Реферат: Сравнительная характеристика планет земной группы и планет-гигантов - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Сравнительная характеристика планет земной группы и планет-гигантов

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 300 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

13 РЕФЕРАТ ПО А СТРОНОМИИ НА ТЕМУ : “СРАВНИТЕЛЬНАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА ПЛАНЕТ ЗЕ МНОЙ ГРУППЫ И ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ”. Ученика 11 класса , второй группы, экстерната № 41 БАЛАСАНЯН АРСЕНА. Москва 1999 г. ПЛАН : 1. Строение Солнечной системы. 2. Методы изучения физической природы тел Солнечной си стемы. 3. Отличитель ные особенности планет земной группы от п ланет-гигантов. 4. Физические условия на Луне и её рельеф. 5. Планеты земной группы (Венера ). 6. Планеты-гиг анты (Сатурн ). 7. Малые т ела Солнечной системы. 8. Современны е представления о пр оисхождении Солнесной системы. 9. Список использованной литературы . Строение Солнечной системы. Солнечная система – система небесных тел , состоящая из Солнца , 9 больших планет и их спутников , десятков тысяч малых пл анет и их спутников , десятков тысяч малых планет (астероидов ), множества комет , мелк их метеорных тел и межпланетного газа и пыли . Всё в солнечной системе определяется Солнцем , которое является самым массивным телом и единственным , обладающим собственным свечением . Солнце – о бычная звез да главной последовательности с абсолютной зв ёздной величиной +5. Его объём в миллион раз превышает объём Земли , однако по сравнени ю со звёздами-гигантами Солнце очень мало . Остальные члены Солнечной системы светят отр ажённым солнечным светом и выглядят такими яркими на небе , что не трудно и забыть , что для вселенной в целом они даже отдалённо не являются столь важн ыми объектами , какими представляются нам . Девя ть планет обращаются вокруг Солнца по элл ипсам (мало отличающимся от окружностей ) почт и в одной плоскости в порядке удаления от Солнца : Меркурий , Венера , Земля (с Луной ), Марс , Юпитер , Сатурн , Уран , Не птун и Плутон . Планеты делятся на две отчётливо разл ичающиеся группы . В первую входят относительн о небольшие планеты : Меркурий , Венера , Земл я и Марс , с диаметрами от 12756 км (Земля ) до 4880 км (Меркурий ). Эти планеты имеют некоторые общие характеристики . Все они , например , имеют твёрдую поверхность и , по-видим ому , состоят из сходного по составу вещест ва , хотя Земля и Меркурий более плотные ч е м Марс и Венера . Их орбит ы в общем не отличаются от круговых , т олько орбиты Меркурия и Марса более вытян уты чем у Земли и Венеры . Меркурий и Венеру называют внутренними планетами , поскольк у их орбиты лежат внутри земной ; они , к ак и Луна , бывают в разных ф азах – от новой до полной – и о стаются в той же части неба , что и Солнце . У Меркурия и Венеры нет спутник ов , Земля имеет один спутник (известную на м Луну ), у Марса два спутника – Фобос и Деймос , оба очень маленькие и явно отличаются по своей природе от Лу н ы. За Марсом находится широкий провал , в котором движутся тысячи небольших тел , на зываемых астероидами , планетоидами или малыми планетами . Диаметр даже самого большого из них – Цереры – составляет лишь около 1000 – 1200 км. Далеко за основной зоной астеро идов находятся четыре планеты-гиганта : Юпи тер , Сатурн , Уран , Нептун . Эти планеты совер шенно отличны от планет земной Группы : они скорее газовые и жидкие чем твёрдые , с очень плотными атмосферами . Их масса нас только велика , что они были способны удерж ать б о льшую часть первоначального водорода . Так , скорость убегания для Юпитера составляет 60 км /с , тогда как для Земли она равна 11,2 км /с . Их среднее расстояни я от Солнца составляют от 778 млн . км (Юпи тер ) до 4497 млн . км (Нептун ). Планеты-гиганты им еют много о бщего , но сильно отли чаются в деталях . Их плотности относительно низки , а плотность Сатурна даже меньше плотности воды . Хотя Юпитер виден исключитель но благодаря отражённому от него солнечному свету , планета имеет также собственные ис точники тепла . Однако, несмотря на то , что температура его ядра должна быть в ысокой , она далеко недостаточна , чтобы там начались ядерные реакции , поэтому Юпитер нель зя сравнивать со звездой вроде Солнца. Пять планет – Меркурий , Венера , Марс , Юпитер и Сатурн – известны с древни х времён , поскольку все они хорошо в идны невооружённым глазом . Уран , который наход ится на пределе видимости невооружённым глазо м , был случайно открыт в 1781г . Все гигант ы сопровождаются свитами спутников : Юпитер им еет 14 спутников , Сатурн – 15, Уран – 5 и Н ептун – 2. Некоторый из спутников имеют размеры планет с диаметрами , по крайней мере равными