Солнечная система. 3
Содержание:
Стр.
Введение…………………………………………………………
1. Солнечная система……………………………………………………………
2. Солнце………………………………………………………………
3. Планеты, входящие в состав Солнечной системы…………………………………9
Заключение……………………………………………………
Список использованной литературы…………………………………………………
Введение
Парадокс современной астрономии состоит в удивительно низком уровне знаний о Солнечной системе. Астрономия в рамках известных физических законов способна построить близкие к реальности модели рождения, жизни и смерти небесных объектов, размеры, массы, энергетическая отдача и удаленность которых громадны по сравнению с реалиями повседневного опыта. И в то же время нет надежной модели происхождения и формирования планет и спутников Солнечной системы, неизвестно, как образуются и откуда появляются кометы, неясно, содержат ли астероиды первичное вещество или являются осколками однажды уже сформировавшихся планетных тел.
1. Солнечная система
Солнечная система - это одна из звездных систем Млечного пути, образованная гравитационным полем Солнца и простирающаяся на расстояние более 1 св. г. от него (~125000 а.е.). Хотя на таком расстоянии, Солнце способно удержать только мельчайшие частицы космического вещества, самые же далекие кометы не улетают от него дальше 5000 а.е. А орбиты самых удаленных астероидов обнаружены в пределах 2500 а.е.
Однако, вы можете видеть, что размеры Солнечной системы поистине огромны и отнюдь не ограничены орбитами основных планет. Но давайте теперь разберемся, из чего же состоит Солнечная система, какие тела входят в ее состав и т.д. В составе Солнечной системы: 1 звезда, 8 планет, 5 карликовых планет, более 100 их спутников, более 300000 астероидов, более 1.000.000.000 метеороидов, 2 пояса астероидов, 4 скопления астероидов, более 400 короткопериодических и, возможно, еще больше долгопериодических комет, почти 100 домоклоидов, несколько малых тел, межпланетная пыль свободные атомы и частицы солнечного ветра. Обо всех них будет рассказано ниже, а начнем мы с изучения эволюции нашей звездной системы.
По самым современным научным исследованиям, Солнечная система возникла около 6 млрд. лет назад. Как и любая звездная система она начала свою жизнь из планетарной туманности, оторвавшейся за счет центробежной силы от общего вещества галактики. В течении 1-2 млрд. лет планетарная туманность сжималась за счет собственной массы и, продолжая вращаться, приобрела дискообразную форму, с ядром в центре, аналогичную форме нашей галактики. Из этого ядра и начало, путем сжатия, формироваться Солнце. 4,59 млрд. лет назад сжатие ядра достигло такой степени, что газы в его центре разогрелись до нескольких миллионов градусов. При такой температуре начала происходить ядерная цепная реакция, в результате которой взорволась так называемая новая звезда. В течение следующих 500 млн. лет из оставшегося вещества образовывались, по аналогичной схеме, планеты со своими системами. Очередность их возникновения на данный момент является спорной и, по нашему мнению, не принципиальной. Приблизительный возраст всех 8 планет, как самостоятельных космических тел, составляет 4 млрд. лет. Из частиц, оставшихся после этого образования позднее сформировались остальные тела Солнечной системы. Вероятность того, что какое-то из них было "захвачено" тяготением Солнца из внешнего космоса крайне мала.
2. Солнце
Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но, увы, приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).
Солнце – центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального класса G2.
1. Расстояние от Солнца до центра галактики – 104пк~3/3*104 световых лет;
2. скорость движения Солнца вокруг центра Галактики – 250 км/с;
3. период обращения Солнца вокруг центра Галактики - 2*108 лет;
4. земной наблюдатель видит солнечный диск под углом 0,5°;
5. масса MS ~ 2*1023 кг;
6. RS~629 тыс. км;
7. Объем - 1,41*1027 м3, что почти в 1300 раз превосходит объем Земли;
8. средняя плотность 1,41*103 кг/м;
9. светимость LS=3,86*1023 кВт;
10. эффективная температура поверхности (фотосфера) - 5780 К;
11. период вращения (синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов;
12. ускорение свободного падения 274 м/с2. (при таком огромном ускорении силы тяжести человек массой 60 кг весил бы более 1,5 т.).
