Saulės sistemos planetos žvaigždės. Saulės sistemos sandara

SAULĖS SISTEMA
Saulė ir aplink ją besisukantys dangaus kūnai – 9 planetos, daugiau nei 63 palydovai, keturi milžiniškų planetų žiedai, dešimtys tūkstančių asteroidų, begalė meteoroidų, kurių dydis svyruoja nuo riedulių iki dulkių dalelių, taip pat milijonai kometų. Erdvėje tarp jų juda saulės vėjo dalelės – elektronai ir protonai. Visa Saulės sistema dar neištirta: pavyzdžiui, dauguma planetų ir jų palydovų buvo tik trumpai ištirtos iš praskridimo trajektorijų, nufotografuotas tik vienas Merkurijaus pusrutulis, o ekspedicijų į Plutoną dar nebuvo. Tačiau vis dėlto teleskopų ir kosminių zondų pagalba jau surinkta daug svarbių duomenų.
Beveik visa Saulės sistemos masė (99,87%) yra sutelkta Saulėje. Saulės dydžiu taip pat gerokai viršija bet kurią jos sistemos planetą: net 11 kartų už Žemę didesnio Jupiterio spindulys yra 10 kartų mažesnis už saulę. Saulė yra eilinė žvaigždė, kuri dėl aukštos paviršiaus temperatūros šviečia pati. Kita vertus, planetos šviečia nuo atsispindėjusios saulės šviesos (albedo), nes jos pačios yra gana šaltos. Iš Saulės jie yra tokia tvarka: Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas ir Plutonas. Atstumai Saulės sistemoje dažniausiai matuojami vidutinio Žemės atstumo nuo Saulės vienetais, vadinamais astronominiu vienetu (1 AU = 149,6 mln. km). Pavyzdžiui, vidutinis Plutono atstumas nuo Saulės yra 39 AU, tačiau kartais jis nutolsta 49 AU. Yra žinoma, kad kometos nuskrenda 50 000 AU. Atstumas nuo Žemės iki artimiausios Kentauro žvaigždės yra 272 000 AU arba 4,3 šviesmečio (tai yra, šviesa, judanti 299 793 km/s greičiu, šį atstumą įveikia per 4,3 metų). Palyginimui, šviesa iš Saulės į Žemę nukeliauja per 8 minutes, o iki Plutono – per 6 valandas.

Planetos sukasi aplink Saulę beveik apskritomis orbitomis, esančiomis maždaug toje pačioje plokštumoje, prieš laikrodžio rodyklę, žiūrint iš šiaurinio Žemės ašigalio. Žemės orbitos plokštuma (ekliptikos plokštuma) yra arti planetų orbitų vidurinės plokštumos. Todėl matomi planetų, Saulės ir Mėnulio keliai danguje eina šalia ekliptikos linijos, o patys visada matomi Zodiako žvaigždynų fone. Orbitos polinkiai matuojami nuo ekliptikos plokštumos. Pasvirimo kampai, mažesni nei 90°, atitinka judėjimą orbitoje pirmyn (prieš laikrodžio rodyklę), o didesni nei 90° kampai – judėjimą atgal. Visos Saulės sistemos planetos juda į priekį; Plutonas turi didžiausią orbitos polinkį (17°). Daugelis kometų juda priešinga kryptimi, pavyzdžiui, Halio kometos orbitos polinkis yra 162°. Visų Saulės sistemos kūnų orbitos yra labai arti elipsės. Elipsinės orbitos dydis ir forma apibūdinama elipsės pusiau didžiąja ašimi (vidutinis planetos atstumas nuo Saulės) ir ekscentricitetas, kuris svyruoja nuo e = 0 apskritoms orbitoms iki e = 1 labai pailgoms orbitoms. vieni. Arčiausiai Saulės esantis orbitos taškas vadinamas periheliu, o tolimiausias taškas – afeliu.
taip pat žr ORBITA ; KŪGINIAI SKYRIAI . Žemiškojo stebėtojo požiūriu Saulės sistemos planetos skirstomos į dvi grupes. Merkurijus ir Venera, esantys arčiau Saulės nei Žemė, vadinami žemutinėmis (vidinėmis) planetomis, o tolimesnės (nuo Marso iki Plutono) – viršutinėmis (išorinėmis). Žemutinės planetos turi ribinį atsitraukimo nuo Saulės kampą: 28 ° Merkurijui ir 47 ° Venerai. Kai tokia planeta yra kiek įmanoma į vakarus (rytus) nuo Saulės, sakoma, kad ji yra didžiausio vakarinio (rytinio) pailgėjimo. Kai prastesnė planeta matoma tiesiai prieš Saulę, sakoma, kad ji yra prastesnėje konjunkcijoje; kai tiesiai už Saulės – aukščiausioje konjunkcijoje. Kaip ir Mėnulis, šios planetos pereina visas Saulės apšvietimo fazes sinodiniu periodu Ps – laikas, per kurį planeta grįžta į pradinę padėtį Saulės atžvilgiu žemiškojo stebėtojo požiūriu. Tikrasis planetos orbitos periodas (P) vadinamas sideraliniu. Žemesnėms planetoms šie laikotarpiai yra susieti santykiu:
1/Ps = 1/P – 1/Po čia Po yra Žemės orbitos periodas. Viršutinėms planetoms šis santykis turi skirtingą formą: 1/Ps = 1/Po - 1/P Viršutinėms planetoms būdingas ribotas fazių diapazonas. Didžiausias fazės kampas (Saulė-planeta-Žemė) yra 47° Marsui, 12° Jupiteriui ir 6° Saturnui. Kai viršutinė planeta matoma už Saulės, ji yra konjunkcijoje, o kai priešinga Saulei kryptimi – opozicijoje. Planeta, stebima 90° kampiniu atstumu nuo Saulės, yra kvadratinėje (rytuose arba vakaruose). Asteroidų diržas, einantis tarp Marso ir Jupiterio orbitų, padalija Saulės planetų sistemą į dvi grupes. Jo viduje yra antžeminės planetos (Merkurijus, Venera, Žemė ir Marsas), panašios tuo, kad yra maži, akmenuoti ir gana tankūs kūnai: vidutinis jų tankis yra nuo 3,9 iki 5,5 g / cm3. Jie gana lėtai sukasi aplink savo ašis, neturi žiedų ir turi nedaug natūralių palydovų: Žemės Mėnulį ir Marso Fobą bei Deimosą. Už asteroido juostos yra milžiniškos planetos: Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Jiems būdingi dideli spinduliai, mažas tankis (0,7-1,8 g/cm3) ir gili atmosfera, kurioje gausu vandenilio ir helio. Jupiteris, Saturnas ir galbūt kiti milžinai neturi kieto paviršiaus. Visi jie greitai sukasi, turi daug palydovų ir yra apsupti žiedų. Tolimas mažasis Plutonas ir dideli milžiniškų planetų palydovai daugeliu atžvilgių yra panašūs į antžemines planetas. Senovės žmonės žinojo plika akimi matomas planetas, t.y. visi vidiniai ir išoriniai iki Saturno. V. Herschelis Uraną atrado 1781 m. Pirmąjį asteroidą 1801 m. atrado J. Piazzi. Analizuodami Urano judėjimo nuokrypius, W. Le Verrier ir J. Adams teoriškai atrado Neptūną; apskaičiuotoje vietoje 1846 m. ​​atrado I. Galle. Tolimiausią planetą - Plutoną - 1930 m. atrado K. Tombo, ilgų P. Lovell organizuotų neptūniškos planetos paieškų. 1610 m. Galilėjus atrado keturis didelius Jupiterio palydovus. Nuo tada teleskopų ir kosminių zondų pagalba buvo rasta daugybė palydovų visoms išorinėms planetoms. H. Huygensas 1656 metais nustatė, kad Saturnas yra apsuptas žiedo. Tamsūs Urano žiedai buvo aptikti iš Žemės 1977 m., stebint žvaigždės užslėpimą. Permatomus akmeninius Jupiterio žiedus 1979 metais atrado tarpplanetinis zondas „Voyager 1“. Nuo 1983 m., žvaigždžių užslėpimo momentais, prie Neptūno buvo pastebėti nehomogeniškų žiedų ženklai; 1989 metais „Voyager 2“ perdavė šių žiedų vaizdą.
taip pat žr
ASTRONOMIJA IR ASTROFIZIKA;
ZODIAKAS;
Kosmoso ZONDAS ;
DANGAUS SFERA.
SAULE
Saulė yra Saulės sistemos centre – tipiška viena žvaigždė, kurios spindulys yra apie 700 000 km, o masė – 2 * 10 30 kg. Matomo Saulės paviršiaus – fotosferos – temperatūra apytiksl. 5800 K. Dujų tankis fotosferoje tūkstančius kartų mažesnis už oro tankį prie Žemės paviršiaus. Saulės viduje temperatūra, tankis ir slėgis didėja didėjant gyliui, atitinkamai pasiekia 16 milijonų K, 160 g/cm3 ir 3,5*10 11 barų centre (oro slėgis patalpoje apie 1 baras). Veikiant aukštai temperatūrai Saulės šerdyje, vandenilis paverčiamas heliu, išskirdamas didelį šilumos kiekį; tai neleidžia Saulei subyrėti veikiant savo gravitacijai. Šerdyje išsiskirianti energija palieka Saulę daugiausia fotosferos spinduliuotės pavidalu, kurios galia yra 3,86 * 10 26 W. Tokiu intensyvumu Saulė spinduliuoja 4,6 milijardo metų, per šį laiką 4% vandenilio pavertusi heliu; tuo pat metu 0,03% Saulės masės virto energija. Žvaigždžių evoliucijos modeliai rodo, kad Saulė dabar savo gyvavimo viduryje (taip pat žr. Branduolinė sintezė). Norėdami nustatyti įvairių cheminių elementų gausą Saulėje, astronomai tiria saulės šviesos spektro sugerties ir emisijos linijas. Absorbcijos linijos yra tamsūs spektro tarpai, rodantys, kad jame nėra tam tikro dažnio fotonų, sugertų tam tikro cheminio elemento. Emisijos linijos arba emisijos linijos yra ryškesnės spektro dalys, rodančios cheminio elemento skleidžiamų fotonų perteklių. Spektrinės linijos dažnis (bangos ilgis) rodo, kuris atomas ar molekulė yra atsakinga už jos atsiradimą; linijos kontrastas rodo šviesą skleidžiančios arba sugeriančios medžiagos kiekį; linijos plotis leidžia spręsti apie jos temperatūrą ir slėgį. Plonos (500 km) Saulės fotosferos tyrimas leidžia įvertinti jos vidaus cheminę sudėtį, nes išoriniai Saulės sritys gerai susimaišo konvekcijos būdu, Saulės spektrai yra aukštos kokybės ir už juos atsakingi fiziniai procesai yra gana aiškūs. Tačiau reikia pažymėti, kad iki šiol buvo nustatyta tik pusė saulės spektro linijų. Saulės sudėtyje vyrauja vandenilis. Antroje vietoje yra helis, kurio pavadinimas („helios“ graikiškai „Saulė“) primena, kad spektroskopiškai jis buvo aptiktas Saulėje anksčiau (1899 m.) nei Žemėje. Kadangi helis yra inertinės dujos, jis labai nenoriai reaguoja su kitais atomais ir taip pat nenoriai atsiskleidžia optiniame Saulės spektre – tik viena linija, nors daug mažiau gausių elementų Saulės spektre atstovauja daugybe linijos. Štai „saulės“ medžiagos sudėtis: 1 milijonui vandenilio atomų yra 98 000 helio atomų, 851 deguonies, 398 anglies, 123 neono, 100 azoto, 47 geležies, 38 magnio, 35 silicio, 16 sieros, 4 argono, 3 aliuminio, pagal 2 atomus nikelio, natrio ir kalcio, taip pat šiek tiek visų kitų elementų. Taigi pagal masę Saulė yra apie 71% vandenilio ir 28% helio; likusieji elementai sudaro šiek tiek daugiau nei 1%. Planetologijos požiūriu pažymėtina, kad kai kurie Saulės sistemos objektai turi beveik tokią pačią sudėtį kaip ir Saulė (žr. toliau skyrių apie meteoritus). Lygiai taip pat, kaip oro reiškiniai keičia planetų atmosferų išvaizdą, saulės paviršiaus išvaizda taip pat keičiasi būdingu laiku nuo valandų iki dešimtmečių. Tačiau tarp planetų ir Saulės atmosferų yra svarbus skirtumas – dujų judėjimą Saulėje valdo galingas jos magnetinis laukas. Saulės dėmės yra tos šviestuvo paviršiaus sritys, kuriose vertikalus magnetinis laukas yra toks stiprus (200-3000 gausų), kad neleidžia horizontaliai judėti dujoms ir taip slopina konvekciją. Dėl to temperatūra šiame regione nukrenta apie 1000 K, atsiranda tamsi centrinė dėmės dalis – „šešėlis“, apsuptas karštesnės pereinamosios srities – „pusumbra“. Tipiškos saulės dėmės dydis yra šiek tiek didesnis nei Žemės skersmuo; tokia vieta yra kelias savaites. Saulės dėmių skaičius didėja arba mažėja ciklo trukmei nuo 7 iki 17 metų, vidutiniškai 11,1 metų. Paprastai kuo daugiau dėmių atsiranda cikle, tuo trumpesnis pats ciklas. Dėmių magnetinio poliškumo kryptis keičiasi nuo ciklo iki ciklo, todėl tikrasis saulės dėmių aktyvumo ciklas yra 22,2 metų. Kiekvieno ciklo pradžioje pirmosios dėmės atsiranda didelėse platumose, maždaug. 40 °, ir palaipsniui jų gimimo zona pasislenka į pusiaują iki maždaug platumos. 5°. taip pat žrŽVAIGŽDĖS ; SAULE. Saulės aktyvumo svyravimai beveik neturi įtakos bendrai jos spinduliuotės galiai (jei ji pasikeistų tik 1 proc., tai lemtų rimtus klimato pokyčius Žemėje). Buvo daug bandymų rasti ryšį tarp saulės dėmių ciklų ir Žemės klimato. Įspūdingiausias įvykis šia prasme yra „Maunderio minimumas“: nuo 1645 m. 70 metų Saulėje beveik nebuvo dėmių, o tuo pat metu Žemė išgyveno mažąjį ledynmetį. Vis dar neaišku, ar šis nuostabus faktas buvo tik atsitiktinumas, ar tai rodo priežastinį ryšį.
taip pat žr
KLIMATAS;
METEOROLOGIJA IR KLIMATOLOGIJA. Saulės sistemoje yra 5 didžiuliai besisukantys vandenilio-helio rutuliai: Saulė, Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Šių milžiniškų dangaus kūnų gelmėse, neprieinamose tiesioginiams tyrimams, sutelkta beveik visa Saulės sistemos materija. Žemės vidus taip pat mums nepasiekiamas, tačiau išmatavę seisminių bangų (ilgo bangos ilgio garso bangų), kurias planetos kūne sužadina žemės drebėjimai, sklidimo laiką, seismologai sudarė išsamų Žemės vidaus žemėlapį: sužinojo matmenis ir Žemės šerdies ir jos mantijos tankiai, taip pat gauti trimačiai vaizdai naudojant seisminę tomografiją.judančių jos plutos plokščių vaizdai. Panašūs metodai gali būti taikomi Saulei, nes jos paviršiuje yra bangų, kurių periodas apytiksliai. 5 minutes, kurią sukelia daugybė seisminių virpesių, sklindančių jo žarnyne. Šiuos procesus tiria helioseismologija. Skirtingai nuo žemės drebėjimų, kurie sukelia trumpus bangų pliūpsnius, intensyvi konvekcija Saulės viduje sukuria nuolatinį seisminį triukšmą. Helioseismologai nustatė, kad po konvekcine zona, kuri užima išorinius 14% Saulės spindulio, medžiaga sinchroniškai sukasi 27 dienų periodu (apie Saulės šerdies sukimąsi kol kas nieko nežinoma). Aukščiau, pačioje konvekcinėje zonoje, sukimasis sinchroniškai vyksta tik išilgai vienodos platumos kūgių ir kuo toliau nuo pusiaujo, tuo lėčiau: pusiaujo sritys sukasi 25 dienų periodu (prieš vidutinį Saulės sukimąsi), o poliariniai regionai - su 36 dienų laikotarpiu (atsilieka nuo vidutinio sukimosi) . Pastarieji bandymai pritaikyti seismologinius metodus dujinėms milžiniškoms planetoms nedavė rezultatų, nes instrumentai dar negali fiksuoti atsirandančių svyravimų. Virš Saulės fotosferos yra plonas karštas atmosferos sluoksnis, kurį galima pamatyti tik retais saulės užtemimų momentais. Tai kelių tūkstančių kilometrų storio chromosfera, taip pavadinta dėl raudonos spalvos dėl vandenilio Ha emisijos linijos. Temperatūra beveik dvigubai pakyla nuo fotosferos iki viršutinės chromosferos, iš kurios dėl kažkokios nežinomos priežasties iš Saulės išsiskirianti energija išsiskiria kaip šiluma. Virš chromosferos dujos įkaista iki 1 milijono K. Ši sritis, vadinama vainiku, tęsiasi maždaug 1 saulės spinduliu. Dujų tankis vainikinėje yra labai mažas, tačiau temperatūra tokia aukšta, kad korona yra galingas rentgeno spindulių šaltinis. Kartais Saulės atmosferoje atsiranda milžiniškų darinių – išsiveržiančių iškilimų. Jie atrodo kaip arkos, kylančios iš fotosferos į aukštį iki pusės saulės spindulio. Stebėjimai aiškiai rodo, kad iškilimų formą lemia magnetinio lauko linijos. Kitas įdomus ir itin aktyvus reiškinys – saulės blyksniai, galingi energijos ir dalelių išmetimai, trunkantys iki dviejų valandų. Tokio saulės pliūpsnio generuojamas fotonų srautas šviesos greičiu Žemę pasiekia per 8 minutes, o elektronų ir protonų srautas – per kelias dienas. Saulės blyksniai atsiranda tose vietose, kur magnetinio lauko kryptis staigiai keičiasi, atsiranda dėl materijos judėjimo saulės dėmėse. Didžiausias Saulės žybsnių aktyvumas paprastai būna likus metams iki saulės dėmių ciklo maksimumo. Toks nuspėjamumas yra labai svarbus, nes įkrautų dalelių antplūdis, gimęs iš galingo saulės žybsnio, gali pažeisti net antžeminius ryšius ir energijos tinklus, jau nekalbant apie astronautus ir kosmoso technologijas.

SAULĖS PROMINENTAI, pastebėti helio emisijos linijoje (bangos ilgis 304) iš Skylab kosminės stoties.

Iš Saulės plazmos vainiko nuolat teka įkrautos dalelės, vadinamos saulės vėju. Jo egzistavimas buvo įtariamas dar prieš kosminių skrydžių pradžią, nes buvo pastebėta, kaip kažkas „nupučia“ kometų uodegas. Saulės vėje išskiriami trys komponentai: didelio greičio srovė (daugiau nei 600 km/s), mažo greičio srovė ir nepastovios saulės pliūpsnių srovės. Rentgeno spindulių Saulės vaizdai parodė, kad koronoje reguliariai susidaro didžiulės „skylės“ – mažo tankio regionai. Šios vainikinės skylės yra pagrindinis greito saulės vėjo šaltinis. Žemės orbitos srityje tipinis saulės vėjo greitis yra apie 500 km/s, o tankis – apie 10 dalelių (elektronų ir protonų) 1 cm3. Saulės vėjo srautas sąveikauja su planetų magnetosferomis ir kometų uodegomis, smarkiai paveikdamas jų formą ir jose vykstančius procesus.
taip pat žr
GEOMAGNETIZMAS;
;
KOMETA. Spaudžiant Saulės vėjui tarpžvaigždinėje terpėje aplink Saulę, susidarė milžiniška urva – heliosfera. Prie jos ribos – heliopauzės – turėtų atsirasti smūginė banga, kurioje Saulės vėjas ir tarpžvaigždinės dujos susiduria ir kondensuojasi, darydami vienodą slėgį vienas kitam. Keturi kosminiai zondai dabar artėja prie heliopauzės: Pioneer 10 ir 11, Voyager 1 ir 2. Nė vienas iš jų jos nesutiko 75 AU atstumu. iš saulės. Tai labai dramatiškos lenktynės su laiku: „Pioneer 10“ nustojo veikti 1998 m., o kiti bando pasiekti heliopauzę, kol baterijos išsikrauna. Remiantis skaičiavimais, „Voyager 1“ skrenda būtent ta kryptimi, iš kurios pučia tarpžvaigždinis vėjas, todėl pirmasis pasieks heliopauzę.
PLANETOS: APRAŠYMAS
Merkurijus. Stebėti Merkurijų iš Žemės teleskopu sunku: jis nenutolsta nuo Saulės didesniu nei 28° kampu. Jis buvo tiriamas naudojant radarą iš Žemės, o tarpplanetinis zondas Mariner 10 nufotografavo pusę jo paviršiaus. Merkurijus aplink Saulę apsisuka per 88 Žemės dienas gana pailga orbita, kurios atstumas nuo Saulės perihelyje yra 0,31 AU. ir prie afelio 0,47 a.u. Aplink ašį jis sukasi 58,6 dienos periodu, tiksliai lygiu 2/3 orbitinio periodo, todėl kiekvienas jo paviršiaus taškas Saulės link apsisuka tik kartą per 2 Merkurijaus metus, t.y. saulėta diena ten trunka 2 metus! Iš pagrindinių planetų tik Plutonas yra mažesnis už Merkurijų. Tačiau pagal vidutinį tankį Merkurijus yra antroje vietoje po Žemės. Tikriausiai jis turi didelę metalinę šerdį, kuri yra 75% planetos spindulio (užima 50% Žemės spindulio). Merkurijaus paviršius panašus į mėnulio: tamsus, visiškai sausas ir padengtas krateriais. Vidutinis Merkurijaus paviršiaus šviesos atspindys (albedas) yra apie 10%, maždaug toks pat kaip ir Mėnulio. Ko gero, jo paviršius taip pat padengtas regolitu – sukepinta trupinta medžiaga. Didžiausias poveikio Merkurijui darinys yra 2000 km dydžio Kalorio baseinas, primenantis Mėnulio jūras. Tačiau, skirtingai nei Mėnulis, Merkurijus turi savotiškų struktūrų – kelių kilometrų aukščio atbrailų, besidriekiančių šimtus kilometrų. Galbūt jie susidarė dėl planetos suspaudimo aušinant jos didelei metalinei šerdies arba veikiant galingiems saulės potvyniams. Planetos paviršiaus temperatūra dieną apie 700 K, o naktį apie 100 K. Radarų duomenimis, amžinos tamsos ir šalčio sąlygomis poliarinių kraterių dugne gali gulėti ledas. Merkurijus praktiškai neturi atmosferos – tik itin retas helio apvalkalas, kurio tankis žemės atmosfera yra 200 km aukštyje. Tikriausiai helis susidaro irstant radioaktyviesiems elementams planetos žarnyne. Merkurijus turi silpną magnetinį lauką ir neturi palydovų.
Venera. Tai antroji planeta nuo Saulės ir arčiausiai Žemės esanti planeta – ryškiausia „žvaigždė“ mūsų danguje; kartais matosi net dieną. Venera daugeliu atžvilgių panaši į Žemę: jos dydis ir tankis yra tik 5% mažesni nei Žemės; tikriausiai Veneros žarnos yra panašios į žemės. Veneros paviršius visada yra padengtas storu gelsvai baltų debesų sluoksniu, tačiau radarų pagalba jis buvo ištirtas gana išsamiai. Aplink ašį Venera sukasi priešinga kryptimi (pagal laikrodžio rodyklę, žiūrint iš šiaurės ašigalio) su 243 Žemės dienų periodu. Jo orbitos periodas yra 225 dienos; todėl Veneros diena (nuo saulėtekio iki kito saulėtekio) trunka 116 Žemės dienų.
taip pat žr RADARŲ ASTRONOMIJA.

