Земля і Місяць. Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники




Сторінка1/3
Дата конвертації21.04.2016
Розмір0.5 Mb.
  1   2   3
Головне управління освіти і науки Київської обласної державної адміністрації

Київський обласний інститут післядипломної освіти педагогічних кадрів




Земля і Місяць. Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники


Автор проекту: Малик Наталія Василівна

слухач курсів підвищення кваліфікації

вчителів інформатики, вчитель фізики і математики

Улянівської ЗОШ І-ІІІ ступенів

Переяслав-Хмельницького району
Керівник: Гончарук Марія Петрівна

Біла Церква

2011

11 Клас Астрономія Урок №5

ТЕМА: Земля і Місяць. Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники

Мета: розглянути основні особли­вості планет земної групи.

Знати:


Уміти:

застосовувати найважливіші теорії при поясненні природи пла­нет земної групи.



Обладнання: таблиця «Планети», фо­тографії планет, отримані з Землі і кос­мічних апаратів, знімки поверхонь Марса і Меркурія, комп’ютерна презентація PowerPoint , мультимедійна дошка.

Структура уроку

І. Організаційний етап (2-3 хв)

ІІ. Оголошення теми уроку (1 хв)


  1. Вивчення нового матеріалу (30-35 хв)

ІV. Домашнє завдання (2-3 хв)

V. Підбиття підсумків уроку (2-3 хв)



Хід уроку

I. Організаційний етап

II. Оголошення теми уроку

III. Вивчення нового матеріалу
План викладу нового матеріалу

  1. Земля і Місяць

  2. Меркурій.

  3. Венера.

  4. Марс, та його супутники.

  5. Спільність планет земної групи та їхні індивідуальні особливості.

Фрагменти розповіді вчителя

1.Земля

Багато властивостей земної кулі доступні безпосередньому вивченню методами геофізики, тому що ми живемо на її поверхні. Але деякі "глобальні характеристики", наприклад діаметр і полярне стиснення планети, будова крупних масивів хмарності, особливості атмосферної циркуляції і ряд інших, би було легшим вивчати, дивлячись на Землю із сторони. Землю, звичайно, можна вивчати без допомоги космічного корабля. Проте тільки в двадцятому сторіччі ми отримали карту всієї планети. Зображення планети, що приймаються з космосу, мають важливе значення. Наприклад, вони допомагають в прогнозуванні погоди і особливо у відстежуванні і прогнози ураганів.

Дані про складні особливості добового обертання земної кулі і характеристики земної орбіти знайдені за допомогою астрономічних спостережень. Вони допомогли і побудові географічних карт, заснованій на визначенні координат окремих пунктів. Площина земної орбіти в астрономії прийнята за основну і називається площиною екліптики, а її проекція на зоряне небо називається лінією екліптики або просто екліптикою. Один оборот по орбіті Земля завершує за рік, повертаючись до Сонця своєю Північною півкулею в одних ділянках орбіти, а Південним - в інших. Вісь добового обертання Землі відхилює від перпендикуляра до площини земної орбіти на кут 23°27'. (Слайд 1)

Земна куля своїм тяжінням утримує біля себе атмосферу, що складається переважно з азоту і кисню з домішкою аргону і вуглекислого газу і з незначним змістом водню і інших елементів і з'єднань. Атмосферний тиск на рівні поверхні океану складає за нормальних умов приблизно 101325 Па. Вважають, що земна атмосфера сильно змінилася в процесі еволюції: збагатила киснем і придбала сучасний склад в результаті тривалої хімічної взаємодії з гірськими породами і за участю біосфери, тобто рослинних і живих організмів.

Відцентрова сила добового обертання Землі підтримує більш ніж 20-кілометровий надлишок екваторіального радіусу в порівнянні з полярним.

З величини прискорення вільного падіння знайдена маса Землі: 6 * 1024 кг, що відповідає середній густині речовини - 5500 кг/м3 (5,5 г/см3). Густина земної кори значно менше. Це підтверджує теоретичні висновки про більш високу густину речовини в глибоких надрах.