диаметру Меркурия . Сам ая удалённая из известных планет – Плуто н – была открыта в 1930 г . Это отнюдь не гигант , по размерам он меньше Земли , и его обычно относят к планет ам земной группы , хотя известно о нём очень мало. Чем ближе планета к Солнцу , тем бо льше её линейная и угловая скорости и короче период обращения вокруг Солнца . В то время как плоскости орбит большинства планет близки к плоскости земной орбиты (разни ца составляет 7 градусов для Мерку рия и много меньше для других планет ), орбита Плутона наклонена к ней относительно сильно – на 17 градусов и настолько в ытянута , что при наибольшем сближении с Со лнцем Плутон подходит к нему ближе чем Нептун . По всей веро я тности , Плу тон образует свой собственный класс планет ; возможно даже , что некогда он был спутн иком Нептуна и лишь позднее обрёл независ имость. Кометы также являются членами Солнечной системы . Это большие образования из разре женного газа и пылевых частиц с оче нь малым твёрдым ядром , они также обращают ся вокруг Солнца . Большинство из них имеет эллиптические орбиты , выходящие за орбиту Плутона , так что диаметр последней лишь условно принимается за диаметр Солнечной с истемы . Кроме того , вокруг Солнца обращаютс я по эллипсам бесчисленные метеорны е тела (их можно рассматривать как своеобр азный мусор в Солнечной системе , некоторые метеорные тела определённо связаны с комет ами ) размером от песчинки до мелкого астер оида . Вместе с астероидами и кометами они относятся к малым телам Солнечной системы . Пространство между планетами заполн ено крайне разреженным газом и космической пылью . Его пронизывают электромагнитные излучен ия ; оно носитель магнитных и гравитационных полей. Солнце в 109 раз больше Земли по диа метру и прим ерно в 333000 раз массивнее Земли . Масса всех планет составляет всего лишь около 0,1% от массы Солнца , поэтому он о силой своего притяжения управляет движением всех членов Солнечной системы . Законы Кеплера . Первый закон Кеплера : орбита каждой пл анеты есть эллипс , в одном из фокусо в которого находится Солнце . Второй закон Кеплера (закон площадей ): радиус-вектор планеты в равные промежутки времени описывает равные площади . Третий закон Кеплера : квадраты с идерических периодов обращения двух планет о тносятся к ак кубы больших полуосей их орбит . Методы изучения физической природы тел Солнечной системы. 1. Применение спектрального анализа. Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их изучение . Наиболее ценные и разнообразны е сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их изучения . Он позв оляет установить из анализа излучения качеств енный и количественный химический состав свет ила , его температуру , наличие магнитного поля , скорость движения по лучу зрения и м ног о е другое. Спектральный анализ основан на разложении б елого света на составные части . Если узкий пучок света пустить на боковую грань трёхгранной призмы , то , преломляясь в стекле по-разному , составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску , называ емую спектром . В спектре все цвета располо жены всегда в определённом порядке . Под сп ектральными наблюдениями понимают обычно наблюде ния в интервале от инфракрасных до ультра фиолетовых лучей . Для изучения спектров приме няют приборы , называемые спе к троскопо м и спектрографом . В спектроскоп спектр ра ссматривают , а спектрографом его фотографируют , фотография спектра называется спектрограммой. Существуют следующие виды спектров. Сплошной или непрерывный спектр в вид е радужной полоски дают твёрдые и жидки е раскалённые тела (уголь , нить электр олампы ) и достаточно плотные массы газа. Линейчатый спектр излучения дают разрежен ные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда . К аждый газ излучает свет строго определённых длин волн и даёт характерный для данного химического элемента линейчатый спектр . Сильные изменения состояния газа или усл овий его свечения , например нагревание или ионизация , вызывают определённые изменения в спектре данного газа. Линейчатый спектр поглощения дают г азы и пары , когда за ними находитс я яркий источник , дающий непрерывный спектр . Спектр поглощения представляет собой непрерывн ый спектр , перерезанный тёмными линиями , котор ые находятся в тех самых местах , где д олжны быть расположены яркие линии , присущие д а нному газу. Изучение спектров позволяет проводить ана лиз химического состава газов , излучающих или поглощающих свет . Количество атомов или м олекул , излучающих или поглощающих энергию , оп ределяются по интенсивности линий . Чем больше атомов , тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения . Когда тело раскалено до красн а , в его сплошном спектре ярче всего к расная часть . При