Сайтът все още се разработва и може да има грешки и неточности. Ако забележиш такава, пиши ни на ninelibera@gmail.com.

Планетите от земен тип

🛰️ На 15 декември 1970 г. съветската сонда „Венера 7“ се спуска с парашут през облаците на Венера и удря повърхността. Сигналът ѝ е толкова слаб, че учените го откриват в записите чак седмици по-късно: 475 °C и налягане 90 пъти по-голямо от земното. Това са първите данни, изпратени някога от повърхността на друга планета. Венера е почти колкото Земята, на почти същото разстояние от Слънцето и е изградена от същите скали. Как е станала толкова различна?

1. Семейството на скалистите планети

Меркурий, Венера, Земята и Марс са четирите вътрешни планети на Слънчевата система. Образували са се преди 4,6 млрд. години от облака газ и прах около младото Слънце. Близо до него е било толкова горещо, че водата, метанът и амонякът не са могли да замръзнат. Кондензирали са само металите и скалите – а те са малко. Затова вътрешните планети са малки и скалисти. Отвъд снежната линия (~3 AU) ледът е бил в изобилие и там са израснали гигантите.

Общи белези

  • Твърда повърхност от силикатни скали и метално ядро
  • Малки размери и маси – Земята е най-голямата от тях
  • Висока средна плътност: 3,9–5,5 g/cm33{,}9\text{–}5{,}5\ \mathrm{g/cm^{3}} (при гигантите е 0,7–1,6 g/cm30{,}7\text{–}1{,}6\ \mathrm{g/cm^{3}})
  • Бавно въртене, малко спътници (общо три) и никакви пръстени
  • Тънки или вторични атмосфери, образувани от вулканични газове и комети
О

Средна плътност

ρ=M/V=3M4πR3\rho = M / V = \frac{3M}{4\pi R^3}. Масата се намира от движението на спътници или сонди (трети закон на Кеплер), а радиусът – от ъгловия размер и разстоянието. Плътността подсказва от какво е изградена планетата, без да я докосваме.

Пример

Намерете средната плътност на Земята (M=5,97⋅1024 kg, R=6371 kmM = 5{,}97 \cdot 10^{24}\ \mathrm{kg},\ R = 6371\ \mathrm{km}).

  1. V=4πR3/3=4π⋅(6,371⋅106 m)33≈1,083⋅1021 m3V = 4\pi R^3 / 3 = \frac{4\pi \cdot (6{,}371 \cdot 10^6\ \mathrm{m})^3}{3} \approx 1{,}083 \cdot 10^{21}\ \mathrm{m^{3}}
  2. ρ=M/V=5,97⋅1024/1,083⋅1021≈5510 kg/m3=5,51 g/cm3\rho = M / V = 5{,}97 \cdot 10^{24} / 1{,}083 \cdot 10^{21} \approx 5510\ \mathrm{kg/m^{3}} = 5{,}51\ \mathrm{g/cm^{3}}
  3. Скалите на повърхността са с плътност само ~2,7–3 g/cm32{,}7\text{–}3\ \mathrm{g/cm^{3}}, значи в недрата има нещо много по-тежко – желязно ядро.

Четирите скалисти свята в един и същ мащаб

Щракнете върху планета. Луната е добавена за сравнение.

Меркурий4880 kmВенера12 104 kmЗемя12 742 kmМарс6780 kmЛуна3 474 km
Радиус
6371 km
1 R⊕
Маса
1 M⊕
Средна плътност
5,51 g/cm³
g на повърхността
9,81 m/s²
1 g⊕
Втора космическа скорост
11,2 km/s
Разстояние от Слънцето
1 AU
e = 0,017
Година
365,3 дни
Въртене (сидерично)
23,93 h
Слънчево денонощие
24 h
Наклон на оста
23,4°
Налягане
1 bar
Спътници
1 (Луната)
Атмосфера: 78% N₂, 21% O₂, 0,9% Ar, 0,04% CO₂
Температура на повърхността: −89 … +57 °C, средно +15 °C

Най-голямата и най-плътната от скалистите планети. Единствената с течна вода на повърхността, тектоника на плочите и атмосфера, богата на кислород – произведен от живите организми. Силното магнитно поле, създавано от течното външно ядро, отклонява слънчевия вятър. Луната е необичайно голяма спрямо планетата и стабилизира наклона на оста ѝ.