Можна виділити декілька окремих шарів Землі, у яких є свої певні хімічні і сейсмічні характеристики (товщина в км) (Слайд 2) :

1 - 40 Кора

40 - 400 Верхня мантія

400 - 650 Перехідна область

650 - 2890 Нижня мантія

2890 - 5150 Зовнішнє ядро

5150 - 6378 Внутрішнє ядро

Зміни кори значні по товщині. Під океанами вона більш тонка, ніж під континентами. Внутрішнє ядро і кора тверде, зовнішнє ядро і шари мантії напіврідке. Велика частина маси Землі укладена в мантії; основна частина маси, що залишилася, доводиться на в ядро, а маса тієї частини, на якій ми мешкаємо, складає крихітну частку від всієї маси :

Атмосфера 0,0000051

Океани 0,0014

Кора 0,026

Мантія 4,043

Зовнішнє ядро 1,835

Внутрішнє ядро 0,09675

Ядро, ймовірно, складається в основному із заліза (або нікелю і заліза), хоча можливо присутність і деяких більш легких елементів. Температура в центрі ядра може досягати 7500 До, а це більше, ніж температура поверхні Сонця.

Нижня мантія складається із звичайного кремнію, магнію і кисню з невеликою кількістю заліза, кальцію і алюмінію. Верхня мантія - це переважно олівен і піроксен (залізно-магнієві силікати), кальцій і алюміній.

Ці дані ми отримали тільки завдяки сейсмічним методам; зразки з верхньої мантії досягають поверхні у вигляді вулканічної лави, але велика частина Землі для нас недосяжна. Кора - це перш за все кварц (кремнієвий двоокис) і інші силікати типу польового шпату.

Хімічний склад Землі (по масі) наступний:

Залізо 34,6%

Кисень 29,5%

Кремній 15,2%

Магній 12,7%

Нікель 2,4%

Сірка 1,9%

Земля - єдина планета з виразно внутрішнім і зовнішнім ядром. Зверніть увагу, проте, що наші знання щодо внутрішньої будови планет носять теоретичний характер навіть для Землі. Земля - найщільніше тіло Сонячної системи.

Земна поверхня дуже молода. У відносно короткий (за астрономічними стандартами) період в 500 000 000 років ерозія і тектонічні процеси поруйнували і створили наново велику частину поверхні Землі, знищивши тим самим майже всі сліди ранньої геологічної поверхні (типу кратерів, що з'явилися в результаті зіткнень). Вік Землі - від 4.5 до 4.6 мільярдів літ, а вік найстарішого відомого каміння - приблизно 4 мільярди літ. Найстаріші скам'янілості живих організмів мають вік менше ніж 3.9 мільярдів літ.

На 71% Земна поверхня покрита водою. Земля - едина планета, на якій вода може існувати в рідкому вигляді на поверхні (хоча, можливо, на поверхні Титана є рідкий метан і рідка вода під поверхнею Європи - супутника Юпітера). Рідка вода, як ми знаємо, необхідна для життя.

Здатність океанів зберігати тепло також дуже важлива в підтримці щодо стійкої температури Землі. Рідка вода також відповідальна за ерозію і вивітрювання континентів Землі - процес, унікальний в Сонячній системі сьогодні (хоча, можливо, це відбулося у минулому на Марсі).

Атмосферу Землі складає азот - на 77 %, кисень - 21 % із слідами аргону, двоокису вуглецю і води. Коли Земля тільки формувалася, в її атмосфері, можливо, була дуже більша кількість двоокису вуглецю, але до нинішнього часу велика його частина вже входить до складу карбонатних гірських порід, трохи менший його об'єм міститься в розчиненому вигляді в океанах і решта частини використовувалася і використовується рослинами для життя. Дуже мала кількість присутньої зараз в атмосфері двоокису вуглецю надзвичайно важливо для підтримки поверхневої температури Землі через парниковий ефект. Парниковий ефект піднімає середню поверхневу температуру приблизно на 35° З вище тієї температури, яка була б без нього; океани б були заморожені і життя б було неможливе. Присутність вільного кисню абсолютно чудово з хімічної точки зору. Кисень в атмосфері Землі проводиться і підтримується біологічними процесами. Без життя не було б в атмосфері і вільного кисню.

