Planety gwiazd Układu Słonecznego. Struktura Układu Słonecznego

UKŁAD SŁONECZNY
Słońce i krążące wokół niego ciała niebieskie - 9 planet, ponad 63 satelity, cztery pierścienie gigantycznych planet, dziesiątki tysięcy asteroid, niezliczone meteoroidy o różnej wielkości, od głazów po cząsteczki pyłu, a także miliony komet. W przestrzeni między nimi poruszają się cząsteczki wiatru słonecznego - elektrony i protony. Cały Układ Słoneczny nie został jeszcze zbadany: na przykład większość planet i ich satelitów została tylko pobieżnie zbadana z trajektorii przelotów, sfotografowano tylko jedną półkulę Merkurego, a do Plutona jeszcze nie było ekspedycji. Mimo to za pomocą teleskopów i sond kosmicznych zebrano już wiele ważnych danych.
Prawie cała masa Układu Słonecznego (99,87%) jest skoncentrowana w Słońcu. Wielkość Słońca również znacznie przewyższa jakąkolwiek planetę w jego systemie: nawet Jowisz, który jest 11 razy większy od Ziemi, ma promień 10 razy mniejszy niż Słońce. Słońce to zwykła gwiazda, która świeci sama ze względu na wysoką temperaturę powierzchni. Z drugiej strony planety świecą odbitym światłem słonecznym (albedo), ponieważ same są dość zimne. Są w następującej kolejności od Słońca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Odległości w Układzie Słonecznym są zwykle mierzone w jednostkach średniej odległości Ziemi od Słońca, zwanych jednostkami astronomicznymi (1 AU = 149,6 mln km). Na przykład średnia odległość Plutona od Słońca wynosi 39 AU, ale czasami oddala się o 49 AU. Wiadomo, że komety odlatują z prędkością 50 000 jednostek astronomicznych. Odległość od Ziemi do najbliższej gwiazdy Centaura wynosi 272 000 AU, czyli 4,3 lat świetlnych (czyli światło poruszające się z prędkością 299 793 km/s pokonuje tę odległość w 4,3 roku). Dla porównania światło podróżuje ze Słońca na Ziemię w 8 minut, a do Plutona w 6 godzin.

Planety krążą wokół Słońca po prawie kołowych orbitach leżących w przybliżeniu w tej samej płaszczyźnie, w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc z północnego bieguna Ziemi. Płaszczyzna orbity Ziemi (płaszczyzna ekliptyki) leży blisko środkowej płaszczyzny orbit planet. Dlatego widoczne ścieżki planet, Słońca i Księżyca na niebie przechodzą w pobliżu linii ekliptyki, a same są zawsze widoczne na tle konstelacji Zodiaku. Nachylenia orbit są mierzone od płaszczyzny ekliptyki. Kąty nachylenia mniejsze niż 90° odpowiadają ruchowi orbitalnemu do przodu (przeciwnie do ruchu wskazówek zegara), a kąty większe niż 90° odpowiadają ruchowi do tyłu. Wszystkie planety w Układzie Słonecznym poruszają się w kierunku do przodu; Pluton ma największe nachylenie orbity (17°). Wiele komet porusza się w przeciwnym kierunku, na przykład nachylenie orbity komety Halleya wynosi 162°. Orbity wszystkich ciał w Układzie Słonecznym są bardzo zbliżone do elips. Wielkość i kształt orbity eliptycznej charakteryzuje półoś wielka elipsy (średnia odległość planety od Słońca) oraz ekscentryczność, która zmienia się od e = 0 dla orbit kołowych do e = 1 dla ekstremalnie wydłużonych te. Punkt na orbicie najbliższy Słońcu nazywa się peryhelium, a najdalszy punkt nazywa się aphelium.
Zobacz też ORBITA ; SEKCJE STOŻKOWE . Z punktu widzenia ziemskiego obserwatora planety Układu Słonecznego dzielą się na dwie grupy. Merkury i Wenus, które są bliżej Słońca niż Ziemia, nazywane są planetami niższymi (wewnętrznymi), a bardziej odległe (od Marsa do Plutona) górnymi (zewnętrznymi). Niższe planety mają graniczny kąt oddalenia od Słońca: 28° dla Merkurego i 47° dla Wenus. Kiedy taka planeta znajduje się jak najdalej na zachód (wschód) od Słońca, mówi się, że znajduje się w największym zachodnim (wschodnim) wydłużeniu. Kiedy gorsza planeta jest widziana bezpośrednio przed Słońcem, mówi się, że jest w gorszej koniunkcji; bezpośrednio za Słońcem - w wyższej koniunkcji. Podobnie jak Księżyc, planety te przechodzą przez wszystkie fazy świecenia przez Słońce w okresie synodycznym Ps, czyli czasie potrzebnym planecie na powrót do pierwotnego położenia względem Słońca z punktu widzenia ziemskiego obserwatora. Prawdziwy okres orbitalny planety (P) nazywamy gwiezdnym. W przypadku planet niższych okresy te są powiązane stosunkiem:
1/Ps = 1/P - 1/Po gdzie Po to okres orbitalny Ziemi. Dla planet wyższych stosunek ten ma inną postać: 1/Ps = 1/Po - 1/P Planety wyższe charakteryzują się ograniczonym zakresem faz. Maksymalny kąt fazowy (Słońce-planeta-Ziemia) wynosi 47° dla Marsa, 12° dla Jowisza i 6° dla Saturna. Kiedy górna planeta jest widoczna za Słońcem, jest w koniunkcji, a kiedy w kierunku przeciwnym do Słońca, jest w opozycji. Planeta obserwowana w odległości kątowej 90° od Słońca jest w kwadraturze (wschód lub zachód). Pas asteroid, przechodzący między orbitami Marsa i Jowisza, dzieli układ planetarny Słońca na dwie grupy. Wewnątrz znajdują się planety ziemskie (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars), podobne pod tym względem, że są małymi, skalistymi i raczej gęstymi ciałami: ich średnia gęstość wynosi od 3,9 do 5,5 g / cm3. Obracają się stosunkowo wolno wokół własnej osi, nie mają pierścieni i mają niewiele naturalnych satelitów: Księżyc Ziemi oraz marsjańskiego Fobosa i Deimosa. Poza pasem asteroid znajdują się gigantyczne planety: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Charakteryzują się dużymi promieniami, niską gęstością (0,7-1,8 g/cm3) oraz głęboką atmosferą bogatą w wodór i hel. Jowisz, Saturn i prawdopodobnie inne olbrzymy nie mają stałej powierzchni. Wszystkie obracają się szybko, mają wiele satelitów i są otoczone pierścieniami. Odległy mały Pluton i duże satelity planet olbrzymów są pod wieloma względami podobne do planet skalistych. Starożytni znali planety widoczne gołym okiem, tj. wszystkie wewnętrzne i zewnętrzne aż do Saturna. V. Herschel odkrył Urana w 1781 roku. Pierwszą planetoidę odkrył J. Piazzi w 1801 roku. Analizując odchylenia w ruchu Urana, W. Le Verrier i J. Adams teoretycznie odkryli Neptuna; w obliczonym miejscu odkrył ją I. Galle w 1846 r. Najdalszą planetę - Plutona - odkrył w 1930 r. K. Tombo w wyniku długich poszukiwań planety nieneptunowej zorganizowanych przez P. Lovella. Cztery duże satelity Jowisza zostały odkryte przez Galileusza w 1610 roku. Od tego czasu za pomocą teleskopów i sond kosmicznych znaleziono liczne satelity wszystkich planet zewnętrznych. H. Huygens w 1656 ustalił, że Saturn jest otoczony pierścieniem. Ciemne pierścienie Urana zostały odkryte z Ziemi w 1977 roku podczas obserwacji zakrycia gwiazdy. Przezroczyste kamienne pierścienie Jowisza zostały odkryte w 1979 roku przez sondę międzyplanetarną Voyager 1. Od 1983 roku, w momentach zakrycia gwiazd, w pobliżu Neptuna odnotowywano ślady niejednorodnych pierścieni; w 1989 roku sonda Voyager 2 przesłała zdjęcie tych pierścieni.
Zobacz też
ASTRONOMIA I ASTROFIZYKA;
ZODIAK;
SONDA KOSMICZNA ;
NIEBIAŃSKA KULA.
SŁOŃCE
Słońce znajduje się w centrum Układu Słonecznego - typowa pojedyncza gwiazda o promieniu około 700 000 km i masie 2 * 10 30 kg. Temperatura widocznej powierzchni Słońca – fotosfery – ok. 5800 K. Gęstość gazu w fotosferze jest tysiące razy mniejsza niż gęstość powietrza w pobliżu powierzchni Ziemi. Wewnątrz Słońca temperatura, gęstość i ciśnienie rosną wraz z głębokością, osiągając odpowiednio 16 milionów K, 160 g/cm3 i 3,5*10 11 bar w centrum (ciśnienie powietrza w pomieszczeniu wynosi około 1 bar). Pod wpływem wysokiej temperatury w jądrze Słońca wodór zamienia się w hel z wydzieleniem dużej ilości ciepła; powstrzymuje to Słońce przed zapadnięciem się pod wpływem własnej grawitacji. Energia uwolniona w jądrze opuszcza Słońce głównie w postaci promieniowania fotosferycznego o mocy 3,86 * 10 26 W. Z taką intensywnością Słońce emituje od 4,6 miliarda lat, przekształcając w tym czasie 4% swojego wodoru w hel; w tym samym czasie 0,03% masy Słońca zamieniło się w energię. Modele ewolucji gwiazd wskazują, że Słońce znajduje się obecnie w połowie swojego życia (patrz także FUZJA JĄDROWA). Aby określić obfitość różnych pierwiastków chemicznych na Słońcu, astronomowie badają linie absorpcji i emisji w widmie światła słonecznego. Linie absorpcyjne to ciemne przerwy w widmie, wskazujące na brak w nim fotonów o danej częstotliwości, zaabsorbowanych przez określony pierwiastek chemiczny. Linie emisyjne lub linie emisyjne to jaśniejsze części widma, wskazujące na nadmiar fotonów emitowanych przez pierwiastek chemiczny. Częstotliwość (długość fali) linii widmowej wskazuje, który atom lub cząsteczka jest odpowiedzialna za jej wystąpienie; kontrast linii wskazuje ilość substancji emitującej lub pochłaniającej światło; szerokość linii pozwala ocenić jego temperaturę i ciśnienie. Badanie cienkiej (500 km) fotosfery Słońca umożliwia oszacowanie składu chemicznego jej wnętrza, ponieważ zewnętrzne obszary Słońca są dobrze wymieszane przez konwekcję, widma Słońca są wysokiej jakości, a procesy fizyczne za nie odpowiedzialne są dość jasne. Należy jednak zauważyć, że do tej pory zidentyfikowano tylko połowę linii w widmie słonecznym. W składzie Słońca dominuje wodór. Na drugim miejscu jest hel, którego nazwa („helios” z greckiego „Słońce”) przypomina, że ​​został odkryty spektroskopowo na Słońcu wcześniej (1899) niż na Ziemi. Ponieważ hel jest gazem obojętnym, niezwykle niechętnie reaguje z innymi atomami i niechętnie pokazuje się w widmie optycznym Słońca - tylko jedna linia, chociaż wiele mniej obfitych pierwiastków jest reprezentowanych w widmie Słońca przez liczne linie. Oto skład substancji „słonecznej”: na 1 milion atomów wodoru przypada 98 000 atomów helu, 851 atomów tlenu, 398 węgla, 123 neonu, 100 azotu, 47 żelaza, 38 magnezu, 35 krzemu, 16 siarki, 4 argonu, 3 aluminium, według 2 atomów niklu, sodu i wapnia, a także trochę wszystkich innych pierwiastków. Zatem pod względem masy Słońce składa się w około 71% z wodoru i 28% z helu; pozostałe elementy stanowią nieco ponad 1%. Z punktu widzenia planetologii warto zauważyć, że niektóre obiekty Układu Słonecznego mają prawie taki sam skład jak Słońce (patrz rozdział o meteorytach poniżej). Tak jak zjawiska pogodowe zmieniają wygląd atmosfer planetarnych, tak wygląd powierzchni Słońca zmienia się w charakterystycznym czasie, od godzin do dziesięcioleci. Istnieje jednak istotna różnica między atmosferami planet i Słońca, a mianowicie ruch gazów na Słońcu jest kontrolowany przez jego potężne pole magnetyczne. Plamy słoneczne to te obszary powierzchni oprawy, w których pionowe pole magnetyczne jest tak silne (200-3000 gausów), że uniemożliwia poziomy ruch gazu, a tym samym tłumi konwekcję. W rezultacie temperatura w tym rejonie spada o około 1000 K i pojawia się ciemna środkowa część plamy - "cień", otoczona gorętszym obszarem przejściowym - "półcieniem". Rozmiar typowej plamy słonecznej jest nieco większy niż średnica Ziemi; jest takie miejsce od kilku tygodni. Liczba plam na Słońcu albo rośnie, albo maleje wraz z czasem trwania cyklu od 7 do 17 lat, średnio 11,1 lat. Zwykle im więcej plam pojawia się w cyklu, tym krótszy jest sam cykl. Kierunek polaryzacji magnetycznej plam zmienia się z cyklu na cykl, więc prawdziwy cykl aktywności plam słonecznych wynosi 22,2 lat. Na początku każdego cyklu pierwsze plamy pojawiają się na dużych szerokościach geograficznych, ok. 40° i stopniowo strefa ich narodzin przesuwa się w kierunku równika na szerokość ok. 5°. Zobacz też GWIAZDY ; SŁOŃCE . Wahania aktywności Słońca prawie nie mają wpływu na całkowitą moc jego promieniowania (gdyby zmieniła się tylko o 1%, doprowadziłoby to do poważnych zmian klimatycznych na Ziemi). Było wiele prób znalezienia związku między cyklami plam słonecznych a klimatem Ziemi. Najbardziej niezwykłym wydarzeniem w tym sensie jest „minimum Maundera”: od 1645 roku przez 70 lat na Słońcu prawie nie było plam, a jednocześnie Ziemia doświadczyła Małej Epoki Lodowcowej. Nadal nie jest jasne, czy ten niesamowity fakt był zwykłym zbiegiem okoliczności, czy też wskazuje na związek przyczynowy.
Zobacz też
KLIMAT;
METEOROLOGIA I KLIMATOLOGIA. W Układzie Słonecznym znajduje się 5 ogromnych wirujących kul wodorowo-helowych: Słońce, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. W głębi tych gigantycznych ciał niebieskich, niedostępnych dla bezpośrednich badań, skoncentrowana jest prawie cała materia Układu Słonecznego. Wnętrze Ziemi jest również dla nas niedostępne, ale mierząc czas propagacji fal sejsmicznych (fal dźwiękowych o dużej długości) wzbudzanych w ciele planety przez trzęsienia ziemi, sejsmolodzy sporządzili szczegółową mapę wnętrza Ziemi: poznali wymiary i gęstości jądra Ziemi i jej płaszcza, a także uzyskał trójwymiarowe obrazy za pomocą tomografii sejsmicznej, obrazy ruchomych płyt jej skorupy. Podobne metody można zastosować do Słońca, gdyż na jego powierzchni występują fale o okresie ok. 5 minut, spowodowanych wieloma drganiami sejsmicznymi rozchodzącymi się w jego wnętrznościach. Procesy te są badane przez heliosejsmologię. W przeciwieństwie do trzęsień ziemi, które powodują krótkie wybuchy fal, energiczna konwekcja we wnętrzu Słońca powoduje ciągły hałas sejsmiczny. Heliosejsmolodzy odkryli, że pod strefą konwekcyjną, która zajmuje zewnętrzne 14% promienia Słońca, materia obraca się synchronicznie z okresem 27 dni (jeszcze nic nie wiadomo o rotacji jądra Słońca). Powyżej, w samej strefie konwekcyjnej, rotacja zachodzi synchronicznie tylko wzdłuż stożków o równej szerokości geograficznej i im dalej od równika, tym wolniej: regiony równikowe obracają się z okresem 25 dni (przed średnią rotacją Słońca), a regiony polarne - z okresem 36 dni (opóźnienie w stosunku do średniej rotacji). Niedawne próby zastosowania metod sejsmologicznych do gazowych olbrzymów nie przyniosły rezultatów, ponieważ instrumenty nie są jeszcze w stanie ustalić wynikających z nich oscylacji. Nad fotosferą Słońca znajduje się cienka, gorąca warstwa atmosfery, którą można zobaczyć tylko w rzadkich momentach zaćmień Słońca. Jest to chromosfera o grubości kilku tysięcy kilometrów, nazwana tak ze względu na swój czerwony kolor ze względu na linię emisyjną wodoru Ha. Temperatura prawie podwaja się od fotosfery do górnej chromosfery, z której z nieznanego powodu energia opuszczająca Słońce jest uwalniana w postaci ciepła. Powyżej chromosfery gaz jest podgrzewany do 1 miliona K. Ten obszar, zwany koroną, rozciąga się na około 1 promień Słońca. Gęstość gazu w koronie jest bardzo niska, ale temperatura jest tak wysoka, że ​​korona jest potężnym źródłem promieniowania rentgenowskiego. Czasami w atmosferze Słońca pojawiają się gigantyczne formacje - protuberancje erupcyjne. Wyglądają jak łuki wznoszące się z fotosfery na wysokość do połowy promienia słonecznego. Obserwacje wyraźnie wskazują, że o kształcie wypukłości decydują linie pola magnetycznego. Innym ciekawym i niezwykle aktywnym zjawiskiem są rozbłyski słoneczne, potężne wyrzuty energii i cząstek trwające do dwóch godzin. Strumień fotonów generowanych przez taki rozbłysk słoneczny dociera do Ziemi z prędkością światła w ciągu 8 minut, a strumień elektronów i protonów w ciągu kilku dni. Rozbłyski słoneczne występują w miejscach, gdzie gwałtownie zmienia się kierunek pola magnetycznego, co jest spowodowane ruchem materii w plamach słonecznych. Maksymalna aktywność rozbłysków na Słońcu występuje zwykle na rok przed maksimum cyklu plam słonecznych. Taka przewidywalność jest bardzo ważna, ponieważ lawina naładowanych cząstek zrodzona z potężnego rozbłysku słonecznego może uszkodzić nawet naziemne sieci komunikacyjne i energetyczne, nie mówiąc już o astronautach i technologii kosmicznej.

PROMINENTY SŁONECZNE obserwowane w linii emisji helu (długość fali 304) ze stacji kosmicznej Skylab.

Z korony plazmowej Słońca następuje stały odpływ naładowanych cząstek, zwany wiatrem słonecznym. Jego istnienie podejrzewano jeszcze przed rozpoczęciem lotów kosmicznych, ponieważ zauważalne było, jak coś „zdmuchuje” warkocze komet. W wietrze słonecznym wyróżnia się trzy składowe: strumień o dużej prędkości (ponad 600 km/s), strumień o małej prędkości i niestabilne strumienie pochodzące z rozbłysków słonecznych. Zdjęcia rentgenowskie Słońca pokazały, że w koronie regularnie tworzą się ogromne "dziury" - obszary o niskiej gęstości. Te dziury koronalne służą jako główne źródło szybkiego wiatru słonecznego. W rejonie orbity Ziemi typowa prędkość wiatru słonecznego wynosi około 500 km/s, a gęstość około 10 cząstek (elektronów i protonów) na 1 cm3. Strumień wiatru słonecznego oddziałuje z planetarnymi magnetosferami i warkoczami komet, znacząco wpływając na ich kształt i zachodzące w nich procesy.
Zobacz też
GEOMAGNETYZM;
;
KOMETA. Pod ciśnieniem wiatru słonecznego w ośrodku międzygwiazdowym wokół Słońca powstała gigantyczna jaskinia, heliosfera. Na jej granicy - heliopauzie - powinna powstać fala uderzeniowa, w której wiatr słoneczny i gaz międzygwiazdowy zderzają się i kondensują, wywierając na siebie równe ciśnienie. Cztery sondy kosmiczne zbliżają się teraz do heliopauzy: Pioneer 10 i 11, Voyager 1 i 2. Żaden z nich nie spotkał jej w odległości 75 AU. ze słońca. To bardzo dramatyczny wyścig z czasem: Pioneer 10 przestał działać w 1998 roku, a pozostałe próbują dotrzeć do heliopauzy, zanim wyczerpią się ich baterie. Według obliczeń Voyager 1 leci dokładnie w kierunku, z którego wieje wiatr międzygwiezdny, a zatem jako pierwszy dotrze do heliopauzy.
PLANETY: OPIS
Rtęć. Trudno jest obserwować Merkurego z Ziemi za pomocą teleskopu: nie oddala się od Słońca pod kątem większym niż 28 °. Został zbadany za pomocą radaru z Ziemi, a sonda międzyplanetarna Mariner 10 sfotografowała połowę jego powierzchni. Merkury obiega Słońce w ciągu 88 ziemskich dni po dość wydłużonej orbicie w odległości peryhelium od Słońca wynoszącej 0,31 AU. i w aphelium 0,47 a.u. Obraca się wokół osi z okresem 58,6 dni, dokładnie równym 2/3 okresu orbitalnego, więc każdy punkt na jego powierzchni obraca się w kierunku Słońca tylko raz na 2 lata rtęciowe, tj. słoneczny dzień trwa tam 2 lata! Spośród głównych planet tylko Pluton jest mniejszy od Merkurego. Ale pod względem średniej gęstości Merkury zajmuje drugie miejsce po Ziemi. Prawdopodobnie ma duże metalowe jądro, które stanowi 75% promienia planety (zajmuje 50% promienia Ziemi). Powierzchnia Merkurego jest podobna do powierzchni Księżyca: ciemna, całkowicie sucha i pokryta kraterami. Średni współczynnik odbicia światła (albedo) powierzchni Merkurego wynosi około 10%, mniej więcej tyle samo, co Księżyc. Prawdopodobnie jego powierzchnia jest również pokryta regolitem - spieczonym kruszywem. Największą formacją uderzeniową na Merkurym jest basen Caloris o wielkości 2000 km, przypominający morza księżycowe. Jednak w przeciwieństwie do Księżyca, Merkury ma osobliwe struktury - półki wysokie na kilka kilometrów, które rozciągają się na setki kilometrów. Być może powstały w wyniku kompresji planety podczas stygnięcia jej dużego metalowego jądra lub pod wpływem silnych pływów słonecznych. Temperatura powierzchni planety w ciągu dnia wynosi około 700 K, aw nocy około 100 K. Według danych radarowych na dnie kraterów polarnych może zalegać lód w warunkach wiecznej ciemności i zimna. Merkury praktycznie nie ma atmosfery - jedynie niezwykle rozrzedzoną powłokę helu o gęstości ziemskiej atmosfery na wysokości 200 km. Prawdopodobnie hel powstaje podczas rozpadu pierwiastków promieniotwórczych w trzewiach planety. Merkury ma słabe pole magnetyczne i nie ma satelitów.
Wenus. To druga planeta od Słońca i najbliższa Ziemi planeta - najjaśniejsza „gwiazda” na naszym niebie; czasami jest to widoczne nawet w ciągu dnia. Wenus jest podobna do Ziemi pod wieloma względami: jej rozmiar i gęstość są tylko o 5% mniejsze niż Ziemia; prawdopodobnie wnętrzności Wenus są podobne do wnętrzności ziemi. Powierzchnia Wenus jest zawsze pokryta grubą warstwą żółtawo-białych chmur, ale przy pomocy radarów została dokładnie zbadana. Wokół osi Wenus obraca się w przeciwnym kierunku (zgodnie z ruchem wskazówek zegara, patrząc z bieguna północnego) z okresem 243 dni ziemskich. Jego okres orbitalny wynosi 225 dni; dlatego wenusjański dzień (od wschodu do następnego wschodu słońca) trwa 116 ziemskich dni.
Zobacz też ASTRONOMIA RADAROWA.

