Caractéristiques des planètes terrestres Les planètes telluriques sont caractérisées par :
présence d'atmosphère,
petites tailles,
petit nombre de satellites,
surface dure.
La Terre est la troisième planète après le Soleil
La terre est retirée deSoleil à 149,5 millions de km.
Son orbite est proche de
ellipse. Tourne
autour du soleil et autour
propre axe.
Une journée sur Terre dure 24 heures.
Une année terrestre dure 365
jours.
Atmosphère - l'enveloppe d'air de la Terre
Composition atmosphérique :78% d'azote, 21% d'oxygène, 1% d'autres gaz
et les impuretés.
L'atmosphère protège
La Terre depuis l'automne
météorites.
L'oxygène est nécessaire
pour le souffle des vivants
organismes.
La Terre est une planète unique.
La Terre est si loin du Soleildistance qui permet
fournir une certaine
conditions de température, favorables
pour la vie. Voici à quoi ressemble la Terre vue de la surface de la Lune. Sur une surface
Lune
distinguable
zones sombres
- "mer" et
plus léger
– continents
ou
continents.
Ils occupent
environ 83% de
tous
surfaces.
La surface de la Lune est parsemée de cratères et de montagnes « en anneau ». En 1970, la première automatique
véhicule automoteur lunaire "Lunokhod - 1". Le 21 juillet 1969, Neil Armstrong est devenu le premier astronaute humain des États-Unis.
visité la lune.
Mars est la quatrième planète en partant du Soleil.
Mars est allumédistance 228 millions
km du Soleil.
Une année sur Mars dure 687
jours.
Une journée dure 24,5 heures.
Mars a 2 naturels
satellites - Deimos et Phobos.
Prévaut dans l'atmosphère
dioxyde de carbone (85%), eau jusqu'à
0,1%, oxygène environ 0,15%.
.
Mars est à sa distance minimale de la Terrelors des affrontements. Mais une fois tous les 15 à 17 ans
les planètes se rapprochent le plus possible et Mars regarde
l'étoile rouge orangé la plus brillante,
à la suite de quoi Mars a commencé à être considéré comme un attribut de Dieu
guerre.
.Mars - dieu de la guerre
Lunes de Mars
Les dimensions de Deimos sont de 13 km x 12 km ;Phobos 21 kmX 26 km ;
En 1877, le scientifique A. Hall découvre des satellites sur Mars. Il était perplexe et
même effrayé, c'est pourquoi il les appelait « Phobos » (peur) et « Deimos »
(horreur).
Phobos dans la mythologie grecque, divinité personnifiant la peur, le fils
Arès et Aphrodite.
Deimos (du grec « horreur ») est le fils et satellite de Mars.
Relief de la surface de Mars
L'exploration télescopique de Mars a découvertchangements saisonniers sur la planète. C'est avant tout
fait référence aux « calottes polaires blanches »,
qui augmentent à l'automne et au printemps
commence à fondre, et des pôles
Des « vagues de réchauffement » se propagent.
léger retrait
du soleil;
relativement
petites tailles;
manque de satellites
(ou quelques-uns d'entre eux
quantité);
présence de solides
surfaces.
Prochaine leçon
nous nous rencontrerons
planètes - géantes et une petite planète
Pluton.
Mercure est la planète la plus proche du Soleil. Lorsque la sonde Mariner 10 a transmis les premières images rapprochées de Mercure, les astronomes ont levé la main : il y avait une deuxième Lune devant eux ! Mercure ressemble beaucoup à la Lune. Il y a eu une période dans l’histoire des deux corps célestes où la lave coulait à la surface en ruisseaux.
La surface de Mercure sur les photographies prises à courte distance est remplie de cratères (photos du vaisseau spatial Mariner 10) Cratère Degas Cratère Copley Surface de Mercure Traitement informatique des photographies de la surface de Mercure
Le vaste bassin Caloris (à gauche), atteignant 1 300 km de diamètre, ressemble fortement aux mers circulaires de la Lune. Il a probablement été formé par la collision de Mercure avec un grand corps céleste au début de l'histoire géologique de Mercure. La piscine est le résultat de la lave s'écoulant de l'intérieur de la planète après une collision. À la surface de la planète, des plaines lisses et arrondies ont été découvertes, appelées bassins en raison de leur ressemblance avec les « mers » lunaires.
Mercure fait deux tours autour du Soleil en même temps, pendant lesquels elle parvient à tourner trois fois autour de son axe. Un jour solaire sur Mercure dure 176 jours terrestres, soit exactement 2 années Mercure. La vitesse moyenne de l'orbite de Mercure est de 47,9 km/s. Se précipitant rapidement le long de son orbite, Mercure tourne paresseusement autour de son axe. Le jour et la nuit durent 88 jours, soit égale à l'année de la planète. années et mois terrestres
La composition chimique de l'atmosphère de Mercure Les données sur l'atmosphère de Mercure indiquent seulement sa forte raréfaction. La pression à la surface de la planète est 500 milliards de fois inférieure à celle à la surface de la Terre (c'est moins que dans les installations à vide modernes sur Terre). Mercure est située très près du Soleil et capte le vent solaire grâce à sa gravité. Un atome d'hélium capturé par Mercure reste dans l'atmosphère pendant 200 jours en moyenne.
Mercure possède un faible champ magnétique, qui a été découvert par le vaisseau spatial Mariner 10. Le rayon du noyau est de 1800 km (75 % du rayon de la planète). La haute densité et la présence d’un champ magnétique indiquent que Mercure doit avoir un noyau métallique dense. Le noyau représente 80 % de la masse de Mercure.
Les températures de surface dans les régions polaires de Mercure, qui ne sont jamais éclairées par le Soleil, peuvent osciller autour de -210°C. Il peut y avoir de la glace d'eau. Température maximale de surface de Mercure enregistrée par les capteurs, °C. Les différences de température du côté jour dues au changement des saisons provoqué par l'allongement de l'orbite atteignent 100 °C.