У Землі тільки один природний супутник - Місяць, але на орбіту Землі були виведені ще тисячі малих штучних. Астероїд 3753 (1986 ТЕ) має складний орбітальний зв'язок із Землею; він не є нашим Місяцем, його називають терміном "компаньйон". Взаємодія Землі і Місяця уповільнює обертання Землі приблизно на 2 мілісекунди в сторіччя. Дослідження показують, що 900 мільйонів років тому рік складався з 481 18-годинного дня.

Як було сказане раніше, зовнішнє ядро Землі рідке і металеве. Метал – речовина, яка проводить струм, і якби існували в рідкому ядрі постійні течії, то відповідний електричний струм створював би магнітне поле. Завдяки обертанню Землі, такі течії в ядрі існують. Земля в деякому наближенні є магнітним диполем, тобто своєрідним магнітом з двома полюсами: південним і північним. Через те, що вісь магнітного поля проходить всього під кутом в 11,5 градусів до осі обертання планети, ми можемо користуватися компасом. Тільки небагато пам'ятають, що магнітна стрілка вказує не на істинний Північний полюс, а на Північний магнітний полюс. Він, до речі, поволі переміщається разом з самою магнітною віссю через змінність що породжують магнітне поле процесів. Крім того, вісь магнітного поля не проходить через центр Землі, а розміщена від нього на 430 км. Магнітне поле Землі несиметрично. У Землі помірне магнітне поле, вироблюване електричними струмами в ядрі. Взаємодія Сонячного вітру, магнітного поля Землі і верхніх шарів атмосфери Землі викликає полярні сяйва. Порушення в цих явищах примушують магнітні полюси переміщатися щодо поверхні Землі; північний магнітний полюс в даний час знаходиться в Північній Канаді. Магнітне поле Землі і його взаємодія з сонячним вітром також утворює радіаційні пояси Ван Аллена - пару кілець іонізованого газу (або плазми).

Зовнішній пояс тягнеться на висоті від 19 000 км до 41 000 км; внутрішній пояс мається свій в розпорядженні на висоті від 7 000 км до 13 000 км. В ідеальному і гіпотетичному припущенні, в якому Земля б була самотня в космічному просторі, силові лінії магнітного поля планети розташовувалися б таким же чином, як і силові лінії звичайного магніта з шкільного підручника фізики, тобто у вигляді симетричних дуг протягнулися від південного магнітного полюса на північний.

Густина ліній (напруженість магнітного поля) падала б з видаленням від планети. На ділі, магнітне поле Землі знаходиться у взаємодії з магнітними полями Сонця, планет і потоків заряджених частинок, що випускаються удосталь Сонцем. Якщо впливом самого Сонця і тим більше планет через віддаленість можна нехтувати, то з потоками частинок, інакше - сонячним вітром, так не поступиш. Сонячний вітер представляє собою потоки з швидкістю близько 500 км/с частинок, що випускаються сонячною атмосферою. Такі потоки породжують сильне магнітне поле, яке і взаємодіє з полем Землі, сильно деформуючи його, як це представлено на малюнку. Завдяки своєму магнітному полю, Земля утримує в так званих радіаційних поясах захоплені частинки сонячного вітру, не дозволяючи їм проходити в атмосферу Землі і тим більше до поверхні. Частинки сонячного вітру б були дуже шкідливі для всього живого. При взаємодії згадуваних полів утворюється межа (обкреслена область в зелених тонах), по одну сторону якій знаходиться збурене (що піддалося змінам через зовнішні впливи) магнітне поле частинок сонячного вітру, по іншу - збурене поле Землі. Цю межу варто розглядати як межу навколоземного простору, межу магнітосфери і атмосфери. Зовні цієї межі переважає вплив зовнішніх магнітних полів. У напрямі до Сонця магнітосфера Землі сплюснута під натиском Сонячного вітру і тягнеться всього до 10 радіусів планети. В протилежному напрямі має місце розтягнення до 1 000 радіусів Землі.