WENUS. Zdjęcie w ultrafiolecie wykonane ze stacji międzyplanetarnej Pioneer Venus pokazuje atmosferę planety gęsto wypełnioną chmurami, które są jaśniejsze w obszarach polarnych (góra i dół zdjęcia).

Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla (CO2) z niewielką ilością azotu (N2) i pary wodnej (H2O). Jako małe zanieczyszczenia stwierdzono kwas solny (HCl) i kwas fluorowodorowy (HF). Ciśnienie na powierzchni wynosi 90 barów (jak w morzach ziemskich na głębokości 900 m); temperatura wynosi około 750 K na całej powierzchni zarówno w dzień, jak iw nocy. Przyczyną tak wysokiej temperatury w pobliżu powierzchni Wenus jest to, co nie do końca trafnie nazywa się „efektem cieplarnianym”: promienie słoneczne stosunkowo łatwo przechodzą przez chmury jej atmosfery i ogrzewają powierzchnię planety, ale termiczne promieniowanie podczerwone z sama powierzchnia ucieka przez atmosferę z powrotem w kosmos z wielkim trudem. Chmury Wenus składają się z mikroskopijnych kropel stężonego kwasu siarkowego (H2SO4). Górna warstwa chmur znajduje się w odległości 90 km od powierzchni, temperatura wynosi ok. 200 tys.; dolna warstwa - 30 km, temperatura ok. 430 K. Jeszcze niżej jest tak gorąco, że nie ma chmur. Oczywiście na powierzchni Wenus nie ma ciekłej wody. Atmosfera Wenus na poziomie górnej warstwy chmur obraca się w tym samym kierunku co powierzchnia planety, ale znacznie szybciej, dokonując rewolucji w ciągu 4 dni; zjawisko to nazywa się superrotacją i jak dotąd nie znaleziono dla niego wyjaśnienia. Stacje automatyczne zeszły na dzienną i nocną stronę Wenus. W ciągu dnia powierzchnia planety jest oświetlana rozproszonym światłem słonecznym z mniej więcej taką samą intensywnością, jak w pochmurny dzień na Ziemi. W nocy na Wenus zaobserwowano wiele błyskawic. Stacje Venera przesłały zdjęcia niewielkich obszarów w miejscach lądowania, na których widoczne jest skaliste podłoże. Ogólnie rzecz biorąc, topografia Wenus została zbadana na podstawie obrazów radarowych przesłanych przez orbitery Pioneer-Venera (1979), Venera-15 i -16 (1983) oraz Magellan (1990). Najmniejsze szczegóły najlepszego z nich mają rozmiar około 100 m. W przeciwieństwie do Ziemi, na Wenus nie ma wyraźnie określonych płyt kontynentalnych, ale odnotowano kilka globalnych wzniesień, na przykład krainę Isztar wielkości Australii. Na powierzchni Wenus znajduje się wiele kraterów po meteorytach i kopuł wulkanicznych. Oczywiście skorupa Wenus jest cienka, więc roztopiona lawa zbliża się do powierzchni i łatwo wylewa się na nią po upadku meteorytów. Ponieważ w pobliżu powierzchni Wenus nie ma deszczu ani silnych wiatrów, erozja powierzchni zachodzi bardzo powoli, a struktury geologiczne pozostają widoczne z kosmosu przez setki milionów lat. Niewiele wiadomo o wnętrzu Wenus. Prawdopodobnie ma metalowy rdzeń zajmujący 50% jego promienia. Ale planeta nie ma pola magnetycznego ze względu na bardzo powolny obrót. Wenus nie ma satelitów.
Ziemia. Nasza planeta jest jedyną, na której większość powierzchni (75%) pokryta jest wodą w stanie ciekłym. Ziemia jest aktywną planetą i być może jedyną, której odnawianie powierzchni jest spowodowane tektoniką płyt, objawiającą się grzbietami śródoceanicznymi, łukami wysp i złożonymi pasami górskimi. Rozkład wysokości stałej powierzchni Ziemi jest bimodalny: średni poziom dna oceanu wynosi 3900 m poniżej poziomu morza, a kontynenty wznoszą się średnio o 860 m (patrz także ZIEMIA). Dane sejsmiczne wskazują na następującą budowę wnętrza Ziemi: skorupa (30 km), płaszcz (do głębokości 2900 km), metaliczne jądro. Część rdzenia jest stopiona; generowane jest tam ziemskie pole magnetyczne, które wychwytuje naładowane cząstki wiatru słonecznego (protony i elektrony) i tworzy wokół Ziemi dwa wypełnione nimi toroidalne obszary - pasy promieniowania (pasy Van Allena), zlokalizowane na wysokościach 4000 i 17000 km z powierzchni Ziemi.
Zobacz też GEOLOGIA; GEOMAGNETYZM.
Atmosfera ziemska składa się w 78% z azotu iw 21% z tlenu; jest wynikiem długiej ewolucji pod wpływem procesów geologicznych, chemicznych i biologicznych. Być może wczesna atmosfera Ziemi była bogata w wodór, który następnie uciekł. Odgazowanie jelit wypełniło atmosferę dwutlenkiem węgla i parą wodną. Ale para skondensowała się w oceanach, a dwutlenek węgla został uwięziony w skałach węglanowych. (Ciekawe, że gdyby cały CO2 wypełnił atmosferę w postaci gazu, wówczas ciśnienie wyniosłoby 90 barów, jak na Wenus. A gdyby cała woda wyparowała, wówczas ciśnienie wyniosłoby 257 barów!). Tak więc azot pozostał w atmosferze, a tlen pojawił się stopniowo w wyniku żywotnej aktywności biosfery. Jeszcze 600 milionów lat temu zawartość tlenu w powietrzu była 100 razy niższa niż obecnie (patrz też ATMOSFERA; OCEAN). Istnieją przesłanki, że klimat Ziemi zmienia się w krótkiej (10 000 lat) i długiej (100 milionów lat) skali. Przyczyną tego mogą być zmiany ruchu orbitalnego Ziemi, nachylenie osi obrotu, częstotliwość erupcji wulkanów. Wahania natężenia promieniowania słonecznego nie są wykluczone. W naszych czasach działalność człowieka wpływa również na klimat: emisje gazów i pyłów do atmosfery.
Zobacz też
REDUKCJA KWASU;
ZANIECZYSZCZENIE POWIETRZA ;
ZANIECZYSZCZENIE WODY ;
DEGRADACJA ŚRODOWISKA.
Ziemia ma satelitę - Księżyc, którego pochodzenie nie zostało jeszcze wyjaśnione.

ZIEMIA I KSIĘŻYC z sondy kosmicznej Lunar Orbiter.

Księżyc. Jeden z największych satelitów, Księżyc zajmuje drugie miejsce po Charonie (satelita Plutona) pod względem mas satelity i planety. Jego promień wynosi 3,7, a jego masa jest 81 razy mniejsza niż masa Ziemi. Średnia gęstość Księżyca wynosi 3,34 g/cm3, co wskazuje, że nie ma on znaczącego metalicznego jądra. Siła grawitacji na powierzchni Księżyca jest 6 razy mniejsza niż na Ziemi. Księżyc krąży wokół Ziemi po orbicie o ekscentryczności 0,055. Nachylenie płaszczyzny jej orbity do płaszczyzny równika ziemskiego waha się od 18,3° do 28,6°, a względem ekliptyki od 4°59° do 5°19°. Codzienny obrót i obieg orbitalny Księżyca są zsynchronizowane, więc zawsze widzimy tylko jedną z jego półkul. To prawda, że ​​niewielkie ruchy (libracje) Księżyca pozwalają zobaczyć około 60% jego powierzchni w ciągu miesiąca. Główną przyczyną libracji jest to, że dobowy obrót Księżyca odbywa się ze stałą prędkością, a cyrkulacja orbitalna ze zmienną (ze względu na ekscentryczność orbity). Części powierzchni Księżyca od dawna są warunkowo podzielone na „morskie” i „kontynentalne”. Powierzchnia mórz wygląda na ciemniejszą, leży niżej i jest znacznie mniej pokryta kraterami po meteorytach niż powierzchnia kontynentów. Morza są zalewane lawami bazaltowymi, a kontynenty składają się ze skał anortozytowych bogatych w skalenie. Sądząc po dużej liczbie kraterów, powierzchnie kontynentalne są znacznie starsze niż morskie. Intensywne bombardowanie meteorytami spowodowało, że górna warstwa skorupy księżycowej uległa drobnej fragmentacji, a zewnętrzne kilka metrów zamieniło w proszek zwany regolitem. Astronauci i zrobotyzowane sondy przywieźli próbki skalistej gleby i regolitu z Księżyca. Analiza wykazała, że ​​wiek powierzchni morza wynosi około 4 miliardów lat. W konsekwencji okres intensywnego bombardowania meteorytami przypada na pierwsze 0,5 miliarda lat po uformowaniu się Księżyca 4,6 miliarda lat temu. Wtedy częstotliwość spadania meteorytów i powstawania kraterów praktycznie się nie zmieniła i nadal wynosi jeden krater o średnicy 1 km na 105 lat.
Zobacz też BADANIA I WYKORZYSTANIE KOSMOSU.
Skały księżycowe są ubogie w pierwiastki lotne (H2O, Na, K itp.) i żelazo, ale bogate w pierwiastki ogniotrwałe (Ti, Ca itp.). Tylko na dnie księżycowych kraterów polarnych mogą znajdować się osady lodu, takie jak na Merkurym. Księżyc praktycznie nie ma atmosfery i nie ma dowodów na to, że księżycowa gleba była kiedykolwiek wystawiona na działanie wody w stanie ciekłym. Nie ma w nim również materii organicznej - jedynie ślady chondrytów węglowych, które spadły wraz z meteorytami. Brak wody i powietrza, a także silne wahania temperatury powierzchni (390 K w dzień i 120 K w nocy) sprawiają, że Księżyc nie nadaje się do zamieszkania. Dostarczone na Księżyc sejsmometry pozwoliły dowiedzieć się czegoś o jego wnętrzu. Często występują tam słabe „trzęsienia księżyca”, prawdopodobnie z powodu pływowego wpływu Ziemi. Księżyc jest raczej jednorodny, ma małe, gęste jądro i skorupę o grubości około 65 km wykonaną z lżejszych materiałów, przy czym górne 10 km skorupy zostało zmiażdżone przez meteoryty już 4 miliardy lat temu. Duże baseny uderzeniowe są równomiernie rozmieszczone na powierzchni Księżyca, ale grubość skorupy po widocznej stronie Księżyca jest mniejsza, więc koncentruje się na niej 70% powierzchni morza. Historia powierzchni Księżyca jest ogólnie znana: po zakończeniu etapu intensywnego bombardowania meteorytami 4 miliardy lat temu, jelita były jeszcze wystarczająco gorące przez około 1 miliard lat, a bazaltowa lawa wylała się do mórz. Wtedy dopiero rzadki upadek meteorytów zmienił oblicze naszego satelity. Ale pochodzenie księżyca jest nadal przedmiotem dyskusji. Mógłby uformować się sam, a następnie zostać przechwycony przez Ziemię; mógł uformować się wraz z Ziemią jako jej satelita; wreszcie mógł oddzielić się od Ziemi w okresie formowania się. Druga możliwość była popularna jeszcze do niedawna, ale w ostatnich latach poważnie rozważana jest hipoteza powstania Księżyca z materiału wyrzuconego przez proto-Ziemię podczas zderzenia z dużym ciałem niebieskim. Pomimo niejasności pochodzenia układu Ziemia-Księżyc, ich dalszą ewolucję można dość wiarygodnie prześledzić. Oddziaływanie pływowe znacząco wpływa na ruch ciał niebieskich: dobowy obrót Księżyca praktycznie ustał (jego okres zrównał się z okresem orbitalnym), a obrót Ziemi zwalnia, przenosząc swój moment pędu na ruch orbitalny Księżyca, który w efekcie oddala się od Ziemi o około 3 cm rocznie. To się zatrzyma, gdy obrót Ziemi zrówna się z obrotem Księżyca. Wtedy Ziemia i Księżyc będą nieustannie obracane do siebie jedną stroną (jak Pluton i Charon), a ich dzień i miesiąc będą równe 47 bieżącym dniom; w tym przypadku Księżyc oddali się od nas 1,4 razy. To prawda, że ​​​​ta sytuacja nie będzie trwała wiecznie, ponieważ pływy słoneczne nie przestaną wpływać na obrót Ziemi. Zobacz też
KSIĘŻYC;
POCHODZENIE I HISTORIA KSIĘŻYCA;
PRZEPŁYW I PRZEPŁYW.
Mars. Mars jest podobny do Ziemi, ale prawie o połowę mniejszy i ma nieco niższą średnią gęstość. Okres dziennej rotacji (24 h 37 min) i nachylenie osi (24°) prawie nie różnią się od ziemskich. Ziemskiemu obserwatorowi Mars wydaje się czerwonawą gwiazdą, której jasność wyraźnie się zmienia; osiąga maksimum w okresach konfrontacji, które powtarzają się co nieco ponad dwa lata (np. w kwietniu 1999 r. i czerwcu 2001 r.). Mars jest szczególnie bliski i jasny w okresach wielkiej opozycji, która ma miejsce, gdy przechodzi w pobliżu peryhelium w czasie opozycji; zdarza się to co 15-17 lat (następny w sierpniu 2003). Teleskop na Marsie pokazuje jasne pomarańczowe obszary i ciemniejsze obszary, które zmieniają ton wraz z porami roku. Jasnobiałe czapy śnieżne leżą na biegunach. Czerwonawy kolor planety jest związany z dużą ilością tlenków żelaza (rdzy) w jej glebie. Skład ciemnych obszarów prawdopodobnie przypomina ziemskie bazalty, podczas gdy jasne obszary składają się z drobno rozproszonego materiału.

POWIERZCHNIA MARSA w pobliżu lądowiska „Viking-1”. Duże fragmenty kamienia mają rozmiar około 30 cm.

Zasadniczo naszą wiedzę o Marsie uzyskujemy dzięki automatycznym stacjom. Najbardziej produktywne były dwa orbitery i dwa lądowniki wyprawy Wikingów, które wylądowały na Marsie 20 lipca i 3 września 1976 roku w rejonach Chrisa (22°N, 48°W) i Utopii (48°N). ., 226° W), z Vikingiem 1 działającym do listopada 1982 roku. Oba wylądowały w klasycznych jasnych obszarach i skończyły na czerwonawej, piaszczystej pustyni usianej ciemnymi kamieniami. 4 lipca 1997 sonda „Mars Pathfinder” (USA) do doliny Ares (19° N, 34° W), pierwszy automatyczny pojazd z własnym napędem, który odkrył mieszane skały i prawdopodobnie kamyki obrócone przez wodę i zmieszane z piaskiem i gliną , co wskazuje na silne zmiany klimatu marsjańskiego i obecność dużej ilości wody w przeszłości. Rozrzedzona atmosfera Marsa składa się w 95% z dwutlenku węgla i w 3% z azotu. Obecne są niewielkie ilości pary wodnej, tlenu i argonu. Średnie ciśnienie na powierzchni wynosi 6 mbar (tj. 0,6% powierzchni ziemi). Przy tak niskim ciśnieniu nie może być wody w stanie ciekłym. Średnia dzienna temperatura wynosi 240 K, a maksymalna latem na równiku sięga 290 K. Dobowe wahania temperatury wynoszą około 100 K. Tak więc klimat Marsa jest klimatem zimnej, odwodnionej pustyni wysokogórskiej. Na wysokich szerokościach geograficznych Marsa temperatury spadają zimą poniżej 150 K, a atmosferyczny dwutlenek węgla (CO2) zamarza i opada na powierzchnię w postaci białego śniegu, tworząc czapę polarną. Okresowa kondensacja i sublimacja czap polarnych powoduje sezonowe wahania ciśnienia atmosferycznego o 30%. Pod koniec zimy granica czapy polarnej opada do 45°-50° szerokości geograficznej, a latem pozostaje z niej niewielki obszar (300 km średnicy na biegunie południowym i 1000 km na północnym), składający się prawdopodobnie z lód wodny, którego grubość może osiągnąć 1-2 km. Czasami na Marsie wieją silne wiatry, unoszące w powietrze chmury drobnego piasku. Szczególnie silne burze piaskowe występują pod koniec wiosny na półkuli południowej, kiedy Mars przechodzi przez peryhelium orbity, a ciepło słoneczne jest szczególnie wysokie. Przez tygodnie, a nawet miesiące atmosfera staje się nieprzejrzysta od żółtego pyłu. Orbitery „Wikingowie” przesyłały obrazy potężnych wydm na dnie dużych kraterów. Osady pyłu zmieniają wygląd powierzchni Marsa z sezonu na sezon tak bardzo, że jest to zauważalne nawet z Ziemi, gdy patrzy się przez teleskop. W przeszłości niektórzy astronomowie uważali te sezonowe zmiany koloru powierzchni za oznaki roślinności na Marsie. Geologia Marsa jest bardzo zróżnicowana. Duże przestrzenie półkuli południowej pokryte są starymi kraterami pozostałymi z czasów starożytnego bombardowania meteorytami (4 miliardy lat temu). Lata temu). Znaczna część półkuli północnej jest pokryta młodszymi strumieniami lawy. Szczególnie interesująca jest Wyżyna Tharsis (10° N, 110° W), na której znajduje się kilka gigantycznych gór wulkanicznych. Najwyższy z nich - Olimp - ma średnicę u podstawy 600 km i wysokość 25 km. Chociaż obecnie nie ma śladów aktywności wulkanicznej, wiek lawy nie przekracza 100 milionów lat, co jest niewielką liczbą w porównaniu z wiekiem planety wynoszącym 4,6 miliarda lat.

Chociaż starożytne wulkany wskazują na potężną niegdyś aktywność wnętrza Marsa, nie ma śladów tektoniki płyt: nie ma pofałdowanych pasów górskich ani innych wskaźników kompresji skorupy ziemskiej. Istnieją jednak potężne uskoki ryftowe, z których największa - doliny Mariner - rozciąga się od Tharsis na wschód przez 4000 km z maksymalną szerokością 700 km i głębokością 6 km. Jednym z najciekawszych odkryć geologicznych dokonanych na podstawie zdjęć z sondy kosmicznej były rozgałęzione, kręte doliny o długości setek kilometrów, przypominające wyschnięte koryta ziemskich rzek. Sugeruje to, że w przeszłości panował korzystniejszy klimat, kiedy temperatury i ciśnienia mogły być wyższe, a przez powierzchnię Marsa płynęły rzeki. To prawda, że ​​położenie dolin w południowych, gęsto pokrytych kraterami rejonach Marsa wskazuje, że na Marsie istniały rzeki bardzo dawno temu, prawdopodobnie w ciągu pierwszych 0,5 miliarda lat jego ewolucji. Woda leży teraz na powierzchni w postaci lodu na czapach polarnych i prawdopodobnie pod powierzchnią jako warstwa wiecznej zmarzliny. Wewnętrzna struktura Marsa jest słabo poznana. Jego niska średnia gęstość wskazuje na brak znacznego metalicznego rdzenia; w każdym razie nie jest stopiony, co wynika z braku pola magnetycznego na Marsie. Sejsmometr na lądowisku aparatu Viking-2 nie zarejestrował aktywności sejsmicznej planety przez 2 lata pracy (sejsmometr nie działał na Viking-1). Mars ma dwa małe satelity - Phobos i Deimos. Obie mają nieregularny kształt, są pokryte kraterami po meteorytach i prawdopodobnie są asteroidami przechwyconymi przez planetę w odległej przeszłości. Phobos krąży wokół planety po bardzo niskiej orbicie i nadal zbliża się do Marsa pod wpływem pływów; później zostałby zniszczony przez grawitację planety.
Jowisz. Największa planeta w Układzie Słonecznym, Jowisz, jest 11 razy większa od Ziemi i 318 razy masywniejsza od niej. Jego niska średnia gęstość (1,3 g/cm3) wskazuje na skład zbliżony do Słońca: głównie wodór i hel. Gwałtowny obrót Jowisza wokół własnej osi powoduje jego kompresję biegunową o 6,4%. Teleskop na Jowiszu pokazuje pasma chmur równoległe do równika; strefy światła w nich przeplatane są czerwonawymi pasami. Jest prawdopodobne, że jasne strefy to obszary prądów wstępujących, w których widoczne są wierzchołki chmur amoniaku; czerwonawe pasy są związane z prądami zstępującymi, których jasny kolor określa wodorosiarczan amonu, a także związki czerwonego fosforu, siarki i polimerów organicznych. Oprócz wodoru i helu w atmosferze Jowisza wykryto spektroskopowo CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 i GeH4. Temperatura na szczytach chmur amoniaku wynosi 125 K, ale wzrasta o 2,5 K/km wraz z głębokością. Na głębokości 60 km powinna znajdować się warstwa chmur wodnych. Prędkości ruchu chmur w strefach i pasach sąsiednich znacznie się różnią: na przykład w pasie równikowym chmury poruszają się na wschód o 100 m/s szybciej niż w sąsiednich strefach. Różnica prędkości powoduje silne turbulencje na granicach stref i pasów, co sprawia, że ​​ich kształt jest bardzo skomplikowany. Jednym z przejawów tego są owalne wirujące plamy, z których największą – Wielką Czerwoną Plamę – odkrył ponad 300 lat temu Cassini. To miejsce (25 000-15 000 km) jest większe niż dysk Ziemi; ma spiralną strukturę cykloniczną i wykonuje jeden obrót wokół własnej osi w ciągu 6 dni. Reszta plamek jest mniejsza i z jakiegoś powodu cała biała.