Leçon d'astronomie « Structure du système solaire » Enseignant : Babenkova Z.S. Établissement d'enseignement municipal "École secondaire Rumyantsevskaya".
système solaire
Planètes terrestres
Mercure Masse - 0,055 masse terrestre Période de rotation - 58,8 jours Température - pendant la journée - +430, -170 la nuit
Vénus Masse -0,816 Masses terrestres Période de rotation - 243 jours Température - + 480 Atmosphère - 96,5% de dioxyde de carbone, 3,5 d'azote
Masse terrestre - 1 (en masses terrestres) Période de rotation - 23 heures 56 minutes Atmosphère - 78% d'azote, 21% d'oxygène, etc. Nombre de satellites - 1 Température - + 60 - + 17, - 80 la nuit.
MARS Période de rotation 24 heures 37 minutes. L'atmosphère est composée à 95 % de dioxyde de carbone et à 2,5 % d'azote. Masse - 0,107 masse Température - +15 à -60, -120 la nuit. 2 satellites - Phobos, Deimos.
Planètes géantes
Masse de Jupiter - 318 masses terrestres Période de rotation - 9 heures 35 minutes. L'atmosphère est composée à 89 % d'hydrogène et à 11 % d'hélium. Le nombre de satellites est de 63.
Masse de Saturne - 95 masses terrestres Période de rotation - 10 heures 37 minutes. Température - -170 Atmosphère - 94% H, 6% He. Le nombre de satellites est de 35.
Masse d'uranium - 14,6 masses terrestres Période de rotation - 17 heures 14 minutes. Température - 217 Atmosphère - 83% H, 15% He, 2% méthane. Le nombre de satellites est de 27.
Masse de Neptune - 17,7 masses terrestres Période de rotation - 16 heures 07 minutes. Température -214. Atmosphère - 84% H, 15% He, 1% méthane. Le nombre de satellites est de 13.
Masse de Pluton - 0,0022 Masses terrestres Température - -230. La période de rotation est de 247,7 ans. Est-ce une planète ou un astéroïde ???
Complétez les phrases Une planète dont la différence quotidienne de température à la surface est de 100 degrés... Une planète dans l'atmosphère de laquelle des tempêtes de poussière se produisent souvent..... Une planète avec une biosphère - La planète n'a pratiquement pas d'atmosphère.....
Aperçu:
Établissement d'enseignement municipal "École secondaire Rumyantsevskaya"
Leçon ouverte sur l'astronomie
en 11ème année
PLANÈTES TERRESTRES
Professeur Babenkova Zinaida Sergueïevna
PLANÈTES TERRESTRES
CIBLE: considérer les questions de la nature physique des planètes telluriques.
OBJECTIFS D'APPRENTISSAGE:
UN) enseignement général -formation de concepts sur les caractéristiques physiques de base des planètes telluriques ;
b) développer – développer la capacité d'analyser l'information;
V) éducatif -formation de la vision scientifique du monde des étudiants au cours de leur connaissance de l'histoire de l'étude et de la nature des planètes telluriques ; développement de la pensée écologique des élèves.
LES ÉTUDIANTS DEVRAIENT SAVOIR :
principales caractéristiques des planètes en tant que classe de corps cosmiques ;
structure et caractéristiques physiques de la Terre ;
caractéristiques physiques et traits distinctifs des planètes telluriques - mouvement, masse, taille et densité (par rapport aux planètes terrestres), structure interne, relief, conditions physiques à la surface et caractéristiques d'origine.
LES ÉTUDIANTS DEVRAIENT ÊTRE CAPABLES DE :
utiliser les données de référence des calendriers astronomiques pour observer les corps célestes.
PLAN DE COURS
Résumer la leçon. Devoirs |
Étape I
Lors d'une enquête frontale, les élèves répondent à des questions (en cas de difficultés, vous pouvez utiliser les données de référence du manuel).
La planète orbite à sa distance la plus proche du Soleil Mercure.
La planète se rapproche le plus de la Terre Vénus.
La planète a la période de révolution la plus courte autour du Soleil parmi les planètes géantes Jupiter.
La plus grande planète terrestre en taille est Terre .
La planète a la plus grande masse Jupiter.
La planète a la masse la plus proche de la masse de la Terre Vénus.
La planète a la densité moyenne la plus élevée Terre .
La planète la plus rapide tourne autour de son axe Jupiter.
Je n'ai pas de satellites planétaires Mercure et Vénus.
10. Les planètes terrestres comprennent Mercure, Vénus, Terre, Mars.
Étape II
Après avoir rappelé aux étudiants les informations de base sur la structure du système solaire, il est nécessaire de noter le rôle particulier des planètes en tant que corps célestes sur lesquels la vie est possible. Pendant de nombreuses années, la source des connaissances sur les planètes a été les observations visuelles, photographiques, photométriques et spectrales. Actuellement, les données de ces observations ont été considérablement affinées et complétées grâce aux observations radioastronomiques et aux recherches utilisant des engins spatiaux.
Il faut expliquer aux élèves que les principales caractéristiques physiques des planètes sont la masse, la taille, la densité moyenne et la vitesse de rotation autour de leur axe. La densité moyenne et la composition chimique de l’atmosphère, l’angle d’inclinaison de l’axe de la planète par rapport à la densité de son orbite, la distance au Soleil et le nombre de satellites sont également importants ici. C'est selon les caractéristiques physiques fondamentales que les planètes sont divisées en deux groupes.
L'étude des planètes telluriques peut commencer par un bref aperçu des informations de base sur la lithosphère, l'hydrosphère, l'atmosphère et la magnétosphère de la Terre, puis passer aux caractéristiques de chacune des planètes. Une présentation plus claire du matériel peut être réalisée en considérant parallèlement les mêmes caractéristiques pour toutes les planètes. Ici, il est important non seulement de rapporter des données toutes faites, mais également d'indiquer les méthodes par lesquelles ces données ont été obtenues. Les élèves doivent clairement connaître les caractéristiques physiques de la Terre, telles que sa taille (rayon moyen), sa masse et sa densité moyenne. D'autres planètes sont considérées sur la base d'une comparaison avec la Terre.
