Слънцето е планета от Слънчевата система. Външна област на Слънчевата система

Не толкова отдавна, всеки образован човекна въпроса колко планети има в Слънчевата система, той би отговорил без колебание – девет. И щеше да е прав. Ако не следите особено събитията в света на астрономията и не сте редовен зрител на Discovery Channel, то днес ще отговорите на същия въпрос на поставения въпрос. Този път обаче ще сгрешите.

И тук е работата. През 2006 г., а именно на 26 август, 2,5 хиляди участници в конгреса на Международния астрономически съюз взеха сензационно решение и всъщност зачеркнаха Плутон от списъка на планетите в Слънчевата система, тъй като 76 години след откриването той престана да се среща изискванията, поставени от учените към планетите.

Нека първо да разберем какво е планета, а също и колко планети в Слънчевата система са ни оставили астрономите и да разгледаме всяка от тях поотделно.

Малко история

Преди това за планета се смяташе всяко тяло, което се върти около звезда, свети с отразена от нея светлина и има размер, по-голям от този на астероидите.

Дори в древна Гърция се споменават седем светещи тела, които се движат по небето на фона на неподвижни звезди. Тези космически тела бяха: Слънце, Меркурий, Венера, Луна, Марс, Юпитер и Сатурн. Земята не беше включена в този списък, тъй като древните гърци смятаха Земята за център на всички неща. И едва през 16 век Николай Коперник в научната си работа, озаглавена „За революцията на небесните сфери“, стига до извода, че не Земята, а Слънцето трябва да бъде в центъра на планетарната система. Следователно Слънцето и Луната бяха премахнати от списъка, а Земята беше добавена към него. И след появата на телескопите бяха добавени Уран и Нептун, съответно през 1781 и 1846 г.
Плутон се смяташе за последната открита планета в Слънчевата система от 1930 г. до неотдавна.

И сега, почти 400 години след като Галилео Галилей създаде първия в света телескоп за наблюдение на звезди, астрономите стигнаха до следващото определение за планета.

Планета- това е небесно тяло, което трябва да отговаря на четири условия:
тялото трябва да се върти около звезда (например около Слънцето);
тялото трябва да има достатъчна гравитация, за да бъде сферична или близо до нея;
тялото не трябва да има други големи тела в близост до орбитата си;

Не е задължително тялото да е звезда.

На свой ред звезда- Това е космическо тяло, което излъчва светлина и е мощен източник на енергия. Това се обяснява, първо, с протичащите в него термоядрени реакции, и второ, с процесите на гравитационно компресиране, в резултат на което голяма сумаенергия.

Планети от слънчевата система днес

слънчева система- Това е планетарна система, която се състои от централна звезда - Слънцето - и всички естествени космически обекти, въртящи се около нея.

И така, днес слънчевата система се състои от от осемте планети: четири вътрешни, така наречените земни планети, и четири външни планети, наречени газови гиганти.
Земните планети включват Земя, Меркурий, Венера и Марс. Всички те се състоят главно от силикати и метали.

Външните планети са Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Съставът на газовите гиганти се състои главно от водород и хелий.

Размерите на планетите в Слънчевата система варират както в рамките на групите, така и между групите. И така, газовите гиганти са много по-големи и по-масивни от планетите от земната група.
Най-близо до Слънцето е Меркурий, след това по разстояние: Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Би било погрешно да се вземат предвид характеристиките на планетите на Слънчевата система, без да се обърне внимание на нейния основен компонент: самото Слънце. Затова ще започнем с него.

слънце

Слънцето е звездата, дала началото на целия живот в Слънчевата система. Около него се въртят планети, планети джуджета и техните спътници, астероиди, комети, метеорити и космически прах.

Слънцето е възникнало преди около 5 милиарда години, то е сферична, гореща плазмена топка и има маса, която е повече от 300 хиляди пъти по-голяма от масата на Земята. Температурата на повърхността е над 5000 градуса по Келвин, а температурата в сърцевината е над 13 милиона K.

Слънцето е една от най-големите и ярки звезди в нашата галактика, която се нарича галактика Млечен път. Слънцето се намира на разстояние около 26 хиляди светлинни години от центъра на Галактиката и прави пълна обиколка около него за около 230-250 милиона години! За сравнение Земята прави пълна обиколка около Слънцето за 1 година.

живак

Меркурий е най-малката планета в системата и е най-близо до Слънцето. Меркурий няма спътници.

Повърхността на планетата е покрита с кратери, възникнали преди около 3,5 милиарда години в резултат на масово бомбардиране от метеорити. Диаметърът на кратерите може да варира от няколко метра до повече от 1000 км.

Атмосферата на Меркурий е силно разредена, състои се главно от хелий и се духа от слънчевия вятър. Тъй като планетата се намира много близо до Слънцето и няма атмосфера, която да поддържа топлина през нощта, температурата на повърхността варира от -180 до +440 градуса по Целзий.