Химический состав Солнца был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Открыто там много и других химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.), но все вместе они составляют очень малую долю по сравнению с водородом. На Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле. Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же веществ, что и Земля. Но на разных небесных телах вещество может находиться в самых различных состояньях.
Корона Солнца во внутренней части представляет собой чрезвычайно разреженное облако легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном пространстве.
В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.
Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.
Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.
Плотность, температура и давление Солнца уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Атмосферу принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.
Фотосфера - это видимая поверхность Солнца, которая знакома нам лучше всего. Она достигает толщины всего чуть более 100 км, что чрезвычайно мало по сравнению с радиусом Солнца. Фотосфера полностью поглощает и переиспускает излучение, идущее из солнечного ядра, из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Тем самым этот слой солнечной структуры не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца. Температура фотосферы в среднем около 5800 К, а плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха. По мере приближения к внешнему краю фотосферы температура уменьшается до 4800 К. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца (именно по ней пределяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца)
Даже в самый обычный телескоп на видимой поверхности Солнца, фотосфере, можно увидеть множество интересных деталей таких как Солнечные пятна, яркие фотосферные факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере получают измеряя скорости движения плазмы с использованием эффекта Доплера, например, именно так были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией.
Хромосфера Солнца становится видимой, например, когда при полном солнечном затмении Луна закрывает яркую фотосферу. Хромосфера неоднородна по структуре, расположена над фотосферой и простирается на 8 000 километров. Температура слоя увеличивается с высотой с 4000 до 100 000 градусов, это уже довольно много, однако хромосфера настолько разрежённая, что яркость её все же незначительна. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.
Хромосферный слой не имеет гладкой поверхности: на его верхней границе постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Если наблюдать хромосферу в телескоп, то можно подумать, что смотришь на горящие прерии. В настоящее время разработаны специальные фильтры, которые прекрасно пропускают свет, излучаемый хромосферой. Использование таких фильтров дало ощутимые результаты - на хромосфере, как и на фотосфере, видны факелы, пятна и вспышки. Так же можно увидеть множество друих интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом.
Горячая корона Солнца отделена от существенно более холодной хромосферы очень тонким слоем солнечной атмосферы. Температура на нижней границе переходного слоя составляет всего около 100 000 градусов, чрезвычайно быстро растет с высотой и достигает на верхней границе уже 1 000 000 градусов. Переходный слой был объектом исследования множества космических обсерваторий так как излучение вещества этого слоя лежит в ультрафиолетовой области, недоступной для наблюдений с земной поверхности.
Корона — это последняя внешняя оболочка Солнца, самая протяженная часть солнечной атмосферы. Этому слою свойственна очень высокая температура (от 600 000 до 5 000 000 градусов). Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, магнитным эффектом и воздействием ударных волн, однако этот вопрос еще недостаточно изучен и носит название "Проблемы нагрева солнечной короны". В связи с тем, что температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходит сквозь земную атмосферу и в последнее время активно изучаются с помощью космических аппаратов. Такой способ изучения короны продуктивен еще и потому, что другие слои атмосферы Солнца, фотосфера и хромосфера, почти не производят рентгеновского излучения. В видимом свете корона Солнца видна с Земли во время полных затмений как лучистый ореол, окружающий закрытый солнечный диск, однако в этом диапазоне яркость короны невелика. Это связано с невысокой плотностью вещества в этой области солнечной атмосферы.
