«Планети»

Вид материала

Реферат

Содержание Марсіанські „ канали” Світлі і темні плями Атмосферний тиск Хімічний та аерозольний склад атмосфери Хімічний та аерозольний склад атмосфери Літо і зима на планеті Марс зблизька

Подобный материал:

• Представник давньогрецької школи, математик, астроном Ератосфен Кіренський (276-195, 39.29kb.
• Земля, 455.92kb.
• Забезпечення якісної географічної освіти в області, 122.45kb.
• Чернігівський державний педагогічний університет ім. Т. Г. Шевченка, 505.25kb.
• Чернігівський державний педагогічний університет імені т. Г. Шевченка, 449.05kb.
• Ііі курс, 1-й семестр Назвіть, будь ласка, головні органи оон? Рада Безпеки Генеральна, 329.48kb.
• Реферат на тему, 91.37kb.
• Реферат на тему: Рептилії та плазуни: крокодили, ігуани, пітони, удави, отруйні змії,, 81.6kb.
• Реферат на тему: "Природні джерела вуглеводнів", 51.86kb.
• План Одиниці та принципи фауністичного районування. Типи фауни, 230.27kb.

Рівненьский коледж комерційної діяльності і права


РЕФЕРАТ

на тему: «Планети»

Студента групи Ю-11

Селіверстова Анатолія Вячеславовича


Викладач

Пархомчук Володимир

Андрійович

м.Рівне 201


ПЛАН:


1.Планета Меркурій

2.Планета Марс

3.Планета Венера

4.Планета Нептун

1.Меркурій – найближча до Сонця планета і найменша з „великих” планет; її діаметр становить близько 0,4 діаметра Землі, маса приблизно в 20 раз менша від земної маси, густина приблизно 5 г/см3. Зоряна доба, тобто період обертання навколо осі відносно зір, становить 58,65 нашої доби. Середня відстань Меркурія від Сонця становить 57,9 млн. км, а зоряне обертання навколо Сонця робить за 88 днів.


Через те що найбільша елонгація від Сонця ніколи не перевищує 280, планета майже завжди залишається схованою й променях ранкової або вечірньої заграви і бачити її в наших широтах вдається рідко. Тому про її природу знають дуже мало. Неозброєному оку Меркурій здається зорею першої величини, інколи навіть яскравішою; в максимумі блиску він майже дорівнює найяскравішій зорі небу – Сиріусу. В телескоп Меркурій виявляє фази подібно до Місяця. Фази ці залежать від його положення відносно Сонця. Поблизу верхнього сполучення, далеко за Сонцем, він має вигляд майже повного маленького кружальця. Біля найбільшої елонгації він схожий на Місяць ц першій або останній чверті, а поблизу нижнього сполучення (між Сонцем і Землею) набуває форми порівняно великого, але вузького серпа.


Спостерігати Меркурій дуже важко. Поляризація дослідження дають можливість вважати, що за своєю природою, як і за розміром Меркурій схожий на Місяць. Очевидно, він не має атмосфери. Час обертання Меркурія навколо осі точно ще не визначено, але наймовірніше, що він дорівнює часові обертання навколо Сонця, тобто 88 дням. Це значить, що планета звернена до Сонця однією стороною, як Місяць до Землі. Тому одна півкуля Меркурія дуже нагріта сонячними променями (до температури 4000 С, як показують безпосередні виміри), на ній вічний день, а на другій –вічна ніч і холод.


Через те, що ця планета рухається по орбітах, розташованих усередині земної орбіти, вона іноді проходить між Сонцем і Землею. В цей час планету можна помітити на сонячному диску у вигляді маленького чорного кружальця. Проходження Меркурія трапляються в середньому 13 раз за століття; вони бувають тільки в травні і листопаді; останнє проходження спостерігалося 14 листопада 1953 року.


У Меркурія супутників не знайдено. Поверхня Меркурія настільки вкрита кратерами, що на фотографіях її важко відрізнити від поверхні Місяця.


Подібні вони також за відбивною здатністю і теплопровідністю поверхневого шару. Помітною відмінністю є мала кількість западин, подібних до місячних „морів”. Найбільша з них – море спеки – має діаметр близько 1300 км.


Через велику витягнутість орбіти Меркурія здається, що Сонце дивним чином рухається його небосхилом. У своєму русі воно може прискорюватися чи сповільнюватися, зупинятися і навіть рухатися у зворотньому напрямі.


У деяких районах Меркурія можна спостерігати ще більш вражаюче явище: через деякий час після сходу, піддівшись на невелику ворситу над обрієм, Сонце, наче „забувши” щось важливе під обрієм, поспішає назад, заходить там, де зійшло і знову сходить. Така є картина відбувається і на заході: Сонце заходить потім знову сходить на небосхил, піднімається на невелику висоту і знову заходить.


Через відсутність атмосфери і близькість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. В полудень на екваторі максимальна температура досягає 700 к, вночі знижується до 100 К і нижче.


З’ясовано, що Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, яка в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у земній атмосфері на висоті 700 км. Ця газова оболонка не є власною атмосферою планети: силою свого тяжіння. Меркурій захоплює частинки сонячного вітру, які в середньому через 200 діб покидають планету, а на їхнє місце надходять нові.


Через значну близькість до Сонця спостерігати подробиці на поверхні Меркурія з Землі було неможливо. І лише у 1974-1975 рр. АМС „Маринер-10”(США) передала на Землю близько 10000 знімків Меркурія. На них добре видно, що поверхня Меркурія суцільно покрита кратерами, чим він дуже схожий на Місяць. От тільки кратери розташовані густіше і вони плоскіші, ніж на Місяці: мають меншу глибину і меншу висоту кільцевих валів, що їх оточують.


Несподівано було виявлено магнітне поле Меркурій, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля поверхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустимі, що Меркурій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати 2/3 діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси Меркурія, і цим визначається його найбільша середня густина серед усіх планет Сонячної системи. Меркурій – найближча до Сонця планета і найменша з „великих” планет; її діаметр становить близько 0,4 діаметра Землі, маса приблизно в 20 раз менша від земної маси, густина приблизно 5 г/см3. Зоряна доба, тобто період обертання навколо осі відносно зір, становить 58,65 нашої доби. Середня відстань Меркурія від Сонця становить 57,9 млн. км, а зоряне обертання навколо Сонця робить за 88 днів.