Земля, подібно іншим планетам, рухається навкруги Сонця по еліптичній орбіті, велику напіввісь якої (або середня відстань між центрами Землі і Сонця) прийнято вважати астрономічною одиницею довжини (а. о.) для вимірювання відстаней між небесними тілами в Сонячній системі.

За новітніми визначеннями 1 а. о. = 149597892,0±1,5 км. Високі вимоги до точності вимірювання цієї величини викликані потребами космонавтики. Істинна відстань Землі від Сонця в різних точках орбіти неоднакова, в перигелії (3 січня) воно приблизне на 2.5 млн. км менше, а в афелії (3 липня) - настільки ж більше.

МІСЯЦЬ, єдиний природний супутник Землі і найближче до нас небесне тіло; середня відстань до Місяця - 384000 кілометрів. (Слайд 4)



Рух місяця. Місяць рухається навколо Землі із середньою швидкістю 1,02 км/сек по приблизно еліптичній орбіті в тім же напрямку, у якому рухається переважна більшість інших тіл Сонячної системи, тобто проти вартовий стрілки, селі дивитися на орбіту Місяця з боку Північного полюса світу. Велика піввісь орбіти Місяця, рівний середній відстані між центрами Землі і Місяця, складає 384 400 км (приблизно 60 земних радіусів). Внаслідок еліптичності орбіти і збурювань відстань до Місяця коливається між 356 400 і 406 800 км. Період звертання Місяця навколо Землі, так називаний сидеричний (зоряний) місяць дорівнює 27,32166 доби, але підданий невеликим коливанням і дуже малому віковому скороченню. Рух Місяця навколо Землі дуже складно, і його вивчення складає одну з найскладніших задач небесної механіки. Еліптичний рух являє собою лише грубе наближення, на нього накладаються багато збурювань, обумовлені притяганням Сонця, планет і сплюснутістю Землі. Найголовніші з цих збурювань, чи нерівностей, минулого відкриті зі спостережень задовго до теоретичного висновку їх із закону всесвітнього тяжіння. Притягання Місяця Сонцем у 2,2 рази сильніше, ніж Землею, так що, строго говорячи, варто було б розглядати рух Місяця навколо Сонця і збурювання цього руху Землею. Однак, оскільки дослідника цікавить рух Місяця, яким воно видно з Землі, гравітаційна теорія, що розробляли багато найбільших учених, починаючи з И. Ньютона, розглядає рух Місяця саме навколо Землі. У 20 столітті користаються теорією американського математика Дж. Хилла, на основі якої американський астроном Э. Браун обчислив (1919) математичні, ряди і склав таблиці, що містять широту, довготу і паралакс Місяця. Аргументом служить час.

Площина орбіти Місяця нахилена до екліптики під кутом 8”43”, підданим невеликим коливанням. Крапки перетинання орбіти з екліптикою, називаються висхідним і спадним вузлами, мають нерівномірний назадній рух і роблять повний оборот по екліптиці за 6794 доби (близько 18 років), унаслідок чого Місяць повертається до тому самому вузла через інтервал часу - так званий драконічний місяць, - більш короткий, чим сидеричний і в середньому рівний 27.21222 доби, з цим місяцем зв'язана періодичність сонячних і місячних затьмарень. Місяць обертається навколо осі, нахиленої до площини екліптики під кутом 88°28', з періодом, точно рівним сидеричному місяцю, унаслідок чого вона повернена до Землі завжди однієї і тією же стороною. Такий збіг періодів осьового обертання й орбітального звертання не випадково, а викликано тертям припливів, що Земля робила у твердій чи ніколи рідкій оболонці Місяця. Однак сполучення рівномірного обертання з нерівномірним рухом по орбіті викликає невеликі періодичні відхилення від незмінного напрямку до Землі, що досягають 7° 54' по довготі, а нахил осі обертання Місяця до площини її орбіти обумовлює відхилення до 6°50' по широті, унаслідок чого в різний час із Землі можна бачити до 59 % усієї поверхні Місяця (хоча області біля країв місячного диска видні лише в сильному перспективному ракурсі); такі відхилення називаються лібрацією Місяця. Площини екватора Місяця, екліптики і місячної орбіти завжди перетинаються по однієї прямої (закон Кассіні).