Излучение в разных областях
короны происходит неравномерно. Существуют
горячие активные и спокойные
области, а также корональные
дыры с относительно невысокой температурой
в 600 000 градусов, из которых в пространство
выходят магнитные силовые
Солнечная активность это совокупность нестационарных явлений на Солнце. К этим явлениям относятся солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы, флоккулы, протуберанцы, корональные лучи, конденсации, транзиенты, спорадическое радиоизлучение, увеличение ультрафиолетового, рентгеновского и корпускулярного излучения и др. Большинство этих явлений тесно связаны между собой и возникают в активных областях. В их протекании отчётливо видна цикличность со средним периодом 11.2 года, а также с периодами 22, 80-90 лет и др.
В процессе развития активной области в атмосфере Солнца иногда возникают ситуации, при которых возможна быстрая перестройка магнитных полей. Эта перестройка вызывает вспышки, сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц и т.д. Вспышки на Солнце представляют собой самые мощные из всех проявлений Солнечной активности. Такие вспышки, как правило, наблюдаются вблизи пятен. Обычно бывает несколько слабых вспышек за день.
Поток выброшенных при вспышке частиц примерно через сутки достигает орбиты Земли и вызывает на Земле магнитную бури и полярные сияния. Имеются свидетельства сильного влияния вспышечной активности на погоду и состояние биосферы Земли.
Как показали исследования Теодора Ландшайдта, уровень Солнечной активности зависит от взаиморасположения планет и от ряда других астрологических факторов. Более того, Ландшайдт разработал методику, позволяющую сугубо астрологическими методами прогнозировать изменения в Солнечной активности. Долговременные предсказания вспышек Солнечной активности и геомагнитных бурь, которые делает Ландшайдт, сбываются (по данным проверки астрономов) на 90% (!).
Таким образом, если Солнечная активность зависит от астрологических факторов, то и все явления на Земле, связанные с изменением Солнечной активности, также зависят от астрологических показателей.
3. Планеты, входящие в состав Солнечной системы
Венера
Это вторая от Солнца и ближайшая к Земле планета – самая яркая «звезда» на нашем небе; порой она видна даже днем. Венера во многом похожа на Землю: ее размер и плотность лишь на 5% меньше, чем у Земли; вероятно, и недра Венеры похожи на земные. Поверхность Венеры всегда закрыта толстым слоем желтовато-белых облаков, но с помощью радаров она исследована довольно подробно. Вокруг оси Венера вращается в обратном направлении (по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса) с периодом 243 земных суток. Ее орбитальный период 225 суток; поэтому венерианские сутки (от восхода до следующего восхода Солнца) длятся 116 земных суток.
Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа, а также небольшого количества азота и паров воды. В виде малых примесей обнаружены соляная кислота и плавиковая кислота. Температура на Венере около 750C по всей поверхности и днем, и ночью.
Облака Венеры состоят из микроскопических капелек концентрированной серной кислоты. Верхний слой облаков удален от поверхности на 90 км, температура там около 200C; нижний слой – на 30 км, температура около 430C. Еще ниже так жарко, что облаков нет. Разумеется, на поверхности Венеры нет жидкой воды. Атмосфера Венеры на уровне верхнего облачного слоя вращается в том же направлении, что и поверхность планеты, но значительно быстрее, совершая оборот за 4 сут; это явление называют суперротацией, и объяснения ему пока не найдено.
В отличие от Земли на Венере нет четко выраженных континентальных плит, но отмечается несколько глобальных возвышенностей, например земля Иштар размером с Австралию. На поверхности Венеры множество метеоритных кратеров и вулканических куполов. Очевидно, кора Венеры тонка, так что расплавленная лава подходит близко к поверхности и легко изливается на нее после падения метеоритов. Поскольку дождей и сильных ветров у поверхности Венеры не бывает, эрозия поверхности происходит очень медленно, и геологические структуры остаются доступными для наблюдения из космоса сотни миллионов лет. О внутреннем строении Венеры известно мало. Вероятно, у нее есть металлическое ядро, занимающее 50% радиуса. Но магнитного поля у планеты нет вследствие ее очень медленного вращения. Нет у Венеры и спутников.