VENERA. Ultravioletinė nuotrauka, daryta iš Pioneer Venus tarpplanetinės stoties, rodo, kad planetos atmosfera tankiai užpildyta debesimis, kurie yra šviesesni poliariniuose regionuose (vaizdo viršuje ir apačioje).

Veneros atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas (CO2) su nedideliu kiekiu azoto (N2) ir vandens garų (H2O). Vandenilio chlorido rūgštis (HCl) ir vandenilio fluorido rūgštis (HF) buvo rasta kaip mažos priemaišos. Slėgis paviršiuje 90 barų (kaip ir žemės jūrose 900 m gylyje); temperatūra visame paviršiuje tiek dieną, tiek naktį yra apie 750 K. Prie Veneros paviršiaus tokios aukštos temperatūros priežastis yra tai, kas ne visai tiksliai vadinama „šiltnamio efektu“: saulės spinduliai gana lengvai prasiskverbia pro jos atmosferos debesis ir įkaitina planetos paviršių, tačiau šiluminė infraraudonoji spinduliuotė iš pats paviršius per atmosferą labai sunkiai išbėga atgal į erdvę. Veneros debesys sudaryti iš mikroskopinių koncentruotos sieros rūgšties (H2SO4) lašelių. Viršutinis debesų sluoksnis nutolęs nuo paviršiaus 90 km, temperatūra ten apytiksl. 200 K; apatinis sluoksnis - 30 km, temperatūra apytiksl. 430 K. Dar žemiau taip karšta, kad nėra debesų. Žinoma, skysto vandens Veneros paviršiuje nėra. Veneros atmosfera viršutinio debesų sluoksnio lygyje sukasi ta pačia kryptimi kaip ir planetos paviršius, bet daug greičiau, padarydama revoliuciją per 4 dienas; šis reiškinys vadinamas superrotacija ir kol kas jam nerasta jokio paaiškinimo. Automatinės stotys leidosi į Veneros dieną ir naktį. Dienos metu planetos paviršių apšviečia išsklaidyta saulės šviesa maždaug tokiu pat intensyvumu, kaip ir apsiniaukusią dieną Žemėje. Naktį Veneroje buvo matyti daug žaibų. Veneros stotys perdavė mažų plotų vaizdus nusileidimo vietose, kur matoma uolėta žemė. Apskritai Veneros topografija buvo tiriama iš radarų vaizdų, kuriuos perdavė Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ir -16 (1983) ir Magellan (1990). Smulkiausios detalės geriausiose yra apie 100 m. Skirtingai nei Žemėje, Veneroje nėra aiškiai apibrėžtų žemyninių plokščių, tačiau pastebimi keli pasauliniai pakilimai, pavyzdžiui, Australijos dydžio Ištaro žemė. Veneros paviršiuje yra daug meteoritinių kraterių ir ugnikalnių kupolų. Akivaizdu, kad Veneros pluta yra plona, ​​todėl išsilydžiusi lava priartėja prie paviršiaus ir po meteoritų kritimo lengvai išsilieja ant jos. Kadangi šalia Veneros paviršiaus nėra lietaus ar stipraus vėjo, paviršiaus erozija vyksta labai lėtai, o geologinės struktūros iš kosmoso matomos šimtus milijonų metų. Mažai žinoma apie Veneros vidų. Tikriausiai jis turi metalinę šerdį, kuri užima 50% jo spindulio. Bet planeta neturi magnetinio lauko dėl labai lėto sukimosi. Venera neturi palydovų.
Žemė. Mūsų planeta yra vienintelė, kurioje didžioji paviršiaus dalis (75%) yra padengta skystu vandeniu. Žemė yra aktyvi planeta ir, ko gero, vienintelė, kurios paviršiaus atsinaujinimą lemia plokščių tektonika, pasireiškianti vandenyno vidurio keteromis, salų lankais ir susilenkusiomis kalnų juostomis. Kietojo Žemės paviršiaus aukščių pasiskirstymas yra bimodalinis: vidutinis vandenyno dugno lygis yra 3900 m žemiau jūros lygio, o žemynai vidutiniškai pakyla virš jo 860 m (taip pat žr. ŽEMĖ). Seisminiai duomenys rodo tokią žemės vidaus sandarą: pluta (30 km), mantija (iki 2900 km gylio), metalinė šerdis. Dalis šerdies ištirpsta; čia sukuriamas žemės magnetinis laukas, kuris fiksuoja įkrautas saulės vėjo daleles (protonus ir elektronus) ir aplink Žemę sudaro du jomis užpildytus toroidinius regionus – radiacijos juostas (Van Alleno diržus), lokalizuojamus 4000 ir 17000 km aukštyje. nuo Žemės paviršiaus.
taip pat žr GEOLOGIJA; GEOMAGNETIZMAS.
Žemės atmosferą sudaro 78 % azoto ir 21 % deguonies; tai ilgos evoliucijos, vykstančios geologiniams, cheminiams ir biologiniams procesams, rezultatas. Galbūt ankstyvoje Žemės atmosferoje buvo daug vandenilio, kuris vėliau pabėgo. Žarnyno degazavimas užpildė atmosferą anglies dioksidu ir vandens garais. Tačiau garai kondensavosi vandenynuose, o anglies dioksidas buvo įstrigęs karbonatinėse uolienose. (Įdomu, kad jei visas CO2 užpildytų atmosferą kaip dujos, tai slėgis būtų 90 barų, kaip Veneroje. O jei visas vanduo išgaruotų, slėgis būtų 257 barai!). Taigi azotas liko atmosferoje, o deguonis palaipsniui atsirado dėl gyvybinės biosferos veiklos. Dar prieš 600 milijonų metų deguonies kiekis ore buvo 100 kartų mažesnis nei dabartinis (taip pat žr. ATMOSFERA; VANDENYNAS). Yra požymių, kad Žemės klimatas keičiasi trumpuoju (10 000 metų) ir ilguoju (100 milijonų metų) masteliais. To priežastis gali būti Žemės orbitinio judėjimo pokyčiai, sukimosi ašies pasvirimas, ugnikalnių išsiveržimų dažnis. Neatmesti saulės spinduliuotės intensyvumo svyravimai. Mūsų epochoje klimatui įtakos turi ir žmogaus veikla: į atmosferą išmetamos dujos ir dulkės.
taip pat žr
RŪGŠTIES SUMAŽINIMAS ;
ORO TARŠA ;
VANDENS TARŠA ;
APLINKOS DEGRADAVIMAS.
Žemė turi palydovą – Mėnulį, kurio kilmė dar neišaiškinta.

ŽEMĖ IR MĖNULIS iš kosminio zondo Lunar Orbiter.

Mėnulis. Vienas didžiausių palydovų Mėnulis yra antroje vietoje po Charono (Plutono palydovo) pagal palydovo ir planetos mases. Jo spindulys yra 3,7, o masė yra 81 kartą mažesnė nei Žemės. Vidutinis Mėnulio tankis yra 3,34 g/cm3, o tai rodo, kad jis neturi reikšmingos metalinės šerdies. Gravitacijos jėga mėnulio paviršiuje yra 6 kartus mažesnė nei žemės. Mėnulis sukasi aplink Žemę orbita, kurios ekscentricitetas yra 0,055. Jo orbitos plokštumos polinkis į žemės pusiaujo plokštumą svyruoja nuo 18,3° iki 28,6°, o ekliptikos atžvilgiu – nuo ​​4°59° iki 5°19°. Kasdienis Mėnulio sukimasis ir orbitinė cirkuliacija yra sinchronizuoti, todėl visada matome tik vieną jo pusrutulį. Tiesa, nedideli Mėnulio vingiai (libracijos) leidžia per mėnesį pamatyti apie 60% jo paviršiaus. Pagrindinė libracijų priežastis yra ta, kad kasdienis Mėnulio sukimasis vyksta pastoviu greičiu, o orbitinė cirkuliacija – su kintamu (dėl orbitos ekscentriškumo). Mėnulio paviršiaus dalys jau seniai sąlyginai skirstomos į „jūrines“ ir „žemynines“. Jūrų paviršius atrodo tamsesnis, yra žemiau ir yra daug mažiau padengtas meteorito krateriais nei žemyno paviršius. Jūras užlieja bazaltinės lavos, o žemynus sudaro anortozitinės uolienos, kuriose gausu lauko špatų. Sprendžiant iš didelio kraterių skaičiaus, žemyniniai paviršiai yra daug senesni nei jūros. Dėl intensyvaus meteorito bombardavimo viršutinis mėnulio plutos sluoksnis buvo smulkiai suskaidytas, o išorinis kelis metrus pavertė milteliais, vadinamais regolitu. Astronautai ir robotai zondai parsivežė iš Mėnulio uolų dirvožemio ir regolito pavyzdžius. Analizė parodė, kad jūros paviršiaus amžius yra apie 4 milijardus metų. Vadinasi, intensyvaus meteorito bombardavimo laikotarpis patenka į pirmuosius 0,5 milijardo metų po Mėnulio susidarymo prieš 4,6 milijardo metų. Tada meteoritų kritimo ir kraterių susidarymo dažnis praktiškai nepasikeitė ir vis dar siekia vieną 1 km skersmens kraterį per 105 metus.
taip pat žr ERDVĖS TYRIMAI IR NAUDOJIMAS.
Mėnulio uolienos skurdžios lakiųjų elementų (H2O, Na, K ir kt.) ir geležies, bet daug ugniai atsparių elementų (Ti, Ca ir kt.). Tik Mėnulio poliarinių kraterių apačioje gali būti ledo nuosėdų, pavyzdžiui, Merkurijuje. Mėnulis praktiškai neturi atmosferos ir nėra įrodymų, kad Mėnulio dirvožemis kada nors būtų buvęs veikiamas skysto vandens. Jame taip pat nėra jokios organinės medžiagos – tik su meteoritais nukritusių angliarūgštės chondritų pėdsakai. Dėl vandens ir oro nebuvimo, taip pat stiprių paviršiaus temperatūros svyravimų (390 K dieną ir 120 K naktį), Mėnulis tampa negyvenamas. Į Mėnulį pristatyti seismometrai leido kai ką sužinoti apie Mėnulio vidų. Ten dažnai įvyksta silpni „mėnulio drebėjimai“, tikriausiai dėl Žemės atoslūgių įtakos. Mėnulis yra gana vienalytis, turi nedidelę tankią šerdį ir apie 65 km storio plutą, pagamintą iš lengvesnių medžiagų, o viršutinę 10 km plutos dalį meteoritai sutraiškė dar prieš 4 milijardus metų. Dideli smūginiai baseinai yra tolygiai pasiskirstę Mėnulio paviršiuje, tačiau plutos storis matomoje Mėnulio pusėje yra mažesnis, todėl joje sutelkta 70% jūros paviršiaus. Mėnulio paviršiaus istorija paprastai žinoma: prieš 4 milijardus metų pasibaigus intensyvaus meteorito bombardavimo etapui, viduriai dar buvo pakankamai karšti apie 1 milijardą metų, o į jūras liejosi bazaltinė lava. Tada tik retas meteoritų kritimas pakeitė mūsų palydovo veidą. Tačiau dėl mėnulio kilmės vis dar diskutuojama. Jis gali susiformuoti savaime, o paskui jį užfiksuoti Žemė; galėjo susiformuoti kartu su Žeme kaip jos palydovas; galiausiai jis galėjo atsiskirti nuo Žemės formavimosi laikotarpiu. Antroji galimybė buvo populiari dar visai neseniai, tačiau pastaraisiais metais rimtai svarstoma hipotezė, kad Mėnulis susiformavo iš medžiagos, išmestos proto-Žemės susidūrimo su dideliu dangaus kūnu metu. Nepaisant to, kad Žemės ir Mėnulio sistemos kilmė yra neaiški, tolesnę jų raidą galima atsekti gana patikimai. Potvynių sąveika reikšmingai veikia dangaus kūnų judėjimą: kasdienis Mėnulio sukimasis praktiškai nutrūko (jo periodas tapo lygus orbitiniam), o Žemės sukimasis lėtėja, kampinį impulsą perkeldamas į orbitinį judėjimą. Mėnulis, kuris dėl to per metus nutolsta nuo Žemės apie 3 cm. Tai sustos, kai Žemės sukimasis susilygins su Mėnulio sukimu. Tada Žemė ir Mėnulis bus nuolat vienas į kitą atsukti viena puse (kaip Plutonas ir Charonas), o jų diena ir mėnuo taps lygūs 47 einamosioms dienoms; tokiu atveju Mėnulis nuo mūsų nutols 1,4 karto. Tiesa, tokia situacija nesitęs amžinai, nes Saulės potvyniai nenustos daryti įtakos Žemės sukimuisi. taip pat žr
MĖNULIS ;
MĖNULIO KILMĖ IR ISTORIJA;
SRAUTAS IR TRAUKTA.
Marsas. Marsas panašus į Žemę, bet beveik perpus mažesnis ir turi šiek tiek mažesnį vidutinį tankį. Kasdieninio sukimosi periodas (24 val. 37 min.) ir ašies pasvirimas (24°) beveik nesiskiria nuo Žemėje esančių. Žemiškajam stebėtojui Marsas atrodo kaip rausva žvaigždė, kurios ryškumas pastebimai keičiasi; jis yra maksimalus konfrontacijų laikotarpiais, kurie pasikartoja šiek tiek daugiau nei po dvejų metų (pavyzdžiui, 1999 m. balandžio mėn. ir 2001 m. birželio mėn.). Marsas yra ypač arti ir ryškus didelės opozicijos laikotarpiais, kai opozicijos metu jis praeina šalia perihelio; tai vyksta kas 15–17 metų (kitas – 2003 m. rugpjūčio mėn.). Marse esantis teleskopas rodo ryškiai oranžines sritis ir tamsesnes sritis, kurių tonas keičiasi priklausomai nuo metų laiko. Ryškiai baltos sniego kepurės guli ties stulpais. Rausva planetos spalva siejama su dideliu geležies oksidų (rūdžių) kiekiu jos dirvožemyje. Tamsiųjų sričių sudėtis tikriausiai primena antžeminius bazaltus, o šviesūs regionai yra sudaryti iš smulkiai išsklaidytos medžiagos.

MARSO PAVIRŠIAUS prie nusileidimo bloko „Viking-1“. Dideli akmens fragmentai yra apie 30 cm dydžio.

Iš esmės mūsų žinias apie Marsą įgyja automatinės stotys. Produktyviausi buvo du Vikingų ekspedicijos orbitai ir du desantai, kurie 1976 m. liepos 20 d. ir rugsėjo 3 d. nusileido Marse Kriso (22 ° šiaurės platumos, 48 ​​° vakarų ilgumos) ir Utopijos (48 ° šiaurės platumos) srityse. 226° vakarų ilgumos), o Viking 1 veikė iki 1982 m. lapkričio mėn. Abu jie nusileido klasikinėse šviesiose vietose ir atsidūrė rausvai smėlio dykumoje, nusėta tamsiais akmenimis. 1997 m. liepos 4 d. zondas „Mars Pathfinder“ (JAV) į Areso slėnį (19° šiaurės platumos, 34° vakarų ilgumos) – pirmoji automatinė savaeigė transporto priemonė, aptikusi mišrių uolienų ir, galbūt, vandens išverstų akmenukų, sumaišytų su smėliu ir moliu. , o tai rodo stiprius Marso klimato pokyčius ir praeityje buvusį didelį vandens kiekį. Išretėjusią Marso atmosferą sudaro 95% anglies dioksido ir 3% azoto. Yra nedideli vandens garų, deguonies ir argono kiekiai. Vidutinis slėgis paviršiuje yra 6 mbar (t. y. 0,6 % žemės paviršiaus). Esant tokiam žemam slėgiui, skysto vandens būti negali. Vidutinė paros temperatūra yra 240 K, o maksimali vasarą ties pusiauju siekia 290 K. Dienos temperatūros svyravimai yra apie 100 K. Taigi Marso klimatas yra šaltos, išsausėjusios aukštuminės dykumos klimatas. Aukštose Marso platumose temperatūra žiemą nukrenta žemiau 150 K, o atmosferos anglies dioksidas (CO2) užšąla ir nukrenta į paviršių kaip baltas sniegas, sudarydamas poliarinę dangtelį. Periodiškas poliarinių dangtelių kondensavimasis ir sublimacija sukelia sezoninius atmosferos slėgio svyravimus 30%. Iki žiemos pabaigos poliarinės kepurės riba nukrenta iki 45°-50° platumos, o vasarą nuo jos lieka nedidelis plotas (300 km skersmens pietų ašigalyje ir 1000 km šiaurėje), kurį tikriausiai sudaro vandens ledo, kurio storis gali siekti 1-2 km. Kartais Marse pučia stiprūs vėjai, pakeldami į orą smulkaus smėlio debesis. Ypač galingos dulkių audros kyla pavasario pabaigoje pietiniame pusrutulyje, kai Marsas eina per orbitos perihelį ir saulės karštis yra ypač didelis. Savaites ir net mėnesius atmosfera tampa nepermatoma su geltonomis dulkėmis. Orbitatoriai „Vikingai“ perdavė galingų smėlio kopų vaizdus didelių kraterių dugne. Dulkių nuosėdos keičia Marso paviršiaus išvaizdą nuo sezono iki sezono taip, kad tai pastebima net iš Žemės žiūrint pro teleskopą. Anksčiau kai kurie astronomai manė, kad šie sezoniniai paviršiaus spalvos pokyčiai yra Marse augmenijos požymiai. Marso geologija yra labai įvairi. Didelės pietinio pusrutulio erdvės yra padengtos senais krateriais, likusiais iš senovės meteoritų bombardavimo eros (prieš 4 mlrd. metų). prieš metus). Didžiąją šiaurinio pusrutulio dalį dengia jaunesni lavos srautai. Ypač įdomi yra Tharsis aukštuma (10° šiaurės platumos, 110° vakarų ilgumos), ant kurios išsidėstę keli milžiniški vulkaniniai kalnai. Aukščiausio iš jų - Olimpo kalno - skersmuo prie pagrindo yra 600 km, o aukštis - 25 km. Nors dabar vulkaninio aktyvumo požymių nėra, lavos srautų amžius neviršija 100 milijonų metų, o tai yra mažai, palyginti su planetos amžiumi – 4,6 milijardo metų.

Nors senovės ugnikalniai rodo kadaise galingą Marso vidaus veiklą, nėra jokių plokščių tektonikos požymių: nėra susilenkusių kalnų juostų ir kitų plutos suspaudimo rodiklių. Tačiau yra galingų plyšių, iš kurių didžiausias - Marinerio slėniai - tęsiasi nuo Tharsis į rytus 4000 km, didžiausias plotis 700 km, o gylis - 6 km. Vienas įdomiausių geologinių atradimų, padarytų remiantis nuotraukomis iš erdvėlaivių, buvo išsišakoję šimtų kilometrų ilgio vingiuoti slėniai, primenantys išdžiūvusius žemiškų upių vagas. Tai rodo palankesnį klimatą praeityje, kai temperatūra ir slėgis galėjo būti aukštesni, o upės tekėjo per Marso paviršių. Tiesa, slėnių išsidėstymas pietiniuose, labai krateriais apaugusiuose Marso regionuose rodo, kad Marse upės egzistavo labai seniai, tikriausiai per pirmuosius 0,5 milijardo jo evoliucijos metų. Vanduo dabar guli paviršiuje kaip ledas ties polių kepurėmis ir galbūt po paviršiumi kaip amžinojo įšalo sluoksnis. Vidinė Marso struktūra menkai suprantama. Jo mažas vidutinis tankis rodo, kad nėra reikšmingos metalinės šerdies; bet kokiu atveju jis nėra ištirpęs, o tai išplaukia iš to, kad Marse nėra magnetinio lauko. „Viking-2“ aparato nusileidimo bloke esantis seismometras planetos seisminio aktyvumo nefiksavo 2 eksploatavimo metus (Viking-1 seismometras neveikė). Marse yra du maži palydovai – Fobas ir Deimos. Abu yra netaisyklingos formos, padengti meteoritų krateriais ir greičiausiai yra asteroidai, kuriuos planeta užfiksavo tolimoje praeityje. Fobosas sukasi aplink planetą labai žema orbita ir atoslūgių įtakoje toliau artėja prie Marso; vėliau jį sunaikins planetos gravitacija.
Jupiteris. Didžiausia Saulės sistemos planeta Jupiteris yra 11 kartų didesnė už Žemę ir 318 kartų masyvesnė už ją. Mažas vidutinis jo tankis (1,3 g/cm3) rodo, kad sudėtis artima Saulei: daugiausia vandenilis ir helis. Greitas Jupiterio sukimasis aplink savo ašį sukelia jo polinį suspaudimą 6,4%. Jupiteryje esantis teleskopas rodo lygiagrečias pusiaujui debesų juostas; šviesios zonos juose persipina rausvais diržais. Tikėtina, kad šviesos zonos yra aukštyn kylančios srovės, kuriose matomos amoniako debesų viršūnės; rausvos juostos asocijuojasi su žemyn nukreiptais srautais, kurių ryškią spalvą lemia amonio hidrosulfatas, taip pat raudonojo fosforo, sieros ir organinių polimerų junginiai. Be vandenilio ir helio, Jupiterio atmosferoje spektroskopiškai buvo aptikti CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ir GeH4. Temperatūra amoniako debesų viršūnėse siekia 125 K, tačiau didėjant gyliui ji pakyla 2,5 K/km. 60 km gylyje turėtų būti vandens debesų sluoksnis. Debesų judėjimo greičiai zonose ir gretimose juostose labai skiriasi: pavyzdžiui, pusiaujo juostoje debesys juda į rytus 100 m/s greičiau nei gretimose zonose. Greičių skirtumas sukelia stiprią turbulenciją zonų ir juostų ribose, todėl jų forma yra labai sudėtinga. Viena iš to apraiškų – ovalios besisukančios dėmės, iš kurių didžiausią – Didžiąją Raudonąją dėmę – prieš daugiau nei 300 metų atrado „Cassini“. Ši vieta (25 000–15 000 km) yra didesnė už Žemės diską; jis turi spiralinę cikloninę struktūrą ir vieną apsisuka aplink savo ašį per 6 dienas. Likusios dėmės mažesnės ir kažkodėl visos baltos.

