13. marca 1781 anglický astronóm William Herschel objavil siedmu planétu slnečnej sústavy – Urán. A 13. marca 1930 objavil americký astronóm Clyde Tombaugh deviatu planétu slnečnej sústavy – Pluto. Na začiatku 21. storočia sa verilo, že slnečná sústava zahŕňa deväť planét. V roku 2006 sa však Medzinárodná astronomická únia rozhodla Pluto zbaviť tohto štatútu.
Existuje už 60 známych prirodzených satelitov Saturnu, z ktorých väčšina bola objavená pomocou kozmických lodí. Väčšina satelitov pozostáva z kameňov a ľadu. Najväčší satelit Titan, ktorý v roku 1655 objavil Christiaan Huygens, je väčší ako planéta Merkúr. Priemer Titanu je asi 5200 km. Titan obieha okolo Saturna každých 16 dní. Titan je jediný mesiac, ktorý má veľmi hustú atmosféru, 1,5-krát väčšiu ako Zem, pozostávajúcu predovšetkým z 90 % dusíka s miernym obsahom metánu.
Medzinárodná astronomická únia oficiálne uznala Pluto ako planétu v máji 1930. V tom momente sa predpokladalo, že jeho hmotnosť je porovnateľná s hmotnosťou Zeme, ale neskôr sa zistilo, že hmotnosť Pluta je takmer 500-krát menšia ako hmotnosť Zeme, dokonca menšia ako hmotnosť Mesiaca. Hmotnosť Pluta je 1,2 x 10,22 kg (0,22 hmotnosti Zeme). Priemerná vzdialenosť Pluta od Slnka je 39,44 AU. (5,9 až 10 až 12 stupňov km), polomer je asi 1,65 tisíc km. Obdobie rotácie okolo Slnka je 248,6 roka, doba rotácie okolo jeho osi je 6,4 dňa. Predpokladá sa, že zloženie Pluta zahŕňa kameň a ľad; planéta má tenkú atmosféru pozostávajúcu z dusíka, metánu a oxidu uhoľnatého. Pluto má tri mesiace: Charon, Hydra a Nix.
Koncom 20. a začiatkom 21. storočia bolo objavených veľa objektov vo vonkajšej slnečnej sústave. Ukázalo sa, že Pluto je len jedným z najväčších doteraz známych objektov Kuiperovho pásu. Navyše, aspoň jeden z objektov pásu - Eris - je väčšie telo ako Pluto a je o 27% ťažší. V tejto súvislosti vznikla myšlienka už nepovažovať Pluto za planétu. 24. augusta 2006 sa na XXVI. valnom zhromaždení Medzinárodnej astronomickej únie (IAU) rozhodlo, že Pluto nebude odteraz nazývať „planéta“, ale „trpasličia planéta“.
Na konferencii bola vypracovaná nová definícia planéty, podľa ktorej sa planéty považujú za telesá, ktoré sa točia okolo hviezdy (a samy nie sú hviezdou), majú hydrostaticky rovnovážny tvar a „vyčistili“ oblasť v oblasti ich obežnú dráhu od iných menších objektov. Trpasličí planéty budú považované za objekty, ktoré obiehajú okolo hviezdy, majú hydrostaticky rovnovážny tvar, ale „nevyčistili“ blízky priestor a nie sú satelitmi. Planéty a trpasličie planéty sú dve rôzne triedy objektov v slnečnej sústave. Všetky ostatné objekty obiehajúce okolo Slnka, ktoré nie sú satelitmi, sa budú nazývať malé telesá Slnečnej sústavy.
Od roku 2006 je teda v slnečnej sústave osem planét: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Neptún. Medzinárodná astronomická únia oficiálne uznáva päť trpasličích planét: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake a Eris.
11. júna 2008 IAU oznámila zavedenie pojmu „plutoid“. Bolo rozhodnuté nazvať nebeské telesá otáčajúce sa okolo Slnka po dráhe, ktorej polomer je väčší ako polomer dráhy Neptúna, ktorých hmotnosť je dostatočná na to, aby gravitačné sily dali týmto silám takmer guľový tvar, a ktoré nevyčistia priestor okolo svojej dráhy (to znamená, že sa okolo nich točí veľa malých predmetov) ).
Keďže je stále ťažké určiť tvar a teda vzťah k triede trpasličích planét pre také vzdialené objekty, ako sú plutoidy, vedci odporučili dočasne klasifikovať všetky objekty, ktorých absolútna veľkosť asteroidu (brilancia zo vzdialenosti jednej astronomickej jednotky) je jasnejšia ako + 1 ako plutoidy. Ak sa neskôr ukáže, že objekt klasifikovaný ako plutoid nie je trpasličí planéta, bude zbavený tohto statusu, hoci pridelené meno zostane zachované. Trpasličí planéty Pluto a Eris boli klasifikované ako plutoidy. V júli 2008 bol Makemake zaradený do tejto kategórie. 17. septembra 2008 bola do zoznamu pridaná spoločnosť Haumea.
Materiál bol pripravený na základe informácií z otvorených zdrojov
Moderný pohľad na veľkosť slnečnej sústavy
Moderná hodnota astronomickej jednotky vyjadrená v kilometroch:
Priemerná vzdialenosť od Zeme k Slnku = 149 597 870 km.
Táto hodnota bola získaná z niekoľkých meraní, medzi ktorými bolo radarové meranie vzdialenosti k Marsu a bol použitý tretí zákon.
Ako sme už uviedli, ak je známa vzdialenosť medzi Zemou a Slnkom, potom sa všetky ostatné vzdialenosti v Slnečnej sústave stanú istými. V tabuľke sú uvedené údaje o obežných dráhach planét vrátane Pluta, ktoré v roku 2006 stratilo status hlavnej planéty.
Z tabuľky možno vyvodiť niekoľko záverov. Dráha Venuše je blízko kruhu a jej vzdialenosť od Slnka sa mení len o 1 %. má veľmi predĺženú obežnú dráhu (nehovoriac o Plutu!). Dráha Marsu je navyše nápadne elipsovitá, čo Keplerovi uľahčilo určenie jeho tvaru. Tabuľka tiež ukazuje, že vzdialenosť Zeme od Slnka sa mení o päť miliónov kilometrov. Zem sa k Slnku najviac približuje, keď je na severnej pologuli zima.
Na vizualizáciu proporcií slnečnej sústavy možno použiť miniatúrny model (po prvých pokusoch Christiaana Huygensa). Do stredu umiestnime guľu veľkosti veľkého jablka, napríklad s priemerom 10 cm Toto je Slnko. A Zem je zrno s veľkosťou 1 mm, ktoré sa otáča okolo „jablka“ vo vzdialenosti 1 m. Saturn sa otáča vo vzdialenosti 103 m.
Vzdialenosť Slnka Pluta v tomto modeli by mala byť 425 m, aj keď sa môže líšiť. Ak k tomuto modelu pridáme blízke hviezdy, objavia sa vo vzdialenosti 3000 km. Presnejšie povedané, toto by bol systém Centauri s jeho dvoma hlavnými členmi: hviezda A (pravdepodobne podobná veľkému grapefruitu) a hviezda B (malé jablko), ktoré sa navzájom obiehajú vo vzdialenosti 300 m. malá hviezda C (Proxima), veľká asi ako čučoriedka, sa bude pohybovať veľmi pomaly vo vzdialenosti asi 100 km od prvých dvoch hviezd.
Prešli sme dlhú cestu: od Slnka, ktoré osvetľuje Stonehenge počas letného slnovratu, až po najbližšie hviezdy vzdialené štyri svetelné roky. Teraz je čas vrátiť sa trochu späť a pozrieť sa do tajov nášho domova zvaného Zem. Spolu s Isaacom Newtonom si môžeme položiť otázku: „Prečo padne jablko a Zem obehne Slnko?
Planéty Slnečnej sústavy
Podľa oficiálneho stanoviska Medzinárodnej astronomickej únie (IAU), organizácie, ktorá priraďuje mená astronomickým objektom, existuje iba 8 planét.
Pluto bolo odstránené z kategórie planét v roku 2006. pretože V Kuiperovom páse sú objekty, ktoré sú väčšie/rovnaké veľkosti ako Pluto. Preto aj keď to berieme ako plnohodnotné nebeské teleso, tak je potrebné do tejto kategórie pridať aj Eris, ktorá má takmer rovnakú veľkosť ako Pluto.
Podľa definície MAC je známych 8 planét: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún.
Všetky planéty sú rozdelené do dvoch kategórií v závislosti od ich fyzikálnych vlastností: terestrické planéty a plynní obri.
Schematické znázornenie umiestnenia planét
Zemské planéty
Merkúr
Najmenšia planéta slnečnej sústavy má polomer iba 2440 km. Obdobie revolúcie okolo Slnka, ktoré sa pre ľahšie pochopenie prirovnáva k pozemskému roku, je 88 dní, zatiaľ čo Merkúr sa stihne otočiť okolo vlastnej osi iba jeden a pol krát. Jeho deň teda trvá približne 59 pozemských dní. Dlho sa verilo, že táto planéta sa vždy otáča tou istou stranou k Slnku, pretože obdobia jej viditeľnosti zo Zeme sa opakovali s frekvenciou približne rovnajúcou sa štyrom ortuťovým dňom. Táto mylná predstava bola rozptýlená s príchodom možnosti využívať radarový výskum a vykonávať nepretržité pozorovania pomocou vesmírnych staníc. Dráha Merkúra je jednou z najnestabilnejších nielen rýchlosť pohybu a jeho vzdialenosť od Slnka, ale aj samotná poloha. Každý záujemca môže tento efekt pozorovať.
Ortuť vo farbe, obrázok z kozmickej lode MESSENGER
Jeho blízkosť k Slnku je dôvodom, prečo Merkúr podlieha najväčším teplotným zmenám spomedzi planét našej sústavy. Priemerná denná teplota je okolo 350 stupňov Celzia, nočná teplota -170 °C. V atmosfére boli zistené sodík, kyslík, hélium, draslík, vodík a argón. Existuje teória, že to bol predtým satelit Venuše, ale zatiaľ to zostáva nedokázané. Nemá vlastné satelity.
Venuša
Druhá planéta od Slnka, atmosféra je takmer celá zložená z oxidu uhličitého. Často sa nazýva ranná a večerná hviezda, pretože je prvou hviezdou, ktorá sa stáva viditeľnou po západe slnka, rovnako ako pred úsvitom je viditeľná aj vtedy, keď všetky ostatné hviezdy zmiznú z dohľadu. Percento oxidu uhličitého v atmosfére je 96 %, dusíka je v nej relatívne málo – takmer 4 %, vodná para a kyslík sú prítomné vo veľmi malých množstvách.
Venuša v UV spektre
Takáto atmosféra vytvára skleníkový efekt, teplota na povrchu je dokonca vyššia ako teplota Merkúra a dosahuje 475 °C. Venušský deň, ktorý sa považuje za najpomalší, trvá 243 pozemských dní, čo sa takmer rovná roku na Venuši – 225 pozemských dní. Mnohí ju nazývajú sestrou Zeme kvôli jej hmotnosti a polomeru, ktorých hodnoty sú veľmi blízke hodnotám Zeme. Polomer Venuše je 6052 km (0,85 % polomeru Zeme). Rovnako ako Merkúr neexistujú žiadne satelity.
Tretia planéta od Slnka a jediná v našej sústave, kde je na povrchu tekutá voda, bez ktorej by sa život na planéte nemohol vyvinúť. Aspoň život, ako ho poznáme. Polomer Zeme je 6371 km a na rozdiel od iných nebeských telies v našej sústave je viac ako 70 % jej povrchu pokrytých vodou. Zvyšok priestoru zaberajú kontinenty. Ďalšou črtou Zeme sú tektonické platne ukryté pod plášťom planéty. Zároveň sa dokážu pohybovať, aj keď veľmi nízkou rýchlosťou, čo časom spôsobuje zmeny v krajine. Rýchlosť planéty, ktorá sa po nej pohybuje, je 29-30 km/s.
Naša planéta z vesmíru
Jedna otáčka okolo svojej osi trvá takmer 24 hodín a úplný prechod obežnou dráhou trvá 365 dní, čo je oveľa dlhšie v porovnaní s jej najbližšími susednými planétami. Deň a rok Zeme sú tiež akceptované ako štandard, ale robí sa to len pre pohodlie vnímania časových období na iných planétach. Zem má jeden prirodzený satelit - Mesiac.
Mars
Štvrtá planéta od Slnka, známa svojou tenkou atmosférou. Od roku 1960 Mars aktívne skúmali vedci z viacerých krajín vrátane ZSSR a USA. Nie všetky prieskumné programy boli úspešné, ale voda nájdená na niektorých miestach naznačuje, že na Marse existuje alebo existoval v minulosti primitívny život.
Jas tejto planéty umožňuje, aby ju bolo možné vidieť zo Zeme bez akýchkoľvek prístrojov. Navyše, raz za 15-17 rokov sa počas Konfrontácie stane najjasnejším objektom na oblohe a zatmie dokonca aj Jupiter a Venušu.
Polomer je takmer polovičný ako Zem a je 3390 km, ale rok je oveľa dlhší - 687 dní. Má 2 satelity - Phobos a Deimos .
Vizuálny model slnečnej sústavy
Pozornosť! Animácia funguje iba v prehliadačoch, ktoré podporujú štandard -webkit (Google Chrome, Opera alebo Safari).
slnko
Slnko je hviezda, ktorá je horúcou guľou horúcich plynov v strede našej slnečnej sústavy. Jeho vplyv siaha ďaleko za obežnú dráhu Neptúna a Pluta. Bez Slnka a jeho intenzívnej energie a tepla by na Zemi neexistoval život. V galaxii Mliečna dráha sú roztrúsené miliardy hviezd ako naše Slnko.
Merkúr
Slnkom spálený Merkúr je len o niečo väčší ako satelit Zeme Mesiac. Rovnako ako Mesiac, ani Merkúr prakticky nemá atmosféru a nedokáže vyhladiť stopy po dopade padajúcich meteoritov, takže je rovnako ako Mesiac pokrytý krátermi. Denná strana Merkúra je od Slnka veľmi horúca, zatiaľ čo na nočnej strane teplota klesá stovky stupňov pod nulu. V kráteroch Merkúra, ktoré sa nachádzajú na póloch, je ľad. Merkúr dokončí jednu revolúciu okolo Slnka každých 88 dní.
Venuša
Venuša je svetom príšerného tepla (ešte viac ako na Merkúre) a sopečnej činnosti. Venuša je svojou štruktúrou a veľkosťou podobná Zemi, je pokrytá hustou a toxickou atmosférou, ktorá vytvára silný skleníkový efekt. Tento spálený svet je dostatočne horúci na to, aby roztopil olovo. Radarové snímky cez silnú atmosféru odhalili sopky a zdeformované hory. Venuša sa otáča opačným smerom ako rotácia väčšiny planét.
Zem je oceánska planéta. Náš domov s množstvom vody a života ho robí jedinečným v našej slnečnej sústave. Iné planéty, vrátane niekoľkých mesiacov, majú tiež ľadové nánosy, atmosféru, ročné obdobia a dokonca aj počasie, ale iba na Zemi sa všetky tieto zložky spojili spôsobom, ktorý umožnil život.
Mars
Aj keď sú zo Zeme ťažko viditeľné detaily povrchu Marsu, pozorovania teleskopom naznačujú, že Mars má ročné obdobia a biele škvrny na póloch. Po celé desaťročia ľudia verili, že svetlé a tmavé oblasti na Marse sú časti vegetácie, že Mars môže byť vhodným miestom pre život a že voda existuje v polárnych ľadových čiapkach. Keď kozmická loď Mariner 4 dorazila na Mars v roku 1965, mnohí vedci boli šokovaní, keď videli fotografie kalnej planéty s krátermi. Mars sa ukázal ako mŕtva planéta. Nedávne misie však odhalili, že Mars skrýva mnoho záhad, ktoré je potrebné vyriešiť.
Jupiter
Jupiter je najhmotnejšia planéta našej slnečnej sústavy so štyrmi veľkými mesiacmi a mnohými malými mesiacmi. Jupiter tvorí akúsi miniatúrnu slnečnú sústavu. Aby sa Jupiter stal plnohodnotnou hviezdou, musel byť 80-krát hmotnejší.
Saturn
Saturn je najvzdialenejšia z piatich planét známych pred vynálezom ďalekohľadu. Rovnako ako Jupiter, aj Saturn sa skladá predovšetkým z vodíka a hélia. Jeho objem je 755-krát väčší ako objem Zeme. Vietor v jeho atmosfére dosahuje rýchlosť 500 metrov za sekundu. Tieto rýchle vetry v kombinácii s teplom stúpajúcim z vnútra planéty spôsobujú žlté a zlaté pruhy, ktoré vidíme v atmosfére.
Urán
Prvú planétu nájdenú pomocou ďalekohľadu, Urán, objavil v roku 1781 astronóm William Herschel. Siedma planéta je tak ďaleko od Slnka, že jeden obrat okolo Slnka trvá 84 rokov.
Neptún
Vzdialený Neptún rotuje takmer 4,5 miliardy kilometrov od Slnka. Dokončenie jednej revolúcie okolo Slnka mu trvá 165 rokov. Voľným okom je neviditeľný pre jeho obrovskú vzdialenosť od Zeme. Zaujímavosťou je, že jeho nezvyčajná elipsovitá dráha sa pretína s dráhou trpasličej planéty Pluto, a preto je Pluto vo vnútri dráhy Neptúna asi 20 rokov z 248 rokov, počas ktorých vykoná jednu otáčku okolo Slnka.
Pluto
Drobné, chladné a neuveriteľne vzdialené Pluto bolo objavené v roku 1930 a dlho bolo považované za deviatu planétu. Ale po objavoch svetov podobných Plutu, ktoré boli ešte ďalej, bolo Pluto v roku 2006 preklasifikované na trpasličiu planétu.
Planéty sú obri
Za obežnou dráhou Marsu sa nachádzajú štyri plynné obry: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún. Nachádzajú sa vo vonkajšej slnečnej sústave. Vyznačujú sa svojou masívnosťou a zložením plynu.
Planéty slnečnej sústavy, nie v mierke
Jupiter
Piata planéta od Slnka a najväčšia planéta našej sústavy. Jeho polomer je 69912 km, je 19-krát väčší ako Zem a len 10-krát menší ako Slnko. Rok na Jupiteri nie je najdlhší v slnečnej sústave, trvá 4333 pozemských dní (menej ako 12 rokov). Jeho vlastný deň trvá asi 10 pozemských hodín. Presné zloženie povrchu planéty ešte nie je určené, no vie sa, že kryptón, argón a xenón sa na Jupiteri nachádzajú v oveľa väčšom množstve ako na Slnku.
Existuje názor, že jeden zo štyroch plynových gigantov je v skutočnosti neúspešná hviezda. Túto teóriu podporuje aj najväčší počet satelitov, ktorých má Jupiter veľa – až 67. Na predstavenie si ich správania na obežnej dráhe planéty potrebujete pomerne presný a prehľadný model slnečnej sústavy. Najväčšie z nich sú Callisto, Ganymede, Io a Europa. Ganymede je navyše najväčším satelitom planét v celej slnečnej sústave, jeho polomer je 2634 km, čo je o 8% viac ako veľkosť Merkúra, najmenšej planéty našej sústavy. Io sa vyznačuje tým, že je jedným z troch mesiacov s atmosférou.