По земните стандарти Меркурий прави пълна обиколка около Слънцето за 88 дни. От друга страна, денят на Меркурий е равен на 176 земни дни.

Венера

Венера е втората най-близка планета до Слънцето в Слънчевата система. Венера е само малко по-малка от Земята, поради което понякога се нарича "сестрата на Земята". Няма сателити.

Атмосферата се състои от въглероден двуокисс примеси на азот и кислород. Налягането на въздуха на планетата е повече от 90 атмосфери, което е 35 пъти повече от земното.

Въглеродният диоксид и в резултат на това парниковият ефект, плътната атмосфера, както и близостта до Слънцето позволяват на Венера да носи титлата "най-горещата планета". Температурата на повърхността му може да достигне 460°C.

Венера е един от най-ярките обекти на земното небе след Слънцето и Луната.

Земята

Земята е единствената известна планета във вселената днес, на която има живот. Земята има големи размери, маса и плътност сред така наречените вътрешни планети на Слънчевата система.

Възрастта на Земята е около 4,5 милиарда години, а животът се е появил на планетата преди около 3,5 милиарда години. Луната е естествен спътник, най-големият от спътниците на планетите от земната група.

Атмосферата на Земята е фундаментално различна от атмосферите на други планети поради наличието на живот. По-голямата част от атмосферата е азот, но също така съдържа кислород, аргон, въглероден диоксид и водни пари. Озонов слойи магнитното поле на Земята от своя страна отслабват животозастрашаващите ефекти на слънчевата и космическата радиация.

Благодарение на въглеродния диоксид, съдържащ се в атмосферата, парниковият ефект се осъществява и на Земята. Не се появява толкова силно, колкото на Венера, но без него температурата на въздуха би била с около 40 ° C по-ниска. Без атмосферата температурните колебания биха били много значителни: според учените от -100 ° C през нощта до + 160 ° C през деня.

Около 71% от повърхността на Земята е заета от океаните, останалите 29% са континенти и острови.

Марс

Марс е седмата по големина планета в Слънчевата система. „Червената планета“, както я наричат още поради наличието на голямо количество железен оксид в почвата. Марс има две луни: Деймос и Фобос.
Атмосферата на Марс е силно разредена, а разстоянието до Слънцето е почти един и половина пъти по-голямо от това на Земята. Следователно средната годишна температура на планетата е -60 ° C, а температурните спадове на места достигат 40 градуса през деня.

Отличителни черти на повърхността на Марс са ударни кратери и вулкани, долини и пустини, ледени полярни шапки като тези на Земята. Най-високата планина в Слънчевата система се намира на Марс: изгасналият вулкан Олимп, чиято височина е 27 км! Както и най-големият каньон: Долината на моряка, чиято дълбочина достига 11 км, а дължината е 4500 км.

Юпитер

Юпитер е най голяма планетаслънчева система. Тя е 318 пъти по-тежка от Земята и почти 2,5 пъти по-масивна от всички планети в нашата система взети заедно. По своя състав Юпитер прилича на Слънцето - състои се главно от хелий и водород - и излъчва огромно количество топлина, равно на 4 * 1017 вата. За да стане обаче звезда като Слънцето, Юпитер трябва да е още 70-80 пъти по-тежък.

Юпитер има цели 63 спътника, от които има смисъл да се изброят само най-големите - Калисто, Ганимед, Йо и Европа. Ганимед е най-голямата луна в Слънчевата система, по-голяма дори от Меркурий.

Поради определени процеси във вътрешната атмосфера на Юпитер, във външната му атмосфера се появяват много вихрови структури, например ивици от облаци с кафяво-червени нюанси, както и Голямото червено петно, гигантска буря, известна от 17 век.

Сатурн

Сатурн е втората по големина планета в Слънчевата система. Отличителният белег на Сатурн е, разбира се, неговата система от пръстени, която се състои главно от ледени частици с различни размери (от десети от милиметъра до няколко метра), както и камъни и прах.

Сатурн има 62 луни, най-големите от които са Титан и Енцелад.
По своя състав Сатурн прилича на Юпитер, но по плътност отстъпва дори на обикновената вода.
Външната атмосфера на планетата изглежда спокойна и хомогенна, което се обяснява с много плътен слой мъгла. Въпреки това скоростта на вятъра на места може да достигне 1800 км/ч.

Уран

Уран е първата планета, открита с телескоп, а също и единствената планета в Слънчевата система, която се увива около слънцето, „лежаща на една страна“.
Уран има 27 луни, кръстени на герои от Шекспир. Най-големите от тях са Oberon, Titania и Umbriel.