Jupiteris neturi kieto paviršiaus. Viršutinį planetos sluoksnį, kurio ilgis yra 25% spindulio, sudaro skystas vandenilis ir helis. Žemiau, kur slėgis viršija 3 milijonus barų, o temperatūra yra 10 000 K, vandenilis pereina į metalinę būseną. Gali būti, kad netoli planetos centro yra skysta sunkesnių elementų šerdis, kurios bendra masė yra apie 10 Žemės masių. Centre slėgis apie 100 mln. barų, o temperatūra 20-30 tūkst. K. Skystas metalinis interjeras ir greitas planetos sukimasis sukėlė jos galingą magnetinį lauką, kuris 15 kartų stipresnis už žemės. Didžiulė Jupiterio magnetosfera su galingomis spinduliuotės juostomis tęsiasi už keturių didelių palydovų orbitų. Temperatūra Jupiterio centre visada buvo žemesnė nei būtina termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Tačiau Jupiterio vidinės šilumos atsargos, išlikusios nuo formavimosi epochos, yra didelės. Net ir dabar, praėjus 4,6 milijardo metų, jis išskiria maždaug tiek pat šilumos, kiek gauna iš Saulės; pirmaisiais milijonais evoliucijos metų Jupiterio spinduliuotės galia buvo 104 kartus didesnė. Kadangi tai buvo didelių planetos palydovų formavimosi era, nenuostabu, kad jų sudėtis priklauso nuo atstumo iki Jupiterio: dviejų arčiausiai jo esančių - Io ir Europa - tankis yra gana didelis (3,5 ir 3,0 g / cm3), o tolimesni – Ganimedas ir Kalisto – turi daug vandens ledo, todėl yra mažiau tankūs (1,9 ir 1,8 g/cm3).
Palydovai. Jupiteris turi mažiausiai 16 palydovų ir silpną žiedą: jis yra 53 000 km atstumu nuo viršutinio debesų sluoksnio, jo plotis yra 6 000 km ir, matyt, susideda iš mažų ir labai tamsių kietųjų dalelių. Keturi didžiausi Jupiterio palydovai vadinami Galilėju, nes juos 1610 m. atrado Galilėjus; nepriklausomai nuo jo tais pačiais metais juos atrado vokiečių astronomas Marius, suteikęs jiems dabartinius vardus – Io, Europa, Ganymede ir Callisto. Mažiausias iš palydovų – Europa – yra šiek tiek mažesnis už Mėnulį, o Ganimedas – už Merkurijų. Visi jie matomi pro žiūronus.

Io paviršiuje „Voyagers“ atrado keletą aktyvių ugnikalnių, išstumiančių medžiagą šimtus kilometrų į orą. Io paviršius padengtas rausvomis sieros nuosėdomis ir šviesiomis sieros dioksido dėmėmis – ugnikalnių išsiveržimų produktais. Dujų pavidalu sieros dioksidas sudaro itin retą Io atmosferą. Vulkaninio aktyvumo energija gaunama iš planetos potvynių ir atoslūgių įtakos palydovui. Io orbita eina per Jupiterio spinduliuotės juostas, ir jau seniai nustatyta, kad palydovas stipriai sąveikauja su magnetosfera, todėl joje atsiranda radijo pliūpsniai. 1973 m. palei Io orbitą buvo aptiktas šviečiančių natrio atomų toras; vėliau ten rasta sieros, kalio ir deguonies jonų. Šias medžiagas išmuša energingi spinduliuotės juostų protonai arba tiesiai iš Io paviršiaus, arba iš dujinių ugnikalnių stulpų. Nors Jupiterio potvynių įtaka Europai yra silpnesnė nei Io, jos vidus taip pat gali būti iš dalies ištirpęs. Spektriniai tyrimai rodo, kad Europos paviršiuje yra vandens ledo, o jo rausvą atspalvį greičiausiai lemia sieros tarša iš Io. Beveik visiškas smūginių kraterių nebuvimas rodo geologinį paviršiaus jaunystę. Europos ledo paviršiaus raukšlės ir lūžiai primena žemės poliarinių jūrų ledo laukus; tikriausiai Europoje po ledo sluoksniu yra skysto vandens. Ganimedas yra didžiausias Saulės sistemos mėnulis. Jo tankis mažas; tai tikriausiai pusiau uola ir pusiau ledas. Jo paviršius atrodo keistai ir turi plutos plėtimosi požymių, galbūt lydinčių požeminio diferenciacijos procesą. Senovinio kraterio paviršiaus ruožus skiria jaunesni, šimtų kilometrų ilgio ir 1-2 km pločio grioviai, išsidėstę 10-20 km atstumu vienas nuo kito. Tikėtina, kad tai jaunesnis ledas, susidaręs vandeniui išsiliejus pro plyšius iškart po diferenciacijos maždaug prieš 4 milijardus metų. Callisto panašus į Ganimedą, tačiau jo paviršiuje nėra jokių gedimų požymių; visa tai labai sena ir labai iškrauta krateriu. Abiejų palydovų paviršių dengia ledas, įsiterpęs regolito tipo uolienų. Bet jei ant Ganimedo ledo yra apie 50%, tai ant Callisto - mažiau nei 20%. Ganimedo ir Kalisto uolienų sudėtis tikriausiai panaši į anglies turinčių meteoritų sudėtį. Jupiterio palydovai neturi atmosferos, išskyrus retintas SO2 vulkanines dujas Io. Iš dešimčių Jupiterio palydovų keturi yra arčiau planetos nei Galilėjos mėnuliai; didžiausias iš jų – Amaltėja – netaisyklingos formos krateriu nusėtas objektas (matmenys 270*166*150 km). Tamsus jo paviršius – labai raudonas – galėjo būti padengtas pilka spalva iš Io. Išoriniai mažieji Jupiterio palydovai pagal savo orbitas skirstomi į dvi grupes: 4 arčiau planetos esantys sukasi į priekį (planetos sukimosi atžvilgiu) ir 4 tolimesni – priešinga kryptimi. Jie visi yra maži ir tamsūs; juos tikriausiai užėmė Jupiteris iš Trojos arklių grupės asteroidų (žr. ASTEROIDAS).
Saturnas. Antra pagal dydį milžiniška planeta. Tai vandenilio-helio planeta, tačiau santykinis helio gausa Saturne yra mažesnė nei Jupiterio; žemiau ir jo vidutinis tankis. Dėl greito Saturno sukimosi jis labai pabąla (11%).

SATURNAS ir jo palydovai, nufotografuoti praplaukiant kosminiam zondui „Voyager“.