Через те що найбільша елонгація від Сонця ніколи не перевищує 280, планета майже завжди залишається схованою й променях ранкової або вечірньої заграви і бачити її в наших широтах вдається рідко. Тому про її природу знають дуже мало. Неозброєному оку Меркурій здається зорею першої величини, інколи навіть яскравішою; в максимумі блиску він майже дорівнює найяскравішій зорі небу – Сиріусу. В телескоп Меркурій виявляє фази подібно до Місяця. Фази ці залежать від його положення відносно Сонця. Поблизу верхнього сполучення, далеко за Сонцем, він має вигляд майже повного маленького кружальця. Біля найбільшої елонгації він схожий на Місяць ц першій або останній чверті, а поблизу нижнього сполучення (між Сонцем і Землею) набуває форми порівняно великого, але вузького серпа.


Спостерігати Меркурій дуже важко. Поляризація дослідження дають можливість вважати, що за своєю природою, як і за розміром Меркурій схожий на Місяць. Очевидно, він не має атмосфери. Час обертання Меркурія навколо осі точно ще не визначено, але наймовірніше, що він дорівнює часові обертання навколо Сонця, тобто 88 дням. Це значить, що планета звернена до Сонця однією стороною, як Місяць до Землі. Тому одна півкуля Меркурія дуже нагріта сонячними променями (до температури 4000 С, як показують безпосередні виміри), на ній вічний день, а на другій –вічна ніч і холод.


Через те, що ця планета рухається по орбітах, розташованих усередині земної орбіти, вона іноді проходить між Сонцем і Землею. В цей час планету можна помітити на сонячному диску у вигляді маленького чорного кружальця. Проходження Меркурія трапляються в середньому 13 раз за століття; вони бувають тільки в травні і листопаді; останнє проходження спостерігалося 14 листопада 1953 року.


У Меркурія супутників не знайдено. Поверхня Меркурія настільки вкрита кратерами, що на фотографіях її важко відрізнити від поверхні Місяця.


Подібні вони також за відбивною здатністю і теплопровідністю поверхневого шару. Помітною відмінністю є мала кількість западин, подібних до місячних „морів”. Найбільша з них – море спеки – має діаметр близько 1300 км.


Через велику витягнутість орбіти Меркурія здається, що Сонце дивним чином рухається його небосхилом. У своєму русі воно може прискорюватися чи сповільнюватися, зупинятися і навіть рухатися у зворотньому напрямі.


У деяких районах Меркурія можна спостерігати ще більш вражаюче явище: через деякий час після сходу, піддівшись на невелику ворситу над обрієм, Сонце, наче „забувши” щось важливе під обрієм, поспішає назад, заходить там, де зійшло і знову сходить. Така є картина відбувається і на заході: Сонце заходить потім знову сходить на небосхил, піднімається на невелику висоту і знову заходить.


Через відсутність атмосфери і близькість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. В полудень на екваторі максимальна температура досягає 700 к, вночі знижується до 100 К і нижче.


З’ясовано, що Меркурій має дуже розріджену газову оболонку, яка в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у земній атмосфері на висоті 700 км. Ця газова оболонка не є власною атмосферою планети: силою свого тяжіння. Меркурій захоплює частинки сонячного вітру, які в середньому через 200 діб покидають планету, а на їхнє місце надходять нові.


Через значну близькість до Сонця спостерігати подробиці на поверхні Меркурія з Землі було неможливо. І лише у 1974-1975 рр. АМС „Маринер-10”(США) передала на Землю близько 10000 знімків Меркурія. На них добре видно, що поверхня Меркурія суцільно покрита кратерами, чим він дуже схожий на Місяць. От тільки кратери розташовані густіше і вони плоскіші, ніж на Місяці: мають меншу глибину і меншу висоту кільцевих валів, що їх оточують.


Несподівано було виявлено магнітне поле Меркурій, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля поверхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустимі, що Меркурій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати 2/3 діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси Меркурія, і цим визначається його найбільша середня густина серед усіх планет Сонячної системи.


2. Марс

Ми зупинимось на сучасному стані наших знань про Марс, користуючись, Матеріалами нарад Робочої групи по вивченню цієї планети в СРСР, що відбулися в червні 1964 року в місті Києві та в квітні 1965 року в Кримській астрономічній обсерваторії.

За сприятливих атмосферних умов у період зближення Землі і Марса на його видимій поверхні можна побачити групу темних плям – марсіанські „моря”, розміщених переважно в південній півкулі планети. „ Моря” приблизно у два рази темніші, ніж загальний фон – марсіанські „пустелі”.

При візуальних спостереженнях Марс має вигляд рожевого диска. Вчені відмічали, що марсіанські моря мають зеленуватий відтінок, але дальші фотометричні спостереження показали, що ці кольорові відмінності невеликі і пояснюються головним чином впливом марсіанської атмосфери, а це в свою чергу приводить до вирівнювання відбивної здатності морів і материків Марса фіолетових променях. Через вплив марсіанської атмосфери ми не знаємо, який же насправді колір марсіанської поверхні.

Як правило, спостерігач добре бачить білі плями в полярних областях Марса, так звані полярні шапки. Полярні шапки спостерігаються не завжди, все залежить від того, в який час марсіанського року проводять спостереження. Полярні шапки великі і білі тільки в зимовий для даної півкулі Марса період. З наближенням марсіанського літа колір полярних шапок змінюється, вони зменшуються за розмірами, а інколи зникають зовсім.

Через те, що Марс має атмосферу, його вигляд істотно залежить від того в яких променях ведуться спостереження. Якщо в червоних променях на Марсі видно світлі материки, моря і полярні шапки, то в фіолетових – ці деталі поверхні зникають, і замість них бачимо світлі утворення хмарового походження.

Крім згаданих атмосферних утворень, розміщених над полярними ділянками, подібні хмари можна побачити на східному і західному краях диска Марса. Ці хмари являть собою скупчення тих же частинок, з яких складаються полярні хмари; з’являються вони на ранковому і вечірньому краях, як паморозь, що спостерігається на Землі при низьких температурах. На нічній півкулі Марса, де панують сильні морози, подібні хмари займають більший простір.

Трапляються періоди, коли в синіх променях крім полярних шапок на Марсі не видно жодної хмари (наприклад, 1956р. Під час великого протистояння). Причина цього полягає, у зміні температурного режиму марсіанської атмосфери, що в свою чергу, пов’язана з сезонними коливаннями температури на планеті.