дальнейшем нагревании наибо льшая яркость в спектре переходит в жёлту ю , потом в зелёную часть и так далее . Теор и я излучения света , проверенная на опыте , показывает , что распределение я ркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела . Зная эту зависимость , можн о установить температуру Солнца и звёзд . Надо помнить , что спектральный анализ позволяет определя ть химический состав то лько самосветящихся или поглощающих излучение газов . Химический состав твёрдого тела при помощи спектрального анализа определить нель зя. 2. Оптические и радионаблюдения. Для изучения небесных объектов применяют и другие методы , напр имер фотографирование светил при помощи астрографов (телескоп , предназначенный с пециально для фотографирования участков неба ). С помощью астрономических фотографий можно и змерить медленные перемещения сравнительно близк их звёзд на фоне более далёких , увид е ть изображение очень слабых объе ктов на негативе , измерить величину потоков излучения , приходящего от звёзд , планет и других космических объектов. Наши представления о небесных телах и их систе мах чрезвычайно обогатились после того , как стало воз можным изучать их радиоизлуче ние . Для этого созданы радиотелескопы различн ых систем . Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы , они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала . Это зеркало можно сделать решётчат ым и о громных размеров – диаме тром в десятки и сотни метров . Такой с пособ позволяет узнать структуру радиоисточника и измерить его угловой размер , даже е сли он во много раз меньше угловой се кунды. 3. Обсерватории. Астрономические исследования проводя тс я в научных институтах , университетах и об серваториях . Но не каждая обсерватория ведёт все виды астрономических работ , но на многих есть специальное оборудование , предназна ченное для решения определённого класса астро номических задач , например для опред е ления точного положения звёзд на небе , а также быстродействующие счётные машины. 4. Исследования с помощью космической техники занимают о собое место в методах изучения небесных т ел и космической среды . К настоящему време ни космонавтика сделала в озможным : 1) создан ие внеатмосферных искусственных спутников Земли ; 2) создание искусственных спутников Луны и планет ; 3) доставку приборов , управляемых с Зе мли , на Луну и планеты ; 4) создание автоматов , доставляющих с Луны пробы грунта ; 5) полёты в космо с лабораторий с людьми и высадку космонавтов на Луну . Внеатмосфе рные наблюдения позволяют принимать излучения , которые сильно поглощаются земной атмосферой : далёкие ультрафиолетовые , рентгеновские и ин фракрасные лучи , радиоизлучения некоторых длин волн , а также корпускулярные излучен ия Солнца и других тел . Внеатмосферные наб людения Луны и планет , звёзд и туманностей , межпланетной и межзвёздной среды очень о богатили наши знания о природе и физическ их свойствах этих объектов . Отличительные о собенности планет земной группы от планет-гигантов. Сравнительная таб лица основных показателей планет земной групп ы и планет-гигантов : Показатель. Группа планет. Планеты земной группы. Планеты-гиганты. Масса. От 3,3 10 23 кг (Меркурий ) до 5,976 10 24 кг (Земля ). От 8,7 10 25 кг (Уран ) до 1,9 10 27 кг (Юпи тер ). Размер (экваториальный диаметр ). От 4880 км (Меркури й ) до 12756 км (Земля ). От 49500 км (Нептун ) до 143 000 км (Юпитер ). Плотность. Плотность планет земной группы близка к земной : 12,5 10 3 кг /м 3 (в 5,5 раз больше плотности воды ). У планет-гиг антов очень маленькая плотность (плотность Са турна меньше плотности воды ). Химический состав. На при мере Земли : Fe (34,6%), O 2 (29,5%), Si (15,2%), Mg (12,7%). В основном они состоят из газов : H 2 (,большая ча сть ), CH 4 , NH 3 . Наличие атмосферы. У планет земной группы есть атмосфера (более разряженная , чем у плане т-гигантов ). У всех планет-гигантов обширная атмосфера. Наличие твёрдой поверхности. Все планеты зе мной группы обладают твёрдой поверхностью. Не имеют твёрдой поверхности. Количество спутник ов. У пл анет земной группы мало спутников или их вообще нет : Земля – 1, Марс – 2, Меркур ий – нет , Венера – нет . У план ет-гигантов большое кол-во спутников : Юпитер – 14, Сатурн – 15, Уран – 5, Нептун – 2. Наличие к олец. Кольца отсутствуют. У пла нет-гигантов есть кольца. Скорость обращения вокруг собств енной оси. Вращение вокруг своей оси медленное (п о сравнению с планетами-гигантами ). Вращение вокруг своей оси быстрое (по сравнению с планетами земной группы ). Ме ркурий , Венера , Земля и Марс отличаются от планет- гигантов меньшими размерами , меньшей массой , б ольшей плотностью , более медленным вращением , гораздо более разрежёнными атмосферами (на Ме ркурии атмосфера