Jowisz nie ma stałej powierzchni. Górna warstwa planety o długości 25% promienia składa się z ciekłego wodoru i helu. Poniżej, gdzie ciśnienie przekracza 3 miliony barów, a temperatura wynosi 10 000 K, wodór przechodzi w stan metaliczny. Możliwe, że w pobliżu centrum planety znajduje się płynne jądro cięższych pierwiastków o łącznej masie około 10 mas Ziemi. W centrum ciśnienie wynosi około 100 milionów barów, a temperatura 20-30 tysięcy K. Płynne metaliczne wnętrza i szybki obrót planety spowodowały jej silne pole magnetyczne, które jest 15 razy silniejsze niż ziemskie. Ogromna magnetosfera Jowisza, z potężnymi pasami promieniowania, rozciąga się poza orbity czterech dużych satelitów Jowisza. Temperatura w centrum Jowisza zawsze była niższa niż jest to konieczne do zajścia reakcji termojądrowych. Ale wewnętrzne rezerwy ciepła Jowisza, które pozostały z epoki powstania, są duże. Nawet teraz, 4,6 miliarda lat później, emituje mniej więcej taką samą ilość ciepła, jaką otrzymuje od Słońca; w pierwszym milionie lat ewolucji moc promieniowania Jowisza była 104 razy większa. Ponieważ była to era formowania się dużych satelitów planety, nic dziwnego, że ich skład zależy od odległości do Jowisza: dwa najbliższe mu - Io i Europa - mają dość dużą gęstość (3,5 i 3,0 g// cm3), a bardziej odległe – Ganimedes i Kallisto – zawierają dużo lodu wodnego i dlatego mają mniejszą gęstość (1,9 i 1,8 g/cm3).
Satelity. Jowisz ma co najmniej 16 satelitów i słaby pierścień: znajduje się 53 000 km od górnej warstwy chmur, ma szerokość 6000 km i najwyraźniej składa się z małych i bardzo ciemnych cząstek stałych. Cztery największe księżyce Jowisza nazywane są Galileuszami, ponieważ zostały odkryte przez Galileusza w 1610 roku; niezależnie od niego w tym samym roku zostały odkryte przez niemieckiego astronoma Mariusa, który nadał im ich obecne nazwy – Io, Europa, Ganimedes i Kallisto. Najmniejszy z satelitów - Europa - jest nieco mniejszy od Księżyca, a Ganimedes większy od Merkurego. Wszystkie są widoczne przez lornetkę.

Na powierzchni Io Voyagers odkryli kilka aktywnych wulkanów, wyrzucających materię na setki kilometrów w powietrze. Powierzchnia Io pokryta jest czerwonawymi osadami siarki i jasnymi plamami dwutlenku siarki - produktów erupcji wulkanów. W postaci gazu dwutlenek siarki tworzy niezwykle rozrzedzoną atmosferę Io. Energia aktywności wulkanicznej jest czerpana z pływowego wpływu planety na satelitę. Orbita Io przechodzi przez pasy promieniowania Jowisza i od dawna ustalono, że satelita silnie oddziałuje z magnetosferą, powodując w niej rozbłyski radiowe. W 1973 roku wzdłuż orbity Io odkryto torus świecących atomów sodu; później znaleziono tam jony siarki, potasu i tlenu. Substancje te są wybijane przez energetyczne protony pasów promieniowania albo bezpośrednio z powierzchni Io, albo z gazowych pióropuszy wulkanów. Chociaż pływowy wpływ Jowisza na Europę jest słabszy niż na Io, jego wnętrze może być również częściowo stopione. Badania spektralne pokazują, że Europa ma lód wodny na swojej powierzchni, a jego czerwonawy odcień jest prawdopodobnie spowodowany zanieczyszczeniem siarką z Io. Niemal całkowity brak kraterów uderzeniowych wskazuje na geologiczną młodość powierzchni. Fałdy i uskoki lodowej powierzchni Europy przypominają pola lodowe ziemskich mórz polarnych; prawdopodobnie na Europie pod warstwą lodu znajduje się woda w stanie ciekłym. Ganimedes jest największym księżycem w Układzie Słonecznym. Jego gęstość jest niska; to prawdopodobnie pół skała i pół lód. Jego powierzchnia wygląda dziwnie i wykazuje oznaki ekspansji skorupy ziemskiej, prawdopodobnie towarzyszącej procesowi różnicowania podpowierzchniowego. Odcinki dawnej kraterowej powierzchni oddzielone są młodszymi rowami o długości setek kilometrów i szerokości 1-2 km, leżącymi w odległości 10-20 km od siebie. Jest prawdopodobne, że jest to młodszy lód, powstały w wyniku wylania się wody przez pęknięcia bezpośrednio po zróżnicowaniu około 4 miliardów lat temu. Callisto jest podobna do Ganimedesa, ale na jej powierzchni nie ma śladów uskoków; wszystko to jest bardzo stare i mocno pokryte kraterami. Powierzchnia obu satelitów pokryta jest lodem przeplatanym skałami typu regolitu. Ale jeśli na Ganimedesie lód wynosi około 50%, to na Callisto jest mniej niż 20%. Skład skał Ganimedesa i Kallisto jest prawdopodobnie podobny do składu meteorytów węglowych. Księżyce Jowisza nie mają atmosfery, z wyjątkiem rozrzedzonego gazu wulkanicznego SO2 na Io. Spośród tuzina mniejszych księżyców Jowisza cztery znajdują się bliżej planety niż księżyce Galileusza; największy z nich, Amalthea, to obiekt z kraterami o nieregularnym kształcie (wymiary 270*166*150 km). Jego ciemna powierzchnia - bardzo czerwona - mogła być pokryta szarością z Io. Zewnętrzne małe satelity Jowisza są podzielone na dwie grupy zgodnie z ich orbitami: 4 bliżej planety obracają się w kierunku do przodu (w stosunku do obrotu planety), a 4 bardziej odległe - w przeciwnym kierunku. Wszystkie są małe i ciemne; prawdopodobnie zostały schwytane przez Jowisza spośród asteroid z grupy Trojan (patrz ASTEROID).
Saturn. Druga co do wielkości gigantyczna planeta. Jest to planeta wodorowo-helowa, ale względna obfitość helu na Saturnie jest mniejsza niż na Jowiszu; poniżej i jego średnią gęstość. Szybki obrót Saturna prowadzi do jego dużej spłaszczenia (11%).

SATURN i jego księżyce, sfotografowane podczas przelotu sondy kosmicznej Voyager.