Марсіанські „ канали”

Марсіанські „канали” не мають нічого спільного з штучними спорудженнями, звичайними для нас, мешканців Землі. Що ж до каналів як природних утворень, то слід мати на увазі таке. За допомогою найбільш потужних сучасних телескопів можна помітити на Марсі смужку 50-70 км завширшки.

За останній час було висунуто ряд гіпотез про походження марсіанських „ каналів”. В одному варіанті – це розломи і тріщини в марсіанській корі, в другому – піщані дюни.

Світлі і темні плями

Ми вже говорили про те, що видима поверхня Марса має насичене рожеве забарвлення, але колір самої поверхні планети визначити досить важко. Щодо цього існують дві точки зору. Перша з них припускає, що вплив розрідженої атмосфери Марса на колір планети дуже малий. В цьому випадку поверхню Марса за кольором можна порівняти з червоними пісковиками, що зустрічаються на Землі. Численні фотометричні та поляризаційні спостереження показують, що матеріал, який покриває поверхні Марса, повинен бути дуже здрібнений. В усякому разі більша частина поверхні повинна бути покрита дрібним порошком, який завдяки вітрам протягом довгого часу у величезній кількості „плаває” в розрідженій атмосфері, добре видні з Землі пилові хмари. Це підтверджує і закон відбивання світла від поверхні Марса, який свідчить про те, що вона досить рівною. Серед природних ландшафтів на Землі такі поверхні майже не зустрічаються.

Згідно з другою точкою зору видимий колір Марса визначається його атмосферою і, отже тверда поверхня не рожева, а скоріше біла. Вплив атмосфери, що веде до почервоніння планети, матиме місце тільки в тому випадку, коли марсіанські атмосфері надати в основному поглинаючих властивостей, принаймні, в фіолетових променях.

Відзначимо лише, що першої з них дотримується більшість дослідників Марса, бо вона побудована на більш природних припущеннях. Видимий колір Марса визначається в основному кольором його поверхні, і спробуємо вказати мінерал, наявність якого на Марсі найбільш імовірна. За спектральною відбивною здатністю поверхня Марса подібна до лимоніту. Цей мінерал в порошкоподібному вигляді може легко підніматись повітряними течіями, утворюючи жовтого кольору, які часто спостерігаються на Марсі. Така „іржа” могла утворитися в результаті тривалого окислення поверхневих порід Марса, що містять залізо. Можливо, саме тому атмосфера Марса повністю позбулася кисню.

За останній час вдалось провести порівняння лимоніту з поверхнею Марса. За відбивними властивостями в інфрачервоній ділянці спектра до 4 мк. Це зробив московський астроном В.І.Мороз.

Очевидно таке порівняння є найбільш обґрунтованим, бо в інфрачервоному світлі атмосфера Марса не впливатиме на загальний хід кривої розподілу енергії в спектрі, і на цей раз ми маємо підстави вважати, що спостерігаємо безпосередньо поверхню планети. Одержаний В.І Морозом результат – разючий збіг графіків для лимоніту і поверхні Марсу.

Щодо марсіанських морів, то оскільки їх колір порівняно з кольором марсіанських пустель дещо менш насичений, вкриваючи їх речовина також може бути зв’язана з лимонітом, але його процентний вміст як забарвлюючого пігменту в деякому відносно темному основному матеріалі повинен тут бути меншим. У зв’язку з спостережуваними коливаннями кольору і яскравості марсіанських морів за сезонним ритмом на планеті можна припускати, що ці райони поверхні марса вкриті острівцями бідної марсіанської рослинності. Численні фотометричні вимірювання окремих темних областей Марса, виконані в 1954 і 1956 рр. у Харкові, показали, що закон відбивання світла для морів дещо відмінний від закону для пустель.

Атмосферний тиск

Вже ранні визначення оптичної товщини марсіанської атмосфери показали, що вона за своєю загальною щільністю значно відрізняється від атмосфери Землі. Для атмосфери Землі середнє значення оптичної товщини в видимій ділянці спектра дорівнює 0,30.

Декілька астрономів – Н.М.Ситинська, В.В Шаронов, М.П. Барабашов та ін. В різний час дійшли висновку відносно значення оптичної товщини атмосфери Марса. Вона виявилась рівною в середньому 0,06 для 5000 Ǻ, що відповідає атмосферному тиску біля поверхні Марса (60 мм рт. ст.). До останнього часу ця цифра залишилась загальноприйнятою і в дискусії про можливість існування на Марсі живих організмів біла однією з основних величин, що характеризують такі непривабливі умови на нашому рожевому сусіді.

Отже, тиск біля поверхні Марса не перевищує 15 мм рт. ст.

Хімічний та аерозольний склад атмосфери

Дослідження хімічного складу атмосфери Марса показали, що кисень в ній становить, близько 0, 1 %, вуглекислий газ – 2,2 % загального об’єму. Інших газів, які можна було б виявити шляхом спостереження з поверхні Землі, в атмосфері Марса не знайдено.

При вивченні хімічного складу атмосфери планети ми завжди виходимо з припущення про первісний склад газової хмари, з якої потім утворилися планети. Хімічний склад цієї хмари повинен відповідати поширеності хімічних елементів у космічному просторі.

Через те, що швидкість звітрювання на Марсі дорівнює 5,1 км/сек, тобто приблизно вдвічі менша, ніж на Землі, можна твердити, що легкі гази, такі, як водень, гелій і деякі інші, утриматись в атмосфері Марса не здатні і повинні зникнути.

Насправді з кінетичної теорії газу випливає, що, коли вік Марса такий же, як і Землі (4,5 млрд. Років), то в його атмосфері могли утриматись тільки ті гази, для яких швидкість теплового руху не перевищує 1 км/сек. Температура атмосфери Марса становить близько - 70°С. При такій температурі всі гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфері.

Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хімічно нейтральних газів, таких, як азот, аргон тощо.

Отже, тиск біля поверхні Марса не перевищує 15 мм рт. ст.

Хімічний та аерозольний склад атмосфери

Дослідження хімічного складу атмосфери Марса показали, що кисень в ній становить, імовірно, близь­ко 0,1 %, вуглекислий газ—2,2% загального об'єму. Інших газів, які можна було б виявити шляхом спосте­режень з поверхні Землі, в атмосфері Марса не знайде­но.