Планетаa (AU)R (km)M (M⊕)M\ (M_{\oplus})ρ (g/cm3)\rho\ (\mathrm{g/cm^3})g (m/s2)g\ (\mathrm{m/s^2})ГодинаСлънчев ден
Меркурий0,38724400,0555,433,788 д176 дни
Венера0,72360520,8155,248,87225 д117 дни
Земя1637115,519,81365 д24 h
Марс1,52433900,1073,933,71687 д24 h 40 min

2. Вътрешен строеж

Младите планети са били разтопени от ударите и от разпада на елементи. Тежкото желязо е потънало към центъра, а по-леките са изплували нагоре – това се нарича диференциация. Така всички скалисти планети имат слоеве: метално ядро, скална мантия и тънка кора. За Земята знаем това от сеизмичните вълни при земетресения; за Марс – от сеизмометъра на сондата InSight; за Меркурий и Венера – от гравитационното им поле и средната плътност.

Какво има вътре

Разрез на планетите в общ мащаб. Щракнете върху слой. Вдясно – колко голямо е металното ядро на всяко тяло.

Вътрешно ядроВъншно ядроМантияКораЗемя, R = 6371 kmядро / радиусМеркурий83%ρ = 5,43Венера50%ρ = 5,24Земя55%ρ = 5,51Марс54%ρ = 3,93Луна20%ρ = 3,34

Вътрешно ядро (до 19% от радиуса): Твърда желязо-никелова топка с радиус ~1220 km и температура ~5400 °C – колкото повърхността на Слънцето. Твърдо е въпреки жегата, защото налягането е огромно.

🧲 Силно магнитно поле, създавано от конвекцията в течното външно ядро (геодинамо).

Защо само Земята има силно магнитно поле? Нужни са три неща: течно метално ядро, в него и достатъчно бързо въртене. Венера има ядро, но се върти бавно и няма тектоника, която да изнася топлината от него. Марс е малък и ядрото му е спряло да кипи преди ~4 млрд. години. Меркурий има слабо поле – само ~1% от земното.

3. Как се променят повърхностите

Четири процеса оформят лицето на една скалиста планета. Кой от тях преобладава, зависи най-вече от размера ѝ.

☄️ Ударни кратери

Всички планети са бомбардирани, особено през първите ~700 млн. години. Колкото повече кратери има една област, толкова по-стара е тя – така се датират повърхностите на други светове без нито една скална проба.

🌋 Вулканизъм

Лавата залива старите кратери и обновява повърхността. Олимп на Марс е 22 km висок; Венера има над 1000 вулкана и вероятно някои са активни и днес.

🧩 Тектоника

Само Земята има подвижни литосферни плочи. Те рециклират кората, издигат планини и връщат въглерода в недрата – ключов „термостат“ за климата.

💨 Ерозия

Вятър, вода и лед изтриват релефа. На Земята кратерите изчезват за десетки милиони години; на Марс прашни бури покриват цялата планета; на Меркурий ерозия почти няма.

Т

Големите планети остават горещи по-дълго

Топлината се съдържа в обема (∝R3\propto R^3), а се губи през повърхността (∝R2\propto R^2). Отношението V/S=R/3V / S = R / 3 расте с радиуса, затова по-голямата планета изстива по-бавно. Затова Луната и Меркурий са геологично мъртви от милиарди години, Марс – почти, а Земята и Венера са все още активни.

4. Атмосфери: кой какво е задържал

Първичният водород и хелий, които скалистите планети са привлекли при раждането си, отдавна са изчезнали. Днешните атмосфери са вторични: изпуснати от вулканите (CO2, H2O, N2\mathrm{CO_2},\ \mathrm{H_2O},\ \mathrm{N_2}) и донесени от комети и астероиди. Дали една планета ще ги задържи, зависи от надпреварата между гравитацията и топлинното движение на молекулите.

Т

Топлинна скорост и задържане на газ

Средната квадратична скорост на молекулите е v=3kT/mv = \sqrt{3kT / m}, където k=1,38⋅10−23 J/Kk = 1{,}38 \cdot 10^{-23}\ \mathrm{J/K}, TT е температурата, а mm – масата на една молекула. Скоростите са разпределени около тази стойност и най-бързите молекули избягват. Газът остава за милиарди години, ако втората космическа скорост е поне ~6 пъти по-голяма от vv.

Пример

Ще задържи ли Земята азота? Горната атмосфера е с T≈1000 K, m(N2)=28⋅1,66⋅10−27 kg, v2=11,2 km/sT \approx 1000\ \mathrm{K},\ m(\mathrm{N_2}) = 28 \cdot 1{,}66 \cdot 10^{-27}\ \mathrm{kg},\ v_2 = 11{,}2\ \mathrm{km/s}.