Teleskopu Saturno diskas neatrodo taip įspūdingai kaip Jupiteris: jis turi rusvai oranžinę spalvą ir silpnai išreikštus diržus bei zonas. Priežastis ta, kad viršutiniai jo atmosferos sritys yra užpildytos šviesą sklaidančio amoniako (NH3) rūku. Saturnas yra toliau nuo Saulės, todėl jo viršutinės atmosferos (90 K) temperatūra yra 35 K žemesnė nei Jupiterio, o amoniakas yra kondensuoto. Didėjant gyliui, atmosferos temperatūra pakyla 1,2 K/km, todėl debesų struktūra primena Jupiterio: po amonio hidrosulfato debesų sluoksniu yra vandens debesų sluoksnis. Be vandenilio ir helio, Saturno atmosferoje spektroskopiškai buvo aptikti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ir PH3. Vidine sandara Saturnas taip pat primena Jupiterį, nors dėl mažesnės masės jo centre yra mažesnis slėgis ir temperatūra (75 mln. barų ir 10 500 K). Saturno magnetinis laukas yra panašus į Žemės magnetinį lauką. Kaip ir Jupiteris, Saturnas generuoja vidinę šilumą, dvigubai daugiau nei gauna iš Saulės. Tiesa, šis santykis didesnis nei Jupiterio, nes dvigubai toliau esantis Saturnas iš Saulės gauna keturis kartus mažiau šilumos.
Saturno žiedai. Saturną supa unikaliai galinga žiedų sistema iki 2,3 planetos spindulio atstumo. Juos nesunku atskirti žiūrint pro teleskopą, o tyrinėjant iš arti matyti išskirtinė įvairovė: nuo masyvaus B žiedo iki siauro F žiedo, nuo spiralinio tankio bangų iki visiškai netikėtų radialiai pailgų „stipinų“, kuriuos atrado „Voyagers“. . Saturno žiedus užpildančios dalelės daug geriau atspindi šviesą nei tamsiųjų Urano ir Neptūno žiedų medžiaga; jų tyrimas skirtinguose spektro diapazonuose rodo, kad tai yra „nešvarūs sniego gniūžtės“, kurių matmenys yra maždaug metro. Trys klasikiniai Saturno žiedai, eilės tvarka nuo išorinio iki vidinio, žymimi raidėmis A, B ir C. Žiedas B yra gana tankus: per jį beveik nepraėjo radijo signalai iš „Voyager“. 4000 km tarpas tarp A ir B žiedų, vadinamas Cassini skilimu (arba tarpu), iš tikrųjų nėra tuščias, bet tankiu panašus į blyškų C žiedą, kuris anksčiau buvo vadinamas krepiniu žiedu. Netoli išorinio A žiedo krašto yra mažiau matomas Encke plyšys. 1859 m. Maxwellas padarė išvadą, kad Saturno žiedai turi būti sudaryti iš atskirų dalelių, skriejančių aplink planetą. pabaigoje – XIX a tai patvirtino ir spektriniai stebėjimai, kurie parodė, kad vidinės žiedų dalys sukasi greičiau nei išorinės. Kadangi žiedai yra planetos pusiaujo plokštumoje, o tai reiškia, kad jie yra pasvirę į orbitos plokštumą 27°, Žemė į žiedų plokštumą patenka du kartus per 29,5 metų, ir mes stebime juos kraštais. Šiuo metu žiedai „dingsta“, o tai įrodo jų labai mažą storį – ne daugiau nei kelis kilometrus. Išsamiuose Pioneer 11 (1979 m.) ir Voyagers (1980 m. ir 1981 m.) padarytuose žiedų vaizduose matyti daug sudėtingesnė struktūra, nei tikėtasi. Žiedai suskirstyti į šimtus atskirų žiedų, kurių tipinis plotis yra keli šimtai kilometrų. Net Cassini tarpelyje buvo mažiausiai penki žiedai. Išsami analizė parodė, kad žiedai yra nehomogeniški tiek dydžio, tiek, galbūt, dalelių sudėties. Sudėtinga žiedų sandara tikriausiai nulemta gravitacinės arti jų esančių mažų palydovų, kurių anksčiau nebuvo įtariama. Turbūt pats neįprastiausias yra ploniausias F žiedas, kurį 1979 metais Pioneer atrado 4000 km atstumu nuo išorinio A žiedo krašto. vėliau „Voyager 2“ nustatė, kad F žiedo struktūra yra daug paprastesnė: materijos „sruogos“ nebebuvo susipynusios. Šią struktūrą ir jos greitą evoliuciją iš dalies lemia du maži palydovai (Prometėjas ir Pandora), judantys išoriniais ir vidiniais šio žiedo pakraščiais; jie vadinami „sargybiniais šunimis“. Tačiau neatmetama dar mažesnių kūnų ar laikinų medžiagų sankaupų buvimas pačiame F žiede.
Palydovai. Saturnas turi mažiausiai 18 palydovų. Dauguma jų tikriausiai yra apledėję. Kai kurie turi labai įdomias orbitas. Pavyzdžiui, Janus ir Epimetėjas turi beveik tuos pačius orbitos spindulius. Dionės orbitoje, 60 ° prieš ją (ši padėtis vadinama pirmaujančiu Lagranžo tašku), mažesnis palydovas Helena juda. Tethys lydi du maži palydovai - Telesto ir Calypso - pirmaujančiuose ir atsiliekančiuose savo orbitos Lagrange taškuose. Septynių Saturno palydovų (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ir Japetus) spinduliai ir masės buvo išmatuoti labai tiksliai. Visos jos dažniausiai ledinės. Mažesnių jų tankis yra 1-1,4 g/cm3, o tai artima vandens ledo tankiui su daugiau ar mažiau uolienų priemaišomis. Ar juose yra metano ir amoniako ledo, kol kas neaišku. Didesnis Titano tankis (1,9 g/cm3) yra jo didelės masės, dėl kurios suspaudžiama vidinė dalis, rezultatas. Savo skersmeniu ir tankiu Titanas labai panašus į Ganimedą; jie tikriausiai turi tą pačią vidinę struktūrą. Titanas yra antras pagal dydį Saulės sistemos mėnulis ir yra unikalus tuo, kad turi nuolatinę galingą atmosferą, kurią daugiausia sudaro azotas ir nedidelis metano kiekis. Slėgis jo paviršiuje – 1,6 baro, temperatūra – 90 K. Tokiomis sąlygomis Titano paviršiuje gali būti skysto metano. Viršutiniai atmosferos sluoksniai iki 240 km aukščio yra užpildyti oranžiniais debesimis, tikriausiai susidedančiais iš organinių polimerų dalelių, susintetintų veikiant ultravioletiniams Saulės spinduliams. Likę Saturno palydovai yra per maži, kad galėtų turėti atmosferą. Jų paviršiai yra padengti ledu ir labai krateriais. Tik Encelado paviršiuje kraterių yra žymiai mažiau. Tikriausiai Saturno potvynių įtaka išlaiko jo vidurius išlydytą, o meteoritų smūgiai lemia vandens išliejimą ir kraterių užpildymą. Kai kurie astronomai mano, kad dalelės iš Encelado paviršiaus išilgai jo orbitos suformavo platų E žiedą. Labai įdomus yra palydovas Iapetus, kurio galinis (orbitos judėjimo krypties atžvilgiu) pusrutulis yra padengtas ledu ir atspindi 50% krintančios šviesos, o priekinis pusrutulis yra toks tamsus, kad atspindi tik 5% šviesos. ; jis padengtas kažkuo panašaus į anglies turinčių meteoritų medžiagą. Gali būti, kad medžiaga, išmesta meteorito smūgių įtakoje nuo Saturno išorinio palydovo Phoebe paviršiaus, nukrenta ant priekinio Japeto pusrutulio. Iš esmės tai įmanoma, nes Phoebe juda orbita priešinga kryptimi. Be to, Febės paviršius gana tamsus, tačiau tikslių duomenų apie jį kol kas nėra.
Uranas. Uranas yra akvamarinas ir atrodo nepriekaištingai, nes jo viršutinė atmosfera užpildyta rūku, pro kurį 1986 m. šalia jo skridęs zondas „Voyager 2“ sunkiai matė kelis debesis. Planetos ašis į orbitos ašį pasvirusi 98,5°, t.y. yra beveik orbitos plokštumoje. Todėl kiekvienas iš polių kuriam laikui pasuktas tiesiai į Saulę, o po to pusei metų (42 Žemės metams) nueina į šešėlį. Urano atmosferoje daugiausia yra vandenilio, 12-15% helio ir keletas kitų dujų. Atmosferos temperatūra yra apie 50 K, nors viršutiniuose išretėjusiuose sluoksniuose ji pakyla iki 750 K dieną ir 100 K naktį. Urano magnetinis laukas yra šiek tiek silpnesnis nei žemės paviršiaus stiprumas, o jo ašis yra 55 ° pasvirusi į planetos sukimosi ašį. Mažai žinoma apie vidinę planetos struktūrą. Debesų sluoksnis tikriausiai tęsiasi iki 11 000 km gylio, po to 8000 km gylio karšto vandens vandenynas, o po juo – 7 000 km spindulio išsilydžiusio akmens šerdis.
Žiedai. 1976 m. buvo atrasti unikalūs Urano žiedai, sudaryti iš atskirų plonų žiedų, kurių plačiausias yra 100 km storio. Žiedai yra nutolę nuo 1,5 iki 2,0 planetos spindulių nuo jos centro. Skirtingai nuo Saturno žiedų, Urano žiedai yra sudaryti iš didelių tamsių uolienų. Manoma, kad kiekviename žiede juda mažas palydovas ar net du palydovai, kaip ir Saturno F žiede.
Palydovai. Buvo atrasta 20 Urano palydovų. Didžiausias – Titania ir Oberonas – 1500 km skersmens. Yra dar 3 dideli, daugiau nei 500 km dydžio, likusieji labai maži. Penkių didelių palydovų paviršiaus spektrai rodo didelį vandens ledo kiekį. Visų palydovų paviršiai padengti meteoritų krateriais.
Neptūnas. Išoriškai Neptūnas panašus į Uraną; jo spektre taip pat vyrauja metano ir vandenilio juostos. Šilumos srautas iš Neptūno žymiai viršija ant jo patenkančios saulės šilumos galią, o tai rodo vidinio energijos šaltinio egzistavimą. Galbūt didžioji dalis vidinės šilumos išsiskiria dėl potvynių ir potvynių, kuriuos sukelia didžiulis mėnulis Tritonas, skriejantis priešinga kryptimi 14,5 planetos spindulio atstumu. „Voyager 2“, skridęs 1989 metais 5000 km atstumu nuo debesų sluoksnio, netoli Neptūno atrado dar 6 palydovus ir 5 žiedus. Atmosferoje buvo aptikta Didžioji tamsi dėmė ir sudėtinga sūkurinių srovių sistema. Rausvas Tritono paviršius atskleidė nuostabias geologines detales, įskaitant galingus geizerius. „Voyager“ atrastas palydovas „Proteus“ pasirodė esąs didesnis už Nereidą, atrastą iš Žemės dar 1949 m.
Plutonas. Plutonas turi labai pailgą ir pasvirusią orbitą; perihelyje jis artėja prie Saulės 29,6 AU. ir pašalinamas prie afelio ties 49,3 AU. Plutonas perėjo perihelį 1989 m.; 1979–1999 buvo arčiau Saulės nei Neptūnas. Tačiau dėl didelio Plutono orbitos posvyrio jo kelias niekada nesusikerta su Neptūnu. Vidutinė Plutono paviršiaus temperatūra yra 50 K, ji iš afelio į perihelį pasikeičia 15 K, kas yra gana pastebima esant tokioms žemoms temperatūroms. Visų pirma, planetos perėjimo per perihelį laikotarpiu tai lemia retinto metano atmosferos atsiradimą, tačiau jos slėgis yra 100 000 kartų mažesnis už žemės atmosferos slėgį. Plutonas negali ilgai išlaikyti atmosferos, nes yra mažesnis už mėnulį. Plutono palydovas Charonas apskrieja netoli planetos per 6,4 dienos. Jo orbita yra labai stipriai pasvirusi į ekliptiką, todėl užtemimai įvyksta tik retomis epochomis, kai Žemė eina per Charono orbitos plokštumą. Plutono ryškumas reguliariai keičiasi per 6,4 dienos. Todėl Plutonas sukasi sinchroniškai su Charonu ir turi didelių dėmių ant paviršiaus. Palyginti su planetos dydžiu, Charonas yra labai didelis. Plutonas-Charonas dažnai vadinamas „dviguba planeta“. Vienu metu Plutonas buvo laikomas „pabėgusiu“ Neptūno palydovu, tačiau atradus Charoną tai atrodo mažai tikėtina.
PLANETOS: LYGINAMOJI ANALIZĖ
Vidinė struktūra. Saulės sistemos objektus pagal savo vidinę sandarą galima suskirstyti į 4 kategorijas: 1) kometos, 2) maži kūnai, 3) antžeminės planetos, 4) dujiniai milžinai. Kometos yra paprasti lediniai kūnai, turintys ypatingą sudėtį ir istoriją. Mažų kūnų kategorijai priklauso visi kiti dangaus objektai, kurių spindulys mažesnis nei 200 km: tarpplanetiniai dulkių grūdeliai, planetų žiedų dalelės, maži palydovai ir dauguma asteroidų. Saulės sistemos evoliucijos metu jie visi prarado pirminės akrecijos metu išsiskyrusią šilumą ir atvėso, nebuvo pakankamai dideli, kad įkaistų dėl juose vykstančio radioaktyvaus skilimo. Žemės tipo planetos yra labai įvairios: nuo „geležinio“ Merkurijaus iki paslaptingos ledo sistemos Plutonas-Charonas. Be didžiausių planetų, Saulė kartais priskiriama dujų milžinams. Svarbiausias parametras, lemiantis planetos sudėtį, yra vidutinis tankis (bendra masė padalinta iš bendro tūrio). Jo reikšmė iš karto parodo, kokia planeta – „akmuo“ (silikatai, metalai), „ledas“ (vanduo, amoniakas, metanas) ar „dujos“ (vandenilis, helis). Nors Merkurijaus ir Mėnulio paviršiai yra stulbinamai panašūs, jų vidinė sudėtis visiškai skiriasi, nes vidutinis Merkurijaus tankis yra 1,6 karto didesnis nei Mėnulio. Tuo pačiu metu gyvsidabrio masė yra maža, o tai reiškia, kad didelį jo tankį daugiausia lemia ne medžiagos suspaudimas veikiant gravitacijai, o ypatinga cheminė sudėtis: gyvsidabrio sudėtyje yra 60–70% metalų ir 30 -40% silikatų masės. Metalų kiekis gyvsidabrio masės vienete yra žymiai didesnis nei bet kurios kitos planetos. Venera sukasi taip lėtai, kad jos pusiaujo bangavimas matuojamas tik metro dalimis (prie Žemės – 21 km) ir visiškai nieko negali pasakyti apie vidinę planetos sandarą. Jo gravitacinis laukas koreliuoja su paviršiaus topografija, priešingai nei Žemėje, kur „plaukia“ žemynai. Gali būti, kad Veneros žemynus fiksuoja mantijos standumas, tačiau gali būti, kad Veneros topografiją dinamiškai palaiko energinga konvekcija jos mantijoje. Žemės paviršius yra daug jaunesnis nei kitų Saulės sistemos kūnų paviršiai. To priežastis daugiausia yra intensyvus plutos medžiagos apdorojimas dėl plokščių tektonikos. Erozija veikiant skystam vandeniui taip pat turi pastebimą poveikį. Daugumos planetų ir mėnulių paviršiuose vyrauja žiedinės struktūros, susijusios su smūginiais krateriais ar ugnikalniais; Žemėje dėl plokščių tektonikos pagrindinės aukštumos ir žemumos tapo linijinės. Pavyzdys yra kalnų grandinės, kylančios ten, kur susiduria dvi plokštės; okeaninės tranšėjos, žyminčios vietas, kur viena plokštė eina po kita (subdukcijos zonos); taip pat vidurio vandenyno kalnagūbriai tose vietose, kur dvi plokštės išsiskiria veikiant jaunai plutai, kylančiai iš mantijos (plitimo zona). Taigi žemės paviršiaus reljefas atspindi jos vidaus dinamiką. Maži viršutinės Žemės mantijos pavyzdžiai tampa prieinami laboratoriniams tyrimams, kai jie iškyla į paviršių kaip magminių uolienų dalis. Yra žinomi ultramafiniai inkliuzai (ultrabaziniai, neturtingi silikatų ir turintys daug Mg ir Fe), kuriuose yra mineralų, kurie susidaro tik esant aukštam slėgiui (pavyzdžiui, deimantas), taip pat porinių mineralų, kurie gali egzistuoti tik tada, kai jie susidarė esant aukštam slėgiui. Šie intarpai leido pakankamai tiksliai įvertinti viršutinės mantijos sudėtį iki maždaug gylio. 200 km. Giluminės mantijos mineraloginė sudėtis nėra gerai žinoma, nes kol kas nėra tikslių duomenų apie temperatūros pasiskirstymą su gyliu, o pagrindinės giluminių mineralų fazės laboratorijoje neatkurtos. Žemės šerdis yra padalinta į išorinę ir vidinę. Išorinė šerdis neperduoda skersinių seisminių bangų, todėl yra skysta. Tačiau 5200 km gylyje pagrindinė medžiaga vėl pradeda vesti skersines bangas, bet mažu greičiu; tai reiškia, kad vidinė šerdis iš dalies „užšalusi“. Šerdies tankis yra mažesnis nei gryno geležies-nikelio skysčio, tikriausiai dėl sieros priemaišos. Ketvirtadalį Marso paviršiaus užima Tharsio kalva, kuri, palyginti su vidutiniu planetos spinduliu, pakilo 7 km. Būtent ant jo išsidėstę dauguma ugnikalnių, kurių formavimosi metu lava pasklido dideliu atstumu, būdinga išlydytoms uolienoms, kuriose gausu geležies. Viena iš didžiulių Marso ugnikalnių (didžiausių Saulės sistemoje) priežasčių yra ta, kad, skirtingai nei Žemėje, Marse nėra plokščių, judančių karštų mantijos kišenių atžvilgiu, todėl ugnikalniai auga vienoje vietoje. . Marse nėra magnetinio lauko ir jokio seisminio aktyvumo neaptikta. Jo dirvožemyje buvo daug geležies oksidų, o tai rodo silpną interjero diferenciaciją.
Vidinė šiluma. Daugelis planetų skleidžia daugiau šilumos, nei gauna iš Saulės. Planetos žarnyne susidarančios ir sukauptos šilumos kiekis priklauso nuo jos istorijos. Besikuriančiai planetai meteoritų bombardavimas yra pagrindinis šilumos šaltinis; tada šiluma išsiskiria interjero diferenciacijos metu, kai tankiausi komponentai, tokie kaip geležis ir nikelis, nusėda link centro ir sudaro šerdį. Jupiteris, Saturnas ir Neptūnas (bet ne Uranas dėl tam tikrų priežasčių) vis dar spinduliuoja šilumą, kurią sukaupė susiformavę prieš 4,6 mlrd. Antžeminėms planetoms svarbus dabartinės eros šildymo šaltinis yra radioaktyvių elementų – urano, torio ir kalio – skilimas, kurių pradinėje chondrito (saulės) sudėtyje buvo nedideliais kiekiais. Judėjimo energijos išsklaidymas potvynio deformacijose – vadinamasis „potvynių išsisklaidymas“ – yra pagrindinis Io šildymo šaltinis ir vaidina reikšmingą vaidmenį kai kurių planetų, kurių sukimasis (pavyzdžiui, Merkurijaus) buvo sulėtėjęs, evoliucijoje. atoslūgių.
Konvekcija mantijoje. Jei skystis pakankamai stipriai kaitinamas, jame susidaro konvekcija, nes šilumos laidumas ir spinduliuotė negali susidoroti su vietoje tiekiamu šilumos srautu. Gali pasirodyti keista sakyti, kad antžeminių planetų vidų dengia konvekcija, tarsi skystis. Argi nežinome, kad, seismologiniais duomenimis, žemės mantijoje sklinda skersinės bangos ir dėl to mantija susideda ne iš skystų, o iš kietų uolienų? Bet paimkime įprastą stiklo glaistą: lėtai spaudžiant jis elgiasi kaip klampus skystis, staigiai spaudžiant - kaip elastingas korpusas, o smūgiuojant - kaip akmuo. Tai reiškia, kad norėdami suprasti, kaip elgiasi materija, turime atsižvelgti į tai, kokioje laiko skalėje vyksta procesai. Skersinės seisminės bangos praeina per žemės žarnas per kelias minutes. Pagal geologinį laiko skalę, išmatuotą milijonais metų, uolienos plastiškai deformuojasi, jei joms nuolat daromas didelis įtempis. Nuostabu, kad žemės pluta vis dar tiesėja, grįžta į buvusį pavidalą, kurį turėjo iki paskutinio apledėjimo, pasibaigusio prieš 10 000 metų. Ištyręs iškilusių Skandinavijos krantų amžių, N. Haskelis 1935 metais apskaičiavo, kad žemės mantijos klampumas yra 1023 kartus didesnis už skysto vandens klampumą. Tačiau net ir tuo pat metu matematinė analizė rodo, kad žemės mantija yra intensyvios konvekcijos būsenoje (tokį žemės vidaus judėjimą būtų galima pamatyti pagreitintame filme, kur milijonas metų prabėga per sekundę). Panašūs skaičiavimai rodo, kad Venera, Marsas ir, kiek mažesniu mastu, Merkurijus ir Mėnulis taip pat tikriausiai turi konvekcinę mantiją. Mes tik pradedame išsiaiškinti konvekcijos prigimtį dujinėse milžiniškose planetose. Žinoma, kad konvekciniams judesiams didelę įtaką daro greitas sukimasis, kuris egzistuoja milžiniškose planetose, tačiau labai sunku eksperimentiškai ištirti konvekciją besisukančioje sferoje su centrine trauka. Iki šiol tiksliausi tokio pobūdžio eksperimentai buvo atlikti mikrogravitacijoje artimoje Žemės orbitoje. Šie eksperimentai kartu su teoriniais skaičiavimais ir skaitiniais modeliais parodė, kad konvekcija vyksta vamzdeliuose, ištemptuose išilgai planetos sukimosi ašies ir išlenktuose pagal jos sferiškumą. Tokios konvekcinės ląstelės dėl savo formos vadinamos „bananais“. Dujinių milžiniškų planetų slėgis svyruoja nuo 1 baro debesų viršūnių lygyje iki maždaug 50 Mbar centre. Todėl pagrindinis jų komponentas – vandenilis – skirtingose ​​fazėse yra skirtinguose lygiuose. Esant didesniam nei 3 Mbar slėgiui, paprastas molekulinis vandenilis tampa skystu metalu, panašiu į litį. Skaičiavimai rodo, kad Jupiteris daugiausia sudarytas iš metalinio vandenilio. O Uranas ir Neptūnas, matyt, turi išplėstą skysto vandens mantiją, kuri taip pat yra geras laidininkas.
Magnetinis laukas. Išorinis planetos magnetinis laukas neša svarbią informaciją apie jos vidaus judėjimą. Būtent magnetinis laukas nustato atskaitos rėmą, kuriame matuojamas vėjo greitis debesuotoje milžiniškos planetos atmosferoje; tai rodo, kad skystame metaliniame Žemės šerdyje egzistuoja galingi srautai, o Urano ir Neptūno vandens mantijose vyksta aktyvus maišymasis. Priešingai, stipraus magnetinio lauko nebuvimas Veneroje ir Marse apriboja jų vidinę dinamiką. Tarp antžeminių planetų Žemės magnetinis laukas pasižymi išskirtiniu intensyvumu, o tai rodo aktyvų dinamo efektą. Stipraus magnetinio lauko nebuvimas Veneroje nereiškia, kad jos šerdis sukietėjo: greičiausiai lėtas planetos sukimasis užkerta kelią dinamo efektui. Uranas ir Neptūnas turi tuos pačius magnetinius dipolius, turinčius didelį polinkį į planetų ašis ir poslinkį jų centrų atžvilgiu; tai rodo, kad jų magnetizmas kyla iš mantijų, o ne iš šerdies. Jupiterio palydovai Io, Europa ir Ganimedas turi savo magnetinius laukus, o Callisto neturi. Mėnulyje rastas likęs magnetizmas.