При вивченні хімічного складу атмосфери планети ми завжди виходимо з припущення про первісний склад газової хмари, з якої потім утворились планети. Хімічний склад цієї хмари повинен відповідати поширеності хімічних елементів у космічному просторі.

Через те що швидкість звітрювання на Марсі дорів­нює 5,1 км/сек, тобто приблизно вдвічі менша, ніж на Землі, можна твердити, що легкі гази, такі, як водень, гелій і деякі інші, утриматись в атмосфері Марса не здатні і повинні зникнути.

Насправді з кінетичної теорії, газу випливає, що, коли вік Марса такий же, як і Землі (4,5 млрд. років), в його атмосфері могли утриматись тільки ті гази, для яких швидкість теплового руху не перевищує 1 км/сек. Температура атмосфери Марса становить близько — 70° С. При такій температурі всі гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфері. Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хімічно нейтральних газів, таких, як азот, аргон тощо.

Знаючи хімічний склад і температуру атмосфери, можна підрахувати, як змінюється атмосферний тиск з висотою. Обчислення показують, що на кожний кілометр атмосферний тиск на Марсі зменшується швидше, ніж на Землі, майже вдвічі. Це означає, що на висоті близько 30 км від поверхні Землі атмосферний тиск та­кий же, як І біля поверхні Марса, а на більших висотах перевищує земний тиск. Те ж саме можна сказати і про зміни щільності марсіанської атмосфери з висотою. На висоті близько 40 км значення щільності атмосфери Марса і Землі зрівнюються. Можливо, що метеорні яви­ща, або так звані падаючі зірки, в атмосфері Марса спостерігаються на висотах трохи більших, ніж в атмо­сфері Землі.

Є підстава вважати, що, як і земна, атмосфера Мар­са має тропосферу, стратосферу і іоносферу.

В атмосфері Землі поглинання сонячного випромі­нювання відбувається, зокрема, завдяки наявності водяної пари. На Марсі цю роль деякою мірою може відігравати вуглекислий газ. В атмосфері Марса вуглекислого газу і 10—15 разів більше, ніж в атмосфері Землі, а температура верхніх шарів марсіанської атмосфери більш низька, бо при тепловому випромінюванні СО атмосфера повинна охолоджуватись.

Завдяки наявності в атмосфері Марса згаданої кількості СО та його спроможності поглинати сонячне випромінювання зміни температури з висотою, мабуть мають такий самий характер, як і в атмосфері Землі. В атмосфері Марса температура спочатку повинна різко знижуватись, потім це зниження уповільнюється і, нарешті, па якомусь відрізку висот температура залишається сталою. Отже, Марс як і Земля, повинен мати стратосферу. Нижня її межа розташовані на висоті приблизно 10—15 км над поверхнею.

На підставі теоретичних припущень встановлено, що температура стратосфери дорівнює близько - 100ºС, коли вважати, що температура атмосфери поблизу поверхні була на 50° С нижча від температури самої поверхні.

Питання про природу частинок, що утворюють фіо­летові хмари, тісно пов’язане з температурою тропо­паузи.

Отже, найімовірнішим поясненням фіолетових хмар, а також фіолетового шару з точки зору теорії є припущення про скупчення кристаликів льоду діаметром близько 0,3 мк. Такі частинки ми часто спостерігаємо на Землі в морозну погоду, коли вони утворюють так звану морозну імлу.

Вперше хмари такого типу спостерігали на Марсі ще на початку XX ст. але лише за останній час дійшли більш-менш конкретного висновку щодо природи і роз­міру частинок, які утворюють ці хмари. Думка про те, жовті хмари складаються з частинок пилу, піднятих вітром на велику висоту (кілька кілометрів), виникла давно. В і 956 р. під час великого протистояння Марс пилові бурі шторми на ньому досягли величезних, масштабів. Невеличка жовта хмара, що з'явилась на Марс наприкінці серпня, згодом виросла в суцільне „покривало”, яке помітно зменшило поверхневі контрасти, червоних променях. Вся південна півкуля, планети, а потім полярна шапка па тривалий час позбулись свого звичайного вигляду: спостерігачі побачили лише однорідну кулю.

На закінчення зауважимо, що постачальником пилу в атмосферу Марса є не лише порошок, здутий вітром і марсіанських пустель, але також і речовина метеорного походження, що безперервно надходить в атмосферу зовні — з космічного простору.

Вода на Марсі

На основі спектрофотометричних спостережень Марс не можна було виявити в його атмосфері бодай незначних слідів водяної пари. Астрономи лише дійшли висновку про те, що густина водяної пари в марсіанській атмосфері не перевищує 0,1 г/см3 (близько 1% густини водяної пари в атмосфері Землі).

Перш за все, «танення» полярних шапок давно наштовхувало на думку, що, полярні райони Марса вкриті снігом. Принаймні визначені температури полярних шапок (—100°С) геть відкидають гіпотезу про вуглекислий склад цих утворень. Адже при такій температурі на Марсі СО не може затвердіти. Виходячи з швидкості зменшення по­лярних шапок (15—20 км за добу) під час марсіанської весни в певній півкулі і беручи до уваги те, що Марс одержує від Сонця в 2,3 раза менше тепла, ніж Земля, ми повинні зробити висновок про незначну товщину сніжного шару на Марсі (кілька, сантиметрів).

На початку весни в тій чи іншій півкулі Марса по­лярна шапка займає площу близько 30 млн. км2. В цей період на протилежній півкулі шапка має мінімальний розмір. Деяка кількість кристаликів замерзлої води в цей час знаходиться в атмосфері планети. Коли враху­вати всі ці запаси, то виявляється, що загальний об'єм води на Марсі становить близько 1000 куб. км.

Температура кипіння води, в умовах низького атмосферного тиску на Марсі, не перевищує 20—30°С. Обчислення кількості во­ди в атмосфері Марса показали, що наш рожевий сусіда дуже .бідний на атмосферну вологу — близько 10 мк рівномірно розподіленої по всій поверхні, водяної плівки.

Спостереження показали що, кількість води в атмосфері Марса еквівалентні 40 мк води.

Літо і зима на планеті

Кут нахилу осі обертання Марса до площин орбіти, становить 64º05´, а тому на Марсі, як і на Землі, відбуваються зміни пір року. Але, оскільки марсіанський рік майже вдвічі довший, ніж земний (686,98 земних діб), то й сезони там тривають надзви­чайно довго.