W teleskopie dysk Saturna nie wygląda tak spektakularnie jak Jowisz: ma brązowo-pomarańczowy kolor i słabo zaznaczone pasy i strefy. Powodem jest to, że górne obszary jego atmosfery są wypełnione rozpraszającą światło mgłą amoniaku (NH3). Saturn znajduje się dalej od Słońca, więc temperatura jego górnej atmosfery (90 K) jest o 35 K niższa niż temperatura Jowisza, a amoniak jest w stanie skroplonym. Wraz z głębokością temperatura atmosfery wzrasta o 1,2 K/km, więc struktura chmur przypomina Jowisza: pod warstwą wodorosiarczanu amonu znajduje się warstwa chmur wodnych. Oprócz wodoru i helu, w atmosferze Saturna wykryto spektroskopowo CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 i PH3. Pod względem budowy wewnętrznej Saturn również przypomina Jowisza, choć ze względu na mniejszą masę ma niższe ciśnienie i temperaturę w centrum (75 mln barów i 10 500 K). Pole magnetyczne Saturna jest porównywalne z ziemskim. Podobnie jak Jowisz, Saturn generuje wewnętrzne ciepło, dwukrotnie większe niż otrzymuje od Słońca. To prawda, że ​​​​stosunek ten jest większy niż Jowisza, ponieważ Saturn, znajdujący się dwa razy dalej, otrzymuje cztery razy mniej ciepła od Słońca.
Pierścienie Saturna. Saturn jest otoczony wyjątkowo potężnym systemem pierścieni w odległości do 2,3 promienia planety. Można je łatwo rozróżnić oglądając przez teleskop, a badając z bliskiej odległości, wykazują wyjątkową różnorodność: od masywnego pierścienia B do wąskiego pierścienia F, od spiralnych fal gęstości do zupełnie nieoczekiwanych promieniowo wydłużonych „szprych” odkrytych przez Voyagerów . Cząsteczki wypełniające pierścienie Saturna odbijają światło znacznie lepiej niż materia ciemnych pierścieni Urana i Neptuna; ich badania w różnych zakresach spektralnych pokazują, że są to „brudne śnieżki” o wymiarach rzędu metra. Trzy klasyczne pierścienie Saturna, w kolejności od zewnętrznego do wewnętrznego, są oznaczone literami A, B i C. Pierścień B jest dość gęsty: sygnały radiowe z Voyagera prawie przez niego nie przechodzą. 4000-kilometrowa przerwa między pierścieniami A i B, zwana rozszczepieniem Cassiniego (lub szczeliną), nie jest tak naprawdę pusta, ale ma gęstość porównywalną do bladego pierścienia C, który wcześniej był nazywany pierścieniem krepowym. W pobliżu zewnętrznej krawędzi pierścienia A znajduje się mniej widoczna szczelina Enckego. W 1859 roku Maxwell doszedł do wniosku, że pierścienie Saturna muszą składać się z pojedynczych cząstek krążących wokół planety. Pod koniec XIX wieku potwierdziły to obserwacje spektralne, które wykazały, że wewnętrzne części pierścieni obracają się szybciej niż zewnętrzne. Ponieważ pierścienie leżą w płaszczyźnie równika planety, co oznacza, że ​​są nachylone do płaszczyzny orbity o 27°, Ziemia wpada w płaszczyznę pierścieni dwa razy w ciągu 29,5 lat, a my obserwujemy je krawędzią. W tym momencie pierścienie „znikają”, co świadczy o ich bardzo małej grubości – nie większej niż kilka kilometrów. Szczegółowe zdjęcia pierścieni wykonane przez Pioneer 11 (1979) i Voyagers (1980 i 1981) ukazały znacznie bardziej złożoną strukturę niż oczekiwano. Pierścienie są podzielone na setki pojedynczych pierścieni o typowej szerokości kilkuset kilometrów. Nawet w szczelinie Cassiniego było co najmniej pięć pierścieni. Szczegółowa analiza wykazała, że ​​pierścienie są niejednorodne zarówno pod względem wielkości, jak i prawdopodobnie składu cząstek. Złożona struktura pierścieni jest prawdopodobnie spowodowana grawitacyjnym wpływem małych satelitów znajdujących się w ich pobliżu, czego wcześniej nie podejrzewano. Prawdopodobnie najbardziej niezwykły jest najcieńszy pierścień F, odkryty w 1979 roku przez Pioneera w odległości 4000 km od zewnętrznej krawędzi pierścienia A. później Voyager 2 odkrył, że struktura pierścienia F jest znacznie prostsza: „nici” materii nie były już ze sobą splecione. Ta struktura i jej szybka ewolucja jest częściowo spowodowana wpływem dwóch małych satelitów (Prometeusza i Pandory) poruszających się na zewnętrznych i wewnętrznych krawędziach tego pierścienia; nazywane są „strażnikami”. Jednak obecność jeszcze mniejszych ciał lub tymczasowych nagromadzeń materii wewnątrz samego pierścienia F nie jest wykluczona.
Satelity. Saturn ma co najmniej 18 księżyców. Większość z nich jest prawdopodobnie lodowata. Niektóre mają bardzo ciekawe orbity. Na przykład Janus i Epimeteusz mają prawie takie same promienie orbit. Na orbicie Dione, 60° przed nią (ta pozycja nazywana jest wiodącym punktem Lagrange'a), porusza się mniejszy satelita Helena. Tethys towarzyszą dwa małe satelity - Telesto i Calypso - w wiodących i opóźnionych punktach Lagrange'a na swojej orbicie. Promień i masy siedmiu satelitów Saturna (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Tytan i Iapetus) zostały zmierzone z dobrą dokładnością. Wszystkie są w większości lodowate. Te mniejsze mają gęstość 1-1,4 g/cm3, czyli zbliżoną do gęstości lodu wodnego z mniejszą lub większą domieszką skał. Nie jest jeszcze jasne, czy zawierają metan i lód amoniakalny. Większa gęstość Tytana (1,9 g/cm3) wynika z jego dużej masy, która powoduje kompresję wnętrza. Pod względem średnicy i gęstości Tytan jest bardzo podobny do Ganimedesa; prawdopodobnie mają taką samą strukturę wewnętrzną. Tytan jest drugim co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym i jest wyjątkowy, ponieważ ma stałą, potężną atmosferę, składającą się głównie z azotu i niewielkiej ilości metanu. Ciśnienie na jego powierzchni wynosi 1,6 bara, temperatura wynosi 90 K. W takich warunkach ciekły metan może znajdować się na powierzchni Tytana. Górne warstwy atmosfery do wysokości 240 km wypełnione są pomarańczowymi chmurami, składającymi się prawdopodobnie z cząstek organicznych polimerów syntetyzowanych pod wpływem promieni ultrafioletowych Słońca. Pozostałe księżyce Saturna są zbyt małe, aby mieć atmosferę. Ich powierzchnie pokryte są lodem i gęstymi kraterami. Tylko na powierzchni Enceladusa jest znacznie mniej kraterów. Prawdopodobnie wpływy pływowe Saturna utrzymują jego wnętrzności w stanie stopionym, a uderzenia meteorytów prowadzą do wylania wody i wypełnienia kraterów. Niektórzy astronomowie uważają, że cząsteczki z powierzchni Enceladusa utworzyły szeroki pierścień E wzdłuż jego orbity. Bardzo ciekawy jest satelita Iapetus, którego tylna (w stosunku do kierunku ruchu orbitalnego) półkula jest pokryta lodem i odbija 50% padającego światła, a przednia półkula jest tak ciemna, że ​​odbija tylko 5% światła ; jest pokryty czymś w rodzaju substancji węglowych meteorytów. Niewykluczone, że materiał wyrzucony pod wpływem uderzeń meteorytu z powierzchni zewnętrznego satelity Saturna Phoebe spadnie na przednią półkulę Japeta. W zasadzie jest to możliwe, ponieważ Phoebe porusza się po orbicie w przeciwnym kierunku. Ponadto powierzchnia Phoebe jest dość ciemna, ale nie ma jeszcze dokładnych danych na jej temat.
Uran. Uran jest akwamarynowy i wygląda na pozbawiony cech charakterystycznych, ponieważ jego górna atmosfera jest wypełniona mgłą, przez którą sonda Voyager 2, która przeleciała w jego pobliżu w 1986 roku, z trudem widziała kilka chmur. Oś planety jest nachylona do osi orbity pod kątem 98,5°, tj. leży prawie w płaszczyźnie orbity. Dlatego każdy z biegunów jest przez pewien czas zwrócony bezpośrednio do Słońca, a następnie przechodzi w cień na pół roku (42 ziemskie lata). Atmosfera Urana zawiera głównie wodór, 12-15% helu i kilka innych gazów. Temperatura atmosfery wynosi około 50 K, choć w górnych warstwach rozrzedzonych wzrasta do 750 K w ciągu dnia i 100 K w nocy. Pole magnetyczne Urana jest nieco słabsze od ziemskiego na powierzchni, a jego oś jest nachylona do osi obrotu planety o 55°. Niewiele wiadomo o wewnętrznej strukturze planety. Warstwa chmur rozciąga się prawdopodobnie na głębokość 11 000 km, za nią znajduje się ocean gorącej wody o głębokości 8 000 km, a pod nim stopione kamienne jądro o promieniu 7 000 km.
Pierścienie. W 1976 roku odkryto unikalne pierścienie Urana, składające się z oddzielnych cienkich pierścieni, z których najszerszy ma grubość 100 km. Pierścienie znajdują się w odległości od 1,5 do 2,0 promieni planety od jej centrum. W przeciwieństwie do pierścieni Saturna, pierścienie Urana składają się z dużych, ciemnych skał. Uważa się, że w każdym pierścieniu porusza się mały satelita lub nawet dwa satelity, tak jak w pierścieniu F Saturna.
Satelity. Odkryto 20 księżyców Urana. Największe - Tytania i Oberon - o średnicy 1500 km. Są jeszcze 3 duże, o powierzchni ponad 500 km, reszta jest bardzo mała. Widma powierzchniowe pięciu dużych satelitów wskazują na dużą ilość lodu wodnego. Powierzchnie wszystkich satelitów pokryte są kraterami po meteorytach.
Neptun. Zewnętrznie Neptun jest podobny do Urana; w jego widmie dominują również pasma metanu i wodoru. Przepływ ciepła z Neptuna znacznie przekracza moc padającego na niego ciepła słonecznego, co wskazuje na istnienie wewnętrznego źródła energii. Być może duża część wewnętrznego ciepła jest uwalniana w wyniku pływów spowodowanych przez masywny księżyc Tryton, który krąży w przeciwnym kierunku w odległości 14,5 promienia planety. Voyager 2, lecąc w 1989 roku w odległości 5000 km od warstwy chmur, odkrył 6 kolejnych satelitów i 5 pierścieni w pobliżu Neptuna. W atmosferze odkryto Wielką Ciemną Plamę i złożony system prądów wirowych. Różowawa powierzchnia Trytona ujawniła niesamowite szczegóły geologiczne, w tym potężne gejzery. Satelita Proteus odkryty przez Voyagera okazał się większy niż Nereida odkryta z Ziemi w 1949 roku.
Pluton. Pluton ma bardzo wydłużoną i nachyloną orbitę; w peryhelium zbliża się do Słońca na 29,6 AU. i jest usuwany w aphelium na 49,3 AU. Pluton przeszedł przez peryhelium w 1989 roku; od 1979 do 1999 był bliżej Słońca niż Neptun. Jednak ze względu na duże nachylenie orbity Plutona, jego droga nigdy nie przecina się z Neptunem. Średnia temperatura powierzchni Plutona wynosi 50 K, zmienia się od aphelium do peryhelium o 15 K, co jest dość zauważalne przy tak niskich temperaturach. W szczególności prowadzi to do pojawienia się rozrzedzonej atmosfery metanowej w okresie przejścia planety przez peryhelium, ale jej ciśnienie jest 100 000 razy mniejsze niż ciśnienie atmosfery ziemskiej. Pluton nie może długo utrzymywać atmosfery, ponieważ jest mniejszy niż księżyc. Księżyc Plutona, Charon, okrąża planetę w 6,4 dnia. Jego orbita jest bardzo silnie nachylona do ekliptyki, tak że zaćmienia występują tylko w rzadkich epokach przejścia Ziemi przez płaszczyznę orbity Charona. Jasność Plutona zmienia się regularnie w okresie 6,4 dnia. Dlatego Pluton obraca się synchronicznie z Charonem i ma duże plamy na powierzchni. W stosunku do wielkości planety Charon jest bardzo duży. Pluton-Charon jest często określany jako „podwójna planeta”. Kiedyś Pluton był uważany za „zbiegłego” satelitę Neptuna, ale po odkryciu Charona wydaje się to mało prawdopodobne.
PLANETY: ANALIZA PORÓWNAWCZA
Struktura wewnętrzna. Obiekty Układu Słonecznego pod względem budowy wewnętrznej można podzielić na 4 kategorie: 1) komety, 2) małe ciała, 3) planety typu ziemskiego, 4) gazowe olbrzymy. Komety to proste lodowe ciała o specjalnym składzie i historii. Kategoria małych ciał obejmuje wszystkie inne ciała niebieskie o promieniu mniejszym niż 200 km: ziarna pyłu międzyplanetarnego, cząsteczki pierścieni planetarnych, małe satelity i większość planetoid. Podczas ewolucji Układu Słonecznego wszystkie one traciły ciepło wydzielane podczas pierwotnej akrecji i ochładzały się, nie będąc wystarczająco dużymi, aby się nagrzać z powodu zachodzącego w nich rozpadu radioaktywnego. Planety typu ziemskiego są bardzo różnorodne: od „żelaznego” Merkurego po tajemniczy układ lodowy Pluton-Charon. Oprócz największych planet Słońce jest czasami klasyfikowane jako gazowy olbrzym. Najważniejszym parametrem określającym skład planety jest średnia gęstość (masa całkowita podzielona przez całkowitą objętość). Jego wartość od razu wskazuje na rodzaj planety – „kamień” (krzemiany, metale), „lód” (woda, amoniak, metan) czy „gaz” (wodór, hel). Chociaż powierzchnie Merkurego i Księżyca są uderzająco podobne, ich wewnętrzny skład jest zupełnie inny, ponieważ średnia gęstość Merkurego jest 1,6 razy większa niż gęstość Księżyca. Jednocześnie masa rtęci jest niewielka, co oznacza, że ​​​​jej wysoka gęstość wynika głównie nie z kompresji materii pod działaniem grawitacji, ale ze specjalnego składu chemicznego: rtęć zawiera 60-70% metali i 30 -40% krzemianów masowych. Zawartość metalu na jednostkę masy Merkurego jest znacznie wyższa niż na jakiejkolwiek innej planecie. Wenus obraca się tak wolno, że jej pęcznienie równikowe jest mierzone tylko w ułamkach metra (na Ziemi - 21 km) i nie może nic powiedzieć o wewnętrznej strukturze planety. Jego pole grawitacyjne koreluje z topografią powierzchni, w przeciwieństwie do Ziemi, gdzie kontynenty „pływają”. Możliwe, że kontynenty Wenus są ustalone przez sztywność płaszcza, ale możliwe jest, że topografia Wenus jest dynamicznie utrzymywana przez energiczną konwekcję w jej płaszczu. Powierzchnia Ziemi jest znacznie młodsza niż powierzchnie innych ciał w Układzie Słonecznym. Powodem tego jest głównie intensywna obróbka materiału skorupy w wyniku tektoniki płyt. Zauważalny efekt ma również erozja pod działaniem wody w stanie ciekłym. Powierzchnie większości planet i księżyców są zdominowane przez struktury pierścieniowe związane z kraterami uderzeniowymi lub wulkanami; na Ziemi tektonika płyt spowodowała, że ​​jej główne wyżyny i niziny są liniowe. Przykładem są pasma górskie, które wznoszą się w miejscu zderzenia dwóch płyt; rowy oceaniczne, które wyznaczają miejsca, w których jedna płyta przechodzi pod drugą (strefy subdukcji); a także grzbiety śródoceaniczne w miejscach, w których dwie płyty rozchodzą się pod wpływem młodej skorupy wyłaniającej się z płaszcza (strefa rozprzestrzeniania się). Tak więc rzeźba powierzchni ziemi odzwierciedla dynamikę jej wnętrza. Małe próbki górnego płaszcza Ziemi stają się dostępne do badań laboratoryjnych, gdy wypływają na powierzchnię jako część skał magmowych. Znane są inkluzje ultramaficzne (ultrazasadowe, ubogie w krzemiany, bogate w Mg i Fe), zawierające minerały powstające tylko pod wysokim ciśnieniem (np. Inkluzje te pozwoliły z wystarczającą dokładnością oszacować skład górnego płaszcza do głębokości ok. 200 km. Skład mineralogiczny głębokiego płaszcza nie jest dobrze znany, ponieważ nie ma jeszcze dokładnych danych na temat rozkładu temperatury z głębokością, a główne fazy minerałów głębokich nie zostały odtworzone w laboratorium. Jądro Ziemi dzieli się na zewnętrzne i wewnętrzne. Zewnętrzny rdzeń nie przenosi poprzecznych fal sejsmicznych, dlatego jest płynny. Jednak na głębokości 5200 km materia rdzenia ponownie zaczyna przewodzić fale poprzeczne, ale z małą prędkością; oznacza to, że wewnętrzny rdzeń jest częściowo „zamrożony”. Gęstość rdzenia jest mniejsza niż w czystej cieczy żelazowo-niklowej, prawdopodobnie z powodu domieszki siarki. Jedną czwartą powierzchni Marsa zajmuje wzgórze Tharsis, które wzrosło o 7 km w stosunku do średniego promienia planety. To na nim znajduje się większość wulkanów, podczas formowania się których lawa rozprzestrzeniała się na duże odległości, co jest typowe dla stopionych skał bogatych w żelazo. Jednym z powodów ogromnych rozmiarów marsjańskich wulkanów (największych w Układzie Słonecznym) jest to, że w przeciwieństwie do Ziemi, Mars nie ma płyt poruszających się względem gorących kieszeni w płaszczu, więc wulkany rosną w jednym miejscu przez długi czas . Mars nie ma pola magnetycznego i nie wykryto aktywności sejsmicznej. W jego glebie było dużo tlenków żelaza, co wskazuje na słabe zróżnicowanie wnętrza.
Wewnętrzne ciepło. Wiele planet emituje więcej ciepła niż otrzymuje od Słońca. Ilość ciepła wytwarzanego i magazynowanego w trzewiach planety zależy od jej historii. Dla wschodzącej planety bombardowanie meteorytami jest głównym źródłem ciepła; następnie ciepło jest uwalniane podczas różnicowania wnętrza, kiedy najgęstsze składniki, takie jak żelazo i nikiel, osiadają w kierunku środka i tworzą rdzeń. Jowisz, Saturn i Neptun (ale nie Uran z jakiegoś powodu) nadal promieniują ciepłem, które zgromadziły podczas formowania się 4,6 miliarda lat temu. Dla planet skalistych ważnym źródłem ogrzewania w obecnej epoce jest rozpad pierwiastków promieniotwórczych - uranu, toru i potasu - które w niewielkich ilościach znajdowały się w pierwotnym składzie chondrytu (słonecznego). Rozpraszanie energii ruchu w deformacjach pływowych - tak zwane „rozpraszanie pływowe” - jest głównym źródłem ogrzewania Io i odgrywa znaczącą rolę w ewolucji niektórych planet, których rotacja (np. Merkurego) została spowolniona w dół przez pływy.
Konwekcja w płaszczu. Jeśli ciecz zostanie podgrzana wystarczająco mocno, rozwija się w niej konwekcja, ponieważ przewodność cieplna i promieniowanie nie są w stanie poradzić sobie ze strumieniem ciepła dostarczanym lokalnie. Może wydawać się dziwne stwierdzenie, że wnętrza planet skalistych są pokryte konwekcją, jak ciecz. Czy nie wiemy, że według danych sejsmologicznych fale poprzeczne rozchodzą się w płaszczu Ziemi, a co za tym idzie, płaszcz nie składa się z cieczy, ale ze skał stałych? Ale weźmy zwykłą szklaną szpachlówkę: przy powolnym nacisku zachowuje się jak lepka ciecz, przy ostrym - jak sprężyste ciało, a przy uderzeniu - jak kamień. Oznacza to, że aby zrozumieć, jak zachowuje się materia, musimy wziąć pod uwagę, w jakiej skali czasowej zachodzą procesy. Poprzeczne fale sejsmiczne przechodzą przez trzewia ziemi w ciągu kilku minut. W geologicznej skali czasu mierzonej w milionach lat skały odkształcają się plastycznie, jeśli stale wywiera się na nie znaczne naprężenia. Zadziwiające jest to, że skorupa ziemska wciąż się prostuje, wracając do dawnej postaci, jaką miała przed ostatnim zlodowaceniem, które zakończyło się 10 000 lat temu. Badając wiek wypiętrzonych brzegów Skandynawii, N. Haskel obliczył w 1935 r., że lepkość płaszcza ziemskiego jest 1023 razy większa niż lepkość wody w stanie ciekłym. Ale nawet w tym samym czasie analiza matematyczna pokazuje, że płaszcz Ziemi jest w stanie intensywnej konwekcji (taki ruch wnętrza Ziemi można było zobaczyć na przyspieszonym filmie, gdzie milion lat mija w ciągu sekundy). Podobne obliczenia pokazują, że Wenus, Mars iw mniejszym stopniu Merkury i Księżyc również prawdopodobnie mają płaszcze konwekcyjne. Dopiero zaczynamy odkrywać naturę konwekcji na gazowych olbrzymach. Wiadomo, że na ruchy konwekcyjne duży wpływ ma szybki obrót planet olbrzymów, ale bardzo trudno jest eksperymentalnie zbadać konwekcję w obracającej się kuli z centralnym przyciąganiem. Do tej pory najdokładniejsze eksperymenty tego typu przeprowadzono w warunkach mikrograwitacji na orbicie okołoziemskiej. Eksperymenty te, wraz z obliczeniami teoretycznymi i modelami numerycznymi, wykazały, że konwekcja zachodzi w rurach rozciągniętych wzdłuż osi obrotu planety i wygiętych zgodnie z jej sferycznością. Takie komórki konwekcyjne nazywane są „bananami” ze względu na swój kształt. Ciśnienie gazowych olbrzymów waha się od 1 bara na poziomie wierzchołków chmur do około 50 Mbar w centrum. Dlatego ich główny składnik – wodór – znajduje się na różnych poziomach w różnych fazach. Przy ciśnieniu powyżej 3 Mbar zwykły wodór cząsteczkowy staje się ciekłym metalem podobnym do litu. Obliczenia pokazują, że Jowisz składa się głównie z metalicznego wodoru. A Uran i Neptun najwyraźniej mają rozszerzony płaszcz wody w stanie ciekłym, który jest również dobrym przewodnikiem.
Pole magnetyczne. Zewnętrzne pole magnetyczne planety niesie ważne informacje o ruchu jej wnętrza. To pole magnetyczne wyznacza ramkę odniesienia, w której mierzona jest prędkość wiatru w pochmurnej atmosferze gigantycznej planety; wskazuje to, że w ciekłym metalowym jądrze Ziemi istnieją potężne przepływy, aw płaszczach wodnych Urana i Neptuna zachodzi aktywne mieszanie. Wręcz przeciwnie, brak silnego pola magnetycznego na Wenus i Marsie nakłada ograniczenia na ich wewnętrzną dynamikę. Wśród planet typu ziemskiego pole magnetyczne Ziemi ma wyjątkową intensywność, co wskazuje na aktywny efekt dynama. Brak silnego pola magnetycznego na Wenus nie oznacza, że ​​jej rdzeń się zestalił: najprawdopodobniej powolny obrót planety zapobiega efektowi dynama. Uran i Neptun mają te same dipole magnetyczne z dużym nachyleniem osi planet i przesunięciem względem ich środków; wskazuje to, że ich magnetyzm pochodzi z płaszczy, a nie z rdzeni. Księżyce Jowisza Io, Europa i Ganymede mają własne pola magnetyczne, podczas gdy Kallisto nie. Pozostały magnetyzm znaleziony na Księżycu.