Форма Місяця дуже близька до кулі з радіусом 1737 км, що дорівнює 0,2724 екваторіального радіуса Землі. Площа поверхні Місяця складає 3,8 * 107 км2, а обсяг 2,2 * 1025. Більш детальне визначення фігури Місяця утруднене тим, що на Місяці, із за відсутності океанів, немає явно вираженої рівної поверхні стосовно якої можна було б визначити висоти і глибини; крім того, оскільки Місяць повернений до Землі однією стороною, вимірювати з Землі радіуси крапок поверхні видимої півкулі Місяця (крім крапок на самому краї місячного диска) представляється можливим лише на підставі слабкого стереоскопічного ефекту, обумовленого лібрацією. Вивчення лібрації дозволило оцінити різницю головних півосей еліпсоїда Місяця. Полярна вісь менше екваторіальної, спрямованої убік Землі, приблизно на 700 м і менше екваторіальній осі, перпендикулярної напрямку на Землю, на 400 м. Таким чином, Місяць під впливом приливних сил, небагато витягнутий убік Землі. Маса Місяця точніше всього визначається зі спостережень її штучних супутників. Вона в 81 разів менше маси землі, що відповідає 7.35 *1025 р. Середня щільність Місяця дорівнює 3,34 р. (0.61 середньої щільності Землі). Прискорення сили ваги на поверхні Місяця в 6 разів більше, ніж на Землі, складає 162.3 і зменшується на 0.187 при підйомі на 1 кілометр. Перша космічна швидкість 1680 м/сек, друга 2375 м/сек. Унаслідок малого притягання Місяць не зміг удержати навколо себе газової оболонки, а також воду у вільному стані.

Фази Місяця. Не будучи самосвітним, Місяць видний тільки в тій частині, куди падають сонячні промені, або промені, відбиті Землею. Цим порозуміваються фази Місяця. Кожен місяць Місяць, рухаючи по орбіті, проходить між Землею і Сонцем і звернена до нас темною стороною, у цей час відбувається молодик. Через 1 - 2 дні після цього на західній частині неба з'являється вузький яскравий серп молодого Місяця. Інша частина місячного диска буває в цей час слабко освітлена Землею, поверненої до Місяця своєю денною півкулею. Через 7 доби Місяць відходить від Сонця на 900, настає перша чверть, коли освітлена рівно половина диска Місяця і термінатор, тобто лінія розділу світлої і темної сторони, стає прямої - діаметром місячного диска. У наступні дні термінатор стає опуклим, вид Місяця наближається до світлого кола і через 14 - 15 доби настає повня. На 22-і доба спостерігається остання чверть. Кутова відстань Місяця від сонця зменшується, вона знову стає серпом і через 29.5 доби знову настає молодик. Проміжок між двома послідовними молодиками називається синодичним місяцем, що має середню тривалість 29.5 доби. Синодичний місяць більше сидеричного, тому що Земля за цей час проходить приблизно 113 своєї орбіти і Місяць, щоб знову пройти між Землею і Сонцем, повинна пройти додатково ще 113 частина своєї орбіти, на що витрачається не набагато більше 2 доби. Якщо молодик відбувається поблизу одного з вузлів місячної орбіти, відбувається сонячне затьмарення, а повня біля вузла супроводжується місячним затьмаренням. Система фаз, що спостерігається легко, Місяця послужила основою для ряду календарних систем.