Atmosfera. Saulė, aštuonios iš devynių planetų ir trys iš šešiasdešimt trijų palydovų turi atmosferą. Kiekviena atmosfera turi savo ypatingą cheminę sudėtį ir elgesį, vadinamą „oru“. Atmosferos skirstomos į dvi grupes: sausumos planetoms tankus žemynų paviršius arba vandenynas lemia sąlygas žemutinėje atmosferos riboje, o dujų milžinams atmosfera praktiškai yra be dugno. Antžeminėms planetoms plonas (0,1 km) atmosferos sluoksnis šalia paviršiaus nuolat nuo jo įkaista arba vėsta, o judant – trintį ir turbulenciją (dėl nelygaus reljefo); šis sluoksnis vadinamas paviršiniu arba ribiniu sluoksniu. Netoli paviršiaus molekulinis klampumas linkęs „klijuoti“ atmosferą prie žemės, todėl net ir lengvas vėjelis sukuria stiprų vertikalaus greičio gradientą, galintį sukelti turbulenciją. Oro temperatūros pokytį su aukščiu valdo konvekcinis nestabilumas, nes iš apačios oras įkaista nuo šilto paviršiaus, tampa lengvesnis ir plūduriuoja; kildamas į žemo slėgio sritis, jis plečiasi ir išspinduliuoja šilumą į erdvę, todėl jis atvėsta, tampa tankesnis ir nuskendo. Dėl konvekcijos apatiniuose atmosferos sluoksniuose nusistovi adiabatinis vertikalus temperatūros gradientas: pavyzdžiui, Žemės atmosferoje oro temperatūra didėjant aukščiui sumažėja 6,5 ​​K/km. Tokia situacija egzistuoja iki tropopauzės (gr. „tropo“ – posūkis, „pauzė“ – pabaiga), ribojančios apatinį atmosferos sluoksnį, vadinamą troposfera. Būtent čia vyksta pokyčiai, kuriuos vadiname oru. Netoli Žemės tropopauzė praeina 8-18 km aukštyje; ties pusiauju yra 10 km aukščiau nei ties ašigaliais. Dėl eksponentinio tankio mažėjimo didėjant aukščiui 80% Žemės atmosferos masės yra uždaryta troposferoje. Jame taip pat yra beveik visi vandens garai, taigi ir debesys, kurie sukuria orą. Veneroje anglies dioksidas ir vandens garai kartu su sieros rūgštimi ir sieros dioksidu sugeria beveik visą infraraudonąją spinduliuotę, skleidžiamą iš paviršiaus. Tai sukelia stiprų šiltnamio efektą, t.y. Tai lemia tai, kad Veneros paviršiaus temperatūra yra 500 K aukštesnė už tą, kurią ji turėtų infraraudoniesiems spinduliams skaidrioje atmosferoje. Pagrindinės „šiltnamio efektą sukeliančios“ dujos Žemėje yra vandens garai ir anglies dioksidas, kurie pakelia temperatūrą 30 K. Marse anglies dvideginis ir atmosferos dulkės sukelia silpną tik 5 K šiltnamio efektą. Karštas Veneros paviršius neleidžia išsiskirti sieros iš atmosferos, surišant ją su paviršiaus uolienomis. Žemutinė Veneros atmosfera yra praturtinta sieros dioksidu, todėl joje nuo 50 iki 80 km aukštyje yra tankus sieros rūgšties debesų sluoksnis. Nežymus kiekis sieros turinčių medžiagų randamas ir žemės atmosferoje, ypač po galingų ugnikalnių išsiveržimų. Marso atmosferoje sieros neužfiksuota, todėl dabartinėje epochoje jo ugnikalniai yra neaktyvūs. Žemėje stabilus temperatūros mažėjimas didėjant aukščiui troposferoje kinta virš tropopauzės į temperatūros padidėjimą didėjant aukščiui. Todėl yra itin stabilus sluoksnis, vadinamas stratosfera (lot. stratum – sluoksnis, grindų danga). Nuolatinių plonų aerozolių sluoksnių buvimas ir ilgas branduolinių sprogimų radioaktyviųjų elementų buvimas yra tiesioginis įrodymas, kad stratosferoje nėra susimaišymo. Sausumos stratosferoje temperatūra ir toliau kyla aukštyn iki stratopauzės, slenkant maždaug 2000 m. 50 km. Šilumos šaltinis stratosferoje yra fotocheminės ozono reakcijos, kurių koncentracija didžiausia maždaug aukštyje virš jūros lygio. 25 km. Ozonas sugeria ultravioletinę spinduliuotę, todėl žemiau 75 km beveik visa ji paverčiama šiluma. Stratosferos chemija yra sudėtinga. Ozonas daugiausia susidaro virš pusiaujo regionų, tačiau didžiausia jo koncentracija yra virš ašigalių; tai rodo, kad ozono kiekiui įtakos turi ne tik chemija, bet ir atmosferos dinamika. Marse taip pat yra didesnė ozono koncentracija virš ašigalių, ypač virš žiemos ašigalio. Sausoje Marso atmosferoje yra palyginti nedaug hidroksilo radikalų (OH), kurie ardo ozono sluoksnį. Milžiniškų planetų atmosferų temperatūrų profiliai nustatomi pagal antžeminius planetų uždengimo žvaigždžių stebėjimus ir zondo duomenis, ypač pagal radijo signalų susilpnėjimą, kai zondas patenka į planetą. Kiekviena planeta turi tropopauzę ir stratosferą, virš kurių yra termosfera, egzosfera ir jonosfera. Jupiterio, Saturno ir Urano termosferų temperatūra atitinkamai yra apytiksliai. 1000, 420 ir 800 K. Aukšta temperatūra ir santykinai maža gravitacija Urane leidžia atmosferai išsiplėsti iki žiedų. Tai sukelia lėtėjimą ir greitą dulkių dalelių kritimą. Kadangi Urano žieduose vis dar yra dulkių juostų, ten turi būti dulkių šaltinis. Nors troposferos ir stratosferos temperatūrinė struktūra skirtingų planetų atmosferose turi daug bendro, jų cheminė sudėtis labai skiriasi. Veneros ir Marso atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas, tačiau tai yra du kraštutiniai atmosferos evoliucijos pavyzdžiai: Veneros atmosfera yra tanki ir karšta, o Marso atmosfera yra šalta ir reta. Svarbu suprasti, ar žemės atmosfera ilgainiui ateis į vieną iš šių dviejų tipų ir ar šios trys atmosferos visada buvo tokios skirtingos. Pradinio vandens likimą planetoje galima nustatyti išmatuojant deuterio kiekį lengvojo vandenilio izotopo atžvilgiu: D / H santykis riboja vandenilio, paliekančio iš planetą, kiekį. Vandens masė Veneros atmosferoje dabar yra 10-5 Žemės vandenynų masės. Tačiau D/H santykis Veneroje yra 100 kartų didesnis nei Žemėje. Jei iš pradžių šis santykis Žemėje ir Veneroje buvo vienodas, o vandens atsargos Veneroje jos evoliucijos metu nepasipildė, tai šimteriopai padidinus D/H santykį Veneroje reiškia, kad kažkada Veneroje vandens buvo šimtą kartų daugiau nei dabar. Paaiškinimo tam dažniausiai ieškoma „šiltnamio lako“ teorijoje, kuri teigia, kad Venera niekada nebuvo pakankamai šalta, kad vanduo kondensuotųsi ant jos paviršiaus. Jei vanduo visada užpildydavo atmosferą garų pavidalu, tai dėl vandens molekulių fotodisociacijos išsiskyrė vandenilis, kurio šviesusis izotopas iš atmosferos pabėgo į kosmosą, o likęs vanduo buvo praturtintas deuteriu. Didelį susidomėjimą kelia didelis skirtumas tarp Žemės ir Veneros atmosferų. Manoma, kad šiuolaikinės antžeminių planetų atmosferos susidarė dėl žarnyno degazavimo; šiuo atveju daugiausia išsiskyrė vandens garai ir anglies dioksidas. Žemėje vanduo telkėsi vandenyne, o anglies dioksidas buvo surištas nuosėdinėse uolienose. Bet Venera arčiau Saulės, ten karšta ir gyvybės nėra; todėl atmosferoje liko anglies dvideginio. Vandens garai, veikiami saulės spindulių, išsiskiria į vandenilį ir deguonį; vandenilis pabėgo į kosmosą (žemės atmosfera taip pat greitai netenka vandenilio), o deguonis pasirodė esąs surištas uolienose. Tiesa, skirtumas tarp šių dviejų atmosferų gali pasirodyti gilesnis: vis dar nėra paaiškinimo, kad Veneros atmosferoje argono yra daug daugiau nei Žemės atmosferoje. Marso paviršius dabar yra šalta ir sausa dykuma. Šilčiausiu paros metu temperatūra gali būti šiek tiek aukštesnė už įprastą vandens užšalimo tašką, tačiau žemas atmosferos slėgis Marso paviršiuje esančiam vandeniui neleidžia būti skystos būsenos: ledas iš karto virsta garais. Tačiau Marse yra keli kanjonai, primenantys sausas upių vagas. Atrodo, kad kai kuriuos iš jų pjauna trumpalaikės, bet katastrofiškai galingos vandens srovės, o kitose matomos gilios daubos ir platus slėnių tinklas, o tai rodo, kad ankstyvaisiais Marso istorijos laikotarpiais gali egzistuoti žemumos upės. Taip pat yra morfologinių požymių, kad senuosius Marso kraterius erozija ardo daug labiau nei jaunus, ir tai įmanoma tik tuo atveju, jei Marso atmosfera būtų daug tankesnė nei dabar. 1960-ųjų pradžioje buvo manoma, kad Marso poliarinės kepurės sudarytos iš vandens ledo. Tačiau 1966 m. R. Leightonas ir B. Murray'us apsvarstė planetos šilumos balansą ir parodė, kad ašigaliai turėtų kondensuotis dideliais kiekiais anglies dioksido, o kietojo ir dujinio anglies dioksido balansas turėtų būti palaikomas tarp poliarinių dangtelių ir atmosfera. Įdomu tai, kad sezoninis poliarinių dangtelių augimas ir mažėjimas lemia slėgio svyravimus Marso atmosferoje 20% (pavyzdžiui, senų reaktyvinių laivų salonuose slėgio kritimas kilimo ir tūpimo metu taip pat buvo apie 20%). Kosminėse Marso poliarinių kepurių nuotraukose matyti nuostabūs spiralės raštai ir laiptuotos terasos, kurias turėjo ištirti Marso poliarinio landerio (1999) zondas, tačiau nusileidimas nepavyko. Tiksliai nežinoma, kodėl Marso atmosferos slėgis taip nukrito, tikriausiai nuo kelių barų per pirmuosius milijardus metų iki 7 mbar dabar. Gali būti, kad dėl paviršinių uolienų oro sąlygų iš atmosferos buvo pašalintas anglies dioksidas, o karbonatinėse uolienose buvo atskirta anglis, kaip atsitiko Žemėje. Esant 273 K paviršiaus temperatūrai, šis procesas gali sunaikinti Marso anglies dvideginio atmosferą kelių barų slėgiu vos per 50 milijonų metų; akivaizdu, kad per visą Saulės sistemos istoriją buvo labai sunku palaikyti šiltą ir drėgną klimatą Marse. Panašus procesas taip pat turi įtakos anglies kiekiui žemės atmosferoje. Šiuo metu žemės karbonatinėse uolienose yra surišta apie 60 barų anglies. Akivaizdu, kad anksčiau žemės atmosferoje buvo daug daugiau anglies dvideginio nei dabar, o atmosferos temperatūra buvo aukštesnė. Pagrindinis skirtumas tarp Žemės ir Marso atmosferos evoliucijos yra tas, kad Žemėje plokščių tektonika palaiko anglies ciklą, o Marse ji yra „užrakinta“ uolienose ir poliarinėse kepurėse.
apskritimo žiedai. Įdomu tai, kad kiekviena milžiniška planeta turi žiedų sistemas, tačiau nė viena antžeminė planeta neturi. Tie, kurie pirmą kartą žiūri į Saturną pro teleskopą, dažnai sušunka: „Na, kaip nuotraukoje!“, Pamatę nuostabiai ryškius ir aiškius jo žiedus. Tačiau likusių planetų žiedai teleskopu beveik nematomi. Blyškus Jupiterio žiedas patiria paslaptingą sąveiką su savo magnetiniu lauku. Uraną ir Neptūną supa keli ploni žiedai; šių žiedų struktūra atspindi jų rezonansinę sąveiką su netoliese esančiais palydovais. Trys žiediniai Neptūno lankai yra ypač intriguojantys tyrinėtojus, nes jie yra aiškiai apriboti tiek radialine, tiek azimutaline kryptimis. Didelis netikėtumas buvo siaurų Urano žiedų atradimas stebint žvaigždę 1977 m. Faktas yra tai, kad yra daug reiškinių, galinčių pastebimai išplėsti siaurus žiedus vos per kelis dešimtmečius: tai yra abipusiai dalelių susidūrimai. , Poynting-Robertson efektas (radiacinis stabdymas) ir plazminis stabdymas. Praktiniu požiūriu siauri žiedai, kurių padėtį galima išmatuoti labai tiksliai, pasirodė esąs labai patogus dalelių orbitinio judėjimo indikatorius. Urano žiedų precesija leido išsiaiškinti masės pasiskirstymą planetoje. Tie, kam teko važiuoti automobiliu su dulkėtu priekiniu stiklu link kylančios ar besileidžiančios saulės, žino, kad dulkių dalelės stipriai išsklaido šviesą ta kryptimi, kuria ji krenta. Būtent todėl planetų žieduose sunku aptikti dulkes stebint jas iš Žemės, t.y. iš saulės pusės. Tačiau kiekvieną kartą, kai kosminis zondas praskrisdavo pro išorinę planetą ir „žiūrėdavo“ atgal, gaudavome žiedų vaizdus sklindančioje šviesoje. Tokiuose Urano ir Neptūno vaizduose buvo aptikti anksčiau nežinomi dulkių žiedai, kurie yra daug platesni nei nuo seno žinomi siauri žiedai. Besisukantys diskai yra svarbiausia šiuolaikinės astrofizikos tema. Daugelis dinaminių teorijų, sukurtų paaiškinti galaktikų struktūrą, taip pat gali būti naudojamos planetų žiedams tirti. Taigi Saturno žiedai tapo savaime gravituojančių diskų teorijos tikrinimo objektu. Šių žiedų savigravitacijos savybę rodo juose esančios ir spiralinio tankio bangos, ir spiralinės lenkimo bangos, kurios matomos detaliuose vaizduose. Saturno žieduose rastas bangų paketas buvo priskiriamas stipriam horizontaliam planetos rezonansui su jos mėnuliu Japetu, kuris sužadina spiralės tankio bangas išorinėje Cassini divizijoje. Yra daug spėjimų apie žiedų kilmę. Svarbu, kad jie gulėtų Roche zonos viduje, t.y. tokiu atstumu nuo planetos, kur dalelių tarpusavio trauka yra mažesnė už planetos traukos tarp jų jėgų skirtumą. Roche zonos viduje išsklaidytos dalelės negali sudaryti planetos palydovo. Galbūt žiedų medžiaga liko „nereikalaujama“ nuo pačios planetos susiformavimo. Bet galbūt tai yra neseniai įvykusios katastrofos – dviejų palydovų susidūrimo ar palydovo sunaikinimo planetos potvynių jėgų – pėdsakai. Jei surinksite visą Saturno žiedų medžiagą, gausite kūną, kurio spindulys yra apytikslis. 200 km. Kitų planetų žieduose medžiagos yra daug mažiau.
MAŽI SAULES SISTEMOS KŪNAI
Asteroidai. Daugelis mažų planetų – asteroidų – sukasi aplink Saulę daugiausia tarp Marso ir Jupiterio orbitų. Astronomai pavadino „asteroidu“, nes teleskopu atrodo kaip silpnos žvaigždės (aster graikiškai reiškia „žvaigždė“). Iš pradžių jie manė, kad tai didelės, kadaise egzistavusios planetos fragmentai, bet paskui paaiškėjo, kad asteroidai niekada nesudarė vieno kūno; greičiausiai ši medžiaga negalėjo susijungti į planetą dėl Jupiterio įtakos. Remiantis skaičiavimais, bendra visų mūsų eros asteroidų masė yra tik 6% Mėnulio masės; pusė šios masės yra trijuose didžiausiuose - 1 Cereroje, 2 Pallas ir 4 Vesta. Skaičius asteroido žymėjime rodo, kokia tvarka jis buvo atrastas. Asteroidams su tiksliai žinomomis orbitomis priskiriami ne tik serijos numeriai, bet ir pavadinimai: 3 Juno, 44 ​​​​Nisa, 1566 Icarus. Tikslūs daugiau nei 8 000 asteroidų iš 33 000 iki šiol atrastų orbitų elementai yra žinomi. Yra mažiausiai du šimtai asteroidų, kurių spindulys didesnis nei 50 km, ir apie tūkstantis – daugiau nei 15 km. Apskaičiuota, kad maždaug milijono asteroidų spindulys yra didesnis nei 0,5 km. Didžiausia iš jų – Cerera – gana tamsus ir sunkiai stebimas objektas. Norint atskirti net didelių asteroidų paviršiaus detales naudojant antžeminius teleskopus, reikalingi specialūs adaptyviosios optikos metodai. Daugumos asteroidų orbitos spindulys yra nuo 2,2 iki 3,3 AU, šis regionas vadinamas „asteroidų juosta“. Tačiau jis nėra visiškai užpildytas asteroidų orbitomis: 2,50, 2,82 ir 2,96 AU atstumu. Jų čia nėra; šie „langai“ susidarė veikiami Jupiterio trikdžių. Visi asteroidai skrieja į priekį, tačiau daugelio jų orbitos yra pastebimai pailgos ir pasvirusios. Kai kurie asteroidai turi labai įdomias orbitas. Taigi, Jupiterio orbitoje juda grupė Trojos arklių; dauguma šių asteroidų yra labai tamsūs ir raudoni. Amūro grupės asteroidai turi orbitas, kurios tinka arba kerta Marso orbitą; tarp jų 433 Erosas. Apollo grupės asteroidai kerta Žemės orbitą; tarp jų 1533 Ikarai, esantys arčiausiai Saulės. Akivaizdu, kad anksčiau ar vėliau šie asteroidai patiria pavojingą artėjimą prie planetų, kurie baigiasi susidūrimu arba rimtu orbitos pasikeitimu. Galiausiai, Atono grupės asteroidai neseniai buvo išskirti kaip ypatinga klasė, kurios orbitos yra beveik visos Žemės orbitoje. Visi jie labai maži. Daugelio asteroidų ryškumas periodiškai kinta, o tai natūralu besisukantiems netaisyklingiems kūnams. Jų sukimosi periodai svyruoja nuo 2,3 iki 80 valandų ir vidutiniškai yra beveik 9. Asteroidai dėl savo netaisyklingos formos atsiranda dėl daugybės tarpusavio susidūrimų. Egzotiškos formos pavyzdžiai yra 433 Eros ir 643 Hector, kurių ašių ilgių santykis siekia 2,5. Anksčiau visas Saulės sistemos vidus greičiausiai buvo panašus į pagrindinę asteroido juostą. Netoli šios juostos esantis Jupiteris savo trauka stipriai trikdo asteroidų judėjimą, didindamas jų greitį ir privesdamas prie susidūrimo, o tai juos dažniau griauna, nei sujungia. Kaip ir neužbaigta planeta, asteroido juosta suteikia mums unikalią galimybę pamatyti struktūros dalis, kol jos neišnyks baigtame planetos kūne. Tiriant asteroidų atspindėtą šviesą, galima daug sužinoti apie jų paviršiaus sudėtį. Dauguma asteroidų, atsižvelgiant į jų atspindį ir spalvą, yra priskiriami trims grupėms, panašioms į meteoritų grupes: C tipo asteroidai turi tamsų paviršių kaip anglies chondritai (žr. toliau Meteoritai), S tipas yra ryškesnis ir raudonesnis, o M tipas yra panašus į geležį. - nikelio meteoritai. Pavyzdžiui, 1 Cerera atrodo kaip anglies chondritai, o 4 Vesta – kaip bazalto eukritai. Tai rodo, kad meteoritų kilmė yra susijusi su asteroidų juosta. Asteroidų paviršius padengtas smulkiai sutrupinta uoliena – regolitu. Gana keista, kad po meteoritų smūgio jis laikomas paviršiuje - juk 20 km asteroido gravitacija yra 10-3 g, o išėjimo iš paviršiaus greitis tik 10 m/s. Be spalvos, dabar žinoma, kad daugelis charakteringų infraraudonųjų ir ultravioletinių spektro linijų yra naudojamos asteroidams klasifikuoti. Pagal šiuos duomenis išskiriamos 5 pagrindinės klasės: A, C, D, S ir T. Asteroidai 4 Vesta, 349 Dembowska ir 1862 Apollo į šią klasifikaciją netilpo: kiekvienas iš jų užėmė ypatingą vietą ir tapo naujojo prototipu. klasės, atitinkamai V, R ir Q, kuriose dabar yra kitų asteroidų. Iš didelės C asteroidų grupės vėliau buvo išskirtos B, F ir G klasės. Šiuolaikinė klasifikacija apima 14 asteroidų tipų, žymimų (mažėjančia narių skaičiaus tvarka) raidėmis S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Kadangi C asteroidų albedas yra žemesnis nei S asteroidų, vyksta stebėjimo atranka: tamsius C asteroidus aptikti sunkiau. Turint tai omenyje, daugiausia C-asteroidų yra. Palyginus įvairių tipų asteroidų spektrus su grynų mineralų spektrais, susidarė trys didelės grupės: primityvioji (C, D, P, Q), metamorfinė (F, G, B, T) ir magminė (S, M, E, A, V, R). Primityvių asteroidų paviršiuje gausu anglies ir vandens; metamorfinėse yra mažiau vandens ir lakiųjų medžiagų nei primityviosiose; magminiai yra padengti sudėtingais mineralais, tikriausiai susidariusiais iš lydalo. Pagrindinės asteroidų juostos vidinė sritis yra gausiai apgyvendinta magminių asteroidų, juostos vidurinėje dalyje vyrauja metamorfiniai asteroidai, periferijoje – primityvūs asteroidai. Tai rodo, kad formuojantis Saulės sistemai asteroido juostoje buvo staigus temperatūros gradientas. Asteroidų klasifikacija pagal jų spektrą sugrupuoja kūnus pagal jų paviršiaus sudėtį. Bet jeigu atsižvelgsime į jų orbitų elementus (pusiau didžioji ašis, ekscentriškumas, polinkis), tai išskiriamos dinaminės asteroidų šeimos, kurias pirmą kartą aprašė K. Hirayama 1918 m. Iš jų labiausiai apgyvendintos Temidės šeimos. Eosas ir Koronidai. Ko gero, kiekviena šeima – spiečius palyginti neseniai įvykusio susidūrimo fragmentų. Sistemingas Saulės sistemos tyrimas leidžia suprasti, kad dideli susidūrimai yra taisyklė, o ne išimtis, ir kad Žemė taip pat nėra nuo jų apsaugota.
Meteoritai. Meteoroidas yra mažas kūnas, besisukantis aplink saulę. Meteoras yra meteoroidas, kuris įskrido į planetos atmosferą ir tapo raudonai įkaitęs iki blizgesio. Ir jei jo likutis nukrito į planetos paviršių, jis vadinamas meteoritu. Meteoritas laikomas „nukritęs“, jei yra liudininkų, stebėjusių jo skrydį atmosferoje; kitu atveju jis vadinamas „rasta“. „Rastų“ meteoritų yra daug daugiau nei „nukritusių“. Dažnai juos randa turistai ar valstiečiai, dirbantys lauke. Kadangi meteoritai yra tamsios spalvos ir lengvai matomi sniege, Antarkties ledo laukai, kuriuose jau rasta tūkstančiai meteoritų, yra puiki vieta jų ieškoti. Pirmą kartą meteoritą Antarktidoje 1969 metais aptiko grupė japonų geologų, tyrinėjusių ledynus. Jie rado 9 skeveldras, gulinčias vienas šalia kito, tačiau priklausančias keturiems skirtingų tipų meteoritams. Paaiškėjo, kad įvairiose vietose ant ledo nukritę meteoritai telkiasi ten, kur sustoja kelių metrų per metus greičiu judantys ledo laukai, besiilsiantys kalnų grandinėse. Vėjas ardo ir džiovina viršutinius ledo sluoksnius (vyksta sausa sublimacija – abliacija), o meteoritai telkiasi ledyno paviršiuje. Toks ledas yra melsvos spalvos ir lengvai atskiriamas nuo oro – tuo mokslininkai naudojasi tyrinėdami meteoritų rinkimui perspektyvias vietas. Svarbus meteorito kritimas įvyko 1969 m. Čihuahua (Meksika). Pirmasis iš daugelio didelių fragmentų buvo rastas prie namo Pueblito de Allende kaime, ir, vadovaujantis tradicija, visi rasti šio meteorito fragmentai buvo sujungti į Allende pavadinimą. Allende meteorito kritimas sutapo su Apollo mėnulio programos pradžia ir suteikė mokslininkams galimybę parengti nežemiškų mėginių analizės metodus. Pastaraisiais metais buvo nustatyta, kad kai kurie meteoritai, kuriuose yra baltų fragmentų, įterptų į tamsesnę pradinę uolieną, yra Mėnulio fragmentai. Allende meteoritas priklauso chondritams, svarbiam akmeninių meteoritų pogrupiui. Jie taip vadinami, nes juose yra chondrulių (iš graik. chondros, grūdas) – seniausių sferinių dalelių, kurios kondensavosi protoplanetiniame ūke, o vėliau tapo vėlesnių uolienų dalimi. Tokie meteoritai leidžia įvertinti Saulės sistemos amžių ir pradinę jos sudėtį. Aljendės meteorito, kuriame gausu kalcio ir aliuminio, inkliuzų, kurie pirmieji kondensavosi dėl aukštos virimo temperatūros, amžius, išmatuotas nuo radioaktyvaus skilimo, yra 4,559 ± 0,004 milijardo metų. Tai tiksliausias Saulės sistemos amžiaus įvertinimas. Be to, visi meteoritai turi „istorinius įrašus“, kuriuos sukėlė ilgalaikė galaktikos kosminių spindulių, saulės spinduliuotės ir saulės vėjo įtaka jiems. Ištyrę kosminių spindulių padarytą žalą galime pasakyti, kiek laiko meteoritas išbuvo orbitoje, kol pateko į žemės atmosferos apsaugą. Tiesioginis meteoritų ir Saulės ryšys išplaukia iš to, kad seniausių meteoritų – chondritų – elementinė sudėtis tiksliai pakartoja Saulės fotosferos sudėtį. Vieninteliai elementai, kurių kiekis skiriasi, yra lakieji, tokie kaip vandenilis ir helis, kurie gausiai išgaravo iš meteoritų aušinant, taip pat litis, kuris dalinai „sudegė“ Saulėje vykstant branduolinėms reakcijoms. Sąvokos „saulės sudėtis“ ir „chondrito sudėtis“ vartojamos pakaitomis pirmiau minėtame „saulės medžiagos recepto“ aprašyme. Akmens meteoritai, kurių sudėtis skiriasi nuo saulės, vadinami achondritais.
Mažos šukės. Beveik Saulės erdvė užpildyta mažomis dalelėmis, kurių šaltiniai yra griūvantys kometų branduoliai ir kūnų susidūrimai, daugiausia asteroidų juostoje. Mažiausios dalelės palaipsniui artėja prie Saulės dėl Poynting-Robertson efekto (jis susideda iš to, kad saulės šviesos slėgis judančiajai dalelei nėra nukreiptas tiksliai išilgai Saulės dalelių linijos, o dėl šviesos aberacijos). yra nukreipiamas atgal ir todėl sulėtina dalelės judėjimą). Mažų dalelių kritimas ant Saulės kompensuojamas nuolatiniu jų dauginimu, todėl ekliptikos plokštumoje visada kaupiasi dulkės, kurios išsklaido saulės spindulius. Tamsiausiomis naktimis jis matomas kaip zodiako šviesa, nusidriekusi plačia juosta palei ekliptiką vakaruose po saulėlydžio ir rytuose prieš saulėtekį. Netoli Saulės zodiako šviesa pereina į netikrą vainiką (F-karūna, iš netikros – netikra), kuris matomas tik visiško užtemimo metu. Didėjant kampiniam atstumui nuo Saulės, zodiako šviesos ryškumas sparčiai mažėja, tačiau ekliptikos antisauliniame taške vėl didėja, suformuodamas priešpriešinį spinduliavimą; Taip yra dėl to, kad mažos dulkių dalelės intensyviai atspindi šviesą atgal. Kartkartėmis į Žemės atmosferą patenka meteoroidai. Jų judėjimo greitis toks didelis (vidutiniškai 40 km/s), kad beveik visi, išskyrus mažiausius ir didžiausius, perdega maždaug 110 km aukštyje, palikdami ilgas šviečiančias uodegas – meteorus, arba krentančias žvaigždes. . Daugelis meteoroidų yra susiję su atskirų kometų orbitomis, todėl meteorai dažniau stebimi, kai Žemė tam tikru metų laiku praskrieja šalia tokių orbitų. Pavyzdžiui, kiekvienais metais maždaug rugpjūčio 12 d. yra daug meteorų, kai Žemė kerta Perseidų lietų, susijusį su 1862 III kometos prarastomis dalelėmis. Kitas lietus – Orionidai – spalio 20 d., yra susijęs su Halio kometos dulkėmis.
taip pat žr METEORAS. Mažesnės nei 30 mikronų dalelės atmosferoje gali sulėtėti ir nukristi ant žemės nesudegusios; tokie mikrometeoritai renkami laboratorinei analizei. Jei kelių centimetrų ar didesnio dydžio dalelės susideda iš pakankamai tankios medžiagos, jos taip pat visiškai neišdega ir nukrenta į Žemės paviršių meteoritų pavidalu. Daugiau nei 90% jų yra akmuo; tik specialistas gali juos atskirti nuo sausumos uolienų. Likę 10% meteoritų yra geležis (iš tikrųjų jie sudaryti iš geležies ir nikelio lydinio). Meteoritai laikomi asteroidų fragmentais. Geležies meteoritai kadaise buvo šių kūnų branduolių sudėtyje, sunaikintų susidūrimų. Gali būti, kad kai kurie palaidi ir lakūs meteoritai atsirado iš kometų, tačiau tai mažai tikėtina; greičiausiai atmosferoje sudega didelės kometų dalelės, o lieka tik mažos. Atsižvelgiant į tai, kaip sunku kometoms ir asteroidams pasiekti Žemę, aišku, kaip naudinga tyrinėti meteoritus, kurie savarankiškai „atkeliavo“ į mūsų planetą iš Saulės sistemos gelmių.
taip pat žr METEORITAS.
Kometos. Paprastai kometos ateina iš tolimų Saulės sistemos pakraščių ir trumpam tampa itin įspūdingais šviesuliais; šiuo metu jie patraukia visuotinį dėmesį, tačiau didelė jų prigimtis vis dar neaiški. Nauja kometa dažniausiai pasirodo netikėtai, todėl paruošti kosminį zondą ją pasitikti beveik neįmanoma. Žinoma, galite lėtai pasiruošti ir nusiųsti zondą susitikti su viena iš šimtų periodinių kometų, kurių orbitos yra gerai žinomos; bet visos šios kometos, ne kartą priartėjusios prie Saulės, jau paseno, beveik visiškai prarado lakiąsias medžiagas ir tapo išblyškusios bei neveiklios. Vis dar aktyvi tik viena periodinė kometa – Halio kometa. Nuo 240 m. pr. Kr. buvo reguliariai registruojama 30 jos pasirodymų. ir pavadino kometą astronomo E. Halley garbei, kuris numatė jos pasirodymą 1758 m. Halio kometos orbitos periodas yra 76 metai, perihelio atstumas – 0,59 AU. ir afelis 35 AU Kai 1986 m. kovą jis kirto ekliptikos plokštumą, jo pasitikti atskubėjo erdvėlaivių armada su penkiasdešimčia mokslinių instrumentų. Ypač svarbius rezultatus pasiekė du sovietiniai zondai „Vega“ ir europinis „Giotto“, pirmą kartą perdavę kometos branduolio vaizdus. Juose matyti labai nelygus paviršius, padengtas krateriais, o saulėtoje šerdies pusėje trykštančios dvi dujų srovės. Halio kometos branduolys buvo didesnis nei tikėtasi; jo paviršius, atspindintis tik 4% krintančios šviesos, yra vienas tamsiausių Saulės sistemoje.