Atmosfera. Słońce, osiem z dziewięciu planet i trzy z sześćdziesięciu trzech satelitów mają atmosferę. Każda atmosfera ma swój własny skład chemiczny i zachowanie zwane „pogodą”. Atmosfery dzielą się na dwie grupy: dla planet typu ziemskiego gęsta powierzchnia kontynentów lub oceanu określa warunki na dolnej granicy atmosfery, a dla gazowych olbrzymów atmosfera jest praktycznie bezdenna. W przypadku planet skalistych cienka (0,1 km) warstwa atmosfery w pobliżu powierzchni stale się z niej nagrzewa lub chłodzi, a podczas ruchu - tarcie i turbulencje (z powodu nierównego terenu); ta warstwa jest nazywana warstwą powierzchniową lub graniczną. W pobliżu powierzchni lepkość molekularna ma tendencję do „przyklejania” atmosfery do gruntu, więc nawet lekki wietrzyk tworzy silny pionowy gradient prędkości, który może powodować turbulencje. Zmiana temperatury powietrza wraz z wysokością jest kontrolowana przez niestabilność konwekcyjną, ponieważ od dołu powietrze jest ogrzewane z ciepłej powierzchni, staje się lżejsze i unosi się; gdy wznosi się do obszarów o niskim ciśnieniu, rozszerza się i wypromieniowuje ciepło w przestrzeń, powodując jego ochłodzenie, zagęszczenie i zatonięcie. W wyniku konwekcji w dolnych warstwach atmosfery tworzy się adiabatyczny pionowy gradient temperatury: np. w atmosferze ziemskiej temperatura powietrza spada wraz z wysokością o 6,5 K/km. Taka sytuacja istnieje aż do tropopauzy (gr. tropo” – obrót, „pauza” – zakończenie), ograniczającej dolną warstwę atmosfery, zwaną troposferą. To tutaj zachodzą zmiany, które nazywamy pogodą. W pobliżu Ziemi tropopauza przechodzi na wysokości 8-18 km; na równiku jest o 10 km wyższa niż na biegunach. Ze względu na wykładniczy spadek gęstości wraz z wysokością, 80% masy ziemskiej atmosfery jest zamknięte w troposferze. Zawiera również prawie całą parę wodną, ​​a więc chmury, które tworzą pogodę. Na Wenus dwutlenek węgla i para wodna wraz z kwasem siarkowym i dwutlenkiem siarki pochłaniają prawie całe promieniowanie podczerwone emitowane z powierzchni. Powoduje to silny efekt cieplarniany, tj. prowadzi do tego, że temperatura powierzchni Wenus jest o 500 K wyższa od tej, jaką miałaby w atmosferze przezroczystej dla promieniowania podczerwonego. Głównymi gazami „cieplarnianymi” na Ziemi są para wodna i dwutlenek węgla, które podnoszą temperaturę o 30 K. Na Marsie dwutlenek węgla i pył atmosferyczny powodują słaby efekt cieplarniany wynoszący zaledwie 5 K. Gorąca powierzchnia Wenus zapobiega uwalnianiu się siarkę z atmosfery, wiążąc ją ze skałami powierzchniowymi. Dolna atmosfera Wenus jest wzbogacona dwutlenkiem siarki, dlatego na wysokości od 50 do 80 km znajduje się w niej gęsta warstwa chmur kwasu siarkowego. Niewielkie ilości substancji zawierających siarkę znajdują się również w atmosferze ziemskiej, zwłaszcza po silnych erupcjach wulkanów. Siarka nie została zarejestrowana w atmosferze Marsa, dlatego jego wulkany są w obecnej epoce nieaktywne. Na Ziemi stabilny spadek temperatury wraz z wysokością w troposferze przechodzi powyżej tropopauzy we wzrost temperatury wraz z wysokością. Istnieje zatem niezwykle stabilna warstwa, zwana stratosferą (łac. warstwa – warstwa, podłoga). Istnienie trwałych cienkich warstw aerozolu i długie przebywanie tam pierwiastków promieniotwórczych z wybuchów jądrowych jest bezpośrednim dowodem na brak mieszania się w stratosferze. W stratosferze ziemskiej temperatura wzrasta wraz z wysokością aż do stratopauzy, przechodząc na wysokości ok. 50 km. Źródłem ciepła w stratosferze są reakcje fotochemiczne ozonu, którego stężenie jest maksymalne na wysokości ok. 25 km. Ozon pochłania promieniowanie ultrafioletowe, więc poniżej 75 km prawie całość zamienia się w ciepło. Chemia stratosfery jest złożona. Ozon powstaje głównie w regionach równikowych, ale jego największe stężenie występuje nad biegunami; wskazuje to, że na zawartość ozonu ma wpływ nie tylko chemia, ale także dynamika atmosfery. Mars ma również wyższe stężenia ozonu nad biegunami, zwłaszcza nad biegunem zimowym. Sucha atmosfera Marsa zawiera stosunkowo niewiele rodników hydroksylowych (OH), które zubożają warstwę ozonową. Profile temperatur atmosfer planet olbrzymów są określane na podstawie naziemnych obserwacji planetarnych zakryć gwiazd oraz danych z sondy, w szczególności z tłumienia sygnałów radiowych, gdy sonda wchodzi w planetę. Każda planeta ma tropopauzę i stratosferę, nad którymi znajdują się termosfera, egzosfera i jonosfera. Temperatura termosfer odpowiednio Jowisza, Saturna i Urana wynosi ok. 1000, 420 i 800 K. Wysoka temperatura i stosunkowo niska grawitacja na Uranie pozwalają atmosferze rozszerzyć się na pierścienie. Powoduje to spowolnienie i gwałtowny spadek cząstek pyłu. Ponieważ w pierścieniach Urana nadal istnieją pasma pyłu, musi tam być źródło pyłu. Chociaż struktura temperatur troposfery i stratosfery w atmosferach różnych planet ma wiele wspólnego, ich skład chemiczny jest bardzo różny. Atmosfery Wenus i Marsa składają się głównie z dwutlenku węgla, ale reprezentują dwa skrajne przykłady ewolucji atmosfery: Wenus ma gęstą i gorącą atmosferę, podczas gdy Mars ma zimną i rozrzedzoną. Ważne jest, aby zrozumieć, czy atmosfera ziemska ostatecznie dojdzie do jednego z tych dwóch typów i czy te trzy atmosfery zawsze były tak różne. Los pierwotnej wody na planecie można określić, mierząc zawartość deuteru w stosunku do lekkiego izotopu wodoru: stosunek D / H nakłada ograniczenie na ilość wodoru opuszczającego planetę. Masa wody w atmosferze Wenus stanowi obecnie 10-5 masy ziemskich oceanów. Ale stosunek D/H na Wenus jest 100 razy wyższy niż na Ziemi. Jeśli początkowo ten stosunek był taki sam na Ziemi i Wenus, a rezerwy wody na Wenus nie uzupełniały się podczas jej ewolucji, to stukrotny wzrost stosunku D/H na Wenus oznacza, że ​​kiedyś na Wenus było sto razy więcej wody niż Teraz. Wyjaśnienia tego zwykle szuka się w teorii „ulatniania się gazów cieplarnianych”, która głosi, że Wenus nigdy nie była wystarczająco zimna, aby na jej powierzchni mogła skroplić się woda. Jeśli woda zawsze wypełniała atmosferę w postaci pary, to fotodysocjacja cząsteczek wody doprowadziła do uwolnienia wodoru, którego lekki izotop uciekł z atmosfery w kosmos, a pozostała woda została wzbogacona deuterem. Bardzo interesująca jest wyraźna różnica między atmosferami Ziemi i Wenus. Uważa się, że współczesne atmosfery planet ziemskich powstały w wyniku odgazowania jelit; w tym przypadku uwolniono głównie parę wodną i dwutlenek węgla. Na Ziemi woda była skoncentrowana w oceanie, a dwutlenek węgla był związany w skałach osadowych. Ale Wenus jest bliżej Słońca, jest tam gorąco i nie ma życia; więc dwutlenek węgla pozostał w atmosferze. Para wodna pod działaniem światła słonecznego dysocjuje na wodór i tlen; wodór uciekł w kosmos (atmosfera ziemska też szybko traci wodór), a tlen okazał się związany w skałach. To prawda, że ​​różnica między tymi dwiema atmosferami może się okazać głębsza: nadal nie ma wyjaśnienia, dlaczego w atmosferze Wenus jest znacznie więcej argonu niż w atmosferze Ziemi. Powierzchnia Marsa jest teraz zimną i suchą pustynią. W najcieplejszej części dnia temperatura może nieznacznie przekraczać normalny punkt zamarzania wody, ale niskie ciśnienie atmosferyczne nie pozwala na to, aby woda na powierzchni Marsa znajdowała się w stanie ciekłym: lód natychmiast zamienia się w parę. Jednak na Marsie jest kilka kanionów, które przypominają wyschnięte koryta rzek. Niektóre z nich wydają się być przecięte przez krótkotrwałe, ale katastrofalnie silne prądy wodne, podczas gdy inne ukazują głębokie wąwozy i rozległą sieć dolin, co wskazuje na prawdopodobne długoterminowe istnienie rzek nizinnych we wczesnych okresach historii Marsa. Istnieją również przesłanki morfologiczne, że stare kratery Marsa są znacznie bardziej niszczone przez erozję niż młode, a jest to możliwe tylko wtedy, gdy atmosfera Marsa była znacznie gęstsza niż obecnie. We wczesnych latach sześćdziesiątych uważano, że czapy polarne Marsa składają się z lodu wodnego. Ale w 1966 r. R. Leighton i B. Murray rozważyli bilans cieplny planety i wykazali, że dwutlenek węgla powinien skraplać się w dużych ilościach na biegunach, a równowaga stałego i gazowego dwutlenku węgla powinna być utrzymywana między czapami polarnymi a atmosfera. Ciekawe, że sezonowy wzrost i zmniejszanie się czap polarnych prowadzi do wahań ciśnienia w marsjańskiej atmosferze o 20% (na przykład w kabinach starych odrzutowców spadki ciśnienia podczas startu i lądowania również wynosiły około 20%). Kosmiczne zdjęcia marsjańskich czap polarnych pokazują niesamowite spiralne wzory i schodkowe tarasy, które sonda Mars Polar Lander (1999) miała badać, ale lądowanie nie powiodło się. Nie wiadomo dokładnie, dlaczego ciśnienie marsjańskiej atmosfery tak bardzo spadło, prawdopodobnie z kilku barów w pierwszym miliardzie lat do 7 mbar obecnie. Możliwe, że wietrzenie skał powierzchniowych usunęło dwutlenek węgla z atmosfery, sekwestrując węgiel w skałach węglanowych, jak to miało miejsce na Ziemi. Przy temperaturze powierzchni 273 K proces ten mógłby zniszczyć atmosferę dwutlenku węgla Marsa pod ciśnieniem kilku barów w ciągu zaledwie 50 milionów lat; Oczywiście utrzymanie ciepłego i wilgotnego klimatu na Marsie w całej historii Układu Słonecznego okazało się bardzo trudne. Podobny proces wpływa również na zawartość węgla w atmosferze ziemskiej. Około 60 barów węgla jest obecnie związane w skałach węglanowych Ziemi. Oczywiście w przeszłości atmosfera ziemska zawierała znacznie więcej dwutlenku węgla niż obecnie, a temperatura atmosfery była wyższa. Główna różnica między ewolucją atmosfery Ziemi i Marsa polega na tym, że na Ziemi tektonika płyt wspiera obieg węgla, podczas gdy na Marsie jest „zamknięta” w skałach i czapach polarnych.
pierścienie okołoplanetarne. Ciekawe, że każda z planet-olbrzymów ma układy pierścieni, ale nie ma ich ani jedna planeta typu ziemskiego. Ci, którzy po raz pierwszy patrzą na Saturna przez teleskop, często wykrzykują: „Cóż, tak jak na zdjęciu!”, Widząc jego niesamowicie jasne i wyraźne pierścienie. Jednak pierścienie pozostałych planet są prawie niewidoczne w teleskopie. Blady pierścień Jowisza doświadcza tajemniczej interakcji ze swoim polem magnetycznym. Uran i Neptun są otoczone po kilka cienkich pierścieni; struktura tych pierścieni odzwierciedla ich rezonansową interakcję z pobliskimi satelitami. Trzy pierścieniowe łuki Neptuna są szczególnie intrygujące dla badaczy, ponieważ są wyraźnie ograniczone zarówno w kierunku promieniowym, jak i azymutalnym. Dużym zaskoczeniem było odkrycie wąskich pierścieni Urana podczas obserwacji jego pokrycia przez gwiazdę w 1977 roku. Faktem jest, że istnieje wiele zjawisk, które mogą zauważalnie rozszerzyć wąskie pierścienie w ciągu zaledwie kilku dekad: są to wzajemne zderzenia cząstek , efekt Poyntinga-Robertsona (hamowanie radiacyjne) i hamowanie plazmowe. Z praktycznego punktu widzenia wąskie pierścienie, których położenie można zmierzyć z dużą dokładnością, okazały się bardzo wygodnym wskaźnikiem ruchu orbitalnego cząstek. Precesja pierścieni Urana umożliwiła wyjaśnienie rozkładu masy na planecie. Ci, którzy musieli jechać samochodem z zakurzoną przednią szybą w kierunku wschodzącego lub zachodzącego słońca, wiedzą, że cząsteczki kurzu silnie rozpraszają światło w kierunku padania. Dlatego trudno jest wykryć pył w pierścieniach planetarnych obserwując je z Ziemi, tj. od strony słońca. Ale za każdym razem, gdy sonda kosmiczna przelatywała obok planety zewnętrznej i „patrzyła” wstecz, otrzymywaliśmy obrazy pierścieni w świetle przechodzącym. Na takich zdjęciach Urana i Neptuna odkryto nieznane wcześniej pierścienie pyłowe, które są znacznie szersze niż wąskie pierścienie znane od dawna. Wirujące dyski są najważniejszym tematem współczesnej astrofizyki. Wiele dynamicznych teorii opracowanych w celu wyjaśnienia struktury galaktyk można również wykorzystać do badania pierścieni planetarnych. W ten sposób pierścienie Saturna stały się obiektem do testowania teorii dysków samograwitacyjnych. Na właściwość grawitacji tych pierścieni wskazuje obecność w nich zarówno spiralnych fal gęstości, jak i spiralnych fal zginających, które są widoczne na szczegółowych obrazach. Pakiet fal znaleziony w pierścieniach Saturna został przypisany silnemu poziomemu rezonansowi planety z jej księżycem Japetusem, który wzbudza spiralne fale gęstości w zewnętrznym obszarze Cassiniego. Na temat pochodzenia pierścieni powstało wiele przypuszczeń. Ważne jest, aby leżały w strefie Roche'a, tj. w takiej odległości od planety, gdzie wzajemne przyciąganie cząstek jest mniejsze niż różnica sił przyciągania między nimi przez planetę. Wewnątrz strefy Roche'a rozproszone cząstki nie mogą tworzyć satelity planety. Być może substancja pierścieni pozostaje „nieodebrana” od czasu powstania samej planety. Ale być może są to ślady niedawnej katastrofy - zderzenia dwóch satelitów lub zniszczenia satelity przez siły pływowe planety. Jeśli zbierzesz całą substancję pierścieni Saturna, otrzymasz ciało o promieniu ok. 200 km. W pierścieniach innych planet jest znacznie mniej substancji.
MAŁE CIAŁA UKŁADU SŁONECZNEGO
Asteroidy. Wiele małych planet - asteroid - krąży wokół Słońca głównie między orbitami Marsa i Jowisza. Astronomowie przyjęli nazwę „asteroida”, ponieważ w teleskopie wyglądają jak słabe gwiazdy (aster to po grecku „gwiazda”). Początkowo myśleli, że to fragmenty dużej planety, która kiedyś istniała, ale potem stało się jasne, że asteroidy nigdy nie tworzyły jednego ciała; najprawdopodobniej substancja ta nie mogła zjednoczyć się w planetę z powodu wpływu Jowisza. Według szacunków całkowita masa wszystkich asteroid w naszej erze to tylko 6% masy Księżyca; połowa tej masy zawarta jest w trzech największych - 1 Ceres, 2 Pallas i 4 Westa. Liczba w oznaczeniu asteroidy wskazuje kolejność, w jakiej została odkryta. Asteroidom o dokładnie znanych orbitach przypisuje się nie tylko numery seryjne, ale także nazwy: 3 Juno, 44 ​​Nisa, 1566 Icarus. Znane są dokładne elementy orbit ponad 8 000 asteroid z 33 000 odkrytych do tej pory. Asteroid o promieniu ponad 50 km jest co najmniej dwieście, a o promieniu ponad 15 km około tysiąca. Szacuje się, że około miliona asteroid ma promień większy niż 0,5 km. Największym z nich jest Ceres, dość ciemny i trudny do obserwacji obiekt. Do rozróżniania szczegółów powierzchni nawet dużych asteroid za pomocą teleskopów naziemnych potrzebne są specjalne metody optyki adaptacyjnej. Promień orbit większości asteroid wynosi od 2,2 do 3,3 AU, region ten nazywany jest „pasem asteroid”. Ale nie jest całkowicie wypełniony orbitami asteroid: w odległościach 2,50, 2,82 i 2,96 AU. Nie ma ich tu; te „okna” powstały pod wpływem zakłóceń z Jowisza. Wszystkie asteroidy krążą w kierunku do przodu, ale orbity wielu z nich są zauważalnie wydłużone i nachylone. Niektóre asteroidy mają bardzo ciekawe orbity. Tak więc grupa trojanów porusza się po orbicie Jowisza; większość z tych asteroid jest bardzo ciemna i czerwona. Asteroidy z grupy Amur mają orbity pasujące lub przecinające orbitę Marsa; wśród nich 433 Erosa. Asteroidy z grupy Apollo przecinają orbitę Ziemi; wśród nich 1533 Ikar, najbliżej Słońca. Oczywiście prędzej czy później asteroidy te doznają niebezpiecznego zbliżenia do planet, które kończy się kolizją lub poważną zmianą orbity. Wreszcie asteroidy z grupy Aton zostały niedawno wyróżnione jako specjalna klasa, której orbity leżą prawie w całości na orbicie Ziemi. Wszystkie są bardzo małe. Jasność wielu asteroid zmienia się okresowo, co jest naturalne dla obracających się nieregularnych ciał. Ich okresy rotacji mieszczą się w przedziale od 2,3 do 80 h, a średnio zbliżają się do 9. Swój nieregularny kształt planetoidy zawdzięczają licznym wzajemnym zderzeniom. Przykładami formy egzotycznej są 433 Eros i 643 Hector, w których stosunek długości osi sięga 2,5. W przeszłości całe wnętrze Układu Słonecznego było prawdopodobnie podobne do głównego pasa asteroid. Znajdujący się w pobliżu tego pasa Jowisz silnie zaburza swoim przyciąganiem ruch asteroid, zwiększając ich prędkość i doprowadzając do zderzenia, a to częściej je niszczy niż łączy. Podobnie jak niedokończona planeta, pas asteroid daje nam wyjątkową okazję zobaczenia części struktury, zanim znikną one w gotowym ciele planety. Badając światło odbijane przez asteroidy, można się wiele dowiedzieć o składzie ich powierzchni. Większość asteroid, na podstawie ich współczynnika odbicia i koloru, jest przypisywana do trzech grup podobnych do grup meteorytów: asteroidy typu C mają ciemną powierzchnię jak chondryty węglowe (patrz Meteoryty poniżej), typ S jest jaśniejszy i bardziej czerwony, a typ M jest podobny do żelaza -meteoryty niklowe. Na przykład 1 Ceres wygląda jak chondryty węglowe, a 4 Westa wygląda jak bazaltowe eukryty. Wskazuje to, że pochodzenie meteorytów jest związane z pasem asteroid. Powierzchnia planetoid pokryta jest drobno pokruszoną skałą - regolitem. To dość dziwne, że utrzymuje się na powierzchni po uderzeniu meteorytu – w końcu 20-kilometrowa asteroida ma grawitację 10-3 g, a prędkość opuszczania powierzchni to zaledwie 10 m/s. Obecnie wiadomo, że oprócz koloru wiele charakterystycznych linii widmowych w podczerwieni i ultrafiolecie jest używanych do klasyfikowania asteroid. Według tych danych wyróżnia się 5 głównych klas: A, C, D, S i T. Asteroidy 4 Westa, 349 Dembowska i 1862 Apollo nie mieściły się w tej klasyfikacji: każda z nich zajmowała specjalne miejsce i stała się prototypem nowej klasy, odpowiednio V, R i Q, które teraz zawierają inne asteroidy. Z dużej grupy planetoid typu C wyodrębniono następnie klasy B, F i G. Współczesna klasyfikacja obejmuje 14 typów planetoid, oznaczonych (w malejącej kolejności liczby członków) literami S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Ponieważ albedo asteroid C jest niższe niż asteroid S, zachodzi selekcja obserwacyjna: ciemne asteroidy C są trudniejsze do wykrycia. Mając to na uwadze, to asteroidy typu C są najliczniejszym typem. Z porównania widm planetoid różnych typów z widmami czystych minerałów powstały trzy duże grupy: prymitywne (C, D, P, Q), metamorficzne (F, G, B, T) i magmowe (S, M, E, A, V, R). Powierzchnia prymitywnych asteroid jest bogata w węgiel i wodę; metamorficzne zawierają mniej wody i substancji lotnych niż prymitywne; magmowe pokryte są złożonymi minerałami, prawdopodobnie powstałymi ze stopu. Wewnętrzny obszar głównego pasa asteroid jest obficie zaludniony asteroidami magmowymi, asteroidy metamorficzne dominują w środkowej części pasa, a prymitywne asteroidy na obrzeżach. Wskazuje to, że podczas formowania się Układu Słonecznego w pasie asteroid występował ostry gradient temperatury. Klasyfikacja planetoid na podstawie ich widm grupuje ciała według składu ich powierzchni. Ale jeśli weźmiemy pod uwagę elementy ich orbit (półoś wielka, ekscentryczność, nachylenie), to wyróżnia się dynamiczne rodziny asteroid, po raz pierwszy opisane przez K. Hirayama w 1918 r. Najbardziej zaludnione z nich to rodziny Temidy, Eos i Coronidy. Prawdopodobnie każda rodzina to rój fragmentów stosunkowo niedawnej kolizji. Systematyczne badanie Układu Słonecznego prowadzi nas do zrozumienia, że ​​duże zderzenia są raczej regułą niż wyjątkiem i że Ziemia również nie jest na nie odporna.
Meteoryty. Meteoryt to małe ciało, które krąży wokół Słońca. Meteor to meteoroid, który wleciał w atmosferę planety i rozpalił się do czerwoności. A jeśli jego pozostałość spadła na powierzchnię planety, nazywa się to meteorytem. Meteoryt jest uważany za „spadły”, jeśli istnieją naoczni świadkowie, którzy obserwowali jego lot w atmosferze; w przeciwnym razie nazywa się to „znaleziono”. Meteorytów „znalezionych” jest znacznie więcej niż „spadłych”. Często znajdują je turyści lub chłopi pracujący w polu. Ponieważ meteoryty mają ciemny kolor i są dobrze widoczne na śniegu, pola lodowe Antarktydy, gdzie znaleziono już tysiące meteorytów, są doskonałym miejscem do ich poszukiwania. Po raz pierwszy meteoryt na Antarktydzie został odkryty w 1969 roku przez grupę japońskich geologów badających lodowce. Znaleźli 9 fragmentów leżących obok siebie, ale należących do czterech różnych typów meteorytów. Okazało się, że meteoryty, które spadły na lód w różnych miejscach, gromadzą się tam, gdzie zatrzymują się pola lodowe poruszające się z prędkością kilku metrów rocznie, spoczywając na pasmach górskich. Wiatr niszczy i wysusza górne warstwy lodu (następuje sucha sublimacja - ablacja), a meteoryty koncentrują się na powierzchni lodowca. Taki lód ma niebieskawy kolor i łatwo go odróżnić od powietrza, co naukowcy wykorzystują badając miejsca obiecujące do zbierania meteorytów. Do ważnego upadku meteorytu doszło w 1969 roku w Chihuahua (Meksyk). Pierwszy z wielu dużych fragmentów został znaleziony w pobliżu domu w wiosce Pueblito de Allende i zgodnie z tradycją wszystkie znalezione fragmenty tego meteorytu zostały połączone pod nazwą Allende. Upadek meteorytu Allende zbiegł się w czasie z rozpoczęciem programu księżycowego Apollo i dał naukowcom możliwość wypracowania metod analizy próbek pozaziemskich. W ostatnich latach stwierdzono, że niektóre meteoryty zawierające białe fragmenty osadzone w ciemniejszej skale macierzystej są fragmentami Księżyca. Meteoryt Allende należy do chondrytów, ważnej podgrupy meteorytów kamiennych. Nazywa się je tak, ponieważ zawierają chondrule (z gr. chondros, ziarno) – najstarsze sferyczne cząstki, które skondensowały się w mgławicy protoplanetarnej, a następnie stały się częścią późniejszych skał. Takie meteoryty pozwalają oszacować wiek Układu Słonecznego i jego początkowy skład. Bogate w wapń i aluminium wtrącenia meteorytu Allende, które jako pierwsze uległy kondensacji ze względu na wysoką temperaturę wrzenia, mają wiek mierzony od rozpadu radioaktywnego 4,559 ± 0,004 miliarda lat. Jest to najdokładniejsze oszacowanie wieku Układu Słonecznego. Ponadto wszystkie meteoryty noszą „zapisy historyczne” spowodowane długotrwałym wpływem na nie galaktycznego promieniowania kosmicznego, promieniowania słonecznego i wiatru słonecznego. Badając szkody wyrządzone przez promieniowanie kosmiczne, możemy stwierdzić, jak długo meteoryt przebywał na orbicie, zanim znalazł się pod ochroną ziemskiej atmosfery. Bezpośredni związek między meteorytami a Słońcem wynika z faktu, że skład pierwiastkowy najstarszych meteorytów - chondrytów - dokładnie powtarza skład fotosfery słonecznej. Jedynymi pierwiastkami, których zawartość się różni, są substancje lotne, takie jak wodór i hel, które obficie odparowały z meteorytów podczas ich stygnięcia, a także lit, który częściowo „wypalił się” na Słońcu w reakcjach jądrowych. Terminy „skład słoneczny” i „skład chondrytowy” są używane zamiennie w opisie wspomnianego powyżej „przepisu na materię słoneczną”. Kamienne meteoryty, których skład różni się od słońca, nazywane są achondrytami.
Małe odłamki. Przestrzeń okołosłoneczna wypełniona jest małymi cząstkami, których źródłem są zapadające się jądra komet i zderzenia ciał, głównie w pasie planetoid. Najmniejsze cząstki stopniowo zbliżają się do Słońca w wyniku efektu Poyntinga-Robertsona (polega on na tym, że ciśnienie światła słonecznego na poruszającą się cząsteczkę nie jest skierowane dokładnie wzdłuż linii Słońce-cząstka, ale w wyniku aberracji światła jest odchylany do tyłu i dlatego spowalnia ruch cząstki). Upadek małych cząstek na Słońce jest kompensowany przez ich stałą reprodukcję, tak że w płaszczyźnie ekliptyki zawsze gromadzi się pył, który rozprasza promienie słoneczne. W najciemniejsze noce widoczne jest jako światło zodiakalne, rozciągające się szerokim pasem wzdłuż ekliptyki na zachodzie po zachodzie i na wschodzie przed wschodem słońca. W pobliżu Słońca światło zodiakalne przechodzi w fałszywą koronę (koronę F, od false - false), która jest widoczna tylko podczas całkowitego zaćmienia. Wraz ze wzrostem odległości kątowej od Słońca jasność światła zodiakalnego gwałtownie maleje, ale w antysłonecznym punkcie ekliptyki ponownie wzrasta, tworząc przeciwpromieniowanie; wynika to z faktu, że małe cząsteczki kurzu intensywnie odbijają światło z powrotem. Od czasu do czasu meteoroidy wchodzą w atmosferę ziemską. Prędkość ich ruchu jest tak duża (średnio 40 km/s), że prawie wszystkie z nich, z wyjątkiem najmniejszych i największych, wypalają się na wysokości około 110 km, pozostawiając długie, świecące warkocze – meteory, czyli spadające gwiazdy . Wiele meteoroidów jest związanych z orbitami poszczególnych komet, więc meteory są obserwowane częściej, gdy Ziemia przechodzi w pobliżu takich orbit w określonych porach roku. Na przykład, około 12 sierpnia każdego roku pojawia się wiele meteorów, kiedy Ziemia przecina deszcz Perseidów związany z cząstkami utraconymi przez kometę 1862 III. Kolejny deszcz - Orionidy - w okolicach 20 października związany jest z pyłem z komety Halleya.
Zobacz też METEOR. Cząsteczki mniejsze niż 30 mikronów mogą zwolnić w atmosferze i spaść na ziemię bez spalenia; takie mikrometeoryty są zbierane do analizy laboratoryjnej. Jeśli cząsteczki o wielkości kilku centymetrów lub więcej składają się z wystarczająco gęstej substancji, to również nie wypalają się całkowicie i spadają na powierzchnię Ziemi w postaci meteorytów. Ponad 90% z nich to kamień; tylko specjalista może je odróżnić od skał ziemskich. Pozostałe 10% meteorytów to żelazo (w rzeczywistości składają się ze stopu żelaza i niklu). Meteoryty są uważane za fragmenty asteroid. Meteoryty żelazne były kiedyś w składzie jąder tych ciał, zniszczonych przez zderzenia. Możliwe, że niektóre luźne i lotne meteoryty pochodzą z komet, ale jest to mało prawdopodobne; najprawdopodobniej duże cząstki komet spalają się w atmosferze i pozostają tylko małe. Biorąc pod uwagę, jak trudno jest kometom i asteroidom dotrzeć do Ziemi, jasne jest, jak przydatne jest badanie meteorytów, które niezależnie „dotarły” na naszą planetę z głębi Układu Słonecznego.
Zobacz też METEORYT.
Komety. Zwykle komety przybywają z odległych obrzeży Układu Słonecznego i na krótki czas stają się niezwykle spektakularnymi luminarzami; w tym czasie przyciągają ogólną uwagę, ale wiele z ich natury jest nadal niejasnych. Nowa kometa zwykle pojawia się niespodziewanie, dlatego przygotowanie sondy kosmicznej na jej spotkanie jest prawie niemożliwe. Oczywiście można powoli przygotowywać i wysyłać sondę na spotkanie z jedną z setek komet okresowych, których orbity są dobrze znane; ale wszystkie te komety, które wielokrotnie zbliżały się do Słońca, już się zestarzały, prawie całkowicie utraciły lotne substancje i stały się blade i nieaktywne. Aktywna jest tylko jedna kometa okresowa – kometa Halleya. Jej 30 występów było regularnie rejestrowanych od 240 rpne. i nazwał kometę na cześć astronoma E. Halleya, który przewidział jej pojawienie się w 1758 r. Kometa Halleya ma okres orbitalny 76 lat, odległość peryhelium 0,59 AU. i aphelium 35 AU Kiedy w marcu 1986 roku przekroczył płaszczyznę ekliptyki, ruszyła mu na spotkanie armada statków kosmicznych z pięćdziesięcioma instrumentami naukowymi. Szczególnie ważne wyniki uzyskały dwie radzieckie sondy „Vega” i europejska „Giotto”, które po raz pierwszy przesłały obrazy jądra komety. Pokazują bardzo nierówną powierzchnię pokrytą kraterami oraz dwa strumienie gazu tryskające po słonecznej stronie jądra. Jądro komety Halleya było większe niż oczekiwano; jego powierzchnia, która odbija tylko 4% padającego światła, jest jedną z najciemniejszych w Układzie Słonecznym.