Съставът на планетата се различава от газовите гиганти по наличието на голям брой високотемпературни модификации на леда. Следователно, заедно с Нептун, учените са определили Уран в категорията на "ледените гиганти". И ако Венера има титлата "най-горещата планета" в Слънчевата система, то Уран е най-студената планета с минимална температура от около -224 ° C.

Нептун

Нептун е най-отдалечената планета от центъра на Слънчевата система. Историята на откриването му е интересна: преди да наблюдават планетата през телескоп, учените са изчислили нейната позиция в небето с помощта на математически изчисления. Това се случи след откриването на необясними промени в движението на Уран в собствената му орбита.

Към днешна дата на науката са известни 13 спътника на Нептун. Най-големият от тях - Тритон - е единственият спътник, който се движи в посока, обратна на въртенето на планетата. Срещу въртенето на планетата духайте и най-много бързи ветровев слънчевата система: скоростта им достига 2200 км/ч.

Съставът на Нептун е много подобен на Уран, следователно той е вторият "леден гигант". Въпреки това, подобно на Юпитер и Сатурн, Нептун има вътрешен източник на топлина и излъчва 2,5 пъти повече енергия, отколкото получава от Слънцето.
Син цвятпланетата получава следи от метан във външните слоеве на атмосферата.

Заключение
Плутон, за съжаление, нямаше време да влезе в нашия парад на планетите в Слънчевата система. Но абсолютно не си струва да се тревожите за това, защото всички планети остават на местата си, въпреки промените в научните възгледи и концепции.

И така, отговорихме на въпроса колко планети има в Слънчевата система. Има само 8 .

Слънчевата система е система от планети, която включва нейния център - Слънцето, както и други обекти на Космоса. Те се въртят около слънцето. Съвсем наскоро 9 обекта от Космоса, които се въртят около Слънцето, бяха наречени „планети“. Сега учените са установили, че отвъд границите на Слънчевата система има планети, които се въртят около звезди.

През 2006 г. Съюзът на астрономите обяви, че планетите от Слънчевата система са сферични космически обекти, въртящи се около слънцето. В мащаба на Слънчевата система Земята изглежда изключително малка. В допълнение към Земята, осем планети се въртят около Слънцето в своите индивидуални орбити. Всички те са по-големи от Земята. Те се въртят в равнината на еклиптиката.

Планети в Слънчевата система: видове

Разположение на земната група спрямо Слънцето

Първата планета е Меркурий, следван от Венера; следва нашата Земя и накрая Марс.
Планетите от земната група нямат много спътници или луни. От тези четири планети само Земята и Марс имат луни.

Планетите, които принадлежат към земната група, са с висока плътност, съставени от метал или камък. По принцип те са малки и се въртят около собствената си ос. Скоростта им на въртене също е ниска.

газови гиганти

Това са четирите космически обекта, които са на най-голямо разстояние от Слънцето: Юпитер е под номер 5, следван от Сатурн, след това Уран и Нептун.

Юпитер и Сатурн са впечатляващи планети, съставени от съединения на водород и хелий. Плътността на газовите планети е ниска. Те се въртят с висока скорост, имат сателити и са заобиколени от астероидни пръстени.
„Ледените гиганти“, които включват Уран и Нептун, са по-малки, техните атмосфери съдържат метан, въглероден оксид.

Газовите гиганти имат силно гравитационно поле, така че могат да привлекат много космически обекти, за разлика от земната група.

Според учените астероидните пръстени са останки от луни, променени от гравитационното поле на планетите.

планета на джуджета

Джуджетата са космически обекти, чийто размер не достига планетата, но надвишава размерите на астероида. В Слънчевата система има много такива обекти. Те са концентрирани в района на пояса на Кайпер. Сателитите на газовите гиганти са планети джуджета, които са напуснали своята орбита.

Планети от Слънчевата система: процесът на възникване

Според хипотезата за космическите мъглявини звездите се раждат в облаци от прах и газ, в мъглявини.
Благодарение на силата на привличане веществата се комбинират. Под въздействието на концентрираната сила на гравитацията центърът на мъглявината се компресира и се образуват звезди. Прахът и газовете се превръщат в пръстени. Пръстените се въртят под въздействието на гравитацията и планетазималите се образуват във водовъртежи, които се увеличават и привличат към себе си козметични предмети.

Под въздействието на силата на гравитацията планетазималите се компресират и придобиват сферична форма. Сферите могат да се комбинират и постепенно да се превърнат в протопланети.

В Слънчевата система има осем планети. Те се въртят около слънцето. Местоположението им е:
Най-близкият „съсед“ на Слънцето е Меркурий, следван от Венера, след това Земята, след това Марс и Юпитер, по-далеч от Слънцето са Сатурн, Уран и последният Нептун.

СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА
Слънцето и въртящите се около него небесни тела - 9 планети, повече от 63 спътника, четири пръстена от гигантски планети, десетки хиляди астероиди, безброй метеороиди с размери от камъни до прахови частици, както и милиони комети. В пространството между тях се движат частици на слънчевия вятър - електрони и протони. Цялата слънчева система все още не е изследвана: например повечето от планетите и техните спътници са били изследвани само за кратко от траектории на прелитане, само едно полукълбо на Меркурий е снимано и все още не е имало експедиции до Плутон. Но все пак с помощта на телескопи и космически сонди вече са събрани много важни данни.
Почти цялата маса на Слънчевата система (99,87%) е съсредоточена в Слънцето. Размерът на Слънцето също значително надвишава всяка планета в неговата система: дори Юпитер, който е 11 пъти по-голям от Земята, има радиус 10 пъти по-малък от слънцето. Слънцето е обикновена звезда, която свети сама поради високата повърхностна температура. Планетите, от друга страна, светят от отразената слънчева светлина (албедо), защото самите те са доста студени. Те са в следния ред от Слънцето: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Разстоянията в Слънчевата система обикновено се измерват в единици на средното разстояние на Земята от Слънцето, наречено астрономическа единица (1 AU = 149,6 милиона km). Например, средното разстояние на Плутон от Слънцето е 39 AU, но понякога се отдалечава с 49 AU. Известно е, че кометите отлитат на 50 000 AU. Разстоянието от Земята до най-близката звезда Кентавър е 272 000 AU, или 4,3 светлинни години (т.е. светлината, движеща се със скорост 299 793 km / s, изминава това разстояние за 4,3 години). За сравнение светлината пътува от Слънцето до Земята за 8 минути, а до Плутон за 6 часа.