практически отсутствует , поэтому его дневное полуша р ие сильно накаляется ; все планеты-гиганты окружены мощным и протяжёнными атмосферами ), малым числом спут ников или отсутствием их. Поскольку плане ты-гиганты находятся далеко от Солнца , их температура (по крайней мере , над их облак ами ) очень низка : на Юпитер е – 145 С , на Сатурне – 180 С , на Уране и Непт уне ещё ниже . А температура у планет з емной группы значительно выше (на Венере д о плюс 500 С ). Малая средняя плотность планет- гигантов может объяснятся тем , что она пол учается делением массы на видимый объём , а объём мы оцениваем по непрозр ачному слою обширной атмосферы . Малая плотнос ть и обилие водорода отличают планеты-гиганты от остальных планет . Физически е условия на Луне и её рельеф. Луна – самое близкое к Земле естественное небесное тело . Её среднее ра сстояние от Зе мли составляет 384400 км , что почти в 10 раз превышает длину земного экватора . Это – н ебольшое небесное тело диаметром 3476 км и ма ссой , составляющей 1/81 массы Земли , поэтому и скорость убегания для неё равна 2,4 км / c , что с лишком мало , чтоб ы удержать заметную а тмосферу . Средняя её плотность меньше чем у Земли , вероятно , у Луны нет такого пл отного ядра , какое есть у Земли . Советские космические станции установили отсутствие у Луны магнитного поля и поясов радиации и наличие на ней радиоактив н ых элементов. Ускорени е силы тяжести на поверхности Луны в 6 раз больше , чем на Земле , составляет 162.3 см . сек 2 и у меньшается на 0.187 см . сек 2 при подъеме на 1 километр . Л уна вра щается относительно Солнца с периодом , равным синодическому месяцу , поэтом у день на Луне длится почти 1.5 суток и ст олько же продолжается ночь . Не будучи защи щённой атмосферой , поверхность Луны нагревается днем до + 110 о С , а ночью остывает до -120° С , однако , как показали радионаблюдения , эти огро мные колебания температуры прон икают вглу бь лишь на несколько дециметров вследствие чрезвычайно слабой теп лопроводности поверхностных слоев . По той же причине и во вре мя полных лун ных затмений нагретая поверхнос ть бы стро охлаждается , хотя некоторые места дольше сохраняют тепло , веро я тно , вслед ствие большой теплоемкости (так называемы е “горя чие пятна” ). Рельеф лунной поверхности был в основном выясне н в результате мно голетних телескопических н аблюдений . “Лунные моря” , занимающие около 40 % ви димой поверхности Луны , представляют со бо й равнинные низменности , пересе ченные трещинами и невысокими изви листыми валами ; крупных кратеров на морях сравнительно мало . Многие моря окружены концентрическими кольцевы ми х ребтами . Остальная , более светлая поверхность покрыта многочисленными крат е рами , ко льцевидными хребтами , бо роздами и так далее . Кратеры менее 15-20 километров имеют простую ч ашевидную форму , бо лее крупные кратеры (до 200 километров ) состоят из округлого вала с крутыми внутренними склонами , имеют сравнительн о плоское дно , более углубленное , ч ем окружающая местность , часто с центральной горкой . Высоты гор над окружающей местнос тью определяются по длине теней на лунной поверхности или фотометрическим способом . Го раздо подробнее и точнее изучен рельеф кр аевой зоны Луны , которая , в з а ви симости от фазы либрации , ограничи вает диск Луны . Кратеры на лунной поверхности имеют р азличный относительный возраст : от древних , ед ва различимых , сильно пере работанных образований до очень четких в очертаниях молодых кратеров , иногда окруженных св етлыми “л учами” . При этом молодые кратеры перекрывают более древние . В одних случаях кратеры врезаны в поверхность лунных морей , а в других - горные породы морей пере крывают кратеры . Тектонические разрывы то рассекают к ратеры и моря , то сами пере крывают с я более молодыми образованьями . Эти и другие соотношения позво ляют установить пос ледовательность воз никновения различных структур на лун ной поверхности ; в 1949 советский ученый А . В . Хабаков разделил лунные образо вания на несколько последовательных во з раст ных комплексов . В образовании форм лунного рельефа принимали участие , как внутренние с илы , так и внешние воздействия . Расчеты те рмической истории Луны показывают , что вскоре после её образования недра были разогрет ы радиоактивным теплом и в значитель н ой мере расплавлены , что привело к интенси вно му вулканизму на поверхности . В результате образовались гигантские лаво вые поля и некоторое количество вулканических кратеров , а также многочисленные тре щины , уступы и дру гое . Вместе с этим на по верхность Л уны на ранних этапах выпадало огромно е количество метеоритов и асте роидов - остатко в протопланетного об лака , при взрывах которых возникали кра теры - от