В літній для північної півкулі Землі період (в липні) наша планета найбільше віддалена від Сонця (152 млн. км), а в зимовий (січень) — найменше (147 млн. км). Різниця— 4 млн. км — незначна, а тому літо в північній та півден­ній півкулях майже однаково тепле. Для Марса ж ця різниця становить 43 млн. км, а тому інтенсивність сонячного оп­ромінювання планети змінюється майже в 1,5 раза. Через це клімат у північній та південній півкулях Марса помітно відрізняється. Літо південної півкулі жаркіше за літо північної, а зима північної півкулі—тепліша, ніж зима південної.

В міру танення полярної шапки поступово темніша­ють марсіанські моря. Причому швидкість поширення хвилі потемніння виявилась досить великою. Деяку схожість з марсіан­ським спектром, мають лист лілеї Agapanthus та кактус. На думку експериментаторів, ці рослини заслуговують на особливу увагу ще й з іншого боку. Виявилось, що ці екземпляри мають захисну оболонку, що перешкод­жає випаровуванню вологи. Така захисна мембрана може бути істотним фактором для марсіанської рос­линності, коли прийняти до уваги особливості біоло­гії Марса.

У питанні про життя на Марсі з давніх часів велику роль відводили марсіанським «каналам». За останній час астрономи, користуючись потужними, телескопам довели, що ці утворення дійсно існують на поверхні Марса у великій кількості і ширина їх досягає багатьох десятків кілометрів. Нічого іншого, крім Їх об'єктивного: існування, про канали ми не знаємо. Проблему канал можна розв'язати лише шляхом фотографування поверхні Марса за допомогою космічних ракет з невеликої відстані.

Насамперед згадаймо про відомі всьому світові дослідження, що їх протягом кількох років виконував видатний радянський астрофізик — засновник так званої астроботаніки — Г. Л. Тихов.

Вчений був упевнений, що темні ділянки марсіанської поверхні так (звані «моря») вкриті рослинністю і, вихо­дячи з цього, прагнув до наукового пояснення того спо­стережуваного факту, що «моря» Марса в спектрі від­битого ними сонячного світла не дають особливостей, характерних для земних рослин—відсутність смуг по­глинання хлорофілу в червоній ділянці спектра, значне загальне вбирання інфрачервоної радіації.

Марс зблизька

В листопаді 1962 та 1964 рр. радянські космічні апа­рати «Марс-1» та «Зонд-2» полетіли назустріч загадці, посилаючи на Землю з величезних далей ледве чутні радіосигнали. 28 листопада 1964 р. з мису Кеннеді в бік Марса стартувала американська космічна станція «Марінер-4». Після 7,5 місяця перебування в «погоні» за Марсом, подолавши відстань близько 550 млн. км, стан­ція пролетіла на відстані близько 10 тис. км від поверх­ні Марса і сфотографувала з різних положень поверхню нашого загадкового рожевого сусіда.


Рис. 1. Одна з фотографій Марса, одержаних «Марінером-4» з відстані



12,5 тис. км (розміри нижнього кратера зліва близь­ко 12 мк).

Майже за З0 хв. «Марінер-4» одержав 22 фотознімки окремих ділянок марсіанської поверхні (рис, 1), починаючи з відстані близько 17000 км від поверхні планети. 14 липня 1965р. фотографування Марса було закінчено, потім кожний знімок протягом 8,5 год пере­давався на Землю. За 10 днів роботу по передачі всіх фотознімків Марса з борту станції «Марінер-4» було за­кінчено,

Великий кратер внизу має діаметр понад 30 км. «Марінер-4» сфотографував близько 1 % поверхні Марса, і на всіх фо­тознімках разом налічується понад 70 кратерів різних розмірів — від 6 до 200 км. Марсіанські кратери, як і місячні, мають вали висотою до 100 м та глибину в кілька сот метрів. Зовнішні схили залів мають середній нахил по відношенню до горизонтальної площини близько 10°.

Отже, наявність на поверхні Марса величезної кількості кратерів значних розмірів є однією з особливостей цієї планети, що відрізняє її від нашої Землі.

Марс, що дуже ненадійно «одягнений» в розріджену атмосферну оболонку, протягом віків мандрує навколо Сонця саме там, де кількість астероїдів значно більша, ніж поблизу орбіти Землі. Між орбітами Марса та Юпітера спостерігається підвищена скупченість астероїдів.

Рік тому американський астроном Уіппл вказував на те, що поверхня Марса завдяки його близькості до поясу астероїдів повинна бути вкрита вибоїнами метеоритного походження. Отже, «Марінер-4» підтвердив це припущення вченого.

Слід зауважити, що значна кількість великих крате­рів на Марсі свідчить про їх давнє утворення. Адже вони виникли як результат зіткнення з Марсом космічних тіл великих розмірів, а це, як відомо, явище досить рідкісне, навіть незважаючи на близькість поясу астерої­дів. Вік кратерів, мабуть, близький до 2—3 млрд. років. Отже, зробити висновок, що атмосфера Марса і ра­ніше не була набагато щільнішою, ніж зараз. Крім того, на Марсі, можливо, і не було кількості води, достатньої для утворення струмків, бо в противному разі дав­но утворені кратери повинні були б зруйнуватись. Все це наводить на думку, що протягом дуже й дуже трива­лого часу на Марсі не було умов, сприятливих для ви­никнення життя.

Атмосферний тиск, що за останній час визначали в 10— 20 мм рт. ст., за вимірюванням «Марінера-4» зменшився вдвічі. І все ж остаточно вважати Марі мертвим ми не маємо досить підстав.

3.Венера – друга по відстані від Сонця і найближча до Землі планета Сонячної системи. Середня відстань від Сонця 108 млн. км. Період обертання довкола нього – 225 доби. Під час нижніх з’єднань може наближатися до Землі до 40 млн. км, тобто ближче будь-якої іншої великої планети Сонячної системи. Синодичний період (від одного нижнього з’єднання до іншого) дорівнює 584 добі. Найкращі умови видимості Венери на періоди елонгацій, хоча кутова відстань Венери від Сонця не перевищує 48%, внаслідок чого її видно або після заходу Сонця (вечірня зірка), або незадовго до його сходу (ранкова зірка). Венера – саме яскраве світило на небі, після Сонця і Місяця.