Поверхня Місяця. Поверхня Місяця досить темна, її альбедо дорівнює 0.073, тобто вона відбиває в середньому лише 7.3 % світлових променів Сонця. Візуальна зоряна величина повного Місяця на середній відстані дорівнює - 12.7; вона посилає в повню на Землю в 465 000 разів менше світла, чим Сонце. У залежності від фаз, ця кількість світла зменшується набагато швидше, ніж площа освітленої частини Місяця, так що коли Місяць знаходиться у чверті, і ми бачимо половину її диска світлої, вона посилає нам не 50 %, а лише 8 % світла від повного Місяця Показник кольору місячного світла дорівнює + 1.2, тобто він помітно червоніше сонячного. Місяць обертається щодо Сонця з періодом, рівним синодичному місяцю, тому день на Місяці триває майже 1.5 доба і стільки ж продовжується ніч. Не будучи захищена атмосферою, поверхня Місяця нагрівається вдень до + 110°С, а вночі остигає до -120°С, однак, як показали радіоспостереження, ці величезні коливання температури проникають усередину лише на кілька дециметрів унаслідок надзвичайно слабкої теплопровідності поверхневих шарів. По тій же причині і під час повних місячних затьмарень нагріта поверхня швидко прохолоджується, хоча деякі місця довше зберігають тепло, імовірно, унаслідок великої теплоємності (так звані “гарячі плями”).

Навіть неозброєним оком на Місяці видні неправильні темнуваті протяжні плями, що були прийняті за моря; назва збереглася, хоча і було встановлено, що ці утворення нічого загального з земними морями не мають. Телескопічні спостереження, яким поклали початок у 1610 М. Галилей, дозволили знайти гористу будівлю поверхні Місяця. З'ясувалося, що моря - це рівнини більш темного відтінку, чим інші області, іноді називані континентальними (чи материковими), що буяють горами, більшість яких має кільцеподібну форму (кратери). За багаторічними спостереженнями були складені докладні карти Місяця. Перші такі карти видав у 1647 Я. Гевелий у Ланцеті (Гданьск). Зберігши термін “моря”, він привласнив назви також і найголовнішим місячним хребтам - по аналогічним земним утворенням: Апенніни, Кавказ, Альпи. Дж. Риччоли в 1651 дав великим темним низинам фантастичні назви: Океан Бур, Море Криз, Море Спокою, Море Дощів і так далі, що менше примикають до морів темні області він назвав затоками, наприклад, Залив Веселки, а невеликі неправильні плями - болотами, наприклад Болото Гнили. Окремі гори, головним чином кільцеподібні, він назвав іменами видатних учених: Коперник, Кеплер, Тихо Бразі й іншими. Ці назви збереглися на місячних картах і понині, причому додано багато нових імен видатних людей, учених більш пізнього часу. На картах зворотної сторони Місяця, складених за спостереженнями, виконаним з космічних зондів і штучних супутників Місяця, з'явилися імена К. Э. Ціолковського, С. П. Корольова, Ю. А. Гагаріна й інших. Докладні і точні карти Місяця були складені за телескопічними спостереженнями в 19 столітті німецькими астрономами И. Медлером, Й. Шмидтом і ін. Карти складалися в ортографической проекції для середньої фази лібрації, тобто приблизно такими, який Місяць видний із Землі. У кінці 19 століття почалися фотографічні спостереження Місяця.

У 1896-1910 великий атлас Місяця був виданий французькими астрономами М. Леви і П. Пьюзе по фотографіях, отриманим на Паризькій обсерваторії; пізніше фотографічний альбом Місяця виданий Лікскою обсерваторією в США, а в середині 20 століття Дж. Койпер (США) склав кілька детальних атласів фотографій Місяця, отриманих на великих телескопах різних астрономічних обсерваторій. За допомогою сучасних телескопів на Місяці можна помітити, але не розглянути кратери розміром близько 0,7 кілометрів і тріщини шириною в перші сотні метрів.