Seule la très fine couche supérieure (6 à 10 km) de la lithosphère terrestre est accessible pour une étude directe de la structure interne de la Terre. La recherche sismique est la principale méthode pour étudier les couches plus profondes (que celles accessibles par le forage de puits) de la lithosphère terrestre. Lors de tremblements de terre ou d'explosions, des ondes sismiques surviennent dans le corps de la Terre qui, après avoir subi une réfraction et une réflexion dans les entrailles de la planète, sont enregistrées par des sismographes en différents points de la surface de la Terre. La vitesse de propagation des ondes dépend de la densité et des propriétés élastiques du milieu dans lequel elles se propagent. Les recherches ont permis d'identifier deux parties principales dans la structure de l'intérieur de la Terre : la coque solide - le manteau, et le noyau liquide, situé à plus de 3 000 km de profondeur. Au centre même de la Terre se trouve un noyau interne semblable à un corps solide, formé sous l’influence d’une énorme pression.
En plus du matériel présenté dans le manuel, les étudiants devraient apprendre le bilan thermique de la Terre. Au cours des milliards d'années d'existence de notre planète, un équilibre s'est établi dans lequel la Terre émet dans l'espace la même quantité d'énergie qu'elle reçoit du Soleil. L'émission d'énergie se produit principalement dans la gamme de longueurs d'onde infrarouge (thermique), qui est activement absorbée par les molécules de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone. Par conséquent, même des fluctuations mineures de la concentration de ces gaz dans l’atmosphère ont un impact énorme sur le bilan thermique de la Terre et sur la formation du climat. Grâce à ce qu'on appelle l'effet de serre, la température moyenne de la Terre est de 40 0 C au-dessus de la température effective en raison du flux d'énergie solaire et du rayonnement thermique de la Terre. Sans l'effet de serre dans l'atmosphère, la température à la surface de la Terre serait d'environ -24 0 Et la vie deviendrait impossible. L'effet de serre atténue les baisses de température quotidiennes allant jusqu'à 15 0 C.
Dans cette leçon, vous pouvez en outre (à des fins propédeutiques) familiariser les étudiants avec le rôle de la magnétosphère terrestre et le schéma de formation des ceintures de rayonnement. Si la Terre n’avait pas de magnétosphère, le rayonnement cosmique tuerait toute vie qui s’y trouve. Cependant, la plupart des rayons cosmiques sont déviés par le champ magnétique terrestre, et certains sont capturés, et seules les particules les plus énergétiques atteignent les couches supérieures de l'atmosphère, principalement dans la région des pôles terrestres, et provoquent la lueur des gaz raréfiés. - les aurores. Les informations sur le champ magnétique et les ceintures de rayonnement de la Terre sont étroitement liées aux problèmes des connexions solaire-terrestre.
Les photographies, dessins et autres supports visuels présentés pendant la leçon permettront aux élèves d'imaginer les tailles comparatives des planètes, les caractéristiques de leur rotation autour de leurs axes, etc. Il ne faut pas se laisser emporter par l'utilisation de nombreuses données numériques dans la leçon ; dans ce cas, travailler avec des tables de référence sera plus efficace.
Dans cette leçon, un certain nombre de questions peuvent être liées aux problèmes environnementaux de la Terre. Lorsqu’ils étudient l’atmosphère des planètes telluriques, les élèves doivent prêter attention à la formation de la couverture nuageuse de Vénus. L'étude des nuages sur Vénus présente non seulement un grand intérêt scientifique, mais aussi pratique en relation avec le problème de la protection de l'environnement contre la pollution sur Terre. Le fait est que le brouillard vénusien est similaire dans un certain nombre de propriétés aux brouillards de smog terrestres provoqués par les émissions industrielles et de transport dans l'atmosphère. Le smog terrestre, qui perturbe l'équilibre écologique et entraîne de nombreuses conséquences indésirables, résulte de l'accumulation de dioxyde de soufre dans l'air qui, une fois oxydé, forme des gouttelettes d'acide sulfurique. Sous l'influence du rayonnement solaire, ce brouillard ne se dissipe pas, mais s'épaissit même. En comprenant les processus complexes qui se produisent dans les nuages de Vénus, les scientifiques peuvent contribuer à résoudre le problème de la protection de l'air atmosphérique terrestre contre la pollution.
En relation avec la proportion croissante de dioxyde de carbone dans l'atmosphère terrestre, des questions sur le rôle de l'effet de serre pour l'atmosphère terrestre sont actuellement discutées. Dans ce cas, élucider l’évolution de l’effet de serre, de la météo et du climat sur Vénus est d’une grande importance. Étant donné que les processus de formation du temps sur Vénus ne sont pas aussi complexes que sur Terre, l’étude d’un modèle vénusien plus simple du temps et du climat peut être utile pour résoudre des problèmes de météorologie terrestre. Vous pouvez attirer l'attention des élèves sur une particularité : presque tous les détails du relief de Vénus portent des noms féminins. Les plaines portent le nom de personnages mythologiques (Sirènes, Filles des neiges, Baba Yaga), de grands cratères - en l'honneur de femmes éminentes, et de petits - avec des noms féminins personnels.
Mars est la seule planète où des tempêtes de poussière mondiales sont observées. Les tempêtes de poussière martiennes sont similaires à celles sur Terre à plusieurs égards. Leur étude revêt donc une grande importance.
Initier les étudiants aux informations sur l'évolution des planètes telluriques contribuera à la formation de concepts scientifiques généraux sur la connaissabilité du monde, l'unité des lois de la physique pour l'ensemble de l'Univers, l'interconnexion et l'interdépendance des phénomènes naturels.
L'évolution de Mercure a été déterminée par sa proximité avec le Soleil et la faible masse de la planète. La surface de Mercure était chauffée par les rayons d'une étoile proche et par des explosions lors de collisions avec de petits planétésimaux. Apparemment, Mercure a été la première des planètes entièrement formées. Les premiers stades de l'évolution de Vénus, sa structure interne et sa composition chimique sont probablement similaires à ceux de la Terre, mais par la suite, les chemins de leur développement ont fortement divergé. L'évolution de Mars a été déterminée par la petite masse de la planète et sa distance au Soleil. La différenciation gravitationnelle de la matière n'était pas aussi profonde et complète que celle des autres planètes telluriques.
Pour renforcer le matériel de cours, les étudiants se voient confier une tâche qu'ils peuvent réaliser à l'aide du manuel.
Compléter les phrases.
Option 1.
La plus grande différence entre les températures diurnes et nocturnes de la planète Mercure.
La température élevée à la surface de Vénus est due àEffet de serre.