  1. v=3⋅1,38⋅10−23⋅1000/4,65⋅10−26≈8,9⋅105≈940 m/sv = \sqrt{3 \cdot 1{,}38 \cdot 10^{-23} \cdot 1000 / 4{,}65 \cdot 10^{-26}} \approx \sqrt{8{,}9 \cdot 10^5} \approx 940\ \mathrm{m/s}
  2. 6v≈5,7 km/s<11,2 km/s6v \approx 5{,}7\ \mathrm{km/s} < 11{,}2\ \mathrm{km/s}
  3. Азотът остава. За водорода (mm 14 пъти по-малка) v≈3,5 km/sv \approx 3{,}5\ \mathrm{km/s} и 6v≈21 km/s6v \approx 21\ \mathrm{km/s} – той бяга.

Кой газ ще остане?

Стълбчето е 6 пъти средната скорост на молекулите. Ако е под линията на втората космическа скорост, газът остава за милиарди години. Леките и горещите молекули са най-бързи.

125102050km/s (лог. скала)21,2H₂бяга15Heбяга7,5CH₄остава7,1H₂Oостава5,7N₂остава5,3O₂остава4,5CO₂оставаv₂ = 11,2 km/s (Земя)

Земята губи водород и хелий, но задържа азота, кислорода и водната пара. Водата е спасена и от студения слой над тропосферата – там парите кондензират и не стигат високо.

5. Парниковият ефект

Без атмосфера температурата на една планета се определя само от това колко светлина получава и колко от нея поглъща.

Т

Равновесна температура

Teq≈279 K⋅(1−A)1/4/dT_{\mathrm{eq}} \approx 279\ \mathrm{K} \cdot (1 - A)^{1/4} / \sqrt{d}, където AA е албедото (каква част от светлината се отразява), а dd е разстоянието до Слънцето в AU. Формулата следва от равенството между погълнатата слънчева енергия и топлинното излъчване по закона на Стефан–Болцман.

Атмосферата обаче пропуска видимата светлина, а задържа инфрачервеното излъчване на нагрятата повърхност. Тя действа като одеяло – повърхността трябва да стане по-топла, за да излъчи в космоса толкова енергия, колкото получава.

Парниковият ефект

Видимата светлина минава през атмосферата, но топлинното (инфрачервено) излъчване на повърхността се поглъща от CO₂ и водна пара. Всеки непрозрачен за него слой връща половината обратно надолу. Добавете слоеве и намерете реалната температура.

видима светлинаинфрачервеноповърхност: 254 K (-19 °C)200300400500600700800T_eqреалнаK
Албедо A
0,31
Без атмосфера T_eq
254 K
Модел T = T_eq(1 + N)^¼
254 K
Измерена средна
288 K

За Земята са нужни N ≈ 0,65 слоя. Без парниковия ефект океаните щяха да замръзнат. Малко повече CO₂ означава малко повече N – и по-висока температура.

Неудържимият парников ефект на Венера

Младото Слънце е светело с ~30% по-слабо и Венера вероятно е имала океани. С нарастването на водата се изпарява. Водната пара също е – тя затопля планетата още повече, изпарява още вода и процесът „избягва“. Без океани CO2\mathrm{CO_2} не може да се разтваря и да се свързва в карбонатни скали, както на Земята, и целият остава във въздуха. Интересното е, че в земния варовик е заключено почти толкова CO2\mathrm{CO_2}, колкото има в атмосферата на Венера.

Областта около звезда, в която планета като Земята може да има течна вода на повърхността, се нарича обитаема зона. За Слънцето тя е приблизително между 0,95 и 1,7 AU – Венера е точно до вътрешния ѝ ръб, а Марс е вътре, но е твърде малък, за да задържи плътна атмосфера.

6. Странното въртене на Меркурий и Венера

Звездното (сидерично) денонощие е времето за едно завъртане спрямо звездите. Но за жителите на една планета е важно – от пладне до пладне. Докато планетата се върти, тя се премества и по орбитата си, затова двете се различават.

Т

Слънчево денонощие

1/Pслънч=1/Pсид−1/T1 / P_{\text{слънч}} = 1 / P_{\text{сид}} - 1 / T при въртене в посоката на обикаляне и 1/Pслънч=1/Pсид+1/T1 / P_{\text{слънч}} = 1 / P_{\text{сид}} + 1 / T при обратно въртене, където TT е орбиталният период. За Земята: 1/0,9973−1/365,26⇒1 / 0{,}9973 - 1 / 365{,}26 \Rightarrow точно 1 ден.