Діаметр Венери – 12100 км (95% діаметра Землі), маса 81,5% маси Землі, тобто 4,9Ч10 24 кг, чи 1/408400 маси Сонця, середня щільність – 5,2 г/см 3, прискорення сили ваги на поверхні – 8,6 м/с 2 (90% земного). Період обертання Венери довго не вдавалося визначити через щільну атмосферу і хмарний шар, що огортають планету. Тільки за допомогою радіолокації було встановлено, що він дорівнює 243,2 добі, причому Венера обертається в зворотну сторону в порівнянні з Землею й іншими планетами. Нахил осі обертання Венери до площини її орбіти дорівнюють майже 90о, тобто північна і південна півкулі завжди висвітлюються Сонцем однаково.


Венера – найближча сусідка. Її розміри, маса і щільність порід близькі до земного. Разом з тим її магнітне поле майже в три рази слабкіше, ніж на Землі. Венера дуже повільно обертається навколо своєї осі. Тиск на її поверхні досягає 10 млн. Па, а температура +500°С. На висоті 49 км над планетою простирається могутній шар хмар. Цим не вичерпуються відомості про Венери. Залишалися неясними до останнього часу також причини різкого збідніння її атмосфери водою, механізм ураганних вітрів на висотах близько 60 км, будова її рельєфу, склад порід, що складають, і т.д. На відміну від інших планет земної групи, вивчення Венери за допомогою телескопів виявилося неможливим. Ще Ломоносов, спостерігаючи 6 червня 1761 року проходження планети по диску Сонця, встановив, що вона оточена «повітряною атмосферою». Тому до останнього часу представлення про будову поверхні і склад гірських порід на Венері залишалися гіпотетичними. При цьому деякі дослідники приходили до фантастичних побудов. Передбачалося, наприклад, що в атмосфері Венери можуть утворюватися вуглеводні. У цьому випадку, на думку американського ученого Ф. Кайла, Венера повинна бути покрита океаном нафти. В іншому варіанті допускалося, що в атмосфері можуть створюватися складні молекули, близькі до тих пластмасам, що одержують у заводських умовах, а поверхня планети вистелена шаром природного пластику. На думку американського дослідника Е. Епіка, для Венери характерні сильні пилові бури, нижні шари атмосфери насичені пилом, що сприяє підтримці високих температур. У цьому випадку поверхня також повинна бути покрита шаром пилу, подібно тому, як це передбачалося «пиловою гіпотезою» т. Голда для Місяця.


У 1961 році був зроблений запуск першого космічного апарата убік Венери. Станція «Венера-1» пройшла на відстані менше 100 000 км від планети. «Венера – 2», що стартувала в 1965 році наблизилася до планети на відстань 24 000 км. 1 березня 1966 року «Венера – 3» успішно досягла поверхности планети. Станція «Венера – 4» зробила міжпланетну подорож у 1967 році. Її апарат, що спускається, плавно занурився в атмосферу Венери за допомогою парашута. Були зроблені виміри температури, тиску і складу атмосфери. У 1969 році до Венери були відправлені станції «Венера – 5» і «Венера – 6». Їхні апарати, що спускаються, провели зондування атмосфери до висоти 20 км над твердою поверхнею. У 1970 році апарат станції, що спускається, «Венера – 7» здійснив м’яку посадку на планету. Протягом 23 хвилин після посадки з його надходили сигнали з інформацією про роботу приладів. У 1972 році на поверхню планети здійснив посадку апарат станції, що спускається, «Венера – 8», з якого протягом 50 хвилин надходила інформація. Видатними досягненнями у вивченні Венери ознаменувався 1975 рік. Дві станції «Венера – 9» і «Венера – 10» були виведені на орбіти штучних супутників цієї планети. З їхніх апаратів, що спускаються, протягом 53 і 65 хвилин надходили панорамні телевізійні зображення місцевості й інша наукова інформація.


У 1978 році вивчення Венери було продовжено станціями «Венера – 11» і «Венера – 12», що досягли поверхні південніше області Бета. Нарешті в 1982 році станція «Венера – 13» і станція «Венера – 14», зробивши посадку на поверхні планети, дозволили зробити цілий комплекс наукових досліджень.


В даний час можна уже виразно говорити про склад венеріанської атмосфери. Як і передбачалося раніш, вона складається з вуглекислого газу – 97%. Крім нього в кількості 2% є присутнім азот, а також більш 0,1% кисню, водяної пари і частка відсотків приходиться на інертні гази (головним чином аргон).


Наявність величезної кількості вуглекислого газу в атмосфері Венери зв’язано в основному з вулканічною діяльністю. І на Землі при виверженні вулканів в атмосферу викидається вуглекислий газ. Періодичні зміни клімату на Землі, що приводили до заледенінь, деякі вчені зв’язують саме з коливанням кількості вуглекислого газу в атмосфері Землі. На Венері вуглекисла атмосфера створює своєрідний «парниковий ефект», не пропускаючи в космічний простір теплове випромінювання планети. Можливо, цим порозуміваються високі температури в поверхні планети, що досягають 470°С. Особливий інтерес викликають хмари Венери, що цілком ховають її поверхню від спостережень із Землі. Вони знаходяться на висоті 49 км і досягають товщини 20 км. За даними радянських дослідників, що аналізувала дані, отримані станціями «Венера» і «Піонер – Венера», хмари мають шарувату будівлю. Верхня частина хмар, очевидно, складається з крапельок сірчаної кислоти, а в середній і нижній частинах переважають солі соляної кислоти у виді кристалічних часток. Відзначається складна динаміка атмосфери і руху хмар. Очевидно, існують полярні вихри і просто сильні вітри, найбільш інтенсивні на висотах більш 40 км. У поверхні планети вітри слабкі. Цим порозумівається і відсутність пилу в місцях посадок апаратів станцій, що спускаються, «Венера».


Через розвиток могутньої атмосфери єдиним надійним засобом дистанційного вивчення поверхні залишається зондування. За допомогою наземних радіотелескопів були вивчені приекваторіальна смуга й окремі ділянки діаметром 1500 км. Експерименти по радіокартуванню Венери були виконані зі станцій «Венера – 9» і «Венера – 10». Відбиті від поверхні Венери сигнали приймалися земними радіотелескопами. При цьому було встановлено кілька протяжних уступів у південній півкулі, витягнутих у широтному напрямку на кілька сотень кілометрів при висоті до 3 км.