Une planète terrestre avec une température moyenne de surface inférieure à 0 0 C est Mars.
La majeure partie de la surface de la planète est recouverte d'eau Terre .
Les nuages contiennent des gouttelettes d'acide sulfurique près de la planète Vénus.
Option 2.
Une planète dont la différence quotidienne de température à la surface est d'environ 100 0 C est Mars.
Planètes dont les températures de surface sont supérieures à +400 0 C est Mercure et Vénus.
Une planète dans l’atmosphère de laquelle se produisent de fréquentes tempêtes de poussière mondiales est Mars.
Pratiquement pas d'atmosphère planétaire Mercure et Pluton.
Une planète avec une biosphère est Terre .
Stade III
Lors des devoirs, les élèves remplissent le tableau suivant avec les principales caractéristiques physiques des planètes telluriques :
Description de la présentation par diapositives individuelles :
1 diapositive
Description de la diapositive :
2 diapositives
Description de la diapositive :
Selon leurs caractéristiques physiques, les planètes du système solaire sont divisées en planètes telluriques et planètes géantes. Les planètes telluriques comprennent : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.
3 diapositives
Description de la diapositive :
Caractéristiques générales des propriétés dynamiques des planètes terrestres La similitude des planètes telluriques n'exclut pas des différences significatives de masse, de taille et d'autres caractéristiques CARACTÉRISTIQUES GÉNÉRALES DES PLANÈTES TERRESTRES
4 diapositives
Description de la diapositive :
5 diapositives
Description de la diapositive :
Mercure est la « deuxième lune » ! Lorsque la sonde Mariner 10 a transmis les premières images rapprochées de Mercure, les astronomes ont levé la main : il y avait une deuxième Lune devant eux ! Mercure ressemble beaucoup à la Lune. Il y a eu une période dans l’histoire des deux corps célestes où la lave coulait à la surface en ruisseaux.
6 diapositives
Description de la diapositive :
Mercure est la planète la plus proche du Soleil parmi les 9 planètes principales du système solaire et, conformément à la 3ème loi de Kepler, a la période de révolution la plus courte autour du Soleil (88 jours terrestres). Et la vitesse orbitale moyenne la plus élevée (48 km/s). Mercure est située près du Soleil. L'allongement maximum de Mercure n'est que de 28 degrés, ce qui le rend très difficile à observer. Mercure n'a pas de satellites.
7 diapositives
Description de la diapositive :
La surface de Mercure sur les photographies prises à courte distance regorge de cratères (vaisseau spatial américain MESSENGER) Ce relief en réseau est le territoire du bassin de Caloris. Le Panthéon Fossae ou la Dépression du Panthéon en est le centre. Le relief du bassin est devenu ainsi dû à la chute d'une météorite géante. La piscine est le résultat de l'écoulement de lave des entrailles de la planète après une collision. Les ombres sur la photo donnent aux cratères une ressemblance supplémentaire avec le personnage du dessin animé. Le diamètre de la « tête » de Mickey est de 105 kilomètres.
8 diapositives
Description de la diapositive :
Diapositive 9
Description de la diapositive :
Les données sur l'atmosphère de Mercure indiquent seulement sa forte raréfaction. Parce que la vitesse critique est trop faible et la température trop élevée pour que Mercure retienne une atmosphère. Cependant, en 1985, grâce à l’analyse spectrale, une couche extrêmement fine d’atmosphère de sodium a été découverte. Évidemment, des atomes de ce métal sont libérés de la surface lorsqu'elle est bombardée par des flux de particules provenant du Soleil. Mercure est située très près du Soleil et capte le vent solaire grâce à sa gravité. Un atome d'hélium capturé par Mercure reste dans l'atmosphère pendant 200 jours en moyenne.
10 diapositives
Description de la diapositive :
Mercure possède un faible champ magnétique, qui a été découvert par le vaisseau spatial Mariner 10. La haute densité et la présence d’un champ magnétique indiquent que Mercure doit avoir un noyau métallique dense. Le noyau représente 80 % de la masse de Mercure. Le rayon du noyau est de 1 800 km (75 % du rayon de la planète).
11 diapositive
Description de la diapositive :
Les températures de surface dans les régions polaires de Mercure, qui ne sont jamais éclairées par le Soleil, peuvent osciller autour de -210°C. Il peut y avoir de la glace d'eau. La température maximale de surface de Mercure enregistrée par les capteurs est de + 410 °C. Les différences de température du côté jour dues au changement des saisons provoqué par l'allongement de l'orbite atteignent 100 °C.
12 diapositives
Description de la diapositive :
Diapositive 13
Description de la diapositive :
Vénus est la deuxième planète terrestre après Mercure en termes de distance au Soleil (108 millions de km). Son orbite a la forme d’un cercle presque parfait. Vénus tourne autour du Soleil en 224,7 jours terrestres à une vitesse de 35 km/s. Toutes les planètes (sauf Uranus) tournent autour de leur axe dans le sens inverse des aiguilles d'une montre (vue du pôle Nord), tandis que Vénus tourne dans le sens opposé - dans le sens des aiguilles d'une montre. L'axe de rotation de Vénus est presque perpendiculaire au plan orbital, il n'y a donc pas de saisons : un jour est semblable à un autre, a la même durée et le même temps.
Diapositive 14
Description de la diapositive :
L'uniformité du temps est encore renforcée par la spécificité de l'atmosphère vénusienne - son fort effet de serre. L'existence de l'atmosphère vénusienne a été découverte pour la première fois en 1976 par M.V. Lomonossov lors d'observations de son passage à travers le disque solaire. Des études du spectre réfléchi de Vénus à l'aide de télescopes ont montré que l'atmosphère est très différente de celle de la Terre.
15 diapositives
Description de la diapositive :
Les principaux composants des nuages de Vénus sont des gouttelettes d'acide sulfurique et des particules de soufre solides. À l’aide de sondes, il a été découvert que sous les nuages, l’atmosphère contient environ 0,1 à 0,4 % de vapeur d’eau et 60 parties par million d’oxygène libre. La présence de ces composants indique que Vénus avait peut-être autrefois de l’eau, mais que la planète l’a maintenant perdue. Une image ultraviolette prise depuis la station interplanétaire Pioneer Venus montre l'atmosphère de la planète densément remplie de nuages, plus clairs dans les régions polaires (haut et bas de l'image).