микроскопических лунок до коль цевых структур поперечником во м ного десятков , а возможно и до нескол ь ких сотен километров . Из-за отсут ствия атмосферы и гидросфе ры значительная ча сть этих кратеров сохрани лась до наших д ней . Сейчас метеориты выпадают на Луну гор аздо реже ; вулка низм также в основном пре кратился , по скольку Луна израсходовала много теплов о й энергии , а радиоактивные элементы были вынесены во внешние слои Лу ны . Об остаточном вулканизме свидетельствуют истечения углеродосодержащих газов в лунных к ратерах , спектрограммы которых были впервые п олучены советским астро номом Н . А . Козыревым. План еты земной группы (Венера ). Венера , вт орая по близости к Солнцу планета , почти такого же размера , как Земля , а её масса более 80 % земной массы . Расположенная бл иже к Солнцу , чем наша планета , Венера получает от него в два с лишним раза больше света и тепл а , чем Земля . Тем не менее , с теневой стороны на Венере господствует мороз более 20 градусов ниж е нуля , так как сюда не попадают солне чные лучи в течение очень долгого времени . Она имеет очень плотную , глубокую и о чень облачную атмосферу , не позволяющую н а м увидеть поверхность планеты . Ат мосферу - газовую оболочку , на Венере , открыл М.В . Ломоносов , в 1761 году , что так же п оказало сходство Венеры с Землёй . Среднее расстояние от Венеры до Солнц а 108,2 млн . км ; оно практически постоянно , поск ольку орбит а Венеры ближе к окружност и , чем у любой другой планеты . Временами Венера подходит к Земле на расстояние , меньшее 40 миллионов км . В 1930 году было установлено , что атмосфе ра Венеры состоит , в основном , из углекисл ого газа , который способен действовать ка к своего рода покрывало , задерживая со лнечное тепло . Были популярны две картины планеты . Одна рисовала поверхность Венеры поч ти полностью покрытой водой , в которой мо гли развиваться примитивные формы жизни , - как это было на Земле миллиарды лет наза д . Д ругая представляла Венеру как раскалённую , сухую и пыльную пустыню . В 1962 году американский аппарат “ Мар инер - 2 “ прошёл вблизи Венеры и передал информацию , которая подтвердила , что её пове рхность очень горяча . Было установлено также , что период враще ния Венеры вокруг оси - длительный , около 243 земных суток , - больше , чем период обращения вокруг Солнца (224, 7 сут ок ), поэтому на Венере “ сутки “ длинне е года и календарь совершенно необычен . Теперь известно , что Венера вращается в обратном направлении - с востока на запад , а не с запада на восток , как Земля и большинство других планет . Для наблюдателя на поверхности Венеры Солнце в осходит на западе , а заходит на востоке , хотя в действительности облачная атмосфера полностью закрывает небо . В феврале 19 7 4 года снимки верхнего слоя облаков показали полосатую структуру облаков . Они так же подтвердили , что период вращения верхнего слоя облаков всего лишь 4 суток , так ч то строение атмосферы Венеры не похоже на земное . На поверхности Венеры имеются кратеры , пр оисхождение которых неизвестно , но , п оскольку в такой плотной атмосфере должна быть сильная эрозия , по “ геологическим “ стандартам они вряд ли могут быть очень старыми . Причиной возникновения кратеров может быть вулканизм , поэтому гипотезу о том , что на В енере происходят вулканические процессы , пока нельзя исключить . Также на Венере найдено несколько горных областей . Самый большой горный район - Ишт ар - по площади вдвое превышает Тибет . В центре его на высоту 11 км поднимается ги гантский вулканический ко н ус . Было обнаружено , что в облаках содержится большо е количество серной кислоты . Поверхность Венеры усыпана гладкими скаль ными обломками , по составу похожими на зем ные базальты , многие из которых имели окол о 1 м в поперечнике . Крайне высокая темпера тура в нижних слоях атмосферы Венеры и на её поверхности в большей мере обусловлена так называемым “парниковым эффектом” . Солнечные световые лучи поглощаются в ни жних слоях и , излучаясь обратно в виде инфракрасных лучей , задерживаются её облачным слоем , как в парниках . С высот ой над поверхностью температура понижается , и в стратосфере Венеры царит мороз . Темпера тура на поверхности Венеры 485С , а давление в 90 раз превышает давление у поверхности Земли . Было обнаружено , кроме того , что слой облаков кончается н а высоте около 30 км . Ниже находится область горячег о едкого тумана . На высотах 50 - 70 км располаг аются мощные облачные слои и дуют ураганн ые ветры . У поверхности Венеры атмосфера о чень плотная (всего лишь в 10 раз меньше плотности воды ). Планеты-гига нты (Сатурн ). Сатурн , самая д альняя из планет , известных с древности х орошо видный невооружённым глазом объект , хот я в дотелескопические