Планетите се въртят около Слънцето в почти кръгови орбити, разположени приблизително в една и съща равнина, в посока, обратна на часовниковата стрелка, гледана от северния полюс на Земята. Равнината на земната орбита (равнината на еклиптиката) лежи близо до средната равнина на орбитите на планетите. Следователно видимите пътища на планетите, Слънцето и Луната в небето минават близо до линията на еклиптиката, а самите те винаги се виждат на фона на съзвездията на Зодиака. Орбиталните наклони се измерват от равнината на еклиптиката. Ъгли на наклон, по-малки от 90°, съответстват на орбитално движение напред (обратно на часовниковата стрелка), а ъгли, по-големи от 90°, съответстват на обратно движение. Всички планети в Слънчевата система се движат в посока напред; Плутон има най-висок орбитален наклон (17°). Много комети се движат в обратна посока, например орбиталният наклон на Халеевата комета е 162°. Орбитите на всички тела в Слънчевата система са много близки до елипси. Размерът и формата на елиптичната орбита се характеризират с голямата полуос на елипсата (средното разстояние на планетата от Слънцето) и ексцентрицитета, който варира от e = 0 за кръгови орбити до e = 1 за изключително удължени. нечий. Най-близката до Слънцето точка от орбитата се нарича перихелий, а най-отдалечената точка се нарича афелий.
Вижте същоОРБИТА ; КОНИЧНИ СЕЧЕНИЯ . От гледна точка на земен наблюдател планетите от Слънчевата система се разделят на две групи. Меркурий и Венера, които са по-близо до Слънцето от Земята, се наричат долни (вътрешни) планети, а по-отдалечените (от Марс до Плутон) се наричат горни (външни). Долните планети имат граничен ъгъл на отдалечаване от Слънцето: 28 ° за Меркурий и 47 ° за Венера. Когато такава планета е възможно най-на запад (изток) от Слънцето, се казва, че тя е в най-голямата си западна (източна) елонгация. Когато долна планета се види точно пред Слънцето, се казва, че е в долна връзка; когато е точно зад Слънцето - в превъзходен съвпад. Подобно на Луната, тези планети преминават през всички фази на осветяване от Слънцето по време на синодичния период Ps, времето, необходимо на планетата да се върне в първоначалното си положение спрямо Слънцето от гледна точка на земен наблюдател. Истинският орбитален период на една планета (P) се нарича звезден. За долните планети тези периоди са свързани със съотношението:
1/Ps = 1/P - 1/Po, където Po е орбиталният период на Земята. За горните планети това отношение има различна форма: 1/Ps = 1/Po - 1/P Горните планети се характеризират с ограничен диапазон от фази. Максималният фазов ъгъл (Слънце-планета-Земя) е 47° за Марс, 12° за Юпитер и 6° за Сатурн. Когато горната планета се вижда зад Слънцето, тя е в съвпад, а когато е в противоположна посока на Слънцето, тя е в опозиция. Планета, наблюдавана на ъглово разстояние 90° от Слънцето, е в квадратура (изток или запад). Астероидният пояс, минаващ между орбитите на Марс и Юпитер, разделя планетарната система на Слънцето на две групи. Вътре в него са земните планети (Меркурий, Венера, Земя и Марс), сходни по това, че са малки, скалисти и доста плътни тела: средната им плътност е от 3,9 до 5,5 g / cm3. Те се въртят сравнително бавно около осите си, нямат пръстени и имат малко естествени спътници: Луната на Земята и марсианските Фобос и Деймос. Извън астероидния пояс са гигантските планети: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Те се характеризират с големи радиуси, ниска плътност (0,7-1,8 g/cm3) и дълбоки атмосфери, богати на водород и хелий. Юпитер, Сатурн и вероятно други гиганти нямат твърда повърхност. Всички те се въртят бързо, имат много сателити и са заобиколени от пръстени. Далечният малък Плутон и големите спътници на гигантските планети са в много отношения подобни на земните планети. Древните хора са познавали видимите с просто око планети, т.е. всички вътрешни и външни до Сатурн. В. Хершел открива Уран през 1781г. Първият астероид е открит от J. Piazzi през 1801 г. Анализирайки отклоненията в движението на Уран, W. Le Verrier и J. Adams теоретично откриват Нептун; на изчисленото място е открит от И. Гале през 1846 г. Най-отдалечената планета - Плутон - е открита през 1930 г. от К. Томбо в резултат на дълго търсене на нептунова планета, организирано от П. Ловел. Четири големи спътника на Юпитер са открити от Галилей през 1610 г. Оттогава с помощта на телескопи и космически сонди са открити множество спътници за всички външни планети. Х. Хюйгенс през 1656 г. установява, че Сатурн е заобиколен от пръстен. Тъмните пръстени на Уран са открити от Земята през 1977 г. при наблюдение на окултацията на звезда. Прозрачните каменни пръстени на Юпитер са открити през 1979 г. от междупланетната сонда Вояджър 1. От 1983 г., в моментите на окултация на звездите, в близост до Нептун са забелязани признаци на нехомогенни пръстени; през 1989 г. изображение на тези пръстени е предадено от Вояджър 2.
Вижте също
АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА;
ЗОДИЯ;
КОСМИЧЕСКА ПРОБА ;
НЕБЕСНА СФЕРА.
СЛЪНЦЕ
Слънцето се намира в центъра на Слънчевата система - типична единична звезда с радиус около 700 000 km и маса 2 * 10 30 kg. Температурата на видимата повърхност на Слънцето – фотосферата – ок. 5800 K. Плътността на газа във фотосферата е хиляди пъти по-малка от плътността на въздуха близо до повърхността на Земята. Вътре в Слънцето температурата, плътността и налягането нарастват с дълбочината, достигайки съответно 16 милиона K, 160 g/cm3 и 3,5*10 11 bar в центъра (налягането на въздуха в помещението е около 1 bar). Под въздействието на висока температура в ядрото на Слънцето водородът се превръща в хелий с отделяне на голямо количество топлина; това предпазва Слънцето от колапс под собствената си гравитация. Енергията, освободена в ядрото, напуска Слънцето главно под формата на фотосферно лъчение с мощност 3,86 * 10 26 W. С такава интензивност Слънцето излъчва от 4,6 милиарда години, като през това време е превърнало 4% от своя водород в хелий; в същото време 0,03% от масата на Слънцето се превръща в енергия. Моделите на еволюцията на звездите показват, че Слънцето сега е в средата на живота си (вижте също ЯДРЕЕН СЪЕДИНЯВАНЕ). За да определят изобилието от различни химически елементи на Слънцето, астрономите изучават линиите на поглъщане и излъчване в спектъра на слънчевата светлина. Абсорбционните линии са тъмни празнини в спектъра, показващи липсата на фотони с дадена честота в него, погълнати от определен химичен елемент. Емисионните линии или емисионните линии са по-ярките части от спектъра, показващи излишък от фотони, излъчвани от химичен елемент. Честотата (дължината на вълната) на една спектрална линия показва кой атом или молекула е отговорен за нейното възникване; контрастът на линията показва количеството излъчващо или абсорбиращо светлина вещество; ширината на линията позволява да се прецени нейната температура и налягане. Изследването на тънката (500 км) фотосфера на Слънцето дава възможност да се оцени химичният състав на нейната вътрешност, тъй като външните области