16 diapositives
Description de la diapositive :
Près de la surface de Vénus, il a été possible de mesurer des vitesses de vent d'environ 13 km/h. Ils sont relativement faibles, mais ils peuvent déplacer de petites particules de sable ou autres. À des altitudes plus élevées, les vents sont plus forts. À une altitude de 45 km, des mouvements de vent à une vitesse de 175 km/h ont été observés, ainsi que de forts mouvements d'air verticaux. Les sondes menant des recherches sur Vénus ont apporté des données qui ont été déchiffrées comme preuve de la présence d'éclairs. Le ciel de Vénus est d’une teinte jaune-vert vif.
Diapositive 17
Description de la diapositive :
La surface de Vénus présente de nombreuses caractéristiques similaires à celles de la Terre. La majeure partie de la planète est dominée par des plans relativement bas caractérisés par des structures volcaniques excessives, mais il existe également de vastes zones de hautes terres avec des chaînes de montagnes, des volcans et des systèmes de fissures. La plus grande zone montagneuse, appelée Terre d'Aphrodite, se trouve dans la région équatoriale de Vénus. Sa taille est à peu près égale à la taille de l'Afrique.
18 diapositives
Description de la diapositive :
Selon l'hypothèse la plus plausible, le noyau vénusien n'a pas encore commencé à se solidifier et donc des jets convectifs n'y naissent pas, tourbillonnant du fait de la rotation de la planète et générant un champ magnétique. Sinon, un tel champ aurait quand même dû apparaître. On ne sait pas encore avec certitude si le noyau de Vénus est solide ou liquide.
Diapositive 19
Description de la diapositive :
En ce qui concerne Vénus, nous pouvons dire que le climat et la météo sur cette planète ne font qu’un. Sur Vénus, ces conditions restent pratiquement inchangées tout au long de la journée et de l'année. Avec une position presque perpendiculaire de l'axe de rotation de Vénus au plan orbital (inclinaison 3), les fluctuations des valeurs des éléments météorologiques restent quasiment inchangées au cours de la journée (leur durée est de 234 jours terrestres). Les fluctuations de température à la surface ne dépassent pas 5-15 C.
20 diapositives
Description de la diapositive :
21 diapositives
Description de la diapositive :
La Terre a une caractéristique unique : elle abrite la vie. Cependant, cela n’est pas perceptible lorsque l’on regarde la Terre depuis l’espace. Les nuages flottant dans l'atmosphère sont clairement visibles. Les continents peuvent être vus à travers leurs lacunes. La majeure partie de la Terre est recouverte d'océans. L’apparition de la vie, de la matière vivante – la biosphère – sur notre planète fut une conséquence de son évolution. À son tour, la biosphère a eu un impact significatif sur l'ensemble du déroulement des processus naturels. Ainsi, s’il n’y avait pas de vie sur Terre, la composition chimique de son atmosphère serait complètement différente.
22 diapositives
Description de la diapositive :
Il n’est pas facile de « regarder » dans les profondeurs de la Terre. Même les puits terrestres les plus profonds pénètrent à peine la barre des 10 kilomètres, et sous l'eau, ils parviennent à pénétrer dans les fondations basaltiques sur une distance maximale de 1,5 km après avoir traversé la couverture sédimentaire. Les ondes sismiques viennent à la rescousse. Sur la base d'enregistrements de vibrations de la surface terrestre - sismogrammes - il a été établi que l'intérieur de la Terre se compose de trois parties principales : la croûte, la coquille (manteau) et le noyau.
Diapositive 23
Description de la diapositive :
Ouvert en 1905 les changements dans l'espace et l'intensité du champ magnétique terrestre ont conduit à la conclusion qu'il prend son origine dans les profondeurs de la planète. La source la plus probable d’un tel champ est un noyau de fer liquide. Il devrait y avoir des boucles de courant, rappelant à peu près les tours de fil dans un électro-aimant, qui génèrent diverses composantes du champ géomagnétique. Dans les années 30 les sismologues ont établi que la Terre possède également un noyau interne solide. La valeur actuelle de la profondeur de la frontière entre les noyaux interne et externe est d'environ 5 150 km.
24 diapositives
Description de la diapositive :
Dès 1912, le chercheur allemand Alfred Wegener émettait l’hypothèse de la dérive des continents. Les premières cartes magnétiques du fond du Pacifique au large des côtes de l'Amérique du Nord, dans la zone de la crête Juan de Fuca, ont montré la présence d'une symétrie miroir. Un motif encore plus symétrique se retrouve des deux côtés de la dorsale centrale de l’océan Atlantique. En utilisant le concept de dérive des continents, connu aujourd’hui sous le nom de « nouvelle tectonique globale », il est possible de reconstruire les positions relatives des continents dans un passé lointain. Il s’avère qu’il y a 200 millions d’années, il formait un seul continent. Dans les années 50, alors que les études sur les fonds marins étaient largement réalisées, l'hypothèse de grands mouvements horizontaux de la lithosphère reçut une nouvelle confirmation. L'étude des propriétés magnétiques des roches qui composent le fond océanique a joué un rôle important à cet égard.
25 diapositives
Description de la diapositive :
On sait que notre planète s'est formée il y a environ 4,6 milliards d'années. Lors de la formation de la Terre à partir de particules du nuage protoplanétaire, sa masse a progressivement augmenté. La force gravitationnelle a augmenté, et par conséquent la vitesse des particules tombant sur la planète. L'énergie cinétique des particules s'est transformée en chaleur et la Terre s'est réchauffée de plus en plus. Lors des impacts, des cratères sont apparus dessus, et la substance qui en était éjectée ne pouvait plus vaincre la gravité et retombait. Plus les corps qui tombaient étaient gros, plus ils réchauffaient la Terre. L'énergie d'impact n'a pas été libérée sur la surface, mais à une profondeur égale à environ deux diamètres du corps encastré. Et comme l'essentiel à ce stade était fourni à la planète par des corps mesurant plusieurs centaines de kilomètres, l'énergie était libérée dans une couche d'environ 1 000 km d'épaisseur. Il n’a pas eu le temps de rayonner dans l’espace, restant dans les entrailles de la Terre. En conséquence, la température à des profondeurs de 100 à 1 000 km pourrait s’approcher du point de fusion. L'augmentation supplémentaire de la température était probablement due à la désintégration des isotopes radioactifs à courte durée de vie.
