Greitas atsakymas: 8 planetos.
Saulės sistema yra planetų sistema, apimanti centrinę žvaigždę, kuri yra Saulė, ir visus kitus natūralius kosminius objektus, kurie savo ruožtu sukasi aplink Saulę.
Įdomu tai, kad didžiąją dalį visos Saulės sistemos masės sudaro ji pati, o likusią dalį sudaro 8 planetos. Taip, taip, Saulės sistemoje yra 8 planetos, o ne 9, kaip kai kurie žmonės mano. Kodėl jie taip mano? Viena iš priežasčių yra ta, kad Saulę jie painioja su kita planeta, tačiau iš tikrųjų tai yra vienintelė žvaigždė, įtraukta į Saulės sistemą. Tačiau iš tikrųjų viskas paprasčiau – Plutonas anksčiau buvo laikomas planeta, o dabar laikomas nykštuke.
Pradėkime planetų apžvalgą, pradedant nuo tos, kuri yra arčiausiai Saulės.
Merkurijus
Ši planeta buvo pavadinta senovės romėnų prekybos dievo – laivyno pėdos Merkurijaus vardu. Faktas yra tas, kad jis juda daug greičiau nei kitos planetos.
Merkurijus visiškai apsisuka aplink Saulę per 88 Žemės dienas, o vienos siderinės dienos trukmė Merkurijuje yra 58,65 Žemės paros.
Apie planetą žinoma gana mažai, o viena iš priežasčių yra ta, kad Merkurijus yra per arti Saulės.
Venera
Venera yra antroji vadinamoji vidinė Saulės sistemos planeta, kuri buvo pavadinta meilės deivės Veneros vardu. Verta paminėti, kad tai vienintelė planeta, kuri gavo savo vardą moteriškos, o ne vyriškos dievybės garbei.
Venera labai panaši į Žemę ne tik dydžiu, bet ir sudėtimi bei net gravitacija.
Manoma, kad Venera kadaise turėjo daug vandenynų, panašių į tuos, kuriuos turime mes. Tačiau prieš kurį laiką planeta įkaito taip, kad visas vanduo išgaravo, o po savęs liko tik akmenys. Vandens garai buvo išnešti į kosmosą.
Žemė
Trečioji planeta yra Žemė. Tai didžiausia planeta tarp sausumos planetų.
Jis susiformavo maždaug prieš 4,5 milijardo metų, o po to beveik iškart prie jo prisijungė vienintelis palydovas – Mėnulis. Manoma, kad gyvybė Žemėje atsirado maždaug prieš 3,9 milijardo metų ir laikui bėgant jos biosfera pradėjo keistis į gerąją pusę, o tai leido susidaryti ozono sluoksniui, sparčiau augti aerobiniams organizmams ir kt. Visa tai, be kita ko, leidžia mums egzistuoti dabar.
Marsas
Marsas uždaro keturias antžemines planetas. Planeta pavadinta senovės romėnų karo dievo Marso vardu. Ši planeta dar vadinama raudona, nes jos paviršius dėl geležies oksido turi rausvą atspalvį.
Marso paviršiaus slėgis yra 160 kartų mažesnis nei Žemės. Paviršiuje yra kraterių, panašių į tuos, kuriuos galima pamatyti Mėnulyje. Taip pat yra ugnikalnių, dykumų, slėnių ir net ledynų.
Marse yra du palydovai: Deimos ir Fobos.
Jupiteris
Tai penktoji planeta nuo Saulės ir pirmoji tarp milžiniškų planetų. Beje, jis yra didžiausias Saulės sistemoje, savo vardą gavęs senovės Romos aukščiausiojo griaustinio dievo garbei.
Jupiteris buvo žinomas nuo seno, tai atsispindi senovės mituose ir legendose. Turi labai daug palydovų – tiksliau 67. Įdomu tai, kad kai kurie iš jų buvo atrasti prieš kelis šimtmečius. Taigi pats Galilėjus Galilėjus 1610 metais atrado 4 palydovus.
Kartais Jupiterį galima pamatyti plika akimi, kaip buvo 2010 m.
Saturnas
Saturnas yra antra pagal dydį planeta Saulės sistemoje. Jis buvo pavadintas romėnų žemdirbystės dievo vardu.
Yra žinoma, kad Saturnas susideda iš vandenilio su vandens, helio, amoniako, metano ir kitų sunkiųjų elementų ženklais. Planetoje pastebėtas neįprastas vėjo greitis – apie 1800 kilometrų per valandą.
Saturnas turi iškilius žiedus, daugiausia sudarytus iš ledo, dulkių ir kitų elementų. Saturnas taip pat turi 63 palydovus, iš kurių vienas, Titanas, yra didesnis už net Merkurijų.
Uranas
Septintoji planeta pagal atstumą nuo Saulės. Jį palyginti neseniai (1781 m.) atrado Williamas Herschelis ir jis buvo pavadintas dangaus dievo vardu.
Uranas yra pirmoji planeta, atrasta naudojant teleskopą nuo viduramžių iki šių dienų. Įdomu tai, kad nors planetą kartais galima pamatyti ir plika akimi, iki jos atradimo paprastai buvo manoma, kad tai blanki žvaigždė.
Urane yra daug ledo, bet nėra metalinio vandenilio. Planetos atmosferą sudaro helis ir vandenilis, taip pat metanas.
Uranas turi sudėtingą žiedų sistemą ir 27 palydovus.
Neptūnas
Galiausiai pasiekėme aštuntąją ir paskutinę Saulės sistemos planetą. Planeta pavadinta romėnų jūrų dievo vardu.
Neptūnas buvo atrastas 1846 m., ir, kas įdomu, ne stebėjimais, o matematinių skaičiavimų dėka. Iš pradžių buvo aptiktas tik vienas jo palydovas, nors likę 13 nebuvo žinomi iki XX a.
Neptūno atmosferą sudaro vandenilis, helis ir galbūt azotas. Čia siautėja stipriausi vėjai, kurių greitis siekia fantastiškus 2100 km/val. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose temperatūra yra apie 220°C.
Neptūnas turi prastai išvystytą žiedų sistemą.
Visata (erdvė)- tai visas mus supantis pasaulis, beribis laike ir erdvėje ir be galo įvairus amžinai judančios materijos pavidalais. Visatos beribes galima iš dalies įsivaizduoti giedrą naktį, kai danguje yra milijardai įvairaus dydžio šviečiančių mirgančių taškų, vaizduojančių tolimus pasaulius. Šviesos spinduliai 300 000 km/s greičiu iš tolimiausių Visatos vietų pasiekia Žemę maždaug per 10 milijardų metų.
Pasak mokslininkų, Visata susiformavo kaip „Didžiojo sprogimo“ rezultatas prieš 17 milijardų metų.
Jį sudaro žvaigždžių, planetų, kosminių dulkių ir kitų kosminių kūnų sankaupos. Šie kūnai sudaro sistemas: planetas su palydovais (pavyzdžiui, Saulės sistema), galaktikas, metagalaktikas (galaktikų spiečius).
galaktika(vėlyva graikų kalba galaktikos- pieniškas, pieniškas, iš graikų kalbos gala- pienas) yra didžiulė žvaigždžių sistema, kurią sudaro daugybė žvaigždžių, žvaigždžių spiečių ir asociacijų, dujų ir dulkių ūkų, taip pat atskirų atomų ir dalelių, išsibarsčiusių tarpžvaigždinėje erdvėje.
Visatoje yra daug įvairių dydžių ir formų galaktikų.
Visos žvaigždės, matomos iš Žemės, yra Paukščių Tako galaktikos dalis. Jis gavo savo pavadinimą dėl to, kad giedrą naktį daugumą žvaigždžių galima pamatyti Paukščių Tako pavidalu – balkšvos, neryškios juostelės pavidalu.
Iš viso Paukščių Tako galaktikoje yra apie 100 milijardų žvaigždžių.
Mūsų galaktika nuolat sukasi. Jo judėjimo greitis Visatoje yra 1,5 milijono km/val. Jei pažvelgsite į mūsų galaktiką iš jos šiaurinio ašigalio, sukimasis vyksta pagal laikrodžio rodyklę. Saulė ir arčiausiai jos esančios žvaigždės kas 200 milijonų metų užbaigia revoliuciją aplink galaktikos centrą. Šis laikotarpis laikomas galaktikos metai.
Dydžiu ir forma panaši į Paukščių Tako galaktiką yra Andromedos galaktika arba Andromedos ūkas, esantis maždaug 2 milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų galaktikos. Šviesmetis— šviesos per metus nuvažiuotas atstumas, maždaug lygus 10 13 km (šviesos greitis 300 000 km/s).
Norint vizualizuoti žvaigždžių, planetų ir kitų dangaus kūnų judėjimo ir padėties tyrimą, naudojama dangaus sferos sąvoka.
Ryžiai. 1. Pagrindinės dangaus sferos linijos
Dangaus sfera yra įsivaizduojama savavališkai didelio spindulio sfera, kurios centre yra stebėtojas. Žvaigždės, Saulė, Mėnulis ir planetos yra projektuojamos į dangaus sferą.
Svarbiausios dangaus sferos linijos yra: svambalas, zenitas, nadyras, dangaus ekvatorius, ekliptika, dangaus dienovidinis ir kt. (1 pav.).
Santechnikos linija- tiesi linija, einanti per dangaus sferos centrą ir sutampanti su svambalo linijos kryptimi stebėjimo vietoje. Stebėtojui Žemės paviršiuje svambalo linija eina per Žemės centrą ir stebėjimo tašką.
Dviejuose taškuose dangaus sferos paviršių kerta svambalo linija - zenitas, virš stebėtojo galvos ir mažiausias - diametraliai priešingas taškas.
Didysis dangaus sferos apskritimas, kurio plokštuma statmena svambalai, vadinamas matematinis horizontas. Jis padalija dangaus sferos paviršių į dvi dalis: matomą stebėtojui, kurios viršūnė yra zenite, ir nematomą, kurios viršūnė yra žemiausiame taške.
Skersmuo, aplink kurį sukasi dangaus sfera, yra axis mundi. Jis kertasi su dangaus sferos paviršiumi dviejuose taškuose - pasaulio šiaurinis ašigalis Ir pasaulio pietų ašigalį.Šiaurės ašigalis yra tas, nuo kurio dangaus sfera sukasi pagal laikrodžio rodyklę žiūrint į sferą iš išorės.
Didysis dangaus sferos ratas, kurio plokštuma statmena pasaulio ašiai, vadinamas dangaus pusiaujo. Jis padalija dangaus sferos paviršių į du pusrutulius: šiaurinis, su savo viršūne šiauriniame dangaus ašigalyje ir pietų, kurio viršūnė yra pietiniame dangaus ašigalyje.
Didysis dangaus sferos ratas, kurio plokštuma eina per svambalo liniją ir pasaulio ašį, yra dangaus dienovidinis. Jis padalija dangaus sferos paviršių į du pusrutulius - rytų Ir vakarietiškas.
Dangaus dienovidinio plokštumos ir matematinio horizonto plokštumos susikirtimo linija - vidurdienio linija.
Ekliptika(iš graikų kalbos ekieipsis- užtemimas) yra didelis dangaus sferos ratas, išilgai kurio vyksta matomas kasmetinis Saulės judėjimas, tiksliau, jos centras.
Ekliptikos plokštuma yra pasvirusi į dangaus pusiaujo plokštumą 23°26"21".
Kad būtų lengviau prisiminti žvaigždžių vietą danguje, žmonės senovėje sugalvojo ryškiausias iš jų sujungti į žvaigždynai.
Šiuo metu žinomi 88 žvaigždynai, turintys mitinių personažų (Herkulis, Pegasas ir kt.), Zodiako ženklų (Jautis, Žuvys, Vėžys ir kt.), objektų (Svarstyklės, Lyra ir kt.) vardai (2 pav.) .
Ryžiai. 2. Vasaros-rudens žvaigždynai
Galaktikų kilmė. Saulės sistema ir atskiros jos planetos tebėra neįminta gamtos paslaptis. Yra kelios hipotezės. Šiuo metu manoma, kad mūsų galaktika susidarė iš dujų debesies, susidedančio iš vandenilio. Pradiniame galaktikų evoliucijos etape pirmosios žvaigždės susiformavo iš tarpžvaigždinės dujų-dulkių terpės, o prieš 4,6 milijardo metų – Saulės sistemos.
Saulės sistemos sudėtis
Susidaro dangaus kūnų, judančių aplink Saulę kaip centrinis kūnas, rinkinys Saulės sistema. Jis yra beveik Paukščių Tako galaktikos pakraštyje. Saulės sistema sukasi aplink galaktikos centrą. Jo judėjimo greitis yra apie 220 km/s. Šis judėjimas vyksta Cygnus žvaigždyno kryptimi.
Saulės sistemos sudėtis gali būti pavaizduota supaprastintos diagramos forma, parodyta Fig. 3.
Daugiau nei 99,9% Saulės sistemos medžiagos masės yra iš Saulės ir tik 0,1% iš visų kitų jos elementų.
|
I. Kanto hipotezė (1775) – P. Laplasas (1796) |
D. Jeanso hipotezė (XX a. pradžia) |
Akademiko O. P. Schmidto hipotezė (XX a. 40-ieji) |
V. G. Fesenkovo (XX a. 30-ųjų) hipotezė akaleminė |
|
Planetos susidarė iš dujų-dulkių medžiagos (karšto ūko pavidalu). Aušinimą lydi suspaudimas ir kai kurios ašies sukimosi greičio padidėjimas. Prie ūko pusiaujo atsirado žiedai. Žiedų medžiaga susikaupė į karštus kūnus ir palaipsniui atvėso |
Kartą pro Saulę pralėkė didesnė žvaigždė, o jos gravitacija ištraukė karštos medžiagos srovę (iškilimą) iš Saulės. Susidarė kondensacijos, iš kurių vėliau susidarė planetos. |
Dujų ir dulkių debesis, besisukantis aplink Saulę, dėl dalelių susidūrimo ir jų judėjimo turėjo įgyti vientisą formą. Dalelės susijungė į kondensaciją. Mažesnių dalelių pritraukimas kondensacija turėjo prisidėti prie aplinkinių medžiagų augimo. Kondensacijų orbitos turėjo tapti beveik apskritos ir gulėti beveik toje pačioje plokštumoje. Kondensacijos buvo planetų užuomazgos, sugeriančios beveik visą medžiagą iš tarpų tarp jų orbitų. |
Pati Saulė kilo iš besisukančio debesies, o planetos atsirado iš antrinio kondensacijos šiame debesyje. Be to, Saulė labai sumažėjo ir atvėso iki dabartinės būsenos |
Ryžiai. 3. Saulės sistemos sudėtis
Saulė
Saulė- tai žvaigždė, milžiniškas karštas kamuolys. Jo skersmuo 109 kartus didesnis už Žemės skersmenį, masė 330 000 kartų didesnė už Žemės masę, tačiau vidutinis tankis mažas – tik 1,4 karto didesnis už vandens tankį. Saulė yra maždaug 26 000 šviesmečių atstumu nuo mūsų galaktikos centro ir sukasi aplink jį, padarydama vieną apsisukimą per maždaug 225–250 milijonų metų. Saulės skriejimo greitis yra 217 km/s, taigi ji nuskrieja vienus šviesmečius kas 1400 Žemės metų.
Ryžiai. 4. Saulės cheminė sudėtis
Slėgis į Saulę yra 200 milijardų kartų didesnis nei Žemės paviršiuje. Saulės medžiagos tankis ir slėgis greitai didėja gylyje; slėgio padidėjimas paaiškinamas visų viršutinių sluoksnių svoriu. Saulės paviršiaus temperatūra yra 6000 K, o viduje – 13 500 000 K. Būdinga tokios žvaigždės kaip Saulė gyvavimo trukmė yra 10 milijardų metų.
1 lentelė. Bendra informacija apie Saulę
Saulės cheminė sudėtis yra maždaug tokia pati kaip ir daugumos kitų žvaigždžių: apie 75% sudaro vandenilis, 25% yra helis ir mažiau nei 1% yra visi kiti cheminiai elementai (anglis, deguonis, azotas ir kt.) (1 pav.). 4).
Centrinė Saulės dalis, kurios spindulys yra apie 150 000 km, vadinama Saulės šerdis. Tai branduolinių reakcijų zona. Medžiagos tankis čia yra maždaug 150 kartų didesnis nei vandens tankis. Temperatūra viršija 10 milijonų K (pagal Kelvino skalę, Celsijaus laipsniais 1 °C = K - 273,1) (5 pav.).
Virš šerdies, maždaug 0,2–0,7 saulės spindulio atstumu nuo jos centro, yra spinduliavimo energijos perdavimo zona. Energijos perdavimas čia vykdomas sugeriant ir išspinduliuojant fotonus atskiriems dalelių sluoksniams (žr. 5 pav.).
Ryžiai. 5. Saulės sandara
Fotonas(iš graikų kalbos phos- šviesa), elementarioji dalelė, galinti egzistuoti tik judėdama šviesos greičiu.
Arčiau Saulės paviršiaus vyksta sūkurinis plazmos maišymasis ir energija perduodama paviršiui
daugiausia dėl pačios medžiagos judėjimo. Šis energijos perdavimo būdas vadinamas konvekcija, ir Saulės sluoksnis, kuriame ji atsiranda konvekcinė zona.Šio sluoksnio storis yra maždaug 200 000 km.
Virš konvekcinės zonos yra saulės atmosfera, kuri nuolat svyruoja. Čia sklinda tiek vertikalios, tiek horizontalios bangos, kurių ilgis siekia kelis tūkstančius kilometrų. Virpesiai atsiranda maždaug per penkias minutes.
Vidinis Saulės atmosferos sluoksnis vadinamas fotosfera. Jį sudaro šviesūs burbuliukai. Tai granulės. Jų dydžiai yra nedideli - 1000-2000 km, o atstumas tarp jų yra 300-600 km. Saulėje vienu metu galima stebėti apie milijoną granulių, kurių kiekviena egzistuoja kelias minutes. Granulės yra apsuptos tamsių tarpų. Jei medžiaga pakyla granulėse, tada aplink jas ji krenta. Granulės sukuria bendrą foną, kuriame galima stebėti didelio masto darinius, tokius kaip fakulos, saulės dėmės, iškilimai ir kt.
Saulės dėmės- tamsios Saulės vietos, kurių temperatūra yra žemesnė nei supančios erdvės.
Saulės fakelai vadinami šviesiais laukais, supančiais saulės dėmes.
Iškilimai(iš lat. protubero- išsipūsti) - tankūs santykinai šaltų (palyginti su aplinkos temperatūra) medžiagų kondensatais, kurie pakyla ir yra laikomi virš Saulės paviršiaus magnetinio lauko. Saulės magnetinio lauko atsiradimą gali lemti tai, kad skirtingi Saulės sluoksniai sukasi skirtingu greičiu: vidinės dalys sukasi greičiau; Šerdis sukasi ypač greitai.
Iškilimai, saulės dėmės ir faculae nėra vieninteliai saulės aktyvumo pavyzdžiai. Tai taip pat apima magnetines audras ir sprogimus, kurie vadinami blyksniai.
Virš fotosferos yra chromosfera- išorinis Saulės apvalkalas. Šios saulės atmosferos dalies pavadinimo kilmė siejama su jos rausva spalva. Chromosferos storis yra 10-15 tūkstančių km, o medžiagos tankis yra šimtus tūkstančių kartų mažesnis nei fotosferoje. Chromosferos temperatūra sparčiai auga, jos viršutiniuose sluoksniuose pasiekia keliasdešimt tūkstančių laipsnių. Chromosferos pakraščiuose pastebimi spuogeliai, vaizduojančios pailgas sutankintų šviečiančių dujų stulpelius. Šių purkštukų temperatūra yra aukštesnė už fotosferos temperatūrą. Spygliuočiai pirmiausia pakyla iš apatinės chromosferos iki 5000–10 000 km, o paskui krenta atgal, kur išblunka. Visa tai vyksta maždaug 20 000 m/s greičiu. Spi kula gyvena 5-10 minučių. Vienu metu Saulėje esančių spikulų skaičius yra apie milijoną (6 pav.).
Ryžiai. 6. Saulės išorinių sluoksnių sandara
Supa chromosferą saulės korona- išorinis Saulės atmosferos sluoksnis.
Bendras Saulės skleidžiamos energijos kiekis yra 3,86. 1026 W, o Žemė gauna tik vieną du milijardus šios energijos.
Saulės spinduliuotė apima korpuskulinis Ir elektromagnetinė spinduliuotė.Korpuskulinė fundamentalioji spinduliuotė- tai plazmos srautas, susidedantis iš protonų ir neutronų, arba kitaip tariant - saulės vėjas, kuri pasiekia artimą Žemės erdvę ir teka aplink visą Žemės magnetosferą. Elektromagnetinė spinduliuotė– Tai saulės spinduliavimo energija. Jis pasiekia žemės paviršių tiesioginės ir išsklaidytos spinduliuotės pavidalu ir užtikrina šiluminį režimą mūsų planetoje.
viduryje, XIX a. Šveicarijos astronomas Rudolfas Vilkas(1816-1893) (7 pav.) apskaičiavo kiekybinį Saulės aktyvumo rodiklį, visame pasaulyje žinomą Vilko skaičiumi. Apdorojęs iki praėjusio amžiaus vidurio sukauptus saulės dėmių stebėjimus, Vilkas sugebėjo nustatyti vidutinį I metų saulės aktyvumo ciklą. Tiesą sakant, laiko intervalai tarp didžiausių ar minimalių vilkų skaičiaus metų svyruoja nuo 7 iki 17 metų. Kartu su 11 metų ciklu vyksta pasaulietinis, tiksliau 80-90 metų, Saulės aktyvumo ciklas. Nekoordinuotai uždėti vienas ant kito, jie daro pastebimus pokyčius geografiniame Žemės apvalkale vykstančiuose procesuose.
Į glaudų daugelio sausumos reiškinių ryšį su saulės aktyvumu dar 1936 m. atkreipė dėmesį A. L. Čiževskis (1897-1964) (8 pav.), rašęs, kad didžioji dauguma fizinių ir cheminių procesų Žemėje yra fizinių ir cheminių procesų pasekmė. kosminės jėgos. Jis taip pat buvo vienas iš tokio mokslo įkūrėjų kaip heliobiologija(iš graikų kalbos helios- saulė), tiriant Saulės įtaką geografinio Žemės apvalkalo gyvajai medžiagai.
Priklausomai nuo Saulės aktyvumo, Žemėje vyksta tokie fiziniai reiškiniai kaip: magnetinės audros, pašvaistės dažnis, ultravioletinės spinduliuotės kiekis, perkūnijos aktyvumo intensyvumas, oro temperatūra, atmosferos slėgis, krituliai, ežerų, upių, gruntinio vandens lygis, druskingumas ir jūrų aktyvumas ir kt.
Augalų ir gyvūnų gyvenimas siejamas su periodiniu Saulės aktyvumu (yra ryšys tarp saulės cikliškumo ir augalų vegetacijos trukmės, paukščių, graužikų ir kt. dauginimosi bei migracijos), taip pat su žmonėmis. (ligos).
Šiuo metu saulės ir žemės procesų santykiai toliau tiriami naudojant dirbtinius Žemės palydovus.
Sausumos planetos
Be Saulės, kaip Saulės sistemos dalis išskiriamos planetos (9 pav.).
Pagal dydį, geografines charakteristikas ir cheminę sudėtį planetos skirstomos į dvi grupes: sausumos planetos Ir milžiniškos planetos. Antžeminės planetos apima ir. Jie bus aptarti šiame poskyryje.
Ryžiai. 9. Saulės sistemos planetos
Žemė- trečioji planeta nuo Saulės. Jai bus skirtas atskiras poskyris.
Apibendrinkime. Planetos medžiagos tankis ir, atsižvelgiant į jos dydį, masę, priklauso nuo planetos vietos Saulės sistemoje. Kaip
Kuo planeta arčiau Saulės, tuo didesnis jos vidutinis medžiagos tankis. Pavyzdžiui, Merkurijaus jis yra 5,42 g/cm\ Venera - 5,25, Žemė - 5,25, Marsas - 3,97 g/cm3.
Bendrosios antžeminių planetų (Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas) charakteristikos pirmiausia yra: 1) santykinai maži dydžiai; 2) aukšta paviršiaus temperatūra ir 3) didelis planetinės medžiagos tankis. Šios planetos gana lėtai sukasi apie savo ašį ir turi mažai palydovų arba jų visai nėra. Antžeminių planetų struktūroje yra keturi pagrindiniai apvalkalai: 1) tanki šerdis; 2) jį dengianti mantija; 3) žievė; 4) lengvas dujų-vandens apvalkalas (išskyrus Merkurijaus). Šių planetų paviršiuje aptikti tektoninio aktyvumo pėdsakai.
Milžiniškos planetos
Dabar susipažinkime su milžiniškomis planetomis, kurios taip pat yra mūsų saulės sistemos dalis. Šis,.
Milžiniškos planetos turi šias bendras charakteristikas: 1) didelis dydis ir masė; 2) greitai suktis aplink ašį; 3) turėti žiedus ir daug palydovų; 4) atmosferą daugiausia sudaro vandenilis ir helis; 5) centre jie turi karštą metalų ir silikatų šerdį.
Jie taip pat išsiskiria: 1) žema paviršiaus temperatūra; 2) mažas planetinės medžiagos tankis.
SAULES SISTEMA
Saulė ir aplink ją skriejantys dangaus kūnai – 9 planetos, daugiau nei 63 palydovai, keturios milžiniškų planetų žiedų sistemos, dešimtys tūkstančių asteroidų, begalė meteoroidų, kurių dydis svyruoja nuo riedulių iki dulkių grūdelių, taip pat milijonai kometos. Erdvėje tarp jų juda saulės vėjo dalelės – elektronai ir protonai. Ištirta dar ne visa Saulės sistema: pavyzdžiui, dauguma planetų ir jų palydovų buvo tik trumpai ištyrinėtos iš praskridimo trajektorijų, nufotografuotas tik vienas Merkurijaus pusrutulis, o ekspedicijų į Plutoną dar nebuvo. Tačiau vis tiek daug svarbių duomenų jau surinkta teleskopų ir kosminių zondų pagalba.
Beveik visa Saulės sistemos masė (99,87%) yra sutelkta Saulėje. Saulės dydis taip pat yra žymiai didesnis nei bet kurios jos sistemos planetos: net 11 kartų už Žemę didesnio Jupiterio spindulys yra 10 kartų mažesnis nei Saulės. Saulė yra paprasta žvaigždė, kuri šviečia nepriklausomai dėl aukštos paviršiaus temperatūros. Planetos šviečia atsispindėjusia saulės šviesa (albedas), nes pačios yra gana šaltos. Jie yra tokia tvarka nuo Saulės: Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas ir Plutonas. Atstumai Saulės sistemoje paprastai matuojami vidutinio Žemės atstumo nuo Saulės vienetais, vadinamais astronominiu vienetu (1 AU = 149,6 mln. km). Pavyzdžiui, Plutono vidutinis atstumas nuo Saulės yra 39 AU, bet kartais jis nukeliauja net 49 AU. Yra žinoma, kad kometos nuskrenda 50 000 AU. Atstumas nuo Žemės iki artimiausios Kentaurio žvaigždės yra 272 000 AU arba 4,3 šviesmečio (ty šviesa, skriejanti 299 793 km/s greičiu, šį atstumą nukeliauja per 4,3 metų). Palyginimui, šviesa iš Saulės į Žemę nukeliauja per 8 minutes, o iki Plutono – per 6 valandas.
Planetos sukasi aplink Saulę beveik apskritomis orbitomis, esančiomis maždaug toje pačioje plokštumoje, prieš laikrodžio rodyklę, žiūrint iš Žemės šiaurinio ašigalio. Žemės orbitos plokštuma (ekliptikos plokštuma) yra arti vidutinės planetų orbitų plokštumos. Todėl matomi planetų, Saulės ir Mėnulio keliai danguje eina netoli ekliptikos linijos, o patys visada matomi Zodiako žvaigždynų fone. Orbitos polinkiai matuojami nuo ekliptikos plokštumos. Pasvirimo kampai, mažesni nei 90°, atitinka orbitos judėjimą pirmyn (prieš laikrodžio rodyklę), o didesni nei 90° kampai – judėjimą orbitoje atgal. Visos Saulės sistemos planetos juda į priekį; Plutonas turi didžiausią orbitos polinkį (17°). Daugelis kometų juda priešinga kryptimi, pavyzdžiui, Halio kometos orbitos polinkis yra 162°. Visų Saulės sistemos kūnų orbitos yra labai arti elipsės. Elipsinės orbitos dydį ir formą apibūdina pusiau pagrindinė elipsės ašis (vidutinis planetos atstumas nuo Saulės) ir ekscentriškumas, svyruojantis nuo e = 0 apskritoms orbitoms iki e = 1 labai pailgoms. Arčiausiai Saulės esantis orbitos taškas vadinamas periheliu, o tolimiausias taškas – afeliu.
Taip pat žr ORBITA ; KŪGINIAI SKYRIAI. Žemiškojo stebėtojo požiūriu Saulės sistemos planetos skirstomos į dvi grupes. Merkurijus ir Venera, esantys arčiau Saulės nei Žemė, vadinami žemutinėmis (vidinėmis) planetomis, o tolimesnės (nuo Marso iki Plutono) – viršutinėmis (išorinėmis) planetomis. Žemutinės planetos turi didžiausią atstumo nuo Saulės kampą: 28° Merkurijui ir 47° Venerai. Kai tokia planeta yra toliausiai į vakarus (rytus) nuo Saulės, sakoma, kad ji yra didžiausia vakarų (rytų) pailgėjimu. Kai prastesnė planeta matoma tiesiai prieš Saulę, sakoma, kad ji yra prastesnėje konjunkcijoje; kai tiesiai už Saulės – aukščiausioje konjunkcijoje. Kaip ir Mėnulis, šios planetos pereina visas saulės apšvietimo fazes per sinodinį periodą Ps – laiką, per kurį planeta grįžta į pradinę padėtį Saulės atžvilgiu žemiškojo stebėtojo požiūriu. Tikrasis planetos orbitos periodas (P) vadinamas sideraliniu. Žemesnėms planetoms šie laikotarpiai yra susiję su ryšiu:
1/Ps = 1/P – 1/Po čia Po yra Žemės orbitos periodas. Viršutinėms planetoms panašus ryšys turi skirtingą formą: 1/Ps = 1/Po - 1/P Viršutinėms planetoms būdingas ribotas fazių diapazonas. Didžiausias fazės kampas (Saulė-planeta-Žemė) yra 47° Marsui, 12° Jupiteriui ir 6° Saturnui. Kai viršutinė planeta matoma už Saulės, ji yra konjunkcijoje, o kai priešinga Saulei kryptimi – opozicijoje. Planeta, stebima 90° kampiniu atstumu nuo Saulės, yra kvadratinėje (rytų arba vakarų). Asteroido juosta, einanti tarp Marso ir Jupiterio orbitų, padalija Saulės planetų sistemą į dvi grupes. Jo viduje yra antžeminės planetos (Merkurijus, Venera, Žemė ir Marsas), panašios tuo, kad yra nedideli, akmenuoti ir gana tankūs kūnai: vidutinis jų tankis yra nuo 3,9 iki 5,5 g/cm3. Jie gana lėtai sukasi aplink savo ašis, neturi žiedų ir turi nedaug natūralių palydovų: Žemės Mėnulį ir Marso Fobą bei Deimosą. Už asteroido juostos yra milžiniškos planetos: Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Jiems būdingi dideli spinduliai, mažas tankis (0,7-1,8 g/cm3) ir gili atmosfera, kurioje gausu vandenilio ir helio. Jupiteriui, Saturnui ir galbūt kitiems milžinams trūksta kieto paviršiaus. Visi jie greitai sukasi, turi daug palydovų ir yra apsupti žiedų. Tolimas mažasis Plutonas ir dideli milžiniškų planetų palydovai daugeliu atžvilgių yra panašūs į antžemines planetas. Senovės žmonės žinojo plika akimi matomas planetas, t.y. visi vidiniai ir išoriniai iki Saturno. W. Herschelis atrado Uraną 1781 m. Pirmąjį asteroidą 1801 m. atrado G. Piazzi. Analizuodami Urano judėjimo nuokrypius, W. Le Verrier ir J. Adams teoriškai atrado Neptūną; apskaičiuotoje vietoje jį atrado I. Galle 1846. Tolimiausią planetą - Plutoną - 1930 metais atrado K. Tombaughas, ilgų transneptūninės planetos paieškų, kurias organizavo P. Lovell. Keturis didelius Jupiterio palydovus Galilėjus atrado 1610 m. Nuo tada teleskopų ir kosminių zondų pagalba šalia visų išorinių planetų buvo rasta daugybė palydovų. H. Huygensas 1656 metais nustatė, kad Saturnas yra apsuptas žiedo. Tamsūs Urano žiedai buvo aptikti iš Žemės 1977 m., stebint žvaigždės užslėpimą. Permatomus Jupiterio uolienų žiedus 1979 metais aptiko tarpplanetinis zondas „Voyager 1“. Nuo 1983 m., žvaigždžių okultacijos momentais, aplink Neptūną buvo pastebėti nehomogeniškų žiedų ženklai; 1989 metais „Voyager 2“ perdavė šių žiedų vaizdą.
Taip pat žr
ASTRONOMIJA IR ASTROFIZIKA;
ZODIAKAS;
KOSMO ZONDAS;
DANGAUS SFERA.
SAULE
Saulės sistemos centre yra Saulė – tipiška viena žvaigždė, kurios spindulys yra apie 700 000 km, o masė – 2 * 10 30 kg. Matomo Saulės paviršiaus – fotosferos – temperatūra yra apytiksliai. 5800 K. Dujų tankis fotosferoje tūkstančius kartų mažesnis už oro tankį Žemės paviršiuje. Saulės viduje temperatūra, tankis ir slėgis didėja didėjant gyliui, pasiekdami atitinkamai 16 milijonų K, 160 g/cm3 ir 3,5 * 10 11 barų (oro slėgis patalpoje yra apie 1 baras). Veikiant aukštai temperatūrai Saulės šerdyje, vandenilis virsta heliu, išskirdamas daug šilumos; tai neleidžia Saulei subyrėti veikiant savo gravitacijai. Šerdyje išsiskirianti energija palieka Saulę daugiausia fotosferos spinduliuotės pavidalu, kurios galia yra 3,86 * 10 26 W. Saulė tokiu intensyvumu spinduliuoja 4,6 milijardo metų, per tą laiką 4% vandenilio pavertusi heliu; tuo tarpu 0,03 % Saulės masės buvo paversta energija. Žvaigždžių evoliucijos modeliai rodo, kad Saulė šiuo metu yra savo gyvavimo viduryje (taip pat žr. Branduolinė sintezė). Norėdami nustatyti įvairių cheminių elementų gausą Saulėje, astronomai tiria saulės šviesos spektro sugerties ir emisijos linijas. Absorbcijos linijos yra tamsūs spektro tarpai, rodantys, kad tam tikro dažnio fotonų, sugertų tam tikro cheminio elemento, nėra. Emisijos linijos arba emisijos linijos yra ryškesnės spektro dalys, rodančios cheminio elemento skleidžiamų fotonų perteklių. Spektrinės linijos dažnis (bangos ilgis) rodo, kuris atomas ar molekulė yra atsakinga už jos atsiradimą; linijos kontrastas rodo šviesą skleidžiančios arba sugeriančios medžiagos kiekį; linijos plotis leidžia spręsti apie jos temperatūrą ir slėgį. Ištyrus ploną (500 km) Saulės fotosferą, galima įvertinti jos vidaus cheminę sudėtį, nes išoriniai Saulės sritys gerai susimaišo konvekcijos būdu, Saulės spektrai yra kokybiški, o fizikiniai procesai už juos atsakingi yra visiškai suprantami. Tačiau reikia pažymėti, kad iki šiol buvo nustatyta tik pusė saulės spektro linijų. Saulės sudėtyje vyrauja vandenilis. Antroje vietoje yra helis, kurio pavadinimas („helios“ graikiškai reiškia „Saulė“) primena, kad spektroskopiškai jis buvo aptiktas Saulėje anksčiau (1899 m.) nei Žemėje. Kadangi helis yra inertinės dujos, jis labai nenoriai reaguoja su kitais atomais ir taip pat nenoriai pasireiškia Saulės optiniame spektre – tik viena linija, nors daug mažiau gausių elementų Saulės spektre vaizduojami daugybe linijų. . Štai „saulės“ medžiagos sudėtis: 1 milijonui vandenilio atomų yra 98 000 helio atomų, 851 deguonies, 398 anglies, 123 neono, 100 azoto, 47 geležies, 38 magnio, 35 silicio, 16 sieros, 4 argono, 3 aliuminio, 2 atomų nikelio, natrio ir kalcio, taip pat šiek tiek visų kitų elementų. Taigi pagal masę Saulė yra maždaug 71 % vandenilio ir 28 % helio; likusieji elementai sudaro šiek tiek daugiau nei 1%. Žvelgiant iš planetų mokslo perspektyvos, pažymėtina, kad kai kurie Saulės sistemos objektai turi beveik tokią pačią sudėtį kaip ir Saulė (žr. skyrių apie meteoritus toliau). Lygiai taip pat, kaip oro reiškiniai keičia planetų atmosferų išvaizdą, saulės paviršiaus išvaizda taip pat keičiasi laikui bėgant nuo valandų iki dešimtmečių. Tačiau tarp planetų ir Saulės atmosferų yra svarbus skirtumas – dujų judėjimą Saulėje valdo galingas jos magnetinis laukas. Saulės dėmės yra tos žvaigždės paviršiaus sritys, kuriose vertikalus magnetinis laukas yra toks stiprus (200-3000 Gausų), kad neleidžia horizontaliai judėti dujoms ir taip slopina konvekciją. Dėl to temperatūra šiame regione nukrenta maždaug 1000 K ir atsiranda tamsi centrinė dėmės dalis - „šešėlis“, apsuptas karštesnio pereinamojo regiono - „pusiaunos“. Tipiškos saulės dėmės dydis yra šiek tiek didesnis nei Žemės skersmuo; Ši vieta egzistuoja keletą savaičių. Saulės dėmių skaičius didėja arba mažėja, kai ciklo trukmė yra 7–17 metų, o vidutiniškai 11,1 metų. Paprastai, kuo daugiau dėmių atsiranda cikle, tuo trumpesnis pats ciklas. Saulės dėmių magnetinio poliškumo kryptis nuo ciklo iki ciklo kinta į priešingą, todėl tikrasis Saulės dėmių aktyvumo ciklas yra 22,2 metų. Kiekvieno ciklo pradžioje pirmosios dėmės atsiranda didelėse platumose, maždaug. 40°, ir palaipsniui jų gimimo zona pasislenka link pusiaujo iki apytiksliai platumos. 5°. Taip pat žrŽVAIGŽDĖS ; SAULĖ . Saulės aktyvumo svyravimai beveik neturi įtakos bendrai jos spinduliuotės galiai (jei ji pasikeistų vos 1 proc., tai lemtų rimtus klimato pokyčius Žemėje). Buvo daug bandymų rasti ryšį tarp saulės dėmių ciklų ir Žemės klimato. Įspūdingiausias įvykis šia prasme yra „Maunderio minimumas“: nuo 1645 m. 70 metų Saulėje beveik nebuvo saulės dėmių, o tuo pat metu Žemė išgyveno mažąjį ledynmetį. Vis dar neaišku, ar šis stebinantis faktas buvo tik atsitiktinumas, ar tai rodo priežastinį ryšį.
Taip pat žr
KLIMATAS ;
METEOROLOGIJA IR KLIMATOLOGIJA. Saulės sistemoje yra 5 didžiuliai besisukantys vandenilio-helio rutuliai: Saulė, Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Šių milžiniškų dangaus kūnų gelmėse, neprieinamose tiesioginiam tyrinėjimui, yra sutelkta beveik visa Saulės sistemos materija. Žemės vidus taip pat mums nepasiekiamas, tačiau išmatavę seisminių bangų (ilgųjų bangų garso virpesių), kurias planetos kūne sužadina žemės drebėjimai, sklidimo laiką, seismologai sudarė išsamų Žemės vidaus žemėlapį: išsiaiškino dydžius. ir Žemės šerdies bei jos mantijos tankiai, taip pat gauti trimačiai vaizdai naudojant seisminę jos plutos plokščių vaizdus. Panašūs metodai gali būti taikomi Saulei, nes jos paviršiuje yra bangų, kurių periodas apytiksliai. 5 minutes, kurią sukelia daugybė jo gelmėse sklindančių seisminių virpesių. Helioseismologija tiria šiuos procesus. Skirtingai nuo žemės drebėjimų, kurie sukelia trumpus bangų pliūpsnius, energinga konvekcija Saulės viduje sukuria nuolatinį seisminį triukšmą. Helioseismologai išsiaiškino, kad konvekcinėje zonoje, kuri užima 14% išorinio Saulės spindulio, medžiaga sinchroniškai sukasi 27 dienas (apie Saulės šerdies sukimąsi dar nieko nežinoma). Aukščiau, pačioje konvekcinėje zonoje, sukimasis sinchroniškai vyksta tik išilgai vienodos platumos kūgių ir kuo toliau nuo pusiaujo, tuo lėčiau: pusiaujo sritys sukasi 25 dienų periodu (ankstesnis už vidutinį Saulės sukimąsi), o poliarinis. regionai, kurių laikotarpis yra 36 dienos (atsilieka nuo vidutinės rotacijos) . Pastarieji bandymai pritaikyti seismologinius metodus dujų milžiniškoms planetoms nedavė rezultatų, nes prietaisai dar negali aptikti atsirandančių virpesių. Virš Saulės fotosferos yra plonas karštas atmosferos sluoksnis, kurį galima pamatyti tik retais saulės užtemimų momentais. Tai kelių tūkstančių kilometrų storio chromosfera, pavadinta dėl raudonos spalvos dėl vandenilio Ha emisijos linijos. Temperatūra nuo fotosferos beveik padvigubėja iki viršutinių chromosferos sluoksnių, iš kurių dėl ne visai aiškių priežasčių iš Saulės išsiskirianti energija šilumos pavidalu. Virš chromosferos dujos įkaista iki 1 milijono K. Ši sritis, vadinama korona, tęsiasi maždaug 1 saulės spinduliu. Dujų tankis vainikinėje yra labai mažas, tačiau temperatūra tokia aukšta, kad korona yra galingas rentgeno spindulių šaltinis. Kartais Saulės atmosferoje atsiranda milžiniškų darinių – išsiveržiančių iškilimų. Jie atrodo kaip arkos, kylančios iš fotosferos į aukštį iki pusės saulės spindulio. Stebėjimai aiškiai rodo, kad iškilimų formą lemia magnetinio lauko linijos. Kitas įdomus ir itin aktyvus reiškinys – saulės blyksniai, galingi energijos ir dalelių pliūpsniai, trunkantys iki dviejų valandų. Tokio saulės pliūpsnio generuojamas fotonų srautas šviesos greičiu Žemę pasiekia per 8 minutes, o elektronų ir protonų srautas – per kelias dienas. Saulės blyksniai atsiranda tose vietose, kur staigiai pasikeičia magnetinio lauko kryptis, kurią sukelia medžiagos judėjimas saulės dėmėse. Saulės žybsnių aktyvumo maksimumas paprastai būna likus metams iki saulės dėmių ciklo maksimumo. Toks nuspėjamumas yra labai svarbus, nes galingo saulės žybsnio generuojamos įkrautų dalelių užtvaros gali pažeisti net antžeminius ryšius ir energijos tinklus, jau nekalbant apie astronautus ir kosmoso technologijas.
SAULĖS IŠKIRIMAS, pastebėtas helio emisijos linijoje (bangos ilgis 304) iš Skylab kosminės stoties.
Iš Saulės plazmos vainiko nuolat teka įkrautos dalelės, vadinamos saulės vėju. Jo egzistavimas buvo įtariamas dar prieš kosminių skrydžių pradžią, nes buvo pastebėta, kaip kažkas „pučia“ kometų uodegas. Saulės vėjas susideda iš trijų komponentų: didelio greičio srauto (daugiau nei 600 km/s), mažo greičio srauto ir nestacionarių saulės blyksnių srautų. Rentgeno spindulių Saulės vaizdai parodė, kad vainiklyje reguliariai susidaro didžiulės „skylės“ – mažo tankio plotai. Šios vainikinės skylės yra pagrindinis didelio greičio saulės vėjo šaltinis. Žemės orbitos srityje tipinis saulės vėjo greitis yra apie 500 km/s, o tankis – apie 10 dalelių (elektronų ir protonų) 1 cm3. Saulės vėjo srautas sąveikauja su planetų magnetosferomis ir kometų uodegomis, smarkiai paveikdamas jų formą ir jose vykstančius procesus.
Taip pat žr
GEOMAGNETIZMAS;
;
KOMETA. Spaudžiant Saulės vėjui tarpžvaigždinėje terpėje aplink Saulę susiformavo milžiniškas urvas – heliosfera. Prie jos ribos – heliopauzėje – turėtų atsirasti smūginė banga, kurios metu saulės vėjas ir tarpžvaigždinės dujos susidurtų ir taptų tankesnės, darydamos vienodą spaudimą vienas kitam. Keturi kosminiai zondai dabar artėja prie heliopauzės: Pioneer 10 ir 11, Voyager 1 ir 2. Nė vienas iš jų jos nesutiko 75 AU atstumu. nuo Saulės. Tai dramatiškos lenktynės su laiku: „Pioneer 10“ nustojo veikti 1998 m., o kiti bando pasiekti heliopauzę, kol baterijos nesibaigs. Sprendžiant iš skaičiavimų, „Voyager 1“ skrenda tiksliai ta kryptimi, iš kurios pučia tarpžvaigždinis vėjas, todėl pirmasis pasieks heliopauzę.
PLANETOS: APRAŠYMAS
Merkurijus. Stebėti Merkurijų pro teleskopą iš Žemės sunku: jis nenutolsta nuo Saulės didesniu nei 28° kampu. Jis buvo tiriamas naudojant radarą iš Žemės, o tarpplanetinis zondas Mariner 10 nufotografavo pusę jo paviršiaus. Merkurijus kas 88 Žemės dienas sukasi aplink Saulę gana pailga orbita, kurios atstumas nuo Saulės perihelyje yra 0,31 AU. ir prie afelio 0,47 au. Aplink savo ašį jis sukasi 58,6 dienos periodu, tiksliai lygiu 2/3 orbitinio periodo, todėl kiekvienas jo paviršiaus taškas į Saulę pasisuka tik kartą per 2 Merkurijaus metus, t.y. saulėtos dienos ten trunka 2 metus! Iš pagrindinių planetų tik Plutonas yra mažesnis už Merkurijų. Tačiau pagal vidutinį tankį Merkurijus yra antroje vietoje po Žemės. Tikriausiai jis turi didelę metalinę šerdį, kuri sudaro 75 % planetos spindulio (Žemės – 50 % spindulio). Merkurijaus paviršius panašus į mėnulio: tamsus, visiškai sausas ir padengtas krateriais. Vidutinis Merkurijaus paviršiaus šviesos atspindys (albedas) yra apie 10%, maždaug toks pat kaip ir Mėnulio. Ko gero, jo paviršius taip pat padengtas regolitu – sukepinta trupinta medžiaga. Didžiausias poveikio darinys Merkurijui yra 2000 km dydžio Kalorio baseinas, primenantis mėnulio mariją. Tačiau skirtingai nei Mėnulis, Merkurijus turi savotiškas struktūras – šimtus kilometrų besidriekiančius kelių kilometrų aukštį. Galbūt jie susidarė dėl planetos suspaudimo aušinant jos didelei metalinei šerdies arba veikiant galingiems saulės potvyniams. Planetos paviršiaus temperatūra dieną apie 700 K, o naktį apie 100 K. Radarų duomenimis, amžinos tamsos ir šalčio sąlygomis poliarinių kraterių dugne gali gulėti ledas. Gyvsidabris praktiškai neturi atmosferos – tik itin išretėjęs helio apvalkalas, kurio žemės atmosferos tankis 200 km aukštyje. Helis tikriausiai susidaro irstant radioaktyviesiems elementams planetos žarnyne. Merkurijus turi silpną magnetinį lauką ir neturi palydovų.
Venera. Tai antroji planeta nuo Saulės ir arčiausiai Žemės - ryškiausia „žvaigždė“ mūsų danguje; kartais matosi net dieną. Venera daugeliu atžvilgių panaši į Žemę: jos dydis ir tankis yra tik 5% mažesni nei Žemės; tikriausiai Veneros vidus panašus į žemės. Veneros paviršius visada yra padengtas storu gelsvai baltų debesų sluoksniu, tačiau radaro pagalba jis buvo ištirtas gana išsamiai. Venera sukasi aplink savo ašį priešinga kryptimi (žiūrint iš šiaurės ašigalio pagal laikrodžio rodyklę) su 243 Žemės dienų periodu. Jo orbitos periodas yra 225 dienos; todėl Veneros diena (nuo saulėtekio iki kito saulėtekio) trunka 116 Žemės dienų.
Taip pat žr RADARŲ ASTRONOMIJA.
VENERA. Ultravioletinė nuotrauka, kurią padarė tarpplanetinė stotis „Pioneer Venus“, rodo planetos atmosferą, tankiai užpildytą debesimis, šviesesnę poliariniuose regionuose (vaizdo viršuje ir apačioje).
Veneros atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas (CO2), nedidelis kiekis azoto (N2) ir vandens garų (H2O). Vandenilio chlorido rūgštis (HCl) ir vandenilio fluorido rūgštis (HF) buvo rasta kaip nedidelės priemaišos. Slėgis paviršiuje yra 90 barų (kaip jūrose Žemėje 900 m gylyje); temperatūra visame paviršiuje dieną ir naktį yra apie 750 K. Tokios aukštos temperatūros prie Veneros paviršiaus priežastis yra ta, kad ji ne visai tiksliai vadinama „šiltnamio efektu“: saulės spinduliai palyginti lengvai prasiskverbia pro jos atmosferos debesis ir įkaitina planetos paviršių, tačiau šiluminė infraraudonoji spinduliuotė. spinduliuotė iš paties paviršiaus su dideliais sunkumais išeina per atmosferą atgal į kosmosą. Veneros debesys sudaryti iš mikroskopinių koncentruotos sieros rūgšties (H2SO4) lašelių. Viršutinis debesų sluoksnis nuo paviršiaus nutolęs 90 km, temperatūra ten apytiksl. 200 K; apatinis sluoksnis - 30 km atstumu, temperatūra apytiksl. 430 K. Dar žemiau taip karšta, kad nėra debesų. Žinoma, skysto vandens Veneros paviršiuje nėra. Veneros atmosfera viršutinio debesų sluoksnio lygyje sukasi ta pačia kryptimi kaip ir planetos paviršius, bet daug greičiau, revoliuciją užbaigdama per 4 dienas; šis reiškinys vadinamas superrotacija ir kol kas jam nerasta jokio paaiškinimo. Automatinės stotys leidosi į Veneros dienos ir nakties puses. Dienos metu planetos paviršių apšviečia išsklaidyta saulės šviesa maždaug tokiu pat intensyvumu, kaip ir debesuotą dieną Žemėje. Naktį Veneroje buvo matyti daug žaibų. Veneros stotis perdavė mažų plotų vaizdus nusileidimo vietose, kur buvo matoma uolėta žemė. Apskritai Veneros topografija buvo tiriama iš radarų vaizdų, kuriuos perdavė Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ir -16 (1983) ir Magellan (1990). Geriausi jų bruožai yra apie 100 m dydžio, skirtingai nei Žemėje, Venera neturi aiškiai apibrėžtų žemyninių plokščių, tačiau pastebimos kelios pasaulinės aukštumos, pavyzdžiui, Australijos dydžio Ištaro žemė. Veneros paviršiuje yra daug meteoritinių kraterių ir ugnikalnių kupolų. Akivaizdu, kad Veneros pluta yra plona, todėl išlydyta lava priartėja prie paviršiaus ir lengvai išsilieja ant jos nukritus meteoritams. Kadangi Veneros paviršiuje nelyja ir nepučia stiprūs vėjai, paviršiaus erozija vyksta labai lėtai, o geologinės struktūros iš kosmoso matomos šimtus milijonų metų. Mažai žinoma apie Veneros vidinę sandarą. Tikriausiai jis turi metalinę šerdį, kuri užima 50% spindulio. Bet planeta neturi magnetinio lauko dėl labai lėto sukimosi. Venera taip pat neturi palydovų.
Žemė. Mūsų planeta yra vienintelė, kurioje didžioji paviršiaus dalis (75%) yra padengta skystu vandeniu. Žemė yra aktyvi planeta ir bene vienintelė, kurios paviršius atsinaujina dėl plokščių tektonikos procesų, pasireiškiančių vandenyno vidurio keteromis, salų lankais ir susilenkusiomis kalnų juostomis. Kietojo Žemės paviršiaus aukščių pasiskirstymas yra bimodalinis: vidutinis vandenyno dugno lygis yra 3900 m žemiau jūros lygio, o žemynai vidutiniškai pakyla virš jo 860 m (taip pat žr. ŽEMĖ). Seisminiai duomenys rodo tokią žemės vidaus sandarą: pluta (30 km), mantija (iki 2900 km gylio), metalinė šerdis. Dalis šerdies ištirpsta; ten sukuriamas žemės magnetinis laukas, kuris sulaiko įkrautas saulės vėjo daleles (protonus ir elektronus) ir aplink Žemę sudaro dvi jomis užpildytas toroidines sritis – radiacijos juostas (Van Alleno juostas), lokalizuotas 4000 ir 17 000 km aukštyje. nuo Žemės paviršiaus.
Taip pat žr GEOLOGIJA; GEOMAGNETIZMAS.
Žemės atmosferą sudaro 78 % azoto ir 21 % deguonies; tai ilgos evoliucijos, vykstančios geologiniams, cheminiams ir biologiniams procesams, rezultatas. Gali būti, kad pirmykštėje Žemės atmosferoje buvo daug vandenilio, kuris vėliau pabėgo. Podirvio degazavimas užpildė atmosferą anglies dioksidu ir vandens garais. Tačiau garai kondensavosi vandenynuose, o anglies dioksidas įstrigo karbonatinėse uolienose. (Įdomu, jei visas CO2 užpildytų atmosferą kaip dujos, slėgis būtų 90 barų, kaip Veneroje. O jei visas vanduo išgaruotų, slėgis būtų 257 barai!). Taigi azotas liko atmosferoje, o deguonis atsirado palaipsniui dėl biosferos gyvybinės veiklos. Dar prieš 600 milijonų metų deguonies kiekis ore buvo 100 kartų mažesnis nei dabar (taip pat žr. ATMOSFERA; VANDENYNAS). Yra požymių, kad Žemės klimatas keičiasi trumpu (10 000 metų) ir ilgu (100 milijonų metų) masteliais. To priežastis gali būti Žemės judėjimo orbitoje pokyčiai, sukimosi ašies pasvirimas ir ugnikalnių išsiveržimų dažnis. Negalima atmesti saulės spinduliuotės intensyvumo svyravimų. Mūsų epochoje klimatui įtakos turi ir žmogaus veikla: į atmosferą išmetamos dujos ir dulkės.
Taip pat žr
RŪGŠTINIS NUSTATYMAS;
ORO TARŠA;
VANDENS TARŠA;
APLINKOS DEGRADAVIMAS.
Žemė turi palydovą – Mėnulį, kurio kilmė dar neišaiškinta.
ŽEMĖ IR MĖNULIS iš kosminio zondo Lunar Orbiter.
Mėnulis. Vienas didžiausių palydovų Mėnulis yra antroje vietoje po Charono (Plutono palydovo) pagal palydovo ir planetos masių santykį. Jo spindulys yra 3,7, o masė yra 81 kartą mažesnė nei Žemės. Vidutinis Mėnulio tankis yra 3,34 g/cm3, tai rodo, kad jis neturi reikšmingos metalinės šerdies. Gravitacijos jėga Mėnulio paviršiuje yra 6 kartus mažesnė nei Žemės. Mėnulis skrieja aplink Žemę 0,055 ekscentricitetu. Jo orbitos plokštumos polinkis į žemės pusiaujo plokštumą svyruoja nuo 18,3° iki 28,6°, o ekliptikos atžvilgiu - nuo 4°59° iki 5°19°. Kasdienis Mėnulio sukimasis ir orbitinis apsisukimas yra sinchronizuojami, todėl visada matome tik vieną jo pusrutulį. Tiesa, nedidelis Mėnulio siūbavimas (libracijos) leidžia per mėnesį pamatyti apie 60% jo paviršiaus. Pagrindinė libracijų priežastis yra ta, kad kasdienis Mėnulio sukimasis vyksta pastoviu greičiu, o orbitos apsisukimas yra kintamas (dėl orbitos ekscentriškumo). Mėnulio paviršiaus sritys ilgą laiką buvo suskirstytos į „jūrines“ ir „žemynines“. Jūrų paviršius atrodo tamsesnis, yra žemiau ir yra daug rečiau padengtas meteorito krateriais nei žemyno paviršius. Jūros užpildytos bazaltinėmis lavomis, o žemynus sudaro anortozitinės uolienos, kuriose gausu lauko špatų. Sprendžiant iš didelio kraterių skaičiaus, žemynų paviršiai yra daug senesni nei jūros paviršiai. Intensyvus meteorito bombardavimas smulkiai sutraiškė viršutinį Mėnulio plutos sluoksnį ir keletą išorinių metrų pavertė milteliais, vadinamais regolitu. Astronautai ir robotai zondai parsivežė iš Mėnulio uolienų ir regolito pavyzdžių. Analizė parodė, kad jūros paviršiaus amžius yra apie 4 milijardus metų. Vadinasi, intensyvaus meteorito bombardavimo laikotarpis įvyksta per pirmuosius 0,5 milijardo metų po Mėnulio susidarymo prieš 4,6 milijardo metų. Tada meteoritų kritimo ir kraterių susidarymo dažnis išliko beveik nepakitęs ir vis dar yra vienas 1 km skersmens krateris kas 105 metus.
Taip pat žr ERDVĖS TYRINIMAS IR NAUDOJIMAS.
Mėnulio uolienos skurdžios lakiųjų elementų (H2O, Na, K ir kt.) ir geležies, bet daug ugniai atsparių elementų (Ti, Ca ir kt.). Tik Mėnulio poliarinių kraterių apačioje gali būti ledo nuosėdų, pavyzdžiui, Merkurijuje. Mėnulis praktiškai neturi atmosferos ir nėra įrodymų, kad Mėnulio dirvožemis kada nors būtų buvęs veikiamas skysto vandens. Jame taip pat nėra organinių medžiagų – tik angliarūgštės chondritų pėdsakai, atkeliavę su meteoritais. Vandens ir oro trūkumas, taip pat stiprūs paviršiaus temperatūros svyravimai (390 K dieną ir 120 K naktį) daro Mėnulį negyvenamu. Į Mėnulį pristatyti seismometrai leido kai ką sužinoti apie mėnulio vidų. Ten dažnai vyksta silpni „mėnulio drebėjimai“, tikriausiai susiję su Žemės potvynių įtaka. Mėnulis yra gana vienalytis, turi nedidelę tankią šerdį ir apie 65 km storio plutą, pagamintą iš lengvesnių medžiagų, o viršutinę 10 km plutos dalį meteoritai sutraiškė prieš 4 milijardus metų. Dideli smūginiai baseinai pasiskirsto tolygiai po Mėnulio paviršių, tačiau plutos storis matomoje Mėnulio pusėje yra mažesnis, todėl joje sutelkta 70% jūros paviršiaus. Mėnulio paviršiaus istorija plačiai žinoma: prieš 4 milijardus metų pasibaigus intensyvaus meteorito bombardavimo etapui, apie 1 milijardą metų podirvis buvo gana karštas ir į jūras tekėjo bazaltinė lava. Tada tik retas meteoritų kritimas pakeitė mūsų palydovo veidą. Tačiau dėl Mėnulio kilmės vis dar diskutuojama. Jis gali susiformuoti savaime, o paskui jį užfiksuoti Žemė; galėjo susiformuoti kartu su Žeme kaip jos palydovas; pagaliau galėjo atsiskirti nuo Žemės formavimosi laikotarpiu. Antroji galimybė neseniai buvo populiari, tačiau pastaraisiais metais buvo rimtai svarstoma hipotezė, kad Mėnulis susiformavo iš materijos, kurią proto Žemė išmetė susidūrimo su dideliu dangaus kūnu metu. Nepaisant Žemės ir Mėnulio sistemos kilmės neapibrėžtumo, tolesnę jų raidą galima atsekti gana patikimai. Potvynių sąveika daro didelę įtaką dangaus kūnų judėjimui: kasdienis Mėnulio sukimasis praktiškai sustojo (jo periodas lygus orbitiniam), o Žemės sukimasis lėtėja, kampinį impulsą perkeldamas į orbitinį judėjimą. Mėnulis, kuris dėl to per metus nutolsta nuo Žemės apie 3 cm. Tai sustos, kai Žemės sukimasis susilygins su Mėnulio sukimu. Tada Žemė ir Mėnulis nuolat bus pasukti vienas į kitą toje pačioje pusėje (kaip Plutonas ir Charonas), o jų diena ir mėnuo bus lygūs 47 einamosioms dienoms; tuo pačiu metu Mėnulis nuo mūsų nutols 1,4 karto. Tiesa, tokia situacija nesitęs amžinai, nes Saulės potvyniai nenustos daryti įtakos Žemės sukimuisi. Taip pat žr
MĖNULIS ;
MĖNULIO KILMĖ IR ISTORIJA;
Įdubimai ir srautai.
Marsas. Marsas panašus į Žemę, tačiau yra beveik perpus mažesnis ir jo vidutinis tankis yra šiek tiek mažesnis. Kasdienio sukimosi laikotarpis (24 valandos 37 minutės) ir ašies posvyris (24°) beveik nesiskiria nuo Žemėje. Stebėtojui Žemėje Marsas atrodo kaip rausva žvaigždė, kurios ryškumas pastebimai keičiasi; jis yra didžiausias konfrontacijos laikotarpiais, kurie pasikartoja po kiek daugiau nei dvejų metų (pavyzdžiui, 1999 m. balandžio mėn. ir 2001 m. birželio mėn.). Marsas yra ypač arti ir šviesus didelių opozicijų laikotarpiais, kurie atsiranda, jei opozicijos momentu jis praeina šalia perihelio; tai vyksta kas 15–17 metų (artimiausias – 2003 m. rugpjūčio mėn.). Teleskopas Marse atskleidžia ryškiai oranžines sritis ir tamsesnes sritis, kurių tonas keičiasi priklausomai nuo sezono. Ant stulpų yra ryškiai baltos sniego kepurės. Rausva planetos spalva siejama su dideliu geležies oksidų (rūdžių) kiekiu jos dirvožemyje. Tamsiųjų sričių sudėtis tikriausiai primena antžeminius bazaltus, o šviesios – iš smulkios medžiagos.
MARSO PAVIRŠIAUS prie Viking 1 nusileidimo bloko. Dideli akmens fragmentai yra apie 30 cm dydžio.
Daugiausia žinių apie Marsą gauname automatinėse stotyse. Veiksmingiausi buvo du orbitiniai ir du desantiniai ekspedicijos „Vikingai“, kurie nusileido Marse 1976 m. liepos 20 d. ir rugsėjo 3 d. Chrys (22° šiaurės platumos, 48° vakarų ilgumos) ir Utopijos (48° šiaurės platumos) regionuose. , 226° vakarų ilgumos), o Viking 1 veikė iki 1982 m. lapkričio mėn. Abu jie nusileido klasikiniuose šviesiuose plotuose ir atsidūrė rausvai smėlio dykumoje, išbarstytoje tamsiais akmenimis. 1997 m. liepos 4 d. zondas „Mars Pathfinder“ (JAV) įskrido į Areso slėnį (19° šiaurės platumos, 34° vakarų ilgumos) – tai pirmoji automatinė savaeigė transporto priemonė, aptikusi mišrias uolienas ir, galbūt, vandens sumaltus ir su smėliu sumaišytus akmenukus. ir molis, rodantis stiprius Marso klimato pokyčius ir didelį vandens kiekį praeityje. Ploną Marso atmosferą sudaro 95% anglies dioksido ir 3% azoto. Vandens garų, deguonies ir argono yra nedideli kiekiai. Vidutinis slėgis paviršiuje yra 6 mbar (t. y. 0,6 % Žemės). Esant tokiam žemam slėgiui, skysto vandens būti negali. Vidutinė paros temperatūra yra 240 K, o maksimali vasarą ties pusiauju siekia 290 K. Dienos temperatūros svyravimai yra apie 100 K. Taigi Marso klimatas yra šaltos, dehidratuotos aukštų kalnų dykumos klimatas. Aukštose Marso platumose žiemą temperatūra nukrenta žemiau 150 K, o atmosferos anglies dioksidas (CO2) užšąla ir iškrenta į paviršių kaip baltas sniegas, sudarydamas poliarinę dangtelį. Periodiškas poliarinių dangtelių kondensavimasis ir sublimacija sukelia sezoninius atmosferos slėgio svyravimus 30%. Iki žiemos pabaigos poliarinės kepurės riba nukrenta iki 45°-50° platumos, o vasarą iš jos lieka nedidelis plotas (300 km skersmens pietų ašigalyje ir 1000 km šiaurėje), kurį tikriausiai sudaro vandens ledo, kurio storis gali siekti 1-2 km. Kartais Marse pučia stiprūs vėjai, pakeldami į orą smulkaus smėlio debesis. Ypač galingos dulkių audros kyla vėlyvą pavasarį pietiniame pusrutulyje, kai Marsas praeina per savo orbitos perihelį ir saulės karštis yra ypač didelis. Savaites ir net mėnesius atmosfera tampa nepermatoma su geltonomis dulkėmis. Vikingų orbitatoriai perdavė galingų smėlio kopų vaizdus didelių kraterių dugne. Dulkių nuosėdos keičia Marso paviršiaus išvaizdą nuo sezono iki sezono, kad tai pastebima net iš Žemės, kai stebima pro teleskopą. Anksčiau kai kurie astronomai šiuos sezoninius paviršiaus spalvos pokyčius laikė Marse augmenijos ženklu. Marso geologija yra labai įvairi. Didelės pietinio pusrutulio teritorijos yra padengtos senais krateriais, likusiais iš senovės meteoritų bombardavimo eros (prieš 4 mlrd. metų). prieš metus). Didžiąją šiaurinio pusrutulio dalį dengia jaunesni lavos srautai. Ypač įdomi yra Tharsis kalva (10° šiaurės platumos, 110° vakarų ilgumos), ant kurios išsidėstę keli milžiniški vulkaniniai kalnai. Aukščiausio iš jų - Olimpo kalno - skersmuo prie pagrindo yra 600 km, o aukštis - 25 km. Nors šiuo metu vulkaninio aktyvumo požymių nėra, lavos srautų amžius neviršija 100 milijonų metų, o tai yra mažai, palyginti su 4,6 milijardo metų planetos amžiumi.
Nors senovės ugnikalniai rodo kadaise galingą veiklą Marso viduje, nėra jokių plokščių tektonikos požymių: nėra susilenkusių kalnų juostų ar kitų plutos suspaudimo požymių. Tačiau yra ir galingų plyšių, iš kurių didžiausias – Valles Marineris – driekiasi nuo Tharsis į rytus 4000 km, didžiausias plotis – 700 km, o gylis – 6 km. Vienas įdomiausių geologinių atradimų, padarytų iš erdvėlaivių vaizdų, buvo išsišakoję šimtų kilometrų ilgio vingiuoti slėniai, primenantys išdžiūvusias žemiškų upių vagas. Tai rodo palankesnį klimatą praeityje, kai temperatūra ir slėgis galėjo būti aukštesni, o upės tekėjo per Marso paviršių. Tiesa, slėnių išsidėstymas pietiniuose, labai krateriais apaugusiuose Marso regionuose rodo, kad Marse upės egzistavo labai seniai, tikriausiai per pirmuosius 0,5 milijardo jo evoliucijos metų. Vanduo dabar guli paviršiuje ledo pavidalu ant poliarinių ledo dangtelių, o galbūt po paviršiumi – amžinojo įšalo sluoksnio pavidalu. Vidinė Marso struktūra menkai ištirta. Jo mažas vidutinis tankis rodo, kad nėra reikšmingos metalinės šerdies; bet kokiu atveju jis nėra išlydytas, o tai išplaukia iš to, kad Marse nėra magnetinio lauko. Aparato „Viking-2“ nusileidimo bloke esantis seismometras per 2 veiklos metus planetos seisminio aktyvumo nefiksavo (Viking-1 seismometras neveikė). Marse yra du maži palydovai – Fobosas ir Deimosas. Abu yra netaisyklingos formos, padengti meteoritų krateriais ir greičiausiai yra asteroidai, kuriuos planeta užfiksavo tolimoje praeityje. Fobosas skrieja aplink planetą labai žema orbita ir atoslūgių įtakoje toliau artėja prie Marso; vėliau jį sunaikins planetos gravitacija.
Jupiteris. Didžiausia Saulės sistemos planeta Jupiteris yra 11 kartų didesnė už Žemę ir 318 kartų masyvesnė. Jo mažas vidutinis tankis (1,3 g/cm3) rodo, kad sudėtis yra artima saulės sudėtimi: daugiausia vandenilio ir helio. Greitas Jupiterio sukimasis aplink savo ašį sukelia jo polinį suspaudimą 6,4%. Jupiteryje esantis teleskopas atskleidžia lygiagrečias pusiaujui debesų juostas; šviesios zonos juose persipina rausvais diržais. Tikėtina, kad šviesios sritys yra pakilimo sritys, kuriose matomos amoniako debesų viršūnės; rausvos juostos yra susijusios su žemyn nukreiptomis srovėmis, kurių ryškią spalvą lemia amonio vandenilio sulfatas, taip pat raudonojo fosforo, sieros ir organinių polimerų junginiai. Be vandenilio ir helio, Jupiterio atmosferoje spektroskopiškai buvo aptikti CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ir GeH4. Temperatūra amoniako debesų viršuje yra 125 K, tačiau didėjant gyliui ji pakyla 2,5 K/km. 60 km gylyje turėtų būti vandens debesų sluoksnis. Debesų judėjimo greičiai zonose ir gretimose zonose labai skiriasi: pavyzdžiui, pusiaujo juostoje debesys juda į rytus 100 m/s greičiau nei gretimose zonose. Dėl greičio skirtumo zonų ir juostų ribose atsiranda stipri turbulencija, todėl jų forma yra labai sudėtinga. Viena iš to pasireiškimų yra ovalios besisukančios dėmės, iš kurių didžiausią, Didžiąją Raudonąją dėmę, Cassini atrado daugiau nei prieš 300 metų. Ši vieta (25 000–15 000 km) yra didesnė už Žemės diską; jis turi spiralinę cikloninę struktūrą ir vieną apsisuka aplink savo ašį per 6 dienas. Likusios dėmės mažesnės ir kažkodėl visos baltos.
Jupiteris neturi kieto paviršiaus. Viršutinis planetos sluoksnis, besitęsiantis 25% spindulio, susideda iš skysto vandenilio ir helio. Žemiau, kur slėgis viršija 3 milijonus barų, o temperatūra viršija 10 000 K, vandenilis pereina į metalinę būseną. Gali būti, kad netoli planetos centro yra skysta sunkesnių elementų šerdis, kurios bendra masė yra 10 Žemės masių. Centre slėgis apie 100 mln. barų, o temperatūra 20-30 tūkst. K. Skystas metalinis interjeras ir greitas planetos sukimasis lėmė jos galingą magnetinį lauką, kuris 15 kartų stipresnis už žemės. Didžiulė Jupiterio magnetosfera su galingomis spinduliuotės juostomis tęsiasi už keturių didelių palydovų orbitų. Temperatūra Jupiterio centre visada buvo žemesnė nei būtina termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Tačiau Jupiterio vidinės šilumos atsargos, likusios iš formavimosi eros, yra didelės. Net ir dabar, praėjus 4,6 milijardo metų, jis išskiria maždaug tiek pat šilumos, kiek gauna iš Saulės; pirmaisiais milijonais evoliucijos metų Jupiterio spinduliuotės galia buvo 104 kartus didesnė. Kadangi tai buvo didžiųjų planetos palydovų formavimosi era, nenuostabu, kad jų sudėtis priklauso nuo atstumo iki Jupiterio: du arčiausiai jo esantys Io ir Europa turi gana didelį tankį (3,5 ir 3,0 g/cm3). ), o tolimesniuose – Ganimede ir Kalisto – yra daug vandens ledo, todėl jų tankis mažesnis (1,9 ir 1,8 g/cm3).
Palydovai. Jupiteris turi mažiausiai 16 palydovų ir silpną žiedą: jis yra nutolęs 53 tūkstančius km nuo viršutinio debesų sluoksnio, jo plotis yra 6000 km ir, matyt, susideda iš mažų ir labai tamsių kietųjų dalelių. Keturi didžiausi Jupiterio palydovai vadinami Galilėju, nes juos 1610 m. atrado Galilėjus; nepriklausomai nuo jo, tais pačiais metais juos atrado vokiečių astronomas Marius, suteikęs jiems dabartinius vardus – Io, Europa, Ganymede ir Callisto. Mažiausias iš palydovų Europa yra šiek tiek mažesnis už Mėnulį, o Ganimedas yra didesnis už Merkurijų. Visi jie matomi pro žiūronus.
Io paviršiuje „Voyagers“ atrado keletą aktyvių ugnikalnių, kurie išmeta medžiagą šimtus kilometrų aukštyn. Io paviršius padengtas rausvomis sieros nuosėdomis ir šviesiomis sieros dioksido dėmėmis – ugnikalnių išsiveržimų produktais. Sieros dioksidas, kaip dujos, sudaro itin ploną Io atmosferą. Vulkaninio aktyvumo energija gaunama iš planetos potvynių ir atoslūgių įtakos palydovui. Io orbita eina per Jupiterio spinduliuotės juostas, ir jau seniai nustatyta, kad palydovas stipriai sąveikauja su magnetosfera, todėl joje atsiranda radijo pliūpsniai. 1973 m. palei Io orbitą buvo aptiktas šviečiančių natrio atomų toras; vėliau ten rasta sieros, kalio ir deguonies jonų. Šias medžiagas išmuša energingi protonai iš spinduliuotės juostų arba tiesiai iš Io paviršiaus, arba iš ugnikalnių dujų „plunksnų“. Nors Jupiterio potvynių įtaka Europai yra silpnesnė nei Io, jos vidus taip pat gali būti iš dalies ištirpęs. Spektriniai tyrimai rodo, kad Europos paviršiuje yra vandens ledo, o jo rausvą atspalvį greičiausiai lemia sieros tarša iš Io. Beveik visiškas smūginių kraterių nebuvimas rodo geologinį paviršiaus jaunystę. Ledinio Europos paviršiaus raukšlės ir lūžiai primena Žemės poliarinių jūrų ledo laukus; Tikriausiai Europoje po ledo sluoksniu yra skysto vandens. Ganimedas yra didžiausias Saulės sistemos mėnulis. Jo tankis mažas; tikriausiai jis susideda iš pusiau akmens ir pusiau ledo. Jo paviršius atrodo keistai ir jame yra plutos išsiplėtimo pėdsakų, kurie galėjo lydėti požeminio paviršiaus diferenciacijos procesą. Senovinio kraterio paviršiaus atkarpas skiria jaunesni, šimtų kilometrų ilgio ir 1-2 km pločio grioviai, esantys 10-20 km atstumu vienas nuo kito. Tai tikriausiai jaunesnis ledas, susidaręs vandeniui išsiliejus pro įtrūkimus iškart po diferenciacijos maždaug prieš 4 milijardus metų. Callisto panašus į Ganimedą, tačiau jo paviršiuje nėra jokių ydų pėdsakų; visa tai labai sena ir labai iškrauta krateriu. Abiejų palydovų paviršius padengtas ledu, sumaišytu su uolienomis, tokiomis kaip regolitas. Bet jei ant Ganimedo ledo yra apie 50%, tai ant Callisto - mažiau nei 20%. Ganimedo ir Kalisto uolienų sudėtis tikriausiai panaši į anglies turinčių meteoritų sudėtį. Jupiterio palydovuose nėra atmosferos, išskyrus plonas SO2 vulkanines dujas Io. Iš dešimčių Jupiterio palydovų keturi yra arčiau planetos nei Galilėjos palydovai; didžiausias iš jų – Amaltėja – netaisyklingos formos krateriu nusėtas objektas (matmenys 270*166*150 km). Tamsus jo paviršius – labai raudonas – galbūt padengtas siera iš Io. Išoriniai mažieji Jupiterio palydovai pagal orbitas skirstomi į dvi grupes: 4 arčiau planetos skriejantys į priekį (planetos sukimosi atžvilgiu), ir 4 tolimesni priešinga kryptimi. Jie visi yra maži ir tamsūs; juos tikriausiai užfiksavo Jupiteris iš Trojos arklių grupės asteroidų (žr. ASTEROIDAS).
Saturnas. Antra pagal dydį milžiniška planeta. Tai vandenilio-helio planeta, tačiau Saturne santykinis helio kiekis mažesnis nei Jupiteryje; jo vidutinis tankis mažesnis. Spartus Saturno sukimasis lemia jo didelį pabrinkimą (11%).
SATURNAS ir jo palydovai nufotografuoti skrendant kosminiam zondui „Voyager“.
Teleskopu Saturno diskas neatrodo taip įspūdingai kaip Jupiteris: jis turi rusvai oranžinę spalvą ir silpnai apibrėžtus diržus bei zonas. Priežastis ta, kad viršutiniai jo atmosferos sritys yra užpildytos šviesą sklaidančio amoniako (NH3) rūku. Saturnas yra toliau nuo Saulės, todėl jo viršutinės atmosferos (90 K) temperatūra yra 35 K žemesnė nei Jupiterio, o amoniakas yra kondensuoto. Didėjant gyliui, atmosferos temperatūra pakyla 1,2 K/km, todėl debesų struktūra primena Jupiterio: po amonio hidrosulfato debesų sluoksniu yra vandens debesų sluoksnis. Be vandenilio ir helio, Saturno atmosferoje spektroskopiškai buvo aptikti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ir PH3. Savo vidine struktūra Saturnas taip pat primena Jupiterį, nors dėl mažesnės masės jo centre yra mažesnis slėgis ir temperatūra (75 mln. barų ir 10 500 K). Saturno magnetinis laukas yra panašus į Žemės magnetinį lauką. Kaip ir Jupiteris, Saturnas skleidžia vidinę šilumą, dvigubai daugiau nei gauna iš Saulės. Tiesa, šis santykis didesnis nei Jupiterio, nes dvigubai toliau esantis Saturnas iš Saulės gauna keturis kartus mažiau šilumos.
Saturno žiedai. Saturną supa unikaliai galinga žiedų sistema iki 2,3 planetos spindulio atstumo. Stebint juos pro teleskopą, juos nesunku atskirti, o tyrinėjant iš arti jie pasižymi išskirtine įvairove: nuo masyvaus B žiedo iki siauro F žiedo, nuo spiralinio tankio bangų iki visiškai netikėtų radialinių „stipinų“, kuriuos atrado „Voyagers“. Saturno žiedus užpildančios dalelės daug geriau atspindi šviesą nei medžiaga tamsiuose Urano ir Neptūno žieduose; Jų tyrimas įvairiuose spektro diapazonuose rodo, kad tai yra „nešvarūs sniego gniūžtės“, kurių matmenys yra maždaug metro. Trys klasikiniai Saturno žiedai, eilės tvarka nuo išorinio iki vidinio, žymimi raidėmis A, B ir C. B žiedas yra gana tankus: per jį sunkiai praėjo radijo signalai iš „Voyager“. 4000 km tarpas tarp A ir B žiedų, vadinamas Cassini skilimu (arba tarpu), iš tikrųjų nėra tuščias, bet tankiu panašus į blyškų C žiedą, anksčiau vadintą krepiniu žiedu. Prie išorinio A žiedo krašto yra mažiau matomas Encke tarpas. 1859 metais Maksvelas padarė išvadą, kad Saturno žiedai turi būti sudaryti iš atskirų dalelių, skriejančių aplink planetą. pabaigoje – XIX a. tai patvirtino spektriniai stebėjimai, rodantys, kad vidinės žiedų dalys sukasi greičiau nei išorinės. Kadangi žiedai yra planetos pusiaujo plokštumoje ir todėl yra pasvirę į orbitos plokštumą 27°, Žemė į žiedų plokštumą patenka du kartus per 29,5 metų, ir mes juos stebime kraštais. Šiuo metu žiedai „dingsta“, o tai įrodo jų labai mažą storį - ne daugiau kaip kelis kilometrus. Išsamūs žiedų vaizdai, padaryti Pioneer 11 (1979) ir Voyagers (1980 ir 1981), parodė daug sudėtingesnę struktūrą, nei tikėtasi. Žiedai suskirstyti į šimtus atskirų žiedų, kurių tipinis plotis yra keli šimtai kilometrų. Net Cassini plyšyje buvo mažiausiai penki žiedai. Išsami analizė parodė, kad žiedai yra nevienodo dydžio ir, galbūt, dalelių sudėties. Sudėtinga žiedų struktūra greičiausiai atsirado dėl gravitacinės arti jų esančių palydovų, kurie anksčiau nebuvo žinomi. Turbūt pats neįprastiausias yra ploniausias F žiedas, kurį 1979 m. atrado Pioneer 4000 km atstumu nuo išorinio A žiedo krašto. mėnesių. Vėliau „Voyager 2“ nustatė, kad F žiedo struktūra buvo daug paprastesnė: materijos „sruogos“ nebebuvo susipynusios. Ši struktūra ir greita jos raida iš dalies paaiškinama dviejų mažų mėnulių (Prometėjo ir Pandoros), judančių išoriniais ir vidiniais šio žiedo pakraščiais, įtaka; jie vadinami „sargybiniais šunimis“. Tačiau gali būti, kad pačiame F žiede gali būti dar mažesnių kūnų arba laikinų medžiagų sankaupų.
Palydovai. Saturnas turi mažiausiai 18 palydovų. Dauguma jų tikriausiai yra ledas. Kai kurie turi labai įdomias orbitas. Pavyzdžiui, Janus ir Epimetėjas turi beveik tuos pačius orbitos spindulius. Dionės orbitoje 60° į priekį (ši padėtis vadinama pirmaujančiu Lagranžo tašku) juda mažesnis palydovas Helena. Tethys lydi du maži palydovai - Telesto ir Calypso - pirmaujančiuose ir atsiliekančiuose savo orbitos Lagrange taškuose. Septynių Saturno palydovų (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ir Japetus) spinduliai ir masės buvo išmatuoti labai tiksliai. Jie visi dažniausiai yra lediniai. Mažesnių jų tankis yra 1-1,4 g/cm3, o tai artima vandens ledo tankiui su didesne ar mažesne uolienų priemaiša. Kol kas neaišku, ar juose yra metano ir amoniako ledo. Didesnis Titano tankis (1,9 g/cm3) yra jo didelės masės rezultatas, dėl kurio suspaudžiamas vidus. Titanas savo skersmeniu ir tankiu labai panašus į Ganimedą; Tikriausiai panaši jų vidinė struktūra. Titanas yra antras pagal dydį palydovas Saulės sistemoje ir yra unikalus tuo, kad turi nuolatinę galingą atmosferą, kurią daugiausia sudaro azotas ir nedidelis metano kiekis. Slėgis jo paviršiuje – 1,6 baro, temperatūra – 90 K. Tokiomis sąlygomis Titano paviršiuje gali būti skysto metano. Viršutiniai atmosferos sluoksniai iki 240 km aukščio yra užpildyti oranžiniais debesimis, tikriausiai susidedančiais iš organinių polimerų dalelių, susintetintų veikiant ultravioletiniams saulės spinduliams. Likę Saturno palydovai yra per maži, kad galėtų turėti atmosferą. Jų paviršiai yra padengti ledu ir labai krateriais. Tik Encelado paviršiuje kraterių yra žymiai mažiau. Tikėtina, kad Saturno potvynių įtaka išlaiko jo vidų išlydytą, o meteoritų smūgiai lemia vandens išsiliejimą ir kraterių užpildymą. Kai kurie astronomai mano, kad dalelės iš Encelado paviršiaus suformavo platų E žiedą, besitęsiantį išilgai jo orbitos. Labai įdomus palydovas yra Japetas, kurio galinis (orbitos judėjimo krypties atžvilgiu) pusrutulis yra padengtas ledu ir atspindi 50% krintančios šviesos, o priekinis pusrutulis yra toks tamsus, kad atspindi tik 5% šviesos; jis padengtas kažkuo panašiu į anglies turinčių meteoritų medžiagą. Gali būti, kad Japeto priekinis pusrutulis yra paveiktas medžiagos, išmestos veikiant meteoritų smūgiams iš Saturno išorinio palydovo Phoebe paviršiaus. Iš esmės tai įmanoma, nes Phoebe juda orbita priešinga kryptimi. Be to, Febės paviršius gana tamsus, tačiau tikslių duomenų apie jį kol kas nėra.
Uranas. Uranas yra jūros žalios spalvos ir atrodo neryškiai, nes jo viršutiniai atmosferos sluoksniai užpildyti rūku, pro kurį 1986 metais šalia jo skridęs zondas „Voyager 2“ sunkiai įžvelgė kelis debesis. Planetos ašis į orbitos ašį pasvirusi 98,5°, t.y. yra beveik orbitos plokštumoje. Todėl kiekvienas iš ašigalių kurį laiką yra nukreiptas tiesiai į Saulę, o po to šešiems mėnesiams (42 Žemės metams) patenka į šešėlį. Urano atmosferoje daugiausia yra vandenilio, 12–15% helio ir kelių kitų dujų. Atmosferos temperatūra yra apie 50 K, nors viršutiniuose išretėjusiuose sluoksniuose ji pakyla iki 750 K dieną ir 100 K naktį. Urano magnetinis laukas pagal intensyvumą paviršiuje yra šiek tiek silpnesnis nei Žemės, o jo ašis į planetos sukimosi ašį pasvirusi 55°. Mažai žinoma apie planetos vidinę struktūrą. Debesų sluoksnis tikriausiai tęsiasi iki 11 000 km gylio, po to 8000 km gylio karšto vandens vandenynas, o žemiau jo – 7 000 km spindulio išsilydžiusių uolienų šerdis.
Žiedai. 1976 metais buvo atrasti unikalūs Urano žiedai, susidedantys iš atskirų plonų žiedų, kurių plačiausias yra 100 km storio. Žiedai yra 1,5–2,0 planetos spindulių atstumu nuo jos centro. Skirtingai nuo Saturno žiedų, Urano žiedai yra pagaminti iš didelių, tamsių uolienų. Manoma, kad kiekviename žiede yra mažas palydovas arba net du palydovai, kaip Saturno F žiede.
Palydovai. Buvo aptikta 20 Urano palydovų. Didžiausias – Titania ir Oberonas – 1500 km skersmens. Yra dar 3 dideli, daugiau nei 500 km dydžio, likusieji labai maži. Penkių didelių palydovų paviršiaus spektrai rodo didelį vandens ledo kiekį. Visų palydovų paviršiai padengti meteoritų krateriais.
Neptūnas. Išoriškai Neptūnas panašus į Uraną; jo spektre taip pat vyrauja metano ir vandenilio juostos. Šilumos srautas iš Neptūno pastebimai viršija ant jo patenkančios saulės šilumos galią, o tai rodo, kad egzistuoja vidinis energijos šaltinis. Gali būti, kad didelė dalis vidinės šilumos išsiskiria dėl potvynių ir potvynių, kuriuos sukelia didžiulis mėnulis Tritonas, skriejantis priešinga kryptimi 14,5 planetos spindulio atstumu. „Voyager 2“, skridęs 1989 metais 5000 km atstumu nuo debesų sluoksnio, netoli Neptūno atrado dar 6 palydovus ir 5 žiedus. Atmosferoje buvo aptikta Didžioji tamsi dėmė ir sudėtinga sūkurių sistema. Rausvas Tritono paviršius atskleidė nuostabias geologines ypatybes, įskaitant galingus geizerius. „Voyager“ atrastas mėnulis Proteus pasirodė esąs didesnis už Nereidą, atrastą iš Žemės dar 1949 m.
Plutonas. Plutonas turi labai pailgą ir pasvirusią orbitą; perihelyje jis artėja prie Saulės 29,6 AU. ir nutolsta ties 49,3 AU afeliu. 1989 metais Plutonas perėjo perihelį; 1979–1999 buvo arčiau Saulės nei Neptūnas. Tačiau dėl didelio Plutono orbitos polinkio jo kelias niekada nesikerta su Neptūnu. Vidutinė Plutono paviršiaus temperatūra yra 50 K, nuo afelio iki perihelio ji svyruoja 15 K, o tai yra gana pastebima esant tokioms žemoms temperatūroms. Visų pirma, tai lemia retinto metano atmosferos atsiradimą tuo laikotarpiu, kai planeta kerta perihelį, tačiau jos slėgis yra 100 000 kartų mažesnis už Žemės atmosferos slėgį. Plutonas negali ilgai išlaikyti savo atmosferos, nes yra mažesnis už Mėnulį. Plutono palydovas Charonas aplink planetą apskrieja kas 6,4 dienos. Jo orbita labai stipriai pasvirusi į ekliptiką, todėl užtemimai įvyksta tik retomis epochomis, kai Žemė eina per Charono orbitos plokštumą. Plutono ryškumas keičiasi reguliariai per 6,4 dienos. Dėl to Plutonas sukasi sinchroniškai su Charonu ir jo paviršiuje yra didelių dėmių. Palyginti su planetos dydžiu, Charonas yra labai didelis. Plutono ir Charono pora dažnai vadinama „dviguba planeta“. Vienu metu Plutonas buvo laikomas pabėgusiu Neptūno mėnuliu, tačiau atradus Charoną tai atrodo mažai tikėtina.
PLANETOS: LYGINAMOJI ANALIZĖ
Vidinė struktūra. Saulės sistemos objektus jų vidinės sandaros požiūriu galima suskirstyti į 4 kategorijas: 1) kometos, 2) maži kūnai, 3) antžeminės planetos, 4) dujiniai milžinai. Kometos yra paprasti lediniai kūnai, turintys ypatingą sudėtį ir istoriją. Mažų kūnų kategorijai priklauso visi kiti dangaus objektai, kurių spindulys mažesnis nei 200 km: tarpplanetiniai dulkių grūdeliai, planetų žiedų dalelės, maži palydovai ir dauguma asteroidų. Saulės sistemos evoliucijos metu jie visi prarado šilumą, išsiskyrusią pradinio akrecijos metu, ir atvėso, todėl neturėjo pakankamai dydžio įkaisti dėl juose vykstančio radioaktyvaus skilimo. Sausumos planetos yra labai įvairios: nuo „geležinio“ Merkurijaus iki paslaptingos ledo sistemos Plutono - Charono. Be didžiausių planetų, pagal formalius kriterijus, Saulė kartais priskiriama ir dujų milžinei. Svarbiausias parametras, lemiantis planetos sudėtį, yra vidutinis tankis (bendra masė padalinta iš bendro tūrio). Jo reikšmė iš karto parodo, kokia tai planeta - „akmuo“ (silikatai, metalai), „ledas“ (vanduo, amoniakas, metanas) ar „dujos“ (vandenilis, helis). Nors Merkurijaus ir Mėnulio paviršiai yra stulbinamai panašūs, jų vidinė sudėtis visiškai skiriasi, nes vidutinis Merkurijaus tankis yra 1,6 karto didesnis nei Mėnulio. Tuo pačiu metu gyvsidabrio masė yra maža, o tai reiškia, kad didelį jo tankį daugiausia lemia ne medžiagos suspaudimas veikiant gravitacijai, o ypatinga cheminė sudėtis: gyvsidabrio sudėtyje yra 60–70% metalų ir 30 -40% silikatų masės. Metalų kiekis gyvsidabrio masės vienete yra žymiai didesnis nei bet kurios kitos planetos. Venera sukasi taip lėtai, kad jos pusiaujo iškilimas siekia tik metro dalis (Žemės – 21 km) ir visiškai nieko negali atskleisti apie vidinę planetos sandarą. Jo gravitacinis laukas koreliuoja su paviršiaus topografija, kitaip nei Žemėje, kur žemynai „plaukia“. Gali būti, kad Veneros žemynus fiksuoja mantijos standumas, tačiau gali būti, kad Veneros topografiją dinamiškai palaiko energetinė konvekcija jos mantijoje. Žemės paviršius yra žymiai jaunesnis nei kitų Saulės sistemos kūnų paviršiai. To priežastis daugiausia yra intensyvus plutos medžiagos apdorojimas dėl plokščių tektonikos. Erozija, veikiama skysto vandens, taip pat turi pastebimą poveikį. Daugumos planetų ir mėnulių paviršiuose vyrauja žiedinės struktūros, susijusios su smūginiais krateriais ar ugnikalniais; Žemėje dėl plokščių tektonikos didžiausios aukštumos ir žemumos yra linijinės. Pavyzdys yra kalnų grandinės, augančios ten, kur susiduria dvi plokštės; okeaninės tranšėjos, žyminčios vietas, kur viena plokštė slysta po kita (subdukcijos zonos); taip pat vidurio vandenyno kalnagūbriai tose vietose, kur dvi plokštės išsiskiria iš mantijos kylančios jaunos plutos įtaka (plitimo zonos). Taigi žemės paviršiaus reljefas atspindi jos vidaus dinamiką. Maži viršutinės Žemės mantijos pavyzdžiai tampa prieinami laboratoriniams tyrimams, kai jie iškyla į paviršių kaip magminių uolienų dalis. Yra žinoma, kad ultramafiniuose inkliuzuose (ultrabazituose, kuriuose yra mažai silikatų ir kuriuose yra daug Mg ir Fe) yra mineralų, kurie susidaro tik esant aukštam slėgiui (pavyzdžiui, deimantas), taip pat porinių mineralų, kurie gali egzistuoti tik tada, kai jie susidarė esant aukštam slėgiui. Šie intarpai leido pakankamai tiksliai įvertinti viršutinės mantijos sudėtį iki maždaug gylio. 200 km. Giluminės mantijos mineraloginė sudėtis nėra taip gerai žinoma, nes vis dar nėra tikslių duomenų apie temperatūros pasiskirstymą su gyliu, o pagrindinės giluminių mineralų fazės laboratorijoje neatkurtos. Žemės šerdis yra padalinta į išorinę ir vidinę. Išorinė šerdis neperduoda skersinių seisminių bangų, todėl yra skysta. Tačiau 5200 km gylyje šerdies medžiaga vėl pradeda vesti skersines bangas, bet mažu greičiu; tai reiškia, kad vidinė šerdis iš dalies užšalusi. Šerdies tankis yra mažesnis nei gryno geležies-nikelio skysčio, tikriausiai dėl sieros priemaišų. Ketvirtadalį Marso paviršiaus užima Tharsis Rise, kuris, palyginti su vidutiniu planetos spinduliu, pakyla 7 km. Būtent čia išsidėsčiusi dauguma ugnikalnių, kurių formavimosi metu lava pasklido dideliu atstumu, kas būdinga išlydytoms uolienoms, kuriose gausu geležies. Viena iš milžiniškų Marso ugnikalnių (didžiausių Saulės sistemoje) priežasčių yra ta, kad, skirtingai nei Žemėje, Marse nėra plokščių, judančių karštųjų mantijos taškų atžvilgiu, todėl ugnikalniai ilgą laiką auga vienoje vietoje. Marse nėra magnetinio lauko ir jokio seisminio aktyvumo neaptikta. Jo dirvožemyje buvo daug geležies oksidų, o tai rodo prastą podirvio diferenciaciją.
Vidinė šiluma. Daugelis planetų išskiria daugiau šilumos, nei gauna iš Saulės. Planetos žarnyne susidarančios ir sukauptos šilumos kiekis priklauso nuo jos istorijos. Besiformuojančios planetos pagrindinis šilumos šaltinis yra meteoritų bombardavimas; Tada šiluma išsiskiria diferencijuojant požeminį paviršių, kai tankiausi komponentai, tokie kaip geležis ir nikelis, nusėda link centro ir sudaro šerdį. Jupiteris, Saturnas ir Neptūnas (bet kažkodėl ne Uranas) vis dar spinduliuoja šilumą, kurią sukaupė formuodamiesi prieš 4,6 mlrd. Antžeminėms planetoms svarbus dabartinės eros šildymo šaltinis yra radioaktyvių elementų – urano, torio ir kalio – skilimas, kurių nedideliais kiekiais buvo įtraukta į pradinę chondritinę (saulės) sudėtį. Judėjimo energijos išsklaidymas potvynio deformacijose – vadinamasis „potvynių išsisklaidymas“ – yra pagrindinis Io šildymo šaltinis ir vaidina reikšmingą vaidmenį kai kurių planetų, kurių sukimasis (pavyzdžiui, Merkurijaus) buvo sulėtėjęs, evoliucijoje. atoslūgių.
Konvekcija mantijoje. Jei skystis pakankamai stipriai šildomas, jame susidaro konvekcija, nes šilumos laidumas ir spinduliuotė negali susidoroti su vietoje tiekiamu šilumos srautu. Gali pasirodyti keista sakyti, kad antžeminių planetų vidų dengia konvekcija, tarsi skystis. Argi nežinome, kad pagal seismologiją žemės mantijoje sklinda skersinės bangos, todėl mantija susideda ne iš skysto, o iš kietos uolienos? Bet paimkime įprastą stiklo glaistą: lėtai spaudžiamas jis elgiasi kaip klampus skystis, staigiai spaudžiamas – kaip elastingas kūnas, o veikiamas – kaip akmuo. Tai reiškia, kad norėdami suprasti, kaip medžiaga elgiasi, turime atsižvelgti į laiko skalę, per kurią vyksta procesai. Skersinės seisminės bangos sklinda per žemės vidų per kelias minutes. Milijonų metų geologinio laiko skalėje uolienos plastiškai deformuojasi, jei joms nuolat daromas didelis įtempis. Nuostabu, kad Žemės pluta vis dar tiesėja ir grįžta į formą, kuri buvo prieš paskutinįjį apledėjimą, kuris baigėsi prieš 10 000 metų. Ištyręs kylančių Skandinavijos pakrančių amžių, N. Haskelis 1935 metais apskaičiavo, kad žemės mantijos klampumas yra 1023 kartus didesnis už skysto vandens klampumą. Bet net ir šiuo atveju matematinė analizė rodo, kad žemės mantija yra intensyvios konvekcijos būsenoje (tokį žemės vidaus judėjimą būtų galima pamatyti pagreitintame filme, kur milijonas metų prabėga per sekundę). Panašūs skaičiavimai rodo, kad Venera, Marsas ir, kiek mažesniu mastu, Merkurijus ir Mėnulis taip pat tikriausiai turi konvekcinę mantiją. Mes tik pradedame išsiaiškinti konvekcijos prigimtį dujinėse milžiniškose planetose. Yra žinoma, kad konvekciniams judesiams didelę įtaką daro greitas sukimasis, kuris egzistuoja tarp milžiniškų planetų, tačiau labai sunku eksperimentiškai ištirti konvekciją besisukančioje sferoje su centrine gravitacija. Iki šiol tiksliausi tokio pobūdžio eksperimentai buvo atliekami mikrogravitacijos sąlygomis žemos Žemės orbitoje. Šie eksperimentai kartu su teoriniais skaičiavimais ir skaitiniais modeliais parodė, kad konvekcija vyksta vamzdeliuose, pailgintuose išilgai planetos sukimosi ašies ir išlenktuose pagal jos sferiškumą. Tokios konvekcinės ląstelės dėl savo formos yra pravardžiuojamos „bananais“. Dujinių milžiniškų planetų slėgis svyruoja nuo 1 baro debesų viršūnėse iki maždaug 50 Mbar centre. Todėl pagrindinis jų komponentas – vandenilis – skirtingose fazėse išlieka skirtingu lygiu. Esant didesniam nei 3 Mbar slėgiui, paprastas molekulinis vandenilis tampa skystu metalu, panašiu į litį. Skaičiavimai rodo, kad Jupiteris daugiausia sudarytas iš metalinio vandenilio. O Uranas ir Neptūnas, matyt, turi išplėstą skysto vandens mantiją, kuri taip pat yra geras laidininkas.
Magnetinis laukas. Išorinis planetos magnetinis laukas neša svarbią informaciją apie jos vidaus judėjimą. Būtent magnetinis laukas nustato atskaitos rėmą, kuriame vėjo greitis matuojamas debesuotoje milžiniškos planetos atmosferoje; kaip tik tai rodo, kad skystame metaliniame Žemės šerdyje egzistuoja galingi srautai, o Urano ir Neptūno vandens mantijose vyksta aktyvus maišymasis. Priešingai, stipraus magnetinio lauko trūkumas Veneroje ir Marse apriboja jų vidinę dinamiką. Tarp antžeminių planetų Žemės magnetinis laukas pasižymi išskirtiniu intensyvumu, o tai rodo aktyvų dinamo efektą. Stipraus magnetinio lauko nebuvimas Veneroje nereiškia, kad jos šerdis sukietėjo: greičiausiai lėtas planetos sukimasis užkerta kelią dinamo efektui. Uranas ir Neptūnas turi identiškus magnetinius dipolius, turinčius didelį polinkį į planetų ašis ir poslinkį jų centrų atžvilgiu; tai rodo, kad jų magnetizmas kyla iš mantijų, o ne iš šerdies. Jupiterio palydovai – Io, Europa ir Ganimedas – turi savo magnetinius laukus, tačiau Callisto neturi. Mėnulyje buvo aptiktas liekamasis magnetizmas.
Atmosfera. Saulė, aštuonios iš devynių planetų ir trys iš šešiasdešimt trijų palydovų turi atmosferą. Kiekviena atmosfera turi savo ypatingą cheminę sudėtį ir elgsenos tipą, vadinamą „oru“. Atmosferos skirstomos į dvi grupes: sausumos planetoms tankus žemynų ar vandenyno paviršius nulemia sąlygas prie apatinės atmosferos ribos, o dujų milžinams atmosfera yra beveik be dugno. Antžeminėms planetoms plonas (0,1 km) atmosferos sluoksnis šalia paviršiaus nuolat nuo jo įkaista arba vėsta, o judant – trintis ir turbulencija (dėl nelygaus reljefo); šis sluoksnis vadinamas paviršiniu arba ribiniu sluoksniu. Pačiame paviršiuje molekulinis klampumas „priklijuoja“ atmosferą prie žemės, todėl net ir lengvas vėjelis sukuria stiprų vertikalaus greičio gradientą, kuris gali sukelti turbulenciją. Oro temperatūros pokytį su aukščiu valdo konvekcinis nestabilumas, nes žemiau esantis oras įkaista nuo šilto paviršiaus, tampa lengvesnis ir plūduriuoja; kildamas žemo slėgio zonoje, jis plečiasi ir išspinduliuoja šilumą į erdvę, todėl jis atvėsta, tampa tankesnis ir nuskendo. Dėl konvekcijos apatiniuose atmosferos sluoksniuose nusistovi adiabatinis vertikalus temperatūros gradientas: pavyzdžiui, Žemės atmosferoje oro temperatūra didėjant aukščiui sumažėja 6,5 K/km. Tokia situacija egzistuoja iki pat tropopauzės (gr. „tropo“ – posūkis, „pauzė“ – sustojimas), ribojančią apatinį atmosferos sluoksnį, vadinamą troposfera. Čia vyksta pokyčiai, kuriuos vadiname oru. Netoli Žemės tropopauzė būna 8-18 km aukštyje; ties pusiauju yra 10 km aukščiau nei ties ašigaliais. Dėl eksponentinio tankio mažėjimo didėjant aukščiui 80% Žemės atmosferos masės yra troposferoje. Jame taip pat yra beveik visi vandens garai, taigi ir debesys, kurie sukuria orą. Veneroje anglies dioksidas ir vandens garai kartu su sieros rūgštimi ir sieros dioksidu sugeria beveik visą paviršiaus skleidžiamą infraraudonąją spinduliuotę. Tai sukelia stiprų šiltnamio efektą, t.y. veda prie to, kad Veneros paviršiaus temperatūra yra 500 K aukštesnė nei ji būtų turėjusi infraraudoniesiems spinduliams skaidrioje atmosferoje. Pagrindinės „šiltnamio efektą sukeliančios“ dujos Žemėje yra vandens garai ir anglies dioksidas, kurie padidina temperatūrą 30 K. Marse anglies dvideginis ir atmosferos dulkės sukelia silpną tik 5 K šiltnamio efektą. Karštas Veneros paviršius neleidžia išsiskirti sieros iš atmosferos, surišant ją paviršiuje Žemutinė Veneros atmosfera yra praturtinta sieros dioksidu, todėl 50–80 km aukštyje yra tankus sieros rūgšties debesų sluoksnis. Nedidelis sieros turinčių medžiagų kiekis aptinkamas ir žemės atmosferoje, ypač po galingų ugnikalnių išsiveržimų. Marso atmosferoje sieros neaptikta, todėl dabartinėje eroje jo ugnikalniai yra neaktyvūs. Žemėje stabilų temperatūros mažėjimą didėjant aukščiui troposferoje virš tropopauzės pakeičia temperatūros padidėjimas didėjant aukščiui. Todėl ten yra itin stabilus sluoksnis, vadinamas stratosfera (lot. stratum – sluoksnis, grindų danga). Nuolatiniai ploni aerozolio sluoksniai ir ilgas branduolinių sprogimų radioaktyviųjų elementų buvimas ten yra tiesioginis įrodymas, kad stratosferoje nėra susimaišymo. Žemės stratosferoje temperatūra toliau kyla didėjant aukščiui iki stratopauzės, kuri vyksta maždaug aukštyje. 50 km. Šilumos šaltinis stratosferoje yra fotocheminės ozono reakcijos, kurių koncentracija didžiausia maždaug aukštyje virš jūros lygio. 25 km. Ozonas sugeria ultravioletinę spinduliuotę, todėl žemiau 75 km beveik visa ji paverčiama šiluma. Stratosferos chemija yra sudėtinga. Ozonas daugiausia susidaro virš pusiaujo regionų, tačiau didžiausia jo koncentracija yra virš ašigalių; tai rodo, kad ozono lygiui įtakos turi ne tik chemija, bet ir atmosferos dinamika. Marse taip pat didesnė ozono koncentracija virš ašigalių, ypač žiemos ašigalyje. Sausoje Marso atmosferoje yra palyginti nedaug hidroksilo radikalų (OH), kurie ardo ozoną. Milžiniškų planetų atmosferų temperatūrų profiliai buvo nustatyti pagal antžeminius planetų uždengimo žvaigždžių stebėjimus ir zondo duomenis, ypač pagal radijo signalų susilpnėjimą, kai zondas patenka į planetą. Kiekviena planeta turi tropopauzę ir stratosferą, virš kurių yra termosfera, egzosfera ir jonosfera. Jupiterio, Saturno ir Urano termosferų temperatūra atitinkamai yra apytiksliai. 1000, 420 ir 800 K. Aukšta temperatūra ir santykinai maža gravitacija Urane leidžia atmosferai išsiplėsti iki žiedų. Tai sukelia stabdymą ir greitą dulkių dalelių kritimą. Kadangi Urano žieduose vis dar pastebimos dulkių juostos, ten turi būti dulkių šaltinis. Nors troposferos ir stratosferos temperatūrinė struktūra skirtingų planetų atmosferose turi daug bendro, jų cheminė sudėtis labai skiriasi. Veneros ir Marso atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas, tačiau tai du kraštutiniai atmosferos evoliucijos pavyzdžiai: Veneros atmosfera yra tanki ir karšta, o Marso atmosfera yra šalta ir plona. Svarbu suprasti, ar žemės atmosfera ilgainiui įsikurs į vieną iš šių dviejų tipų ir ar šios trys atmosferos visada buvo tokios skirtingos. Planetos šaltinio vandens likimą galima nustatyti išmatuojant deuterio kiekį, palyginti su lengvuoju vandenilio izotopu: D/H santykis riboja vandenilio, paliekančio iš planetą, kiekį. Vandens masė Veneros atmosferoje dabar yra 10-5 Žemės vandenynų masės. Tačiau D/H santykis Veneroje yra 100 kartų didesnis nei Žemėje. Jei iš pradžių šis santykis Žemėje ir Veneroje buvo vienodas, o vandens atsargos Veneroje jos evoliucijos metu nepasipildė, tai šimteriopai padidinus D/H santykį Veneroje reiškia, kad kažkada joje buvo šimtą kartų daugiau vandens nei dabar. Paaiškinimo tam dažniausiai ieškoma remiantis „šiltnamio garavimo“ teorija, kuri teigia, kad Venera niekada nebuvo pakankamai šalta, kad jos paviršiuje kondensuotųsi vanduo. Jei vanduo visada užpildydavo atmosferą garų pavidalu, tai vandens molekulių fotodisociacija paskatino vandenilio išsiskyrimą, kurio lengvas izotopas iš atmosferos išgaravo į kosmosą, o likęs vanduo buvo praturtintas deuteriu. Didelį susidomėjimą kelia didelis Žemės ir Veneros atmosferų skirtumas. Manoma, kad šiuolaikinės antžeminių planetų atmosferos susidarė dėl vidaus degazavimo; šiuo atveju daugiausia išsiskyrė vandens garai ir anglies dioksidas. Žemėje vanduo susikaupė vandenyne, o anglies dioksidas įstrigo nuosėdinėse uolienose. Bet Venera arčiau Saulės, karšta ir gyvybės nėra; todėl atmosferoje liko anglies dvideginio. Vandens garai, veikiami saulės spindulių, išsiskyrė į vandenilį ir deguonį; į kosmosą išgaravo vandenilis (žemės atmosfera taip pat greitai netenka vandenilio), uolienose susijungė deguonis. Tiesa, skirtumas tarp šių dviejų atmosferų gali pasirodyti gilesnis: vis dar nėra paaiškinimo, kad Veneros atmosferoje argono yra daug daugiau nei Žemės atmosferoje. Marso paviršius dabar yra šalta ir sausa dykuma. Šilčiausiu paros metu temperatūra gali būti šiek tiek aukštesnė už įprastą vandens užšalimo tašką, tačiau žemas atmosferos slėgis neleidžia Marso paviršiuje esančiam vandeniui būti skystam: ledas iš karto virsta garais. Tačiau Marse yra keli kanjonai, primenantys sausas upių vagas. Atrodo, kad kai kuriuos iš jų iškasė trumpi, bet katastrofiškai galingi vandens srautai, o kitose matyti gilios daubos ir platus slėnių tinklas, o tai rodo, kad ankstyvaisiais Marso istorijos laikotarpiais žemumose gali egzistuoti upės. Taip pat yra morfologinių požymių, kad senieji Marso krateriai erozijos sunaikinami daug labiau nei jaunieji, ir tai įmanoma tik tuo atveju, jei Marso atmosfera buvo daug tankesnė nei dabar. 1960-ųjų pradžioje buvo manoma, kad Marso poliarinės kepurės sudarytos iš vandens ledo. Tačiau 1966 m. R. Leightonas ir B. Murray ištyrė planetos šiluminę pusiausvyrą ir parodė, kad anglies dioksidas turėtų kondensuotis dideliais kiekiais ašigaliuose, o kietojo ir dujinio anglies dioksido balansas turėtų būti palaikomas tarp poliarinių dangtelių ir atmosfera. Įdomu, kad dėl sezoninio poliarinių dangtelių augimo ir susitraukimo Marso atmosferoje slėgio svyravimai 20% (pavyzdžiui, senų reaktyvinių lainerių salonuose slėgio skirtumai kilimo ir tūpimo metu taip pat buvo apie 20%). Kosminėse Marso poliarinių dangtelių nuotraukose matyti nuostabūs spiraliniai raštai ir laiptuotos terasos, kurias turėjo ištirti Marso Polar Lander zondas (1999), tačiau nusileisti jam nepavyko. Tiksliai nežinoma, kodėl Marso atmosferos slėgis taip nukrito, tikriausiai nuo kelių barų per pirmuosius milijardus metų iki 7 milibarų dabar. Gali būti, kad paviršinių uolienų atmosferos poveikis pašalino anglies dioksidą iš atmosferos ir suskyrė anglį karbonatinėse uolienose, kaip atsitiko Žemėje. Esant 273 K paviršiaus temperatūrai, šis procesas gali sunaikinti Marso anglies dvideginio atmosferą kelių barų slėgiu vos per 50 milijonų metų; Matyt, per visą Saulės sistemos istoriją buvo labai sunku palaikyti šiltą ir drėgną klimatą Marse. Panašus procesas taip pat turi įtakos anglies kiekiui žemės atmosferoje. Dabar karbonatinėse Žemės uolienose yra surišta apie 60 barų anglies. Akivaizdu, kad anksčiau žemės atmosferoje buvo daug daugiau anglies dioksido nei dabar, o atmosferos temperatūra buvo aukštesnė. Pagrindinis skirtumas tarp Žemės ir Marso atmosferos evoliucijos yra tas, kad Žemėje plokštės tektonika palaiko anglies ciklą, o Marse ji yra „užrakinta“ uolienose ir poliarinėse kepurėse.
Apskritiminiai žiedai. Įdomu, kad kiekviena milžiniška planeta turi žiedų sistemas, bet ne vienos antžeminės planetos. Tie, kurie pirmą kartą žiūri į Saturną pro teleskopą, pamatę nuostabiai ryškius ir aiškius jo žiedus, dažnai sušunka: „Na, kaip paveikslėlyje! Tačiau likusių planetų žiedai pro teleskopą beveik nematomi. Blyškus Jupiterio žiedas patiria paslaptingą sąveiką su jo magnetiniu lauku. Uranas ir Neptūnas yra apsupti keliais plonais žiedais; šių žiedų struktūra atspindi jų rezonansinę sąveiką su netoliese esančiais palydovais. Trys Neptūno žiedo lankai ypač intriguoja tyrinėtojus, nes yra aiškiai apibrėžti tiek radialine, tiek azimutaline kryptimis. Didelė staigmena buvo siaurų Urano žiedų atradimas stebint žvaigždės užsegimą 1977 m. Faktas yra tas, kad yra daug reiškinių, kurie vos per kelis dešimtmečius gali pastebimai išplėsti siaurus žiedus: tai yra abipusiai dalelių susidūrimai. , Poynting-Robertson efektas (radiacinis stabdymas) ir plazminis stabdymas. Praktiniu požiūriu siauri žiedai, kurių padėtį galima išmatuoti labai tiksliai, pasirodė esąs labai patogus dalelių judėjimo orbitoje indikatorius. Urano žiedų precesija leido nustatyti masės pasiskirstymą planetoje. Tie, kurie kada nors važiavo automobiliu dulkėtu priekiniu stiklu link kylančios ar besileidžiančios Saulės, žino, kad dulkių dalelės stipriai išsklaido šviesą ta kryptimi, kuria ji krenta. Būtent todėl planetų žieduose sunku aptikti dulkes stebint juos iš Žemės, t.y. iš Saulės pusės. Tačiau kiekvieną kartą, kai kosminis zondas praskrisdavo pro išorinę planetą ir žiūrėdavo atgal, gaudavome žiedų vaizdus skleidžiamoje šviesoje. Tokiuose Urano ir Neptūno vaizduose buvo aptikti anksčiau nežinomi dulkių žiedai, kurie buvo daug platesni už seniai žinomus siaurus žiedus. Svarbiausia šiuolaikinės astrofizikos tema – besisukantys diskai. Daugelis dinaminių teorijų, sukurtų paaiškinti galaktikų struktūrą, taip pat gali būti naudojamos planetų žiedams tirti. Taip Saturno žiedai tapo savaime gravituojančių diskų teorijos tikrinimo objektu. Šių žiedų savigravitacines savybes rodo tiek spiralinio tankio bangos, tiek spiralinės lenkimo bangos, kurios matomos detaliuose vaizduose. Saturno žieduose aptiktas bangų paketas buvo priskiriamas stipriam horizontaliam planetos rezonansui su savo mėnuliu Japetu, kuris sužadina spiralės tankio bangas išorinėje Cassini divizijos dalyje. Buvo daug spėlionių apie žiedų kilmę. Svarbu, kad jie gulėtų Roche zonos viduje, t.y. tokiu atstumu nuo planetos, kur dalelių tarpusavio trauka yra mažesnė nei jų ir planetos traukos jėgų skirtumas. Roche zonoje planetinis palydovas negali būti suformuotas iš išsklaidytų dalelių. Galbūt žiedų medžiaga liko „nereikalaujama“ nuo pačios planetos susidarymo. Bet galbūt tai yra neseniai įvykusios katastrofos – dviejų palydovų susidūrimo ar palydovo sunaikinimo planetos potvynių jėgų – pėdsakai. Jei surinksite visą medžiagą iš Saturno žiedų, gausite kūną, kurio spindulys yra apytiksliai. 200 km. Kitų planetų žieduose medžiagos yra daug mažiau.
MAŽI SAULES SISTEMOS KŪNAI
Asteroidai. Daugelis mažų planetų – asteroidų – sukasi aplink Saulę daugiausia tarp Marso ir Jupiterio orbitų. Astronomai pavadino „asteroidu“, nes teleskope jie atrodo kaip silpnos žvaigždės (aster graikiškai reiškia „žvaigždė“). Iš pradžių jie manė, kad tai kažkada egzistavusios didelės planetos fragmentai, bet paskui paaiškėjo, kad asteroidai niekada nesudarė vieno kūno; greičiausiai ši medžiaga nesugebėjo susijungti į planetą dėl Jupiterio įtakos. Apskaičiuota, kad bendra visų mūsų eros asteroidų masė sudaro tik 6% Mėnulio masės; pusė šios masės yra trijuose didžiausiuose - 1 Cereroje, 2 Pallas ir 4 Vesta. Skaičius asteroido žymėjime rodo, kokia tvarka jis buvo atrastas. Asteroidams su tiksliai žinomomis orbitomis priskiriami ne tik serijos numeriai, bet ir pavadinimai: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Tikslūs daugiau nei 8 000 asteroidų iš 33 000 iki šiol atrastų orbitų elementai yra žinomi. Yra mažiausiai du šimtai asteroidų, kurių spindulys didesnis nei 50 km, ir apie tūkstantis, kurių spindulys didesnis nei 15 km. Apskaičiuota, kad maždaug milijono asteroidų spindulys yra didesnis nei 0,5 km. Didžiausia iš jų – Cerera – gana tamsus ir sunkiai stebimas objektas. Norint nustatyti net didelių asteroidų paviršiaus ypatybes, naudojant antžeminius teleskopus, reikalingi specialūs adaptyviosios optikos metodai. Daugumos asteroidų orbitos spindulys yra nuo 2,2 iki 3,3 AU, ši sritis vadinama „asteroidų juosta“. Tačiau jis nėra visiškai užpildytas asteroidų orbitomis: 2,50, 2,82 ir 2,96 AU atstumu. jų nėra; šie „langai“ susidarė veikiami Jupiterio trikdžių. Visi asteroidai skrieja į priekį, tačiau daugelio jų orbitos yra pastebimai pailgos ir pasvirusios. Kai kurie asteroidai turi labai įdomias orbitas. Taigi, Jupiterio orbita juda Trojos arklys; dauguma šių asteroidų yra labai tamsūs ir raudoni. Amūro grupės asteroidai turi orbitas, kurios artėja prie Marso orbitos arba ją kerta; tarp jų 433 Erosas. Apollo grupės asteroidai kerta Žemės orbitą; tarp jų 1533 Ikaras, esantis arčiausiai Saulės. Akivaizdu, kad anksčiau ar vėliau šie asteroidai patiria pavojingą artėjimą prie planetų, kurie baigiasi susidūrimu arba rimtu orbitos pasikeitimu. Galiausiai, neseniai Aten grupės asteroidai, kurių orbitos yra beveik vien Žemės orbitoje, buvo identifikuoti kaip ypatinga klasė. Visi jie yra labai mažo dydžio. Daugelio asteroidų ryškumas periodiškai kinta, o tai natūralu besisukantiems netaisyklingiems kūnams. Jų sukimosi periodai svyruoja nuo 2,3 iki 80 valandų, o netaisyklingą asteroidų formą lemia daugybė tarpusavio susidūrimų. Egzotiškų formų pavyzdžius pateikia 433 Eros ir 643 Hector, kurių ašies ilgio santykis siekia 2,5. Anksčiau visa vidinė saulės sistema greičiausiai buvo panaši į pagrindinę asteroido juostą. Netoli šios juostos esantis Jupiteris savo trauka labai trikdo asteroidų judėjimą, didindamas jų greitį ir privesdamas prie susidūrimų, o tai juos dažniau griauna, nei sujungia. Kaip ir neužbaigta planeta, asteroido juosta suteikia mums unikalią galimybę pamatyti struktūros dalis, kol jos neišnyks baigtame planetos kūne. Tyrinėdami asteroidų atspindėtą šviesą, galime daug sužinoti apie jų paviršiaus sudėtį. Dauguma asteroidų, atsižvelgiant į jų atspindį ir spalvą, yra suskirstyti į tris grupes, panašias į meteoritų grupes: C tipo asteroidai turi tamsų paviršių kaip anglies chondritai (žr. toliau Meteoritai), S tipas yra ryškesnis ir raudonesnis, o M tipas yra panašus. į geležies-nikelio meteoritus . Pavyzdžiui, 1 Cerera yra panaši į anglies chondritus, o 4 Vesta – į bazaltinį eukritą. Tai rodo, kad meteoritų kilmė yra susijusi su asteroidų juosta. Asteroidų paviršius padengtas smulkiai sutrupinta uoliena – regolitu. Gana keista, kad pataikius meteoritų jis lieka paviršiuje – juk 20 km asteroido gravitacijos jėga siekia 10-3 g, o išėjimo iš paviršiaus greitis tik 10 m/s. Be spalvos, dabar žinoma daug būdingų infraraudonųjų ir ultravioletinių spektro linijų, kurios naudojamos asteroidams klasifikuoti. Pagal šiuos duomenis išskiriamos 5 pagrindinės klasės: A, C, D, S ir T. Asteroidai 4 Vesta, 349 Dembovska ir 1862 Apollo į šią klasifikaciją netilpo: kiekvienas iš jų užėmė ypatingą vietą ir tapo naujojo prototipu. klasės, atitinkamai V, R ir Q, kuriose dabar yra kitų asteroidų. Iš didelės C asteroidų grupės vėliau buvo išskirtos B, F ir G klasės. Šiuolaikinė klasifikacija apima 14 asteroidų tipų, žymimų (mažėjančio narių skaičiaus tvarka) raidėmis S, C, M, D, F. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Kadangi C asteroidų albedas yra žemesnis nei S asteroidų, vyksta stebėjimo atranka: tamsius C asteroidus aptikti sunkiau. Atsižvelgiant į tai, didžiausias tipas yra C-asteroidai. Palyginus įvairių tipų asteroidų spektrus su grynų mineralų mėginių spektrais, susidarė trys didelės grupės: primityvioji (C, D, P, Q), metamorfinė (F, G, B, T) ir magminė (S). , M, E, A, V, R). Primityvių asteroidų paviršiuose gausu anglies ir vandens; metamorfiniuose yra mažiau vandens ir lakiųjų medžiagų nei primityviuose; magminiai yra padengti sudėtingais mineralais, greičiausiai susidariusiais iš lydalo. Pagrindinės asteroidų juostos vidinė sritis yra gausiai apgyvendinta magminių asteroidų, juostos vidurinėje dalyje vyrauja metamorfiniai asteroidai, o periferijoje – primityvūs asteroidai. Tai rodo, kad formuojantis Saulės sistemai asteroidų juostoje buvo staigus temperatūros gradientas. Asteroidų klasifikacija pagal jų spektrą sugrupuoja kūnus pagal jų paviršiaus sudėtį. Bet jei atsižvelgsime į jų orbitų elementus (pusiau didžiąją ašį, ekscentriškumą, polinkį), tuomet išsiskiria dinamiškos asteroidų šeimos, kurias pirmą kartą aprašė K. Hirayama 1918 m. Iš jų labiausiai apgyvendintos Temidės, Eoso ir Koronidų šeimos. Kiekviena šeima tikriausiai atstovauja fragmentų iš palyginti neseniai įvykusio susidūrimo spiečių. Sistemingas Saulės sistemos tyrimas leidžia suprasti, kad dideli smūgiai yra taisyklė, o ne išimtis, ir kad Žemė taip pat nėra apsaugota nuo jų.
Meteoritai. Meteoroidas yra mažas kūnas, skriejantis aplink Saulę. Meteoras yra meteoroidas, įskridęs į planetos atmosferą ir įkaitęs iki blizgesio. O jei jo likutis nukrito ant planetos paviršiaus, jis vadinamas meteoritu. Meteoritas laikomas „nukritusiu“, jei yra liudininkų, stebėjusių jo skrydį atmosferoje; kitu atveju jis vadinamas "rasta". „Rasta“ meteoritų yra žymiai daugiau nei „nukritusių“. Jas dažnai randa turistai ar valstiečiai, dirbantys laukuose. Kadangi meteoritai yra tamsios spalvos ir lengvai matomi sniege, Antarkties ledo laukai yra puiki vieta jų ieškoti, kur jau rasta tūkstančiai meteoritų. Pirmą kartą meteoritą Antarktidoje 1969 metais aptiko grupė japonų geologų, tyrinėjančių ledynus. Jie rado netoliese gulinčius 9 fragmentus, priklausančius keturiems skirtingų tipų meteoritams. Paaiškėjo, kad įvairiose vietose ant ledo nukritę meteoritai telkiasi ten, kur sustoja kelių metrų per metus greičiu judantys ledo laukai, atsiremdami į kalnų grandines. Vėjas ardo ir džiovina viršutinius ledo sluoksnius (vyksta sausa sublimacija – abliacija), o meteoritai telkiasi ledyno paviršiuje. Toks ledas yra melsvos spalvos ir lengvai matomas iš oro – tuo mokslininkai naudojasi tyrinėdami vietas, kuriose galima rinkti meteoritus. Svarbus meteorito kritimas įvyko 1969 m. Čihuahua (Meksika). Pirmasis iš daugelio didelių fragmentų buvo rastas prie namo Pueblito de Allende kaime ir, vadovaujantis tradicija, visi rasti šio meteorito fragmentai buvo sujungti į Allende pavadinimą. Allende meteorito kritimas sutapo su Apollo mėnulio programos pradžia ir suteikė mokslininkams galimybę sukurti nežemiškų mėginių analizės metodus. Pastaraisiais metais kai kurie meteoritai, kuriuose yra baltų šiukšlių, įterptų į tamsesnę pradinę uolieną, buvo identifikuoti kaip mėnulio fragmentai. Allende meteoritas priklauso chondritams, svarbiam akmeninių meteoritų pogrupiui. Jie taip vadinami, nes juose yra chondrulių (iš graikų chondros, grūdų) – seniausių sferinių dalelių, kurios kondensavosi protoplanetiniame ūke ir vėliau tapo vėlesnių uolienų dalimi. Tokie meteoritai leidžia įvertinti Saulės sistemos amžių ir pradinę jos sudėtį. Kalcio ir aliuminio turtingi Allende meteorito intarpai, kurie pirmieji kondensavosi dėl aukšto virimo temperatūros, radioaktyvaus skilimo amžius yra 4,559 ± 0,004 milijardo metų. Tai tiksliausias Saulės sistemos amžiaus įvertinimas. Be to, visi meteoritai turi „istorinius įrašus“, kuriuos sukėlė ilgalaikė galaktikos kosminių spindulių, saulės spinduliuotės ir saulės vėjo įtaka. Tyrinėdami kosminių spindulių daromą žalą galime pasakyti, kiek laiko meteoritas buvo orbitoje, kol pateko į Žemės atmosferos apsaugą. Tiesioginis meteoritų ir Saulės ryšys išplaukia iš to, kad seniausių meteoritų – chondritų – elementinė sudėtis tiksliai pakartoja Saulės fotosferos sudėtį. Vieninteliai elementai, kurių turinys skiriasi, yra lakieji, tokie kaip vandenilis ir helis, kurie gausiai išgaravo iš meteoritų jiems vėsstant, taip pat litis, kuris dalinai „sudegė“ Saulėje branduolinėse reakcijose. Sąvokos „saulės sudėtis“ ir „chondrito sudėtis“ vartojamos pakaitomis, apibūdinant aukščiau minėtą „saulės medžiagos receptą“. Akmeniniai meteoritai, kurių sudėtis skiriasi nuo saulės, vadinami achondritais.
Maži fragmentai. Beveik Saulės erdvė užpildyta mažomis dalelėmis, kurių šaltiniai yra griūvantys kometų branduoliai ir kūnų susidūrimai, daugiausia asteroidų juostoje. Mažiausios dalelės palaipsniui artėja prie Saulės dėl Poynting-Robertson efekto (jis slypi tame, kad saulės šviesos slėgis judančiajai dalelei nėra nukreiptas tiksliai išilgai Saulės dalelių linijos, o dėl šviesos aberacijos nukrypsta atgal ir todėl sulėtina dalelės judėjimą). Mažų dalelių kritimas ant Saulės kompensuojamas nuolatiniu jų dauginimu, todėl ekliptikos plokštumoje visada kaupiasi dulkės, kurios išsklaido saulės spindulius. Tamsiausiomis naktimis jis pastebimas zodiako šviesos pavidalu, driekiasi plačia juosta palei ekliptiką vakaruose po saulėlydžio ir rytuose prieš saulėtekį. Netoli Saulės zodiako šviesa virsta netikra karūna (F-corona, iš netikra), kuri matoma tik visiško užtemimo metu. Didėjant kampiniam atstumui nuo Saulės, zodiako šviesos ryškumas greitai mažėja, tačiau antisauliniame ekliptikos taške ji vėl sustiprėja, suformuodama priešpriešinį spinduliavimą; taip yra dėl to, kad mažos dulkių dalelės intensyviai atspindi šviesą atgal. Kartkartėmis į Žemės atmosferą patenka meteoroidai. Jų judėjimo greitis toks didelis (vidutiniškai 40 km/s), kad beveik visi, išskyrus mažiausią ir didžiausią, išdega maždaug 110 km aukštyje, palikdami ilgas šviečiančias uodegas – meteorus, arba krentančias žvaigždes. Daugelis meteoroidų yra susiję su atskirų kometų orbitomis, todėl meteorai dažniau stebimi, kai Žemė tam tikru metų laiku praskrieja šalia tokių orbitų. Pavyzdžiui, kiekvienais metais maždaug rugpjūčio 12 d. stebima daug meteorų, kai Žemė kerta Perseidų lietų, susijusį su 1862 III kometos prarastomis dalelėmis. Kitas lietus – Orionidai – maždaug spalio 20 d. yra susijęs su Halley kometos dulkėmis.
Taip pat žr METEORAS. Mažesnės nei 30 mikronų dalelės atmosferoje gali sulėtėti ir nukristi ant žemės nesudegusios; tokie mikrometeoritai renkami laboratorinei analizei. Jei kelių centimetrų ar didesnio dydžio dalelės susideda iš gana tankios medžiagos, jos taip pat nedega iki galo ir nukrenta į Žemės paviršių meteoritų pavidalu. Daugiau nei 90% jų yra akmuo; Tik specialistas gali juos atskirti nuo žemiškų uolienų. Likę 10% meteoritų yra geležis (iš tikrųjų jie yra geležies ir nikelio lydinys). Meteoritai laikomi asteroidų fragmentais. Geležies meteoritai kadaise buvo šių kūnų branduolių dalis, sunaikinta susidūrimų. Gali būti, kad kai kurie palaidi, lakiųjų medžiagų turintys meteoritai atsirado iš kometų, tačiau tai mažai tikėtina; Greičiausiai atmosferoje sudega didelės kometų dalelės, o išsaugomos tik mažos. Atsižvelgiant į tai, kaip sunku kometoms ir asteroidams pasiekti Žemę, aišku, kaip naudinga tyrinėti meteoritus, kurie savarankiškai „atkeliavo“ į mūsų planetą iš Saulės sistemos gelmių.
Taip pat žr METEORITAS.
Kometos. Paprastai kometos atkeliauja iš tolimų Saulės sistemos pakraščių ir trumpam tampa itin įspūdingais šviesuliais; Šiuo metu jie patraukia visų dėmesį, tačiau daug kas apie jų prigimtį lieka neaišku. Nauja kometa dažniausiai pasirodo netikėtai, todėl paruošti kosminį zondą ją pasitikti beveik neįmanoma. Žinoma, galima lėtai pasiruošti ir nusiųsti zondą, kuris pasitiktų vieną iš šimtų periodinių kometų, kurių orbitos yra gerai žinomos; bet visos šios kometos, daug kartų priartėjusios prie Saulės, jau paseno, beveik visiškai prarado lakiąsias medžiagas ir tapo išblyškusios ir neveiklios. Vis dar aktyvi tik viena periodinė kometa – Halio kometa. Nuo 240 m. pr. Kr. buvo reguliariai registruojama 30 jos pasirodymų. ir pavadino kometą astronomo E. Halley garbei, kuris numatė jos pasirodymą 1758 m. Halio kometos orbitos periodas yra 76 metai, perihelio atstumas – 0,59 AU. ir aphelion 35 au. Kai 1986 m. kovą ji kirto ekliptikos plokštumą, jos pasitikti atskubėjo erdvėlaivių armada su penkiasdešimčia mokslinių instrumentų. Ypač svarbius rezultatus pasiekė du sovietiniai zondai Vega ir Europos Giotto, pirmą kartą perdavę kometos branduolio vaizdus. Juose matyti labai nelygus paviršius, padengtas krateriais, o saulėtoje šerdies pusėje trykštančios dvi dujų srovės. Halio kometos branduolio tūris buvo didesnis nei tikėtasi; jo paviršius, atspindintis vos 4 % krintančios šviesos, yra vienas tamsiausių Saulės sistemoje.
Per metus stebima apie dešimt kometų, iš kurių tik trečdalis buvo atrasta anksčiau. Jie dažnai skirstomi pagal orbitinio periodo trukmę: trumpas periodas (3 KITOS PLANETINĖS SISTEMOS
Iš šiuolaikinių požiūrių į žvaigždžių formavimąsi išplaukia, kad Saulės tipo žvaigždės gimimą turi lydėti planetų sistemos formavimasis. Net jei tai taikoma tik žvaigždėms, visiškai panašioms į Saulę (t. y. pavienėms G spektrinės klasės žvaigždėms), tai šiuo atveju mažiausiai 1% Galaktikos žvaigždžių (tai yra apie 1 milijardas žvaigždžių) turi turėti planetų sistemas. Išsamesnė analizė rodo, kad visos žvaigždės gali turėti planetų, žemesnių už spektrinę klasę F, net ir tos, kurios įtrauktos į dvejetaines sistemas.
Iš tiesų, pastaraisiais metais buvo gauta pranešimų apie planetų atradimą aplink kitas žvaigždes. Tuo pačiu metu pačios planetos nėra matomos: jų buvimą nustato nežymus žvaigždės judėjimas, kurį sukelia jos trauka planetai. Planetos judėjimas orbitoje priverčia žvaigždę "siūbuoti" ir periodiškai keisti savo radialinį greitį, kurį galima išmatuoti pagal linijų padėtį žvaigždės spektre (Doplerio efektas). Iki 1999 m. pabaigos buvo pranešta apie Jupiterio tipo planetų, kuriose yra apie 30 žvaigždžių, atradimų, įskaitant 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg ir kt. Visos šios žvaigždės yra arti Saulė, o atstumas iki artimiausios jų yra tik 15 Šv. (Gliese 876). metų. Du radijo pulsarai (PSR 1257+12 ir PSR B1628-26) taip pat turi planetines sistemas, kurių masė prilygsta Žemės masėms. Aptikti tokių šviesių planetų aplink įprastas žvaigždes naudojant optines technologijas dar nepavyko. Aplink kiekvieną žvaigždę galite nurodyti ekosferą, kurioje planetos paviršiaus temperatūra leidžia egzistuoti skystam vandeniui. Saulės ekosfera tęsiasi nuo 0,8 iki 1,1 AU. Jame yra Žemė, bet neapima Veneros (0,72 AU) ir Marso (1,52 AU). Tikriausiai bet kurioje planetų sistemoje į ekosferą, kurioje yra palankios sąlygos gyvybei, patenka ne daugiau kaip 1-2 planetos.
ORBITALINIO JUDĖJIMO DINAMIKA
Planetų judėjimas dideliu tikslumu paklūsta trims I. Keplerio (1571-1630) dėsniams, jo išvestiems iš stebėjimų: 1) Planetos juda elipsėmis, kurių viename iš židinių yra Saulė. 2) Spindulio vektorius, jungiantis Saulę ir planetą, planetos orbitos judėjimo metu per vienodą laiko tarpą nubraukia vienodus plotus. 3) Orbitos periodo kvadratas yra proporcingas elipsės orbitos pusiau didžiosios ašies kubui. Antrasis Keplerio dėsnis tiesiogiai išplaukia iš kampinio momento išsaugojimo įstatymo ir yra bendriausias iš trijų. Niutonas nustatė, kad pirmasis Keplerio dėsnis galioja, jei traukos jėga tarp dviejų kūnų yra atvirkščiai proporcinga atstumo tarp jų kvadratui, o trečiasis dėsnis galioja, jei ši jėga taip pat proporcinga kūnų masėms. 1873 metais J. Bertranas įrodė, kad apskritai kūnai nejudės vienas aplinkui spirale tik dviem atvejais: jei jie traukiami pagal Niutono atvirkštinio kvadrato dėsnį arba pagal Huko tiesioginio proporcingumo dėsnį (apibūdinantį spyruoklių elastingumą). . Nepaprasta Saulės sistemos savybė yra ta, kad centrinės žvaigždės masė yra daug didesnė už bet kurios planetos masę, todėl kiekvieno planetų sistemos nario judėjimas gali būti labai tiksliai apskaičiuotas atsižvelgiant į problemą. dviejų tarpusavyje gravituojančių kūnų – Saulės ir vienintelės šalia jos esančios planetos – judėjimas. Jo matematinis sprendimas yra žinomas: jei planetos greitis nėra per didelis, tada ji juda uždara periodine orbita, kurią galima tiksliai apskaičiuoti. Daugiau nei dviejų kūnų judėjimo problema, paprastai vadinama „N kūno problema“, yra daug sunkesnė dėl chaotiško jų judėjimo atvirose orbitose. Šis orbitų atsitiktinumas yra iš esmės svarbus ir leidžia mums suprasti, pavyzdžiui, kaip meteoritai nukrenta iš asteroido juostos į Žemę.
Taip pat žr
KEPLERIO ĮSTATYMAI;
DANGAUS MECHANIKA;
ORBITA. 1867 m. D. Kirkwoodas pirmasis pastebėjo, kad tuščios erdvės („liukai“) asteroidų juostoje yra tokiais atstumais nuo Saulės, kur vidutinis judėjimas yra proporcingas (sveiko skaičiaus santykiu) su Jupiterio judėjimu. Kitaip tariant, asteroidai vengia orbitų, kuriose jų apsisukimo aplink Saulę laikotarpis būtų Jupiterio apsisukimo laikotarpio kartotinis. Du didžiausi Kirkwood liukai yra proporcingai 3:1 ir 2:1. Tačiau netoli 3:2 palyginamumo yra asteroidų perteklius, kurį ši savybė sujungia į Gildos grupę. Taip pat yra Trojos arklio grupės asteroidų perteklius santykiu 1:1, skriejančių Jupiterį 60° į priekį ir 60° už jo. Situacija su Trojos arkliais aiški – jie užfiksuoti netoli stabilių Lagranžo taškų (L4 ir L5) Jupiterio orbitoje, tačiau kaip paaiškinti Kirkwood liukus ir Gildos grupę? Jei būtų tik liukai dėl palyginamumo, būtų galima sutikti su paprastu paties Kirkwoodo pasiūlytu paaiškinimu, kad asteroidus iš rezonansinių regionų išmeta periodinė Jupiterio įtaka. Tačiau dabar šis paveikslas atrodo pernelyg paprastas. Skaitmeniniai skaičiavimai parodė, kad chaotiškos orbitos prasiskverbia į erdvės sritis, esančias šalia 3:1 rezonanso, ir kad į šią sritį patenkantys asteroidų fragmentai keičia savo orbitas iš apskrito į pailgą elipsę, reguliariai nuvesdami jas į centrinę Saulės sistemos dalį. Tokiose tarpplanetinėse orbitose meteoroidai gyvuoja neilgai (tik kelis milijonus metų), kol atsitrenkia į Marsą ar Žemę, o su nežymiu prasilenkimu būna išmesti į Saulės sistemos pakraštį. Taigi, pagrindinis į Žemę krentančių meteoritų šaltinis yra Kirkvudo liukai, pro kuriuos eina chaotiškos asteroidų fragmentų orbitos. Žinoma, yra daug labai tvarkingų rezonansinių judesių Saulės sistemoje pavyzdžių. Būtent taip juda šalia planetų esantys palydovai, pavyzdžiui, Mėnulis, kuris visada atsuktas į Žemę tuo pačiu pusrutuliu, nes jo orbitos periodas sutampa su ašiniu. Dar didesnės sinchronizacijos pavyzdį pateikia Plutono-Charono sistema, kurioje ne tik palydove, bet ir planetoje „diena lygi mėnesiui“. Merkurijaus judėjimas yra tarpinio pobūdžio, jo ašinis ir orbitinis sukimasis yra rezonansiniu santykiu 3:2. Tačiau ne visi kūnai elgiasi taip paprastai: pavyzdžiui, nesferiniame Hiperione, veikiant Saturno gravitacijai, sukimosi ašis chaotiškai apsiverčia. Palydovų orbitų raidai įtakos turi keli veiksniai. Kadangi planetos ir palydovai yra ne taškinės masės, o išplėsti objektai, be to, gravitacijos jėga priklauso nuo atstumo, skirtingos palydovo kūno dalys, esančios skirtingais atstumais nuo planetos, yra traukiamos skirtingais būdais; tas pats pasakytina ir apie trauką, veikiančią iš palydovo planetoje. Dėl šio jėgų skirtumo jūra slūgsta ir slūgsta, o sinchroniškai besisukantiems palydovams suteikia šiek tiek suplokštą formą. Palydovas ir planeta sukelia potvynių deformacijas vienas kitam, o tai turi įtakos jų judėjimui orbitoje. 4:2:1 vidutinis Jupiterio palydovų Io, Europos ir Ganimedo judėjimo rezonansas, kurį Laplasas pirmą kartą išsamiai ištyrė savo knygoje „Dangaus mechanika“ (t. 4, 1805), vadinamas Laplaso rezonansu. Likus vos kelioms dienoms iki „Voyager 1“ artėjimo prie Jupiterio, 1979 m. kovo 2 d., astronomai Peale, Cassin ir Reynolds paskelbė „The Melting of Io by Tidal Dissipation“, kuriame numatė aktyvų vulkanizmą šiame mėnulyje dėl jo pagrindinio vaidmens palaikant 4:2:1 rezonansas. Voyager 1 iš tikrųjų atrado aktyvius ugnikalnius Io, tokius galingus, kad palydovo paviršiaus nuotraukose nematyti nė vieno meteorito kraterio: jo paviršius taip greitai pasidengia išsiveržimo produktais.
SAULES SISTEMOS FORMAVIMAS
Klausimas, kaip susiformavo Saulės sistema, yra bene sunkiausias planetų moksle. Norėdami atsakyti į šį klausimą, vis dar turime mažai duomenų, kurie padėtų atkurti sudėtingus fizinius ir cheminius procesus, vykusius toje tolimoje eroje. Saulės sistemos formavimosi teorija turi paaiškinti daugybę faktų, įskaitant jos mechaninę būseną, cheminę sudėtį ir izotopų chronologijos duomenis. Šiuo atveju pageidautina pasikliauti tikrais reiškiniais, pastebėtais šalia besiformuojančių ir jaunų žvaigždžių.
Mechaninė būklė. Planetos sukasi aplink Saulę ta pačia kryptimi, beveik apskritomis orbitomis, esančiomis beveik toje pačioje plokštumoje. Dauguma jų sukasi aplink savo ašį ta pačia kryptimi kaip ir Saulė. Visa tai rodo, kad Saulės sistemos pirmtakas buvo besisukantis diskas, kuris natūraliai susidaro suspaudžiant savaime gravituojančią sistemą, išsaugant kampinį momentą ir dėl to didėjantį kampinį greitį. (Planetos kampinis momentas arba kampinis momentas yra jos masės, padaugintos nuo atstumo nuo Saulės ir jos skriejimo greičio sandauga. Kampinis Saulės judesio momentas nustatomas pagal jos sukimąsi ašiniu būdu ir yra maždaug lygus jos masei, padaugintam jos spindulį ir padauginus iš jos planetų sukimosi greitis yra nereikšmingas.) Saulėje yra 99% Saulės sistemos masės, bet tik apytiksliai. 1% jo kampinio momento. Teorija turėtų paaiškinti, kodėl didžioji sistemos masės dalis yra sutelkta Saulėje, o didžioji dalis kampinio momento yra išorinėse planetose. Turimi teoriniai Saulės sistemos formavimosi modeliai rodo, kad pradžioje Saulė sukosi daug greičiau nei dabar. Tuomet jaunos Saulės kampinis impulsas buvo perkeltas į išorines Saulės sistemos dalis; Astronomai mano, kad gravitacinės ir magnetinės jėgos sulėtino Saulės sukimąsi ir pagreitino planetų judėjimą. Apytikslė planetų atstumų nuo Saulės reguliaraus pasiskirstymo taisyklė (Ticijaus-Bodės taisyklė) žinoma jau du šimtmečius, tačiau jai nėra jokio paaiškinimo. Išorinių planetų palydovų sistemose galima atsekti tuos pačius modelius kaip ir visoje planetų sistemoje; Tikriausiai jų formavimosi procesai turėjo daug bendro.
Taip pat žr BODĖS ĮSTATYMAS.
Cheminė sudėtis. Saulės sistemoje yra stiprus cheminės sudėties gradientas (skirtumas): šalia Saulės esančios planetos ir palydovai susideda iš ugniai atsparių medžiagų, o tolimuose kūnuose yra daug lakiųjų elementų. Tai reiškia, kad formuojantis Saulės sistemai buvo didelis temperatūros gradientas. Šiuolaikiniai astrofiziniai cheminės kondensacijos modeliai rodo, kad pradinė protoplanetinio debesies sudėtis buvo artima tarpžvaigždinės terpės ir Saulės sudėčiai: pagal masę iki 75% vandenilio, iki 25% helio ir mažiau nei 1% visų kitų elementų. . Šie modeliai sėkmingai paaiškina pastebėtus Saulės sistemos cheminės sudėties skirtumus. Tolimųjų objektų cheminę sudėtį galima spręsti pagal jų vidutinį tankį, taip pat pagal paviršiaus ir atmosferos spektrus. Tai būtų galima padaryti daug tiksliau analizuojant planetinės medžiagos pavyzdžius, tačiau kol kas turime tik Mėnulio ir meteoritų pavyzdžius. Tyrinėdami meteoritus, pradedame suprasti cheminius procesus pirminiame ūke. Tačiau didelių planetų aglomeracijos iš mažų dalelių procesas lieka neaiškus.
Izotopų duomenys. Meteoritų izotopinė sudėtis rodo, kad Saulės sistemos susiformavimas įvyko prieš 4,6 ± 0,1 milijardo metų ir truko ne ilgiau kaip 100 milijonų metų. Neono, deguonies, magnio, aliuminio ir kitų elementų izotopų anomalijos rodo, kad griūvant tarpžvaigždiniam debesiui, pagimdžiusiam Saulės sistemą, į jį pateko netoliese esančios supernovos sprogimo produktai.
Taip pat žr IZOTOPAI; SUPERNOVA.
Žvaigždžių susidarymas.Žvaigždės gimsta tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesų žlugimo (suspaudimo) procese. Šis procesas dar nebuvo išsamiai ištirtas. Yra stebėjimų įrodymų, kad supernovos sprogimų smūginės bangos gali suspausti tarpžvaigždinę medžiagą ir paskatinti debesų griūtį į žvaigždes.
Taip pat žr GRAVITACINĖ GRAVITACIJA. Kol jauna žvaigždė pasiekia stabilią būseną, ji patiria gravitacinio suspaudimo etapą iš protožvaigždinio ūko. Pagrindinė informacija apie šį žvaigždžių evoliucijos etapą gaunama tiriant jaunas T Tauri žvaigždes. Matyt, šios žvaigždės vis dar yra suspaustos ir jų amžius neviršija 1 milijono metų. Paprastai jų masė svyruoja nuo 0,2 iki 2 saulės masių. Jie rodo stipraus magnetinio aktyvumo požymius. Kai kurių T Tauri žvaigždžių spektruose yra uždraustų linijų, kurios atsiranda tik mažo tankio dujose; Tikėtina, kad tai yra žvaigždę supančio protožvaigždinio ūko liekanos. T Tauri žvaigždės pasižymi sparčiais ultravioletinių ir rentgeno spindulių svyravimais. Daugelis jų pasižymi galingomis infraraudonųjų spindulių spinduliuotės ir silicio spektro linijomis, rodančiomis, kad žvaigždes supa dulkių debesys. Galiausiai T Tauri žvaigždės turi galingus žvaigždžių vėjus. Manoma, kad ankstyvuoju savo evoliucijos periodu Saulė taip pat perėjo T Tauri stadiją ir būtent šiuo laikotarpiu lakieji elementai buvo išstumti iš vidinių Saulės sistemos sričių. Kai kurios besiformuojančios vidutinės masės žvaigždės stipriai padidina šviesumą ir išskleidžia savo apvalkalus greičiau nei per metus. Tokie reiškiniai vadinami FU Oriono blyksniais. Tokį protrūkį „T Tauri“ žvaigždė patyrė bent kartą. Manoma, kad dauguma jaunų žvaigždžių išgyvena FU Orionis tipo protrūkio stadiją. Daugelis mato pliūpsnio priežastį tame, kad retkarčiais į jauną materijos žvaigždę iš aplinkinio dujų ir dulkių disko didėja greitis. Jei Saulė taip pat patyrė vieną ar daugiau FU Orionis blyksnių savo evoliucijos pradžioje, tai būtų labai paveikę centrinėje Saulės sistemos lakiuosius elementus. Stebėjimai ir skaičiavimai rodo, kad šalia besiformuojančios žvaigždės visada yra protožvaigždinės medžiagos likučių. Ji gali susiformuoti į žvaigždę kompanionę arba planetų sistemą. Iš tiesų, daugelis žvaigždžių sudaro dvejetaines ir kelias sistemas. Bet jei kompaniono masė neviršija 1% Saulės masės (10 masių Jupiterio), tada temperatūra jo šerdyje niekada nepasieks vertės, reikalingos termobranduolinėms reakcijoms įvykti. Toks dangaus kūnas vadinamas planeta.
Formavimosi teorijos. Mokslines Saulės sistemos formavimosi teorijas galima suskirstyti į tris kategorijas: potvynių, atoslūgių ir ūkų. Pastarieji šiuo metu sulaukia didžiausio susidomėjimo. Potvynių teorija, kurią, matyt, pirmą kartą pasiūlė Buffonas (1707–1788), žvaigždžių ir planetų formavimosi tiesiogiai nesusieja. Daroma prielaida, kad kita žvaigždė, praskridusi pro Saulę, per potvynių sąveiką ištraukė iš jos (arba iš savęs) materijos srautą, iš kurio susidarė planetos. Ši idėja susiduria su daugybe fizinių problemų; pavyzdžiui, karšta medžiaga, išstumta iš žvaigždės, turėtų išsipūsti, o ne kondensuotis. Dabar potvynių teorija yra nepopuliari, nes ji negali paaiškinti mechaninių Saulės sistemos ypatybių ir vaizduoja jos gimimą kaip atsitiktinį ir itin retą įvykį. Akrecijos teorija rodo, kad jauna Saulė užfiksavo medžiagą iš būsimos planetų sistemos, skrisdama per tankų tarpžvaigždinį debesį. Iš tiesų jaunos žvaigždės dažniausiai randamos prie didelių tarpžvaigždinių debesų. Tačiau akrecijos teorijos rėmuose sunku paaiškinti cheminės sudėties gradientą planetų sistemoje. Labiausiai išplėtota ir visuotinai priimta dabar yra ūko hipotezė, kurią XVIII amžiaus pabaigoje pasiūlė Kantas. Pagrindinė jo idėja yra ta, kad Saulė ir planetos susiformavo vienu metu iš vieno besisukančio debesies. Susitraukęs jis virto disku, kurio centre formavosi Saulė, o periferijoje – planetos. Atkreipkite dėmesį, kad ši mintis skiriasi nuo Laplaso hipotezės, pagal kurią Saulė iš pradžių susiformavo iš debesies, o paskui jai susitraukdama išcentrinė jėga nuplėšė nuo pusiaujo dujų žiedus, kurie vėliau kondensavosi į planetas. Laplaso hipotezė susiduria su fiziniais sunkumais, kurie nebuvo įveikti 200 metų. Sėkmingiausią šiuolaikinę ūko teorijos versiją sukūrė A. Cameronas ir jo kolegos. Jų modelyje protoplanetinis ūkas buvo maždaug dvigubai masyvesnis už dabartinę planetų sistemą. Per pirmuosius 100 milijonų metų besiformuojanti Saulė aktyviai išstūmė iš jos medžiagą. Toks elgesys būdingas jaunoms žvaigždėms, kurios pagal prototipą vadinamos T Tauri žvaigždėmis. Ūko medžiagos slėgio ir temperatūros pasiskirstymas Camerono modelyje gerai sutampa su Saulės sistemos cheminės sudėties gradientu. Taigi labiausiai tikėtina, kad Saulė ir planetos susiformavo iš vieno griūvančio debesies. Jo centrinėje dalyje, kur tankis ir temperatūra buvo didesni, išliko tik ugniai atsparios medžiagos, periferijoje taip pat buvo išsaugotos lakiosios medžiagos; tai paaiškina cheminės sudėties gradientą. Pagal šį modelį planetų sistemos formavimasis turėtų lydėti ankstyvą visų saulės tipo žvaigždžių evoliuciją.
Planetų augimas. Yra daug planetos augimo scenarijų. Planetos galėjo susiformuoti atsitiktinių susidūrimų ir mažų kūnų, vadinamų planetezimaliais, sukibimo metu. Bet galbūt dėl gravitacijos nestabilumo maži kūnai susijungė į didesnius į dideles grupes. Neaišku, ar planetos kaupėsi dujinėje ar bedujų aplinkoje. Dujiniame ūke temperatūrų skirtumai išsilygina, tačiau kai dalis dujų kondensuojasi į dulkių grūdelius, o likusias dujas nuneša žvaigždžių vėjas, ūko skaidrumas smarkiai padidėja, o ūke susidaro stiprus temperatūros gradientas. sistema. Vis dar nėra visiškai aišku, koks yra būdingas laikas dujų kondensacijai į dulkių grūdelius, dulkių grūdelių kaupimuisi į planetezimalius ir planetezimalų susikaupimui į planetas ir jų palydovus.
GYVENIMAS SAULES SISTEMOJE
Buvo manoma, kad gyvybė Saulės sistemoje kadaise egzistavo už Žemės ribų, o galbūt egzistuoja ir šiandien. Kosminių technologijų atsiradimas leido pradėti tiesioginį šios hipotezės tikrinimą. Merkurijus pasirodė per karštas, jame nėra atmosferos ir vandens. Venera taip pat labai karšta – jos paviršiuje tirpsta švinas. Gyvybės galimybė viršutiniame Veneros debesų sluoksnyje, kur sąlygos daug švelnesnės, vis dar yra ne kas kita, kaip fantazija. Mėnulis ir asteroidai atrodo visiškai sterilūs. Į Marsą buvo dedamos didelės viltys. Plonų tiesių linijų sistemos - „kanalai“, pastebėtos per teleskopą prieš 100 metų, tada paskatino kalbėti apie dirbtines drėkinimo struktūras Marso paviršiuje. Tačiau dabar žinome, kad Marse sąlygos nepalankios gyvybei: šaltas, sausas, labai plonas oras ir dėl to stipri ultravioletinė spinduliuotė iš Saulės, sterilizuojanti planetos paviršių. Vikingų nusileidimo prietaisai Marso dirvožemyje organinių medžiagų neaptiko. Tiesa, esama ženklų, kad Marso klimatas gerokai pasikeitė ir kadaise galėjo būti palankesnis gyvybei. Yra žinoma, kad tolimoje praeityje Marso paviršiuje buvo vandens, nes detaliuose planetos vaizduose matyti vandens erozijos pėdsakai, primenantys rėvas ir išdžiūvusias upių vagas. Ilgalaikiai Marso klimato pokyčiai gali būti susiję su poliarinės ašies posvyrio pokyčiais. Šiek tiek pakilus planetos temperatūrai, atmosfera gali tapti 100 kartų tankesnė (dėl ledo garavimo). Taigi gali būti, kad kažkada Marse egzistavo gyvybė. Į šį klausimą galėsime atsakyti tik išsamiai ištyrę Marso dirvožemio mėginius. Tačiau pristatyti juos į Žemę yra sudėtinga užduotis. Laimei, yra tvirtų įrodymų, kad iš tūkstančių Žemėje rastų meteoritų mažiausiai 12 atkeliavo iš Marso. Jie vadinami SNC meteoritais, nes pirmieji iš jų buvo rasti netoli Šergoto (Šergotas, Indija), Nachlos (Nakhla, Egiptas) ir Chassigny (Chassigny, Prancūzija) gyvenviečių. Antarktidoje rastas meteoritas ALH 84001 yra daug senesnis už kitus ir jame yra policiklinių aromatinių angliavandenilių, galbūt biologinės kilmės. Manoma, kad jis atkeliavo į Žemę iš Marso, nes jo deguonies izotopų santykis nėra toks pat kaip sausumos uolienose ar ne SNC meteorituose, o toks pat kaip meteorite EETA 79001, kuriame yra stiklų, kuriuose yra burbuliukų, kuriuose yra tauriųjų dujų, kurios skiriasi nuo Žemė, bet atitinka Marso atmosferą. Nors milžiniškų planetų atmosferoje yra daug organinių molekulių, sunku patikėti, kad nesant kieto paviršiaus ten galėtų egzistuoti gyvybė. Šia prasme daug įdomesnis yra Saturno palydovas Titanas, turintis ne tik atmosferą su organiniais komponentais, bet ir tvirtą paviršių, kuriame gali kauptis sintezės produktai. Tiesa, šio paviršiaus temperatūra (90 K) tinkamesnė deguoniui suskystinti. Todėl biologų dėmesį labiau patraukia Jupiterio palydovas Europa, nors ir neturintis atmosferos, bet, matyt, po lediniu paviršiumi turintis skysto vandens vandenyną. Kai kuriose kometose beveik neabejotinai yra sudėtingų organinių molekulių, susidariusių formuojantis Saulės sistemai. Tačiau sunku įsivaizduoti gyvenimą ant kometos. Taigi, kol kas neturime įrodymų, kad gyvybė Saulės sistemoje egzistuoja kur nors už Žemės ribų. Galima paklausti: kokios yra mokslinių instrumentų galimybės, susijusios su nežemiškos gyvybės paieškomis? Ar šiuolaikinis kosminis zondas gali aptikti gyvybę tolimoje planetoje? Pavyzdžiui, ar „Galileo“ galėtų aptikti gyvybę ir intelektą Žemėje, kai jis du kartus praskriejo pro ją atlikdamas gravitacijos manevrus? Zondo perduodamuose Žemės vaizduose nebuvo įmanoma pastebėti protingos gyvybės ženklų, tačiau „Galileo“ imtuvų užfiksuoti mūsų radijo ir televizijos stočių signalai tapo akivaizdžiu jos buvimo įrodymu. Jie visiškai skiriasi nuo natūralių radijo stočių spinduliavimo – auroros, plazmos svyravimų žemės jonosferoje, saulės blyksnių – ir iš karto atskleidžia techninės civilizacijos buvimą Žemėje. Kaip pasireiškia neprotingas gyvenimas? „Galileo“ televizijos kamera užfiksavo Žemės vaizdus šešiuose siauruose spektro diapazonuose. 0,73 ir 0,76 mikrono filtruose kai kurios žemės plotai atrodo žali dėl stiprios raudonos šviesos sugerties, o tai nebūdinga dykumoms ir uolienoms. Lengviausias būdas tai paaiškinti yra tas, kad planetos paviršiuje yra ne mineralinio pigmento, kuris sugeria raudoną šviesą, nešiklio. Mes žinome, kad šį neįprastą šviesos sugertį lemia chlorofilas, kurį augalai naudoja fotosintezei. Joks kitas Saulės sistemos kūnas neturi tokios žalios spalvos. Be to, Galileo infraraudonųjų spindulių spektrometras užfiksavo molekulinio deguonies ir metano buvimą žemės atmosferoje. Metano ir deguonies buvimas Žemės atmosferoje rodo biologinį aktyvumą planetoje. Taigi galime daryti išvadą, kad mūsų tarpplanetiniai zondai gali aptikti aktyvios gyvybės požymius planetų paviršiuje. Tačiau jei po lediniu Europos kiautu slepiasi gyvybė, vargu ar pro šalį skriejanti transporto priemonė ją aptiks.
Geografijos žodynas
Dar ne taip seniai bet kuris išsilavinęs žmogus, paklaustas, kiek planetų yra Saulės sistemoje, nedvejodamas būtų atsakęs – devynios. Ir jis būtų teisus. Jei ypač nesekate įvykių astronomijos pasaulyje ir nesate nuolatinis „Discovery Channel“ žiūrovas, šiandien atsakysite į tą patį klausimą. Tačiau šį kartą klysite.
Ir štai kas. 2006 m., būtent rugpjūčio 26 d., 2,5 tūkst. Tarptautinės astronomų sąjungos kongreso dalyvių priėmė sensacingą sprendimą ir iš tikrųjų išbraukė Plutoną iš Saulės sistemos planetų sąrašo, nes praėjus 76 metams po jo atradimo jis nebesutiko. mokslininkų keliami reikalavimai planetoms.
Pirmiausia išsiaiškinkime, kas yra planeta, kiek Saulės sistemos planetų mums paliko astronomai, ir apsvarstykime kiekvieną iš jų atskirai.
Šiek tiek istorijos
Anksčiau planeta buvo laikomas bet koks kūnas, besisukantis aplink žvaigždę, švytintis nuo jos atsispindėjusia šviesa ir didesnis už asteroidą.
Net senovės Graikijoje jie paminėjo septynis šviečiančius kūnus, judančius dangumi nejudančių žvaigždžių fone. Šie kosminiai kūnai buvo: Saulė, Merkurijus, Venera, Mėnulis, Marsas, Jupiteris ir Saturnas. Žemė nebuvo įtraukta į šį sąrašą, nes senovės graikai žemę laikė visų dalykų centru. Ir tik XVI amžiuje Nikolajus Kopernikas savo moksliniame darbe „Apie dangaus sferų revoliuciją“ padarė išvadą, kad planetų sistemos centre turėtų būti ne Žemė, o Saulė. Todėl Saulė ir Mėnulis buvo išbraukti iš sąrašo, o į jį įtraukta Žemė. O po teleskopų atsiradimo atitinkamai 1781 ir 1846 metais buvo pridėtas Uranas ir Neptūnas.
Dar visai neseniai Plutonas buvo laikomas paskutine atrasta planeta Saulės sistemoje nuo 1930 m.
Ir dabar, praėjus beveik 400 metų po to, kai Galilėjus Galilėjus sukūrė pirmąjį pasaulyje teleskopą žvaigždėms stebėti, astronomai priėjo prie tokio planetos apibrėžimo.
Planeta yra dangaus kūnas, kuris turi atitikti keturias sąlygas:
kūnas turi suktis aplink žvaigždę (pavyzdžiui, aplink Saulę);
kūnas turi turėti pakankamai gravitacijos, kad būtų sferinė arba artima jam forma;
kūnas neturėtų turėti kitų didelių kūnų šalia jo orbitos;
Kūnas neturi būti žvaigždė.
Savo ruožtu žvaigždė yra kosminis kūnas, kuris skleidžia šviesą ir yra galingas energijos šaltinis. Tai paaiškinama, pirma, jame vykstančiomis termobranduolinėmis reakcijomis, antra, gravitacinio suspaudimo procesais, dėl kurių išsiskiria didžiulis energijos kiekis.
Saulės sistemos planetos šiandien
saulės sistema yra planetų sistema, kurią sudaro centrinė žvaigždė – Saulė – ir visi aplink ją skriejantys natūralūs kosminiai objektai.
Taigi šiandien Saulės sistemą sudaro aštuonių planetų: keturios vidinės, vadinamosios antžeminės planetos, ir keturios išorinės planetos, vadinamos dujų milžinais.
Antžeminės planetos yra Žemė, Merkurijus, Venera ir Marsas. Visi jie daugiausia susideda iš silikatų ir metalų.
Išorinės planetos yra Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Dujų milžinai daugiausia sudaryti iš vandenilio ir helio.
Saulės sistemos planetų dydžiai skiriasi tiek grupėse, tiek tarp grupių. Taigi, dujų milžinai yra daug didesni ir masyvesni nei antžeminės planetos.
Merkurijus yra arčiausiai Saulės, tada jam tolstant: Venera, Žemė, Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas.
Būtų neteisinga nagrinėti Saulės sistemos planetų ypatybes, nekreipiant dėmesio į pagrindinį jos komponentą – pačią Saulę. Todėl nuo to ir pradėsime.
Saulė 
Saulė yra žvaigždė, sukėlusi visą gyvybę Saulės sistemoje. Aplink jį sukasi planetos, nykštukinės planetos ir jų palydovai, asteroidai, kometos, meteoritai ir kosminės dulkės.
Saulė iškilo maždaug prieš 5 milijardus metų, yra sferinis, karštas plazmos rutulys, kurio masė yra daugiau nei 300 tūkstančių kartų didesnė už Žemės masę. Paviršiaus temperatūra yra daugiau nei 5000 laipsnių Kelvino, o šerdies temperatūra yra daugiau nei 13 milijonų K.
Saulė yra viena didžiausių ir ryškiausių žvaigždžių mūsų galaktikoje, kuri vadinama Paukščių Tako galaktika. Saulė yra maždaug 26 tūkstančių šviesmečių atstumu nuo Galaktikos centro ir visą apsisukimą aplink ją padaro maždaug per 230–250 milijonų metų! Palyginimui, Žemė visą Saulę apsuka per 1 metus.
Merkurijus
Merkurijus yra mažiausia planeta sistemoje, esanti arčiausiai Saulės. Merkurijus neturi palydovų.
Planetos paviršius padengtas krateriais, kurie atsirado maždaug prieš 3,5 milijardo metų dėl didžiulio meteoritų bombardavimo. Kraterių skersmuo gali svyruoti nuo kelių metrų iki daugiau nei 1000 km.
Merkurijaus atmosfera yra labai plona, daugiausia susideda iš helio ir yra išpučiama saulės vėjo. Kadangi planeta yra labai arti Saulės ir joje nėra atmosferos, kuri naktį sulaikytų šilumą, paviršiaus temperatūra svyruoja nuo -180 iki +440 laipsnių Celsijaus.
Pagal žemiškuosius standartus, Merkurijus visą revoliuciją aplink Saulę užbaigia per 88 dienas. Tačiau Merkurijaus diena yra lygi 176 Žemės dienoms.
Venera
Venera yra antra arčiausiai Saulės esanti planeta Saulės sistemoje. Venera yra tik šiek tiek mažesnė už Žemę, todėl ji kartais vadinama „Žemės seserimi“. Neturi palydovų.
Atmosferą sudaro anglies dioksidas, susimaišęs su azotu ir deguonimi. Oro slėgis planetoje yra daugiau nei 90 atmosferų, tai yra 35 kartus daugiau nei Žemėje.
Anglies dioksidas ir dėl to atsirandantis šiltnamio efektas, tanki atmosfera ir artumas prie Saulės leidžia Venerai turėti „karščiausios planetos“ titulą. Jo paviršiaus temperatūra gali siekti 460°C.
Venera yra vienas ryškiausių objektų žemės danguje po Saulės ir Mėnulio.
Žemė 
Žemė yra vienintelė šiandien žinoma planeta Visatoje, kurioje yra gyvybė. Žemė turi didžiausią dydį, masę ir tankį tarp vadinamųjų vidinių Saulės sistemos planetų.
Žemės amžius yra apie 4,5 milijardo metų, o gyvybė planetoje atsirado maždaug prieš 3,5 milijardo metų. Mėnulis yra natūralus palydovas, didžiausias iš antžeminių planetų palydovų.
Žemės atmosfera iš esmės skiriasi nuo kitų planetų atmosferų dėl gyvybės buvimo. Didžiąją atmosferos dalį sudaro azotas, bet taip pat yra deguonies, argono, anglies dioksido ir vandens garų. Ozono sluoksnis ir Žemės magnetinis laukas savo ruožtu susilpnina gyvybei pavojingą saulės ir kosminės spinduliuotės įtaką.
Dėl atmosferoje esančio anglies dioksido šiltnamio efektas atsiranda ir Žemėje. Ji nėra tokia ryški kaip Veneroje, bet be jos oro temperatūra būtų apie 40°C žemesnė. Be atmosferos temperatūros svyravimai būtų labai dideli: mokslininkų teigimu, nuo -100°C naktį iki +160°C dieną.
Apie 71% Žemės paviršiaus užima pasaulio vandenynai, likusieji 29% yra žemynai ir salos.
Marsas
Marsas yra septinta pagal dydį Saulės sistemos planeta. „Raudonoji planeta“, kaip ji dar vadinama dėl didelio geležies oksido kiekio dirvožemyje. Marse yra du palydovai: Deimos ir Fobos.
Marso atmosfera yra labai plona, o atstumas iki Saulės yra beveik pusantro karto didesnis nei Žemės. Todėl vidutinė metinė temperatūra planetoje yra –60°C, o temperatūros pokyčiai kai kur siekia 40 laipsnių per dieną.
Išskirtiniai Marso paviršiaus bruožai yra smūginiai krateriai ir ugnikalniai, slėniai ir dykumos bei poliarinės ledo kepurės, panašios į esančias Žemėje. Aukščiausias Saulės sistemos kalnas yra Marse: užgesęs Olimpo ugnikalnis, kurio aukštis siekia 27 km! Taip pat didžiausias kanjonas: Valles Marineris, kurio gylis siekia 11 km, o ilgis – 4500 km.
Jupiteris
Jupiteris yra didžiausia planeta Saulės sistemoje. Jis yra 318 kartų sunkesnis už Žemę ir beveik 2,5 karto masyvesnis nei visos mūsų sistemos planetos kartu paėmus. Savo sudėtimi Jupiteris primena Saulę - jį daugiausia sudaro helis ir vandenilis - ir skleidžia didžiulį šilumos kiekį, lygų 4 * 1017 W. Tačiau norint tapti tokia žvaigžde kaip Saulė, Jupiteris turi būti 70–80 kartų sunkesnis.
Jupiteris turi net 63 palydovus, iš kurių prasminga išvardyti tik didžiausius – Callisto, Ganymede, Io ir Europą. Ganimedas yra didžiausias Saulės sistemos mėnulis, net didesnis už Merkurijų.
Dėl tam tikrų procesų vidinėje Jupiterio atmosferoje jo išorinėje atmosferoje atsiranda daugybė sūkurinių struktūrų, pavyzdžiui, rudai raudonų atspalvių debesų juostos, taip pat Didžioji Raudonoji dėmė – milžiniška audra, žinoma nuo XVII a.
Saturnas
Saturnas yra antra pagal dydį planeta Saulės sistemoje. Saturno vizitinė kortelė, be abejo, yra jo žiedų sistema, kurią daugiausia sudaro įvairaus dydžio ledinės dalelės (nuo dešimtųjų milimetro dalių iki kelių metrų), taip pat uolienos ir dulkės.
Saturnas turi 62 palydovus, iš kurių didžiausi yra Titanas ir Enceladas.
Savo sudėtimi Saturnas primena Jupiterį, tačiau tankiu jis yra prastesnis net už paprastą vandenį.
Išorinė planetos atmosfera atrodo rami ir vienoda, o tai paaiškinama labai tankiu rūko sluoksniu. Tačiau vėjo greitis vietomis gali siekti 1800 km/val.
Uranas
Uranas yra pirmoji planeta, atrasta teleskopu, ir vienintelė Saulės sistemos planeta, kuri skrieja aplink Saulę.
Uranas turi 27 palydovus, kurie pavadinti Šekspyro herojų vardais. Didžiausi iš jų yra Oberonas, Titania ir Umbrielis.
Planetos sudėtis nuo dujų milžinų skiriasi tuo, kad yra daug aukštos temperatūros ledo modifikacijų. Todėl kartu su Neptūnu mokslininkai Uraną priskyrė „ledo milžinui“. Ir jei Venera turi „karščiausios planetos“ Saulės sistemoje titulą, tai Uranas yra šalčiausia planeta, kurios minimali temperatūra yra apie -224 °C.
Neptūnas
Neptūnas yra labiausiai nutolusi nuo centro Saulės sistemos planeta. Jo atradimo istorija įdomi: prieš stebėdami planetą per teleskopą, mokslininkai matematiniais skaičiavimais apskaičiavo jos padėtį danguje. Tai atsitiko po to, kai buvo atrasti nepaaiškinami Urano judėjimo jo paties orbitoje pokyčiai.
Šiandien mokslui žinoma 13 Neptūno palydovų. Didžiausias iš jų, Tritonas, yra vienintelis palydovas, judantis priešinga planetos sukimuisi kryptimi. Prieš planetos sukimąsi pučia ir greičiausi Saulės sistemos vėjai: jų greitis siekia 2200 km/val.
Savo sudėtimi Neptūnas labai panašus į Uraną, todėl yra antrasis „ledo milžinas“. Tačiau, kaip ir Jupiteris bei Saturnas, Neptūnas turi vidinį šilumos šaltinį ir išskiria 2,5 karto daugiau energijos nei gauna iš Saulės.
Mėlyną planetos spalvą suteikia metano pėdsakai išoriniuose atmosferos sluoksniuose.
Išvada
Plutonui, deja, nepavyko patekti į mūsų planetų paradą Saulės sistemoje. Tačiau dėl to visiškai nereikia jaudintis, nes visos planetos lieka savo vietose, nepaisant mokslinių pažiūrų ir koncepcijų pokyčių.
Taigi, mes atsakėme į klausimą, kiek planetų yra Saulės sistemoje. Yra tik 8 .
Anksčiau planeta buvo bet koks kosminis kūnas, skriejantis aplink žvaigždę, skleidžiantis tos žvaigždės atspindėtą šviesą ir didesnis už asteroidą. Net senovės Graikijoje jie kalbėjo apie 7 planetas kaip šviečiančius kūnus, judančius dangumi žvaigždžių fone. Tai Merkurijus, Saulė, Venera, Marsas, Mėnulis, Jupiteris, Saturnas. Atkreipkite dėmesį, kad čia nurodyta Saulė, kuri yra žvaigždė, o Mėnulis yra mūsų Žemės palydovas. Žemė į šį sąrašą neįtraukta, nes graikai ją laikė visa ko centru.
XV amžiuje Kopernikas atrado, kad sistemos centras yra Saulė, o ne Žemė. Savo teiginius jis išdėstė savo darbe „Apie dangaus sferų revoliuciją“. Mėnulis ir Saulė buvo išbraukti iš sąrašo, įtraukta ir planeta Žemė. Kai buvo išrasti teleskopai, buvo atrastos dar trys planetos. Uranas 1781 m., Neptūnas 1846 m., Plutonas 1930 m., kuris, beje, jau nebelaikomas planeta.
Šiuo metu mokslininkai žodžiui „planeta“ suteikia naują reikšmę, būtent: tai dangaus kūnas, tenkinantis 4 sąlygas:
- Kūnas turi suktis aplink žvaigždę.
- Turėti sferinę arba artimą jai formą, tai yra, kūnas turi turėti pakankamai gravitacijos.
- Tai nebūtinai turi būti žvaigždė.
- Dangaus kūnas šalia savo orbitos neturėtų turėti kitų didelių kūnų.
Žvaigždė yra kūnas, skleidžiantis šviesą ir turintis galingą energijos šaltinį.
Planetos Saulės sistemoje
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Saulės sistema apima planetas ir kitus objektus, kurie skrieja aplink saulę. Prieš 4,5 milijardo metų Galaktikoje pradėjo formuotis žvaigždžių materijos debesų kondensacijos. Dujos įkaito ir skleidė šilumą. Padidėjus temperatūrai ir tankiui, prasidėjo branduolinės reakcijos, vandenilis virto heliu. Taip atsirado galingiausias energijos šaltinis – Saulė. Šis procesas truko dešimtis milijonų metų. Buvo sukurtos planetos su palydovais. Saulės sistemos formavimasis visiškai baigėsi maždaug prieš 4 milijardus metų.
Šiandien Saulės sistemą sudaro 8 planetos, kurios suskirstytos į dvi grupes. Pirmoji – antžeminė grupė, antroji – dujų milžinai. Antžeminės planetos – Venera, Merkurijus, Marsas ir Žemė – sudarytos iš silikatų ir metalų. Dujų milžinai – Saturnas, Jupiteris, Neptūnas ir Uranas – susideda iš vandenilio ir helio. Planetos yra skirtingų dydžių, palyginti tarp dviejų grupių ir tarpusavyje. Atitinkamai, milžinai yra daug didesni ir masyvesni nei antžeminės planetos.
Arčiausiai Saulės yra Merkurijus, o po jo – Neptūnas. Prieš apibūdinant Saulės sistemos planetas, reikia pakalbėti apie pagrindinį jos objektą – Saulę. Tai žvaigždė, per kurią pradėjo egzistuoti visi gyvi ir negyvi daiktai sistemoje. Saulė yra sferinis, plazminis, karštas kamuolys. Aplink jį sukasi daugybė kosminių objektų – palydovų, planetų, meteoritų, asteroidų ir kosminių dulkių. Ši žvaigždė pasirodė maždaug prieš 5 milijardus metų. Jo masė yra 300 tūkstančių kartų didesnė už mūsų planetos masę. Vidutinė temperatūra yra 13 milijonų Kelvino laipsnių, o paviršiuje - 5 tūkstančiai Kelvino laipsnių (4727 laipsnių Celsijaus). Paukščių Tako galaktikoje Saulė yra viena didžiausių ir ryškiausių žvaigždžių. Atstumas nuo Saulės iki Galaktikos centro yra 26 000 šviesmečių. Saulė kas 230–250 milijonų metų daro visišką apsisukimą aplink galaktikos centrą.
Merkurijus
Ji yra arčiausiai Saulės ir yra mažiausia Saulės sistemos planeta. Planeta neturi palydovų. Merkurijaus paviršiuje yra daug kraterių, kuriuos suformavo daugybė meteoritų, nukritusių į planetą daugiau nei prieš 3 milijardus metų. Jų skersmuo įvairus – nuo poros metrų iki 1000 kilometrų. Planetos atmosfera daugiausia sudaryta iš helio ir yra pučiama saulės vėjo. Temperatūra gali siekti +440 laipsnių Celsijaus. Planeta apsisuka aplink Saulę per 88 Žemės dienas. Diena planetoje yra lygi 176 Žemės valandoms.
Venera
Venera yra antroji planeta nuo Saulės. Jo matmenys yra artimi Žemės dydžiui. Planeta neturi palydovų. Atmosferą sudaro anglies dioksidas su azoto ir deguonies priemaišomis. Oro slėgis yra 90 atmosferų, tai yra 35 kartus daugiau nei Žemėje. Venera vadinama karščiausia planeta, nes jos tanki atmosfera, anglies dioksidas, artumas prie Saulės ir šiltnamio efektas sukuria labai aukštą temperatūrą planetos paviršiuje. Jis gali siekti 460 laipsnių Celsijaus. Venerą galima pamatyti nuo Žemės paviršiaus. Tai ryškiausias kosminis objektas po Mėnulio ir Saulės.
Žemė
Vienintelė gyvybei tinkama planeta. Galbūt jis egzistuoja kitose planetose, bet kol kas niekas negali tiksliai pasakyti. Pagal masę, tankį ir dydį jis yra didžiausias savo grupėje. Jo amžius yra daugiau nei 4 milijardai metų. Gyvenimas čia prasidėjo daugiau nei prieš 3 milijardus metų. Žemės palydovas yra Mėnulis. Atmosfera planetoje kardinaliai skiriasi nuo kitų. Didžiąją jo dalį sudaro azotas. Tai taip pat apima anglies dioksidą, deguonį, vandens garus ir argoną. Ozono sluoksnis ir magnetinis laukas sumažina saulės ir kosminės spinduliuotės lygį. Dėl anglies dioksido kiekio Žemės atmosferoje planetoje susidaro šiltnamio efektas. Be jo temperatūra Žemės paviršiuje būtų 40 laipsnių žemesnė. Salos ir žemynai užima 29% planetos paviršiaus, o likusi dalis yra Pasaulio vandenynas.
Marsas
Ji taip pat vadinama "raudonąja planeta" dėl to, kad dirvožemyje yra daug geležies oksido. Marsas yra septinta pagal dydį Saulės sistemos planeta. Netoli planetos skrenda du palydovai – Deimos ir Fobos. Dėl per plonos atmosferos ir didelio atstumo nuo Saulės vidutinė metinė planetos temperatūra siekia minus 60 laipsnių. Kai kur dienos metu temperatūros pokyčiai gali siekti 40 laipsnių. Ugnikalniai ir krateriai, dykumos ir slėniai bei poliarinės ledo kepurės išskiria Marsą iš kitų Saulės sistemos planetų. Taip pat čia yra aukščiausias kalnas – užgesęs Olimpo ugnikalnis, pasiekęs 27 kilometrų aukštį. Valles Marineris yra didžiausias kanjonas tarp planetų. Jo ilgis – 4500 km, gylis – 11 m.
Jupiteris
Tai didžiausia planeta Saulės sistemoje. Jupiteris yra 318 kartų sunkesnis už Žemę ir 2,5 karto masyvesnis, palyginti su kitomis planetomis. Pagrindiniai planetos komponentai yra helis ir vandenilis. Jupiteris skleidžia daug šilumos – 4*1017 W. Kad taptų tokia žvaigžde kaip Saulė, ji turi pasiekti 70 kartų daugiau nei dabartinė masė. Planeta turi daugiausiai palydovų – 63. Europa, Callisto, Ganymede ir Io yra didžiausi iš jų. Ganimedas taip pat yra didžiausias mėnulis visoje Saulės sistemoje ir netgi didesnis už Merkurijų. Jupiterio atmosferoje yra daug sūkurių, turinčių rusvai raudoną debesų juostą arba milžinišką audrą, vadinamą Didžiąja raudona dėmė nuo XVII a.
Saturnas
Kaip ir Jupiteris, tai didelė planeta, kurios dydis seka Jupiterį. Žiedų sistema, susidedanti iš įvairaus dydžio ledo dalelių, uolienų ir dulkių, išskiria šią planetą iš kitų. Jis turi vienu palydovu mažiau nei Jupiteris. Didžiausi yra Enceladas ir Titanas. Savo sudėtimi Saturnas primena Jupiterį, tačiau tankiu jis yra prastesnis už paprasčiausią vandenį. Atmosfera atrodo gana vienalytė ir rami, tai galima paaiškinti tankiu rūko sluoksniu. Saturno vėjo greitis yra didžiulis, jis gali siekti 1800 km per valandą.
Uranas
Ši planeta pirmą kartą buvo atrasta naudojant teleskopą. Uranas yra vienintelė Saulės sistemos planeta, esanti jo šone ir skriejanti aplink Saulę. Uranas turi 27 palydovus, kurie pavadinti Šekspyro pjesių veikėjų vardais. Didžiausi iš jų yra Titania, Oberon ir Umbriel. Urane yra daug aukštos temperatūros ledo modifikacijų. Tai taip pat šalčiausia planeta. Temperatūra čia – minus 224 laipsniai Celsijaus.
Neptūnas
Tai toliausiai nuo Saulės esanti planeta, nors iki 2006 metų šis titulas priklausė Plutonui. Ši planeta buvo atrasta be teleskopo pagalbos, o matematiniais skaičiavimais. Neptūno egzistavimą mokslininkams pasiūlė Uranas, ant kurio buvo aptikti keisti pokyčiai judant savo orbita. Planetoje yra 13 palydovų. Didžiausias iš jų yra Tritonas. Jo ypatumas yra tas, kad jis juda priešais planetą. Ta pačia kryptimi pučia stipriausi Saulės sistemos vėjai, kurių greitis siekia 2200 km per valandą. Neptūnas ir Uranas turi panašią sudėtį, tačiau jis taip pat panašus į Jupiterio ir Saturno sudėtį. Planeta turi vidinį šilumos šaltinį, iš kurio ji gauna 2,5 karto daugiau energijos nei iš Saulės. Išoriniuose atmosferos sluoksniuose yra metano, kuris planetai suteikia mėlyną atspalvį.
Štai koks paslaptingas yra Kosmoso pasaulis. Daugelis palydovų ir planetų turi savo ypatybes. Mokslininkai keičia šį pasaulį, pavyzdžiui, iš planetų sąrašo išbraukė Plutoną.
Studijuokite planetas portalo svetainėje - tai labai įdomu.
Planetų sukimasis
Visos planetos, be savo orbitos, taip pat sukasi aplink savo ašį. Laikotarpis, per kurį jie daro visišką revoliuciją, apibrėžiamas kaip epocha. Dauguma Saulės sistemos planetų sukasi ta pačia kryptimi kaip ir Saulė, tačiau Uranas ir Venera sukasi priešinga kryptimi. Mokslininkai pastebi didelį planetų paros ilgio skirtumą – Venerai reikia 243 Žemės dienų, kad apsisuktų aplink savo ašį, o dujinėms planetoms užtenka vos poros valandų. Egzoplanetų sukimosi laikotarpis nežinomas, tačiau jų artumas prie žvaigždžių reiškia, kad vienoje pusėje karaliauja amžina diena, o kitoje – amžina naktis.
Kodėl visos planetos tokios skirtingos? Dėl aukštos temperatūros arčiau žvaigždės ledas ir dujos labai greitai išgaravo. Milžiniškos planetos nesusiformavo, tačiau susikaupė metalo dalelės. Taip susidarė gyvsidabris, kuriame yra didžiausias metalų kiekis. Kuo toliau nuo centro, tuo temperatūra žemesnė. Atsirado dangaus kūnai, kuriuose didelę dalį sudarė uolos. Keturios planetos, esančios arčiau Saulės sistemos centro, vadinamos vidinėmis. Atrandant naujas sistemas, kyla vis daugiau klausimų. Nauji tyrimai padės į juos atsakyti.
Mokslininkai teigia, kad mūsų sistema yra unikali. Visos planetos pastatytos griežta tvarka. Didžiausias yra arčiau Saulės, o mažiausias yra toliau. Mūsų sistemos struktūra sudėtingesnė, nes planetos nėra išsidėsčiusios pagal jų masę. Saulė sudaro daugiau nei 99 procentus visų sistemos objektų.