на Слънцето са добре смесени от конвекция, спектрите на Слънцето са с високо качество и физическите процеси, отговорни за тях, са доста ясни. Все пак трябва да се отбележи, че досега са идентифицирани само половината от линиите в слънчевия спектър. Съставът на Слънцето е доминиран от водород. На второ място е хелият, чието име („хелиос“ на гръцки „Слънце“) напомня, че е открит спектроскопски на Слънцето по-рано (1899 г.), отколкото на Земята. Тъй като хелият е инертен газ, той е изключително неохотно да реагира с други атоми и също така не е склонен да се покаже в оптичния спектър на Слънцето - само една линия, въпреки че много по-малко разпространени елементи са представени в спектъра на Слънцето от множество линии. Ето състава на "слънчевото" вещество: за 1 милион водородни атома има 98 000 хелиеви атома, 851 кислород, 398 въглерод, 123 неон, 100 азот, 47 желязо, 38 магнезий, 35 силиций, 16 сяра, 4 аргон, 3 алуминий, според 2 атома никел, натрий и калций, както и малко от всички други елементи. Така по маса Слънцето е около 71% водород и 28% хелий; останалите елементи представляват малко повече от 1%. От гледна точка на планетологията е забележително, че някои обекти от Слънчевата система имат почти същия състав като Слънцето (вижте раздела за метеоритите по-долу). Точно както метеорологичните явления променят външния вид на планетарните атмосфери, външният вид на слънчевата повърхност също се променя с характерни времена, вариращи от часове до десетилетия. Има обаче важна разлика между атмосферите на планетите и Слънцето, която е, че движението на газовете върху Слънцето се контролира от неговото мощно магнитно поле. Слънчевите петна са онези области от повърхността на осветителното тяло, където вертикалното магнитно поле е толкова силно (200-3000 гауса), че предотвратява хоризонталното движение на газа и по този начин потиска конвекцията. В резултат на това температурата в тази област пада с около 1000 К и се появява тъмна централна част на петното - "сянка", заобиколена от по-горещ преходен регион - "полусянка". Размерът на типично слънчево петно е малко по-голям от диаметъра на Земята; има такова петно от няколко седмици. Броят на слънчевите петна на Слънцето се увеличава или намалява с продължителността на цикъла от 7 до 17 години, средно 11,1 години. Обикновено колкото повече петна се появяват в един цикъл, толкова по-кратък е самият цикъл. Посоката на магнитната полярност на петната се обръща от цикъл на цикъл, така че истинският цикъл на активност на слънчевите петна е 22,2 години. В началото на всеки цикъл първите петна се появяват на високи географски ширини, ок. 40 ° и постепенно зоната на тяхното раждане се измества към екватора до ширина от прибл. 5°. Вижте същоЗВЕЗДИ ; СЛЪНЦЕ . Колебанията в активността на Слънцето почти не оказват влияние върху общата мощност на неговото излъчване (ако тя се промени само с 1%, това би довело до сериозни промени в климата на Земята). Има много опити да се намери връзка между циклите на слънчевите петна и климата на Земята. Най-забележителното събитие в този смисъл е „минимумът на Маундер“: от 1645 г. в продължение на 70 години на Слънцето почти няма петна, а в същото време Земята преживява Малката ледникова епоха. Все още не е ясно дали това невероятен фактпросто съвпадение или показва причинно-следствена връзка.
Вижте също
КЛИМАТ;
МЕТЕОРОЛОГИЯ И КЛИМАТОЛОГИЯ. В Слънчевата система има 5 огромни въртящи се водородно-хелиеви топки: Слънцето, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В дълбините на тези гигантски небесни тела, недостъпни за пряко изследване, е концентрирана почти цялата материя на Слънчевата система. Вътрешността на Земята също е недостъпна за нас, но чрез измерване на времето на разпространение на сеизмичните вълни (звукови вълни с дълга дължина на вълната), възбудени в тялото на планетата от земетресения, сеизмолозите съставиха подробна карта на вътрешността на Земята: те научиха размерите и плътности на ядрото на Земята и нейната мантия, а също и получени триизмерни изображения с помощта на сеизмична томография.изображения на движещи се плочи на нейната кора. Подобни методи могат да бъдат приложени към Слънцето, тъй като на повърхността му има вълни с период от ок. 5 минути, причинени от множество сеизмични вибрации, разпространяващи се в недрата му. Тези процеси се изучават от хелиосеизмологията. За разлика от земетресенията, които предизвикват кратки изблици на вълни, силната конвекция във вътрешността на Слънцето създава постоянен сеизмичен шум. Хелиосеизмолозите са установили, че под конвективната зона, която заема външните 14% от радиуса на Слънцето, материята се върти синхронно с период от 27 дни (все още нищо не се знае за въртенето на слънчевото ядро). По-горе, в самата конвективна зона, въртенето се извършва синхронно само по конуси с еднаква ширина и колкото по-далеч от екватора, толкова по-бавно: екваториалните области се въртят с период от 25 дни (преди средното въртене на Слънцето), а полярни области - с период от 36 дни (изостава от средното въртене) . Последните опити за прилагане на сеизмологични методи към газови гигантски планети не дадоха резултати, тъй като инструментите все още не са в състояние да коригират произтичащите колебания. Над фотосферата на Слънцето има тънък горещ слой атмосфера, който може да се види само в редки моменти на слънчеви затъмнения. Това е хромосфера с дебелина няколко хиляди километра, наречена така заради червения си цвят, дължащ се на емисионната линия на водород Ha. Температурата почти се удвоява от фотосферата към горната хромосфера, от която по някаква неизвестна причина енергията, напускаща Слънцето, се освобождава като топлина. Над хромосферата газът се нагрява до 1 милион K. Тази област, наречена корона, се простира на около 1 радиус от Слънцето. Плътността на газа в короната е много ниска, но температурата е толкова висока, че короната е мощен източник на рентгенови лъчи. Понякога в атмосферата на Слънцето се появяват гигантски образувания - еруптивни протуберанци. Те изглеждат като арки, издигащи се от фотосферата на височина до половината от слънчевия радиус. Наблюденията ясно показват, че формата на издатините се определя от линиите на магнитното поле. Друг интересен и изключително активен феномен са слънчевите изригвания, мощни изхвърляния на енергия и частици с продължителност до два часа. Потокът от фотони, генериран от такова слънчево изригване, достига Земята със скоростта на светлината за 8 минути, а потокът от електрони и протони – за няколко дни. Слънчевите изригвания възникват на места, където посоката на магнитното поле се променя рязко, причинено от движението на материята в слънчевите петна. Максималната изригваща активност на Слънцето обикновено се случва една година преди максимума на цикъла на слънчевите петна. Такава предсказуемост е много важна, тъй като вълна от заредени частици, родени от мощно слънчево изригване, може да повреди дори наземните комуникационни и енергийни мрежи, да не говорим за астронавтите и космическите технологии.