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Description de la diapositive :
Actuellement, la Terre possède une atmosphère d'une masse d'environ 5,15 * 10 kg, soit moins d'un millionième de la masse de la planète. Près de la surface, il contient 78,08 % d'azote, 20,05 % d'oxygène, 0,94 % de gaz inertes, 0,03 % de dioxyde de carbone et en petites quantités d'autres gaz. L'eau couvre plus de 70 % de la surface du globe et la profondeur moyenne de l'océan mondial est d'environ 4 km. La masse de l'hydrosphère est d'environ 1,46 * 10 kg. Cela représente 275 fois la masse de l’atmosphère, mais seulement 1/4 000 de la masse de la Terre entière. L'hydrosphère est constituée à 94 % des eaux de l'océan mondial, dans lesquelles sont dissous des sels (3,5 % en moyenne), ainsi qu'un certain nombre de gaz. La couche supérieure de l’océan contient 140 000 milliards de tonnes de dioxyde de carbone et 8 000 milliards de tonnes d’oxygène dissous. tonnes
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La Lune est le seul satellite naturel de la Terre. Le deuxième objet le plus brillant du ciel terrestre après le Soleil et le cinquième plus grand satellite naturel d'une planète du système solaire. La distance moyenne entre les centres de la Terre et de la Lune est de 384 467 km (0,002 57 UA). La magnitude apparente de la pleine Lune dans le ciel terrestre est de −12,71 m. L'éclairage créé par la pleine Lune près de la surface de la Terre par temps clair est de 0,25 à 1 lux. La Lune est le seul objet astronomique en dehors de la Terre que les humains ont visité.
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L'orbite de Mars se situe environ une fois et demie plus loin que la Terre. Elle est quelque peu elliptique, de sorte que la distance de la planète au Soleil varie d'un minimum, au périhélie, de 206,7 millions de km à un maximum, à l'aphélie, de 249,2 millions de km. Parce que Mars est plus éloignée du Soleil que la Terre ; Mars met plus de temps à effectuer une révolution autour du Soleil. Une année sur Mars dure 687 jours terrestres. La vitesse de Mars est d'environ 24 km/s et la planète tourne dans le même sens que la Terre – dans le sens inverse des aiguilles d'une montre (vu du pôle nord de la planète). Un jour martien dure 24 heures, 37 minutes et 23 secondes, ce qui est très proche de la durée d'un jour terrestre. L'inclinaison de l'axe de la planète est d'environ 25 degrés, ce qui entraîne des changements saisonniers sur Mars similaires à ceux sur Terre. En raison de l'orbite elliptique de Mars, c'est l'été dans l'hémisphère sud, lorsque la planète est la plus proche du Soleil, et l'hiver dans l'hémisphère nord.
PLANÈTES TERRESTRES
Selon leurs caractéristiques physiques, les planètes du système solaire sont divisées en
planètes telluriques et planètes géantes
Les planètes telluriques comprennent : Mercure, Vénus, la Terre et Mars
Caractéristiques générales des propriétés dynamiques des planètes telluriques
La similitude des planètes telluriques n'exclut pas des
différences de poids, de taille et d'autres caractéristiques
Caractéristiques générales des planètes telluriques
Mercure est la planète la plus proche du Soleil.
Lorsque le vaisseau spatial Mariner 10 a transmis le premier
Gros plans de Mercure, astronomes
Ils joignirent les mains : devant eux se trouvait la deuxième Lune !
Mercure ressemble beaucoup à la Lune. Dans l'histoire des deux corps célestes
Il fut un temps où la lave coulait à la surface en ruisseaux.
Mercure est située près du Soleil.
L'allongement maximum de Mercure n'est que de 28 degrés.
il est donc très difficile à observer.
Transit de Mercure à travers le disque solaire
Les meilleures photos de Mercure depuis la Terre
En taille, Mercure peut être comparé aux grands
satellites d'autres planètes du système solaire
Tailles comparatives de Mercure et d'autres corps célestes
La surface de Mercure sur des photographies prises de près
distances, remplies de cratères (photos du vaisseau spatial Mariner 10)
Cratère Degas
Surface de Mercure
Traitement informatique
photographies de la surface de Mercure
Cratère Copley
Il y a moins de formations sombres - mers - sur Mercure que sur la Lune
Traitement informatique de photographies de la surface de Mercure provenant de la sonde Mariner 10.
La bande claire en haut signifie qu’il n’y a aucune photographie de cette zone.
Il y a de nombreux cratères à la surface de Mercure
Superficie de l'hémisphère nord
Mercure mesure environ 500 km de large
Des plaines lisses et arrondies ont été découvertes à la surface de la planète,
nommés d’après leur ressemblance avec les « mers » lunaires piscines .
L'immense bassin Caloris (à gauche),
atteignant un diamètre de 1300 km,
a une forte ressemblance avec le circulaire
mers sur la Lune.
Il a probablement été formé à la suite
collision de Mercure avec un grand
corps céleste à un stade précoce
histoire géologique de Mercure.
La piscine est le résultat de l'écoulement
lave des entrailles de la planète après une collision.
La planète tourne autour du Soleil en 88 jours terrestres.
Un jour solaire sur Mercure dure 176 jours terrestres.
ceux. exactement 2 années Mercure.
années et mois terrestres
La vitesse moyenne de l'orbite de Mercure est de 47,9 km/s.
Se précipitant rapidement le long de son orbite, Mercure tourne paresseusement autour de son axe.
Le jour et la nuit durent 88 jours, soit égale à l'année de la planète.
L'axe de rotation de Mercure est presque perpendiculaire au plan orbital.
Le changement des saisons sur Mercure n'est pas provoqué par l'inclinaison de l'axe,
et en changeant la distance au Soleil.
Les données sur l'atmosphère de Mercure indiquent seulement sa forte raréfaction.
La pression à la surface de la planète est 500 milliards de fois inférieure à celle à la surface de la Terre (c'est moins que dans les installations à vide modernes sur Terre).
Mercure est située très près du Soleil et capte le vent solaire grâce à sa gravité.