Пример

Меркурий се завърта спрямо звездите за 58,65 дни и обикаля Слънцето за 87,97 дни. Колко е слънчевото му денонощие?

  1. 1/P=1/58,65−1/87,97=0,017050−0,011368=0,0056821 / P = 1 / 58{,}65 - 1 / 87{,}97 = 0{,}017050 - 0{,}011368 = 0{,}005682
  2. P≈176P \approx 176 дни – точно колкото две меркуриански години.

Колко е дълъг денят?

Флагчето е забито в повърхността. Когато сочи към Слънцето, там е пладне. Сравнете колко пъти планетата се завърта спрямо звездите и колко пъти – спрямо Слънцето.

перихелийпладнеизминали земни дни0обиколки около Слънцето0завъртания спрямо звездите0слънчеви денонощия0

За 2 обиколки около Слънцето Меркурий се завърта точно 3 пъти около оста си – резонанс 3 : 2. Затова едно слънчево денонощие трае 176 земни дни, колкото две негови години. Около перихелия орбиталното движение е по-бързо от въртенето и Слънцето за кратко тръгва назад по небето.

Тези необичайни въртения са дело на приливите. Слънцето е забавило въртенето на Меркурий, докато той „заседне“ в 3:23 : 2 – стабилен заради издължената му орбита. Обратното въртене на Венера се обяснява по различни начини: с гигантски сблъсък в миналото или с приливите, които Слънцето предизвиква в плътната ѝ атмосфера.

7. Къде е водата?

Течната вода е ключът към живота, какъвто го познаваме. Всички скалисти планети вероятно са получили вода, но само Земята е успяла да я запази течна на повърхността.

💧 Меркурий

Воден лед в постоянно засенчени кратери при полюсите – открит от сондата MESSENGER.

💧 Венера

Вероятно е имала океани. Днес атмосферата съдържа ~100 пъти повече деутерий спрямо водорода от земната – следа от избягал лек водород.

💧 Земя

71% от повърхността е покрита с океан, но водата е само ~0,02% от масата на планетата.

💧 Марс

Лед в полярните шапки и под повърхността, древни речни корита, делти и минерали, които се образуват само във вода.

Марс днес е изследван от роувъри и орбитални сонди повече от всяка друга планета. Роувърът Perseverance събира скални проби в кратера Йезеро – бивше езеро с речна делта, – за да бъдат донесени на Земята и изследвани за следи от древен микробен живот. Двата малки спътника на Марс, Фобос (~22 km) и Деймос (~12 km), вероятно са уловени астероиди или отломки от древен сблъсък. Фобос бавно се спуска и след ~50 млн. години ще бъде разкъсан от .

8. 🎯 Бърз тест

1 / 7
✓ 0

Защо близо до Слънцето са се образували скалисти, а далеч от него – газови планети?

9. 📝 Задачи за упражнение

0 / 0

Ниво А· Областен кръг

Ниво В· Национален кръг

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Ниво С· Международна олимпиада

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

10. Обобщение

  • ✓ Четири скалисти планети, образувани от метали и силикати вътре от снежната линия
  • ✓ Средна плътност ρ=3M4πR3\rho = \frac{3M}{4\pi R^3} от 3,9 до 5,5 g/cm35{,}5\ \mathrm{g/cm^{3}}; всички имат ядро, мантия и кора
  • ✓ По-голямата планета остава гореща и геологично активна по-дълго (V/S=R/3V / S = R / 3)
  • ✓ Газът се задържа, ако v2≳6⋅3kT/mv_2 \gtrsim 6 \cdot \sqrt{3kT / m} – затова водородът и хелият са избягали
  • ✓ Teq≈279 K⋅(1−A)1/4/dT_{\mathrm{eq}} \approx 279\ \mathrm{K} \cdot (1 - A)^{1/4} / \sqrt{d}; Венера е 500 K по-гореща от TeqT_{\mathrm{eq}} заради парниковия ефект
  • ✓ Меркурий: резонанс 3:23 : 2, слънчев ден 176 дни; Венера: обратно въртене, слънчев ден 117 дни
  • ✓ Само Земята има течна вода на повърхността, тектоника на плочите и силно

💡Интересен факт

На ~50 km над повърхността на Венера налягането е около 1 bar, а температурата – между 0 и 50 °C. Това е най-подобното на Земята място в Слънчевата система извън самата Земя. Затова учени предлагат бъдещи изследователски станции да се носят като балони в облаците на Венера – въздухът, който дишаме, е по-лек от CO2\mathrm{CO_2} и би ги държал във въздуха.