Rocznie obserwuje się około dziesięciu komet, z czego tylko jedną trzecią odkryto wcześniej. Często klasyfikuje się je ze względu na czas trwania okresu orbitalnego: krótkookresowe (3 INNE UKŁADY PLANETARNE
Ze współczesnych poglądów na powstawanie gwiazd wynika, że ​​narodzinom gwiazdy typu słonecznego musi towarzyszyć formowanie się układu planetarnego. Nawet jeśli dotyczy to tylko gwiazd całkowicie podobnych do Słońca (czyli pojedynczych gwiazd klasy widmowej G), to w tym przypadku co najmniej 1% gwiazd w Galaktyce (a jest to około 1 miliarda gwiazd) powinno mają układy planetarne. Bardziej szczegółowa analiza pokazuje, że wszystkie gwiazdy mogą mieć planety chłodniejsze niż typ widmowy F, nawet te należące do układów podwójnych.

Rzeczywiście, w ostatnich latach pojawiły się doniesienia o odkryciu planet wokół innych gwiazd. Jednocześnie same planety nie są widoczne: ich obecność jest wykrywana przez niewielki ruch gwiazdy, spowodowany jej przyciąganiem do planety. Ruch orbitalny planety powoduje, że gwiazda „kołysze się”, a jej prędkość radialna zmienia się okresowo, co można zmierzyć na podstawie położenia linii w widmie gwiazdy (efekt Dopplera). Do końca 1999 roku odkryto około 30 planet typu Jowisz, w tym 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg itd. Wszystkie są to gwiazdy bliskie Sun, a odległość do najbliższego z nich (Gliese 876) to tylko 15 St. lata. Dwa pulsary radiowe (PSR 1257+12 i PSR B1628-26) również mają układy planet o masach rzędu masy Ziemi. Nie jest jeszcze możliwe zauważenie takich lekkich planet w normalnych gwiazdach za pomocą technologii optycznej. Wokół każdej gwiazdy można określić ekosferę, w której temperatura powierzchni planety pozwala na istnienie wody w stanie ciekłym. Ekosfera słoneczna rozciąga się od 0,8 do 1,1 AU. Zawiera Ziemię, ale Wenus (0,72 AU) i Mars (1,52 AU) nie spadają. Prawdopodobnie w każdym układzie planetarnym nie więcej niż 1-2 planety wpadają do ekosfery, na której warunki sprzyjają życiu.
DYNAMIKA RUCHU ORBITALNEGO
Ruch planet z dużą dokładnością jest zgodny z trzema prawami I. Keplera (1571-1630), które wyprowadził z obserwacji: 1) Planety poruszają się po elipsach, w których jednym z ognisk jest Słońce. 2) Promień-wektor łączący Słońce i planetę zakreśla równe obszary w równych odstępach czasu orbity planety. 3) Kwadrat okresu orbitalnego jest proporcjonalny do sześcianu wielkiej półosi orbity eliptycznej. Drugie prawo Keplera wynika bezpośrednio z prawa zachowania momentu pędu i jest najbardziej ogólne z trzech. Newton stwierdził, że pierwsze prawo Keplera jest ważne, jeśli siła przyciągania między dwoma ciałami jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między nimi, a trzecie prawo - jeśli ta siła jest również proporcjonalna do mas tych ciał. W 1873 r. J. Bertrand udowodnił, że na ogół tylko w dwóch przypadkach ciała nie będą poruszały się po spirali: jeśli są przyciągane zgodnie z prawem odwrotnych kwadratów Newtona lub zgodnie z prawem bezpośredniej proporcjonalności Hooke'a (które opisuje elastyczność sprężyny). Niezwykłą właściwością Układu Słonecznego jest to, że masa gwiazdy centralnej jest znacznie większa niż masa którejkolwiek z planet, więc ruch każdego elementu układu planetarnego można obliczyć z dużą dokładnością w ramach problemu ruch dwóch wzajemnie grawitujących ciał - Słońca i jedynej planety obok niego. Znane jest jego matematyczne rozwiązanie: jeśli prędkość planety nie jest zbyt duża, to porusza się ona po zamkniętej orbicie okresowej, którą można dokładnie obliczyć. Problem ruchu więcej niż dwóch ciał, ogólnie nazywany „problemem N-ciał”, jest znacznie trudniejszy ze względu na ich chaotyczny ruch po niezamkniętych orbitach. Ta przypadkowość orbit jest fundamentalnie ważna i pozwala zrozumieć na przykład, w jaki sposób meteoryty przedostają się z pasa planetoid na Ziemię.
Zobacz też
PRAWA KEPLERA;
NIEBIAŃSKA MECHANIKA;
ORBITA. W 1867 roku D. Kirkwood jako pierwszy zauważył, że puste przestrzenie („włazy”) w pasie asteroid znajdują się w takich odległościach od Słońca, gdzie średni ruch jest współmierny (w liczbach całkowitych) z ruchem Jowisza. Innymi słowy, asteroidy unikają orbit, na których okres ich obiegu wokół Słońca byłby wielokrotnością okresu obiegu Jowisza. Dwa największe włazy Kirkwood padają w proporcjach 3:1 i 2:1. Jednak w pobliżu współmierności 3:2 występuje nadmiar planetoid zgrupowanych według tej cechy w grupie Gilda. Występuje również nadmiar planetoid z grupy Trojan przy współmierności 1:1 poruszających się po orbicie Jowisza 60° do przodu i 60° za nim. Sytuacja z trojanami jest jasna - są one schwytane w pobliżu stabilnych punktów Lagrange'a (L4 i L5) na orbicie Jowisza, ale jak wytłumaczyć włazy Kirkwood i grupę Gilda? Gdyby były tylko luki na współrzędnych, to można by przyjąć proste wyjaśnienie zaproponowane przez samego Kirkwooda, że ​​asteroidy są wyrzucane z obszarów rezonansowych przez okresowe oddziaływanie Jowisza. Ale teraz ten obraz wydaje się zbyt prosty. Obliczenia numeryczne wykazały, że chaotyczne orbity penetrują obszary przestrzeni w pobliżu rezonansu 3:1, a fragmenty planetoid, które wpadają w ten obszar, zmieniają swoje orbity z kołowych na wydłużone eliptyczne, regularnie przenosząc je do centralnej części Układu Słonecznego. Na takich orbitach, które krzyżują się z planetarnymi ścieżkami, meteoroidy nie żyją długo (zaledwie kilka milionów lat), zanim zderzą się z Marsem lub Ziemią i przy niewielkim chybieniu są wyrzucane na obrzeża Układu Słonecznego. Tak więc głównym źródłem spadających na Ziemię meteorytów są włazy Kirkwood, przez które przechodzą chaotyczne orbity fragmentów asteroid. Oczywiście istnieje wiele przykładów wysoce uporządkowanych ruchów rezonansowych w Układzie Słonecznym. Dokładnie tak poruszają się satelity w pobliżu planet, na przykład Księżyc, który zawsze jest skierowany w stronę Ziemi tą samą półkulą, ponieważ jego okres orbitalny pokrywa się z okresem osiowym. Przykładem jeszcze wyższej synchronizacji jest układ Pluton-Charon, w którym nie tylko na satelicie, ale i na planecie „dzień równa się miesiącowi”. Ruch Merkurego ma charakter pośredni, którego obrót osiowy i krążenie orbitalne są w stosunku rezonansowym 3:2. Jednak nie wszystkie ciała zachowują się tak prosto: na przykład w niesferycznym Hyperionie pod wpływem przyciągania Saturna oś obrotu losowo się odwraca. Na ewolucję orbit satelitów wpływa kilka czynników. Ponieważ planety i satelity nie są masami punktowymi, ale rozciągłymi obiektami, a ponadto siła grawitacji zależy od odległości, różne części ciała satelity, oddalone od planety w różnych odległościach, są do niego przyciągane na różne sposoby; to samo dotyczy przyciągania działającego od strony satelity na planetę. Ta różnica sił powoduje pływy morskie i nadaje synchronicznie obracającym się satelitom lekko spłaszczony kształt. Satelita i planeta powodują wzajemne deformacje pływowe, co wpływa na ich ruch orbitalny. Średni rezonans ruchu 4:2:1 księżyców Jowisza, Io, Europy i Ganimedesa, po raz pierwszy szczegółowo zbadany przez Laplace'a w jego Mechanice nieba (tom 4, 1805), nazywany jest rezonansem Laplace'a. Zaledwie kilka dni przed zbliżeniem się sondy Voyager 1 do Jowisza, 2 marca 1979 r., astronomowie Peale, Kassen i Reynolds opublikowali „topienie rozpraszania pływów Io”, w którym przewidzieli aktywny wulkanizm na tym satelicie ze względu na jego wiodącą rolę w utrzymaniu 4: 2: 1 rezonans. Voyager 1 rzeczywiście odkrył aktywne wulkany na Io, tak potężne, że na zdjęciach powierzchni satelity nie widać ani jednego krateru po meteorycie: jego powierzchnia jest tak szybko pokryta erupcjami.
POWSTANIE UKŁADU SŁONECZNEGO
Pytanie o to, jak powstał Układ Słoneczny, jest prawdopodobnie najtrudniejsze w naukach planetarnych. Aby odpowiedzieć na to pytanie, wciąż mamy niewiele danych, które pomogłyby przywrócić złożone procesy fizyczne i chemiczne, które miały miejsce w tej odległej epoce. Teoria powstania Układu Słonecznego musi wyjaśniać wiele faktów, w tym jego stan mechaniczny, skład chemiczny i dane dotyczące chronologii izotopów. W tym przypadku pożądane jest poleganie na rzeczywistych zjawiskach obserwowanych w pobliżu formujących się i młodych gwiazd.
stan mechaniczny. Planety krążą wokół Słońca w tym samym kierunku, po prawie kołowych orbitach leżących prawie w tej samej płaszczyźnie. Większość z nich obraca się wokół własnej osi w tym samym kierunku co Słońce. Wszystko to wskazuje, że poprzednikiem Układu Słonecznego był wirujący dysk, który w naturalny sposób powstaje w wyniku kompresji układu samograwitacyjnego z zachowaniem momentu pędu i wynikającym z tego wzrostem prędkości kątowej. (Moment pędu lub moment pędu planety jest iloczynem jej masy pomnożonej przez odległość od Słońca i prędkość orbitalną. Pęd Słońca jest określany przez jego obrót osiowy i jest w przybliżeniu równy iloczynowi jego masy pomnożonej przez jego promień razy jego prędkość obrotu; momenty osiowe planet są pomijalne.) Słońce zawiera w sobie 99% masy Układu Słonecznego, ale tylko ok. 1% jej momentu pędu. Teoria powinna wyjaśniać, dlaczego większość masy układu jest skoncentrowana w Słońcu, a zdecydowana większość momentu pędu przypada na planety zewnętrzne. Dostępne modele teoretyczne powstawania Układu Słonecznego wskazują, że Słońce początkowo obracało się znacznie szybciej niż obecnie. Następnie moment pędu młodego Słońca został przeniesiony do zewnętrznych części Układu Słonecznego; astronomowie uważają, że siły grawitacyjne i magnetyczne spowolniły obrót Słońca i przyspieszyły ruch planet. Od dwóch stuleci znana jest przybliżona reguła regularnego rozkładu odległości planet od Słońca (reguła Titiusa-Bodego), ale nie ma na to wyjaśnienia. W układach satelitów planet zewnętrznych można prześledzić te same prawidłowości, co w układzie planetarnym jako całości; prawdopodobnie procesy ich powstawania miały ze sobą wiele wspólnego.
Zobacz też PRAWO BODEGO.
Skład chemiczny. W Układzie Słonecznym występuje silny gradient (różnica) składu chemicznego: planety i satelity bliskie Słońcu zbudowane są z materiałów ogniotrwałych, aw składzie odległych ciał znajduje się wiele pierwiastków lotnych. Oznacza to, że podczas formowania się Układu Słonecznego występował duży gradient temperatury. Współczesne astrofizyczne modele kondensacji chemicznej sugerują, że początkowy skład obłoku protoplanetarnego był zbliżony do składu ośrodka międzygwiazdowego i Słońca: pod względem masy do 75% wodoru, do 25% helu i mniej niż 1% wszystkich innych elementów. Modele te z powodzeniem wyjaśniają obserwowane zmiany składu chemicznego w Układzie Słonecznym. Skład chemiczny odległych obiektów można ocenić na podstawie ich średniej gęstości, a także widm ich powierzchni i atmosfery. Można to zrobić znacznie dokładniej, analizując próbki materii planetarnej, ale jak dotąd mamy tylko próbki z Księżyca i meteorytów. Badając meteoryty, zaczynamy rozumieć procesy chemiczne w pierwotnej mgławicy. Jednak proces aglomeracji dużych planet z małych cząstek jest nadal niejasny.
dane izotopowe. Skład izotopowy meteorytów wskazuje, że formowanie się Układu Słonecznego miało miejsce 4,6 ± 0,1 miliarda lat temu i trwało nie więcej niż 100 milionów lat. Anomalie w izotopach neonu, tlenu, magnezu, aluminium i innych pierwiastków wskazują, że w procesie zapadania się obłoku międzygwiazdowego, który dał początek układowi słonecznemu, dostały się do niego produkty wybuchu pobliskiej supernowej.
Zobacz też IZOTOPY ; SUPERNOWA .
Formacja gwiazd. Gwiazdy rodzą się w procesie zapadania się (sprężania) międzygwiazdowych obłoków gazu i pyłu. Proces ten nie został jeszcze szczegółowo zbadany. Istnieją obserwacyjne dowody na to, że fale uderzeniowe z wybuchów supernowych mogą kompresować materię międzygwiazdową i stymulować obłoki do zapadania się w gwiazdy.
Zobacz też ZAGADNIENIE GRAWITACYJNE. Zanim młoda gwiazda osiągnie stan stabilny, przechodzi etap grawitacyjnego kurczenia się mgławicy protogwiazdowej. Podstawowe informacje o tym etapie ewolucji gwiazd uzyskuje się badając młode gwiazdy typu T Tauri. Najwyraźniej gwiazdy te nadal znajdują się w stanie kompresji, a ich wiek nie przekracza 1 miliona lat. Zwykle ich masy wynoszą od 0,2 do 2 mas Słońca. Wykazują oznaki silnej aktywności magnetycznej. Widma niektórych gwiazd T Tauri zawierają zakazane linie, które pojawiają się tylko w gazie o małej gęstości; są to prawdopodobnie pozostałości mgławicy protogwiazdowej otaczającej gwiazdę. Gwiazdy T Tauri charakteryzują się gwałtownymi fluktuacjami promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego. Wiele z nich ma silne promieniowanie podczerwone i linie widmowe krzemu - wskazuje to, że gwiazdy są otoczone obłokami pyłu. Wreszcie gwiazdy T Tauri mają potężne wiatry gwiazdowe. Uważa się, że we wczesnym okresie swojej ewolucji Słońce również przechodziło przez stadium T Byka i że właśnie w tym okresie lotne pierwiastki zostały wyparte z wewnętrznych obszarów Układu Słonecznego. Niektóre gwiazdy tworzące masy o średniej masie wykazują silny wzrost jasności i wyrzucania powłok w czasie krótszym niż rok. Takie zjawiska nazywane są rozbłyskami FU Oriona. Przynajmniej raz takiego wybuchu doświadczyła gwiazda T Tauri. Uważa się, że większość młodych gwiazd przechodzi fazę rozbłysku orionowego FU. Wielu upatruje przyczyny wybuchu w fakcie, że od czasu do czasu zwiększa się tempo akrecji materii z otaczającego ją dysku gazowo-pyłowego na młodą gwiazdę. Jeśli Słońce również doświadczyło jednego lub więcej orionowych rozbłysków typu FU na wczesnym etapie swojej ewolucji, musiało to mieć silny wpływ na substancje lotne w centralnym Układzie Słonecznym. Obserwacje i obliczenia pokazują, że w pobliżu formującej się gwiazdy zawsze znajdują się pozostałości materii protogwiazdowej. Może tworzyć gwiazdę towarzyszącą lub układ planetarny. Rzeczywiście, wiele gwiazd tworzy układy podwójne i wielokrotne. Ale jeśli masa towarzysza nie przekroczy 1% masy Słońca (10 mas Jowisza), to temperatura w jego jądrze nigdy nie osiągnie wartości niezbędnej do zajścia reakcji termojądrowych. Takie ciało niebieskie nazywa się planetą.
Teorie formacji. Teorie naukowe dotyczące powstawania Układu Słonecznego można podzielić na trzy kategorie: pływowe, akrecyjne i mgławicowe. Te ostatnie cieszą się obecnie największym zainteresowaniem. Teoria pływów, najwyraźniej po raz pierwszy zaproponowana przez Buffona (1707-1788), nie łączy bezpośrednio powstawania gwiazd i planet. Przyjmuje się, że inna gwiazda przelatująca obok Słońca poprzez oddziaływanie pływowe wyciągnęła z niego (lub z siebie) strumień materii, z którego powstały planety. Ten pomysł prowadzi do wielu problemów fizycznych; na przykład gorąca materia wyrzucana przez gwiazdę powinna być rozpylana, a nie kondensowana. Teraz teoria pływów jest niepopularna, ponieważ nie potrafi wyjaśnić mechanicznych cech Układu Słonecznego i przedstawia jego narodziny jako przypadkowe i niezwykle rzadkie zdarzenie. Teoria akrecji sugeruje, że młode Słońce uchwyciło materię przyszłego układu planetarnego, przelatując przez gęsty obłok międzygwiezdny. Rzeczywiście, młode gwiazdy zwykle znajdują się w pobliżu dużych obłoków międzygwiazdowych. Jednak w ramach teorii akrecji trudno jest wyjaśnić gradient składu chemicznego w układzie planetarnym. Hipoteza mgławicy zaproponowana przez Kanta pod koniec XVIII wieku jest obecnie najbardziej rozwinięta i ogólnie akceptowana. Jego główną ideą jest to, że Słońce i planety powstały jednocześnie z jednego obracającego się obłoku. Kurcząc się, zamienił się w dysk, w środku którego powstało Słońce, a na obrzeżach - planety. Zauważmy, że pomysł ten różni się od hipotezy Laplace'a, zgodnie z którą Słońce powstało najpierw z chmury, a następnie, w miarę jej ściskania, siła odśrodkowa wyrwała z równika pierścienie gazowe, które później skondensowały się w planety. Hipoteza Laplace'a napotyka fizyczne trudności, których nie udało się pokonać od 200 lat. Współczesna wersja teorii mgławicowej, która odniosła największy sukces, została stworzona przez A. Camerona i współpracowników. W ich modelu mgławica protoplanetarna była około dwa razy masywniejsza niż obecny układ planetarny. W ciągu pierwszych 100 milionów lat formujące się Słońce aktywnie wyrzucało z niego materię. Takie zachowanie jest charakterystyczne dla młodych gwiazd, które od nazwy prototypu nazywane są gwiazdami typu T Tauri. Rozkład ciśnienia i temperatury materii mgławicy w modelu Camerona dobrze zgadza się z gradientem składu chemicznego Układu Słonecznego. Tak więc jest bardzo prawdopodobne, że Słońce i planety powstały z jednego zapadającego się obłoku. W jego centralnej części, gdzie gęstość i temperatura były wyższe, zachowały się tylko substancje ogniotrwałe, na obrzeżach również substancje lotne; to wyjaśnia gradient składu chemicznego. Zgodnie z tym modelem formowaniu się układu planetarnego musi towarzyszyć wczesna ewolucja wszystkich gwiazd, takich jak Słońce.
Wzrost planety. Istnieje wiele scenariuszy rozwoju planet. Być może planety powstały w wyniku przypadkowych zderzeń i sklejenia się małych ciał zwanych planetozymalami. Ale być może małe ciała połączyły się od razu w większe w dużych grupach w wyniku niestabilności grawitacyjnej. Nie jest jasne, czy planety gromadziły się w środowisku gazowym czy bezgazowym. W gazowej mgławicy spadki temperatury są wygładzone, ale kiedy część gazu skrapla się w cząsteczki pyłu, a pozostała część gazu jest zmiatana przez wiatr gwiazdowy, przezroczystość mgławicy gwałtownie wzrasta i powstaje silny gradient temperatury w mgławicy gazowej. system. Nadal nie jest do końca jasne, jakie są charakterystyczne czasy kondensacji gazu w cząstki pyłu, gromadzenia się ziaren pyłu w planetozymali oraz akrecji planetozymali w planety i ich satelity.
ŻYCIE W UKŁADIE SŁONECZNYM
Sugerowano, że życie w Układzie Słonecznym istniało kiedyś poza Ziemią i być może istnieje teraz. Pojawienie się technologii kosmicznej umożliwiło rozpoczęcie bezpośredniego testowania tej hipotezy. Merkury był zbyt gorący i pozbawiony atmosfery i wody. Wenus jest również bardzo gorąca – na jej powierzchni topi się ołów. Możliwość życia w górnej warstwie chmur Wenus, gdzie warunki są znacznie łagodniejsze, to nic innego jak fantazja. Księżyc i asteroidy wyglądają na całkowicie sterylne. Z Marsem wiązano wielkie nadzieje. Widziane przez teleskop 100 lat temu układy cienkich linii prostych - "kanałów" - dały wtedy powód do mówienia o urządzeniach sztucznego nawadniania na powierzchni Marsa. Ale teraz wiemy, że warunki na Marsie są niekorzystne dla życia: zimne, suche, bardzo rozrzedzone powietrze, a co za tym idzie silne promieniowanie ultrafioletowe ze Słońca, sterylizujące powierzchnię planety. Instrumenty bloków lądowania Wikingów nie wykryły materii organicznej w glebie Marsa. To prawda, że ​​istnieją oznaki, że klimat Marsa znacznie się zmienił i być może kiedyś był bardziej sprzyjający życiu. Wiadomo, że w odległej przeszłości na powierzchni Marsa znajdowała się woda, ponieważ szczegółowe zdjęcia planety pokazują ślady erozji wodnej, przypominające wąwozy i wyschnięte koryta rzek. Długoterminowe wahania klimatu marsjańskiego mogą być związane ze zmianą nachylenia osi biegunowej. Przy niewielkim wzroście temperatury planety atmosfera może stać się 100 razy gęstsza (z powodu parowania lodu). Jest więc możliwe, że kiedyś istniało życie na Marsie. Na to pytanie będziemy mogli odpowiedzieć dopiero po dokładnym zbadaniu próbek marsjańskiej gleby. Ale ich dostarczenie na Ziemię to trudne zadanie. Na szczęście istnieją mocne dowody na to, że spośród tysięcy meteorytów znalezionych na Ziemi co najmniej 12 pochodzi z Marsa. Nazywa się je meteorytami SNC, ponieważ pierwszy z nich znaleziono w pobliżu osad Shergotty (Shergotti, Indie), Nakhla (Nakla, Egipt) i Chassigny (Chassignoy, Francja). Meteoryt ALH 84001 znaleziony na Antarktydzie jest znacznie starszy od innych i zawiera wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne, prawdopodobnie pochodzenia biologicznego. Uważa się, że przybył na Ziemię z Marsa, ponieważ stosunek izotopów tlenu w nim nie jest taki sam jak w skałach ziemskich lub meteorytach innych niż SNC, ale taki sam jak w meteorycie EETA 79001, który zawiera szkła z wtrąceniami bąbelków , w którym skład gazów szlachetnych różni się od ziemskiego, ale odpowiada atmosferze Marsa. Chociaż w atmosferach planet olbrzymów znajduje się wiele cząsteczek organicznych, trudno uwierzyć, że bez stałej powierzchni mogłoby tam istnieć życie. W tym sensie o wiele ciekawszy jest satelita Saturna Tytan, który ma nie tylko atmosferę ze składnikami organicznymi, ale także stałą powierzchnię, na której mogą gromadzić się produkty syntezy. To prawda, że ​​​​temperatura tej powierzchni (90 K) jest bardziej odpowiednia do skraplania tlenu. Dlatego uwagę biologów bardziej przyciąga księżyc Jowisza Europa, choć pozbawiona atmosfery, ale najwyraźniej mająca pod lodową powierzchnią ocean ciekłej wody. Niektóre komety prawie na pewno zawierają złożone cząsteczki organiczne pochodzące z czasów powstania Układu Słonecznego. Ale trudno wyobrazić sobie życie na komecie. Tak więc, dopóki nie będziemy mieli dowodów na to, że życie w Układzie Słonecznym istnieje gdziekolwiek poza Ziemią. Można zadać pytania: jakie są możliwości instrumentów naukowych w związku z poszukiwaniem życia pozaziemskiego? Czy nowoczesna sonda kosmiczna może wykryć obecność życia na odległej planecie? Na przykład, czy sonda Galileo mogła wykryć życie i inteligencję na Ziemi, gdy przeleciała obok niej dwukrotnie w manewrach grawitacyjnych? Na przesłanych przez sondę obrazach Ziemi nie można było dostrzec oznak inteligentnego życia, ale sygnały naszych stacji radiowych i telewizyjnych przechwycone przez odbiorniki Galileo stały się ewidentnym dowodem jego obecności. Są one zupełnie inne niż promieniowanie naturalnych stacji radiowych – zorzy polarnej, oscylacji plazmy w ziemskiej jonosferze, rozbłysków słonecznych – i od razu zdradzają obecność cywilizacji technicznej na Ziemi. A jak objawia się nierozsądne życie? Kamera telewizyjna Galileo wykonała zdjęcia Ziemi w sześciu wąskich pasmach widmowych. W filtrach 0,73 i 0,76 µm niektóre obszary lądu wydają się zielone z powodu silnej absorpcji światła czerwonego, co nie jest typowe dla pustyń i skał. Najłatwiej wytłumaczyć to tym, że na powierzchni planety znajduje się jakiś nośnik niemineralnego pigmentu, który pochłania światło czerwone. Wiemy na pewno, że ta niezwykła absorpcja światła jest spowodowana chlorofilem, którego rośliny używają do fotosyntezy. Żadne inne ciało w Układzie Słonecznym nie ma tak zielonego koloru. Ponadto spektrometr na podczerwień Galileo zarejestrował obecność tlenu cząsteczkowego i metanu w atmosferze ziemskiej. Obecność metanu i tlenu w atmosferze ziemskiej świadczy o aktywności biologicznej na planecie. Możemy więc stwierdzić, że nasze sondy międzyplanetarne są w stanie wykryć oznaki aktywnego życia na powierzchni planet. Ale jeśli życie jest ukryte pod lodową skorupą Europy, jest mało prawdopodobne, aby przelatujący obok pojazd je wykrył.
Słownik geografii

Do niedawna astronomowie uważali, że takie pojęcie jak planeta odnosi się wyłącznie do Układu Słonecznego. Wszystko, co jest na zewnątrz, to niezbadane ciała kosmiczne, najczęściej gwiazdy o bardzo dużej skali. Ale, jak się później okazało, planety, podobnie jak groszek, są rozproszone po całym wszechświecie. Różnią się składem geologicznym i chemicznym, mogą mieć atmosferę lub nie, a wszystko to zależy od interakcji z najbliższą gwiazdą. Układ planet w naszym Układzie Słonecznym jest wyjątkowy. To właśnie ten czynnik ma fundamentalne znaczenie dla warunków, które ukształtowały się na każdym pojedynczym obiekcie kosmicznym.