Радіолокаційна зйомка Венери була здійснена з американського супутника «Піонер – Венера». Дозвіл цих радіо зображень порядку 30 – 50 км. За даними радіолокаційного зондування, виконаного із супутника, складена карта, що охоплює 83% поверхні планети, між 75о пн. ш. і 63о пд.ш.


Дані про рельєф Венери дозволяють виділити на її поверхні низовини, що представляють собою западини, горбкуваті рівнини і гірські масиви. Низовини, розташовані нижче середнього рівня планети (6051 км) на 1 – 2,5 км, займають 16% її поверхні. Вони утворять дві широкі дугоподібні смуги западин, розташовані по обох сторони екватора і дотичні своїми опуклими частинами майже по нульовому меридіані. Вони мають згладжений рельєф і слабко насичені кільцевими структурами імпактного походження, що вказує на відносну молодість рельєфу.


Горбкуваті рівнини займають 60% поверхні. Їхній гіпсометричний рівень не перевищує 500 м від середнього рівня планети. Вони відрізняються однорідною відбивною здатністю в радіодіапазоні. Основними формами рельєфу є гряди, пагорби і западини. Поверхня рівнин ускладнена великим числом кратерів, діаметри яких досягають 400 – 600 км, а глибина 200 – 700 м. Відносно мала глибина разом зі слідами руйнування свідчить про їхню стародавність. Чітко виражені великі кратери одержали найменування Ліза Мейтнер, Сапоро й Єва. Численні дрібні кратери діаметром 150 – 200 км, і глибиною в сотню – два метри. Наявність на поверхні горбкуватих рівнин великого числа сильно зруйнованих древніх кратерів дає підстави зіставляти їх із древніми континентальними областями Місяця і Марса. У межах континентальних рівнин практично немає великих щитових вулканів. Виключенням може бути гора Хатор, однак її вулканічна природа ще строго не встановлена. Підняті над основною поверхнею райони охоплюють 24% поверхні, утворити чотири ізольованих гірських країни: Земля Іштар,


4. Планета Нептун


Нептун - восьма по рахунку планета Сонячної системи. Середня далекість

Нептуна від Сонця 30,1 а. е., період обертання по орбіті - 164 року і

288 днів. Видимий кутовий діаметр Нептуна складає близько 2°. При вимірі

настільки малого діаметра кутомірними пристосуваннями з поверхні Землі

відносна помилка дуже велика. Уточнити діаметр Нептуна удалося 7 квітня

1967 р., коли планета у своєму русі на тлі зоряного неба заслонило одну

з далеких зірок. За результатами спостережень з декількох астрономічних

обсерваторій екваторіальний діаметр Нептуна складає 50200 км.


Нові зведення про діаметр дозволили уточнити величину середньої

щільності Нептуна: вона виявилася рівної 1,67 г/см3. Такі характеристики

типові для планет-гігантів, що складаються головним чином з водню і

гелію з домішкою з'єднань інших хімічних елементів. Історія відкриття


Нептун був відкритий незвичайним образом. Було замічено, що Уран

рухається не зовсім так, як йому покладається рухатися під дією

притягання Сонця і відомих у той час планет. Тоді запідозрили існування

ще однієї масивної планети і спробували перечислити її положення на небі

. Цю надзвичайно складну задачу незалежно друг від друга успішно

вирішили англійський астроном Дж. Адамс і француз У. Леверье. Одержавши

дані Леверье, асистент Берлінської обсерваторії И. Галлі 23 вересня 1846

р. знайшов планету. Відкриття Нептуна мало найбільше значення насамперед

тому, що воно послужило блискучим підтвердження закону всесвітнього

тяжіння, покладеного в основу розрахунків. Таким чином, з моменту

відкриття Нептун навіть не зробив повного обороту по своїй орбіті.


Будівля планети Нептун


У центрі Нептуна, відповідно до розрахунків, мається важке ядро із

силікатів, металів і інших елементів, що входять до складу земної групи.

Вивчення характеру ослаблення блиску зірки при її затьмаренні атмосферою

Нептуна дало багато додаткової інформації. Зокрема , була знайдена

середня молекулярна вага надхмарних шарів атмосфери Нептуна. Він

відповідає молекулярному водневі з невеликою домішкою метану. Деталі на

поверхні Нептуна розрізнити дуже важко. Тому параметри добового

обертання - положення осі, напрямок і період обертання - визначити з

наземних спостережень дуже складно.


Супутники планети Нептун


У Нептуна вісім супутників. Перший - Тритон - відкритий у 1846 р., через

двох тижнів після відкриття самого Нептуна. По розмірах і масі він

більше Місяця . Має зворотний напрямок орбітального руху . Другий

супутник - Нереїда - дуже невеликий , має сильно витягнуту орбіту.

Відстань від супутника до планети міняється в межах від 1, 5 до 9, 6

млн. км. Напрямок орбітального руху - пряме . Інші шість супутників -

Наяда, Таласса, Галатея, Деспина, Ларисса, Протей - були відкриті в 1989

р.


Що уражає нас у Тритона, так це розміри. Світність його складає величину

незначну - усього близько 13,6 зоряної величини . Але це велика

яскравість, чим у Титании й Оберона, але ж Тритон разу в півтора далі

від Землі, чим вони, і сонячного світла він одержує вдвічі менше. Звідсина тему: Планета Нептун


Нептун - восьма по рахунку планета Сонячної системи. Середня далекість

Нептуна від Сонця 30,1 а. е., період обертання по орбіті - 164 року і

288 днів. Видимий кутовий діаметр Нептуна складає близько 2°. При вимірі

настільки малого діаметра кутомірними пристосуваннями з поверхні Землі

відносна помилка дуже велика. Уточнити діаметр Нептуна удалося 7 квітня

1967 р., коли планета у своєму русі на тлі зоряного неба заслонило одну

з далеких зірок. За результатами спостережень з декількох астрономічних

обсерваторій екваторіальний діаметр Нептуна складає 50200 км.