времена не было воз можности обнаружить его кольца . Среднее расст ояние Сатурна от Солнца 1427 млн . км , а пе риод обращен ия – 24,46 года . Он бывает в противостоянии примерно раз в 378 дней , так что его можно наблюдать ежегодно в течение нескольких месяцев. Сатурн – вторая из крупнейших планет . Его экваториальный диаметр составляет 120000 км , а полярный значительно меньше , по ско льку планета сильно сплюснута . Это объясняетс я , во-первых , его низкой плотностью (она мен ьше плотности воды , что отличает Сатурн от других главных планет ) и , во-вторых , его быстрым вращением вокруг оси . Период вращен ия на экваторе равен 10 ч 14 мин , а н а полюсах – примерно на 26 мин дли ннее. Сатурн – газовый гигант , состоящий в основном из водорода . По сравнению с Юпитером в е го составе обнаруживается несколько больше ме тана и меньше аммиака , так как низкие температуры приводят к вымораживанию большей ча сти аммиака из атмосферы планеты . Хо тя масса Сатурна в 95 раз превышает массу Земли , сила тяжести на его поверхности лишь немногим больше , чем на Земле . Вблизи ядра Сатурна температура высокая , давление значительное , и поэтому водород , возможно , н аходится в металлическом состоянии . До сих пор не обнаружено признаков существо вания у Сатурна магнитного поля . Поскольку Сатурн , как и все планеты-гиганты , находится далеко от Солнца его температура (по крайней мере , над облаками ) очень низка : – 180 С . Если смотр еть в телескоп средней , Сатурн выглядит желтоватым диском , пересечён ным облачными полосами , которые в общем по хожи на юпитерианские , но значительно более “спокойные” . Пятна в полосах Сатурна относи тельно редки , но всё же иногда появляются . На Сатурне нет п ятен , сравнимым со знаменитым Большим Красным Пятном Юпи тера . Не считая самих полос , все остальные образования поверхности Сатурна живут сравни тельно недолго и быстро изменяются . Теоретически построены модели массивных п ланет , вроде Сатурна и Юпитера , сос тоя щих из водорода и гелия . В центре план еты температура может достигать нескольких ты сяч градусов . Плотность газовой атмосферы у основания около 100 кг /м 3 . Малая средняя плотность планет-гига нтов может объяснятся тем , что она получае тся делением массы н а видимый объём , а объём мы оцениваем по непрозрачному слою обширной атмосферы . Малая плотность и обилие водорода отличают планеты-гиганты от остальных планет. Исключительным образованием в Солнечной с истеме казалось яркое кольцо толщиной не более чем в не сколько километров , окру жающее Сатурн . Оно расположено в плоскости Экватора Сатурна , которая наклонена к плоск ости его орбиты на 27 градусов . Поэтому в течение 30-летнего оборота Сатурна вокруг Со лнца кольцо видно нам то довольно раскрыт ым , то точно с реб р а , когда его можно разглядеть в виде тонкой лин ии лишь в большие телескопы . Ширина этого кольца такова , что по нему , будь оно сплошное , мог бы катиться земной шар. Русский учёный А.А . Белопольский , изучив спектр кольца , подтвердил теоретический вывод о том , что кольцо у Сатурна дол жно быть не сплошным , а состоять из мн ожества мелких частиц . По спектру , используя принцип Доплера – Физо , он установил , ч то внутренние части кольца вращаются быстрее , чем наружные , в соответствие с третьим законом Кеплера. Фотогр афии , переданные автоматическими станциями , запущенными к Сатурну , показали , что его кольцо состоит из многих сотен отдельных узких “колечек” , разделённых тёмными промежутками . Предполагается , что такая струк тура колец связана с гравитационным влиянием мн о гочисленных спутников планеты на движение частиц вещества , образующего ко льца. Система колец Сатурна либо возникла п ри разрушении некогда существовавшего спутника планеты (например , при его столкновении с другим спутником или астероидом ), либо же представл яет остаток того вещества , из которого в далёком прошлом образовались спутники Сатурна и которое из-за приливного воздействия планеты не смогло “собраться” в отдельные спутники. Малые те ла Солнечной системы. 