Nasz kosmiczny dom i jego funkcje

W centrum Układu Słonecznego znajduje się gwiazda o tej samej nazwie, która należy do kategorii żółtych karłów. Jego pole magnetyczne wystarczy, aby utrzymać wokół własnej osi dziewięć planet o różnej wielkości. Są wśród nich karłowate kamienne ciała kosmiczne, ogromne gazowe olbrzymy, które osiągają parametry niemal samej gwiazdy, a także obiekty klasy „średniej”, do których należy Ziemia. Pozycje planet w Układzie Słonecznym nie występują w kolejności rosnącej lub malejącej. Można powiedzieć, że w odniesieniu do parametrów każdego pojedynczego ciała astronomicznego ich układ jest chaotyczny, to znaczy duże przeplatają się z małymi.

Struktura SS

Aby rozważyć położenie planet w naszym systemie, konieczne jest przyjęcie Słońca jako punktu odniesienia. Ta gwiazda znajduje się w centrum SS i to jej pola magnetyczne korygują orbity i ruchy wszystkich otaczających ją ciał kosmicznych. Wokół Słońca krąży dziewięć planet, a także pierścień asteroid, który leży między Marsem a Jowiszem, oraz Pas Kuipera, znajdujący się poza Plutonem. W tych odstępach wyróżnia się również poszczególne planety karłowate, które czasami przypisuje się głównym jednostkom układu. Inni astronomowie uważają, że wszystkie te obiekty to nic innego jak duże asteroidy, na których w żadnym wypadku nie może powstać życie. Do tej kategorii przypisują samego Plutona, pozostawiając w naszym systemie tylko 8 jednostek planetarnych.

Kolejność planet

Wymienimy więc wszystkie planety, zaczynając od tej najbliższej Słońcu. Na pierwszym miejscu są Merkury, Wenus, potem Ziemia i Mars. Za Czerwoną Planetą przechodzi pierścień asteroid, za którym rozpoczyna się parada gigantów składających się z gazów. Są to Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Listę uzupełnia karłowaty i lodowy Pluton z nie mniej zimnym i czarnym satelitą Charonem. Jak powiedzieliśmy powyżej, w systemie wyróżnia się kilka innych karłowatych jednostek kosmicznych. Położenie planet karłowatych w tej kategorii pokrywa się z pasami Kuipera i asteroidami. Ceres znajduje się w pierścieniu asteroid. Makemake, Haumea i Eris znajdują się w Pasie Kuipera.

planety ziemskie

Ta kategoria obejmuje ciała kosmiczne, które swoim składem i parametrami mają wiele wspólnego z naszą rodzimą planetą. Ich wnętrzności są również wypełnione metalami i kamieniami, wokół powierzchni tworzy się pełna atmosfera lub przypominająca ją mgła. Położenie planet typu ziemskiego jest łatwe do zapamiętania, ponieważ są to pierwsze cztery obiekty, które znajdują się bezpośrednio obok Słońca - Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Cechami charakterystycznymi są niewielkie rozmiary, a także długi okres obrotu wokół własnej osi. Ponadto ze wszystkich planet typu ziemskiego tylko sama Ziemia i Mars mają satelity.

Giganci z gazów i gorących metali

Lokalizacja planet Układu Słonecznego, zwanych gazowymi olbrzymami, jest najbardziej oddalona od głównej gwiazdy. Znajdują się za pierścieniem asteroid i rozciągają się prawie do pasa Kuipera. W sumie jest czterech gigantów - Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Każda z tych planet składa się z wodoru i helu, aw rejonie jądra znajdują się metale ogrzane do stanu ciekłego. Wszystkie cztery olbrzymy charakteryzują się niesamowicie silnym polem grawitacyjnym. Dzięki temu przyciągają do siebie liczne satelity, które formują wokół siebie niemal całe układy asteroid. Kule gazowe SS obracają się bardzo szybko, dlatego często występują na nich trąby powietrzne i huragany. Ale pomimo tych wszystkich podobieństw warto pamiętać, że każdy z gigantów jest wyjątkowy pod względem składu, wielkości i grawitacji.

planety karłowate

Ponieważ szczegółowo rozważaliśmy już położenie planet od Słońca, wiemy, że Pluton jest najdalszy, a jego orbita jest najbardziej gigantyczna w SS. To on jest najważniejszym przedstawicielem krasnoludków i tylko on z tej grupy jest najbardziej przebadany. Krasnoludy to te kosmiczne ciała, które są zbyt małe dla planet, ale także duże dla asteroid. Ich struktura może być porównywalna z Marsem lub Ziemią, albo może być po prostu skalista, jak każda asteroida. Powyżej wymieniliśmy najjaśniejszych przedstawicieli tej grupy - są to Ceres, Eris, Makemake, Haumea. W rzeczywistości karły można znaleźć nie tylko w dwóch pasach asteroid SS. Często nazywane są satelitami gazowych gigantów, które przyciągały do ​​nich ze względu na ogromne rozmiary

Jaki jest układ słoneczny, w którym żyjemy? Odpowiedź będzie następująca: to jest nasza centralna gwiazda, Słońce i wszystkie kosmiczne ciała, które krążą wokół niego. Są to duże i małe planety, a także ich satelity, komety, asteroidy, gazy i pył kosmiczny.

Nazwa układu słonecznego pochodzi od nazwy jego gwiazdy. W szerokim znaczeniu „słoneczny” jest często rozumiany jako dowolny układ gwiezdny.

Jak powstał układ słoneczny?

Według naukowców Układ Słoneczny powstał z gigantycznego międzygwiazdowego obłoku pyłu i gazów w wyniku zapadnięcia się grawitacyjnego w oddzielnej jego części. W rezultacie protogwiazda utworzyła się w centrum, a następnie zamieniła się w gwiazdę - Słońce i ogromny dysk protoplanetarny, z którego następnie powstały wszystkie wymienione powyżej elementy Układu Słonecznego. Uważa się, że proces ten rozpoczął się około 4,6 miliarda lat temu. Hipoteza ta została nazwana hipotezą mgławicową. Dzięki Emmanuelowi Swedenborgowi, Immanuelowi Kantowi i Pierre-Simonowi Laplace'owi, którzy zaproponowali ją jeszcze w XVIII wieku, ostatecznie została powszechnie przyjęta, jednak na przestrzeni wielu dziesięcioleci została dopracowana, wprowadzono do niej nowe dane, uwzględniające znajomość nowoczesnych nauk. Przyjmuje się więc, że na skutek nasilenia i nasilenia zderzeń cząstek ze sobą temperatura obiektu wzrosła, a po osiągnięciu wartości kilku tysięcy kelwinów protogwiazda nabrała blasku. Kiedy wskaźnik temperatury osiągnął miliony kelwinów, w centrum przyszłego Słońca rozpoczęła się reakcja syntezy termojądrowej - przekształcenie wodoru w hel. Zmienił się w gwiazdę.

Słońce i jego cechy

Nasi luminarze odnoszą się do rodzaju żółtych karłów (G2V) zgodnie z klasyfikacją widmową. To najbliższa nam gwiazda, jej światło dociera do powierzchni planety w zaledwie 8,31 sekundy. Z Ziemi promieniowanie wydaje się mieć żółty odcień, chociaż w rzeczywistości jest prawie białe.

Głównymi składnikami naszej oprawy są hel i wodór. Ponadto dzięki analizie spektralnej stwierdzono obecność na Słońcu żelaza, neonu, chromu, wapnia, węgla, magnezu, siarki, krzemu i azotu. Dzięki stale zachodzącej w jej głębi reakcji termojądrowej całe życie na Ziemi otrzymuje niezbędną energię. Światło słoneczne jest integralną częścią fotosyntezy, która wytwarza tlen. Bez światła słonecznego byłoby to niemożliwe, dlatego nie mogłaby powstać atmosfera odpowiednia dla białkowej formy życia.

Rtęć

To najbliższa planeta naszej gwiazdy. Wraz z Ziemią, Wenus i Marsem należy do planet tzw. grupy ziemskiej. Merkury ma swoją nazwę ze względu na dużą prędkość ruchu, która według mitów wyróżniała starożytnego boga o szybkich stopach. Rok Merkurego trwa 88 dni.

Planeta jest mała, jej promień wynosi zaledwie 2439,7 i jest mniejsza niż niektóre duże satelity gigantycznych planet, Ganimedesa i Tytana. Jednak w przeciwieństwie do nich, Merkury jest dość ciężki (3,3 · 10 · 23 kg), a jego gęstość jest tylko nieznacznie niższa od ziemskiej. Wynika to z obecności na planecie ciężkiego, gęstego jądra żelaza.

Na planecie nie ma zmian pór roku. Jego pustynna powierzchnia przypomina powierzchnię Księżyca. Jest również pokryty kraterami, ale jeszcze mniej nadający się do zamieszkania. Tak więc po dziennej stronie Merkurego temperatura dochodzi do +510°C, a po nocnej -210°C. To najostrzejsze spadki w całym Układzie Słonecznym. Atmosfera planety jest bardzo rzadka i rozrzedzona.

Wenus

Ta planeta, nazwana na cześć starożytnej greckiej bogini miłości, jest bardziej podobna do Ziemi niż inne w Układzie Słonecznym pod względem parametrów fizycznych - masy, gęstości, wielkości, objętości. Przez długi czas uważano je za bliźniacze planety, ale z czasem okazało się, że dzielą je ogromne różnice. Tak więc Wenus w ogóle nie ma satelitów. Jej atmosfera składa się prawie w 98% z dwutlenku węgla, a ciśnienie na powierzchni planety 92 razy przewyższa ziemskie! Chmury nad powierzchnią planety, składające się z oparów kwasu siarkowego, nigdy się nie rozpraszają, a temperatura dochodzi tutaj do +434°C. Na planetę spadają kwaśne deszcze, szaleją burze. Występuje tu duża aktywność wulkaniczna. Życie, w naszym rozumieniu, nie może istnieć na Wenus, co więcej, schodzący statek kosmiczny nie może długo wytrzymać takiej atmosfery.

Ta planeta jest wyraźnie widoczna na nocnym niebie. Jest to trzeci najjaśniejszy obiekt dla ziemskiego obserwatora, świeci białym światłem i przewyższa jasnością wszystkie gwiazdy. Odległość do Słońca wynosi 108 milionów km. Dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w 224 dni ziemskich, a wokół własnej osi w 243.

Ziemia i Mars

Są to ostatnie planety tzw. grupy ziemskiej, której przedstawiciele charakteryzują się obecnością stałej powierzchni. W ich strukturze wyróżnia się rdzeń, płaszcz i skorupę (tylko Merkury go nie ma).

Mars ma masę równą 10% masy Ziemi, co z kolei wynosi 5,9726 10 24 kg. Jego średnica wynosi 6780 km, czyli prawie połowę średnicy naszej planety. Mars jest siódmą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym. W przeciwieństwie do Ziemi, której 71% powierzchni pokrywają oceany, Mars jest całkowicie suchym lądem. Woda została zachowana pod powierzchnią planety w postaci masywnej pokrywy lodowej. Jego powierzchnia ma czerwonawy odcień ze względu na wysoką zawartość tlenku żelaza w postaci maghemitu.

Atmosfera Marsa jest bardzo rozrzedzona, a ciśnienie na powierzchni planety jest 160 razy mniejsze niż do tego jesteśmy przyzwyczajeni. Na powierzchni planety znajdują się kratery uderzeniowe, wulkany, depresje, pustynie i doliny, a na biegunach – podobnie jak na Ziemi – czapy lodowe.

Dzień marsjański jest nieco dłuższy niż dzień ziemski, a rok trwa 668,6 dni. W przeciwieństwie do Ziemi, która ma jeden księżyc, planeta ma dwa nieregularne satelity - Phobos i Deimos. Obie, podobnie jak Księżyc do Ziemi, są nieustannie zwrócone ku Marsowi tą samą stroną. Phobos stopniowo zbliża się do powierzchni swojej planety, poruszając się po spirali i prawdopodobnie w końcu spadnie na nią lub się rozpadnie. Z kolei Deimos stopniowo oddala się od Marsa iw odległej przyszłości może opuścić jego orbitę.

Pomiędzy orbitami Marsa i następnej planety, Jowisza, znajduje się pas asteroid składający się z małych ciał niebieskich.

Jowisz i Saturn

Jaka planeta jest największa? W Układzie Słonecznym są cztery gazowe olbrzymy: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Jowisz jest największym z nich. Jego atmosfera, podobnie jak atmosfera Słońca, składa się głównie z wodoru. Piąta planeta, nazwana na cześć boga piorunów, ma średni promień 69 911 km i masę 318 razy większą od masy Ziemi. Pole magnetyczne planety jest 12 razy silniejsze niż ziemskie. Jego powierzchnia jest ukryta pod nieprzejrzystymi chmurami. Jak dotąd naukowcom trudno jest dokładnie określić, jakie procesy mogą zachodzić pod tą gęstą zasłoną. Przyjmuje się, że na powierzchni Jowisza znajduje się wrzący ocean wodoru. Astronomowie uważają tę planetę za „nieudaną gwiazdę” ze względu na pewne podobieństwo w ich parametrach.

Jowisz ma 39 satelitów, z których 4 - Io, Europa, Ganymede i Callisto - zostały odkryte przez Galileusza.

Saturn jest nieco mniejszy od Jowisza, jest drugą co do wielkości wśród planet. To już szósta, kolejna planeta, również składająca się z wodoru z domieszkami helu, niewielkiej ilości amoniaku, metanu, wody. Szaleją tu huragany, których prędkość może osiągnąć 1800 km/h! Pole magnetyczne Saturna nie jest tak silne jak Jowisza, ale silniejsze niż ziemskie. Zarówno Jowisz, jak i Saturn są nieco spłaszczone na biegunach z powodu rotacji. Saturn jest 95 razy cięższy od Ziemi, ale jego gęstość jest mniejsza niż gęstość wody. Jest to najmniej gęste ciało niebieskie w naszym systemie.

Rok na Saturnie trwa 29,4 dni ziemskich, doba trwa 10 godzin 42 minuty. (Jowisz ma rok - 11,86 Ziemi, dzień - 9 godzin 56 minut). Posiada system pierścieni składających się z cząstek stałych o różnej wielkości. Przypuszczalnie mogą to być pozostałości zapadniętego satelity planety. W sumie Saturn ma 62 satelity.

Uran i Neptun to ostatnie planety

Siódma planeta Układu Słonecznego to Uran. Znajduje się 2,9 miliarda km od Słońca. Uran jest trzecią co do wielkości wśród planet Układu Słonecznego (średni promień - 25 362 km) i czwartą co do wielkości (14,6 razy przewyższa Ziemię). Rok trwa tu 84 godziny ziemskie, doba - 17,5 godziny. W atmosferze tej planety, oprócz wodoru i helu, znaczną objętość zajmuje metan. Dlatego dla ziemskiego obserwatora Uran ma bladoniebieski kolor.

Uran jest najzimniejszą planetą w Układzie Słonecznym. Temperatura jego atmosfery jest wyjątkowa: -224°C. Naukowcy nie wiedzą, dlaczego Uran ma niższą temperaturę niż planety dalej od Słońca.

Ta planeta ma 27 księżyców. Uran ma cienkie, płaskie pierścienie.

Neptun, ósma planeta od Słońca, zajmuje czwarte miejsce pod względem wielkości (średni promień - 24 622 km) i trzecie pod względem masy (17 Ziemi). Jak na gazowego giganta jest stosunkowo mały (tylko cztery razy większy od Ziemi). Jego atmosfera również składa się głównie z wodoru, helu i metanu. Chmury gazu w jego górnych warstwach poruszają się z rekordową prędkością, najwyższą w Układzie Słonecznym - 2000 km/h! Niektórzy naukowcy uważają, że pod powierzchnią planety, pod warstwą zamarzniętych gazów i wody, ukrytych z kolei przez atmosferę, może się ukryć solidny kamienny rdzeń.

Te dwie planety mają zbliżony skład, dlatego czasami są klasyfikowane jako osobna kategoria - lodowe olbrzymy.

Mniejsze planety

Małe planety nazywane są ciałami niebieskimi, które również poruszają się wokół Słońca po własnych orbitach, ale różnią się od innych planet niewielkimi rozmiarami. Wcześniej były w nich zawarte tylko asteroidy, ale ostatnio, a mianowicie od 2006 roku, należy do nich Pluton, który wcześniej znajdował się na liście planet Układu Słonecznego i był ostatnim, dziesiątym. Wynika to ze zmian terminologicznych. Tak więc mniejsze planety obejmują teraz nie tylko asteroidy, ale także planety karłowate - Eris, Ceres, Makemake. Nazwano je plutoidami na cześć Plutona. Orbity wszystkich znanych planet karłowatych znajdują się poza orbitą Neptuna, w tak zwanym pasie Kuipera, który jest znacznie szerszy i masywniejszy niż pas asteroid. Chociaż ich natura, jak uważają naukowcy, jest taka sama: jest to „niewykorzystany” materiał pozostały po powstaniu Układu Słonecznego. Niektórzy naukowcy sugerowali, że pas asteroid to szczątki dziewiątej planety Faeton, która zginęła w wyniku globalnej katastrofy.

Wiadomo, że Pluton składa się głównie z lodu i litej skały. Głównym składnikiem jego pokrywy lodowej jest azot. Jego bieguny pokryte są wiecznymi śniegami.

Taka jest kolejność planet Układu Słonecznego, zgodnie ze współczesnymi ideami.

Parada planet. Rodzaje parad

Jest to bardzo interesujące zjawisko dla osób interesujących się astronomią. Zwyczajowo nazywa się paradę planet taką pozycją w Układzie Słonecznym, gdy niektóre z nich, poruszając się w sposób ciągły po swoich orbitach, przez krótki czas zajmują określoną pozycję dla ziemskiego obserwatora, jakby ustawiały się w jednej linii.

Widoczna parada planet w astronomii to szczególne miejsce pięciu najjaśniejszych planet Układu Słonecznego dla ludzi, którzy widzą je z Ziemi - Merkurego, Wenus, Marsa, a także dwóch olbrzymów - Jowisza i Saturna. W tym czasie odległość między nimi jest stosunkowo niewielka i są one wyraźnie widoczne na niewielkim sektorze nieba.

Istnieją dwa rodzaje parad. Dużym jest jego pojawienie się, gdy pięć ciał niebieskich ustawia się w jednej linii. Małe - gdy jest ich tylko czterech. Zjawiska te mogą być widoczne lub niewidoczne z różnych części globu. Jednocześnie duża parada jest dość rzadka - raz na kilkadziesiąt lat. Tę małą można obserwować raz na kilka lat, a tak zwana mini-parada, w której biorą udział tylko trzy planety, jest prawie co roku.

Ciekawe fakty o naszym układzie planetarnym

Wenus, jedyna ze wszystkich głównych planet Układu Słonecznego, obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do swojego obrotu wokół Słońca.

Najwyższą górą na głównych planetach Układu Słonecznego jest Olympus (21,2 km, średnica - 540 km), wygasły wulkan na Marsie. Nie tak dawno temu, na największej asteroidzie w naszym układzie gwiezdnym, Westie, odkryto szczyt, który pod względem parametrów nieco przewyższa Olimp. Być może jest najwyższy w Układzie Słonecznym.

Cztery galileuszowe księżyce Jowisza są największymi w Układzie Słonecznym.

Oprócz Saturna pierścienie mają wszystkie gazowe olbrzymy, niektóre asteroidy i księżyc Saturna Rhea.

Jaki układ gwiazd jest nam najbliższy? Układ słoneczny jest najbliżej układu gwiezdnego potrójnej gwiazdy Alfa Centauri (4,36 lat świetlnych). Przyjmuje się, że mogą w nim istnieć planety podobne do Ziemi.

Dzieciom o planetach

Jak wytłumaczyć dzieciom, czym jest Układ Słoneczny? Pomoże w tym jej model, który można wykonać z dziećmi. Aby stworzyć planety, możesz użyć plasteliny lub gotowych plastikowych (gumowych) kulek, jak pokazano poniżej. Jednocześnie konieczne jest obserwowanie proporcji między rozmiarami „planet”, aby model Układu Słonecznego naprawdę pomagał w kształtowaniu prawidłowych wyobrażeń o kosmosie u dzieci.

Potrzebne będą również wykałaczki, które utrzymają nasze ciała niebieskie, a jako tło możesz użyć ciemnego arkusza tektury z małymi kropkami imitującymi namalowane farbą gwiazdki. Z pomocą takiej interaktywnej zabawki dzieciom łatwiej będzie zrozumieć, czym jest układ słoneczny.

Przyszłość Układu Słonecznego

W artykule szczegółowo opisano, czym jest układ słoneczny. Pomimo pozornej stabilności, nasze Słońce, jak wszystko w przyrodzie, ewoluuje, ale proces ten, jak na nasze standardy, jest bardzo długi. Zapas paliwa wodorowego w jego jelitach jest ogromny, ale nie nieskończony. Tak więc, zgodnie z hipotezami naukowców, zakończy się za 6,4 miliarda lat. W miarę wypalania jądro słoneczne stanie się gęstsze i gorętsze, a zewnętrzna powłoka gwiazdy będzie coraz szersza. Jasność gwiazdy również wzrośnie. Zakłada się, że za 3,5 miliarda lat z tego powodu klimat na Ziemi będzie podobny do wenusjańskiego, a życie na nim w zwykłym dla nas znaczeniu nie będzie już możliwe. Wody nie zostanie w ogóle, pod wpływem wysokich temperatur wyparuje w przestrzeń kosmiczną. Następnie, zdaniem naukowców, Ziemia zostanie wchłonięta przez Słońce i rozpuszczona w jego głębinach.

Perspektywy nie są zbyt jasne. Jednak postęp nie stoi w miejscu i być może do tego czasu nowe technologie pozwolą ludzkości opanować inne planety, nad którymi świecą inne słońca. W końcu, ile systemów „słonecznych” na świecie naukowcy jeszcze nie wiedzą. Jest ich prawdopodobnie niezliczona ilość, a wśród nich całkiem możliwe jest znalezienie jednego nadającego się do zamieszkania przez ludzi. To, który system „słoneczny” stanie się naszym nowym domem, nie jest tak ważne. Ludzka cywilizacja zostanie zachowana, a w jej historii rozpocznie się kolejna karta...

Nasz własny układ słoneczny wydaje się zbyt duży, rozciągając się na ponad 4 biliony mil od Słońca. Ale to tylko jedna z miliardów innych gwiazd, które tworzą naszą Drogę Mleczną.

Ogólna charakterystyka planet Układu Słonecznego

Zwykły obraz Układu Słonecznego wygląda następująco: 9 planet krąży po swoich owalnych orbitach wokół stałego, zawsze płonącego Słońca.

Ale charakterystyka planet Układu Słonecznego jest znacznie bardziej skomplikowana i interesująca. Oprócz nich istnieje wiele ich satelitów, a także tysiące asteroid. Daleko poza orbitą Plutona, który został uznany za planetę karłowatą, znajdują się dziesiątki tysięcy komet i innych zamarzniętych światów. Związane grawitacyjnie ze Słońcem, krążą wokół niego w dużych odległościach. Układ słoneczny jest chaotyczny, ciągle się zmienia, czasem nawet gwałtownie. Siły grawitacji powodują, że sąsiednie planety wpływają na siebie nawzajem, zmieniając w czasie swoje orbity. Twarde zderzenia z asteroidami mogą nadać planetom nowe kąty nachylenia. Charakterystyka planet Układu Słonecznego jest interesująca, ponieważ czasami zmieniają one warunki klimatyczne, ponieważ ich atmosfery rozwijają się i zmieniają.

Gwiazda zwana słońcem

Jakkolwiek smutno jest uświadomić sobie, że Słońce stopniowo wyczerpuje swoje zapasy paliwa jądrowego. Za miliardy lat powiększy się do rozmiarów gigantycznej czerwonej gwiazdy, pochłonie planety Merkury i Wenus, a na Ziemi temperatura wzrośnie do takich poziomów, że oceany wyparują w kosmos, a Ziemia stanie się suchym skalisty świat, podobny do dzisiejszego Merkurego. Po wyczerpaniu całego zapasu syntezy jądrowej Słońce zmniejszy się do rozmiarów białego karła, a po milionach lat już jako wypalona skorupa zamieni się w czarnego karła. Ale 5 miliardów lat temu Słońce i jego 9 planet jeszcze nie istniały. Istnieje wiele różnych wersji pojawienia się w obłokach kosmicznego gazu i pyłu Słońca jako protogwiazdy i jej układu, ale w wyniku miliardów lat syntezy jądrowej współczesny człowiek obserwuje ją taką, jaka jest teraz.

Wraz z Ziemią i innymi planetami gwiazda zwana Słońcem narodziła się około 4,6 miliarda lat temu z ogromnego obłoku pyłu wirującego w przestrzeni kosmicznej. Nasza gwiazda jest kulą płonących gazów, gdyby można było zważyć Słońce, waga pokazałaby 1990 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg materii składającej się z helu i wodoru.

Siła grawitacji

Według naukowców grawitacja jest najbardziej tajemniczą tajemnicą we wszechświecie. Jest to przyciąganie jednej materii do drugiej i nadaje planetom kształt kuli. Grawitacja Słońca jest wystarczająco potężna, aby pomieścić 9 planet, tuzin satelitów oraz tysiące asteroid i komet. Wszystko to jest utrzymywane wokół Słońca przez niewidzialne nici grawitacji. Ale wraz ze wzrostem odległości między obiektami kosmicznymi przyciąganie między nimi szybko słabnie. Charakterystyka planet Układu Słonecznego zależy bezpośrednio od grawitacji. Na przykład przyciąganie Plutona do Słońca jest znacznie mniejsze niż siła przyciągania między Słońcem a Merkurym lub Wenus. Słońce i ziemia wzajemnie się przyciągają, ale ze względu na to, że masa słońca jest znacznie większa, to przyciąganie z jego strony jest silniejsze. Charakterystyka porównawcza planet Układu Słonecznego pomoże zrozumieć główne cechy każdej z planet.

Promienie słoneczne przemieszczają się w różnych kierunkach w przestrzeni kosmicznej, docierając do wszystkich dziewięciu planet krążących wokół Słońca. Ale w zależności od tego, jak daleko znajduje się planeta, dociera do niej inna ilość światła, stąd różne cechy planet Układu Słonecznego.

Rtęć

Na Merkurym, najbliższej Słońcu planecie, Słońce wydaje się być 3 razy większe od Słońca Ziemi. W ciągu dnia może być oślepiająco jasno. Ale niebo jest ciemne nawet w ciągu dnia, ponieważ nie ma atmosfery, która odbijałaby się i rozpraszała światło słoneczne. Kiedy Słońce uderza w skalisty krajobraz Merkurego, temperatura może osiągnąć nawet 430 C. Ale w nocy całe ciepło wraca swobodnie w kosmos, a temperatura powierzchni planety może spaść do -173 C.

Wenus

Charakterystyka planet Układu Słonecznego (klasa 5 studiuje ten temat) prowadzi do rozważenia najbliższej planety dla Ziemian - Wenus. Wenus, druga planeta od Słońca, otoczona jest atmosferą składającą się głównie z dwutlenku węgla. W takiej atmosferze stale obserwuje się chmury kwasu siarkowego. Co ciekawe, pomimo tego, że Wenus jest bardziej oddalona od Słońca niż Merkury, jej temperatura powierzchni jest wyższa i sięga 480 C. Dzieje się tak za sprawą dwutlenku węgla, który tworzy efekt cieplarniany i zatrzymuje ciepło na planecie. Wenus ma podobny rozmiar i gęstość do Ziemi, ale właściwości jej atmosfery są szkodliwe dla wszystkich żywych istot. Reakcje chemiczne w chmurach wytwarzają kwasy, które mogą rozpuszczać ołów, cynę i skały. Ponadto Wenus jest pokryta tysiącami wulkanów i rzek lawy, które tworzyły się przez miliony lat. W pobliżu powierzchni atmosfera Wenus jest 50 razy gęstsza niż ziemska. Dlatego wszystkie obiekty, które ją penetrują, eksplodują, zanim uderzą w powierzchnię. Naukowcy odkryli na Wenus około 400 płaskich plam, z których każda ma średnicę od 29 do 48 km. Są to blizny po meteorytach, które eksplodowały nad powierzchnią planety.

Ziemia

Ziemia, na której wszyscy żyjemy, ma idealne warunki atmosferyczne i temperaturowe do życia, ponieważ nasza atmosfera składa się głównie z azotu i tlenu. Naukowcy dowodzą, że Ziemia krąży wokół Słońca, pochylając się z jednej strony. Rzeczywiście, pozycja planety odbiega od kąta prostego o 23,5 stopnia. To nachylenie, a także jego rozmiar, zdaniem naukowców, nasza planeta otrzymała po potężnym zderzeniu z kosmicznym ciałem. To właśnie to nachylenie Ziemi tworzy pory roku: zimę, wiosnę, lato i jesień.

Mars

Po Ziemi przychodzi Mars. Na Marsie Słońce wydaje się być trzy razy mniejsze niż na Ziemi. Tylko jedna trzecia światła w porównaniu z tym, co widzą Ziemianie, jest odbierana przez Marsa. Ponadto na tej planecie często występują huragany, unoszące czerwony pył z powierzchni. Niemniej jednak w letnie dni temperatura na Marsie może osiągnąć 17 ° C, podobnie jak na Ziemi. Mars ma czerwony odcień, ponieważ minerały tlenku żelaza w jego glebie odbijają czerwonawo-pomarańczowe światło Słońca, innymi słowy, marsjańska gleba zawiera dużo zardzewiałego żelaza, dlatego Mars jest często nazywany czerwoną planetą. Powietrze marsjańskie jest bardzo rozrzedzone - 1 procent gęstości ziemskiej atmosfery. Atmosfera planety składa się z dwutlenku węgla. Naukowcy przyznają, że kiedyś, jakieś 2 miliardy lat temu, na tej planecie były rzeki i woda w stanie ciekłym, a atmosfera zawierała tlen, ponieważ żelazo rdzewieje tylko wtedy, gdy wchodzi w interakcje z tlenem. Możliwe, że atmosfera Marsa była kiedyś odpowiednia do powstania życia na tej planecie.

Ze względu na parametry chemiczne i fizyczne charakterystykę planet Układu Słonecznego przedstawiono poniżej (tabela dla planet skalistych).

	Skład chemiczny atmosfery					Parametry fizyczne
						Ciśnienie, atm.	Temperatura, C
							-30 do +40

Jak widać skład chemiczny atmosfery wszystkich trzech planet jest bardzo różny.

Jest to charakterystyczne dla planet Układu Słonecznego. Powyższa tabela wyraźnie pokazuje stosunek różnych chemikaliów, a także ciśnienie, temperaturę i obecność wody na każdym z nich, więc teraz nie będzie trudno uzyskać ogólne pojęcie na ten temat.

Giganci Układu Słonecznego

Za Marsem znajdują się gigantyczne planety, które składają się głównie z gazów. Ciekawa fizyczna charakterystyka planet Układu Słonecznego, takich jak Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.

Wszystkie olbrzymy pokryte są gęstymi chmurami, a każdy kolejny otrzymuje coraz mniej światła od Słońca. Z Jowisza Słońce wygląda jak jedna piąta tego, co widzą Ziemianie. Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym. Pod gęstymi chmurami amoniaku i wody Jowisz jest pokryty oceanem metalicznego ciekłego wodoru. Cechą planety jest obecność gigantycznej czerwonej plamy na chmurach wiszących nad jej równikiem. To gigantyczna burza o długości prawie 48 000 km, która krąży wokół planety od ponad 300 lat. Saturn jest planetą pokazową w Układzie Słonecznym. Na Saturnie światło słoneczne jest jeszcze słabsze, ale wciąż wystarczająco silne, aby oświetlić rozległy system pierścieni planety. Tysiące pierścieni, które są w większości wykonane z lodu, są oświetlane przez Słońce, zamieniając je w gigantyczne kręgi światła.

Pierścienie Saturna nie zostały jeszcze zbadane przez naukowców zajmujących się Ziemią. Według niektórych wersji powstały one w wyniku zderzenia jego satelity z kometą lub asteroidą i pod wpływem ogromnej grawitacji zamieniły się w pierścienie.

Planeta Uran to zimny świat, który znajduje się w odległości 2,9 miliarda km od głównej gwiazdy. Średnia temperatura jej atmosfery wynosi -177 C. Jest to planeta o największym nachyleniu i krążąca wokół Słońca, leżąc na boku, a nawet w przeciwnym kierunku.

Pluton

Najbardziej odległa dziewiąta planeta - lodowy Pluton - świeci odległym zimnym światłem i znajduje się w odległości 5,8 miliarda kilometrów i wygląda jak jasna gwiazda na ciemnym niebie.

Ta planeta jest tak mała i tak daleko od Ziemi, że naukowcy niewiele o niej wiedzą. Jego powierzchnia składa się z lodu azotowego, aby wykonać jeden obrót wokół Słońca, potrzeba około 284 ziemskich lat. Słońce na tej planecie nie różni się niczym od miliardów innych gwiazd.

Pełny opis planet Układu Słonecznego

Znajdująca się poniżej tabela (piątoklasiści zapoznają się z tym tematem wystarczająco szczegółowo) pozwala nie tylko zorientować się w planetach Układu Słonecznego, ale także umożliwia ich porównanie pod względem podstawowych parametrów.

Planeta	Odległość od Słońca, astry jednostki	Okres obiegu, lata	Okres obrotu wokół osi	Promień względem promienia Ziemi	Masa w stosunku do masy Ziemi	Gęstość, kg/m3	Liczba satelitów
Rtęć
			23 godz. 56 min.
			24 godziny 37 minut
			9 godzin 50 minut
			10 godzin 12 minut
			17:00 14 min.
			16:07 min.

Jak widać, w naszej Galaktyce nie ma takiej planety jak Ziemia. Powyższe cechy planet Układu Słonecznego (tabela, klasa 5) pozwalają to zrozumieć.

Wniosek

Krótki opis planet Układu Słonecznego pozwoli czytelnikom zanurzyć się trochę w świat kosmosu i przypomnieć sobie, że Ziemianie są nadal jedynymi inteligentnymi istotami w rozległym Wszechświecie, a świat wokół nich musi być stale chroniony, konserwowany i odnawiany.

Nasz rodzimy dom „Ziemia” znajduje się wśród 7 dużych i 5 planet karłowatych krążących wokół najważniejszej gwiazdy „Słońce”! Nazwa „Układ Słoneczny” pojawiła się, ponieważ wszystkie planety zależą od Słońca i poruszają się w systemie.

Układ planetarny lub słoneczny!

Tych, którzy jeszcze nie wiedzą, o czym teraz mówimy, informujemy: Układ Słoneczny to taki układ planetarny, który składa się z ośmiu dużych i pięciu planet karłowatych, a w jego centrum znajduje się jedna bardzo jasna, gorąca i przyciąganie innych planet - „Gwiazda”. I w tym układzie słonecznym planet jest nasza siedziba - Ziemia.

Nasz układ słoneczny zawiera nie tylko odległe gorące i zimne planety, ale także wszystkie inne obiekty żyjące w kosmosie, w tym ogromną liczbę komet, asteroid, dużą liczbę satelitów, planetoid i wiele, wiele więcej, ogólnie wszystko, co się porusza Słońca i wpada w strefę jego przyciągania i grawitacji.

Mapa Układu Słonecznego we współczesnym świecie!

Nasz układ planetarny powstał ponad 4,5 miliarda lat temu!

Ponad 4,5 miliarda lat temu, kiedy nasz Układ Słoneczny jeszcze nie istniał, pojawiła się pierwsza gwiazda, a wokół niej pojawił się gigantyczny dysk, w którym znajdowały się ogromne ilości gazu, pyłu i innych materiałów. , z obłoku gazu, na fragmentach dysku otaczającego naszą gwiazdę i wskutek kompresji grawitacyjnej zaczęły pojawiać się planety. Obrót wokół Słońca wypychał cząstki pyłu, które rosły i rosły, jak kula śnieżna, która toczy się po zboczu góry i staje się coraz większa, więc cząsteczki pyłu ostatecznie stały się kamieniami, a po wielu latach te kamienie stały się brukiem i zderzyły się z tymi samymi innymi. Z czasem nabrały one ogromnych rozmiarów i przybrały postać ogromnych kul, które dziś znamy jako planety. Formowanie to trwało miliardy lat, jednak niektóre planety Układu Słonecznego powstały dość szybko w stosunku do innych i co ciekawe, nie zawsze zależało to od odległości do ognistego olbrzyma i składu chemicznego ciała fizycznego, nauka jeszcze nic konkretnego do powiedzenia na ten temat.

Obecna struktura Układu Słonecznego.

Pomimo faktu, że wszystkie planety Układu Słonecznego znajdują się blisko płaszczyzny ekliptyki (po łacinie - ecliptica), nie poruszają się wokół głównej gwiazdy ściśle wzdłuż równika (sama gwiazda ma oś obrotu o nachyleniu 7 stopni), niektóre poruszają się inaczej. Np. Pluton odchyla się od tej płaszczyzny o 17 stopni, bo jest najdalszy, a planeta nie jest duża (ostatnio przestał być uznawany za planetę, a teraz jest planetoidą).

Najmniejsza obecnie planeta Układu Słonecznego- Ten Rtęć, ma odchylenie aż 7 stopni, co jest zupełnie niezrozumiałe, ponieważ znajduje się najbliżej Słońca i działa na niego ogromna siła grawitacji gwiazdy, ale mimo to Merkury i większość innych planet stara się być w obrót płaskiego dysku.

Prawie cała masa Układu Słonecznego, a to 99,6 procent masy, spada na naszą gwiazdę - Słońce, a niewielka pozostała część jest podzielona między planety Układu Słonecznego i wszystko inne: komety, meteory itp. Wymiary układu nie kończą się na najbardziej odległych planetach czy planetoidach, ale na miejscu, w którym kończy się przyciąganie naszej złotej gwiazdy, a kończy się ono na obłoku Oorta.

Ta ogromna odległość, jedna trzecia odległości do naszej następnej gwiazdy, Proxima Centauri, mówi o tym, jak ogromny jest nasz Układ Słoneczny. Warto powiedzieć, że obłok Oorta istnieje czysto hipotetycznie, jest to kula otaczająca naszą gwiazdę w odległości 2 lat świetlnych od niej, w której znajduje się ogromna liczba komet, które z kolei, jak sugeruje nasza nauka, podlegają wpływ naszego Słońca i pędzą do centrum układu niosąc ze sobą gazy i lód. Tam, na obrzeżach tej ogromnej kuli, przyciąganie naszego gigantycznego luminarza już nie działa, w tym miejscu jest otwarta przestrzeń międzygwiazdowa, wiatr gwiazdowy i ogromne promieniowanie międzygwiazdowe.

Układ słoneczny składa się głównie z gazowych olbrzymów!

Należy również zauważyć, że w zasadzie nasz Układ Słoneczny zawiera najwięcej gazowych olbrzymów: Urana, Neptuna, Jowisza i Saturna. Ostatnia planeta, pomimo tego, że zajmuje drugą linię w naszym Układzie Słonecznym pod względem wielkości, ustępującą tylko Jowiszowi, jest najlżejsza. Gdyby na przykład na Saturnie był ocean (chociaż tak nie może być, ponieważ planeta nie ma stałej powierzchni), to sama planeta pływałaby w tym oceanie.

Największa planeta w Układzie Słonecznym- To zdecydowanie Jowisz, to także gigantyczny odkurzacz, który zasysa w siebie duże komety i inne ciała kosmiczne. Jego silne przyciąganie ratuje naszą planetę, a właściwie wszystkie planety wewnętrzne w Układzie Słonecznym, przed przerażającymi kataklizmami. Ponadto jego wielka siła zapobiega powstawaniu nowej planety między Jowiszem a Marsem w pasie asteroid, którą można by złożyć z dużej ilości materiału asteroid.

Najgorętsza planeta w naszym Układzie Słonecznym- jest jasne Wenus, pomimo faktu, że jest dwa razy dalej od najbliższego Słońcu Merkurego. Wenus jest najgorętsza, a wynika to z faktu, że ma bardzo gęste chmury, ciepła, które uderza w powierzchnię Wenus nie można schłodzić, jest to rodzaj gigantycznej łaźni parowej o temperaturze 400 stopni Celsjusza. Pod tym względem to Wenus świeci bardzo jasno z Ziemi, i to nie tylko dlatego, że jest najbliższą nam planetą, ale także dlatego, że jej chmury odbijają dużą ilość światła słonecznego. Między innymi na Wenus rok jest krótszy niż dzień, wynika to z faktu, że obraca się ona wokół własnej osi wolniej niż wokół gwiazdy w Układzie Słonecznym. W przeciwieństwie do wszystkich innych ma odwrotną rotację, chociaż Uran jest jeszcze bardziej niezwykły, obraca się leżąc na końcu.

Szczegółowy schemat układu słonecznego!

Naukowcy opowiedzieli o tym, ile planet, gwiazd i satelitów znajduje się w Układzie Słonecznym.

W naszym Układzie Słonecznym jest 8 dużych i 5 planet karłowatych. Do dużych należą: „Merkury”, „Wenus”, „Ziemia”, „”, „Jowisz”, „Saturn”, „Uran” i „Neptun”. Do krasnoludków: „Ceres”, „Pluton”, „Haumea”, „Makemake” i „Eris”. Wszystkie planety w Układzie Słonecznym mają swój własny rozmiar, masę, wiek i położenie.

Jeśli uporządkujesz planety w kolejności, lista będzie wyglądać następująco: „Merkury”, „Wenus”, „Ziemia”, „Mars”, „Ceres” (planeta karłowata), „Jowisz”, „Saturn”, „Uran” ", "Neptun" i tylko planety karłowate "Pluton", "Haumea", "Makemake" i "Eris" pójdą dalej.

W układzie planetarnym jest tylko jedna znacząca gwiazda - Słońce. Życie na Ziemi zależy od Słońca, jeśli ta gwiazda ostygnie, życie na Ziemi przestanie istnieć.

W naszym Układzie Słonecznym mamy 415 satelitów, z czego tylko 172 to planety, a pozostałe 243 to satelity bardzo małych ciał niebieskich.

Model układu słonecznego w formatach 2D i 3D.

Model układu planetarnego w formacie 2D!

Model układu planetarnego w 3D!

Układ Słoneczny (zdjęcia)

Nazwa „Układ Słoneczny” pochodzi od faktu, że wszystkie planety zależą od Słońca i poruszają się wokół niego w określony sposób. Planeta Ziemia jest wśród 7 dużych i 5 planet karłowatych krążących wokół najważniejszej gwiazdy "Słońce"!

Zdjęcie przedstawia tzw. poprawną mapę Układu Słonecznego we współczesnym świecie! Ten obraz pokazuje kolejność planet od Słońca.

Pomimo tego, że budowa Układu Słonecznego wygląda przerażająco, a wszystkie planety znajdują się blisko płaszczyzny ekliptyki (łac. obrót o nachylenie 7 stopni), niektóre poruszają się inaczej.

Zdjęcie przedstawia szczegółowy oficjalny schemat Układu Słonecznego, który został narysowany przez pracowników NASA przy użyciu specjalnych algorytmów i programów.