Un atome d'hélium capturé par Mercure reste dans l'atmosphère pendant 200 jours en moyenne.
Composition chimique de l'atmosphère de Mercure
Mercure a un faible champ magnétique,
qui a été découvert par le vaisseau spatial Mariner 10.
Haute densité et disponibilité
champ magnétique montre que Mercure aurait dû
noyau métallique dense.
Les comptes principaux pour
80% de la masse de Mercure.
Le rayon du noyau est de 1800 km (75 % du rayon de la planète).
Température de surface en
Les régions polaires de Mercure, que le Soleil n'éclaire jamais, peuvent rester autour de -210 °C.
Il peut y avoir de la glace d'eau.
Température maximale
surface de Mercure,
enregistré par des capteurs, + 410 °C.
Changements de température
du côté du jour
en raison du changement de saisons,
causé par l'allongement de l'orbite,
atteindre 100 °C.
Le rayon moyen de la planète est de 6051 km
Masse de la planète – 4,8675 · dix 24 kg (0,815 masse terrestre)
La distance moyenne de Vénus au Soleil est de 108 millions de km (0,723 UA). La distance de Vénus à la Terre varie de 38 à 261 millions de km. Son orbite est très proche de la circulaire - l'excentricité n'est que de 0,0067.
La période de révolution (année de Vénus) autour du Soleil est de 224,7 jours terrestres ; vitesse orbitale moyenne - 35 km/s. L'inclinaison de l'orbite par rapport au plan de l'écliptique est de 3,4°.
Période de rotation (jour de Vénus) - 243,023 ± 0,002 jours
Atmosphère Vénus est principalement constituée de dioxyde de carbone (96 %) et d'azote (près de 4 %). La vapeur d'eau et l'oxygène sont contenus en quantités infimes.
température moyenne+ 467 C (Vénus est la planète la plus chaude du système solaire), la pression atmosphérique est d'environ 93 atm. .
L'inclinaison de l'axe de Vénus par rapport au plan de son orbite est proche d'un angle droit, il n'y a donc pas de changement de saison et il fait toujours et partout très chaud. Depuis 1967, des stations automatiques soviétiques sont plongées dans l'atmosphère de Vénus. Il s'agissait des premières descentes en douceur au monde d'équipements automatiques sur la surface d'une autre planète avec transmission radio d'informations de celle-ci vers la Terre.
Station automatique "Venera-10"
Surface de Vénus
Une carte détaillée a été établie par la sonde américaine Magellan, qui a photographié 98 % de la surface de la planète. La cartographie a révélé de vastes élévations sur Vénus. Les plus grands d'entre eux sont le Pays d'Ishtar et le Pays d'Aphrodite, comparables en taille aux continents terrestres. Nombreux cratères. Ils se sont probablement formés lorsque l’atmosphère de Vénus était moins dense. Une partie importante de la surface de la planète est géologiquement jeune (environ 500 millions d'années). 90% de la surface de la planète est couverte basalte lave.
Structure interne.
Plusieurs modèles de la structure interne de Vénus ont été proposés. Selon les plus réalistes d'entre eux, Vénus aurait trois coquilles. La première croûte a une épaisseur d'environ 16 km. Vient ensuite le manteau, une coquille de silicate qui s'étend jusqu'à une profondeur d'environ 3 300 km jusqu'à la limite avec le noyau de fer, dont la masse représente environ un quart de la masse totale de la planète. Étant donné que le champ magnétique de la planète est absent, il faut supposer que dans le noyau de fer, il n'y a pas de mouvement de particules chargées de courant électrique provoquant un champ magnétique. Par conséquent, il n'y a pas de mouvement de matière dans le noyau, c'est-à-dire qu'il est à l'état solide. La densité au centre de la planète atteint 14 g/cm³.
Explorer la planète à l'aide d'un vaisseau spatial
Vénus a été étudiée de manière assez intensive à l’aide de vaisseaux spatiaux. Le premier vaisseau spatial destiné à étudier Vénus fut le Venera-1 soviétique. Après une tentative d'atteindre Vénus avec cet appareil lancé 12 février 1961 , les vaisseaux spatiaux soviétiques des séries "Venera", "Vega" et américains "Mariner", "Pioneer-Venera-1", "Pioneer-Venera-2", "Magellan" se dirigeaient vers la planète. DANS 1975 les vaisseaux spatiaux Venera-9 et Venera-10 ont transmis les premières photographies de la surface de Vénus à la Terre ; V 1982 “ » et « Venera-14 » ont transmis des images couleur depuis la surface de Vénus. Cependant, les conditions à la surface de Vénus sont telles qu'aucun vaisseau spatial n'a travaillé ici pendant plus de deux heures.
Vue depuis la Terre.
Vénus est facile à reconnaître car elle est beaucoup plus brillante que les étoiles les plus brillantes. Une caractéristique distinctive de la planète est sa couleur blanche et lisse. Vénus, comme Mercure, ne s'éloigne pas beaucoup du Soleil dans le ciel. Aux moments d'allongement, Vénus peut s'éloigner de notre étoile d'un maximum de 48°. Comme Mercure, Vénus a des périodes de visibilité le matin et le soir : dans les temps anciens, on croyait que Vénus du matin et du soir étaient des étoiles différentes. Vénus est le troisième objet le plus brillant de notre ciel
Vénus est candidate pour terraformation. Selon l'un des plans, il était prévu de pulvériser des produits génétiquement modifiés algues bleu-vert, qui, en traitant gaz carbonique(l'atmosphère de Vénus est composée à 96 ﾊ% de dioxyde de carbone) en oxygène, réduirait considérablement Effet de serre et ferait baisser la température sur la planète.
Terraformer Vénus
Cependant pour photosynthèse la présence d'eau est nécessaire, qui, selon les dernières données, est pratiquement absente sur Vénus (même sous forme de vapeur dans l'atmosphère). Par conséquent, pour mettre en œuvre un tel projet, il faut tout d'abord livrer de l'eau à Vénus, par exemple en la bombardant d'astéroïdes eau-ammoniac ou d'une autre manière. Il convient de noter qu'à une altitude de ~ 50 à 100 km dans l'atmosphère de Vénus, il existe des conditions dans lesquelles certains terrestres bactéries .