1. Астероиды . Малые планеты , или астероиды , в основном обращаются между орбитами Марса и Юпитера и невооруж ённым глазом невидимы . В настоящее время и звестно более 3000 астероидов . Возможно , астероиды возникли потому , что веществу по какой-то причине не удалось собраться в одно бо льшое тело – планету. На протяжении миллиардов лет астероиды сталкиваются друг с другом . На эту мысль наводит то , ч то ряд астероидов имеет не шарообразную , а неправильную форму . Суммарная масса астероид ов оценивается всего лишь в 0,1 массы Земли. Самый яркий астероид – Веста н е бывает ярче 6-й звёздной величины . Самый крупный астероид – Церера , его д иаметр около 800 км , и за орбитой Марса д аже в сильнейшие телескопы на столь малом диске ничего нельзя рассмотреть . Самые ме лкие из известных астероидов имеют диаметры лишь около к и лометра . Конечно , у астероидов нет атмосферы . Для астероидов характерно петлеобразное перемещение на фоне звёздного неба , орбиты некоторых астероидов имеют необычайно большие эксцентриситеты , вс ледствие чего в перигелии они подходят к Солнцу ближе , чем Ма р с и даже Земля 2. Болиды и метеориты. Болидом называется довольно редкое явление – летящий по небу огненный ша р . Это явление вызывается вторжением в пло тные слои атмосферы крупных метеорных тел , окружённых обширной оболочкой раскалённых газо в и частиц , обр азующихся при нагревани и вследствие торможения в атмосфере . Болиды часто имеют заметный угловой диаметр в 1/10 – Ѕ видимого диаметра Луны и бывают видны даже днём . От сильного сопротивления воздуха метеорное тело нередко раскалывается и с грохотом выпадае т на Землю в виде осколко в . Упавшее на Землю тело называется метеор итом. Метеорит , имеющий небольшие размеры , иногд а целиком испаряется в атмосфере Земли . В большинстве случаев масса метеорита за в ремя полёта сильно уменьшается . До Земли д олетают лишь оста тки метеорита , обычно успевающие остыть , когда космическая скорость его уже погашена сопротивлением воздуха . Бывает три вида метеоритов : каменные , железные и железокаменные , особенно много находят железных метеоритов . По содержанию радиоактивных элементов определяют возраст метеори тов . Он различен , но самые старые метеорит ы имеют возраст 4,5 млрд . лет. Структура некоторых метеоритов свидетельству ет о том , что они подвергались высоким температурам и давлениям и , следовательно , м огли существовать в недрах ра зрушившейся планеты или крупного астероида 3. Кометы и метеоры . Метеорное тело , порождающее метеор , - э то , как правило , крошечная частичка , обычно меньше песчинки , движущаяся вокруг Солнца . О на так мала , что становится видимой , тольк о когда попадает в верх нюю атмосферу Земли (его скорость при этом около 42 к м /с ). Метеоры бывают двух основных типов : метеорные потоки и спорадические (случайные ) метеоры . Последние могут появляться с любой стороны и в любое время . В отличие от них метеорные потоки связаны с ко м етами . Например , хорошо известный поток Леонид , наблюдающийся каждый год в ноябре , связывают со слабой периодической ком етой Темпеля , причём метеорные частицы движут ся по той же самой орбите , что и с ама комета . Принято считать , что метеоры – это просто “о б ломки” комет . Может быть это некоторое упрощение , но совершенно определённо известно , что одна из периодических комет – комета Биэлы – распалась и вместо неё возник метеорный поток . Нет сомнения , что , когда комета дв ижется по орбите , она буквально “рассып а ет” следом за собой метеорное вещество . Большая комета состоит из трё х основных частей : ядра (содержащего большую часть массы ), головы кометы , или “комы” и хвоста . Голова и хвост кометы видны т олько тогда , когда комета приближается к С олнцу и пол действ ием солнечного излу чения лёд в ядре начинает испаряться . Когд а комета удаляется , хвост исчезает . Небольшие кометы , однако , часто лишены хвостов и в небе выглядят скорее как небольшие к лочки слабо подсвеченной пряжи. Хвосты комет бывают двух основных тип ов : газовые и пылевые . В целом газо вые хвосты относительно прямые , тогда как пылевые искривлены , поскольку они отстают от летящей по орбите кометы . Хвосту комет формируются в результате испарения льдов и х ядер , поэтому вещество ядер постоянно ра сходуется , и, по космическим понятиям , кометы – короткоживущие образования . Кометы – члены Солнечной системы , но их орбиты в большинстве случаев отличают ся от орбит планет тем , что они горазд о более эксцентричные . Кометы практически не испускают собственного излучения, а отр ажают солнечный свет ; последний к тому же заставляет вещество комет светиться (флуорес цировать ). Таким образом , большую часть комет нельзя проследить на протяжении всей орбит ы , и они видны , только когда подходят о тносительно близко к Земле и Солнцу. Кометы бывают короткопериодические и долг опериодические . Все короткопериодические кометы – слабые , и многие из них трудно набл юдать в телескоп . Некоторые кометы имеют с равнительно круговые орбиты , и за ними мож но проследить на всём их пути вокруг Солнца . Д ругие яркие кометы имеют намного большие периоды , которые мы даже не можем определить точно . Появление комет такого типа нельзя предсказать , и они всегда являются сюрпризом для астрономов . Современные пре дставления о происхождении Солнечной системы. Для развития материалистического мировоззрения огромную роль играли первые