Per metus stebima apie dešimt kometų, iš kurių tik trečdalis buvo atrasta anksčiau. Jie dažnai klasifikuojami pagal orbitinio periodo trukmę: trumpalaikiai (3 KITOS PLANETINĖS SISTEMOS
Iš šiuolaikinių požiūrių į žvaigždžių formavimąsi išplaukia, kad Saulės tipo žvaigždės gimimą turi lydėti planetų sistemos formavimasis. Net jei tai taikoma tik žvaigždėms, kurios yra visiškai panašios į Saulę (t. y. pavienėms G spektrinės klasės žvaigždėms), tokiu atveju bent 1% Galaktikos žvaigždžių (ir tai yra apie 1 milijardas žvaigždžių) turėtų turi planetines sistemas. Išsamesnė analizė rodo, kad visos žvaigždės gali turėti planetų, šaltesnių nei spektrinis F tipo, net ir tos, kurios įtrauktos į dvejetaines sistemas.

Iš tiesų, pastaraisiais metais buvo gauta pranešimų apie planetų atradimą aplink kitas žvaigždes. Tuo pačiu metu pačios planetos nėra matomos: jų buvimą nustato nežymus žvaigždės judėjimas, kurį sukelia jos trauka planetai. Dėl planetos judėjimo orbitoje žvaigždė „svyruoja“, o jos radialinis greitis periodiškai keičiasi, o tai galima išmatuoti pagal žvaigždžių spektro linijų padėtį (Doplerio efektas). Iki 1999 m. pabaigos Jupiterio tipo planetų buvo aptikta apie 30 žvaigždžių, įskaitant 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg ir kt. Visos šios žvaigždės yra arti Saulė, o atstumas iki artimiausios iš jų (Gliese 876) tik 15 Šv. metų. Du radijo pulsarai (PSR 1257+12 ir PSR B1628-26) taip pat turi planetų sistemas, kurių masė prilygsta Žemės eilei. Įprastose žvaigždėse optinių technologijų pagalba pastebėti tokių šviesių planetų kol kas neįmanoma. Aplink kiekvieną žvaigždę galite nurodyti ekosferą, kurioje planetos paviršiaus temperatūra leidžia egzistuoti skystam vandeniui. Saulės ekosfera tęsiasi nuo 0,8 iki 1,1 AU. Jame yra Žemė, bet Venera (0,72 AU) ir Marsas (1,52 AU) nekrenta. Tikriausiai bet kurioje planetų sistemoje į ekosferą, kurioje yra palankios sąlygos gyvybei, patenka ne daugiau kaip 1-2 planetos.
ORBITALINIO JUDĖJIMO DINAMIKA
Planetų judėjimas dideliu tikslumu paklūsta trims I. Keplerio (1571-1630) dėsniams, kuriuos jis išvedė iš stebėjimų: 1) Planetos juda elipsėmis, kurių viename iš židinių yra Saulė. 2) Spindulys-vektorius, jungiantis Saulę ir planetą, vienodais planetos orbitos laiko intervalais nubraukia vienodus plotus. 3) Orbitos periodo kvadratas yra proporcingas elipsinės orbitos pusiau pagrindinės ašies kubui. Antrasis Keplerio dėsnis tiesiogiai išplaukia iš kampinio momento išsaugojimo įstatymo ir yra bendriausias iš trijų. Niutonas nustatė, kad pirmasis Keplerio dėsnis galioja, jei traukos jėga tarp dviejų kūnų yra atvirkščiai proporcinga atstumo tarp jų kvadratui, o trečiasis – jei ši jėga taip pat proporcinga kūnų masėms. 1873 metais J. Bertranas įrodė, kad apskritai tik dviem atvejais kūnai nejudės vienas aplink kitą spirale: jei jie traukiami pagal Niutono atvirkštinio kvadrato dėsnį arba pagal Huko tiesioginio proporcingumo dėsnį (kuris apibūdina kūno elastingumą). spyruoklės). Nepaprasta Saulės sistemos savybė yra ta, kad centrinės žvaigždės masė yra daug didesnė už bet kurios planetos masę, todėl kiekvieno planetų sistemos nario judėjimas gali būti labai tiksliai apskaičiuotas atsižvelgiant į problemą. dviejų tarpusavyje gravituojančių kūnų – Saulės ir vienintelės šalia jos esančios planetos – judėjimas. Žinomas jo matematinis sprendimas: jei planetos greitis nėra per didelis, tai ji juda uždara periodine orbita, kurią galima tiksliai apskaičiuoti. Daugiau nei dviejų kūnų judėjimo problema, paprastai vadinama „N kūno problema“, yra daug sunkesnė dėl chaotiško jų judėjimo neuždaromis orbitomis. Šis orbitų atsitiktinumas yra iš esmės svarbus ir leidžia suprasti, pavyzdžiui, kaip meteoritai patenka iš asteroido juostos į Žemę.
taip pat žr
KEPLERIO ĮSTATYMAI;
DANGAUS MECHANIKA;
ORBITA. 1867 metais D. Kirkwoodas pirmasis pastebėjo, kad tuščios erdvės („liukai“) asteroido juostoje yra tokiais atstumais nuo Saulės, kur vidutinis judėjimas yra proporcingas (sveikaisiais skaičiais) su Jupiterio judėjimu. Kitaip tariant, asteroidai vengia orbitų, kuriose jų apsisukimo aplink Saulę laikotarpis būtų Jupiterio apsisukimo laikotarpio kartotinis. Du didžiausi Kirkwood liukai yra 3:1 ir 2:1. Tačiau netoli 3:2 palyginamumo yra asteroidų, sugrupuotų pagal šią savybę į Gilda grupę, perteklius. Taip pat yra Trojos arklys asteroidų perteklius 1:1 santykiu, judančių Jupiterio orbitoje 60° į priekį ir 60° už jo. Situacija su Trojos arkliais aiški – jie užfiksuoti netoli stabilių Lagranžo taškų (L4 ir L5) Jupiterio orbitoje, tačiau kaip paaiškinti Kirkwood liukus ir Gildos grupę? Jei ant matmenų būtų tik liukai, tuomet būtų galima sutikti su paprastu paties Kirkwoodo pasiūlytu paaiškinimu, kad asteroidus iš rezonansinių regionų išmeta periodinė Jupiterio įtaka. Tačiau dabar šis paveikslas atrodo pernelyg paprastas. Skaitiniai skaičiavimai parodė, kad chaotiškos orbitos prasiskverbia į kosmoso sritis, esančias šalia 3:1 rezonanso, ir kad į šią sritį patenkantys asteroidų fragmentai keičia savo orbitas iš apskritų į pailgas elipses, reguliariai atnešdamos jas į centrinę Saulės sistemos dalį. Tokiose orbitose, kertančiose planetų kelius, meteoroidai gyvuoja neilgai (tik kelis milijonus metų), kol atsitrenkia į Marsą ar Žemę, o su nedideliu praleidimu išmeta į Saulės sistemos periferiją. Taigi, pagrindinis į Žemę krentančių meteoritų šaltinis yra Kirkvudo liukai, pro kuriuos eina chaotiškos asteroidų fragmentų orbitos. Žinoma, yra daug labai tvarkingų rezonansinių judesių Saulės sistemoje pavyzdžių. Būtent taip juda šalia planetų esantys palydovai, pavyzdžiui, Mėnulis, kuris visada atsuktas į Žemę su tuo pačiu pusrutuliu, nes jo orbitos periodas sutampa su ašiniu. Dar didesnės sinchronizacijos pavyzdį pateikia Plutono-Charono sistema, kurioje ne tik palydove, bet ir planetoje „diena lygi mėnesiui“. Merkurijaus judėjimas turi tarpinį pobūdį, kurio ašinis sukimasis ir orbitinė cirkuliacija yra 3:2 rezonansiniu santykiu. Tačiau ne visi kūnai elgiasi taip paprastai: pavyzdžiui, nesferiniame Hiperione, veikiant Saturno traukai, sukimosi ašis atsitiktinai apsiverčia. Palydovų orbitų raidai įtakos turi keli veiksniai. Kadangi planetos ir palydovai yra ne taškinės masės, o išsiplėtę objektai, be to, nuo atstumo priklauso ir gravitacijos jėga, skirtingos palydovo kūno dalys, nutolusios nuo planetos skirtingais atstumais, skirtingais būdais traukia į jį; tas pats pasakytina ir apie trauką, veikiančią iš planetos palydovo pusės. Šis jėgų skirtumas sukelia jūros potvynius, o sinchroniškai besisukantiems palydovams suteikia šiek tiek išlygintą formą. Palydovas ir planeta sukelia potvynių deformacijas vienas kitam, o tai turi įtakos jų judėjimui orbitoje. 4:2:1 vidutinis Jupiterio palydovų Io, Europos ir Ganimedo judėjimo rezonansas, kurį Laplasas pirmą kartą išsamiai ištyrė savo knygoje „Dangaus mechanika“ (t. 4, 1805), vadinamas Laplaso rezonansu. Likus kelioms dienoms iki „Voyager 1“ priartėjimo prie Jupiterio, 1979 m. kovo 2 d., astronomai Peale, Kassen ir Reynolds paskelbė „Io potvynių išsisklaidymą“, kuris numatė aktyvų šio palydovo vulkanizmą dėl jo pagrindinio vaidmens palaikant 4:2: 1 rezonansas. „Voyager 1“ iš tiesų Io atrado aktyvius ugnikalnius, tokius galingus, kad palydovo paviršiaus nuotraukose nesimato nė vieno meteorito kraterio: jo paviršių taip greitai dengia išsiveržimai.
SAULES SISTEMOS FORMAVIMAS
Klausimas, kaip susiformavo Saulės sistema, yra bene sunkiausias planetų moksle. Norėdami atsakyti į tai, dar turime mažai duomenų, kurie padėtų atkurti sudėtingus fizinius ir cheminius procesus, vykusius toje tolimoje eroje. Saulės sistemos formavimosi teorija turi paaiškinti daugybę faktų, įskaitant jos mechaninę būseną, cheminę sudėtį ir izotopų chronologijos duomenis. Šiuo atveju pageidautina pasikliauti tikrais reiškiniais, pastebėtais šalia besiformuojančių ir jaunų žvaigždžių.
mechaninė būklė. Planetos sukasi aplink Saulę ta pačia kryptimi, beveik apskritomis orbitomis, esančiomis beveik toje pačioje plokštumoje. Dauguma jų sukasi aplink savo ašį ta pačia kryptimi kaip ir Saulė. Visa tai rodo, kad Saulės sistemos pirmtakas buvo besisukantis diskas, kuris natūraliai susidaro suspaudus savaime gravituojančią sistemą, išsaugant kampinį impulsą ir dėl to didėjantį kampinį greitį. (Kampinis planetos momentas, arba kampinis momentas, yra jos masės sandauga, padauginta iš jos atstumo nuo Saulės ir jos skriejimo greičio. Saulės judesio greitis nustatomas pagal jos sukimąsi ašiniu būdu ir yra maždaug lygus masės sandaugai spindulys kartojamas jos sukimosi greitis; planetų ašiniai momentai yra nereikšmingi.) Saulėje yra 99% Saulės sistemos masės, bet tik apytiksliai. 1% jos kampinio momento. Teorija turėtų paaiškinti, kodėl didžioji sistemos masės dalis yra sutelkta Saulėje, o didžioji dalis kampinio momento yra išorinėse planetose. Turimi teoriniai Saulės sistemos formavimosi modeliai rodo, kad Saulė iš pradžių sukosi daug greičiau nei dabar. Tada kampinis impulsas iš jaunos Saulės buvo perkeltas į išorines Saulės sistemos dalis; astronomai mano, kad gravitacinės ir magnetinės jėgos sulėtino Saulės sukimąsi ir pagreitino planetų judėjimą. Jau du šimtmečius žinoma apytikslė planetų atstumų nuo Saulės reguliaraus pasiskirstymo taisyklė (Ticijaus-Bodė taisyklė), tačiau jai nėra jokio paaiškinimo. Išorinių planetų palydovų sistemose galima atsekti tuos pačius dėsningumus kaip ir visoje planetų sistemoje; ko gero, jų formavimosi procesai turėjo daug bendro.
taip pat žr BODE TEISĖ.
Cheminė sudėtis. Saulės sistemoje yra stiprus cheminės sudėties gradientas (skirtumas): šalia Saulės esančios planetos ir palydovai yra sudaryti iš ugniai atsparių medžiagų, o tolimų kūnų sudėtyje yra daug lakiųjų elementų. Tai reiškia, kad formuojantis Saulės sistemai buvo didelis temperatūros gradientas. Šiuolaikiniai astrofiziniai cheminės kondensacijos modeliai rodo, kad pradinė protoplanetinio debesies sudėtis buvo artima tarpžvaigždinės terpės ir Saulės sudėčiai: pagal masę iki 75% vandenilio, iki 25% helio ir mažiau nei 1%. visų kitų elementų. Šie modeliai sėkmingai paaiškina pastebėtus Saulės sistemos cheminės sudėties skirtumus. Tolimųjų objektų cheminę sudėtį galima spręsti pagal jų vidutinį tankį, taip pat pagal paviršiaus ir atmosferos spektrus. Tai būtų galima padaryti daug tiksliau analizuojant planetinės medžiagos pavyzdžius, tačiau kol kas turime tik Mėnulio ir meteoritų pavyzdžius. Tyrinėdami meteoritus, pradedame suprasti cheminius procesus pirminiame ūke. Tačiau didelių planetų aglomeracijos iš mažų dalelių procesas vis dar neaiškus.
izotopiniai duomenys. Meteoritų izotopinė sudėtis rodo, kad Saulės sistemos formavimasis įvyko prieš 4,6 ± 0,1 milijardo metų ir truko ne ilgiau kaip 100 milijonų metų. Neono, deguonies, magnio, aliuminio ir kitų elementų izotopų anomalijos rodo, kad griūvant tarpžvaigždiniam debesiui, pagimdžiusiam Saulės sistemą, į ją pateko netoliese esančios supernovos sprogimo produktai.
taip pat žr ISOTOPS ; SUPERNOVA .
Žvaigždžių susidarymas.Žvaigždės gimsta tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesų žlugimo (suspaudimo) procese. Šis procesas dar nebuvo išsamiai ištirtas. Yra stebėjimų įrodymų, kad supernovos sprogimų smūginės bangos gali suspausti tarpžvaigždinę medžiagą ir paskatinti debesis subyrėti į žvaigždes.
taip pat žr GRAVITACINĖ GRAVITACIJA. Kol jauna žvaigždė pasiekia stabilią būseną, ji patiria gravitacinio susitraukimo etapą iš protožvaigždinio ūko. Pagrindinė informacija apie šį žvaigždžių evoliucijos etapą gaunama tiriant jaunas T Tauri žvaigždes. Matyt, šios žvaigždės vis dar yra suspaustos ir jų amžius neviršija 1 milijono metų. Paprastai jų masė yra nuo 0,2 iki 2 saulės masių. Jie rodo stipraus magnetinio aktyvumo požymius. Kai kurių T Tauri žvaigždžių spektruose yra uždraustų linijų, kurios atsiranda tik mažo tankio dujose; tai tikriausiai yra žvaigždę supančio protožvaigždinio ūko liekanos. T Tauri žvaigždėms būdingi greiti ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės svyravimai. Daugelis jų turi galingą infraraudonąją spinduliuotę ir silicio spektrines linijas – tai rodo, kad žvaigždes supa dulkių debesys. Galiausiai T Tauri žvaigždės turi galingus žvaigždžių vėjus. Manoma, kad ankstyvuoju savo evoliucijos periodu Saulė taip pat perėjo T Tauro stadiją ir būtent šiuo laikotarpiu lakieji elementai buvo išstumti iš vidinių Saulės sistemos sričių. Kai kurių vidutinę masę formuojančių žvaigždžių šviesumas ir apvalkalo išmetimas smarkiai padidėja greičiau nei per metus. Tokie reiškiniai vadinami FU Oriono blyksniais. Bent kartą tokį protrūkį patyrė T Tauri žvaigždė. Manoma, kad dauguma jaunų žvaigždžių išgyvena FU Orioninio blyksnio stadiją. Daugelis mato protrūkio priežastį tame, kad karts nuo karto didėja greitis ant jaunos materijos žvaigždės iš ją supančio dujų ir dulkių disko. Jei Saulė savo evoliucijos pradžioje taip pat patyrė vieną ar daugiau Oriono FU tipo blyksnių, tai turėjo stipriai paveikti lakiuosius elementus centrinėje saulės sistemoje. Stebėjimai ir skaičiavimai rodo, kad šalia besiformuojančios žvaigždės visada yra protožvaigždžių materijos likučių. Jis gali sudaryti žvaigždę kompanionę arba planetų sistemą. Iš tiesų, daugelis žvaigždžių sudaro dvejetaines ir kelias sistemas. Bet jei kompaniono masė neviršija 1% Saulės masės (10 masių Jupiterio), tada temperatūra jo šerdyje niekada nepasieks vertės, reikalingos termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Toks dangaus kūnas vadinamas planeta.
Formavimosi teorijos. Mokslines Saulės sistemos formavimosi teorijas galima suskirstyti į tris kategorijas: potvynių, atoslūgių ir ūkų. Pastarieji šiuo metu sulaukia didžiausio susidomėjimo. Potvynių teorija, kurią, matyt, pirmą kartą pasiūlė Buffonas (1707–1788), žvaigždžių ir planetų susidarymo tiesiogiai nesusieja. Daroma prielaida, kad kita žvaigždė, praskridusi pro Saulę, dėl potvynio sąveikos iš jos (arba iš savęs) ištraukė materijos čiurkšlę, iš kurios susiformavo planetos. Ši idėja susiduria su daugybe fizinių problemų; pavyzdžiui, žvaigždės išmestos karštos medžiagos turi būti išpurkštos, o ne kondensuotos. Dabar potvynių teorija yra nepopuliari, nes negali paaiškinti mechaninių Saulės sistemos ypatybių ir pristato jos gimimą kaip atsitiktinį ir itin retą įvykį. Akrecijos teorija rodo, kad jauna Saulė užfiksavo būsimos planetų sistemos medžiagą, skrisdama per tankų tarpžvaigždinį debesį. Iš tiesų jaunos žvaigždės dažniausiai randamos prie didelių tarpžvaigždinių debesų. Tačiau, remiantis akrecijos teorija, sunku paaiškinti cheminės sudėties gradientą planetų sistemoje. Ūko hipotezė, kurią Kantas pasiūlė XVIII amžiaus pabaigoje, dabar yra labiausiai išplėtota ir visuotinai priimta. Pagrindinė jo idėja yra ta, kad Saulė ir planetos susiformavo vienu metu iš vieno besisukančio debesies. Susitraukęs jis virto disku, kurio centre susiformavo Saulė, o periferijoje – planetos. Atkreipkite dėmesį, kad ši mintis skiriasi nuo Laplaso hipotezės, pagal kurią Saulė pirmiausia susidarė iš debesies, o paskui ją suspaudus išcentrinė jėga nuplėšė nuo pusiaujo dujų žiedus, kurie vėliau kondensavosi į planetas. Laplaso hipotezė susiduria su fiziniais sunkumais, kurie nebuvo įveikti 200 metų. Sėkmingiausią šiuolaikinę ūko teorijos versiją sukūrė A. Cameronas su kolegomis. Jų modelyje protoplanetinis ūkas buvo maždaug dvigubai masyvesnis už dabartinę planetų sistemą. Per pirmuosius 100 milijonų metų besiformuojanti Saulė aktyviai išstūmė iš jos medžiagą. Toks elgesys būdingas jaunoms žvaigždėms, kurios prototipo pavadinimu vadinamos T Tauri žvaigždėmis. Ūko medžiagos slėgio ir temperatūros pasiskirstymas Camerono modelyje gerai sutampa su Saulės sistemos cheminės sudėties gradientu. Taigi labiausiai tikėtina, kad Saulė ir planetos susiformavo iš vieno, griūvančio debesies. Jo centrinėje dalyje, kur tankis ir temperatūra buvo didesnė, išliko tik ugniai atsparios medžiagos, periferijoje taip pat buvo išsaugotos lakiosios medžiagos; tai paaiškina cheminės sudėties gradientą. Pagal šį modelį planetų sistemos formavimasis turi lydėti ankstyvą visų žvaigždžių, tokių kaip Saulė, evoliuciją.
Planetos augimas. Planetų augimo scenarijų yra daug. Galbūt planetos susiformavo dėl atsitiktinių susidūrimų ir mažų kūnų, vadinamų planetezimaliais, sulipimo. Bet galbūt dėl ​​gravitacijos nestabilumo maži kūnai susijungė į didesnius iš karto didelėmis grupėmis. Neaišku, ar planetos kaupėsi dujinėje ar bedujų aplinkoje. Dujiniame ūke temperatūros kritimai išlyginami, tačiau kai dalis dujų kondensuojasi į dulkių daleles, o likusias dujas nuneša žvaigždžių vėjas, ūko skaidrumas smarkiai padidėja, o ūke susidaro stiprus temperatūros gradientas. sistema. Vis dar nėra visiškai aišku, koks yra būdingas laikas, kai dujos kondensuojasi į dulkių daleles, dulkių grūdeliai kaupiasi planetezimalėse, o planetesimaliai kaupiasi planetose ir jų palydovuose.
GYVENIMAS SAULES SISTEMOJE
Buvo manoma, kad gyvybė Saulės sistemoje kadaise egzistavo už Žemės ribų, o galbūt egzistuoja ir dabar. Kosminių technologijų atsiradimas leido pradėti tiesioginį šios hipotezės tikrinimą. Gyvsidabris buvo per karštas ir be atmosferos bei vandens. Venera taip pat labai karšta – jos paviršiuje išsilydo švinas. Gyvybės galimybė viršutiniame Veneros debesų sluoksnyje, kur sąlygos daug švelnesnės, yra ne kas kita, kaip fantazija. Mėnulis ir asteroidai atrodo visiškai sterilūs. Į Marsą buvo dedamos didelės viltys. Prieš 100 metų pro teleskopą matytos plonų tiesių linijų sistemos – „kanalai“ – tuomet davė pagrindo kalbėti apie dirbtinio drėkinimo įrenginius Marso paviršiuje. Tačiau dabar žinome, kad Marse sąlygos nepalankios gyvybei: šaltas, sausas, labai išretėjęs oras ir dėl to stipri ultravioletinė spinduliuotė iš Saulės, sterilizuojanti planetos paviršių. Vikingų nusileidimo blokų instrumentai organinių medžiagų Marso dirvožemyje neaptiko. Tiesa, yra ženklų, kad Marso klimatas gerokai pasikeitė ir kadaise galėjo būti palankesnis gyvybei. Yra žinoma, kad tolimoje praeityje Marso paviršiuje buvo vandens, nes detaliuose planetos vaizduose matyti vandens erozijos pėdsakai, primenantys daubas ir sausas upių vagas. Ilgalaikiai Marso klimato pokyčiai gali būti susiję su poliarinės ašies posvyrio pasikeitimu. Nežymiai pakilus planetos temperatūrai, atmosfera gali tapti 100 kartų tankesnė (dėl ledo garavimo). Taigi gali būti, kad gyvybė Marse kadaise egzistavo. Į šį klausimą galėsime atsakyti tik išsamiai ištyrę Marso dirvožemio mėginius. Tačiau jų pristatymas į Žemę yra sunki užduotis. Laimei, yra tvirtų įrodymų, kad iš tūkstančių Žemėje rastų meteoritų mažiausiai 12 atkeliavo iš Marso. Jie vadinami SNC meteoritais, nes pirmieji iš jų buvo rasti prie Šergoto (Šergoti, Indija), Nachlos (Nakla, Egiptas) ir Chassigny (Chassignoy, Prancūzija) gyvenviečių. Antarktidoje rastas meteoritas ALH 84001 yra daug senesnis už kitus ir jame yra policiklinių aromatinių angliavandenilių, galbūt biologinės kilmės. Manoma, kad jis atkeliavo į Žemę iš Marso, nes deguonies izotopų santykis jame nėra toks pat kaip antžeminėse uolienose ar ne SNC meteorituose, bet toks pat kaip meteorite EETA 79001, kuriame yra stiklai su burbuliukų intarpais. , kuriame tauriųjų dujų sudėtis skiriasi nuo žemės, bet atitinka Marso atmosferą. Nors milžiniškų planetų atmosferose yra daug organinių molekulių, sunku patikėti, kad nesant kieto paviršiaus ten galėtų egzistuoti gyvybė. Šia prasme daug įdomesnis yra Saturno palydovas Titanas, kuris turi ne tik atmosferą su organiniais komponentais, bet ir tvirtą paviršių, kuriame gali kauptis sintezės produktai. Tiesa, šio paviršiaus temperatūra (90 K) tinkamesnė deguonies skystinimui. Todėl biologų dėmesį labiau patraukia Jupiterio palydovas Europa, nors ir neturintis atmosferos, bet, matyt, po lediniu paviršiumi turintis skysto vandens vandenyną. Kai kuriose kometose beveik neabejotinai yra sudėtingų organinių molekulių, kilusių nuo Saulės sistemos formavimosi. Tačiau sunku įsivaizduoti gyvenimą ant kometos. Taigi, kol neturėsime įrodymų, kad gyvybė Saulės sistemoje egzistuoja bet kur už Žemės ribų. Galima kelti klausimus: kokios yra mokslinių instrumentų galimybės, susijusios su nežemiškos gyvybės paieškomis? Ar šiuolaikinis kosminis zondas gali aptikti gyvybę tolimoje planetoje? Pavyzdžiui, ar „Galileo“ erdvėlaivis galėjo aptikti gyvybę ir intelektą Žemėje, kai gravitaciniais manevrais du kartus praskriejo pro ją? Zondo perduodamuose Žemės vaizduose nebuvo įmanoma pastebėti protingos gyvybės ženklų, tačiau „Galileo“ imtuvų užfiksuoti mūsų radijo ir televizijos stočių signalai tapo akivaizdžiu jos buvimo įrodymu. Jie visiškai skiriasi nuo natūralių radijo stočių spinduliavimo – pašvaistės, plazmos svyravimų žemės jonosferoje, saulės blyksnių – ir iš karto išduoda techninės civilizacijos buvimą Žemėje. O kaip pasireiškia neprotingas gyvenimas? „Galileo“ televizijos kamera fotografavo Žemę šešiose siaurose spektro juostose. 0,73 ir 0,76 µm filtruose kai kurios žemės plotai atrodo žali dėl stiprios raudonos šviesos sugerties, o tai nebūdinga dykumoms ir uolienoms. Lengviausias būdas tai paaiškinti yra tas, kad planetos paviršiuje yra ne mineralinio pigmento, kuris sugeria raudoną šviesą, nešiklio. Tikrai žinome, kad šį neįprastą šviesos sugertį lemia chlorofilas, kurį augalai naudoja fotosintezei. Joks kitas Saulės sistemos kūnas neturi tokios žalios spalvos. Be to, Galileo infraraudonųjų spindulių spektrometras užfiksavo molekulinio deguonies ir metano buvimą žemės atmosferoje. Metano ir deguonies buvimas Žemės atmosferoje rodo biologinį aktyvumą planetoje. Taigi, galime daryti išvadą, kad mūsų tarpplanetiniai zondai gali aptikti aktyvios gyvybės požymius planetų paviršiuje. Tačiau jei po Europos ledo kiautu slepiasi gyvybė, vargu ar praskrendanti transporto priemonė ją aptiks.
Geografijos žodynas

Dar visai neseniai astronomai manė, kad tokia planetos sąvoka reiškia tik Saulės sistemą. Viskas, kas yra už jos ribų, yra neištirti kosminiai kūnai, dažniausiai labai didelio masto žvaigždės. Tačiau, kaip vėliau paaiškėjo, planetos, kaip ir žirniai, išsibarstę po visatą. Jie skiriasi savo geologine ir chemine sudėtimi, gali turėti arba neturėti atmosferos, ir visa tai priklauso nuo sąveikos su artimiausia žvaigžde. Planetų išsidėstymas mūsų Saulės sistemoje yra unikalus. Būtent šis veiksnys yra esminis sąlygoms, susidariusioms kiekviename atskirame erdvės objekte.

Mūsų kosminis namas ir jo savybės

Saulės sistemos centre yra to paties pavadinimo žvaigždė, kuri yra įtraukta į geltonųjų nykštukų kategoriją. Jo magnetinio lauko pakanka devynioms įvairaus dydžio planetoms aplink savo ašį laikyti. Tarp jų yra nykštukiniai akmeniniai kosminiai kūnai, didžiuliai dujų milžinai, pasiekiantys beveik pačios žvaigždės parametrus, ir „vidutinės“ klasės objektai, tarp kurių yra ir Žemė. Planetų padėtis Saulės sistemoje nesikeičia nei didėjančia, nei mažėjančia tvarka. Galima sakyti, kad kiekvieno atskiro astronominio kūno parametrų atžvilgiu jų išsidėstymas yra chaotiškas, tai yra, didelis kaitaliojasi su mažu.

SS struktūra

Norint apsvarstyti planetų vietą mūsų sistemoje, atskaitos tašku reikia laikyti Saulę. Ši žvaigždė yra SS centre, o jos magnetiniai laukai koreguoja visų aplinkinių kosminių kūnų orbitas ir judesius. Aplink Saulę sukasi devynios planetos, taip pat asteroido žiedas, esantis tarp Marso ir Jupiterio, bei Kuiperio juosta, esanti už Plutono. Šiuose intervaluose išskiriamos ir atskiros nykštukinės planetos, kurios kartais priskiriamos pagrindiniams sistemos vienetams. Kiti astronomai mano, kad visi šie objektai yra ne kas kita, kaip dideli asteroidai, ant kurių jokiomis aplinkybėmis negali kilti gyvybė. Jie šiai kategorijai priskiria patį Plutoną, todėl mūsų sistemoje liko tik 8 planetiniai vienetai.

Planetų tvarka

Taigi, mes išvardinsime visas planetas, pradedant nuo tos, kuri yra arčiausiai Saulės. Pirmoje vietoje yra Merkurijus, Venera, tada Žemė ir Marsas. Po Raudonosios planetos praeina asteroidų žiedas, už kurio prasideda gigantų, susidedančių iš dujų, paradas. Tai Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Sąrašą užbaigia nykštukas ir ledinis Plutonas su ne mažiau šaltu ir juodu palydovu Charonu. Kaip minėjome aukščiau, sistemoje išskiriami dar keli nykštukiniai erdvės vienetai. Šios kategorijos nykštukinių planetų išsidėstymas sutampa su Kuiperio juostomis ir asteroidais. Cerera yra asteroido žiede. Makemake, Haumea ir Eris yra Kuiperio juostoje.

sausumos planetos

Šiai kategorijai priklauso kosminiai kūnai, kurie savo sudėtimi ir parametrais turi daug bendro su mūsų gimtąja planeta. Jų viduriai taip pat užpildyti metalais ir akmenimis, arba aplink paviršių susidaro visavertė atmosfera, arba į jį panaši migla. Antžeminių planetų išsidėstymą lengva prisiminti, nes tai pirmieji keturi objektai, esantys tiesiai šalia Saulės – Merkurijus, Venera, Žemė ir Marsas. Būdingi bruožai yra mažas dydis, taip pat ilgas sukimosi aplink savo ašį laikotarpis. Be to, iš visų antžeminių planetų palydovus turi tik pati Žemė ir Marsas.

Milžinai, pagaminti iš dujų ir karštų metalų

Saulės sistemos planetų, vadinamų dujų milžinais, išsidėstymas yra labiausiai nutolęs nuo pagrindinės žvaigždės. Jie yra už asteroido žiedo ir tęsiasi beveik iki Kuiperio juostos. Iš viso yra keturi milžinai – Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Kiekviena iš šių planetų susideda iš vandenilio ir helio, o šerdies srityje yra metalų, įkaitintų iki skystos būsenos. Visiems keturiems milžinams būdingas neįtikėtinai stiprus gravitacinis laukas. Dėl to jie pritraukia daugybę palydovų, kurie aplink juos sudaro beveik ištisas asteroidų sistemas. SS dujų kamuoliukai sukasi labai greitai, todėl ant jų dažnai kyla viesulai ir uraganai. Tačiau, nepaisant visų šių panašumų, verta prisiminti, kad kiekvienas milžinas yra unikalus savo sudėtimi, dydžiu ir sunkumu.

nykštukinės planetos

Kadangi jau išsamiai apsvarstėme planetų išsidėstymą nuo Saulės, žinome, kad Plutonas yra toliausiai, o jo orbita – pati gigantiškiausia SS. Būtent jis yra svarbiausias nykštukų atstovas, ir tik jis iš šios grupės yra labiausiai ištirtas. Nykštukai yra tie kosminiai kūnai, kurie yra per maži planetoms, bet ir dideli asteroidams. Jų struktūra gali būti panaši į Marsą ar Žemę, arba ji gali būti tiesiog uolėta, kaip ir bet kurio asteroido. Aukščiau išvardijome ryškiausius šios grupės atstovus - tai Ceres, Eris, Makemake, Haumea. Tiesą sakant, nykštukai randami ne tik dviejuose SS asteroidų diržuose. Dažnai jie vadinami dujų gigantų palydovais, kuriuos jie patraukė dėl didžiulio

Kokia yra saulės sistema, kurioje gyvename? Atsakymas bus toks: tai mūsų centrinė žvaigždė, Saulė ir visi aplink ją besisukantys kosminiai kūnai. Tai didelės ir mažos planetos, taip pat jų palydovai, kometos, asteroidai, dujos ir kosminės dulkės.

Saulės sistemos pavadinimą davė jos žvaigždės pavadinimas. Plačiąja prasme „saulė“ dažnai suprantama kaip bet kokia žvaigždžių sistema.

Kaip atsirado saulės sistema?

Mokslininkų teigimu, Saulės sistema susidarė iš milžiniško tarpžvaigždinio dulkių ir dujų debesies dėl gravitacinio griūties atskiroje jos dalyje. Dėl to centre susiformavo protožvaigždė, vėliau virto žvaigžde – Saule ir didžiuliu protoplanetiniu disku, iš kurio vėliau susiformavo visi aukščiau išvardyti Saulės sistemos komponentai. Manoma, kad procesas prasidėjo maždaug prieš 4,6 mlrd. Ši hipotezė buvo vadinama ūku. Dėka Emmanuelio Swedenborgo, Immanuelio Kanto ir Pierre'o-Simono Laplaso, kurie jį pasiūlė dar XVIII amžiuje, galiausiai jis tapo visuotinai priimtas, tačiau per daugelį dešimtmečių jis buvo tobulinamas, į jį buvo įtraukti nauji duomenys, atsižvelgiant į šiuolaikinių mokslų žinių. Taigi, daroma prielaida, kad dėl dalelių susidūrimų viena su kita gausėjimo ir intensyvėjimo objekto temperatūra pakilo, o jai pasiekus kelių tūkstančių kelvinų vertę protožvaigždė įgavo švytėjimą. Kai temperatūros indikatorius pasiekė milijonus kelvinų, būsimos Saulės centre prasidėjo termobranduolinės sintezės reakcija – vandenilio pavertimas heliu. Tai virto žvaigžde.

Saulė ir jos ypatybės

Mūsų šviesuolio mokslininkai geltonųjų nykštukų tipą (G2V) nurodo pagal spektrinę klasifikaciją. Tai arčiausiai mūsų esanti žvaigždė, jos šviesa planetos paviršių pasiekia vos per 8,31 sekundės. Atrodo, kad iš Žemės spinduliuotė turi geltoną atspalvį, nors iš tikrųjų ji yra beveik balta.

Pagrindiniai mūsų šviestuvo komponentai yra helis ir vandenilis. Be to, spektrinės analizės dėka buvo nustatyta, kad Saulėje yra geležies, neono, chromo, kalcio, anglies, magnio, sieros, silicio ir azoto. Jos gelmėse nuolat vykstančios termobranduolinės reakcijos dėka visa gyvybė Žemėje gauna reikiamos energijos. Saulės šviesa yra neatskiriama fotosintezės, gaminančios deguonį, dalis. Be saulės šviesos tai būtų neįmanoma, todėl negalėtų susidaryti atmosfera, tinkama baltyminei gyvybės formai.

Merkurijus

Tai yra arčiausiai mūsų žvaigždės esanti planeta. Kartu su Žeme, Venera ir Marsu ji priklauso vadinamosios antžeminės grupės planetoms. Merkurijus gavo savo pavadinimą dėl didelio judėjimo greičio, kuris, pasak mitų, išskyrė laivynkojį senovės dievą. Merkurijaus metai yra 88 dienos.

Planeta yra maža, jos spindulys yra tik 2439,7, o dydis yra mažesnis nei kai kurie dideli milžiniškų planetų Ganimedo ir Titano palydovai. Tačiau skirtingai nei jie, Merkurijus yra gana sunkus (3,3 10 23 kg), o jo tankis tik šiek tiek atsilieka nuo žemės. Taip yra dėl to, kad planetoje yra sunkios tankios geležies šerdies.

Metų laikai planetoje nesikeičia. Jo dykumos paviršius primena Mėnulio paviršių. Jis taip pat padengtas krateriais, bet dar mažiau tinkamas gyventi. Taigi, dieną Merkurijaus temperatūra siekia +510 °C, o naktinėje –210 °C. Tai staigiausi lašai visoje Saulės sistemoje. Planetos atmosfera yra labai plona ir reta.

Venera

Ši planeta, pavadinta senovės graikų meilės deivės vardu, savo fiziniais parametrais – mase, tankiu, dydžiu, tūriu – panašesnė į Žemę nei kitos Saulės sistemoje. Ilgą laiką jos buvo laikomos planetomis dvynėmis, tačiau laikui bėgant paaiškėjo, kad jų skirtumai didžiuliai. Taigi, Venera visiškai neturi palydovų. Jos atmosferą sudaro beveik 98% anglies dioksido, o slėgis planetos paviršiuje viršija Žemės slėgį 92 kartus! Debesys virš planetos paviršiaus, susidedantys iš sieros rūgšties garų, niekada neišsisklaido, o temperatūra čia siekia +434 °C. Planetą lyja rūgštūs lietūs, siautėja perkūnija. Čia yra didelis vulkaninis aktyvumas. Gyvybė, mūsų supratimu, negali egzistuoti Veneroje, be to, nusileidžiantys erdvėlaiviai negali ilgai atlaikyti tokios atmosferos.

Ši planeta aiškiai matoma naktiniame danguje. Tai trečias pagal ryškumą žemiškojo stebėtojo objektas, jis šviečia balta šviesa ir savo ryškumu lenkia visas žvaigždes. Atstumas iki Saulės yra 108 milijonai km. Jis apsisuka aplink Saulę per 224 Žemės dienas, o aplink savo ašį – per 243.

Žemė ir Marsas

Tai paskutinės vadinamosios antžeminės grupės planetos, kurių atstovams būdingas kieto paviršiaus buvimas. Jų struktūroje išsiskiria šerdis, mantija ir pluta (tik Merkurijus jos neturi).

Marso masė yra lygi 10% Žemės masės, kuri, savo ruožtu, yra 5,9726 10 24 kg. Jo skersmuo yra 6780 km, beveik pusė mūsų planetos skersmens. Marsas yra septinta pagal dydį Saulės sistemos planeta. Skirtingai nuo Žemės, kurios 71% paviršiaus dengia vandenynai, Marsas yra visiškai sausa žemė. Vanduo buvo išsaugotas po planetos paviršiumi didžiulio ledo lakšto pavidalu. Jo paviršius turi rausvą atspalvį dėl didelio geležies oksido kiekio maghemito pavidalu.

Marso atmosfera yra labai reta, o slėgis planetos paviršiuje yra 160 kartų mažesnis nei esame įpratę. Planetos paviršiuje yra smūginių kraterių, ugnikalnių, įdubimų, dykumų ir slėnių, o ašigaliuose – ledo kepurės, kaip ir Žemėje.

Marso diena yra šiek tiek ilgesnė už Žemės dieną, o metai yra 668,6 dienos. Skirtingai nuo Žemės, kurioje yra vienas mėnulis, planeta turi du netaisyklingus palydovus – Fobą ir Deimą. Abu jie, kaip Mėnulis į Žemę, nuolat yra pasukti į Marsą ta pačia puse. Fobas pamažu artėja prie savo planetos paviršiaus, juda spirale ir, tikėtina, ilgainiui ant jo nukris arba subyrės. Kita vertus, Deimosas pamažu tolsta nuo Marso ir gali palikti savo orbitą tolimoje ateityje.

Tarp Marso ir kitos planetos Jupiterio orbitų yra asteroidų diržas, susidedantis iš mažų dangaus kūnų.

Jupiteris ir Saturnas

Kokia planeta yra didžiausia? Saulės sistemoje yra keturi dujų milžinai: Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Jupiteris yra didžiausias iš jų. Jo, kaip ir Saulės, atmosferą daugiausia sudaro vandenilis. Penktosios planetos, pavadintos griaustinio dievo vardu, vidutinis spindulys yra 69 911 km, o masė 318 kartų viršija Žemės masę. Planetos magnetinis laukas yra 12 kartų stipresnis nei Žemės. Jo paviršius paslėptas po nepermatomais debesimis. Kol kas mokslininkams sunku tiksliai pasakyti, kokie procesai gali vykti po šiuo tankiu šydu. Daroma prielaida, kad Jupiterio paviršiuje yra verdantis vandenilio vandenynas. Astronomai šią planetą laiko „nevykusia žvaigžde“ dėl tam tikro jų parametrų panašumo.

Jupiteris turi 39 palydovus, iš kurių 4 – Io, Europa, Ganymede ir Callisto – atrado Galilėjus.

Saturnas yra šiek tiek mažesnis už Jupiterį, jis yra antras pagal dydį tarp planetų. Tai šeštoji, kita planeta, taip pat susidedanti iš vandenilio su helio priemaišomis, nedideliu kiekiu amoniako, metano, vandens. Čia siautėja uraganai, kurių greitis gali siekti 1800 km/h! Saturno magnetinis laukas nėra toks stiprus kaip Jupiterio, bet stipresnis nei Žemės. Tiek Jupiteris, tiek Saturnas dėl sukimosi yra šiek tiek suplokštėję ties ašigaliais. Saturnas yra 95 kartus sunkesnis už žemę, bet jo tankis mažesnis nei vandens. Tai mažiausiai tankus dangaus kūnas mūsų sistemoje.

Metai Saturne trunka 29,4 Žemės paros, diena – 10 valandų 42 minutes. (Jupiteris turi metus – 11,86 Žemės, dieną – 9 valandas 56 minutes). Jame yra žiedų sistema, susidedanti iš įvairaus dydžio kietųjų dalelių. Manoma, kad tai gali būti sugriuvusio planetos palydovo liekanos. Iš viso Saturnas turi 62 palydovus.

Uranas ir Neptūnas yra paskutinės planetos

Septintoji Saulės sistemos planeta yra Uranas. Jis nuo Saulės nutolęs 2,9 milijardo km. Uranas yra trečias pagal dydį tarp Saulės sistemos planetų (vidutinis spindulys – 25 362 km) ir ketvirtas pagal dydį (žemę viršija 14,6 karto). Metai čia trunka 84 Žemės valandas, para – 17,5 valandos. Šios planetos atmosferoje, be vandenilio ir helio, nemažą tūrį užima metanas. Todėl žemiškam stebėtojui Uranas turi šviesiai mėlyną spalvą.

Uranas yra šalčiausia Saulės sistemos planeta. Jo atmosferos temperatūra unikali: -224 °C. Kodėl Urano temperatūra žemesnė nei planetų, esančių toliau nuo Saulės, mokslininkams nežinoma.

Ši planeta turi 27 mėnulius. Uranas turi plonus, plokščius žiedus.

Aštuntoji planeta nuo Saulės Neptūnas užima ketvirtą vietą pagal dydį (vidutinis spindulys – 24 622 km) ir trečią pagal masę (17 Žemės). Dujų milžinui jis yra palyginti mažas (tik keturis kartus didesnis už Žemę). Jo atmosferą taip pat daugiausia sudaro vandenilis, helis ir metanas. Dujų debesys viršutiniuose jo sluoksniuose juda rekordiniu greičiu, didžiausias Saulės sistemoje – 2000 km/h! Kai kurie mokslininkai mano, kad po planetos paviršiumi, po sušalusių dujų ir vandens storiu, savo ruožtu paslėpta atmosferoje, gali slėptis kieta akmens šerdis.

Šios dvi planetos savo sudėtimi yra artimos, todėl kartais priskiriamos atskirai kategorijai – ledo milžinams.

Mažosios planetos

Mažos planetos vadinamos dangaus kūnais, kurie taip pat juda aplink Saulę savo orbitomis, tačiau skiriasi nuo kitų planetų nereikšmingais dydžiais. Anksčiau į juos buvo įtraukti tik asteroidai, o pastaruoju metu, būtent nuo 2006 metų, jiems priklauso ir Plutonas, kuris anksčiau buvo įtrauktas į Saulės sistemos planetų sąrašą ir buvo paskutinis, dešimtas. Taip yra dėl terminų pasikeitimų. Taigi prie mažųjų planetų dabar priklauso ne tik asteroidai, bet ir nykštukinės planetos – Eris, Ceres, Makemake. Plutono vardu jie buvo pavadinti plutoidais. Visų žinomų nykštukinių planetų orbitos yra už Neptūno orbitos, vadinamojoje Kuiperio juostoje, kuri yra daug platesnė ir masyvesnė nei asteroidų juosta. Nors jų prigimtis, kaip tikina mokslininkai, ta pati: tai „nepanaudota“ medžiaga, likusi susiformavus Saulės sistemai. Kai kurie mokslininkai teigia, kad asteroido juosta yra devintosios planetos Faetono, žuvusios dėl pasaulinės katastrofos, nuolaužos.

Yra žinoma, kad Plutonas daugiausia sudarytas iš ledo ir kietos uolienos. Pagrindinis jo ledo sluoksnio komponentas yra azotas. Jo stulpai padengti amžinu sniegu.

Tokia Saulės sistemos planetų tvarka, remiantis šiuolaikinėmis idėjomis.

Planetų paradas. Paradų rūšys

Tai labai įdomus reiškinys tiems, kurie domisi astronomija. Planetų paradu įprasta vadinti tokią padėtį Saulės sistemoje, kai kai kurios iš jų, nuolat judančios savo orbitomis, trumpam užima tam tikrą žemiškojo stebėtojo poziciją, tarsi išsirikiuodamos išilgai vienos linijos.

Matomas planetų paradas astronomijoje yra ypatinga penkių ryškiausių Saulės sistemos planetų padėtis žmonėms, matontiems jas iš Žemės – Merkurijaus, Veneros, Marso, taip pat dviejų milžinų – Jupiterio ir Saturno. Šiuo metu atstumas tarp jų yra palyginti mažas ir jie aiškiai matomi mažame dangaus sektoriuje.

Yra dviejų tipų paradai. Didelis yra jo išvaizda, kai penki dangaus kūnai išsirikiuoja vienoje linijoje. Mažas – kai jų tik keturi. Šie reiškiniai gali būti matomi arba nematomi iš skirtingų Žemės rutulio vietų. Tuo pačiu metu didelis paradas yra gana retas – kartą per kelis dešimtmečius. Mažąjį galima stebėti kartą per kelerius metus, o vadinamasis mini paradas, kuriame dalyvauja tik trys planetos, vyksta beveik kasmet.

Įdomūs faktai apie mūsų planetų sistemą

Venera, vienintelė iš visų pagrindinių Saulės sistemos planetų, sukasi aplink savo ašį priešinga sukimosi aplink Saulę kryptimi.

Aukščiausias kalnas didžiausiose Saulės sistemos planetose yra Olimpas (21,2 km, skersmuo – 540 km), užgesęs ugnikalnis Marse. Ne taip seniai ant didžiausio mūsų žvaigždžių sistemos asteroido Vestos buvo aptikta viršūnė, kuri pagal parametrus šiek tiek pranoksta Olimpą. Galbūt jis yra aukščiausias Saulės sistemoje.

Keturi Jupiterio Galilėjos palydovai yra didžiausi Saulės sistemoje.

Be Saturno, žiedus turi visi dujų milžinai, kai kurie asteroidai ir Saturno mėnulis Rhea.

Kokia žvaigždžių sistema mums artimiausia? Saulės sistema yra arčiausiai trigubos žvaigždės Alfa Kentauro žvaigždžių sistemos (4,36 šviesmečio). Manoma, kad joje gali egzistuoti į Žemę panašios planetos.

Vaikams apie planetas

Kaip paaiškinti vaikams, kas yra saulės sistema? Čia padės jos modelis, kurį galima pasigaminti kartu su vaikais. Norėdami sukurti planetas, galite naudoti plastiliną arba paruoštus plastikinius (guminius) rutulius, kaip parodyta žemiau. Tuo pačiu metu būtina stebėti „planetų“ dydžių santykį, kad saulės sistemos modelis tikrai padėtų formuoti teisingas vaikų idėjas apie erdvę.

Taip pat reikės dantų krapštukų, kurie laikytų mūsų dangaus kūnus, o kaip foną galite naudoti tamsų kartono lakštą su mažais taškeliais, imituojančiais dažais nupieštus žvaigždes. Tokio interaktyvaus žaislo pagalba vaikams bus lengviau suprasti, kas yra saulės sistema.

Saulės sistemos ateitis

Straipsnyje išsamiai aprašyta, kas yra saulės sistema. Nepaisant atrodo stabilumo, mūsų Saulė, kaip ir viskas gamtoje, vystosi, tačiau šis procesas, pagal mūsų standartus, yra labai ilgas. Vandenilio kuro tiekimas jo žarnyne yra didžiulis, bet ne begalinis. Taigi, pagal mokslininkų hipotezes, tai baigsis po 6,4 mlrd. Jai perdegus, saulės šerdis taps tankesnė ir karštesnė, o išorinis žvaigždės apvalkalas – vis platesnis. Taip pat padidės žvaigždės šviesumas. Spėjama, kad po 3,5 milijardo metų dėl to klimatas Žemėje bus panašus į Veneros, o gyvybė joje mums įprasta prasme nebebus įmanoma. Vandens visai neliks, aukštai temperatūrai jis išgaruos į kosmosą. Vėliau, pasak mokslininkų, Žemę sugers Saulė ir ištirps jos gelmėse.

Perspektyva nėra labai šviesi. Tačiau pažanga nestovi vietoje ir, ko gero, iki to laiko naujosios technologijos leis žmonijai užvaldyti kitas planetas, virš kurių šviečia kitos saulės. Juk kiek pasaulyje yra „saulės“ sistemų, mokslininkai dar nežino. Tikriausiai jų yra begalė, ir tarp jų visai įmanoma rasti tinkamą gyventi žmonėms. Kuri „saulės“ sistema taps mūsų naujaisiais namais, nėra taip svarbu. Žmonių civilizacija bus išsaugota, o jos istorijoje prasidės dar vienas puslapis...

Mūsų pačių saulės sistema atrodo per didelė, nutolusi daugiau nei 4 trilijonus mylių nuo saulės. Tačiau tai tik viena iš milijardų kitų žvaigždžių, sudarančių mūsų Paukščių Tako galaktiką.

Bendrosios Saulės sistemos planetų charakteristikos

Įprastas Saulės sistemos vaizdas yra toks: 9 planetos sukasi savo ovaliomis orbitomis aplink nuolatinę, visada liepsnojančią Saulę.

Tačiau Saulės sistemos planetų charakteristikos yra daug sudėtingesnės ir įdomesnės. Be jų pačių, yra daugybė jų palydovų, taip pat tūkstančiai asteroidų. Toli už Plutono, kuris buvo pripažintas nykštukine planeta, orbitos yra dešimtys tūkstančių kometų ir kitų sustingusių pasaulių. Gravitacijos pririšti prie Saulės, jie sukasi aplink ją dideliais atstumais. Saulės sistema chaotiška, nuolat kintanti, kartais net staigiai. Dėl gravitacijos jėgų kaimyninės planetos daro įtaką viena kitai, laikui bėgant keičia savo orbitas. Sunkūs susidūrimai su asteroidais gali suteikti planetoms naujus polinkio kampus. Saulės sistemos planetų charakteristika įdomi tuo, kad jos kartais keičia klimato sąlygas, nes vystosi ir kinta jų atmosfera.

Žvaigždė vadinama saule

Kad ir kaip būtų liūdna suvokti, Saulė palaipsniui išeikvoja savo branduolinio kuro atsargas. Po milijardų metų ji išsiplės iki milžiniškos raudonos žvaigždės dydžio, praris Merkurijaus ir Veneros planetas, o Žemėje temperatūra pakils iki tokio lygio, kad vandenynai išgaruos į kosmosą, o Žemė taps sausa uolėtas pasaulis, panašus į šiandieninį Merkurijų. Išnaudojusi visas branduolių sintezės atsargas, Saulė sumažės iki baltosios nykštukės dydžio, o po milijonų metų, jau kaip perdegęs apvalkalas, pavirs juodąja nykštuke. Tačiau prieš 5 milijardus metų Saulė ir 9 jos planetos dar neegzistavo. Yra daugybė skirtingų Saulės, kaip protožvaigždės ir jos sistemos, pasirodymo kosminių dujų ir dulkių debesyse versijų, tačiau dėl milijardus metų trukusios branduolių sintezės šiuolaikinis žmogus ją stebi tokią, kokia ji yra dabar.

Kartu su Žeme ir kitomis planetomis maždaug prieš 4,6 milijardo metų iš didžiulio dulkių debesies, besisukančio erdvėje, gimė žvaigždė, vadinama Saule. Mūsų žvaigždė yra liepsnojančių dujų kamuolys, jei būtų galima pasverti Saulę, svarstyklės parodytų 1990 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg medžiagos, susidedančios iš helio ir vandenilio.

Gravitacijos jėga

Gravitacija, anot mokslininkų, yra pati paslaptingiausia paslaptis visatoje. Tai yra vienos materijos pritraukimas prie kitos ir tai, kas planetoms suteikia rutulio formą. Saulės gravitacija yra pakankamai galinga, kad tilptų 9 planetos, keliolika palydovų ir tūkstančiai asteroidų bei kometų. Visa tai aplink Saulę laiko nematomos gravitacijos gijos. Tačiau didėjant atstumui tarp kosminių objektų, trauka tarp jų greitai susilpnėja. Saulės sistemos planetų charakteristikos tiesiogiai priklauso nuo gravitacijos. Pavyzdžiui, Plutono trauka prie Saulės yra daug mažesnė nei traukos jėga tarp Saulės ir Merkurijaus ar Veneros. Saulė ir žemė abipusiai traukia vienas kitą, tačiau dėl to, kad saulės masė yra daug didesnė, tada trauka iš jos pusės yra galingesnė. Lyginamosios Saulės sistemos planetų charakteristikos padės suprasti pagrindines kiekvienos planetos ypatybes.

Saulės spinduliai kosminėje erdvėje sklinda įvairiomis kryptimis ir pasiekia visas devynias aplink Saulę besisukančias planetas. Tačiau priklausomai nuo to, kiek nutolusi planeta, į ją patenka skirtingas šviesos kiekis, taigi ir skirtingos Saulės sistemos planetų charakteristikos.

Merkurijus

Merkurijuje, arčiausiai Saulės esančioje planetoje, Saulė atrodo 3 kartus didesnė už Žemės Saulę. Dieną gali būti akinamai šviesu. Tačiau dangus yra tamsus net ir dieną, nes jame nėra atmosferos, kuri atšoktų ir išsklaidytų saulės šviesą. Saulei patekus į uolėtą Merkurijaus kraštovaizdį, temperatūra gali siekti iki 430 C. Tačiau naktį visa šiluma laisvai grįžta į kosmosą, o planetos paviršiaus temperatūra gali nukristi iki –173 C.

Venera

Saulės sistemos planetų charakteristikos (šią temą nagrinėja 5 klasė) leidžia apsvarstyti artimiausią žemiečiams planetą - Venerą. Venera, antra planeta nuo Saulės, yra apsupta atmosferos, kurią daugiausia sudaro anglies dioksido dujos. Tokioje atmosferoje nuolat stebimi sieros rūgšties debesys. Įdomu tai, kad nepaisant to, kad Venera yra toliau nuo Saulės nei Merkurijus, jos paviršiaus temperatūra yra aukštesnė ir siekia 480 C. Taip yra dėl anglies dvideginio, kuris sukuria šiltnamio efektą ir palaiko šilumą planetoje. Veneros dydis ir tankis panašus į Žemę, tačiau jos atmosferos savybės kenkia visiems gyviems dalykams. Dėl cheminių reakcijų debesyse susidaro rūgštys, kurios gali ištirpinti šviną, alavą ir uolienas. Be to, Venera yra padengta tūkstančiais ugnikalnių ir lavos upių, susiformavusių per milijonus metų. Netoli paviršiaus Veneros atmosfera yra 50 kartų storesnė nei Žemės. Todėl visi į jį prasiskverbę objektai sprogsta prieš atsitrenkdami į paviršių. Mokslininkai Veneroje atrado apie 400 plokščių dėmių, kurių kiekvienos skersmuo yra nuo 29 iki 48 km. Tai virš planetos paviršiaus sprogusių meteoritų randai.

Žemė

Žemėje, kurioje mes visi gyvename, yra idealios atmosferos ir temperatūros sąlygos gyvybei, nes mūsų atmosfera daugiausia susideda iš azoto ir deguonies. Mokslininkai įrodo, kad Žemė sukasi aplink Saulę, pasvirusi į vieną pusę. Iš tiesų, planetos padėtis nukrypsta nuo stačiojo kampo 23,5 laipsnio. Šį posvyrį, taip pat jo dydį, pasak mokslininkų, mūsų planeta gavo po galingo susidūrimo su kosminiu kūnu. Būtent toks Žemės posvyris sudaro metų laikus: žiemą, pavasarį, vasarą ir rudenį.

Marsas

Po Žemės ateina Marsas. Marse Saulė atrodo tris kartus mažesnė nei iš Žemės. Marsas gauna tik trečdalį šviesos, palyginti su tuo, ką mato žemiečiai. Be to, šioje planetoje dažnai kyla uraganai, kurie iš paviršiaus pakelia raudonas dulkes. Tačiau, nepaisant to, vasaros dienomis Marse temperatūra gali siekti 17 C, kaip ir Žemėje. Marsas turi raudoną atspalvį, nes jo dirvožemyje esantys geležies oksido mineralai atspindi rausvai oranžinę Saulės šviesą, kitaip tariant, Marso dirvožemyje yra daug surūdijusios geležies, todėl Marsas dažnai vadinamas raudonąja planeta. Marso oras yra labai retas – 1 procentas žemės atmosferos tankio. Planetos atmosfera sudaryta iš anglies dioksido. Mokslininkai pripažįsta, kad kažkada, maždaug prieš 2 milijardus metų, šioje planetoje buvo upių ir skysto vandens, o atmosferoje buvo deguonies, nes geležis rūdija tik sąveikaudama su deguonimi. Gali būti, kad kadaise Marso atmosfera buvo tinkama gyvybei atsirasti šioje planetoje.

Kalbant apie cheminius ir fizinius parametrus, toliau pateiktos Saulės sistemos planetų charakteristikos (žemės planetų lentelė).

	Cheminė atmosferos sudėtis					Fiziniai parametrai
						Slėgis, atm.	Temperatūra, C
							-30 iki +40

Kaip matote, visų trijų planetų atmosferos cheminė sudėtis labai skiriasi.

Tai yra Saulės sistemos planetų charakteristika. Aukščiau esančioje lentelėje aiškiai parodytas įvairių cheminių medžiagų santykis, taip pat kiekvienos iš jų slėgis, temperatūra ir vandens buvimas, todėl dabar nebus sunku susidaryti bendrą idėją apie tai.

Saulės sistemos milžinai

Už Marso yra milžiniškos planetos, kurias daugiausia sudaro dujos. Įdomi fizinė Saulės sistemos planetų, tokių kaip Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas, charakteristika.

Visi milžinai yra padengti storais debesimis, o kiekvienas paskesnis gauna vis mažiau saulės šviesos. Iš Jupiterio Saulė atrodo kaip penktadalis to, ką mato žemiečiai. Jupiteris yra didžiausia Saulės sistemos planeta. Po storais amoniako ir vandens debesimis Jupiterį dengia metalinio skysto vandenilio vandenynas. Planetos bruožas yra milžiniškos raudonos dėmės buvimas ant debesų, kabančių virš jos pusiaujo. Tai milžiniška, beveik 48 000 km ilgio audra, kuri aplink planetą skrieja daugiau nei 300 metų. Saturnas yra parodomoji planeta Saulės sistemoje. Saturne saulės šviesa yra dar silpnesnė, bet vis tiek pakankamai galinga, kad apšviestų didžiulę planetos žiedų sistemą. Saulė apšviečia tūkstančius žiedų, daugiausia pagamintų iš ledo, paversdama juos milžiniškais šviesos ratais.

Saturno žiedų žemės mokslininkai dar netyrė. Remiantis kai kuriomis versijomis, jie susidarė susidūrus jo palydovui su kometu ar asteroidu ir, veikiami didžiulės gravitacijos, pavirto žiedais.

Urano planeta yra šaltas pasaulis, esantis 2,9 milijardo km atstumu nuo pagrindinės žvaigždės. Vidutinė jos atmosferos temperatūra –177 C. Tai planeta, turinti didžiausią polinkį ir besisukanti aplink Saulę, guli ant šono, ir net priešinga kryptimi.

Plutonas

Tolimiausia 9-oji planeta – ledinis Plutonas – spindi tolima šalta šviesa, yra 5,8 milijardo kilometrų atstumu ir atrodo kaip ryški žvaigždė tamsiame danguje.

Ši planeta yra tokia maža ir taip toli nuo Žemės, kad mokslininkai apie ją žino labai mažai. Jo paviršius susideda iš azoto ledo, norint padaryti vieną apsisukimą aplink Saulę, reikia apie 284 Žemės metus. Saulė šioje planetoje niekuo nesiskiria nuo milijardų kitų žvaigždžių.

Išsamus Saulės sistemos planetų aprašymas

Lentelė (5 klasės mokiniai pakankamai išsamiai nagrinėja šią temą), esanti žemiau, leidžia ne tik susidaryti vaizdą apie Saulės sistemos planetas, bet ir palyginti jas pagal pagrindinius parametrus.

Planeta	Atstumas nuo saulės, astrai vienetų	Tiražo laikotarpis, metai	Sukimosi apie ašį laikotarpis	Spindulys, palyginti su Žemės spinduliu	Masė, palyginti su Žemės mase	Tankis, kg/m3	Palydovų skaičius
Merkurijus
			23 val 56 min.
			24 valandos 37 minutės
			9 valandos 50 minučių
			10 valandų 12 minučių
			17 val. 14 min.
			16h07 min.

Kaip matote, mūsų galaktikoje nėra tokios planetos kaip Žemė. Aukščiau pateiktos Saulės sistemos planetų charakteristikos (lentelė, 5 klasė) leidžia tai suprasti.

Išvada

Trumpas Saulės sistemos planetų aprašymas leis skaitytojams šiek tiek pasinerti į kosmoso pasaulį ir prisiminti, kad žemiečiai vis dar yra vienintelės protingos būtybės didžiulėje Visatoje ir juos supantis pasaulis turi būti nuolat saugomas, saugomas ir atkuriamas.

Mūsų gimtieji namai "Žemė" yra tarp 7 didelių ir 5 nykštukinių planetų, judančių aplink svarbiausią žvaigždę "Saulę"! Pavadinimas „Saulės sistema“ atsirado todėl, kad visos planetos priklauso nuo Saulės ir juda per sistemą.

Planetos ar saulės sistema!

Tiems, kurie vis dar nežino, apie ką mes dabar kalbame, informuojame: Saulės sistema yra tokia planetų sistema, kurią sudaro aštuonios didelės ir penkios nykštukinės planetos, o jos centre yra viena labai ryški, karšta ir pritraukiantis kitas planetas – „Žvaigždė“. Ir šioje Saulės planetų sistemoje yra mūsų buveinė – Žemė.

Mūsų saulės sistemoje yra ne tik tolimos karštos ir šaltos planetos, bet ir visi kiti erdvėje gyvenantys objektai, įskaitant daugybę kometų, asteroidus, daugybę palydovų, planetoidus ir daug, daug daugiau, apskritai viską, kas juda aplinkui. Saulę ir patenka į jos traukos ir gravitacijos zoną.

Saulės sistemos žemėlapis šiuolaikiniame pasaulyje!

Mūsų planetų sistema susiformavo daugiau nei prieš 4,5 milijardo metų!

Daugiau nei prieš 4,5 milijardo metų, kai mūsų saulės sistemos dar nebuvo, pasirodė pirmoji žvaigždė ir aplink ją buvo milžiniškas diskas, kuriame buvo didžiulis kiekis dujų, dulkių ir kitų medžiagų. , iš dujų debesies, ant mūsų žvaigždę supančio disko fragmentų ir dėl gravitacinio suspaudimo pradėjo dygti planetos. Sukimasis aplink Saulę stūmė dulkių daleles, kurios augo ir augo, kaip sniego gniūžtė, kuri rieda žemyn nuo kalno ir tampa vis didesnė, todėl dulkių dalelės ilgainiui tapo akmenimis, o po daugelio metų šie akmenys tapo trinkelėmis ir susidūrė su tais pačiais kitais. Laikui bėgant jie įgavo didžiulius matmenis ir įgavo didžiulių rutulių pavidalą, kuriuos šiandien žinome kaip planetas. Šis formavimasis truko milijardus metų, tačiau kai kurios Saulės sistemos planetos susiformavo gana greitai kitų atžvilgiu, ir, keista, tai ne visada priklausė nuo atstumo iki ugnies milžino ir fizinio kūno cheminės sudėties. kol kas nieko konkretaus apie tai pasakyti.būklė.

Dabartinė saulės sistemos struktūra.

Nepaisant to, kad visos Saulės sistemos planetos yra arti ekliptikos plokštumos (lotyniškai - ecliptica), jos nejuda aplink pagrindinę žvaigždę griežtai išilgai pusiaujo (pati žvaigždė turi sukimosi ašį, kurios pokrypis yra 7 laipsnių), kai kurie juda kitaip. Pavyzdžiui, Plutonas nuo šios plokštumos nukrypsta 17 laipsnių, nes jis yra toliausiai, o planeta nėra didelė (neseniai nustota laikyti planeta, o dabar yra planetoidas).

Mažiausia planeta Saulės sistemoje šiandien- Tai Merkurijus, jo nuokrypis siekia net 7 laipsnius, o tai visiškai nesuvokiama, nes yra arčiausiai Saulės ir ją veikia didžiulė žvaigždės gravitacinė jėga, tačiau nepaisant to, Merkurijus ir dauguma kitų planetų stengiasi būti plokščio disko sukimasis.

Beveik visa Saulės sistemos masė, o tai yra 99,6 procentai masės, krenta ant mūsų žvaigždės – Saulės, o maža likusi dalis pasiskirsto tarp Saulės sistemos planetų ir viso kito: kometų, meteorų ir kt. Sistemos matmenys nesibaigia tolimiausiomis planetomis ar planetoidais, o vieta, kur baigiasi mūsų auksinės žvaigždės trauka, o ji baigiasi Oorto debesyje.

Šis didžiulis atstumas, trečdalis atstumo iki kitos mums žvaigždės Proxima Centauri, byloja apie tai, kokia didžiulė yra mūsų saulės sistema. Verta pasakyti, kad Oorto debesis egzistuoja grynai hipotetiškai, tai yra sfera, supanti mūsų žvaigždę 2 šviesmečių atstumu nuo jos, kurioje yra daugybė kometų, kurios savo ruožtu, kaip siūlo mūsų mokslas, patenka į mūsų Saulės įtaka ir skubėti į sistemos centrą su savimi nešant dujas ir ledą. Ten, šios didžiulės sferos pakraštyje, mūsų milžiniško šviesulio trauka nebeveikia, toje vietoje yra atvira tarpžvaigždinė erdvė, žvaigždžių vėjas ir didžiulė tarpžvaigždinė spinduliuotė.

Saulės sistemą daugiausia sudaro dujų milžinai!

Taip pat reikėtų pažymėti, kad iš esmės mūsų saulės sistemoje yra daugiausiai dujų milžinų: Urano, Neptūno, Jupiterio ir Saturno. Paskutinė planeta, nepaisant to, kad pagal dydį mūsų Saulės sistemoje užima antrąją eilutę, nusileidžia tik Jupiteriui, ji yra lengviausia. Jei, pavyzdžiui, Saturne būtų vandenynas (nors to negali būti, nes planeta neturi kieto paviršiaus), tai pati planeta plūduriuotų šiame vandenyne.

Didžiausia planeta Saulės sistemoje- tai tikrai Jupiteris, tai taip pat milžiniškas dulkių siurblys, kuris siurbia į save dideles kometas ir kitus kosminius kūnus. Jo stipri trauka gelbsti mūsų planetą ir visas vidines Saulės sistemos planetas nuo bauginančių kataklizmų. Be to, dėl didelio stiprumo asteroidų juostoje tarp Jupiterio ir Marso nesusiformuoja nauja planeta, kurią būtų galima surinkti iš didelio kiekio asteroidinės medžiagos.

Karščiausia mūsų saulės sistemos planeta- tai aišku Venera, nepaisant to, kad jis yra dvigubai toliau nuo arčiausiai Saulės esančio Merkurijaus. Venera yra karščiausia, ir tai yra dėl to, kad joje yra labai tankūs debesys, šilumos, patenkančios į Veneros paviršių, negalima atvėsinti, tai yra savotiška milžiniška garinė, kurios temperatūra siekia 400 laipsnių Celsijaus. Šiuo atžvilgiu būtent Venera labai ryškiai šviečia nuo Žemės, ir taip yra ne tik dėl to, kad ji yra arčiausiai mūsų esanti planeta, bet ir dėl to, kad jos debesys atspindi daug saulės šviesos. Veneroje, be kita ko, metai yra trumpesni nei diena, taip yra dėl to, kad aplink savo ašį ji sukasi lėčiau nei aplink žvaigždę Saulės sistemoje. Skirtingai nei visi kiti, jis turi atvirkštinį sukimąsi, nors Uranas yra dar neįprastesnis, jis sukasi gulėdamas ant galo.

Išsami saulės sistemos schema!

Mokslininkai papasakojo, kiek Saulės sistemoje yra planetų, žvaigždžių ir palydovų.

Mūsų saulės sistemoje yra 8 didelės ir 5 nykštukinės planetos. Didieji yra: "Merkurijus", "Venera", "Žemė", "", "Jupiteris", "Saturnas", "Uranas" ir "Neptūnas". Nykštukams: „Ceres“, „Pluto“, „Haumea“, „Makemake“ ir „Eris“. Visos Saulės sistemos planetos turi savo dydį, masę, amžių ir vietą.

Jei planetas išdėstysite eilės tvarka, sąrašas atrodys taip: „Merkurijus“, „Venera“, „Žemė“, „Marsas“, „Ceres“ (nykštukinė planeta), „Jupiteris“, „Saturnas“, „Uranas“ “, „Neptūnas“ ir tik nykštukinės planetos „Plutonas“, „Haumea“, „Makemake“ ir „Eris“ pateks toliau.

Planetų sistemoje yra tik viena reikšminga žvaigždė – Saulė. Gyvybė Žemėje priklauso nuo Saulės, jei ši žvaigždė taps šalta, tada gyvybė Žemėje nustos egzistuoti.

Mūsų Saulės sistemoje yra 415 palydovų ir tik 172 yra planetos, o likę 243 yra labai mažų dangaus kūnų palydovai.

Saulės sistemos modelis 2D ir 3D formatais.

Planetų sistemos modelis 2D formatu!

Planetų sistemos modelis 3D!

Saulės sistema (nuotraukos)

„Saulės sistemos“ pavadinimas kilęs iš to, kad visos planetos priklauso nuo Saulės ir juda aplink ją tam tikru būdu. Planeta Žemė yra tarp 7 didelių ir 5 nykštukinių planetų, judančių aplink svarbiausią žvaigždę „Saulę“!

Paveikslėlyje parodytas vadinamasis teisingas Saulės sistemos žemėlapis šiuolaikiniame pasaulyje! Šiame paveikslėlyje parodyta planetų eiliškumas nuo saulės.

Nepaisant to, kad Saulės sistemos sandara atrodo bauginanti ir visos planetos yra arti ekliptikos plokštumos (lotyniškai ecliptica), jos nejuda aplink pagrindinę žvaigždę griežtai išilgai pusiaujo (pačios žvaigždės ašis sukimasis su 7 laipsnių nuolydžiu), kai kurie juda kitaip.

Paveikslėlyje parodyta išsami oficiali saulės sistemos schema, kurią NASA darbuotojai nubraižė naudodami specialius algoritmus ir programas.