Saturn
Druhá najväčšia planéta a šiesta v slnečnej sústave. Zložením chemických prvkov sa v porovnaní s inými planétami najviac podobá Slnku. Polomer povrchu je 57 350 km, rok je 10 759 dní (takmer 30 pozemských rokov). Deň tu trvá o niečo dlhšie ako na Jupiteri – 10,5 pozemskej hodiny. Čo sa týka počtu satelitov, za svojím susedom veľmi nezaostáva – 62 oproti 67. Najväčším satelitom Saturnu je Titan, rovnako ako Io, ktorý sa vyznačuje prítomnosťou atmosféry. O niečo menšie, ale nemenej známe sú Enceladus, Rhea, Dione, Tethys, Iapetus a Mimas. Práve tieto družice sú objektmi na najčastejšie pozorovanie, a preto môžeme povedať, že sú v porovnaní s ostatnými najviac skúmané.
Po dlhú dobu boli prstence na Saturne považované za jedinečný fenomén, ktorý je preň jedinečný. Len nedávno sa zistilo, že všetci plynní obri majú prstence, ale v iných nie sú tak jasne viditeľné. Ich pôvod zatiaľ nebol stanovený, aj keď existuje niekoľko hypotéz o tom, ako sa objavili. Okrem toho sa nedávno zistilo, že Rhea, jeden zo satelitov šiestej planéty, má tiež nejaký druh prstencov.
SLNEČNÁ SÚSTAVA
Slnko a nebeské telesá obiehajúce okolo neho - 9 planét, viac ako 63 satelitov, štyri prstencové systémy obrovských planét, desaťtisíce asteroidov, nespočetné množstvo meteoroidov s veľkosťou od balvanov po prachové zrnká, ako aj milióny kométy. V priestore medzi nimi sa pohybujú častice slnečného vetra – elektróny a protóny. Ešte nie je preskúmaná celá slnečná sústava: väčšina planét a ich satelitov bola napríklad len krátko preskúmaná z ich letových trajektórií, odfotografovaná bola len jedna pologuľa Merkúra a k Plutu sa zatiaľ nekonali žiadne expedície. Napriek tomu sa už pomocou ďalekohľadov a vesmírnych sond nazbieralo množstvo dôležitých údajov.
Takmer celá hmota Slnečnej sústavy (99,87 %) je sústredená v Slnku. Veľkosť Slnka je tiež výrazne väčšia ako ktorákoľvek planéta v jeho sústave: dokonca aj Jupiter, ktorý je 11-krát väčší ako Zem, má 10-krát menší polomer ako ten slnečný. Slnko je obyčajná hviezda, ktorá vďaka vysokej povrchovej teplote svieti nezávisle. Planéty žiaria odrazeným slnečným žiarením (albedo), keďže samy sú dosť chladné. Nachádzajú sa v nasledujúcom poradí od Slnka: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Neptún a Pluto. Vzdialenosti v slnečnej sústave sa zvyčajne merajú v jednotkách priemernej vzdialenosti Zeme od Slnka, nazývanej astronomická jednotka (1 AU = 149,6 milióna km). Napríklad priemerná vzdialenosť Pluta od Slnka je 39 AU, ale niekedy sa pohybuje až 49 AU. Je známe, že kométy odlietajú rýchlosťou 50 000 AU. Vzdialenosť od Zeme k najbližšej hviezde Centauri je 272 000 AU alebo 4,3 svetelných rokov (to znamená, že svetlo, ktoré sa pohybuje rýchlosťou 299 793 km/s, prekoná túto vzdialenosť za 4,3 roka). Pre porovnanie, svetlo preletí zo Slnka na Zem za 8 minút a na Pluto za 6 hodín.
Planéty obiehajú okolo Slnka po takmer kruhových dráhach ležiacich približne v rovnakej rovine, proti smeru hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu Zeme. Rovina obežnej dráhy Zeme (rovina ekliptiky) leží blízko priemernej roviny obežných dráh planét. Preto viditeľné dráhy planét, Slnka a Mesiaca na oblohe prechádzajú blízko ekliptiky a sú vždy viditeľné na pozadí súhvezdí zverokruhu. Orbitálne sklony sa merajú od roviny ekliptiky. Uhly sklonu menšie ako 90° zodpovedajú orbitálnemu pohybu dopredu (proti smeru hodinových ručičiek) a uhly väčšie ako 90° zodpovedajú spätnému orbitálnemu pohybu. Všetky planéty v slnečnej sústave sa pohybujú smerom dopredu; Pluto má najvyšší sklon obežnej dráhy (17°). Mnohé kométy sa pohybujú opačným smerom, napríklad sklon dráhy Halleyovej kométy je 162°. Dráhy všetkých telies v Slnečnej sústave sú veľmi blízko elipsám. Veľkosť a tvar eliptickej dráhy sú charakterizované hlavnou polosou elipsy (priemerná vzdialenosť planéty od Slnka) a excentricitou, ktorá sa pohybuje od e = 0 pre kruhové dráhy po e = 1 pre extrémne predĺžené dráhy. Bod dráhy najbližšie k Slnku sa nazýva perihélium a najvzdialenejší bod sa nazýva afélium.
pozri tiež ORBIT; KUŽEĽOVÉ SEKCIE. Z pohľadu pozemského pozorovateľa sa planéty slnečnej sústavy delia do dvoch skupín. Merkúr a Venuša, ktoré sú bližšie k Slnku ako Zem, sa nazývajú nižšie (vnútorné) planéty a tie vzdialenejšie (od Marsu po Pluto) sa nazývajú horné (vonkajšie) planéty. Nižšie planéty majú maximálny uhol vzdialenosti od Slnka: 28° pre Merkúr a 47° pre Venušu. Keď je takáto planéta najďalej na západ (východ) od Slnka, hovorí sa, že je v najväčšom západnom (východnom) predĺžení. Keď je nižšia planéta viditeľná priamo pred Slnkom, hovorí sa, že je v nižšej konjunkcii; keď je priamo za Slnkom - v nadradenej konjunkcii. Podobne ako Mesiac, aj tieto planéty prechádzajú všetkými fázami slnečného osvetlenia počas synodického obdobia Ps - času, počas ktorého sa planéta z pohľadu pozemského pozorovateľa vráti do pôvodnej polohy voči Slnku. Skutočná obežná doba planéty (P) sa nazýva siderická. Pre nižšie planéty sú tieto obdobia spojené vzťahom:
1/Ps = 1/P - 1/Po kde Po je obežná doba Zeme. Pre horné planéty má podobný vzťah inú podobu: 1/Ps = 1/Po - 1/P Horné planéty sa vyznačujú obmedzeným rozsahom fáz. Maximálny fázový uhol (Slnko-planéta-Zem) je 47° pre Mars, 12° pre Jupiter a 6° pre Saturn. Keď je horná planéta viditeľná za Slnkom, je v konjunkcii a keď je v opačnom smere ako Slnko, je v opozícii. Planéta pozorovaná v uhlovej vzdialenosti 90° od Slnka je v kvadratúre (východnej alebo západnej). Pás asteroidov, prechádzajúci medzi dráhami Marsu a Jupitera, rozdeľuje slnečnú planetárnu sústavu na dve skupiny. V jeho vnútri sú terestriálne planéty (Merkúr, Venuša, Zem a Mars), ktoré sú podobné tým, že sú to malé, skalnaté a pomerne husté telesá: ich priemerná hustota je od 3,9 do 5,5 g/cm3. Otáčajú sa relatívne pomaly okolo svojich osí, nemajú prstence a majú málo prirodzených satelitov: Zemský Mesiac a marťanský Phobos a Deimos. Mimo pásu asteroidov sú obrovské planéty: Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Vyznačujú sa veľkými polomermi, nízkou hustotou (0,7-1,8 g/cm3) a hlbokými atmosférami bohatými na vodík a hélium. Jupiteru, Saturnu a možno aj ďalším obrom chýba pevný povrch. Všetky sa rýchlo otáčajú, majú veľa satelitov a sú obklopené prstencami. Vzdialené malé Pluto a veľké satelity obrovských planét sú v mnohom podobné pozemským planétam. Starovekí ľudia poznali planéty viditeľné voľným okom, t.j. všetky vnútorné a vonkajšie až po Saturn. W. Herschel objavil v roku 1781 Urán. Prvý asteroid objavil G. Piazzi v roku 1801. W. Le Verrier a J. Adams pri analýze odchýlok v pohybe Uránu teoreticky objavili Neptún; na vypočítanom mieste ju objavil I. Galle v roku 1846. Najvzdialenejšiu planétu - Pluto - objavil v roku 1930 K. Tombaugh ako výsledok dlhého hľadania transneptúnskej planéty, organizovaného P. Lovellom. Štyri veľké satelity Jupitera objavil Galileo v roku 1610. Odvtedy sa pomocou teleskopov a vesmírnych sond podarilo nájsť množstvo satelitov v blízkosti všetkých vonkajších planét. H. Huygens v roku 1656 zistil, že Saturn je obklopený prstencom. Tmavé prstence Uránu boli objavené zo Zeme v roku 1977 pri pozorovaní zákrytu hviezdy. Priehľadné skalné prstence Jupitera objavila v roku 1979 medziplanetárna sonda Voyager 1. Od roku 1983, v momentoch okultácie hviezd, boli zaznamenané známky nehomogénnych prstencov okolo Neptúna; v roku 1989 obraz týchto prstencov preniesol Voyager 2.
pozri tiež
ASTRONÓMIA A ASTROFYZIKA;
ZODIAC ;
VESMÍRNA SONDA ;
NEBESKÁ SFÉRA.
SLNKO
V strede Slnečnej sústavy je Slnko - typická jediná hviezda s polomerom asi 700 000 km a hmotnosťou 2 * 10 30 kg. Teplota viditeľného povrchu Slnka - fotosféry - je cca. 5800 K. Hustota plynu vo fotosfére je tisíckrát menšia ako hustota vzduchu na povrchu Zeme. Vo vnútri Slnka rastie teplota, hustota a tlak s hĺbkou, pričom v strede dosahujú 16 miliónov K, 160 g/cm3 a 3,5 x 10 11 bar (tlak vzduchu v miestnosti je asi 1 bar). Pod vplyvom vysokej teploty v jadre Slnka sa vodík mení na hélium, pričom sa uvoľňuje veľké množstvo tepla; to bráni tomu, aby sa Slnko zrútilo pod vlastnou gravitáciou. Energia uvoľnená v jadre opúšťa Slnko hlavne vo forme žiarenia z fotosféry s výkonom 3,86 * 10 26 W. Slnko vyžaruje s takouto intenzitou už 4,6 miliardy rokov, pričom počas tejto doby premenilo 4 % svojho vodíka na hélium; pričom 0,03 % hmotnosti Slnka sa premenilo na energiu. Modely vývoja hviezd naznačujú, že Slnko je teraz uprostred svojho života (pozri tiež JADROVÁ fúzia). Na určenie množstva rôznych chemických prvkov na Slnku astronómovia študujú absorpčné a emisné čiary v spektre slnečného žiarenia. Absorpčné čiary sú tmavé medzery v spektre, ktoré naznačujú neprítomnosť fotónov danej frekvencie absorbovaných určitým chemickým prvkom. Emisné čiary alebo emisné čiary sú jasnejšie časti spektra, ktoré naznačujú prebytok fotónov emitovaných chemickým prvkom. Frekvencia (vlnová dĺžka) spektrálnej čiary udáva, ktorý atóm alebo molekula je zodpovedný za jej výskyt; kontrast čiary označuje množstvo látky emitujúcej alebo absorbujúcej svetlo; Šírka čiary nám umožňuje posúdiť jej teplotu a tlak. Štúdium tenkej (500 km) fotosféry Slnka umožňuje posúdiť chemické zloženie jeho vnútra, pretože vonkajšie oblasti Slnka sú dobre premiešané konvekciou, spektrá Slnka sú vysokej kvality a fyzikálne procesy zodpovednosť za ne sú úplne pochopiteľné. Treba si však uvedomiť, že zatiaľ bola identifikovaná len polovica čiar v slnečnom spektre. V zložení Slnka dominuje vodík. Na druhom mieste je hélium, ktorého názov („helios“ v gréčtine znamená „Slnko“) pripomína, že bolo spektroskopicky objavené na Slnku skôr (1899) ako na Zemi. Keďže hélium je inertný plyn, mimoriadne neochotne reaguje s inými atómami a neochotne sa prejavuje aj v optickom spektre Slnka – len jednou čiarou, hoci mnohé menej zastúpené prvky sú v spektre Slnka zastúpené početnými čiarami. . Tu je zloženie „slnečnej“ látky: na 1 milión atómov vodíka pripadá 98 000 atómov hélia, 851 atómov kyslíka, 398 uhlíka, 123 neónov, 100 dusíka, 47 železa, 38 horčíka, 35 kremíka, 16 síry, 4 argón, 3 hliník, 2 atómy niklu, sodíka a vápnika, ako aj trocha všetkých ostatných prvkov. Z hľadiska hmotnosti teda Slnko tvorí približne 71 % vodíka a 28 % hélia; zvyšné prvky tvoria niečo viac ako 1 %. Z pohľadu planetárnej vedy je pozoruhodné, že niektoré objekty v slnečnej sústave majú takmer rovnaké zloženie ako Slnko (pozri časť o meteoritoch nižšie). Tak ako poveternostné udalosti menia vzhľad planetárnych atmosfér, mení sa v priebehu času aj vzhľad slnečného povrchu v rozmedzí od hodín až po desaťročia. Medzi atmosférami planét a Slnka je však dôležitý rozdiel, ktorý spočíva v tom, že pohyb plynov v Slnku riadi jeho silné magnetické pole. Slnečné škvrny sú tie oblasti povrchu hviezdy, kde je vertikálne magnetické pole také silné (200-3000 Gauss), že bráni horizontálnemu pohybu plynu a tým potláča konvekciu. Výsledkom je, že teplota v tejto oblasti klesne približne o 1000 K a objaví sa tmavá stredná časť škvrny - „tieň“, obklopený teplejšou prechodovou oblasťou – „polostínok“. Veľkosť typickej slnečnej škvrny je o niečo väčšia ako priemer Zeme; Toto miesto existuje niekoľko týždňov. Počet slnečných škvŕn sa buď zvyšuje alebo znižuje s trvaním cyklu 7 až 17 rokov, s priemerom 11,1 roka. Typicky, čím viac škvŕn sa objaví v cykle, tým kratší je samotný cyklus. Smer magnetickej polarity slnečných škvŕn sa z cyklu na cyklus mení na opačný, takže skutočný cyklus aktivity slnečných škvŕn Slnka je 22,2 roka. Na začiatku každého cyklu sa prvé škvrny objavia vo vysokých zemepisných šírkach, cca. 40°, a postupne sa ich rodná zóna posúva smerom k rovníku do zemepisnej šírky cca. 5°. pozri tiež HVIEZDY ; SLNKO . Kolísanie aktivity Slnka nemá takmer žiadny vplyv na celkový výkon jeho žiarenia (ak by sa zmenil len o 1 %, viedlo by to k vážnym zmenám klímy na Zemi). Bolo veľa pokusov nájsť súvislosť medzi cyklami slnečných škvŕn a zemskou klímou. Najpozoruhodnejšou udalosťou v tomto zmysle je „Maunderovo minimum“: od roku 1645 neboli na Slnku 70 rokov takmer žiadne slnečné škvrny a zároveň Zem zažila malú dobu ľadovú. Dodnes nie je jasné, či táto prekvapivá skutočnosť bola iba náhoda, alebo svedčí o príčinnej súvislosti.
pozri tiež
KLÍMA ;
METEOROLÓGIA A KLIMATOLÓGIA. V Slnečnej sústave je 5 obrovských rotujúcich vodíkovo-héliových gúľ: Slnko, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. V hlbinách týchto obrovských nebeských telies, neprístupných pre priame štúdium, sa sústreďuje takmer všetka hmota Slnečnej sústavy. Vnútro Zeme je pre nás tiež neprístupné, ale meraním doby šírenia seizmických vĺn (dlhovlnných zvukových vibrácií) vybudených v tele planéty zemetraseniami zostavili seizmológovia podrobnú mapu vnútra Zeme: zistili veľkosti a hustoty zemského jadra a jeho plášťa a získali aj trojrozmerné snímky pomocou seizmickej tomografie. Podobné metódy možno aplikovať aj na Slnko, keďže na jeho povrchu sú vlny s periódou cca. 5 minút, spôsobených mnohými seizmickými vibráciami šíriacimi sa v jeho hĺbkach. Helioseizmológia študuje tieto procesy. Na rozdiel od zemetrasení, ktoré produkujú krátke vlny vĺn, energetická konvekcia vo vnútri Slnka vytvára neustály seizmický šum. Helioseizmológovia zistili, že pod konvekčnou zónou, ktorá zaberá vonkajších 14 % polomeru Slnka, rotuje hmota synchrónne s periódou 27 dní (o rotácii slnečného jadra zatiaľ nie je nič známe). Vyššie, v samotnej konvekčnej zóne, rotácia prebieha synchrónne iba pozdĺž kužeľov rovnakej zemepisnej šírky a čím ďalej od rovníka, tým pomalšie: rovníkové oblasti rotujú s periódou 25 dní (pred priemernou rotáciou Slnka) a polárne oblasti. regióny s obdobím 36 dní (zaostávanie za priemernou rotáciou) . Nedávne pokusy aplikovať seizmologické metódy na plynné obrie planéty zlyhali, pretože prístroje ešte nie sú schopné detekovať výsledné vibrácie. Nad fotosférou Slnka sa nachádza tenká horúca vrstva atmosféry, ktorú je možné vidieť len počas zriedkavých okamihov zatmenia Slnka. Ide o chromosféru s hrúbkou niekoľko tisíc kilometrov, ktorá je pomenovaná pre svoju červenú farbu v dôsledku emisnej čiary vodíka Ha. Teplota sa takmer zdvojnásobí z fotosféry do horných vrstiev chromosféry, z ktorej sa z nie celkom jasných príčin uvoľňuje energia opúšťajúca Slnko vo forme tepla. Nad chromosférou sa plyn zahreje na 1 milión K. Táto oblasť nazývaná koróna sa rozprestiera približne o 1 polomer Slnka. Hustota plynu v koróne je veľmi nízka, ale teplota je taká vysoká, že koróna je silným zdrojom röntgenového žiarenia. Niekedy sa v atmosfére Slnka objavujú obrie útvary – erupčné výbežky. Vyzerajú ako oblúky stúpajúce z fotosféry do výšky až polovice polomeru Slnka. Pozorovania jasne ukazujú, že tvar protuberancií je určený magnetickými siločiarami. Ďalším zaujímavým a mimoriadne aktívnym javom sú slnečné erupcie, silné výbuchy energie a častice trvajúce až dve hodiny. Tok fotónov generovaných takouto slnečnou erupciou dosiahne Zem rýchlosťou svetla za 8 minút a tok elektrónov a protónov - za niekoľko dní. Slnečné erupcie vznikajú na miestach, kde dochádza k prudkej zmene smeru magnetického poľa, spôsobenej pohybom hmoty v slnečných škvrnách. Maximum aktivity slnečných erupcií sa zvyčajne vyskytuje rok pred maximom cyklu slnečných škvŕn. Takáto predvídateľnosť je veľmi dôležitá, pretože záplava nabitých častíc generovaných silnou slnečnou erupciou môže poškodiť dokonca aj pozemné komunikačné a energetické siete, nehovoriac o astronautoch a vesmírnych technológiách.
SOLAR PROMINENCE pozorované v héliovej emisnej línii (vlnová dĺžka 304) z vesmírnej stanice Skylab.