СЛЪНЧЕВИ ПРОМИНЕНТИ, наблюдавани в емисионната линия на хелий (дължина на вълната 304) от космическата станция Skylab.

От плазмената корона на Слънцето има постоянно изтичане на заредени частици, наречено слънчев вятър. Съществуването му се подозираше още преди началото на космическите полети, тъй като беше забележимо как нещо "издухва" кометни опашки. В слънчевия вятър се разграничават три компонента: високоскоростен поток (повече от 600 km/s), нискоскоростен поток и нестационарни потоци от слънчеви изригвания. Рентгеновите изображения на Слънцето показват, че в короната редовно се образуват огромни „дупки“ – области с ниска плътност. Тези коронални дупки служат като основен източник на високоскоростен слънчев вятър. В района на земната орбита типичната скорост на слънчевия вятър е около 500 km/s, а плътността е около 10 частици (електрони и протони) на 1 cm3. Потокът на слънчевия вятър взаимодейства с планетарните магнитосфери и кометните опашки, като значително влияе върху тяхната форма и процесите, протичащи в тях.
Вижте също
ГЕОМАГНЕТИЗЪМ;
;
КОМЕТА. Под натиска на слънчевия вятър в междузвездната среда около Слънцето се е образувала гигантска пещера, хелиосферата. На нейната граница - хелиопаузата - трябва да има ударна вълна, при която слънчевият вятър и междузвездният газ се сблъскват и кондензират, упражнявайки еднакъв натиск един върху друг. Четири космически сонди сега се приближават до хелиопаузата: Pioneer 10 и 11, Voyager 1 и 2. Никой от тях не я срещна на разстояние 75 AU. от слънцето. Това е много драматична надпревара с времето: Pioneer 10 спря да работи през 1998 г., а другите се опитват да достигнат хелиопаузата, преди батериите им да са изтощени. Според изчисленията Вояджър 1 лети точно в посоката, от която духа междузвездният вятър, и затова пръв ще достигне хелиопаузата.
ПЛАНЕТИ: ОПИСАНИЕ
Живак.Трудно е да се наблюдава Меркурий от Земята с телескоп: той не се отдалечава от Слънцето под ъгъл, по-голям от 28 °. Изследван е с помощта на радар от Земята, а междупланетната сонда Mariner 10 е снимала половината от повърхността му. Меркурий се върти около Слънцето за 88 земни дни в доста удължена орбита с разстояние от Слънцето в перихелий от 0,31 AU. и при афелий 0,47 a.u. Той се върти около оста си с период от 58,6 дни, точно равен на 2/3 от орбиталния период, така че всяка точка от повърхността му се завърта към Слънцето само веднъж за 2 години на Меркурий, т.е. един слънчев ден там трае 2 години! От големите планети само Плутон е по-малък от Меркурий. Но по отношение на средната плътност Меркурий е на второ място след Земята. Вероятно има голямо метално ядро, което е 75% от радиуса на планетата (заема 50% от радиуса на Земята). Повърхността на Меркурий е подобна на тази на Луната: тъмна, напълно суха и покрита с кратери. Средната светлоотразителна способност (албедо) на повърхността на Меркурий е около 10%, приблизително същата като тази на Луната. Вероятно повърхността му също е покрита с реголит - спечен натрошен материал. Най-голямото ударно образувание върху Меркурий е басейнът Caloris с размери 2000 km, наподобяващи лунни морета. Въпреки това, за разлика от Луната, Меркурий има особени структури - издатини с височина няколко километра, които се простират на стотици километри. Може би те са се образували в резултат на компресията на планетата по време на охлаждането на голямото й метално ядро или под въздействието на мощни слънчеви приливи. Температурата на повърхността на планетата през деня е около 700 K, а през нощта около 100 K. Според радарни данни ледът може да лежи на дъното на полярните кратери в условията на вечен мрак и студ. Меркурий практически няма атмосфера - само изключително разредена хелиева обвивка с плътността на земната атмосфера на надморска височина от 200 км. Вероятно хелият се образува при разпадането на радиоактивни елементи в недрата на планетата. Меркурий има слабо магнитно поле и няма сателити.
Венера.Това е втората планета от Слънцето и най-близката планета до Земята - най-ярката "звезда" на нашето небе; понякога се вижда дори през деня. Венера е подобна на Земята по много начини: нейният размер и плътност са само с 5% по-малки от тези на Земята; вероятно недрата на Венера са подобни на тези на земята. Повърхността на Венера винаги е покрита с дебел слой жълтеникаво-бели облаци, но с помощта на радари тя е изследвана доста подробно. Около оста Венера се върти в обратна посока (по часовниковата стрелка, гледана от северния полюс) с период от 243 земни дни. Неговият орбитален период е 225 дни; следователно денят на Венера (от изгрев до следващия изгрев) продължава 116 земни дни.
Вижте същоРАДАРНА АСТРОНОМИЯ.