Нові зведення про діаметр дозволили уточнити величину середньої

щільності Нептуна: вона виявилася рівної 1,67 г/см3. Такі характеристики

типові для планет-гігантів, що складаються головним чином з водню і

гелію з домішкою з'єднань інших хімічних елементів. Історія відкриття


Нептун був відкритий незвичайним образом. Було замічено, що Уран

рухається не зовсім так, як йому покладається рухатися під дією

притягання Сонця і відомих у той час планет. Тоді запідозрили існування

ще однієї масивної планети і спробували перечислити її положення на небі

. Цю надзвичайно складну задачу незалежно друг від друга успішно

вирішили англійський астроном Дж. Адамс і француз У. Леверье. Одержавши

дані Леверье, асистент Берлінської обсерваторії И. Галлі 23 вересня 1846

р. знайшов планету. Відкриття Нептуна мало найбільше значення насамперед

тому, що воно послужило блискучим підтвердження закону всесвітнього

тяжіння, покладеного в основу розрахунків. Таким чином, з моменту

відкриття Нептун навіть не зробив повного обороту по своїй орбіті.


Будівля планети Нептун


У центрі Нептуна, відповідно до розрахунків, мається важке ядро із

силікатів, металів і інших елементів, що входять до складу земної групи.

Вивчення характеру ослаблення блиску зірки при її затьмаренні атмосферою

Нептуна дало багато додаткової інформації. Зокрема , була знайдена

середня молекулярна вага надхмарних шарів атмосфери Нептуна. Він

відповідає молекулярному водневі з невеликою домішкою метану. Деталі на

поверхні Нептуна розрізнити дуже важко. Тому параметри добового

обертання - положення осі, напрямок і період обертання - визначити з

наземних спостережень дуже складно.


Супутники планети Нептун


У Нептуна вісім супутників. Перший - Тритон - відкритий у 1846 р., через

двох тижнів після відкриття самого Нептуна. По розмірах і масі він

більше Місяця . Має зворотний напрямок орбітального руху . Другий

супутник - Нереїда - дуже невеликий , має сильно витягнуту орбіту.

Відстань від супутника до планети міняється в межах від 1, 5 до 9, 6

млн. км. Напрямок орбітального руху - пряме . Інші шість супутників -

Наяда, Таласса, Галатея, Деспина, Ларисса, Протей - були відкриті в 1989

р.


Що уражає нас у Тритона, так це розміри. Світність його складає величину

незначну - усього близько 13,6 зоряної величини . Але це велика

яскравість, чим у Титании й Оберона, але ж Тритон разу в півтора далі

від Землі, чим вони, і сонячного світла він одержує вдвічі менше. Звідси сфера, причому порівняно

щільна. Таке велике тіло, дійсно, у стані удержати в себе газову

оболонку. Та й авторові гіпотези вірити можна: він же довів існування

атмосфери на Титані . У 1978 р. на конференції Американського

астрономічного союзу виступив учений з Гавайських островів Д. Крукшенк і

повідомив про спостереження, виконаних за допомогою 4-метрового

телескопа обсерваторії Китт-Пик. Отриманий при цьому спектр говорить, що

на Тритоні є метан. Тільки от неясно в чи газовому він стані , тобто

складає атмосферу, або ж у замороженому , і тоді лежить на поверхні

супутника. Здається; останнім часом ваги схиляються на користь газу;

верхній же шар твердого тіла Тритона, мабуть, кам'яний.


1 травня 1949 р. Койпер, за рік перед тим "подаривший" людям Миранду,

помітив на двох фотопластинках, знятих на обсерваторії Мак Дональд,

якесь слабенька цятка 19,5 зоряної величини . Інтервал часу між обома

знімками - усього хвилин двадцять , але такому досвідченому астрономові

і цього було достатнє, щоб установити: тіло переміщається щодо нерухомих

зірок разом з Нептуном.


У найближчі тижні, перш ніж Нептун зник за обрієм , було зроблено ще

кілька знімків, а висновок підтвердився - супутник є! Нарекли його

Нереїдою.


Важко знайти більш несхожу пару, чим Тритон і Нереїда... Почнемо з

орбіт. У Тритона вона, як ми вже знаємо, майже правильне коло. Нереїда ж

те підходить до Нептуну на 1390000, то тікає від нього на 9734000 км. У

сімох разів відрізняється відстань найближчої крапки від самої вилученої

! Такої ексцентричності в поводженні не показує жоден інший супутник у

всій Сонячній системі. Напрямок , у якому Нереїда звертається навколо

Нептуна, пряме; у цьому вона теж "не згодна" із Тритоном. Нахил її

орбіти до площини екватора планети складає 29°. Вона обегает Нептун

майже за повний земний рік, але ж Тритонові для цього потрібно менше

тижня. Коли Нереїда знаходиться від Нептуна в найбільшому видаленні, її

орбітальна швидкість складає всего 840 м/с. Це на одна п'яту повільніше,

ніж швидкість нашого Місяця, і, тим самим , Нереїда стає чемпіонкою

Сонячної системи по повільності. Точні розміри Нереїди визначити важко.

Звичайно називають діаметр щось між 240 і 300 км, тобто раз у 20 менший,

чим у Тритона. Якщо дивитися на неї з поверхні Нептуна, то вона

представиться усього лише зірочкою, притім не занадто яркою. Навіть у

найбільшому наближенні до планети Нереїда світиться приблизно як Полярна

зірка. А при максимальному видаленні тільки дуже окатий нептунянин міг

би розглянути її неозброєним оком. Зате Нептун з поверхні Нереїди при її

найбільшому наближенні буде виглядати досить переконливо: він займе

видиму площу раз у п'ятнадцять більшу, ніж у нас Місяць. Правда, Нереїді

це дасть лише одного восьму того світла , що опромінює Землю в повню -

занадто вуж далеко звідси Сонце.


Судячи з неймовірно витягнутої орбіти, її нахиленню, малим розмірам

тіла, Нереїда - бранка, а не родичка Нептуна, захоплений астероїд,

подібний Фебе або дрібних супутниках Юпітера.


Що уражає нас у Тритона, так це розміри. Світність його складає величину є нас у Тритона, так це розміри. Світність його складає величину

незначну - усього близько 13,6 зоряної величини . Але це велика

яскравість, чим у Титании й Оберона, але ж Тритон разу в півтора далі

від Землі, чим вони, і сонячного світла він одержує вдвічі менше. Звідси

відразу пішло припущення, що Тритон повинний бути великий.


Так воно і виявилося. Діаметр цього супутника явно набагато перевищує

4000 км, що більше поперечника нашого Місяця. По всій Сонячній системі

із супутників по розмірах його перевершують тільки Ганимед, Титан і

Каллисто.