Земля
Земля - это третья планета
Солнечной системы и
Скорее всего уже в первый миллиард лет своего существования из остатков протопланетного облака образовался единственный спутник нашей планеты - Луна. Однако, существуют и иные версии ее происхождения. По одной из них, Луна "оторвалась" от Земли под действием центробежной силы. По другой, Луна образовалась из кольца астероидов, окружавших Землю, есть даже версия о том, что наш спутник откололся от удара крупного метеорита в момент, когда поверхность Земли была еще жидкой.
Марс
Марс похож на Землю, но почти вдвое меньше ее и имеют несколько меньшую среднюю плотность. Период суточного вращения (24 ч 37 мин) и наклон оси (24°) почти не отличаются от земных.
Земному наблюдателю Марс
кажется красноватой
В телескоп на Марсе видны яркие оранжевые области и более темные районы, тон которых меняется в зависимости от сезона. На полюсах лежат ярко-белые снежные шапки.
Красноватый цвет планеты связан с большим количеством окислов железа (ржавчины) в ее грунте.
Разреженная атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа и на 3% из азота. В малом количестве присутствуют водяной пар, кислород и аргон. При таком низком давлении не может быть жидкой воды. Средняя дневная температура 240 C, а максимальная летом на экваторе достигает 290 C. Суточные колебания температуры около 100 C. Таким образом, климат Марса – это климат холодной, обезвоженной высокогорной пустыни.
В высоких широтах Марса зимой температура опускается ниже 150 C и атмосферный углекислый газ замерзает и выпадает на поверхность белым снегом, образуя полярную шапку. Периодическая конденсация и сублимация полярных шапок вызывает сезонные колебания давления атмосферы на 30%. К концу зимы граница полярной шапки опускается до 45°–50° широты, а летом от нее остается небольшая область (300 км диаметром у южного полюса и 1000 км у северного), вероятно, состоящая из водяного льда, толщина которого может достигать 1–2 км.
Иногда на Марсе дуют сильные ветры, поднимающие в воздух тучи мелкого песка. Особенно мощные пылевые бури бывают в конце весны в южном полушарии, когда Марс проходит через перигелий орбиты и солнечное тепло особенно велико. На недели и даже месяцы атмосфера становится непрозрачной от желтой пыли. Отложения пыли так сильно меняют вид марсианской поверхности от сезона к сезону, что это заметно даже с Земли при наблюдении в телескоп. В прошлом эти сезонные изменения цвета поверхности некоторые астрономы считали признаком растительности на Марсе.
Геология Марса весьма разнообразна. Большие пространства южного полушария покрыты старыми кратерами, оставшимися от эпохи древней метеоритной бомбардировки (4 млрд. лет назад). Значительная часть северного полушария покрыта более молодыми лавовыми потоками. Особенно интересна возвышенность Фарсида, на которой расположены несколько гигантских вулканических гор. Высочайшая среди них – гора Олимп – имеет поперечник у основания 600 км и высоту 25 км. Хотя признаков вулканической активности сейчас нет, возраст лавовых потоков не превышает 100 млн. лет, что немного по сравнению с возрастом планеты 4,6 млрд. лет.
Одним из интереснейших геологических открытий, сделанных по снимкам с космических аппаратов, стали разветвленные извилистые долины длиной в сотни километров, напоминающие высохшие русла земных рек. Это наводит на мысль о более благоприятном климате в прошлом, когда температура и давление могли быть выше и по поверхности Марса текли реки. Правда, расположение долин в южных, сильно кратерированных районах Марса указывает на то, что реки на Марсе были очень давно, вероятно, в первые 0,5 млрд. лет его эволюции. Теперь вода лежит на поверхности в виде льда полярных шапок и, возможно, под поверхностью в виде слоя вечной мерзлоты.
Внутреннее строение Марса изучено слабо. Его низкая средняя плотность свидетельствует об отсутствии значительного металлического ядра; во всяком слу-
чае оно не расплавлено, что следует из отсутствия у Марса магнитного поля.
Юпитер
Крупнейшая планета Солнечной системы, Юпитер, в 11 раз больше Земли и в 318 раз массивнее ее. Его низкая средняя плотность указывает на состав, близкий к солнечному: в основном это водород и гелий. Быстрое вращение Юпитера вокруг оси вызывает его полярное сжатие на 6,4%.
В телескоп на Юпитере видны облачные полосы, параллельные экватору; светлые зоны в них перемежаются красноватыми поясами. Вероятно, светлые зоны – это области восходящих потоков, где видны верхушки аммиачных облаков; красноватые пояса связаны с нисходящими потоками, яркий цвет которых определяют гидросульфат аммония, а также соединения красного фосфора, серы и органические полимеры. Температура на уровне верхушек аммиачных облаков 125C, но с глубиной она увеличивается на 2,5 C/км. На глубине 60 км должен быть слой водяных облаков. У Юпитера нет твердой поверхности. Верхний слой планеты протяженностью 25% радиуса состоит из жидкого водорода и гелия. Ниже, где давление превышает 3 млн. бар, а температура 10 000 C, водород переходит в металлическое состояние. Возможно, вблизи центра планеты есть жидкое ядро из более тяжелых элементов с общей массой порядка 10 масс Земли. В центре давление около 100 млн. бар и температура 20–30 тыс. C.
Меркурий
Меркурий - это ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние планеты от него - 57.000.000 км. Меркурий — самая маленькая планета. Его радиус составляет всего 2440 км, что меньше радиуса спутника Юпитера Ганимеда и спутника Сатурна Титана. Год на Меркурии длится 88 земных суток. Продолжительность одних суток на Меркурии составляет 58,65 земных.
Меркурий относится к внутренним планетам, так как его орбита лежит внутри орбиты Земли. По одной из версий, ранее он был спутником Венеры, но впоследствие был ею утерян. Строение Меркурия вы можете видеть на приведенной схеме.
Сатурн
Сатурн - вторая по размеру планета Солнечной системы, обладающая также второй по размеру системой спутников (известно 62). Однако, он известен не этим. Сатурн обладает потрясающей системой колец, такой, огромной, что кольца могут быть увидены с Земли. Когда Галлилей увидел Сатурн в телескоп, он очень удивился, подумав что у планеты есть ушки (его телескоп имел увеличение в 30 крат). До конца своей жизни он так и не понял, что же он открыл, тем более, что через некоторое время Сатурн встал ребром и кольца пропали из виду. Дело в том, что кольца необычайно тонки (около 10 м), в отличае от Юпитера, кольца которого "питаются" от рассыпающихся спутников внутри них (Метида и Амальтея), Сатурн получил свои кольца при рождении из остатков протопланетного облака.
Сатурн также наделен плотной атмосферой и схож с Юпитером по составу. Но он гораздо менее плотный, если бы его мождно было бы поместить в огромный океан (из воды), то он бы не утонул, а поплыл как мячик. В этом отношении Сатурн единственная такая планета.
Крупнейший спутник Сатурна
- Титан превышает по размерам Меркурий
и наделен толстым слоем
Уран
Уран - седьмая планета Солнечной системы. Он уникален тем, что совершая свой путь по орбите вокруг Солнца, он катится набоку, словно бочка, так что его польсы обращены к нам поочередно. Возможно, что миллионы лет назад он столкнулся с гигантским телом и повалился набок.
Среднее расстояние от Урана до Солнца - 2.869.000.000 км, это значит, что он в 19 раз дальше от Солнца, чем Земля. Путешествие Урана по орбите занимает более 84 земных лет.
Уран обладает крупной, но слабо видимой системой из 13 колец. Кроме того, вокруг него вращаются 27 спутников. Крупнейшие из них - Титания, Оберон, Миранда, Ариэль, Умбриэль, Офелия, Дездемона.
Нептун
Нептун - это последняя планета нашей звездной системы. Отсюда объекты, находящиеся за пределами его орбиты называются Транснептуновыми объектами (ТНО). Это астероиды, карликовые планеты и малые тела.
По своему строению и составу Нептун близок к Урану. Он также имеет систему из 5 тонких колец и 13 спутников. Крупнейшие из них - Тритон, Нереида, Ларисса, Наяда, Протей, Таласса.
В атмосфере Нептуна видны группы темных облаков, а также штормовой вихрь, называемый Большим Темным пятном. Размеры пятна: 8 км в ширину и 12 км в длину.
Плутон. Из девяти планет солнечной системы Плутон самая удаленная от Солнца планета, она находится на краю Солнечной системы. Среднее расстояние Плутона от Солнца составляет приблизительно 3 млрд. км. Диаметр - 2324 км. Эта планета меньше нашей Луны и состоит из камня и льда, температура на поверхности достигает + 230 оС. Поверхность Плутона, нагреваемая Солнцем до минус 220 градусов даже в самых холодных полуденных участках покрыта по - видимому снегом из замерзшего метана. Атмосфера планеты разреженная и состоит из газообразного метана с возможной примесью инертных газов. Масса Плутона примерно равна массе Земли. Блеск Плутона меняется с периодом вращения планеты вокруг своей оси. Плутон имеет один единственный спутник - Харон. В 1978 году выяснилось, что периодичность смены блеска соответствует также орбитальному движению спутника Плутона, обнаруженного американскими астрономами. Спутник Плутона относительно яркий, но расположен настолько близко к планете, что его изображение на фотоснимках сливается с изображением самой планеты. В атмосфере планеты довольно широко представлен газ неон, на втором месте находится аргон. Очень интересным обстоятельством является наличие метанового льда на поверхности Плутона. Американские астрономы установили, что за 19 лет с 1953 по 1972 годы звездная величина Плутона увеличилась, и Плутон стал теплее. Такое потепление объясняется, быть может, тем, что за это время Плутон подошел к Солнцу ближе, следовательно, стал получать от него больше тепловой энергии, в результате чего этот лед частично растаял. Уменьшение площади занятой ледяной коркой может привести к уменьшению отражательной способности планеты. Открытие метанового льда (инея) наряду с обнаружением водяного льда на некоторых спутниках Юпитера, весьма необходимо для решения некоторых проблем солнечной системы.
Заключение
Расстояния между Солнцем и планетами во много раз превосходят их размеры, и нарисовать такую схему, на которой соблюдался бы единый масштаб для Солнца, планет и расстояний между ними, практически невозможно. Диаметр Солнца в 109 раз больше, чем Земли, а расстояние между ними примерно во столько же раз больше диаметра Солнца. К тому же расстояние от Солнца до последней планеты Солнечной системы (Нептуна) в 30 раз больше, чем расстояние до Земли. Если изобразить нашу планету в виде кружочка диаметром 1 мм, то Солнце окажется на расстоянии около 11 м от Земли, а его диаметр будет примерно 11 см. Орбита Нептуна будет показана окружностью радиусом 330 м. Поэтому обычно приводят не современную схему Солнечной системы, а лишь рисунок из книги Коперника «Об обращении небесных кругов» с иными, весьма приблизительными пропорциями.
По физическим характеристикам большие планеты разделяются на две группы. Одну из них – планеты земной группы – составляют Земля и сходные с ней Меркурий, Венера и Марс. Во вторую входят планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.
В заключение хотелось бы отметить, что изучение большинства планет только начинается. Не исключено наличие еще одной (а может быть и нескольких) внешней планеты. Может быть кто-либо когда-нибудь успешно “примарсится” или откроет ту самую неизвестную планету!
Список использованной литературы
1. Аруцев А.А., Ермолаев Б.В., Кутателадзе И.О., Слуцкий М. Концепции современного естествознания. С учебное пособие. М. 1999;
2. Петросова Р.А., Голов В.П., Сивоглазов В.И., Страут Е.К. Естествознание и основы экологии. Учебное пособие для средних педагогических учебных заведений. М.: Дрофа, 2007, 303 с.;
3. Савченко В.Н., Смагин В.П. начала современного естествознания концепции и принципы. Учебное пособие. Ростов-на-Дону. 2006;
4. Астрономический словарь.