Z plazmatickej koróny Slnka dochádza k neustálemu odtoku nabitých častíc, ktoré sa nazývajú slnečný vietor. O jej existencii sa tušilo už pred štartom vesmírnych letov, keďže bolo badateľné, ako niečo „odfukuje“ kometárne chvosty. Slnečný vietor má tri zložky: vysokorýchlostné prúdenie (viac ako 600 km/s), nízkorýchlostné prúdenie a nestacionárne prúdenie zo slnečných erupcií. Röntgenové snímky Slnka ukázali, že v koróne sa pravidelne vytvárajú obrovské „diery“ – oblasti s nízkou hustotou. Tieto koronálne diery sú hlavným zdrojom vysokorýchlostného slnečného vetra. V oblasti obežnej dráhy Zeme je typická rýchlosť slnečného vetra asi 500 km/s a hustota asi 10 častíc (elektrónov a protónov) na 1 cm3. Prúdenie slnečného vetra interaguje s magnetosférami planét a chvostmi komét, čo výrazne ovplyvňuje ich tvar a procesy v nich prebiehajúce.
pozri tiež
GEOMAGNETIZMUS;
;
KOMÉTA. Pod tlakom slnečného vetra sa v medzihviezdnom prostredí okolo Slnka vytvorila obrovská jaskyňa - heliosféra. Na jej hranici – heliopauze – by mala byť rázová vlna, pri ktorej sa slnečný vietor a medzihviezdny plyn zrážajú a hustnú, pričom na seba vyvíjajú rovnaký tlak. Štyri vesmírne sondy sa teraz blížia k heliopauze: Pioneer 10 a 11, Voyager 1 a 2. Nikto z nich sa s ňou nestretol na vzdialenosť 75 AU. zo slnka. Sú to dramatické preteky s časom: Pioneer 10 prestal fungovať v roku 1998 a ostatní sa snažia dosiahnuť heliopauzu skôr, ako sa im vybijú batérie. Súdiac podľa výpočtov, Voyager 1 letí presne v smere, odkiaľ fúka medzihviezdny vietor, a preto ako prvý dosiahne heliopauzu.
PLANETS: POPIS
Merkúr. Merkúr je ťažké pozorovať ďalekohľadom zo Zeme: nevzďaľuje sa od Slnka pod uhlom väčším ako 28°. Bola skúmaná pomocou radaru zo Zeme a medziplanetárna sonda Mariner 10 odfotografovala polovicu jej povrchu. Merkúr obieha okolo Slnka každých 88 pozemských dní na pomerne predĺženej dráhe so vzdialenosťou od Slnka v perihéliu 0,31 AU. a pri aféliu 0,47 au. Okolo svojej osi sa otáča s periódou 58,6 dňa, presne rovnajúcou sa 2/3 obežnej doby, takže každý bod na jej povrchu sa otočí smerom k Slnku len raz za 2 Merkúrske roky, t.j. slnečné dni tam trvajú 2 roky! Z veľkých planét je len Pluto menšie ako Merkúr. Ale z hľadiska priemernej hustoty je Merkúr na druhom mieste po Zemi. Pravdepodobne má veľké kovové jadro, ktoré predstavuje 75 % polomeru planéty (pre Zem zaberá 50 % polomeru). Povrch Merkúra je podobný Mesiacu: tmavý, úplne suchý a pokrytý krátermi. Priemerná svetelná odrazivosť (albedo) povrchu Merkúra je asi 10 %, čo je približne rovnaká odrazivosť ako na Mesiaci. Pravdepodobne je aj jej povrch pokrytý regolitom - sintrovanou drvinou. Najväčší impaktný útvar na Merkúre je povodie Caloris s veľkosťou 2000 km, pripomínajúce mesačnú mariu. Na rozdiel od Mesiaca má však Merkúr zvláštne štruktúry – rímsy tiahnuce sa stovky kilometrov, niekoľko kilometrov vysoko. Možno vznikli v dôsledku stlačenia planéty, keď sa jej veľké kovové jadro ochladzovalo, alebo pod vplyvom silných slnečných prílivov. Povrchová teplota planéty je cez deň asi 700 K a v noci asi 100 K. Podľa radarových údajov môže na dne polárnych kráterov ležať ľad v podmienkach večnej tmy a chladu. Ortuť nemá prakticky žiadnu atmosféru – iba extrémne riedky héliový obal s hustotou zemskej atmosféry vo výške 200 km. Hélium pravdepodobne vzniká pri rozpade rádioaktívnych prvkov v útrobách planéty. Merkúr má slabé magnetické pole a nemá žiadne satelity.
Venuša. Toto je druhá planéta od Slnka a najbližšie k Zemi - najjasnejšia „hviezda“ na našej oblohe; niekedy je to vidno aj cez den. Venuša je v mnohých ohľadoch podobná Zemi: jej veľkosť a hustota sú len o 5 % menšie ako Zeme; pravdepodobne vnútro Venuše je podobné ako na Zemi. Povrch Venuše je vždy pokrytý hrubou vrstvou žltkastobielych mrakov, ale pomocou radaru bol pomerne podrobne preskúmaný. Venuša sa otáča okolo svojej osi v opačnom smere (v smere hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu) s periódou 243 pozemských dní. Jeho obežná doba je 225 dní; preto jeden Venušinský deň (od východu do ďalšieho východu slnka) trvá 116 pozemských dní.
pozri tiež RADAROVÁ ASTRONÓMIA.
VENUŠA. Ultrafialová snímka, ktorú urobila medziplanetárna stanica Pioneer Venus, ukazuje atmosféru planéty husto vyplnenú mrakmi, svetlejšími v polárnych oblastiach (v hornej a dolnej časti snímky).
Atmosféra Venuše pozostáva hlavne z oxidu uhličitého (CO2), s malým množstvom dusíka (N2) a vodnej pary (H2O). Kyselina chlorovodíková (HCl) a kyselina fluorovodíková (HF) boli nájdené ako menšie nečistoty. Tlak na povrchu je 90 barov (ako v moriach na Zemi v hĺbke 900 m); teplota je okolo 750 K na celom povrchu vo dne aj v noci. Dôvodom takejto vysokej teploty v blízkosti povrchu Venuše je, že sa to nie celkom presne nazýva „skleníkový efekt“: slnečné lúče pomerne ľahko prechádzajú cez mraky jej atmosféry a ohrievajú povrch planéty, ale tepelné infračervené žiarenie žiarenie zo samotného povrchu vystupuje cez atmosféru späť do vesmíru s veľkými ťažkosťami. Mraky Venuše sú tvorené mikroskopickými kvapôčkami koncentrovanej kyseliny sírovej (H2SO4). Vrchná vrstva oblačnosti je od povrchu vzdialená 90 km, teplota je tam cca. 200 K; spodná vrstva - pri 30 km, teplota cca. 430 K. Ešte nižšie je tak horúco, že ani mrakov. Samozrejme, na povrchu Venuše nie je žiadna tekutá voda. Atmosféra Venuše na úrovni hornej vrstvy oblakov sa otáča rovnakým smerom ako povrch planéty, ale oveľa rýchlejšie, pričom revolúciu dokončí za 4 dni; tento jav sa nazýva superrotácia a zatiaľ sa pre ňu nenašlo vysvetlenie. Automatické stanice zostupovali na dennú a nočnú stranu Venuše. Počas dňa je povrch planéty osvetlený difúznym slnečným žiarením s približne rovnakou intenzitou ako v zamračenom dni na Zemi. Na Venuši bolo v noci vidieť veľa bleskov. Stanica Venus vysielala snímky malých oblastí na miestach pristátia, kde bola viditeľná skalnatá pôda. Vo všeobecnosti bola topografia Venuše študovaná z radarových snímok vysielaných orbitermi Pioneer-Venera (1979), Venera-15 a -16 (1983) a Magellan (1990). Najjemnejšie útvary na najlepších z nich sú veľké asi 100 m Na rozdiel od Zeme nemá Venuša jasne definované kontinentálne platne, no je zaznamenaných niekoľko globálnych výšok, ako napríklad krajina Ishtar veľkosti Austrálie. Na povrchu Venuše je veľa meteoritových kráterov a sopečných dómov. Zdá sa, že kôra Venuše je tenká, takže roztavená láva sa približuje k povrchu a ľahko sa naň vyleje po páde meteoritov. Keďže na povrchu Venuše neprší ani nefúka silný vietor, povrchová erózia prebieha veľmi pomaly a geologické štruktúry zostávajú viditeľné z vesmíru stovky miliónov rokov. O vnútornej štruktúre Venuše sa vie len málo. Pravdepodobne má kovové jadro zaberajúce 50 % polomeru. Ale planéta nemá magnetické pole kvôli jej veľmi pomalej rotácii. Ani Venuša nemá satelity.
Zem. Naša planéta je jediná, kde je väčšina povrchu (75%) pokrytá tekutou vodou. Zem je aktívna planéta a možno jediná, ktorej povrchová obnova je spôsobená procesmi platňovej tektoniky, ktorá sa prejavuje ako stredooceánske chrbty, ostrovné oblúky a zvrásnené horské pásy. Rozloženie výšok pevného povrchu Zeme je bimodálne: priemerná hladina oceánskeho dna je 3900 m pod hladinou mora a kontinenty sa týčia v priemere 860 m nad ním (pozri aj ZEM). Seizmické údaje naznačujú nasledujúcu štruktúru zemského vnútra: kôra (30 km), plášť (až do hĺbky 2900 km), kovové jadro. Časť jadra je roztavená; tam vzniká zemské magnetické pole, ktoré zachytáva nabité častice slnečného vetra (protóny a elektróny) a vytvára dve toroidné oblasti okolo Zeme nimi vyplnené - radiačné pásy (Van Allenove pásy), lokalizované vo výškach 4000 a 17 000 km. z povrchu Zeme.
pozri tiež GEOLÓGIA; GEOMAGNETIZMUS.
Atmosféru Zeme tvorí 78 % dusíka a 21 % kyslíka; je výsledkom dlhého vývoja pod vplyvom geologických, chemických a biologických procesov. Je možné, že prvotná atmosféra Zeme bola bohatá na vodík, ktorý potom unikol. Odplynenie podložia naplnilo atmosféru oxidom uhličitým a vodnou parou. Para však kondenzovala v oceánoch a oxid uhličitý sa zachytil v uhličitanových horninách. (Zvláštne, ak by všetok CO2 naplnil atmosféru ako plyn, tlak by bol 90 barov, ako na Venuši. A ak by sa všetka voda vyparila, tlak by bol 257 barov!). Dusík tak zostal v atmosfére a kyslík sa objavoval postupne v dôsledku životnej aktivity biosféry. Ešte pred 600 miliónmi rokov bol obsah kyslíka vo vzduchu 100-krát nižší ako teraz (pozri tiež ATMOSFÉRA; OCEÁN). Existujú náznaky, že klíma Zeme sa mení na krátkej (10 000 rokov) a dlhej (100 miliónov rokov) mierke. Dôvodom môžu byť zmeny v orbitálnom pohybe Zeme, sklon osi rotácie a frekvencia sopečných erupcií. Nie je možné vylúčiť kolísanie intenzity slnečného žiarenia. V našej dobe je klíma ovplyvnená aj ľudskou činnosťou: emisiami plynov a prachu do atmosféry.
pozri tiež
ZRÁŽANIE KYSELINY;
ZNEČISTENIE VZDUCHU ;
ZNEČISTENIE VODY ;
ZHORŠOVANIE ŽIVOTNÉHO PROSTREDIA.
Zem má satelit - Mesiac, ktorého pôvod sa doteraz nepodarilo vyriešiť.
ZEM A MESIAC z vesmírnej sondy Lunar Orbiter.
Mesiac. Jeden z najväčších satelitov, Mesiac, je na druhom mieste po Charone (satelit Pluta) z hľadiska pomeru hmotnosti satelitu a planéty. Jeho polomer je 3,7 a jeho hmotnosť je 81-krát menšia ako hmotnosť Zeme. Priemerná hustota Mesiaca je 3,34 g/cm3, čo naznačuje, že nemá výrazné kovové jadro. Gravitačná sila na mesačný povrch je 6-krát menšia ako sila Zeme. Mesiac obieha okolo Zeme s excentricitou 0,055. Sklon roviny jeho obežnej dráhy k rovine zemského rovníka sa pohybuje od 18,3 ° do 28,6 ° a vo vzťahu k ekliptike - od 4 ° 59 ° do 5 ° 19 °. Denná rotácia a obežná revolúcia Mesiaca sú synchronizované, takže vždy vidíme len jednu z jeho pologúľ. Je pravda, že mierne kývanie (librácie) Mesiaca vám umožňuje vidieť asi 60% jeho povrchu za mesiac. Hlavným dôvodom librácií je, že denná rotácia Mesiaca prebieha konštantnou rýchlosťou a obežná otáčka je premenlivá (v dôsledku excentricity obežnej dráhy). Oblasti mesačného povrchu sa už dlho bežne delia na „morské“ a „kontinentálne“. Povrch morí vyzerá tmavšie, leží nižšie a je oveľa menej často pokrytý meteoritovými krátermi ako kontinentálny povrch. Moria sú vyplnené bazaltovými lávami a kontinenty sú zložené z anortositických hornín bohatých na živce. Súdiac podľa veľkého počtu kráterov, kontinentálne povrchy sú oveľa staršie ako morské povrchy. Intenzívne bombardovanie meteoritmi jemne rozdrvilo hornú vrstvu mesačnej kôry a premenilo vonkajších pár metrov na prášok nazývaný regolit. Astronauti a robotické sondy priniesli vzorky hornín a regolitu z Mesiaca. Analýza ukázala, že vek morského povrchu je asi 4 miliardy rokov. V dôsledku toho obdobie intenzívneho bombardovania meteoritmi nastáva počas prvých 0,5 miliardy rokov po sformovaní Mesiaca pred 4,6 miliardami rokov. Potom frekvencia pádov meteoritu a tvorby kráterov zostala prakticky nezmenená a stále je to jeden kráter s priemerom 1 km každých 105 rokov.
pozri tiež PRIESKUM A VYUŽÍVANIE VESMÍRU.
Mesačné horniny sú chudobné na prchavé prvky (H2O, Na, K atď.) a železo, ale bohaté na žiaruvzdorné prvky (Ti, Ca atď.). Len na dne mesačných polárnych kráterov sa môžu nachádzať nánosy ľadu, ako napríklad na Merkúre. Mesiac nemá prakticky žiadnu atmosféru a neexistujú dôkazy o tom, že by mesačná pôda bola niekedy vystavená tekutej vode. Nenachádzajú sa v ňom ani žiadne organické látky – iba stopy uhlíkatých chondritov, ktoré prišli s meteoritmi. Nedostatok vody a vzduchu, ako aj silné kolísanie povrchovej teploty (390 K cez deň a 120 K v noci) spôsobujú, že Mesiac je neobývateľný. Seizmometre dodané na Mesiac umožnili dozvedieť sa niečo o mesačnom vnútrozemí. Často sa tam vyskytujú slabé „mesiace“, ktoré pravdepodobne súvisia s prílivovým vplyvom Zeme. Mesiac je celkom homogénny, má malé husté jadro a kôru hrubú asi 65 km vyrobenú z ľahších materiálov, pričom horných 10 km kôry bolo rozdrvených meteoritmi pred 4 miliardami rokov. Veľké impaktné panvy sú rozmiestnené rovnomerne po mesačnom povrchu, ale hrúbka kôry na viditeľnej strane Mesiaca je menšia, preto je na nej sústredených 70 % morského povrchu. História mesačného povrchu je všeobecne známa: po ukončení fázy intenzívneho bombardovania meteoritmi pred 4 miliardami rokov bolo podložie asi 1 miliardu rokov dosť horúce a do morí stekala čadičová láva. Potom už len ojedinelý pád meteoritov zmenil tvár nášho satelitu. Ale o pôvode Mesiaca sa stále diskutuje. Mohlo by sa sformovať samo a potom by ho Zem zachytila; mohla vzniknúť spolu so Zemou ako jej satelit; nakoniec sa mohol oddeliť od Zeme počas obdobia formovania. Druhá možnosť bola nedávno populárna, no v posledných rokoch sa vážne uvažuje o hypotéze vzniku Mesiaca z hmoty vyvrhnutej protoZemou pri zrážke s veľkým nebeským telesom. Napriek neistote pôvodu sústavy Zem-Mesiac sa dá celkom spoľahlivo vysledovať ich ďalší vývoj. Slapová interakcia výrazne ovplyvňuje pohyb nebeských telies: denná rotácia Mesiaca sa prakticky zastavila (jeho perióda je rovná orbitálnej) a rotácia Zeme sa spomaľuje a prenáša svoj moment hybnosti na orbitálny pohyb Zeme. Mesiac, ktorý sa v dôsledku toho vzdiali od Zeme asi o 3 cm za rok. To sa zastaví, keď sa rotácia Zeme zarovná s rotáciou Mesiaca. Potom sa Zem a Mesiac budú neustále otáčať na jednu stranu k sebe (ako Pluto a Cháron) a ich deň a mesiac sa budú rovnať 47 aktuálnym dňom; zároveň sa Mesiac od nás vzdiali 1,4-krát. Je pravda, že táto situácia nebude trvať večne, pretože slnečné prílivy neprestanú ovplyvňovať rotáciu Zeme. pozri tiež
MESIAC ;
VZNIK A HISTÓRIA MESIACA;
Prílivy a odlivy.
Mars. Mars je podobný Zemi, no je takmer polovičný a má o niečo nižšiu priemernú hustotu. Obdobie dennej rotácie (24 hodín 37 minút) a sklon osi (24°) sa takmer nelíšia od tých na Zemi. Pozorovateľovi na Zemi sa Mars javí ako červenkastá hviezda, ktorej jas sa nápadne mení; je to maximálne v obdobiach konfrontácie, ktoré sa opakujú po viac ako dvoch rokoch (napríklad v apríli 1999 a júni 2001). Mars je obzvlášť blízko a jasný počas období veľkých opozícií, ku ktorým dochádza, ak v momente opozície prechádza blízko perihélia; toto sa deje každých 15-17 rokov (najbližšie v auguste 2003). Ďalekohľad na Marse odhaľuje jasne oranžové oblasti a tmavšie oblasti, ktoré menia tón v závislosti od ročného obdobia. Na póloch sú žiarivo biele snehové čiapky. Červenkastá farba planéty je spojená s veľkým množstvom oxidov železa (hrdze) v jej pôde. Zloženie tmavých plôch pravdepodobne pripomína pozemské bazalty, zatiaľ čo svetlé plochy sú zložené z jemného materiálu.
POVRCH MARSU v blízkosti pristávacieho bloku Viking 1. Veľké kamenné úlomky majú veľkosť asi 30 cm.