Рельєф місячної поверхні. Рельєф місячної поверхні був в основному з'ясований у результаті багаторічних телескопічних спостережень. “Місячного моря”, що займають близько 40 % видимої поверхні Місяця, являють собою рівнинні низовини, пересічені тріщинами і невисокими звивистими валами; великих кратерів на морях порівняно мало. Багато морів оточені концентричними кільцевими хребтами. Інша, більш світла поверхня покрита численними кратерами, кільцеподібними хребтами, борознами і так далі. Кратери менш 15-20 кілометрів мають просту чашоподібну форму, більш великі кратери (до 200 кілометрів) складаються з округлого вала з крутими внутрішніми схилами, мають порівняно плоске дно, більш заглиблене, чим навколишня місцевість, часто з центральною гіркою. Висоти гір над навколишньою місцевістю визначаються по довжині тіней на місячній чи поверхні фотометричним способом. Таким шляхом були складені гіпсометричні карти масштабу 1:1000000 на велику частину видимої сторони. Однак абсолютні висоти, відстані крапок поверхні Місяця від центра чи фігури маси Місяця визначаються дуже непевно, і засновані на них гіпсометричні карти дають лише загальне представлення про рельєф Місяця. Набагато докладніше і точніше вивчений рельєф крайової зони Місяця, що, у залежності від фази лібрації, обмежує диск Місяця. Для цієї зони німецький учений Ф. Хайн, радянський вчений А. А. Нефедьєв, американський учений Ч. Уотс склали гіпсометричні карти, що використовуються для обліку нерівностей краю Місяця при спостереженнях з метою визначення координат Місяця (такі спостереження виробляються меридіанними колами і по фотографіях Місяця на тлі навколишніх зірок, а також за спостереженнями покрить зірок). Мікрометричними вимірами визначені стосовно місячного екватора і середнього меридіана Місяця селенографічні координати декількох основних опорних крапок, що служать для прив'язки великого числа інших крапок поверхні Місяця. Основною вихідною точкою при цьому є невеликої правильної форми і добре видимий біля центра місячного диска кратер Местинг. Структура поверхні Місяця був в основному вивчена фотометричними і поляриметричними спостереженнями, доповненими радіоастрономічними дослідженнями.

Кратери на місячній поверхні мають різний відносний вік: від древніх, ледь помітних, сильно перероблених утворень до дуже чітких в обрисах молодих кратерів, іноді оточених світлими “променями”. При цьому молоді кратери перекривають більш древні. В одних випадках кратери врізані в поверхню місячних морів, а в інші - гірські породи морів перекривають кратери. Тектонічні розриви те розсікають кратери і моря, те самі перекриваються більш молодими утвореннями. Ці й інші співвідношення дозволяють установити послідовність виникнення різних структур на місячній поверхні; у 1949 радянський вчений А. В. Хабаков розділив місячні утворення на кілька послідовних вікових комплексів. Подальший розвиток такого підходу дозволило до кінця 60-х років скласти середньомасштабні геологічні карти на значну частину поверхні Місяця. Абсолютний вік місячних утворень відомий поки лише в декількох крапках; але, використовуючи деякі непрямі методи, можна установити, що вік найбільш молодих великих кратерів складає десятки і сотні мільйонів років, а основна маса великих кратерів виникла в “доморський” період, 3-4 млрд. років тому.

В утворенні форм місячного рельєфу брали участь як внутрішні сили, так і зовнішні впливи. Розрахунки термічної історії Місяця показують, що незабаром після її утворення надра були розігріті радіоактивним теплом і значною мірою розплавлені, що привело до інтенсивного вулканізму на поверхні. У результаті утворилися гігантські лавові полючи і деяка кількість вулканічних кратерів, а також численні тріщини, уступи й інше. Разом з цим на поверхню Місяця на ранніх етапах випадала величезна кількість метеоритів і астероїдів - залишків протопланетної хмари, при вибухах яких виникали кратери - від мікроскопічних лунок до кільцевих структур поперечником у багато десятків, а можливо і до декількох сотень кілометрів. Через відсутність атмосфери і гідросфери значна частина цих кратерів збереглася до наших днів. Зараз метеорити випадають на Місяць набагато рідше; вулканізм також в основному припинився, оскільки Місяць витратив багато теплової енергії, а радіоактивні елементи були винесені в зовнішні шари Місяця. Про залишковий вулканізм свідчать витікання вуглецевих газів у місячних кратерах, спектрограми яких були вперше отримані радянським астрономом Н. А. Козирєв.

  1   2   3


База даних захищена авторським правом ©mediku.com.ua 2016
звернутися до адміністрації

    Головна сторінка