научные предположения о прои схождении Солнечной системы . В 1796 г . французский учёный Лаплас подробно описал гипотезу о бразования Солнца и планет из уже вращающ ейся газовой туманно с ти . Лаплас уч ёл основные характерные черты Солнечной систе мы , которые должна объяснить любая гипотеза о её происхождении : основная масса системы сосредоточена в Солнце ; орбиты планет и спутников почти круговые и лежат почти в одной плоскости ; расстояния м е жду ними возрастают по определённому закону ; почти все планеты не только обраща ются вокруг Солнца , но и вращаются вокруг своих осей в одном направлении . Итак , согласно современным представлениям Солнечная система началась с бесформенной ма ссы газа . Тог да ещё не было настоя щего Солнца , в котором происходили бы ядер ные реакции . Основную долю газа составлял водород . По прошествии некоторого времени это облако – Солнечная туманность – начало принимать регулярную форму . При этом неск олько увеличилась темпер а тура , хотя Солнце ещё не сформировалось . Газовое облак о продолжало сжиматься под действием гравитац ионных сил так , что самая плотная часть его находилась в центре . Так возникло С олнце , которое начало излучать , то есть ст ало звездой . По мере увеличения све т имости Солнца газовое облако становилось всё менее однородным . В нём появились сгущения , способные притягивать окружающее веще ство ; так образовались протопланеты . С ростом размеров и массы протопланет их гравитац ионное притяжение становилось всё сильнее , и они собирали всё больше матер иала из окружающих областей туманности . По мере сжатия солнечной туманности всё больш е вещества собиралось в протопланетах , одновр еменно возрастала мощность излучения Солнца . Основные протопланеты продолжали расти и наби рать в ещество благодаря своему грав итационному притяжению , поэтому число протопланет становилось всё меньше . По мере роста протопланет их форма становилась сферической и Солнечная система начала принимать знако мый нам вид . Солнце уже излучало энергию благодаря т ермоядерным реакциям . В течение длительного периода формирования про топланет Солнце вступило в устойчивый период существования как звезда главной последовате льности . Примерно 5 млрд . лет назад Солнечная система сформировалась в том виде , в ка ком мы знаем е ё теперь , - с ус тойчивым Солнцем , окружённым планетами. По гипотезе О . Ю . Шмидта , планеты в озникли из вещества огромного холодного газоп ылевого облака , вращавшегося вокруг Солнца . На примере Земли можно рассмотреть , как обра зовывались планеты Солнечной сис темы . Рас чёты показывают , что Земля выросла до её современной массы за несколько сот милли онов лет . Земля , холодная на поверхности , с тала разогреваться за счёт распада радиоактив ных элементов . Это привело к расплавлению земных недр . Тяжёлые элементы проди ф фундировали вниз , образовав ядро , а лё гкие образовали кору . В рое частиц , окружа вшем зародыши планет , повторялся процесс слип ания частиц , и возникли спутники планет . В частях газопылевого диска , удалённых от С олнца , царила низкая температура , и водород пр и формировании больших планет н е улетучился . Сильный нагрев облака вблизи Солнца ускорял рассеяние водорода , и в планетах земной группы его почти не сохра нилось . Шмидту удалось также впервые теоретич ески вывести наблюдаемый закон планетных расс тояний от Со л нца. Большую трудность представляет объяснение того , как первоначальное газопылевое облако , окружавшее молодое Солнце , сохранило свои б ольшие размеры и получило быстрое вращение. Теоретические расчёты , учитывающие наличие магнитного поля и ряд других факто ров , позволяют объяснить происхождение планетной системы , но отдельные моменты этой теории всё ещё нуждаются в проверке и уточн ении . Список использованной литературы : 1.Б.А . Воронцов- Вельяминов “АСТРОНОМИЯ 10” . Москва , “ПР ОСВЕЩ ЕНИЕ” 1985 г. 2.Б.А . Воронцов - Вельяминов “АСТРОНОМИЯ 11” . Москва , “ПРОСВЕЩЕНИЕ” 1989 г . 3.Р . Болдуин “Что мы знаем о Луне ” . Москва , “МИР” 1967г. 4.Энциклоп едия (первый том ) “Наука и вселенная” . Под редакцией А.Д . Суханова и Г.С . Хромова . Москва , “МИ Р” 1983 г . 5.Советский энциклопедический словарь . Москв а “Советская Энциклопедия” 1987 г. 6.Е.П . «Левитан АСТРОНОМИЯ 11» . Москва , «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1999г. 7. Физика космоса . 1986г.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Говорят, Федор Конюхов, всякий раз отправляясь в путешествие, на самом деле пытается уехать из России, но ему не сказали, что Земля круглая.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Сравнительная характеристика планет земной группы и планет-гигантов", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru