовых потоков. Из-за низкой гравитации, в сочетании с высокой температурой, вызванной близостью светила, Меркурий не мог удержать летучие вещества. В дальнейшем они (включая пары воды) продолжали выделяться из коры планеты, которая постепенно стала совершенно сухой. Современные исследования показывают, что в наши дни поверхность Меркурия в дневное время выделяет небольшие количества сравнительно низкокипящих элементов - главным образом щелочных металлов в парообразном состоянии. Днем в одном кубическом сантиметре крайне разреженной меркурианской атмосферы (т.н. экзосферы) регистрируется до 10 млн атомов испарившегося натрия. Ночью его почти не остается. Солнечный ветер «сдувает» экзосферу, формируя вытянутый хвост из атомов натрия и калия с противосолнечной стороны планеты. По некоторым данным, процесс выделения летучих веществ обладает слабой, но заметной периодичностью. По-видимому, это связано с местными неоднородностями состава коры в сочетании с медленным вращением Меркурия. Его удивительную особенность удалось установить в 1965 г. методами радиолокации: оказалось, что за два оборота вокруг Солнца (по 88 суток каждый) планета совершает ровно 3 оборота вокруг своей оси. Из-за такого резонансного вращения и высокого эксцентриситета орбиты на меркурианской поверхности выделяются «горячие долготы» у двух противоположных меридианов, попеременно обращенных к Солнцу в перигелии - самой низкой точке орбиты. Здесь поверхность подвергается наиболее интенсивному нагреву. Максимальная дневная температура достигает 710 К (437°С), а ночью она падает до 88 К (-185°С). 

В наше время реголит (смесь мелких частиц и более крупных осколков породы, образующихся при метеоритных ударах и укрывающих поверхность безатмосферных тел) безатмосферного Меркурия воды практически не содержит. Но есть одно возможное исключение - районы полюсов. В отличие от Земли и Марса, ось вращения ближайшей к Солнцу планеты практически перпендикулярна к плоскости ее орбиты. Поэтому времен года там нет, а в приполярных областях имеются места, где солнечные лучи никогда не освещают дно глубоких кратеров, в изобилии укрывающих поверхность. Сложными приемами межпланетной радиолокации удалось установить, что под слоем реголита в таких приполярных кратерах находятся скопления материала, диэлектрические свойства которого очень похожи на свойства обычного льда. Проведенные расчеты показали, что весьма эффективные теплоизолирующие характеристики меркурианского реголита обеспечивают сохранность находящихся под ним больших ледяных масс на протяжении миллиардов лет, несмотря на близость планеты к Солнцу. Таким образом, этот лед сохранился еще со времен образования Меркурия, когда выделявшаяся из недр или принесенная кометами вода конденсировалась в этих холодных «ловушках». Следует отметить, что похожими радиофизическими свойствами, наряду со льдом, обладает еще и сера. Поэтому нельзя исключить, что на самом деле вблизи меркурианских полюсов находятся не ледяные, а серные «залежи» - элементный состав планеты это вполне допускает. Но даже если бы там и была найдена вода в замерзшем состоянии - трудно представить, чтобы в таких неблагоприятных условиях могла возникнуть и эволюционировать жизнь «земного типа». 

Венера

По массе и размеру Утренняя звезда удивительно напоминает Землю. Но ее «сухость» по сравнению с нашей планетой относится к главным парадоксам планет земной группы. Если когда-то Венера и обладала запасами воды, к настоящему времени она их практически полностью потеряла - из-за особенностей эволюции и активной «утечки» водорода из атмосферы в космическое пространство. 

Венерианская атмосфера на 96,5% состоит из углекислого газа, почти все остальное - азот. На «среднем уровне» поверхности, соответствующем радиусу твердого тела планеты (6051 км), температура составляет 735 К (462°С), а давление - 92 бар (в 92 раза больше, чем у поверхности Земли). Общая масса атмосферных газов достигает огромных величин - порядка десятитысячной части от всей массы планеты, что вполне сравнимо с полной массой земных океанов. У Земли относительная масса атмосферы примерно в сто раз, а у Марса - в 10 тыс. раз меньше. Само собой разумеется, что при температуре 462° С* говорить не только об океане, но и вообще о жидкой воде не приходится. 

В 1960 г. была предложена подтвердившаяся вскоре гипотеза о том, что высокую температуру создает парниковый эффект (отсутствие воды он, впрочем, не объясняет), возникающий в атмосфере планеты. Само название «парниковый эффект» хорошо отражает физическую сторону явления: разница температур внутри и вне парника возникает за счет различий в прозрачности среды для приходящего и уходящего излучений. В оценке интенсивности этого эффекта определяющую роль играет отношение температуры поверхности к важной характеристике объекта - его эффективной температуре, которая определяет равновесное состояние планеты относительно падающего на нее солнечного излучения. У планет земной группы ничтожную добавку дает тепловыделение недр (у газовых гигантов эта «добавка» сравнима с притоком тепла извне). В целом планета должна излучать в космос столько же энергии, сколько ее поступает от Солнца и из внутренних источников. Если этот баланс нарушается - начинается рост или снижение средней температуры небесного тела. Подобный «нестабильный режим» характерен для малых тел Солнечной системы - комет и части астероидов, у которых в ходе движения по вытянутым орбитам сильно меняется гелиоцентрическое расстояние и соответственно степень освещенности Солнцем. 

Парниковый эффект - явление чрезвычайно сложное, но объяснить его можно просто. Атмосфера Венеры поглощает фиолетовые, синие и даже голубые лучи, но достаточно прозрачна в интервале от зеленой части спектра до ближнего инфракрасного диапазона (до 2 мкм). Такие лучи сравнительно легко проникают сквозь атмосферу, достигают темной поверхности и поглощаются ею, а также нижними атмосферными слоями. Поглощенная энергия переизлучается, но уже в другом - инфракрасном - диапазоне, для которого венерианская атмосфера почти непрозрачна, поэтому она действует, как теплое одеяло. Чтобы количество энергии, достаточное для соблюдения баланса, все же «вырвалось» и ушло в космос, яркость инфракрасного источника должна быть очень большой - с максимумом излучения около 4-6 мкм. Иными словами, его температура должна быть очень высокой. Отношение средней температуры поверхности Венеры к ее эффективной температуре достигает 3,22, что соответствует различию коэффициентов поглощения для солнечной и планетарной радиации примерно в 160 раз. Именно эти тонкости и определяют температурный режим Утренней звезды. 

Парниковый эффект Венеры связан с составом ее атмосферы - прежде всего, с углекислым газом. Однако расчеты показали, что «в одиночку» он настолько мощный эффект создать не может. Что-то еще «закрывает щели» в частоколе его спектральных полос, сквозь которые могло бы «вырваться» тепловое излучение. Это «что-то» оказалось ничтожным количеством водяного пара. Именно молекулы воды уплотняют газовое «одеяло» Венеры, и только бедность планеты водой спасает ее от еще более сильного разогрева. 

Но куда делась вода? В венерианской атмосфере ее примерно в 50 тыс. раз меньше, чем на Земле. Так как вся вода Венеры сосредоточена именно там, возникает закономерный вопрос: «родилась» ли планета уже «сухой» или же потеряла воду в ходе своей эволюции? Есть сторонники как той, так и другой версии. Исходя из того, что по составу Утренняя звезда очень похожа на Землю, можно утверждать, что выделившееся при ее образовании тепло - как и тепло, образующееся при радиоактивном распаде некоторых элементов в ее коре и мантии - инициировало мощные вулканические процессы. При извержениях выделялось большое количество водяного пара и углекислого газа, поступавших в атмосферу. На Земле их соотношение в среднем оказалось близким к 5:1. Вероятно, температура поверхности Венеры уже тогда была достаточно высокой из-за близости к Солнцу, что дополнительно ускоряло выделение летучих составляющих. В результате парниковый эффект все более усиливался, а температура неуклонно поднималась. Когда она достигла 647 К (374°С), вода полностью испарилась и оказалась в атмосфере. Но если бы водные запасы Венеры соответствовали земным, парниковый эффект был бы намного сильнее, полное давление у поверхности должно было бы достичь 350 бар, а температура - превысить 1000°С. 

Трудно сказать определенно, как протекал этот этап истории планеты. Несомненно другое: под действием ультрафиолетового излучения близкого Солнца в верхних атмосферных слоях при обилии водяного пара должна была происходить его диссоциация (распад) с быстрой потерей водорода, ускользавшего в космос. В результате этих потерь воды в газовой оболочке Венеры почти не осталось, а кислород оказался химически связан поверхностными породами. 

Существует гипотеза, что океаны на Утренней звезде вначале все-таки существовали, а процесс потери воды «запустила» какая-то глобальная катастрофа. Предпринимаются попытки связать с этой предполагаемой катастрофой и другие странные особенности Венеры - например, ее крайне медленное вращение вокруг оси (его период превышает длительность венерианского года, а направление противоположно направлению вращения других планет). Вид отдельных районов поверхности планеты действительно необычен. Геологи видят на снимках таких участков наслоение вулканических отложений и следы других тектонических процессов за время, превышающее миллиард лет, причем некоторые из этих процессов очень специфичны и на Земле практически неизвестны. 

«Сухость» Венеры проявляется и в составе ее облаков. По существу, это не облака, а очень толстый слой не слишком плотного тумана, состоящего из мельчайших капель концентрированной серной кислоты (H2SO4). Этот слой простирается между высотами 49 и 65 км. Его отражательные свойства определяют приток солнечной радиации. Именно его мы видим, когда любуемся самой яркой планетой. Серная кислота в облаках связывает значительную часть водяного пара. Она постоянно распадается и снова синтезируется в ходе сложных фотохимических и термохимических процессов, причем особую роль в них играет сернистый газ SO2. Неоднородное распределение серосодержащих компонентов проявляется в ультрафиолетовом диапазоне в виде спиральных полос, опоясывающих планету. Участвуя в формировании молекул серной кислоты, даже ничтожное количество воды в атмосфере Венеры влияет на ее метеорологию. 

Земля

Планеты принято считать несамосветящимися телами. На самом деле это справедливо только в отношении видимой части спектра. В тепловом инфракрасном диапазоне они «светят» весьма ярко - например, и Венера, и Земля имеют максимум излучения на волне 12 мкм. Тем не менее, условия на них кардинально отличаются. Это показывает, что «нормальные условия» на нашей планете вовсе не обязательно должны были стать такими, какими мы их видим, а эволюция земного климата требует пристального внимания и серьезных исследований, большим подспорьем в которых станут результаты изучения климатических особенностей Венеры. 

Наша планета располагает большим количеством воды. Масса земных морей и океанов, покрывающих 71% поверхности, составляет огромную величину - 0,00024 общей массы Земли. Самый распространенный вид ее ландшафта - это вид поверхности мирового океана (возможно, правильнее было бы назвать его «вассершафтом»), а вовсе не леса, равнины, горы или холмы. Вода определяет метеорологию Земли. Поверхность океана удобна для отсчета высоты рельефа. Наконец, вода стала той средой, в которой когда-то возникла жизнь. 

В земной атмосфере содержится заметное количество воды: даже в ясный безоблачный день ее можно было бы сконденсировать в слой сантиметровой толщины. Благодаря атмосферному водяному пару Земля также испытывает небольшой парниковый эффект. Отношение средней температуры земной поверхности к ее эффективной температуре составляет 1,15, что без всяких дополнительных затрат повышает температуру среды нашего обитания на 36°С. 

Вода Земли определяет и климатические свойства нашей планеты. Понимание путей эволюции гидросфер Земли и Венеры, как уже было сказано, важно и в практическом климатологическом значении. 

Причина, по которой Земля так богата водой - это ее положение в Солнечной системе. Как раз в интервале гелиоцентрических расстояний вблизи современной земной орбиты находились обогащенные водяным льдом планетные «зародыши» (планетезимали) и более мелкие объекты, в период формирования планет выпадавшие на молодую Землю и приносившие с собой воду. Около 60-70% воды «доставили» именно протопланетные и метеоритные тела, остальное выделилось при падении комет. Грубо говоря, в каждом стакане воды, которую мы пьем, около трети ранее входило в состав «хвостатых звезд». 

Марс

Однако в Солнечной системе есть планета, которая должна была получить гораздо больше воды, чем Земля, и стать подлинной планетой-океаном. Но этому помешали катастрофические события, имевшие место в период ее формирования. Лишь недавно появилась чрезвычайно интересная теория под немного легкомысленным названием «Большой гвоздь», с помощью которой удалось объяснить, почему Марс в итоге остался практически «сухим» и почему его масса почти в 10 раз меньше земной. Впрочем, эта тема выходит за рамки данного реферата.

Красная планета сформировалась из материалов, по составу подобных участвовавшим в формировании других планет земной группы. В процессе длительной эволюции поверхность Марса также подвергалась ударам падающих на него метеоритных тел различных размеров - от мелких пылинок до километровых глыб. Их падения образовали бесчисленные ударные кратеры и превратили верхний слой грунта в марсианский реголит - пыль красноватого опенка, мелкие и крупные обломки. 

Красноватый цвет присущ всем изображениям Марса, получаемым с помощью телескопов. Разреженная атмосфера планеты (как и атмосфера Венеры) на 95% состоит из углекислого газа, но давление ее почти в 14 тыс. раз ниже - и в 150 раз меньше атмосферного давления на Земле на уровне моря. Несмотря на это, ветры в ней способны поднимать большие массы пыли, так что в периоды глобальных пылевых бурь марсианская поверхность становится практически невидимой. В «спокойное» время пыль очень медленно оседает и образует тонкий слой на поверхности, а самые мелкие пылинки остаются в атмосфере и придают оранжевый цвет дневному небу. 

Среднее расстояние Красной планеты от Солнца в 1,52 раза больше соответствующего параметра Земли. Марс - холодная планета, средняя температура здесь составляет 213 К (-60° С). Поэтому «теплые», красновато-кирпичные опенки обманчивы. Лишь в экваториальных областях в полдень температура верхнего слоя грунта может стать положительной. По диаметру Марс почти вдвое меньше Земли и вдвое больше нашей Луны. Масса планеты составляет всего 11% земной, а ускорение свободного падения у ее поверхности - 3,72 м/с2 - почти совпадает с величиной этого ускорения на Меркурии. В основном марсианский рельеф равнинный, но вместе с тем планета обладает высочайшими в Солнечной системе горами (высотой до 24 км). Эти горы - древние вулканические образования, сконцентрированные в нескольких районах. Они представляют собой пологие вулканические конусы (щитовые вулканы), активно извергавшиеся сравнительно недавно - примерно 30-60 млн лет назад. В экваториальной зоне планеты расположен гигантский каньон Долины Маринера, вытянутый на 5 тыс. км. Но все эти особенности Марса стали известны только после того, как начались его исследования с помощью космических аппаратов. Астрономы прошлого безнадежно напрягали зрение, проводя ночи у своих телескопов... и не скупились на всякие околонаучные гипотезы.

В 1897 г. в русском переводе вышла книга знаменитого французского популяризатора науки Камилля Фламмариона «Живописная астрономия». В главе, посвященной Марсу, автор писал: «Человеческий мир Марса, вероятно, значительно опередил нас во всем и достиг большого совершенства... Эти неизвестные нам братья - не бестелесные души, но и не бездушные тела; это не сверхъестественные, но и не грубоестественные существа; они действуют, мыслят и рассуждают, как делаем это мы на Земле. Они живут в обществе, они состоят из семейств и образуют народы, они построили города и научились всяким искусствам». Журналы тех лет неизменно обращались к теме несчастных марсиан, страдающих от нехватки воды, о чем свидетельствовали опубликованные в 1877 г. сообщения об открытии на Марсе ирригационной системы каналов (которые на самом деле оказались оптической иллюзией). В конце XIX века в США был даже организован сбор средств на строительство ракеты, чтобы доставить на Марс воду и утолить жажду местных жителей. Как это нередко случается в наши дни, накопленные средства бесследно исчезли. 

С поисков воды начался поиск жизни на Марсе. Эксперименты по измерениям содержания водяного пара в атмосфере планеты ставились на самых первых советских космических аппаратах серии «Марс» и американских зондах серии Mariner. Уже в 1976 г. на марсианскую поверхность опустились два американских аппарата Viking со специальными приборами для определения признаков жизнедеятельности возможных марсианских организмов. Результаты этих экспериментов до сих пор вызывают споры в научном сообществе. 

Климат Красной планеты действительно оказался очень сухим и холодным. Вместе с тем, на снимках, сделанных с ареоцентрической орбиты, было найдено большое число образований, похожих на русла пересохших рек. Уже известно, что много воды содержат марсианские полярные шапки, но, по-видимому, это далеко не все ее запасы. После первых прямых измерений возникла и стала быстро развиваться идея о том, что основная их часть сконцентрирована в подпочвенной мерзлоте, куда ушла практически вся вода с поверхности. На ранних стадиях эволюции благодаря сильному парниковому эффекту климат планеты был теплым, возможно, часть ее поверхности даже занимал океан. Процесс потери атмосферы (которую Марс не мог удержать из-за своей малой массы**) и постепенного похолодания продолжался сотни миллионов лет, сопровождаясь медленной, но неумолимой «утечкой» воды в космическое пространство. Водоемы постепенно мелели, пока не высохли окончательно. 

Обычно считается, что жидкой воды на поверхности Марса нет - не только из-за низких средних температур, но и по причине низкого атмосферного давления. Общеизвестно, что высоко в горах вода кипит при пониженных температурах. Можно представить себе такую гору, где ее точка кипения опустится до 0°С. Это примерно соответствует условиям Красной планеты, где давление атмосферы у поверхности принимается равным 6,1 миллибар, что определяется термодинамическими свойствами системы «лед-вода-пар»: при давлении 6,1 мб и ниже вода кипит при любой температуре, превышающей так называемую «тройную точку» (0,01°С). Разумеется, на долю парциального давления водяного пара приходится ничтожная доля марсианского атмосферного давления - около одной десятитысячной. Реальные значения давления атмосферы у поверхности Марса, с его большими перепадами в ысот, лежат в широких пределах: от 0,6 мб на вершинах гигантских древних вулканов области Фарсида до 9 мб в глубоких (около 4 км) частях каньона Кондор и 10 мб на дне впадины Эллада, где открытая водная поверхность могла бы сохраняться до тех пор, пока не замерзнет. Таким образом, утверждение о том, что вода на поверхности соседней планеты вообще не может существовать в жидком виде, неверно. Другое дело, что ее запасы там весьма ограничены. 

Недавно в представлениях о Марсе как «сухой, мертвой планете» произошел перелом. Камеры, установленные на его новых искусственных спутниках, обладают весьма высоким разрешением - порядка долей метров. Полученные ими снимки позволили выделить особые классы объектов, которыми могут быть возникающие в наши дни потоки воды (или водно-грязевые потоки) и их источники. Нельзя сказать, что подозрительных образований раньше не замечали совсем - просто однозначно установить их природу было значительно сложнее. 

Сухость и морозность климата Марса заставила исследователей искать альтернативу жидкой воде. Известна гипотеза о том, что сжиженный в условиях низких температур углекислый газ мог бы быть той средой, потоки которой формируют широкие овраги на склонах кратеров. Все аспекты этой гипотезы были рассмотрены детально. Выяснилось, что ни конденсированный СO2, ни его клатраты (нестойкие соединения с водой) не могут накопиться в марсианском грунте в достаточных количествах, и что овраги не могут быть образованы жидким углекислым газом. Наиболее вероятным механизмом их формирования все же остается воздействие потоков жидкой воды. 

Источником воды в настоящее время может быть только таяние подпочвенного льда (или вечной мерзлоты) под действием потока эндогенного тепла, возникающего при распаде содержащихся в коре Марса радиоактивных элементов. Судя по всему, вода существует в некоторых районах планеты на глубине от 150 до 500 м. Источники грунтовых вод обнаружены на равнине Амазония, где давно предполагалось существование промерзших озер, укрытых слоем грунта. Следы «свежих» водных потоков радикально меняют представление о Марсе как о гидрологически мертвой планете. По-видимому, внезапно появляющиеся вытянутые темные образования связаны с обильными источниками жидкой воды, возникающими на склонах кратеров и обрывах, неглубоко под уровнем окружающих равнин.

Структура узких протяженных склоновых оврагов с притоками, образованных, как предполагается, потоками воды, имеет необычный вид, «противоположный» ходу земных склоновых рек: они сужаются по мере опускания по склону, заканчиваются тонким ручьем и исчезают на дне долины или кратера. Основное русло, как и притоки, кажутся направленными вверх по склону. Этому кажущемуся парадоксу найдено простое физическое объяснение. В условиях низких температур переход в твердую фазу следует рассматривать в динамике: выбрасываемая ключами или родниками теплая вода соприкасается с холодным грунтом, частично впитывается и замерзает, образуя ледяное ложе, по которому поток распространяется дальше, где продолжается его взаимодействие с грунтом, вызывающее его дальнейшее охлаждение и переход все большей части «изверженной» воды в фазу льда. Растворенные в грунтовых водах соли понижают точку замерзания. Расстояние от источника, пройденное жидким потоком, зависит от его начальной температуры, а также температуры грунта. В теплой экваториальной зоне, на гладких склонах та кое расстояние, как показывают снимки, может достигать 6 км. Легко объясняется и парадокс кажущихся боковых «притоков» - на самом деле это ответвления, в которых вода быстро застывает.

В случае высокого дебета источника и/или достаточно высокой температуры окружающей среды на дне долины может возникнуть резервуар, собирающий потоки, со стенками из пропитанного водой замороженного грунта и льда. Подобные резервуары известны и на Земле, но образованы они из устойчивых к положительным температурам материалов. На новых снимках Марса обнаружены объекты, которые могут быть небольшими водохранилищами - возможно, частично или полностью замерзшими. 

Местами на Красной планете существуют активные водные источники, а также, по-видимому, устойчивые каналы грунтовых вод и их резервуары. 

Марс - действительно сухая и морозная планета, но в некоторых его районах жидкая вода должна присутствовать в заметных количествах. Если поиск марсианской жизни надо было начинать с поиска воды, то эта задача, очевидно, решена. Осталась, в общем-то, самая малость - найти собственно жизнь. И можно не сомневаться, что ученые приложат максимум усилий для решения этой проблемы.

Пояс астероидов

Вода, вероятно, присутствует на астероидах класса С пояса астероидов, а также пояса Койпера и малых групп астероидов (в том числе земной группы) в связанной форме. Подтверждено наличие гидроксильных групп в минералах астероида Бенну - а это говорит о том, что минералы когда-то входили в контакт с жидкой водой.

Спутники Юпитера

Европа

По размерам, луна Юпитера меньше нашего земного шара. Но, при этом, воды там в два раза больше, чем у нас. Глубина океана, который находиться под слоем льда, превышает 100 км. Из-за радиационного и ультрафиолетового воздействия на водяной лед, жидкость распадается на водород и кислород. Более легкий газ улетучивается. Ввиду наличия множества трещин на поверхности луна, кислород попадает в океан и питает его. Это делает ее похожую на земную морскую воду. Жидкость под ледяным панцирем не замерзает.

Ганимед.

Ганимед состоит из примерно равного количества силикатных пород и водяного льда. Это полностью дифференцированное тело с жидким ядром, богатым железом. Предположительно, в его недрах на глубине около 200 км между слоями льда есть океан жидкой воды. Внешняя ледяная корка Ганимеда имеет толщину до 800 км.

Каллисто

Средняя плотность Каллисто равна 1,83 г/см. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов. Массовая доля льдов составляет около 49-55 %.

Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной литосфере, толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50-200 км. Было обнаружено, что Каллисто взаимодействует с магнитным полем Юпитера как хорошо проводящий шар: поле не может проникнуть в недра спутника, что указывает на наличие сплошного слоя из электропроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5 % по массе) аммиака или иного антифриза. В таком случае глубина океана может доходить до 250-300 км

Спутники Сатурна.

Мимас

Низкая плотность Мимаса (1,15 г/смі) показывает, что он состоит в основном из водяного льда с небольшими вкраплениями камней. Никаких веществ, кроме льда, на его поверхности не обнаружено (по состоянию на 2014 год). Из-за действия приливных сил СатурнаМимас существенно вытянут: его длинная ось на 9 % превышает короткую. Вытянутость спутника хорошо заметна на снимках, переданных автоматической межпланетной станцией «Кассини».

Амплитуда либрации Мимаса, происходящей с периодом 0,945 суток (аномалистический период обращения), оказалась почти вдвое больше ожидаемой. Это может объясняться наличием плотного продолговатого ядра или глобального подповерхностного океана. Последнее маловероятно, так как энергии от распада радиоактивных элементов в недрах Мимаса не хватило бы для плавления льда; кроме того, на поверхности спутника нет признаков какой-либо геологической активности его недр. Но авторы открытия не исключают, что существование океана может поддерживаться приливным нагревом, обеспечиваемым эксцентричностью орбиты.

Энцелад

В 2005 году изучение Энцелада начал межпланетный зонд «Кассини», который получил более подробные данные о поверхности спутника и происходящих на ней процессах. В частности, был открыт богатый водой шлейф, фонтанирующий из южной полярной области .Это открытие, наряду с признаками наличия внутреннего тепла и малым числом ударных кратеров в области южного полюса, указывает на то, что геологическая активность на Энцеладе сохраняется по сей день. 

Титан

Поверхность Титана в основном состоит из водяного льда и осадочных органических веществ, геологически молодая, в основном ровная, за исключением небольшого количества горных образований и кратеров, а также нескольких криовулканов. Плотная атмосфера, окружающая Титан, долгое время не позволяла увидеть поверхность спутника вплоть до прибытия аппарата «Кассини-Гюйгенс» в 2004 году.

Несмотря на низкую температуру, Титан сопоставляется с Землёй на ранних стадиях развития, и нельзя исключать, что на спутнике возможно существование простейших форм жизни, в частности, в подземных водоёмах, где условия могут быть гораздо комфортнее, чем на поверхности

Спутники Нетуна

Тритон

Предполагается, что Тритон имеет массивное каменно-металлическое ядро ,составляющее до ? его общей массы, окружённое ледяной мантией с коркой водяного льда и слоем азотного льда на поверхности. Содержание водяного льда в составе Тритона оценивается от 15 до 35 %.

Плутон

Как и большинство тел пояса Койпера, Плутон состоит в основном из камня и льда. Хотя льдом из метана и азота покрыта большая часть поверхности Плутона, эти материалы недостаточно тверды, чтобы формировать горы. Скорее всего, жесткий материал, который подошел для формирования горных пиков - это водяной лед. уществует гипотеза, что на Плутоне существует океан воды, скрытый толщами льда.

Заключение

Без воды Солнечная система просто не смогла бы образоваться в своем нынешнем виде и составе. Мощное излучение вокруг Солнца создало чистый ареал без признаков планетного вещества, а за пределами этой зоны начали формироваться планеты. От количества воды в веществе зависело то, какой станет планета: твердой (Земля, Марс, Меркурий) или газовой (Юпитер). В нашем случае вода постепенно переместилась в внешний слой и стала частью атмосферы.

Список используемых источников

1. Беков, А. П. Атлас планет и объектов строения нашей Солнечной системы. Фундаментальная наука / А.П. Беков. - М.: Грааль, 2003. - 517 c.

2. Беков, А. П. Земля - 9-ая планета нашей Солнечной системы. Книга 1 / А.П. Беков. - М.: Грааль, 2002. - 622 c.

3. Перельман, Я. И. Межпланетные путешествия / Я.И. Перельман. - М.: Книга по Требованию, 2012. - 272 c.

Размещено на Allbest.ru