Väčšinu našich vedomostí o Marse získavajú automatické stanice. Najúčinnejšie boli dva orbitery a dve pristávacie vozidlá expedície Viking, ktorá pristála na Marse 20. júla a 3. septembra 1976 v oblastiach Chrys (22° severnej šírky, 48° západnej šírky) a Utopia (48° severnej šírky). , 226° W), pričom Viking 1 fungoval do novembra 1982. Obaja pristáli v klasických svetlých oblastiach a skončili v červenkastej piesočnatej púšti vysypanej tmavými kameňmi. 4. júla 1997 vstúpila do údolia Ares (19° severnej šírky, 34° západnej dĺžky) sonda Mars Pathfinder (USA), prvé automatické vozidlo s vlastným pohonom, ktoré objavilo zmiešané skaly a možno aj kamienky rozomleté vodou a zmiešané s pieskom. a hlina , čo naznačuje silné zmeny marťanskej klímy a prítomnosť veľkého množstva vody v minulosti. Tenká atmosféra Marsu pozostáva z 95 % oxidu uhličitého a 3 % dusíka. Vodná para, kyslík a argón sú prítomné v malých množstvách. Priemerný tlak na povrchu je 6 mbar (t.j. 0,6 % zemského). Pri takom nízkom tlaku nemôže byť tekutá voda. Priemerná denná teplota je 240 K a maximum v lete na rovníku dosahuje 290 K. Denné teplotné výkyvy sú asi 100 K. Klíma Marsu je teda klímou studenej, dehydrovanej vysokohorskej púšte. Vo vysokých zemepisných šírkach Marsu v zime teploty klesajú pod 150 K a atmosférický oxid uhličitý (CO2) zamŕza a padá na povrch ako biely sneh a vytvára polárnu čiapočku. Periodická kondenzácia a sublimácia polárnych čiapok spôsobuje sezónne výkyvy atmosférického tlaku o 30 %. Koncom zimy hranica polárnej čiapky klesá na 45°-50° zemepisnej šírky a v lete z nej zostáva malá oblasť (priemer 300 km na južnom póle a 1000 km na severe), ktorá pravdepodobne pozostáva z vodný ľad, ktorého hrúbka môže dosiahnuť 1-2 km. Niekedy na Marse fúka silný vietor, ktorý zdvíha do vzduchu oblaky jemného piesku. Obzvlášť silné prachové búrky sa vyskytujú na konci jari na južnej pologuli, keď Mars prechádza perihéliom svojej obežnej dráhy a slnečné teplo je obzvlášť vysoké. Na týždne a dokonca mesiace sa atmosféra stáva nepriehľadnou žltým prachom. Orbitery Viking vysielali zábery mohutných piesočných dún na dne veľkých kráterov. Nánosy prachu menia zo sezóny na sezónu vzhľad povrchu Marsu natoľko, že je to pri pozorovaní ďalekohľadom badateľné aj zo Zeme. V minulosti tieto sezónne zmeny farby povrchu niektorí astronómovia považovali za znak vegetácie na Marse. Geológia Marsu je veľmi rôznorodá. Veľké oblasti južnej pologule sú pokryté starými krátermi, ktoré zostali z éry starovekého bombardovania meteoritmi (pred 4 miliardami rokov). pred rokmi). Veľká časť severnej pologule je pokrytá mladšími lávovými prúdmi. Zaujímavý je najmä vrch Tharsis (10° s. š., 110° z. d.), na ktorom sa nachádza niekoľko obrovských sopečných pohorí. Najvyššia z nich - hora Olymp - má priemer v základni 600 km a výšku 25 km. Hoci teraz nejavia známky sopečnej činnosti, vek lávových prúdov nepresahuje 100 miliónov rokov, čo je málo v porovnaní s vekom planéty 4,6 miliardy rokov.
Hoci staroveké sopky naznačujú kedysi silnú aktivitu vo vnútrozemí Marsu, neexistujú žiadne známky tektoniky dosiek: neexistujú žiadne zložené horské pásy a iné indikátory stlačenia zemskej kôry. Existujú však silné trhliny, z ktorých najväčší - Valles Marineris - sa tiahne od Tharsis na východ v dĺžke 4000 km s maximálnou šírkou 700 km a hĺbkou 6 km. Jedným z najzaujímavejších geologických objavov urobených zo snímok z kozmických lodí boli rozvetvené kľukaté údolia dlhé stovky kilometrov, pripomínajúce vyschnuté korytá riek na zemi. To naznačuje priaznivejšiu klímu v minulosti, keď mohli byť teploty a tlaky vyššie a po povrchu Marsu tiekli rieky. Je pravda, že umiestnenie údolí v južných oblastiach Marsu s veľkými krátermi naznačuje, že na Marse boli rieky už veľmi dávno, pravdepodobne počas prvých 0,5 miliardy rokov jeho vývoja. Voda teraz leží na povrchu vo forme ľadu na polárnych ľadovcoch a možno aj pod povrchom vo forme vrstvy permafrostu. Vnútorná štruktúra Marsu je nedostatočne študovaná. Jeho nízka priemerná hustota naznačuje absenciu významného kovového jadra; v žiadnom prípade nie je roztavený, čo vyplýva z absencie magnetického poľa na Marse. Seizmometer na pristávacom bloku prístroja Viking-2 nezaznamenal seizmickú aktivitu planéty počas 2 rokov prevádzky (seizmometer na Viking-1 nefungoval). Mars má dva malé satelity - Phobos a Deimos. Obidva majú nepravidelný tvar, pokryté krátermi po meteoritoch a pravdepodobne ide o asteroidy zachytené planétou v dávnej minulosti. Phobos obieha planétu na veľmi nízkej obežnej dráhe a pod vplyvom prílivu a odlivu sa naďalej približuje k Marsu; neskôr ho zničí gravitácia planéty.
Jupiter. Najväčšia planéta slnečnej sústavy, Jupiter, je 11-krát väčšia ako Zem a 318-krát hmotnejšia. Jeho nízka priemerná hustota (1,3 g/cm3) naznačuje zloženie blízke zloženiu slnka: hlavne vodík a hélium. Rýchla rotácia Jupitera okolo svojej osi spôsobuje jeho polárne stlačenie o 6,4 %. Teleskop na Jupiteri odhaľuje oblakové pásy rovnobežné s rovníkom; svetelné zóny v nich sú popretkávané červenkastými pásmi. Je pravdepodobné, že svetlé oblasti sú oblasti vzostupných prúdov, kde sú viditeľné vrchy oblakov amoniaku; červenkasté pásy sú spojené so zostupnými prúdmi, ktorých jasná farba je určená hydrogensíranom amónnym, ako aj zlúčeninami červeného fosforu, síry a organických polymérov. Okrem vodíka a hélia boli v atmosfére Jupitera spektroskopicky detekované aj CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 a GeH4. Teplota na vrchole oblakov amoniaku je 125 K, ale s hĺbkou sa zvyšuje o 2,5 K/km. V hĺbke 60 km by mala byť vrstva vodnej oblačnosti. Rýchlosti pohybu oblakov v zónach a susedných zónach sa výrazne líšia: napríklad v rovníkovom páse sa oblaky pohybujú na východ o 100 m/s rýchlejšie ako v susedných zónach. Rozdiel v rýchlosti spôsobuje silné turbulencie na hraniciach zón a pásov, čo robí ich tvar veľmi zložitým. Jedným z prejavov sú oválne rotujúce škvrny, z ktorých najväčšiu, Veľkú červenú škvrnu, objavila pred viac ako 300 rokmi Cassini. Táto škvrna (25 000-15 000 km) je väčšia ako zemský disk; má špirálovitú cyklónovú štruktúru a jednu otáčku okolo svojej osi vykoná za 6 dní. Zvyšné škvrny sú menšie a z nejakého dôvodu sú celé biele.
Jupiter nemá pevný povrch. Horná vrstva planéty, siahajúca do 25 % polomeru, pozostáva z tekutého vodíka a hélia. Nižšie, kde tlak presahuje 3 milióny barov a teplota presahuje 10 000 K, prechádza vodík do kovového stavu. Možno sa v blízkosti stredu planéty nachádza tekuté jadro z ťažších prvkov s celkovou hmotnosťou rádovo 10 hmotností Zeme. V strede je tlak asi 100 miliónov barov a teplota 20-30 tisíc K. Tekuté kovové vnútro a rýchla rotácia planéty spôsobili jej silné magnetické pole, ktoré je 15-krát silnejšie ako zemské. Obrovská magnetosféra Jupitera so svojimi silnými radiačnými pásmi presahuje obežnú dráhu jeho štyroch veľkých mesiacov. Teplota v strede Jupitera bola vždy nižšia, ako bolo potrebné na uskutočnenie termonukleárnych reakcií. Ale vnútorné tepelné zásoby Jupitera, ktoré zostali z obdobia formovania, sú veľké. Aj teraz, o 4,6 miliardy rokov neskôr, vyžaruje približne rovnaké množstvo tepla, aké dostáva od Slnka; v prvom milióne rokov evolúcie bola sila žiarenia Jupitera 104-krát vyššia. Keďže toto bola éra formovania veľkých satelitov planéty, nie je prekvapujúce, že ich zloženie závisí od vzdialenosti od Jupitera: dva najbližšie k nemu - Io a Európa - majú pomerne vysokú hustotu (3,5 a 3,0 g/cm3 ), a tie vzdialenejšie - Ganymede a Callisto - obsahujú veľa vodného ľadu, a preto sú menej husté (1,9 a 1,8 g/cm3).
Satelity. Jupiter má najmenej 16 satelitov a slabý prstenec: je vzdialený 53 tisíc km od hornej vrstvy oblakov, má šírku 6000 km a zjavne pozostáva z malých a veľmi tmavých pevných častíc. Štyri najväčšie mesiace Jupitera sa nazývajú Galilei, pretože ich objavil Galileo v roku 1610; nezávisle od neho ich v tom istom roku objavil nemecký astronóm Marius, ktorý im dal súčasné mená – Io, Europa, Ganymede a Callisto. Najmenší zo satelitov, Európa, je o niečo menší ako Mesiac a Ganymedes je väčší ako Merkúr. Všetky sú viditeľné cez ďalekohľad.
Na povrchu Io Voyagery objavili niekoľko aktívnych sopiek, ktoré vyvrhujú materiál stovky kilometrov nahor. Povrch Io je pokrytý červenkastými nánosmi síry a svetlými škvrnami oxidu siričitého – produktov sopečných erupcií. Ako plyn tvorí oxid siričitý extrémne tenkú atmosféru Io. Energia vulkanickej aktivity sa čerpá zo slapového vplyvu planéty na satelit. Obežná dráha Io prechádza radiačnými pásmi Jupitera a už dlho sa zistilo, že satelit silne interaguje s magnetosférou, čo v nej spôsobuje rádiové výbuchy. V roku 1973 bol pozdĺž obežnej dráhy Io objavený torus svietiacich atómov sodíka; neskôr sa tam našli ióny síry, draslíka a kyslíka. Tieto látky sú vyraďované energetickými protónmi z radiačných pásov buď priamo z povrchu Io, alebo z plynových „oblakov“ sopiek. Aj keď je Jupiterov slapový vplyv na Európu slabší ako na Io, jeho vnútro môže byť tiež čiastočne roztopené. Spektrálne štúdie ukazujú, že Európa má na svojom povrchu vodný ľad a jej červenkastý odtieň je pravdepodobne spôsobený znečistením sírou z Io. Takmer úplná absencia impaktných kráterov naznačuje geologickú mladosť povrchu. Záhyby a zlomy ľadového povrchu Európy pripomínajú ľadové polia polárnych morí Zeme; Pod vrstvou ľadu na Európe je pravdepodobne tekutá voda. Ganymedes je najväčší mesiac v slnečnej sústave. Jeho hustota je nízka; pravdepodobne pozostáva z polovice kameňa a z polovice ľadu. Jeho povrch vyzerá zvláštne a obsahuje stopy expanzie zemskej kôry, ktorá mohla sprevádzať proces diferenciácie podpovrchu. Úseky povrchu starovekého krátera sú oddelené mladšími priekopami, stovky kilometrov dlhými a 1-2 km širokými, ležiacimi vo vzdialenosti 10-20 km od seba. Ide pravdepodobne o mladší ľad, ktorý vznikol vyliatím vody cez trhliny bezprostredne po diferenciácii asi pred 4 miliardami rokov. Callisto je podobné Ganymedovi, ale na jeho povrchu nie sú žiadne stopy po zlom; všetko je veľmi staré a posiate krátermi. Povrch oboch satelitov je pokrytý ľadom zmiešaným s horninami ako je regolit. Ale ak na Ganymede je ľad asi 50%, potom na Callisto je to menej ako 20%. Zloženie hornín Ganymede a Callisto je pravdepodobne podobné zloženiu uhlíkatých meteoritov. Jupiterove mesiace sú bez atmosféry, s výnimkou riedeného sopečného plynu SO2 na Io. Z tuctu malých satelitov Jupitera sú štyri umiestnené bližšie k planéte ako tie Galilei; najväčší z nich, Amalthea, je kráterovitý objekt nepravidelného tvaru (rozmery 270*166*150 km). Jeho tmavý povrch - veľmi červený - je pravdepodobne pokrytý sírou z Io. Vonkajšie malé satelity Jupitera sú rozdelené do dvoch skupín podľa svojich dráh: 4 bližšie k planéte obiehajú v smere dopredu (vzhľadom na rotáciu planéty) a 4 vzdialenejšie v opačnom smere. Všetky sú malé a tmavé; sú pravdepodobne zachytené Jupiterom spomedzi asteroidov trójskej skupiny (pozri ASTEROID).
Saturn. Druhá najväčšia obrovská planéta. Je to vodíkovo-héliová planéta, ale Saturn má nižší relatívny obsah hélia ako Jupiter; nižšia je jeho priemerná hustota. Rýchla rotácia Saturnu vedie k jeho veľkej sploštenosti (11%).
SATURN a jeho mesiace fotografované počas preletu vesmírnej sondy Voyager.
V ďalekohľade nevyzerá Saturnov disk tak pôsobivo ako Jupiter: má hnedo-oranžovú farbu a slabo ohraničené pásy a zóny. Dôvodom je to, že horné oblasti jeho atmosféry sú vyplnené svetlom rozptyľujúcim čpavkom (NH3). Saturn je ďalej od Slnka, takže teplota jeho hornej atmosféry (90 K) je o 35 K nižšia ako teplota Jupitera a amoniak je v kondenzovanom stave. S hĺbkou sa teplota atmosféry zvyšuje o 1,2 K/km, takže štruktúra oblakov pripomína Jupiter: pod vrstvou oblakov hydrosíranu amónneho je vrstva vodných oblakov. Okrem vodíka a hélia boli v atmosfére Saturnu spektroskopicky detekované aj CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 a PH3. Saturn svojou vnútornou štruktúrou pripomína aj Jupiter, aj keď vďaka menšej hmotnosti má v strede nižší tlak a teplotu (75 miliónov barov a 10 500 K). Magnetické pole Saturnu je porovnateľné so zemským. Rovnako ako Jupiter, aj Saturn vyžaruje vnútorné teplo, dvakrát toľko, ako dostáva od Slnka. Je pravda, že tento pomer je väčší ako u Jupitera, pretože Saturn, ktorý sa nachádza dvakrát tak ďaleko, dostáva od Slnka štyrikrát menej tepla.
Saturnove prstence. Saturn je obklopený jedinečne výkonným systémom prstencov až do vzdialenosti 2,3 polomeru planéty. Pri pozorovaní ďalekohľadom sú ľahko rozlíšiteľné a pri štúdiu zblízka vykazujú výnimočnú rozmanitosť: od masívneho prstenca B po úzky prstenec F, od špirálových vĺn hustoty až po úplne neočakávané radiálne „lúče“, ktoré objavili Voyagery. Častice vypĺňajúce prstence Saturnu odrážajú svetlo oveľa lepšie ako materiál v tmavých prstencoch Uránu a Neptúna; Ich štúdia v rôznych spektrálnych rozsahoch ukazuje, že ide o „špinavé snehové gule“ s rozmermi rádovo meter. Tri klasické prstence Saturnu, v poradí od vonkajšieho k vnútornému, sú označené písmenami A, B a C. Prstenec B je pomerne hustý: rádiové signály z Voyageru ním prešli len s ťažkosťami. Medzera 4 000 km medzi prstencami A a B, nazývaná Cassiniho štiepenie (alebo medzera), v skutočnosti nie je prázdna, ale hustotou je porovnateľná s bledým prstencom C, ktorý sa predtým nazýval krepový prstenec. V blízkosti vonkajšieho okraja A krúžku je menej viditeľná Enckeho medzera. V roku 1859 Maxwell dospel k záveru, že prstence Saturna musia pozostávať z jednotlivých častíc obiehajúcich okolo planéty. Koncom 19. stor. potvrdili to spektrálne pozorovania ukazujúce, že vnútorné časti prstencov rotujú rýchlejšie ako vonkajšie. Keďže prstence ležia v rovine rovníka planéty, a preto sú k rovine obežnej dráhy naklonené o 27°, Zem spadne do roviny prstencov dvakrát za 29,5 roka a my ich pozorujeme zboku. V tejto chvíli krúžky „zmiznú“, čo dokazuje ich veľmi malú hrúbku - nie viac ako niekoľko kilometrov. Detailné snímky prstencov, ktoré urobili Pioneer 11 (1979) a Voyagery (1980 a 1981), ukázali oveľa zložitejšiu štruktúru, ako sa očakávalo. Prstence sú rozdelené do stoviek jednotlivých prstencov s typickou šírkou niekoľko stoviek kilometrov. Dokonca aj v Cassiniho štrbine bolo najmenej päť krúžkov. Podrobná analýza ukázala, že kruhy sú heterogénne ako vo veľkosti, tak aj v zložení častíc. Zložitá štruktúra prstencov je pravdepodobne spôsobená gravitačným vplyvom malých satelitov v ich blízkosti, ktoré boli predtým neznáme. Pravdepodobne najneobvyklejší je najtenší prstenec F, ktorý objavil v roku 1979 Pioneer vo vzdialenosti 4000 km od vonkajšieho okraja prstenca A Voyager 1 zistil, že prstenec F bol skrútený a zapletený ako vrkoč, ale preletel okolo 9. mesiacov. neskôr Voyager 2 zistil, že štruktúra prstenca F je oveľa jednoduchšia: „vlákna“ hmoty už neboli prepletené. Táto štruktúra a jej rýchly vývoj sú čiastočne vysvetlené vplyvom dvoch malých mesiacov (Prometheus a Pandora) pohybujúcich sa na vonkajšom a vnútornom okraji tohto prstenca; nazývajú sa „strážni psi“. Je však možné, že vo vnútri samotného prstenca F môžu byť ešte menšie telesá alebo dočasné nahromadenie hmoty.
Satelity. Saturn má najmenej 18 mesiacov. Väčšina z nich je pravdepodobne ľadová. Niektoré majú veľmi zaujímavé obežné dráhy. Napríklad Janus a Epimetheus majú takmer rovnaké orbitálne polomery. Na obežnej dráhe Dione, 60° pred ňou (táto poloha sa nazýva vedúci Lagrangeov bod), sa pohybuje menšia družica Helena. Tethys sprevádzajú dva malé satelity – Telesto a Calypso – na popredných a zaostávajúcich Lagrangeových bodoch jej obežnej dráhy. Polomery a hmotnosti siedmich satelitov Saturnu (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan a Iapetus) boli zmerané s dobrou presnosťou. Všetky sú väčšinou ľadové. Tie, ktoré sú menšie, majú hustotu 1-1,4 g/cm3, čo sa blíži hustote vodného ľadu s väčšou či menšou prímesou hornín. Zatiaľ nie je jasné, či obsahujú metánový a čpavkový ľad. Vyššia hustota Titanu (1,9 g/cm3) je výsledkom jeho veľkej hmotnosti, ktorá spôsobuje stlačenie vnútrajška. Titan má veľmi podobný priemer a hustotu ako Ganymede; Pravdepodobne je ich vnútorná štruktúra podobná. Titan je druhý najväčší mesiac v slnečnej sústave a je výnimočný tým, že má stálu, silnú atmosféru pozostávajúcu najmä z dusíka a malého množstva metánu. Tlak na jeho povrchu je 1,6 baru, teplota 90 K. Za takýchto podmienok môže byť na povrchu Titanu tekutý metán. Horné vrstvy atmosféry až do nadmorských výšok 240 km sú vyplnené oranžovými mrakmi, pravdepodobne pozostávajúcimi z častíc organických polymérov syntetizovaných pod vplyvom ultrafialových lúčov zo Slnka. Zostávajúce mesiace Saturna sú príliš malé na to, aby mali atmosféru. Ich povrchy sú pokryté ľadom a sú značne pokryté krátermi. Len na povrchu Enceladu je výrazne menej kráterov. Je pravdepodobné, že slapový vplyv Saturnu udržuje jeho vnútro v roztavenom stave a dopady meteoritu vedú k vyliatiu vody a vyplneniu kráterov. Niektorí astronómovia sa domnievajú, že častice z povrchu Enceladu vytvorili široký prstenec E, ktorý sa tiahne pozdĺž jeho obežnej dráhy. Veľmi zaujímavým satelitom je Iapetus, ktorého zadná (vzhľadom na smer orbitálneho pohybu) pologuľa je pokrytá ľadom a odráža 50 % dopadajúceho svetla a predná pologuľa je taká tmavá, že odráža len 5 % svetla; je pokrytá niečím ako látkou uhlíkatých meteoritov. Je možné, že predná hemisféra Iapetu je ovplyvnená materiálom vyvrhnutým pod vplyvom dopadov meteoritu z povrchu vonkajšieho satelitu Saturnu Phoebe. V zásade je to možné, keďže Phoebe sa pohybuje na obežnej dráhe v opačnom smere. Phoebein povrch je navyše dosť tmavý, no zatiaľ o ňom neexistujú presné údaje.
Urán. Urán má morskú zelenú farbu a vyzerá nevýrazne, pretože horné vrstvy jeho atmosféry sú vyplnené hmlou, cez ktorú mala sonda Voyager 2 letiacu blízko neho v roku 1986 problém vidieť niekoľko oblakov. Os planéty je voči orbitálnej osi sklonená o 98,5°, t.j. leží takmer v rovine obežnej dráhy. Preto je každý z pólov na nejaký čas obrátený priamo k Slnku a potom sa na šesť mesiacov (42 pozemských rokov) dostane do tieňa. Atmosféra Uránu obsahuje hlavne vodík, 12-15% hélia a niekoľko ďalších plynov. Atmosférická teplota je asi 50 K, aj keď v horných riedených vrstvách stúpa na 750 K cez deň a 100 K v noci. Magnetické pole Uránu je na povrchu o niečo slabšie ako Zem a jeho os je naklonená k osi rotácie planéty o 55°. Málo sa vie o vnútornej štruktúre planéty. Vrstva oblakov siaha pravdepodobne do hĺbky 11 000 km, nasleduje oceán horúcej vody hlboký 8 000 km a pod ním jadro roztavenej horniny s polomerom 7 000 km.
Prstene. V roku 1976 boli objavené unikátne prstence Uránu, pozostávajúce z jednotlivých tenkých prstencov, z ktorých najširší má hrúbku 100 km. Prstence sa nachádzajú vo vzdialenostiach od 1,5 do 2,0 polomerov planéty od jej stredu. Na rozdiel od prstencov Saturna sú prstence Uránu vyrobené z veľkých tmavých hornín. Predpokladá sa, že každý prstenec obsahuje malý satelit alebo dokonca dva satelity, ako v prstenci F Saturn.
Satelity. Bolo objavených 20 satelitov Uránu. Najväčší - Titania a Oberon - s priemerom 1500 km. Sú tam ešte 3 veľké, viac ako 500 km veľké, ostatné sú veľmi malé. Povrchové spektrá piatich veľkých satelitov naznačujú veľké množstvo vodného ľadu. Povrchy všetkých satelitov sú pokryté meteoritovými krátermi.
Neptún. Navonok je Neptún podobný Uránu; v jeho spektre tiež dominujú pásy metánu a vodíka. Tepelný tok z Neptúna výrazne prevyšuje silu slnečného tepla, ktoré naň dopadá, čo naznačuje existenciu vnútorného zdroja energie. Je možné, že veľká časť vnútorného tepla sa uvoľňuje v dôsledku prílivu a odlivu spôsobeného masívnym mesiacom Triton, ktorý obieha v opačnom smere vo vzdialenosti 14,5 polomeru planéty. Voyager 2, letiaci v roku 1989 vo vzdialenosti 5000 km od vrstvy oblakov, objavil pri Neptúne ďalších 6 satelitov a 5 prstencov. V atmosfére bola objavená Veľká tmavá škvrna a zložitý systém vírivých prúdov. Ružový povrch Tritonu odhalil úžasné geologické prvky vrátane mocných gejzírov. Mesiac Proteus objavený Voyagerom sa ukázal byť väčší ako Nereid, objavený zo Zeme v roku 1949.
Pluto. Pluto má veľmi predĺženú a naklonenú dráhu; v perihéliu sa približuje k Slnku na 29,6 AU. a vzďaľuje sa v aféliu na 49,3 AU. V roku 1989 prešlo Pluto perihéliom; v rokoch 1979 až 1999 bola bližšie k Slnku ako Neptún. Kvôli vysokému sklonu obežnej dráhy Pluta sa však jeho dráha nikdy neskríži s Neptúnom. Priemerná povrchová teplota Pluta je 50 K, mení sa od afélia po perihélium o 15 K, čo je pri tak nízkych teplotách dosť citeľné. Najmä to vedie k objaveniu sa riedkej atmosféry metánu počas obdobia, keď planéta prechádza perihéliom, ale jej tlak je 100 000-krát menší ako tlak zemskej atmosféry. Pluto si nedokáže udržať atmosféru dlho, pretože je menšie ako Mesiac. Mesiac Pluta Charon obieha blízko planéty každých 6,4 dňa. Jeho dráha je veľmi silne naklonená k ekliptike, takže k zatmeniam dochádza len počas ojedinelých epoch, keď Zem prechádza rovinou Cháronovej dráhy. Jas Pluta sa pravidelne mení s periódou 6,4 dňa. V dôsledku toho sa Pluto otáča synchrónne s Charonom a má na svojom povrchu veľké škvrny. V pomere k veľkosti planéty je Cháron veľmi veľký. Pár Pluto-Charon sa často nazýva „dvojitá planéta“. Kedysi sa Pluto považovalo za utečený mesiac Neptúna, ale s objavom Charona sa to zdá nepravdepodobné.
PLANÉTY: POROVNÁVACIA ANALÝZA
Vnútorná štruktúra. Objekty Slnečnej sústavy možno z hľadiska ich vnútornej stavby rozdeliť do 4 kategórií: 1) kométy, 2) malé telesá, 3) terestrické planéty, 4) plynní obri. Kométy sú jednoduché ľadové telesá so špeciálnym zložením a históriou. Do kategórie malých telies patria všetky ostatné nebeské objekty s polomerom menším ako 200 km: medziplanetárne prachové zrná, častice planetárnych prstencov, malé satelity a väčšina asteroidov. Počas vývoja Slnečnej sústavy všetky stratili teplo uvoľnené počas počiatočného narastania a ochladili sa, pričom neboli dostatočne veľké na to, aby sa zahriali v dôsledku rádioaktívneho rozpadu, ktorý sa v nich vyskytuje. Pozemské planéty sú veľmi rozmanité: od „železného“ Merkúra po tajomný ľadový systém Pluto - Charon. Okrem najväčších planét je podľa formálnych kritérií aj Slnko niekedy klasifikované ako plynný gigant. Najdôležitejším parametrom určujúcim zloženie planéty je priemerná hustota (celková hmotnosť delená celkovým objemom). Jeho význam okamžite naznačuje, o aký druh planéty ide - „kameň“ (silikáty, kovy), „ľad“ (voda, čpavok, metán) alebo „plyn“ (vodík, hélium). Aj keď sú povrchy Merkúra a Mesiaca nápadne podobné, ich vnútorné zloženie je úplne odlišné, pretože priemerná hustota Merkúra je 1,6-krát vyššia ako hustota Mesiaca. Hmotnosť ortuti je zároveň malá, čo znamená, že jej vysoká hustota nie je spôsobená najmä stláčaním látky pod vplyvom gravitácie, ale špeciálnym chemickým zložením: Ortuť obsahuje 60-70% kovov a 30% -40 % hmotnostných silikátov. Obsah kovu na jednotku hmotnosti Merkúra je výrazne vyšší ako na ktorejkoľvek inej planéte. Venuša rotuje tak pomaly, že jej rovníková vydutina meria len zlomky metra (Zem má 21 km) a o vnútornej štruktúre planéty nemôže prezradiť vôbec nič. Jeho gravitačné pole koreluje s topografiou povrchu, na rozdiel od Zeme, kde sa kontinenty „vznášajú“. Je možné, že kontinenty Venuše sú fixované tuhosťou plášťa, ale je možné, že topografia Venuše je dynamicky udržiavaná energetickou konvekciou v jej plášti. Povrch Zeme je podstatne mladší ako povrchy iných telies Slnečnej sústavy. Dôvodom je najmä intenzívne spracovanie kôrového materiálu v dôsledku platňovej tektoniky. Znateľný vplyv má aj erózia pod vplyvom tekutej vody. Na povrchoch väčšiny planét a mesiacov dominujú prstencové štruktúry spojené s impaktnými krátermi alebo sopkami; Dosková tektonika na Zemi spôsobila, že jej najväčšie vrchoviny a nížiny sú lineárne. Príkladom sú pohoria, ktoré rastú tam, kde sa zrazia dve platne; oceánske priekopy, ktoré označujú miesta, kde sa jedna platňa podsúva pod druhú (subdukčné zóny); ako aj stredooceánske chrbty v miestach, kde sa dve platne rozchádzajú pôsobením mladej kôry stúpajúcej z plášťa (zóny šírenia). Reliéf zemského povrchu teda odráža dynamiku jeho vnútra. Malé vzorky vrchného plášťa Zeme sú dostupné na laboratórne štúdium, keď vystúpia na povrch ako súčasť vyvrelých hornín. Je známe, že ultramafické inklúzie (ultrabazity, chudobné na silikáty a bohaté na Mg a Fe) obsahujú minerály, ktoré vznikajú len pri vysokom tlaku (napríklad diamant), ako aj párové minerály, ktoré môžu koexistovať iba vtedy, ak vznikli pri vysokom tlaku. Tieto inklúzie umožnili s dostatočnou presnosťou odhadnúť zloženie horného plášťa do hĺbky ca. 200 km. Mineralogické zloženie hlbinného plášťa nie je tak dobre známe, pretože stále neexistujú presné údaje o rozložení teploty s hĺbkou a hlavné fázy hlbinných minerálov neboli v laboratóriu reprodukované. Zemské jadro sa delí na vonkajšie a vnútorné. Vonkajšie jadro neprenáša priečne seizmické vlny, preto je tekuté. Avšak v hĺbke 5200 km materiál jadra opäť začína viesť priečne vlny, ale pri nízkej rýchlosti; to znamená, že vnútorné jadro je čiastočne zmrazené. Hustota jadra je nižšia, ako by bola pre čistú železo-niklovú kvapalinu, pravdepodobne kvôli sírnym nečistotám. Štvrtinu povrchu Marsu zaberá Tharsis Rise, ktorý stúpa o 7 km v porovnaní s priemerným polomerom planéty. Práve tam sa nachádza väčšina sopiek, pri vzniku ktorých sa láva šírila na veľkú vzdialenosť, čo je typické pre roztavené horniny bohaté na železo. Jedným z dôvodov obrovskej veľkosti marťanských sopiek (najväčších v slnečnej sústave) je, že na rozdiel od Zeme, Mars nemá dosky pohybujúce sa vzhľadom na horúce miesta v plášti, takže sopky rastú na jednom mieste dlhú dobu. Mars nemá magnetické pole a nebola zistená žiadna seizmická aktivita. Jeho pôda obsahovala veľa oxidov železa, čo svedčí o zlej diferenciácii podložia.
Vnútorné teplo. Mnohé planéty vyžarujú viac tepla, ako prijímajú od Slnka. Množstvo generovaného a uloženého tepla v útrobách planéty závisí od jej histórie. Pre formujúcu sa planétu je hlavným zdrojom tepla bombardovanie meteoritmi; Teplo sa potom uvoľňuje pri diferenciácii podpovrchu, keď sa najhustejšie zložky, ako je železo a nikel, usadzujú smerom k stredu a tvoria jadro. Jupiter, Saturn a Neptún (ale z nejakého dôvodu nie Urán) stále vyžarujú teplo, ktoré nahromadili počas svojho formovania pred 4,6 miliardami rokov. Pre terestrické planéty je dôležitým zdrojom zahrievania v súčasnej dobe rozpad rádioaktívnych prvkov - uránu, tória a draslíka - ktoré boli v malom množstve zahrnuté v pôvodnom chondritickom (slnečnom) zložení. Rozptyľovanie pohybovej energie pri slapových deformáciách - takzvaný "slapový rozptyl" - je hlavným zdrojom zahrievania Io a zohráva významnú úlohu vo vývoji niektorých planét, ktorých rotácia (napríklad Merkúr) bola spomalená. dole podľa prílivu a odlivu.
Konvekcia v plášti. Ak sa kvapalina dostatočne zohreje, vzniká v nej konvekcia, pretože tepelná vodivosť a sálanie sa nedokážu vyrovnať s lokálne dodávaným tepelným tokom. Môže sa zdať zvláštne povedať, že vnútro pozemských planét je pokryté konvekciou ako kvapalina. Či nevieme, že podľa seizmológie sa v zemskom plášti šíria priečne vlny, a preto plášť nepozostáva z kvapaliny, ale z pevnej horniny? Ale zoberme si obyčajný sklenený tmel: pri pomalom stlačení sa správa ako viskózna kvapalina, pri prudkom stlačení ako elastické teleso a pri náraze ako kameň. To znamená, že aby sme pochopili, ako sa látka správa, musíme vziať do úvahy časový rozsah, v ktorom prebiehajú procesy. Priečne seizmické vlny prechádzajú zemským vnútrom za pár minút. V geologickom časovom meradle miliónov rokov sa horniny plasticky deformujú, ak na ne neustále pôsobí značné napätie. Je úžasné, že zemská kôra sa stále narovnáva a vracia sa do tvaru, ktorý mala pred posledným zaľadnením, ktoré sa skončilo pred 10 000 rokmi. Po štúdiu veku stúpajúcich pobreží Škandinávie N. Haskel v roku 1935 vypočítal, že viskozita zemského plášťa je 1023-krát väčšia ako viskozita tekutej vody. Ale aj napriek tomu matematická analýza ukazuje, že zemský plášť je v stave intenzívnej konvekcie (takýto pohyb zemského vnútra možno vidieť v zrýchlenom filme, kde za sekundu prejde milión rokov). Podobné výpočty ukazujú, že Venuša, Mars a v menšej miere aj Merkúr a Mesiac majú pravdepodobne konvekčné plášte. Práve začíname odhaľovať povahu konvekcie na plynných obrích planétach. Je známe, že konvekčné pohyby sú silne ovplyvnené rýchlou rotáciou, ktorá existuje okolo obrovských planét, ale je veľmi ťažké experimentálne študovať konvekciu v rotujúcej sfére s centrálnou gravitáciou. Doteraz najpresnejšie experimenty tohto druhu boli vykonávané v podmienkach mikrogravitácie na nízkej obežnej dráhe Zeme. Tieto experimenty spolu s teoretickými výpočtami a numerickými modelmi ukázali, že konvekcia sa vyskytuje v rúrkach pretiahnutých pozdĺž osi rotácie planéty a zakrivených v súlade s jej sféricitou. Takéto konvekčné bunky sa pre svoj tvar nazývajú „banány“. Tlak plynných obrích planét sa pohybuje od 1 baru na vrchole oblakov do približne 50 Mbar v strede. Preto ich hlavná zložka – vodík – zostáva na rôznych úrovniach v rôznych fázach. Pri tlaku nad 3 Mbar sa obyčajný molekulárny vodík stáva tekutým kovom podobným lítiu. Výpočty ukazujú, že Jupiter sa skladá hlavne z kovového vodíka. A Urán a Neptún majú zjavne predĺžený plášť tekutej vody, ktorá je tiež dobrým vodičom.
Magnetické pole. Vonkajšie magnetické pole planéty nesie dôležité informácie o pohybe jej vnútra. Je to magnetické pole, ktoré určuje referenčný rámec, v ktorom sa meria rýchlosť vetra v zakalenej atmosfére obrovskej planéty; Práve to naznačuje, že v tekutom kovovom jadre Zeme existujú silné prúdy a vo vodných plášťoch Uránu a Neptúna dochádza k aktívnemu miešaniu. Naopak, nedostatok silného magnetického poľa na Venuši a Marse obmedzuje ich vnútornú dynamiku. Medzi terestriálnymi planétami má magnetické pole Zeme vynikajúcu intenzitu, čo naznačuje aktívny dynamo efekt. Neprítomnosť silného magnetického poľa na Venuši neznamená, že jej jadro stuhlo: s najväčšou pravdepodobnosťou pomalá rotácia planéty bráni dynamo efektu. Urán a Neptún majú identické magnetické dipóly s veľkým sklonom k osám planét a posunutím vzhľadom k ich stredom; to naznačuje, že ich magnetizmus pochádza z plášťov a nie z jadier. Jupiterove satelity - Io, Európa a Ganymede - majú svoje vlastné magnetické polia, ale Callisto nie. Na Mesiaci bol objavený zvyškový magnetizmus.
Atmosféra. Slnko, osem z deviatich planét a tri zo šesťdesiatich troch satelitov majú atmosféru. Každá atmosféra má svoje špeciálne chemické zloženie a typ správania nazývaného „počasie“. Atmosféry sa delia na dve skupiny: pre pozemské planéty určuje podmienky na spodnej hranici atmosféry hustý povrch kontinentov alebo oceánu, zatiaľ čo pre plynných obrov je atmosféra takmer bez dna. Pre terestrické planéty sa tenká (0,1 km) vrstva atmosféry v blízkosti povrchu neustále zahrieva alebo ochladzuje a počas pohybu, trenia a turbulencie (v dôsledku nerovného terénu); táto vrstva sa nazýva povrchová alebo hraničná vrstva. Na samom povrchu molekulová viskozita „prilepí“ atmosféru k zemi, takže aj slabý vánok vytvára silný gradient vertikálnej rýchlosti, ktorý môže spôsobiť turbulencie. Zmena teploty vzduchu s výškou je riadená konvekčnou nestabilitou, pretože vzduch dole sa ohrieva teplým povrchom, stáva sa ľahším a pláva; stúpa v oblasti nízkeho tlaku, expanduje a vyžaruje teplo do priestoru, čím sa ochladzuje, stáva sa hustejším a klesá. V dôsledku konvekcie vzniká v spodných vrstvách atmosféry adiabatický vertikálny teplotný gradient: napríklad v zemskej atmosfére teplota vzduchu klesá s výškou o 6,5 K/km. Táto situácia existuje až do tropopauzy (grécky "tropo" - obrat, "pauza" - zastavenie), ktorá obmedzuje spodnú vrstvu atmosféry, nazývanú troposféra. Tu dochádza k zmenám, ktoré nazývame počasie. V blízkosti Zeme sa tropopauza vyskytuje vo výškach 8-18 km; na rovníku je o 10 km vyššie ako na póloch. V dôsledku exponenciálneho poklesu hustoty s nadmorskou výškou je 80 % hmoty zemskej atmosféry obsiahnutých v troposfére. Obsahuje tiež takmer všetku vodnú paru, a teda oblaky, ktoré vytvárajú počasie. Na Venuši oxid uhličitý a vodná para spolu s kyselinou sírovou a oxidom siričitým absorbujú takmer všetko infračervené žiarenie vyžarované povrchom. To spôsobuje silný skleníkový efekt, t.j. vedie k tomu, že povrchová teplota Venuše je o 500 K vyššia, než akú by mala v atmosfére prepúšťajúcej infračervené žiarenie. Hlavnými „skleníkovými“ plynmi na Zemi sú vodná para a oxid uhličitý, ktoré zvyšujú teplotu o 30 K. Na Marse spôsobuje oxid uhličitý a atmosférický prach slabý skleníkový efekt len 5 K. Horúci povrch Venuše bráni uvoľňovaniu síru z atmosféry jej viazaním v povrchových chovoch Spodná atmosféra Venuše je obohatená oxidom siričitým, takže vo výškach od 50 do 80 km je hustá vrstva oblakov kyseliny sírovej. Malé množstvo látok obsahujúcich síru sa nachádza aj v zemskej atmosfére, najmä po silných sopečných erupciách. Síra nebola zistená v atmosfére Marsu, preto sú jeho sopky v súčasnej dobe neaktívne. Na Zemi je stabilný pokles teploty s výškou v troposfére nahradený nad tropopauzou nárastom teploty s výškou. Preto sa tam nachádza mimoriadne stabilná vrstva, nazývaná stratosféra (lat. stratum - vrstva, podlaha). Existencia trvalých tenkých aerosólových vrstiev a dlhodobý pobyt rádioaktívnych prvkov z jadrových výbuchov tam slúži ako priamy dôkaz absencie miešania v stratosfére. V zemskej stratosfére teplota stále rastie s nadmorskou výškou až do stratopauzy, ktorá nastáva vo výške cca. 50 km. Zdrojom tepla v stratosfére sú fotochemické reakcie ozónu, ktorého koncentrácia je maximálna vo výške cca. 25 km. Ozón pohlcuje ultrafialové žiarenie, takže pod 75 km sa takmer celý premení na teplo. Chémia stratosféry je zložitá. Ozón sa tvorí hlavne nad rovníkovými oblasťami, ale jeho najväčšia koncentrácia sa nachádza nad pólmi; to naznačuje, že hladiny ozónu sú ovplyvnené nielen chémiou, ale aj dynamikou atmosféry. Mars má tiež vyššie koncentrácie ozónu nad pólmi, najmä zimným pólom. Suchá atmosféra Marsu má relatívne málo hydroxylových radikálov (OH), ktoré ničia ozón. Teplotné profily atmosfér obrovských planét boli určené z pozemných pozorovaní planetárnych zákrytov hviezd a z údajov sondy, najmä z útlmu rádiových signálov pri vstupe sondy na planétu. Každá planéta má tropopauzu a stratosféru, nad ktorými leží termosféra, exosféra a ionosféra. Teplota termosfér Jupitera, Saturnu a Uránu je cca. 1000, 420 a 800 K. Vysoká teplota a relatívne nízka gravitácia na Uráne umožňujú, aby sa atmosféra rozšírila až k prstencom. To spôsobuje brzdenie a rýchle padanie prachových častíc. Keďže v prstencoch Uránu sú stále pozorované prachové pásy, musí tam byť zdroj prachu. Hoci teplotná štruktúra troposféry a stratosféry v atmosfére rôznych planét má veľa spoločného, ich chemické zloženie sa značne líši. Atmosféry Venuše a Marsu sú väčšinou zložené z oxidu uhličitého, ale predstavujú dva extrémne príklady atmosférického vývoja: Venuša má hustú a horúcu atmosféru, zatiaľ čo Mars má studenú a riedku atmosféru. Je dôležité pochopiť, či sa zemská atmosféra nakoniec usadí v jednom z týchto dvoch typov a či tieto tri atmosféry boli vždy také odlišné. Osud zdrojovej vody planéty možno určiť meraním obsahu deutéria v pomere k ľahkému izotopu vodíka: pomer D/H obmedzuje množstvo vodíka opúšťajúceho planétu. Hmotnosť vody v atmosfére Venuše je teraz 10-5 hmotnosti zemských oceánov. Ale pomer D/H na Venuši je 100-krát vyšší ako na Zemi. Ak bol spočiatku tento pomer na Zemi aj na Venuši rovnaký a zásoby vody na Venuši neboli počas jej vývoja doplnené, tak stonásobné zvýšenie pomeru D/H na Venuši znamená, že kedysi mala stokrát viac vody ako teraz. Vysvetlenie sa zvyčajne hľadá v teórii „prchavosti skleníka“, ktorá tvrdí, že Venuša nikdy nebola dostatočne studená na to, aby na jej povrchu kondenzovala voda. Ak voda vždy napĺňala atmosféru vo forme pary, potom fotodisociácia molekúl vody viedla k uvoľneniu vodíka, ktorého ľahký izotop sa vyparil z atmosféry do vesmíru a zvyšná voda bola obohatená o deutérium. Veľkým záujmom je výrazný rozdiel v atmosfére Zeme a Venuše. Predpokladá sa, že moderné atmosféry terestrických planét vznikli v dôsledku odplynenia interiéru; v tomto prípade sa uvoľnila najmä vodná para a oxid uhličitý. Na Zemi sa voda koncentrovala v oceáne a oxid uhličitý sa zachytával v sedimentárnych horninách. Venuša je však bližšie k Slnku, je horúca a nie je tam žiadny život; preto oxid uhličitý zostal v atmosfére. Vodná para sa vplyvom slnečného žiarenia rozdelila na vodík a kyslík; vodík sa vyparil do vesmíru (zemská atmosféra tiež rýchlo stráca vodík) a kyslík sa viazal v horninách. Je pravda, že rozdiel medzi týmito dvoma atmosférami sa môže ukázať ako hlbší: stále neexistuje vysvetlenie pre skutočnosť, že v atmosfére Venuše je oveľa viac argónu ako v atmosfére Zeme. Povrch Marsu je teraz studená a suchá púšť. Počas najteplejšej časti dňa môžu byť teploty mierne nad normálnym bodom mrazu vody, ale nízky atmosférický tlak bráni tomu, aby voda na povrchu Marsu bola tekutá: ľad sa okamžite zmení na paru. Na Marse je však niekoľko kaňonov, ktoré pripomínajú suché korytá riek. Zdá sa, že niektoré z nich boli vyhĺbené krátkodobými, ale katastrofálne silnými tokmi vody, zatiaľ čo iné vykazujú hlboké rokliny a rozsiahlu sieť údolí, čo naznačuje pravdepodobnú dlhodobú existenciu nížinných riek v raných obdobiach histórie Marsu. Existujú aj morfologické náznaky, že staré krátery Marsu sú oveľa viac zničené eróziou ako tie mladé, a to je možné len vtedy, ak bola atmosféra Marsu oveľa hustejšia ako teraz. Začiatkom 60. rokov sa predpokladalo, že polárne čiapky Marsu pozostávajú z vodného ľadu. Ale v roku 1966 R. Leighton a B. Murray skúmali tepelnú rovnováhu planéty a ukázali, že oxid uhličitý by mal kondenzovať vo veľkých množstvách na póloch a medzi polárnymi čiapočkami by sa mala udržiavať rovnováha pevného a plynného oxidu uhličitého. atmosféru. Je zvláštne, že sezónny rast a kontrakcia polárnych čiapok vedie k kolísaniu tlaku v atmosfére Marsu o 20% (napríklad v kabínach starých prúdových lietadiel boli tlakové rozdiely počas vzletu a pristátia tiež asi 20%). Vesmírne fotografie polárnych čiapok Marsu ukazujú úžasné špirálovité vzory a stupňovité terasy, ktoré mala preskúmať sonda Mars Polar Lander (1999), no nepodarilo sa jej pristáť. Nie je presne známe, prečo tlak marťanskej atmosféry tak klesol, pravdepodobne z niekoľkých barov za prvú miliardu rokov na 7 milibarov teraz. Je možné, že zvetrávanie povrchových hornín odstránilo oxid uhličitý z atmosféry, čím sa uhlík izoloval v uhličitanových horninách, ako sa to stalo na Zemi. Pri povrchovej teplote 273 K by tento proces mohol zničiť atmosféru oxidu uhličitého Marsu tlakom niekoľkých barov len za 50 miliónov rokov; Zdá sa, že počas celej histórie slnečnej sústavy sa ukázalo ako veľmi ťažké udržať na Marse teplé a vlhké podnebie. Podobný proces ovplyvňuje aj obsah uhlíka v zemskej atmosfére. V uhličitanových horninách Zeme je teraz viazaných asi 60 tyčí uhlíka. Je zrejmé, že v minulosti zemská atmosféra obsahovala oveľa viac oxidu uhličitého ako teraz a teplota atmosféry bola vyššia. Hlavným rozdielom medzi vývojom atmosféry Zeme a Marsu je, že na Zemi dosková tektonika podporuje uhlíkový cyklus, zatiaľ čo na Marse je „uzamknutá“ v skalách a polárnych čiapkach.
Cirkumplanetárne krúžky. Je zvláštne, že každá z obrovských planét má prstencový systém, ale nie jediná terestriálna planéta. Tí, ktorí sa prvýkrát pozerajú na Saturn cez ďalekohľad, často zvolajú: "No, presne ako na obrázku!", keď vidia jeho úžasne jasné a jasné prstence. Prstence zvyšných planét sú však ďalekohľadom takmer neviditeľné. Svetlý prstenec Jupitera zažíva záhadnú interakciu s jeho magnetickým poľom. Urán a Neptún sú obklopené niekoľkými tenkými prstencami; štruktúra týchto prstencov odráža ich rezonančnú interakciu s blízkymi satelitmi. Neptúnove tri kruhové oblúky sú pre výskumníkov obzvlášť zaujímavé, pretože sú jasne definované v radiálnom aj azimutálnom smere. Veľkým prekvapením bol objav úzkych prstencov Uránu počas pozorovaní jeho zákrytu hviezdy v roku 1977. Faktom je, že existuje veľa javov, ktoré by už za pár desaťročí mohli úzke prstence citeľne rozšíriť: ide o vzájomné zrážky častíc , Poynting-Robertsonov efekt (radiačné brzdenie) a plazmové brzdenie. Z praktického hľadiska sa ako veľmi vhodný indikátor orbitálneho pohybu častíc ukázali úzke prstence, ktorých polohu je možné merať s vysokou presnosťou. Precesia prstencov Uránu umožnila určiť rozloženie hmoty v rámci planéty. Tí, ktorí niekedy jazdili autom so zaprášeným čelným sklom smerom k vychádzajúcemu alebo zapadajúcemu Slnku, vedia, že prachové častice silne rozptyľujú svetlo v smere jeho dopadu. To je dôvod, prečo je ťažké odhaliť prach v planetárnych prstencoch pri ich pozorovaní zo Zeme, t.j. zo strany Slnka. Ale zakaždým, keď vesmírna sonda preletela okolo vonkajšej planéty a „obzrela sa späť“, dostali sme snímky prstencov v prechádzajúcom svetle. Na takýchto snímkach Uránu a Neptúna boli objavené dovtedy neznáme prachové prstence, ktoré boli oveľa širšie ako dlho známe úzke prstence. Najdôležitejšou témou modernej astrofyziky sú rotujúce disky. Mnoho dynamických teórií vyvinutých na vysvetlenie štruktúry galaxií sa môže použiť aj na štúdium planetárnych prstencov. Tak sa prstence Saturna stali objektom na testovanie teórie samogravitujúcich diskov. Samogravitačné vlastnosti týchto prstencov sú indikované prítomnosťou špirálových hustotných vĺn a špirálových ohybových vĺn v nich, ktoré sú viditeľné na detailných snímkach. Balík vĺn zistený v Saturnových prstencoch sa pripisuje silnej horizontálnej rezonancii planéty s jej mesiacom Iapetus, ktorý vyvoláva špirálovité hustotné vlny vo vonkajšej časti Cassiniho divízie. O pôvode prsteňov bolo veľa dohadov. Je dôležité, aby ležali vo vnútri zóny Roche, t.j. v takej vzdialenosti od planéty, kde je vzájomná príťažlivosť častíc menšia ako rozdiel v príťažlivých silách medzi nimi a planétou. Vo vnútri Rocheovej zóny nemôže byť planetárny satelit vytvorený z rozptýlených častíc. Možno, že materiál prstencov zostal „nenárokovaný“ od sformovania samotnej planéty. Ale možno sú to stopy nedávnej katastrofy – zrážky dvoch satelitov alebo zničenia satelitu prílivovými silami planéty. Ak zozbierate všetok materiál zo Saturnových prstencov, získate teleso s polomerom cca. 200 km. V prstencoch iných planét je oveľa menej látky.
MALÉ TELÁ SLNEČNEJ SÚSTAVY
Asteroidy. Veľa malých planét – asteroidov – obieha okolo Slnka hlavne medzi dráhami Marsu a Jupitera. Astronómovia prijali názov „asteroid“, pretože v ďalekohľade vyzerajú ako slabé hviezdy (aster je grécky výraz pre „hviezdu“). Najprv si mysleli, že ide o fragmenty kedysi existujúcej veľkej planéty, no potom sa ukázalo, že asteroidy nikdy nevytvorili jediné teleso; s najväčšou pravdepodobnosťou sa táto látka vplyvom Jupitera nedokázala spojiť do planéty. Odhaduje sa, že celková hmotnosť všetkých asteroidov našej éry je len 6 % hmotnosti Mesiaca; polovica tejto hmoty je obsiahnutá v troch najväčších - 1 Ceres, 2 Pallas a 4 Vesta. Číslo v označení asteroidu označuje poradie, v ktorom bol objavený. Asteroidy s presne známymi dráhami majú priradené nielen sériové čísla, ale aj názvy: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Presné orbitálne prvky viac ako 8 000 asteroidov z 33 000 doteraz objavených sú známe. Existuje najmenej dvesto asteroidov s polomerom viac ako 50 km a asi tisíc s polomerom viac ako 15 km. Odhaduje sa, že asi milión asteroidov má polomer väčší ako 0,5 km. Najväčší z nich je Ceres, pomerne tmavý a ťažko pozorovateľný objekt. Špeciálne techniky adaptívnej optiky sú potrebné na rozpoznanie povrchových vlastností aj veľkých asteroidov pomocou pozemných ďalekohľadov. Orbitálne polomery väčšiny asteroidov ležia medzi 2,2 a 3,3 AU, táto oblasť sa nazýva „pás asteroidov“. Nie je však úplne vyplnená dráhami asteroidov: vo vzdialenostiach 2,50, 2,82 a 2,96 AU. Nie sú tu; tieto „okná“ sa vytvorili pod vplyvom porúch z Jupitera. Všetky asteroidy obiehajú smerom dopredu, ale obežné dráhy mnohých z nich sú výrazne predĺžené a naklonené. Niektoré asteroidy majú veľmi zaujímavé dráhy. Skupina trójskych koní sa teda pohybuje po obežnej dráhe Jupitera; väčšina z týchto asteroidov je veľmi tmavá a červená. Asteroidy skupiny Amur majú dráhy, ktoré sa približujú alebo pretínajú dráhu Marsu; medzi nimi 433 Eros. Asteroidy skupiny Apollo pretínajú obežnú dráhu Zeme; medzi nimi 1533 Icarus, ktorý sa najviac približuje k Slnku. Je zrejmé, že skôr či neskôr tieto asteroidy zažijú nebezpečný prístup k planétam, ktorý končí zrážkou alebo vážnou zmenou na obežnej dráhe. Napokon, nedávno boli ako špeciálna trieda identifikované asteroidy skupiny Aten, ktorých obežné dráhy ležia takmer úplne na obežnej dráhe Zeme. Všetky sú veľmi malé. Jas mnohých asteroidov sa periodicky mení, čo je prirodzené pre rotujúce nepravidelné telesá. Ich rotačné periódy sa pohybujú od 2,3 do 80 hodín a v priemere sa blížia k 9 hodinám Asteroidy vďačia za svoj nepravidelný tvar početným vzájomným zrážkam. Príklady exotických tvarov poskytujú 433 Eros a 643 Hector, ktorých pomer dĺžky náprav dosahuje 2,5. V minulosti bola celá vnútorná slnečná sústava pravdepodobne podobná hlavnému pásu asteroidov. Jupiter, nachádzajúci sa v blízkosti tohto pásu, svojou príťažlivosťou značne narúša pohyb asteroidov, zvyšuje ich rýchlosť a vedie ku kolíziám, čo ich častejšie ničí ako spája. Ako nedokončená planéta nám pás asteroidov dáva jedinečnú príležitosť vidieť časti štruktúry predtým, než zmiznú vo vnútri hotového telesa planéty. Štúdiom svetla odrážaného asteroidmi sa môžeme dozvedieť veľa o zložení ich povrchu. Väčšina asteroidov, na základe ich odrazivosti a farby, je rozdelená do troch skupín, podobných skupinám meteoritov: asteroidy typu C majú tmavé povrchy ako uhlíkaté chondrity (pozri Meteority nižšie), typ S je jasnejší a červenší a typ M je podobný. na železo-niklové meteority . Napríklad 1 Ceres je podobný uhlíkatým chondritom a 4 Vesta je podobný bazaltovým eukritom. To naznačuje, že pôvod meteoritov je spojený s pásom asteroidov. Povrch asteroidov pokrýva jemne drvená hornina – regolit. Je dosť zvláštne, že po zásahu meteoritmi zostáva na povrchu - veď 20-kilometrový asteroid má gravitačnú silu 10-3 g a rýchlosť opúšťania povrchu je len 10 m/s. Okrem farby je dnes známych mnoho charakteristických infračervených a ultrafialových spektrálnych čiar, ktoré sa používajú na klasifikáciu asteroidov. Podľa týchto údajov sa rozlišuje 5 hlavných tried: A, C, D, S a T. Asteroidy 4 Vesta, 349 Dembovska a 1862 Apollo sa nezmestili do tejto klasifikácie: každá z nich zaujímala špeciálne postavenie a stala sa prototypom nového triedy, respektíve V, R a Q, ktoré teraz obsahujú ďalšie asteroidy. Z veľkej skupiny C-asteroidov boli následne odlíšené triedy B, F a G. Moderná klasifikácia zahŕňa 14 typov asteroidov, označených (v poradí podľa klesajúceho počtu členov) písmenami S, C, M, D, F. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Keďže albedo asteroidov C je nižšie ako asteroidov S, dochádza k pozorovacej selekcii: tmavé asteroidy C je ťažšie odhaliť. Ak to vezmeme do úvahy, najpočetnejším typom sú C-asteroidy. Z porovnania spektier asteroidov rôznych typov so spektrami vzoriek čistých minerálov vznikli tri veľké skupiny: primitívne (C, D, P, Q), metamorfné (F, G, B, T) a magmatické (S M, E, A, V, R). Povrchy primitívnych asteroidov sú bohaté na uhlík a vodu; metamorfné obsahujú menej vody a prchavých látok ako primitívne; magmatické sú pokryté zložitými minerálmi, ktoré vznikli pravdepodobne z taveniny. Vnútorná oblasť hlavného pásu asteroidov je bohato osídlená magmatickými asteroidmi, v strednej časti pásu prevládajú metamorfované asteroidy a na periférii dominujú primitívne asteroidy. To naznačuje, že počas formovania Slnečnej sústavy bol v páse asteroidov prudký teplotný gradient. Klasifikácia asteroidov na základe ich spektier zoskupuje telesá podľa zloženia povrchu. Ale ak vezmeme do úvahy prvky ich dráh (hlavná poloosa, excentricita, sklon), potom vyniknú dynamické rodiny asteroidov, ktoré prvýkrát opísal K. Hirayama v roku 1918. Najľudnatejšie z nich sú rodiny Themis, Eos a Coronids. Každá rodina pravdepodobne predstavuje roj úlomkov z relatívne nedávnej kolízie. Systematické štúdium slnečnej sústavy nás vedie k pochopeniu, že veľké dopady sú skôr pravidlom ako výnimkou a že ani Zem voči nim nie je imúnna.
Meteority. Meteoroid je malé teleso obiehajúce okolo Slnka. Meteor je meteoroid, ktorý vletel do atmosféry planéty a zahrial sa do bodu lesku. A ak jeho zvyšok dopadol na povrch planéty, nazýva sa meteorit. Meteorit sa považuje za „spadnutý“, ak existujú očití svedkovia, ktorí pozorovali jeho let v atmosfére; inak sa tomu hovorí "nájdený". „Nájdených“ meteoritov je podstatne viac ako „spadnutých“. Často ich nachádzajú turisti alebo roľníci pracujúci na poli. Keďže meteority majú tmavú farbu a sú ľahko viditeľné na snehu, antarktické ľadové polia sú vynikajúcim miestom na ich hľadanie, kde už boli nájdené tisíce meteoritov. Meteorit bol prvýkrát objavený v Antarktíde v roku 1969 skupinou japonských geológov, ktorí študovali ľadovce. Našli 9 úlomkov ležiacich v blízkosti, ale patriacich štyrom rôznym typom meteoritov. Ukázalo sa, že meteority, ktoré dopadli na ľad na rôznych miestach, sa zhromažďujú tam, kde sa ľadové polia pohybujúce sa rýchlosťou niekoľkých metrov za rok zastavia a opierajú sa o horské masívy. Vietor ničí a vysušuje vrchné vrstvy ľadu (dochádza k suchej sublimácii - ablácii) a meteority sa koncentrujú na povrchu ľadovca. Takýto ľad má modrastú farbu a je ľahko viditeľný zo vzduchu, čo vedci využívajú pri štúdiu miest, ktoré sú sľubné pre zber meteoritov. Významný pád meteoritu nastal v roku 1969 v Chihuahua (Mexiko). Prvý z mnohých veľkých úlomkov sa našiel neďaleko domu v dedine Pueblito de Allende a podľa tradície boli všetky nájdené úlomky tohto meteoritu zjednotené pod názvom Allende. Pád meteoritu Allende sa zhodoval so začiatkom lunárneho programu Apollo a dal vedcom príležitosť vyvinúť metódy na analýzu mimozemských vzoriek. V posledných rokoch boli niektoré meteority obsahujúce biele úlomky uložené v tmavšej materskej hornine identifikované ako mesačné fragmenty. Meteorit Allende patrí k chondritom, dôležitej podskupine kamenných meteoritov. Nazývajú sa tak preto, lebo obsahujú chondruly (z gréckeho chondros, zrno) – najstaršie guľovité častice, ktoré kondenzovali v protoplanetárnej hmlovine a potom sa stali súčasťou neskorších hornín. Takéto meteority umožňujú odhadnúť vek slnečnej sústavy a jej pôvodné zloženie. Inklúzie Allendeho meteoritu bohaté na vápnik a hliník, ktoré ako prvé kondenzujú kvôli ich vysokému bodu varu, majú vek rádioaktívneho rozpadu 4,559 ± 0,004 miliardy rokov. Ide o najpresnejší odhad veku slnečnej sústavy. Všetky meteority navyše nesú „historické záznamy“ spôsobené dlhodobým vplyvom galaktického kozmického žiarenia, slnečného žiarenia a slnečného vetra. Štúdiom škôd spôsobených kozmickým žiarením môžeme povedať, ako dlho bol meteorit na obežnej dráhe, kým sa dostal pod ochranu zemskej atmosféry. Priama súvislosť medzi meteoritmi a Slnkom vyplýva zo skutočnosti, že elementárne zloženie najstarších meteoritov - chondritov - presne opakuje zloženie slnečnej fotosféry. Jediné prvky, ktorých obsah sa líši, sú prchavé, ako napríklad vodík a hélium, ktoré sa z meteoritov počas ich ochladzovania hojne vyparovali, ako aj lítium, ktoré čiastočne „shorelo“ na Slnku pri jadrových reakciách. Pojmy „solárne zloženie“ a „chondritové zloženie“ sa pri opise vyššie uvedeného „receptu na slnečnú hmotu“ používajú zameniteľne. Kamenné meteority, ktorých zloženie sa líši od zloženia slnka, sa nazývajú achondrity.
Malé fragmenty. Blízky slnečný priestor je vyplnený malými časticami, ktorých zdrojom sú rozpadávajúce sa jadrá komét a zrážky telies hlavne v páse asteroidov. Najmenšie častice sa postupne približujú k Slnku v dôsledku Poyntingovho-Robertsonovho javu (spočíva v tom, že tlak slnečného svetla na pohybujúcu sa časticu nesmeruje presne po čiare Slnko-častica, ale v dôsledku svetelnej aberácie vychýlil späť a preto spomalil pohyb častice). Pád malých častíc na Slnko je kompenzovaný ich neustálym rozmnožovaním, takže v rovine ekliptiky vždy dochádza k hromadeniu prachu, ktorý rozptyľuje slnečné lúče. V najtemnejších nociach je badateľný v podobe zodiakálneho svetla, tiahnuceho sa v širokom páse pozdĺž ekliptiky na západe po západe slnka a na východe pred východom slnka. V blízkosti Slnka sa svetlo zverokruhu mení na falošnú korónu (F-corona, z false), ktorá je viditeľná len pri úplnom zatmení. So zvyšujúcou sa uhlovou vzdialenosťou od Slnka jas zodiakálneho svetla rýchlo klesá, ale v antisolárnom bode ekliptiky sa opäť zintenzívňuje a vytvára protižiarenie; je to spôsobené tým, že malé čiastočky prachu intenzívne odrážajú svetlo späť. Z času na čas sa do zemskej atmosféry dostanú meteoroidy. Rýchlosť ich pohybu je taká vysoká (v priemere 40 km/s), že takmer všetky, okrem tých najmenších a najväčších, zhoria vo výške okolo 110 km a zanechajú dlhé svietiace chvosty – meteory, alebo padajúce hviezdy. Mnohé meteoroidy sú spojené s dráhami jednotlivých komét, preto sú meteory pozorované častejšie, keď Zem v určitých obdobiach roka prechádza blízko takýchto dráh. Napríklad okolo 12. augusta sa každý rok pozoruje veľa meteorov, keď Zem pretína roj Perzeíd, spojený s časticami stratenými kométou 1862 III. Ďalšia spŕška – Orionidy – okolo 20. októbra je spojená s prachom z Halleyovej kométy.
pozri tiež METEOR. Častice menšie ako 30 mikrónov sa môžu v atmosfére spomaliť a spadnúť na zem bez toho, aby zhoreli; takéto mikrometeority sa zbierajú na laboratórnu analýzu. Ak častice s veľkosťou niekoľkých centimetrov alebo viac pozostávajú z pomerne hustej látky, potom tiež úplne nespália a padajú na povrch Zeme vo forme meteoritov. Viac ako 90 % z nich sú kamenné; Len špecialista ich dokáže rozlíšiť od zemských hornín. Zvyšných 10 % meteoritov tvorí železo (v skutočnosti ide o zliatinu železa a niklu). Meteority sa považujú za fragmenty asteroidov. Železné meteority boli kedysi súčasťou jadier týchto telies zničených zrážkami. Je možné, že niektoré voľné, prchavé meteority pochádzajú z komét, ale je to nepravdepodobné; S najväčšou pravdepodobnosťou veľké častice komét zhoria v atmosfére a zachovajú sa iba malé. Vzhľadom na to, aké ťažké je pre kométy a asteroidy dosiahnuť Zem, je jasné, aké užitočné je študovať meteority, ktoré nezávisle „prileteli“ na našu planétu z hlbín slnečnej sústavy.
pozri tiež METEORIT.
Kométy. Kométy zvyčajne prichádzajú zo vzdialenej periférie slnečnej sústavy a na krátky čas sa stávajú mimoriadne veľkolepými svietidlami; v tomto čase priťahujú pozornosť každého, ale veľa o ich povahe zostáva stále nejasných. Nová kométa sa zvyčajne objaví nečakane, a preto je takmer nemožné pripraviť vesmírnu sondu na stretnutie s ňou. Samozrejme, možno pomaly pripraviť a poslať sondu na stretnutie s jednou zo stoviek periodických komét, ktorých obežné dráhy sú dobre známe; ale všetky tieto kométy, ktoré sa veľakrát priblížili k Slnku, už zostarli, takmer úplne stratili svoje prchavé látky a zbledli a neaktívne. Len jedna periodická kométa je stále aktívna – Halleyova kométa. Od roku 240 pred Kristom sa pravidelne zaznamenáva jej 30 vystúpení. a pomenoval kométu na počesť astronóma E. Halleyho, ktorý predpovedal jej výskyt v roku 1758. Halleyova kométa má obežnú dobu 76 rokov, perihéliovú vzdialenosť 0,59 AU. a aphelion 35 au. Keď v marci 1986 prekročila rovinu ekliptiky, v ústrety jej pribehla armáda kozmických lodí s päťdesiatimi vedeckými prístrojmi. Obzvlášť dôležité výsledky dosiahli dve sovietske sondy Vega a európska Giotto, ktoré po prvý raz preniesli snímky kometárneho jadra. Ukazujú veľmi nerovný povrch pokrytý krátermi a dva prúdy plynu tryskajúce na slnečnej strane jadra. Objem jadra Halleyovej kométy bol väčší, ako sa očakávalo; jeho povrch, ktorý odráža len 4 % dopadajúceho svetla, je jedným z najtmavších v slnečnej sústave.
Ročne sa pozoruje asi desať komét, z ktorých iba tretina bola objavená skôr. Často sú klasifikované podľa dĺžky ich obežnej doby: krátke obdobie (3 INÉ PLANETÁRNE SYSTÉMY
Z moderných názorov na vznik hviezd vyplýva, že zrod hviezdy slnečného typu musí sprevádzať aj vznik planetárneho systému. Aj keby to platilo len pre hviezdy úplne podobné Slnku (t. j. jednotlivé hviezdy spektrálnej triedy G), tak v tomto prípade aspoň 1 % hviezd v Galaxii (čo je asi 1 miliarda hviezd) musí mať planetárne systémy. Podrobnejšia analýza ukazuje, že všetky hviezdy môžu mať planéty chladnejšie ako spektrálna trieda F, dokonca aj tie, ktoré sú súčasťou binárnych systémov.
V posledných rokoch sa totiž objavili správy o objave planét okolo iných hviezd. Samotné planéty zároveň nie sú viditeľné: ich prítomnosť je zistená miernym pohybom hviezdy spôsobeným jej príťažlivosťou k planéte. Orbitálny pohyb planéty spôsobuje, že sa hviezda „hojdá“ a periodicky mení svoju radiálnu rýchlosť, ktorú možno merať polohou čiar v spektre hviezdy (Dopplerov jav). Do konca roku 1999 bol hlásený objav planét typu Jupiter okolo 30 hviezd, vrátane 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, atď. Slnko a vzdialenosť k najbližším je ich len 15 sv (Gliese 876). rokov. Dva rádiové pulzary (PSR 1257+12 a PSR B1628-26) majú tiež planetárne systémy s hmotnosťou rádu Zeme. Zaznamenať takéto ľahké planéty okolo normálnych hviezd pomocou optickej technológie zatiaľ nebolo možné. Okolo každej hviezdy môžete určiť ekosféru, v ktorej teplota povrchu planéty umožňuje existenciu tekutej vody. Slnečná ekosféra sa rozprestiera od 0,8 do 1,1 AU. Obsahuje Zem, ale nezahŕňa Venušu (0,72 AU) a Mars (1,52 AU). Pravdepodobne v žiadnom planetárnom systéme nevstupuje do ekosféry viac ako 1-2 planéty, na ktorých sú priaznivé podmienky pre život.
DYNAMIKA ORBITÁLNEHO POHYBU
Pohyb planét s vysokou presnosťou sa riadi troma zákonmi I. Keplera (1571-1630), ktoré odvodil z pozorovaní: 1) Planéty sa pohybujú po elipsách, v jednom z ohnísk, v ktorom sa nachádza Slnko. 2) Vektor s polomerom spájajúci Slnko a planétu zametá rovnaké oblasti počas rovnakých časových období počas orbitálneho pohybu planéty. 3) Druhá mocnina obežnej doby je úmerná tretej mocnine hlavnej osi eliptickej obežnej dráhy. Druhý Keplerov zákon vyplýva priamo zo zákona zachovania momentu hybnosti a je z troch najvšeobecnejší. Newton stanovil, že prvý Keplerov zákon platí, ak je príťažlivá sila medzi dvoma telesami nepriamo úmerná štvorcu vzdialenosti medzi nimi, a tretí zákon - ak je táto sila úmerná aj hmotnosti telies. V roku 1873 J. Bertrand dokázal, že vo všeobecnosti len v dvoch prípadoch sa telesá nebudú pohybovať okolo seba po špirále: ak sú priťahované podľa Newtonovho zákona o inverznej štvorci alebo podľa Hookovho zákona o priamej úmernosti (popisujúceho pružnosť pružín) . Pozoruhodnou vlastnosťou slnečnej sústavy je, že hmotnosť centrálnej hviezdy je oveľa väčšia ako hmotnosť ktorejkoľvek z planét, preto je možné s vysokou presnosťou vypočítať pohyb každého člena planetárneho systému v rámci problému pohyb dvoch vzájomne sa gravitujúcich telies – Slnka a jedinej planéty vedľa neho. Jeho matematické riešenie je známe: ak rýchlosť planéty nie je príliš vysoká, potom sa pohybuje po uzavretej periodickej dráhe, ktorú možno presne vypočítať. Problém pohybu viac ako dvoch telies, všeobecne nazývaný „problém N-telesa“, je oveľa ťažší kvôli ich chaotickému pohybu na otvorených dráhach. Táto náhodnosť obežných dráh je zásadne dôležitá a umožňuje nám napríklad pochopiť, ako meteority padajú z pásu asteroidov na Zem.
pozri tiež
KEPLEROVE ZÁKONY;
NEBESKá MECHANIKA;
ORBIT. V roku 1867 D. Kirkwood ako prvý poznamenal, že prázdne miesta („poklopy“) v páse asteroidov sa nachádzajú v takých vzdialenostiach od Slnka, kde je priemerný pohyb úmerný (v celočíselnom pomere) pohybu Jupitera. Inými slovami, asteroidy sa vyhýbajú obežným dráham, na ktorých by ich perióda revolúcie okolo Slnka bola násobkom periódy revolúcie Jupitera. Dva najväčšie Kirkwoodove šrafy sa vyskytujú v pomeroch 3:1 a 2:1. Avšak v blízkosti porovnateľnosti 3:2 existuje prebytok asteroidov spojených touto charakteristikou do skupiny Gilda. Existuje tiež prebytok trójskych asteroidov v pomere 1:1, ktoré obiehajú okolo Jupitera 60° vpredu a 60° za ním. Situácia s trójskymi koňmi je jasná – sú zachytení v blízkosti stabilných bodov Lagrange (L4 a L5) na obežnej dráhe Jupitera, ale ako vysvetliť liahnutie Kirkwooda a skupinu Gilda? Ak by existovali iba šrafy na porovnateľnosti, potom by sa dalo prijať jednoduché vysvetlenie, ktoré navrhol samotný Kirkwood, že asteroidy sú vyvrhované z rezonančných oblastí periodickým vplyvom Jupitera. Ale teraz sa tento obrázok zdá príliš jednoduchý. Numerické výpočty ukázali, že chaotické dráhy prenikajú oblasťami vesmíru blízko rezonancie 3:1 a že úlomky asteroidov, ktoré spadajú do tejto oblasti, menia svoje dráhy z kruhových na predĺžené eliptické, čo ich pravidelne vedie do centrálnej časti Slnečnej sústavy. Na takýchto medziplanetárnych dráhach meteoroidy nežijú dlho (iba niekoľko miliónov rokov), kým narazia na Mars alebo Zem a s miernym vynechaním sú odhodené na perifériu Slnečnej sústavy. Hlavným zdrojom padajúcich meteoritov na Zem sú teda Kirkwoodske prielezy, cez ktoré prechádzajú chaotické dráhy fragmentov asteroidov. Samozrejme, existuje veľa príkladov vysoko usporiadaných rezonančných pohybov v Slnečnej sústave. Presne tak sa pohybujú satelity v blízkosti planét, napríklad Mesiac, ktorý je k Zemi obrátený vždy tou istou pologuľou, keďže jeho obežná doba sa zhoduje s osovou. Príkladom ešte vyššej synchronizácie je systém Pluto-Charon, v ktorom sa nielen na satelite, ale aj na planéte „deň rovná mesiacu“. Pohyb Merkúra je intermediárneho charakteru, jeho axiálna rotácia a orbitálna rotácia sú v rezonančnom pomere 3:2. Nie všetky telesá sa však správajú tak jednoducho: napríklad v nesférickom Hyperione sa vplyvom gravitácie Saturna chaoticky prevracia os rotácie. Vývoj satelitných dráh ovplyvňuje viacero faktorov. Keďže planéty a satelity nie sú bodové hmoty, ale rozšírené objekty, a navyše gravitačná sila závisí od vzdialenosti, rôzne časti tela satelitu, ktoré sa nachádzajú v rôznych vzdialenostiach od planéty, sú k nemu priťahované rôznymi spôsobmi; to isté platí pre príťažlivosť pôsobiacu zo satelitu na planétu. Tento rozdiel v silách spôsobuje odliv a odliv mora a dáva synchrónne rotujúcim satelitom mierne sploštený tvar. Satelit a planéta v sebe spôsobujú slapové deformácie a to ovplyvňuje ich orbitálny pohyb. Stredná pohybová rezonancia 4:2:1 Jupiterových mesiacov Io, Europa a Ganymede, ktorú prvýkrát podrobne študoval Laplace vo svojej Nebeskej mechanike (zv. 4, 1805), sa nazýva Laplaceova rezonancia. Len pár dní pred priblížením sondy Voyager 1 k Jupiteru, 2. marca 1979, astronómovia Peale, Cassin a Reynolds publikovali „The Melting of Io by Tidal Dissipation“, ktorá predpovedala aktívny vulkanizmus na tomto mesiaci kvôli jeho vedúcej úlohe pri udržiavaní 4:2:1 rezonancia. Voyager 1 skutočne objavil aktívne sopky na Io, také silné, že na fotografiách povrchu satelitu nie je viditeľný jediný meteoritový kráter: jeho povrch je tak rýchlo pokrytý produktmi erupcie.
VZNIK SLNEČNEJ SÚSTAVY
Otázka, ako vznikla slnečná sústava, je možno najťažšia v planetárnej vede. Na zodpovedanie tejto otázky máme stále málo údajov, ktoré by nám pomohli zrekonštruovať zložité fyzikálne a chemické procesy, ktoré sa odohrali v tej vzdialenej ére. Teória vzniku Slnečnej sústavy musí vysvetľovať mnohé fakty, vrátane jej mechanického stavu, chemického zloženia a údajov o chronológii izotopov. V tomto prípade je žiaduce spoliehať sa na skutočné javy pozorované v blízkosti formujúcich sa a mladých hviezd.
Mechanický stav. Planéty obiehajú okolo Slnka rovnakým smerom, po takmer kruhových dráhach ležiacich takmer v rovnakej rovine. Väčšina z nich sa otáča okolo svojej osi v rovnakom smere ako Slnko. To všetko naznačuje, že predchodcom Slnečnej sústavy bol rotujúci disk, ktorý prirodzene vzniká pri stláčaní samogravitačného systému so zachovaním momentu hybnosti a z toho vyplývajúcim zvýšením uhlovej rýchlosti. (Moment hybnosti planéty alebo moment hybnosti planéty je súčinom hmotnosti vynásobenej jej vzdialenosťou od Slnka a jej obežnej rýchlosti. Moment hybnosti Slnka je určený jej axiálnou rotáciou a je približne rovný hmotnosti vynásobenej jej polomerom a krát jej rýchlosť otáčania planét je zanedbateľná.) Slnko obsahuje 99% hmotnosti slnečnej sústavy, ale len cca. 1 % svojho momentu hybnosti. Teória by mala vysvetliť, prečo je väčšina hmoty systému sústredená v Slnku a prevažná väčšina momentu hybnosti je vo vonkajších planétach. Dostupné teoretické modely formovania Slnečnej sústavy naznačujú, že na začiatku sa Slnko otáčalo oveľa rýchlejšie ako teraz. Moment hybnosti z mladého Slnka bol potom prenesený do vonkajších častí Slnečnej sústavy; Astronómovia sa domnievajú, že gravitačné a magnetické sily spomalili rotáciu Slnka a zrýchlili pohyb planét. Približné pravidlo pre pravidelné rozloženie vzdialeností planét od Slnka (Titiovo-Bodeho pravidlo) je známe už dve storočia, no neexistuje preň vysvetlenie. V systémoch satelitov vonkajších planét možno vysledovať rovnaké vzorce ako v planetárnom systéme ako celku; Procesy ich formovania mali pravdepodobne veľa spoločného.
pozri tiež BODEOV ZÁKON.
Chemické zloženie. V Slnečnej sústave existuje silný gradient (rozdiel) v chemickom zložení: planéty a satelity v blízkosti Slnka pozostávajú zo žiaruvzdorných materiálov, zatiaľ čo vzdialené telesá obsahujú veľa prchavých prvkov. To znamená, že pri vzniku slnečnej sústavy došlo k veľkému teplotnému gradientu. Moderné astrofyzikálne modely chemickej kondenzácie naznačujú, že počiatočné zloženie protoplanetárneho oblaku bolo blízke zloženiu medzihviezdneho média a Slnka: hmotnostne až 75 % vodíka, až 25 % hélia a menej ako 1 % všetkých ostatných prvkov. . Tieto modely úspešne vysvetľujú pozorované zmeny chemického zloženia v slnečnej sústave. Chemické zloženie vzdialených objektov možno posúdiť na základe ich priemernej hustoty, ako aj spektier ich povrchu a atmosféry. Dalo by sa to urobiť oveľa presnejšie analýzou vzoriek planetárnej hmoty, ale zatiaľ máme len vzorky z Mesiaca a meteoritov. Štúdiom meteoritov začíname chápať chemické procesy v prvotnej hmlovine. Proces aglomerácie veľkých planét z malých častíc však zostáva nejasný.
Izotopové údaje. Izotopové zloženie meteoritov naznačuje, že vznik Slnečnej sústavy nastal pred 4,6 ± 0,1 miliardami rokov a netrval viac ako 100 miliónov rokov. Anomálie v izotopoch neónu, kyslíka, horčíka, hliníka a ďalších prvkov naznačujú, že počas kolapsu medzihviezdneho oblaku, z ktorého sa zrodila Slnečná sústava, do neho spadli produkty výbuchu neďalekej supernovy.
pozri tiež IZOTOPY; SUPERNOVA .
Tvorba hviezd. Hviezdy sa rodia v procese kolapsu (stláčania) medzihviezdnych oblakov plynu a prachu. Tento proces ešte nebol podrobne študovaný. Existujú pozorovacie dôkazy, že rázové vlny z výbuchov supernov môžu stlačiť medzihviezdnu hmotu a stimulovať kolaps oblakov na hviezdy.
pozri tiež GRAVITAČNÝ KOLAPS. Predtým, ako mladá hviezda dosiahne stabilný stav, podstúpi fázu gravitačnej kompresie z protohviezdnej hmloviny. Základné informácie o tomto štádiu hviezdneho vývoja sa získavajú štúdiom mladých hviezd T Tauri. Zdá sa, že tieto hviezdy sú stále v stave kompresie a ich vek nepresahuje 1 milión rokov. Typicky sa ich hmotnosti pohybujú od 0,2 do 2 hmotností Slnka. Vykazujú známky silnej magnetickej aktivity. Spektrá niektorých hviezd T Tauri obsahujú zakázané čiary, ktoré sa objavujú iba v plyne s nízkou hustotou; Sú to pravdepodobne zvyšky protohviezdnej hmloviny obklopujúcej hviezdu. Hviezdy T Tauri sa vyznačujú rýchlymi fluktuáciami ultrafialového a röntgenového žiarenia. Mnohé z nich vykazujú silnú infračervenú emisiu a kremíkové spektrálne čiary, čo naznačuje, že hviezdy sú obklopené prachovými mrakmi. Napokon, hviezdy T Tauri majú silné hviezdne vetry. Predpokladá sa, že v ranom období svojho vývoja Slnko prešlo aj stupňom T Tauri a že práve v tomto období boli prchavé prvky vytlačené z vnútorných oblastí Slnečnej sústavy. Niektoré formujúce sa hviezdy strednej hmotnosti vykazujú silný nárast svietivosti a odlupovanie obálok za menej ako rok. Takéto javy sa nazývajú FU Orion erupcie. Hviezda T Tauri zažila takýto výbuch aspoň raz. Predpokladá sa, že väčšina mladých hviezd prechádza štádiom výbuchu typu FU Orionis. Mnoho ľudí vidí dôvod vzplanutia v tom, že z času na čas sa rýchlosť narastania na mladú hviezdu hmoty z okolitého plyno-prachového disku zvyšuje. Ak by Slnko tiež zažilo jednu alebo viac erupcií FU Orionis na začiatku svojho vývoja, výrazne by to ovplyvnilo prchavé látky v centrálnej slnečnej sústave. Pozorovania a výpočty ukazujú, že v blízkosti vznikajúcej hviezdy sa vždy nachádzajú zvyšky protohviezdnej hmoty. Mohlo by sa sformovať do sprievodnej hviezdy alebo planetárneho systému. V skutočnosti mnohé hviezdy tvoria binárne a viacnásobné systémy. Ale ak hmotnosť spoločníka nepresahuje 1% hmotnosti Slnka (10 hmotností Jupitera), potom teplota v jeho jadre nikdy nedosiahne hodnotu potrebnú na to, aby došlo k termonukleárnym reakciám. Takéto nebeské teleso sa nazýva planéta.
Teórie formovania. Vedecké teórie o formovaní Slnečnej sústavy možno rozdeliť do troch kategórií: prílivová, akrečná a hmlovina. O posledné menované je v súčasnosti najväčší záujem. Slapová teória, ktorú zrejme prvýkrát navrhol Buffon (1707-1788), priamo nespája vznik hviezd a planét. Predpokladá sa, že iná hviezda letiaca okolo Slnka prostredníctvom slapovej interakcie vytiahla z neho (alebo zo seba) prúd hmoty, z ktorej vznikli planéty. Táto myšlienka čelí mnohým fyzickým problémom; napríklad horúci materiál vyvrhnutý z hviezdy by mal skôr prskať ako kondenzovať. Teraz je teória prílivu a odlivu nepopulárna, pretože nedokáže vysvetliť mechanické vlastnosti slnečnej sústavy a predstavuje jej zrod ako náhodnú a extrémne zriedkavú udalosť. Akréčná teória naznačuje, že mladé Slnko zachytilo materiál z budúceho planetárneho systému pri prelete hustým medzihviezdnym oblakom. V skutočnosti sa mladé hviezdy zvyčajne nachádzajú v blízkosti veľkých medzihviezdnych oblakov. V rámci akréčnej teórie je však ťažké vysvetliť gradient chemického zloženia v planetárnom systéme. Najrozvinutejšia a všeobecne akceptovaná je teraz hmlovinová hypotéza, ktorú navrhol Kant na konci 18. storočia. Jeho základnou myšlienkou je, že Slnko a planéty vznikli súčasne z jedného rotujúceho oblaku. Zmršťovaním sa zmenil na disk, v strede ktorého vzniklo Slnko a na periférii planéty. Všimnite si, že táto myšlienka sa líši od Laplaceovej hypotézy, podľa ktorej sa Slnko najprv sformovalo z oblaku a potom, keď sa zmršťovalo, odstredivá sila odtrhla prstence plynu z rovníka, ktoré sa neskôr skondenzovali na planéty. Laplaceova hypotéza čelí fyzickým ťažkostiam, ktoré neboli prekonané 200 rokov. Najúspešnejšiu modernú verziu nebulárnej teórie vytvoril A. Cameron a jeho kolegovia. V ich modeli bola protoplanetárna hmlovina približne dvakrát tak hmotná ako súčasný planetárny systém. Počas prvých 100 miliónov rokov z neho formujúce sa Slnko aktívne vyvrhovalo hmotu. Toto správanie je typické pre mladé hviezdy, ktoré sa podľa prototypu nazývajú hviezdy T Tauri. Rozloženie tlaku a teploty hmoty hmloviny v Cameronovom modeli dobre súhlasí s gradientom chemického zloženia Slnečnej sústavy. Je teda najpravdepodobnejšie, že Slnko a planéty vznikli z jedného kolabujúceho oblaku. V jeho centrálnej časti, kde bola vyššia hustota a teplota, sa zachovali len žiaruvzdorné látky a na periférii sa zachovali aj prchavé látky; to vysvetľuje gradient chemického zloženia. Podľa tohto modelu by mal vznik planetárneho systému sprevádzať skorý vývoj všetkých hviezd slnečného typu.
Rast planét. Existuje mnoho scenárov pre rast planéty. Planéty mohli vzniknúť náhodnými zrážkami a adhéziami malých telies nazývaných planetesimály. Ale možno sa malé telesá v dôsledku gravitačnej nestability spojili do väčších vo veľkých skupinách naraz. Nie je jasné, či akumulácia planét prebiehala v plynnom alebo bezplynnom prostredí. V plynnej hmlovine sa rozdiely teplôt vyrovnávajú, ale keď časť plynu kondenzuje na prachové zrniečka a zvyšný plyn je strhnutý hviezdnym vetrom, priehľadnosť hmloviny sa prudko zvyšuje a v hmlovine vzniká silný teplotný gradient. systém. Stále nie je celkom jasné, aké sú charakteristické časy pre kondenzáciu plynu na prachové zrnká, akumuláciu prachových zŕn do planetezimál a pribúdanie planetezimál do planét a ich satelitov.
ŽIVOT V SLNEČNEJ SÚSTAVE
Predpokladalo sa, že život v slnečnej sústave kedysi existoval aj mimo Zeme a možno stále existuje. Nástup vesmírnej technológie umožnil začať priame testovanie tejto hypotézy. Ukázalo sa, že Merkúr je príliš horúci a bez atmosféry a vody. Venuša je tiež veľmi horúca – na jej povrchu sa topí olovo. Možnosť života v hornej vrstve oblakov Venuše, kde sú oveľa miernejšie podmienky, nie je stále ničím iným ako fantáziou. Mesiac a asteroidy vyzerajú úplne sterilne. Veľké nádeje sa vkladali do Marsu. Systémy tenkých rovných čiar – „kanálov“, spozorované ďalekohľadom pred 100 rokmi, potom viedli k diskusii o umelých zavlažovacích štruktúrach na povrchu Marsu. Teraz však vieme, že podmienky na Marse sú pre život nepriaznivé: studený, suchý, veľmi riedky vzduch a v dôsledku toho silné ultrafialové žiarenie zo Slnka, sterilizujúce povrch planéty. Prístroje Viking lander nezaznamenali organickú hmotu v pôde Marsu. Je pravda, že existujú náznaky, že klíma Marsu sa výrazne zmenila a kedysi mohla byť pre život priaznivejšia. Je známe, že v dávnej minulosti bola na povrchu Marsu voda, keďže detailné snímky planéty ukazujú stopy vodnej erózie, pripomínajúce rokliny a suché korytá riek. Dlhodobé zmeny marťanskej klímy môžu byť spojené so zmenami sklonu polárnej osi. S miernym zvýšením teploty planéty môže byť atmosféra 100-krát hustejšia (v dôsledku vyparovania ľadu). Je teda možné, že na Marse kedysi existoval život. Na túto otázku budeme vedieť odpovedať až po podrobnom preštudovaní vzoriek marťanskej pôdy. Doručiť ich na Zem je však náročná úloha. Našťastie existujú silné dôkazy, že z tisícov meteoritov nájdených na Zemi aspoň 12 pochádza z Marsu. Nazývajú sa meteority SNC, pretože prvé z nich boli nájdené v blízkosti osád Shergotty (Shergotty, India), Nakhla (Nakhla, Egypt) a Chassigny (Chassigny, Francúzsko). Meteorit ALH 84001, ktorý sa nachádza v Antarktíde, je oveľa starší ako ostatné a obsahuje polycyklické aromatické uhľovodíky, pravdepodobne biologického pôvodu. Predpokladá sa, že prišiel na Zem z Marsu, pretože jeho pomer izotopov kyslíka nie je rovnaký ako v pozemských horninách alebo meteoritoch bez SNC, ale skôr rovnaký ako v meteorite EETA 79001, ktorý obsahuje sklá obsahujúce bubliny obsahujúce vzácne plyny odlišné od Zem, ale v súlade s atmosférou Marsu. Hoci atmosféra obrovských planét obsahuje veľa organických molekúl, je ťažké uveriť, že bez pevného povrchu by tam mohol existovať život. V tomto zmysle je oveľa zaujímavejší Saturnov satelit Titan, ktorý má nielen atmosféru s organickými zložkami, ale aj pevný povrch, kde sa môžu hromadiť produkty fúzie. Pravda, teplota tohto povrchu (90 K) je vhodnejšia na skvapalňovanie kyslíka. Pozornosť biológov preto viac priťahuje Jupiterov satelit Európa, ktorý síce nemá atmosféru, no má pod ľadovým povrchom zjavne oceán tekutej vody. Niektoré kométy takmer určite obsahujú zložité organické molekuly vzniknuté počas formovania slnečnej sústavy. Ale je ťažké si predstaviť život na kométe. Takže zatiaľ nemáme žiadne dôkazy o tom, že život v slnečnej sústave existuje niekde mimo Zeme. Niekto by sa mohol opýtať: Aké sú schopnosti vedeckých prístrojov v súvislosti s hľadaním mimozemského života? Dokáže moderná vesmírna sonda zistiť prítomnosť života na vzdialenej planéte? Mohlo by napríklad Galileo odhaliť život a inteligenciu na Zemi, keď okolo nej dvakrát preletel pri vykonávaní gravitačných manévrov? Na snímkach Zeme prenášaných sondou nebolo možné zaznamenať známky inteligentného života, no signály z našich rozhlasových a televíznych staníc zachytené prijímačmi Galileo sa stali zjavným dôkazom jeho prítomnosti. Sú úplne odlišné od žiarenia prirodzených rádiových staníc – polárnych žiar, oscilácií plazmy v zemskej ionosfére, slnečných erupcií – a okamžite odhaľujú prítomnosť technickej civilizácie na Zemi. Ako sa prejavuje nerozumný život? Televízna kamera Galileo zachytila zábery Zeme v šiestich úzkych spektrálnych rozsahoch. Vo filtroch 0,73 a 0,76 mikrónu sa niektoré oblasti zeme javia zelené kvôli silnej absorpcii červeného svetla, čo nie je typické pre púšte a skaly. Najjednoduchší spôsob, ako to vysvetliť, je, že na povrchu planéty je prítomný nejaký nosič neminerálneho pigmentu, ktorý absorbuje červené svetlo. Vieme, že túto nezvyčajnú absorpciu svetla spôsobuje chlorofyl, ktorý rastliny využívajú na fotosyntézu. Žiadne iné teleso v slnečnej sústave nemá takú zelenú farbu. Infračervený spektrometer Galileo navyše zaznamenal prítomnosť molekulárneho kyslíka a metánu v zemskej atmosfére. Prítomnosť metánu a kyslíka v zemskej atmosfére naznačuje biologickú aktivitu na planéte. Môžeme teda konštatovať, že naše medziplanetárne sondy sú schopné odhaliť známky aktívneho života na povrchu planét. Ak sa však pod ľadovou škrupinou Európy skrýva život, je nepravdepodobné, že by ho prelietajúce vozidlo odhalilo.
Geografický slovník
Ide o systém planét, v strede ktorého je jasná hviezda, zdroj energie, tepla a svetla - Slnko.
Podľa jednej teórie Slnko vzniklo spolu so Slnečnou sústavou asi pred 4,5 miliardami rokov v dôsledku výbuchu jednej alebo viacerých supernov. Spočiatku bola Slnečná sústava mrakom častíc plynu a prachu, ktoré v pohybe a pod vplyvom svojej hmoty vytvorili disk, v ktorom vznikla nová hviezda, Slnko a celá naša Slnečná sústava.
V strede slnečnej sústavy je Slnko, okolo ktorého na obežnej dráhe obieha deväť veľkých planét. Keďže Slnko je posunuté zo stredu obežných dráh planét, počas cyklu revolúcie okolo Slnka sa planéty na svojich dráhach buď približujú alebo vzďaľujú.
Existujú dve skupiny planét:
Zemské planéty: A . Tieto planéty sú malej veľkosti so skalnatým povrchom a sú najbližšie k Slnku.
Obrie planéty: A . Sú to veľké planéty, ktoré pozostávajú hlavne z plynu a vyznačujú sa prítomnosťou prstencov pozostávajúcich z ľadového prachu a mnohých kamenných kúskov.
A tu nespadá do žiadnej skupiny, pretože sa napriek svojej polohe v slnečnej sústave nachádza príliš ďaleko od Slnka a má veľmi malý priemer, len 2320 km, čo je polovica priemeru Merkúra.
Planéty Slnečnej sústavy
Začnime fascinujúce zoznámenie sa s planétami Slnečnej sústavy v poradí ich polohy od Slnka a tiež zvážime ich hlavné satelity a niektoré ďalšie vesmírne objekty (kométy, asteroidy, meteority) v gigantických priestoroch našej planetárnej sústavy.
Jupiterove prstence a mesiace: Európa, Io, Ganymede, Callisto a iné...
Planétu Jupiter obklopuje celá rodina 16 satelitov a každý z nich má svoje jedinečné vlastnosti...
Prstene a mesiace Saturna: Titan, Enceladus a iné...
Charakteristické prstence má nielen planéta Saturn, ale aj iné obrie planéty. Okolo Saturnu sú prstence obzvlášť dobre viditeľné, pretože pozostávajú z miliárd malých častíc, ktoré sa točia okolo planéty, okrem niekoľkých prstencov má Saturn 18 satelitov, z ktorých jeden je Titan, jeho priemer je 5000 km, čo ho robí najväčší satelit v slnečnej sústave...
Prstene a mesiace Uránu: Titania, Oberon a ďalší...
Planéta Urán má 17 satelitov a podobne ako iné obrie planéty, aj tu sú tenké prstence, ktoré prakticky nemajú schopnosť odrážať svetlo, takže boli objavené nie tak dávno v roku 1977 úplnou náhodou...
Prstene a mesiace Neptúna: 
Triton, Nereid a ďalší...
Spočiatku, pred prieskumom Neptúna kozmickou loďou Voyager 2, boli známe dva satelity planéty - Triton a Nerida. Zaujímavým faktom je, že satelit Triton má opačný smer orbitálneho pohybu; na satelite boli objavené aj podivné sopky, ktoré vyvrhovali plynný dusík ako gejzíry a šírili hmotu tmavej farby (z kvapaliny na paru) mnoho kilometrov do atmosféry. Počas svojej misie Voyager 2 objavil ďalších šesť mesiacov planéty Neptún...