Mars est la quatrième planète en partant du Soleil et la septième plus grande planète du système solaire.
Distance de la planète au Soleil : 227 940 000 km (1,52 UA) du Soleil
Rayon équatorial : 3396,2 km (0,532 Terre)
Poids : 6,4219 · dix 23 kg ( 0,107 terre)
Période de diffusion (durée de l'année) 686,98 jours terrestres 1,8808476 années terrestres.
Période de rotation (durée de la journée)
24 heures 39 minutes 35,244 secondes (24,6597 heures)
Vitesse orbitale – 24,13 km/s
Inclinaison de l'axe - 251919 0
Selon la NASA (2004), l'atmosphère de Mars est composée à 95,32 % de dioxyde de carbone ; il contient également 2,7% d'azote, 1,6% d'argon, 0,13% d'oxygène, 210 ppm de vapeur d'eau, 0,08% de monoxyde de carbone, oxyde d'azote (NO) - 100 ppm, néon (Ne) - 2, 5 ppm, eau semi-lourde hydrogène- deutérium-oxygène (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, xénon (Xe) - 0,08 ppm (la composition est donnée en fractions volumiques).
Atmosphère de Mars
La pression à la surface de Mars est 160 fois inférieure à celle sur Terre - 6,1 mbar. En raison de la grande différence d’altitude sur Mars, la pression à la surface varie considérablement. Valeur maximale 8,4 mbar. est atteinte dans le bassin Hellas (4 km au-dessous du niveau moyen de la surface), et au sommet du mont Olympe (27 km au-dessus du niveau moyen), elle n'est que de 0,5 mbar. Contrairement à la Terre, la masse de l'atmosphère martienne varie considérablement tout au long de l'année en raison. à la fonte et au gel des calottes polaires contenant du dioxyde de carbone.
Le climat, comme sur Terre, est saisonnier. L'angle d'inclinaison de Mars par rapport au plan orbital est presque égal à celui de la Terre et est de 25,1919° ; Ainsi, sur Mars, tout comme sur Terre, il y a un changement de saisons.
Selon la NASA (2004), la température moyenne est d'environ 210 K (−63 °C). Selon les données des atterrisseurs Viking, la plage de température quotidienne est de 184 K à 242 K (−89 à −31 °C) (Viking-1) et la vitesse du vent est de 2 à 7 m/s (été), 5 -10 m/s (automne), 17-30 m/s (tempête de poussière).
Des chercheurs du Centre Carl Sagan sont arrivés en 2007-2008 à la conclusion qu'un processus de réchauffement s'est produit sur Mars au cours des dernières décennies. En mai 2016, des chercheurs du Southwest Research Institute de Boulder (Colorado) ont présenté de nouvelles preuves d’un réchauffement climatique en cours.
Topographie des surfaces
Les différences d'altitude sont assez importantes et s'élèvent à environ 14 à 16 km dans la région équatoriale, mais il existe également des sommets beaucoup plus élevés, par exemple Arsia (19 km) et Olympus (21,2 km) dans la région élevée du Tarais, dans la région équatoriale. hémisphère nord. Les observations de Mars depuis des satellites révèlent des traces évidentes de volcanisme et d'activité tectonique - des failles, des gorges avec des canyons ramifiés, certains d'entre eux mesurent des centaines de kilomètres de long, des dizaines de larges et plusieurs kilomètres de profondeur. La plus étendue des failles - «Vallée Marineris» - près de l'équateur s'étend sur 4 000 km avec une largeur allant jusqu'à 120 km et une profondeur de 4 à 5 km.
Cratères
Le grand nombre de cratères dans l'hémisphère sud suggère que la surface ici est ancienne - vieille de 3 à 4 milliards d'années. Plusieurs types de cratères peuvent être distingués : les grands cratères à fond plat, les cratères plus petits et plus jeunes en forme de bol semblables à la Lune, les cratères entourés de crêtes et les cratères surélevés. Les deux derniers types sont uniques à Mars : des cratères bordés se sont formés là où des éjectas liquides coulaient à travers la surface, et des cratères surélevés se sont formés là où une couverture d'éjectas de cratères protégeait la surface de l'érosion éolienne.
Il y a vraiment de l'eau sur Mars
Et si auparavant les scientifiques se contentaient de suppositions, tout est désormais confirmé chimiquement.
La photo prise par Mars Express montre la région Echus Chasma (Canyon des Échos), qui contient les plus grandes réserves d'eau de Mars.
La sonde Phoenix a confirmé la présence d'eau sur Mars. La présence d'eau a été démontrée par des analyses d'échantillons de roches que Phoenix a obtenus à l'aide de son manipulateur.
Un échantillon du sol martien dans lequel de l'eau a été découverte a été récupéré par Phoenix à environ cinq centimètres de profondeur de la planète rouge. L'appareil a chargé le sol gelé dans un four de laboratoire miniature et, pour le plus grand plaisir des scientifiques, de la vapeur a commencé à en sortir.
"Nous avons découvert les nutriments nécessaires à la vie - passée, présente ou future", a déclaré Sam Kounaves, chimiste à l'Université d'Arizona. Il a noté qu’il n’y a aucune substance nocive dans le sol de Mars. "Ce type de sol est probablement alcalin dans votre jardin", a déclaré le scientifique. "C'est très bon pour faire pousser des asperges."
Carte topographique de Mars
Des études télescopiques de Mars ont révélé des caractéristiques telles que des changements saisonniers à sa surface. Cela s'applique principalement aux « calottes polaires blanches », qui commencent à augmenter avec le début de l'automne (dans l'hémisphère correspondant), et au printemps elles « fondent » de manière assez visible, avec des « vagues de réchauffement » se propageant depuis les pôles. Une partie importante de la surface de Mars est constituée de zones plus claires (« continents ») de couleur rouge-orange ; 25% de la surface est constituée de « mers » plus foncées de couleur gris-vert, dont le niveau est inférieur à celui des « continents ».
Lunes de Mars
Rayon de l'orbite
Période de diffusion
Rayon moyen
26,8 × 22,4 × 18,4 km
15 × 12,2 × 10,4 km
Merci à la station Mars Express
Le mystère du « Sphinx martien » a été résolu.
La photo haute résolution montre qu’il s’agit simplement d’une haute colline, emportée par l’érosion.