ВЕНЕРА. Ултравиолетово изображение, направено от междупланетната станция Pioneer Venus, показва атмосферата на планетата, плътно изпълнена с облаци, които са по-леки в полярните региони (горната и долната част на изображението).

Атмосферата на Венера се състои предимно от въглероден диоксид (CO2) с малки количества азот (N2) и водни пари (H2O). Солна киселина (HCl) и флуороводородна киселина (HF) бяха открити като малки примеси. Налягането на повърхността е 90 bar (колкото в земните морета на дълбочина 900 m); температурата е около 750 K по цялата повърхност както през деня, така и през нощта. Причината за такава висока температура близо до повърхността на Венера е това, което не е съвсем точно наречено "парников ефект": слънчевите лъчи сравнително лесно преминават през облаците на нейната атмосфера и нагряват повърхността на планетата, но топлинното инфрачервено лъчение от самата повърхност излиза през атмосферата обратно в космоса с голяма трудност. Облаците на Венера са съставени от микроскопични капчици концентрирана сярна киселина (H2SO4). Горният слой облаци е на 90 км от повърхността, температурата там е ок. 200 K; долен слой - 30 км, температура ок. 430 K. Още по-ниско е толкова горещо, че няма облаци. Разбира се, на повърхността на Венера няма течна вода. Атмосферата на Венера на нивото на горния облачен слой се върти в същата посока като повърхността на планетата, но много по-бързо, като прави революция за 4 дни; това явление се нарича суперротация и все още не е намерено обяснение за него. Автоматичните станции се спуснаха на дневната и нощната страна на Венера. През деня повърхността на планетата е осветена от разсеяна слънчева светлина с почти същата интензивност, както в облачен ден на Земята. На Венера през нощта са наблюдавани много светкавици. Станциите Венера предаваха изображения на малки участъци на местата за кацане, където се вижда скалиста почва. Като цяло топографията на Венера е изследвана от радарни изображения, предадени от орбиталните апарати Pioneer-Venera (1979), Venera-15 и -16 (1983) и Magellan (1990). Най-малките детайли на най-добрите от тях са с размер около 100 м. За разлика от Земята, на Венера няма ясно очертани континентални плочи, но се отбелязват няколко глобални възвишения, например земята на Ищар с размерите на Австралия. На повърхността на Венера има много метеоритни кратери и вулканични куполи. Очевидно кората на Венера е тънка, така че разтопената лава се доближава до повърхността и лесно се излива върху нея след падането на метеорити. Тъй като близо до повърхността на Венера няма дъжд или силни ветрове, повърхностната ерозия се случва много бавно и геоложките структури остават видими от космоса в продължение на стотици милиони години. Малко се знае за вътрешността на Венера. Вероятно има метална сърцевина, заемаща 50% от радиуса му. Но планетата няма магнитно поле поради много бавното си въртене. Венера няма спътници.
Земята.Нашата планета е единствената, на която по-голямата част от повърхността (75%) е покрита с течна вода. Земята е активна планета и може би единствената, чието обновяване на повърхността се дължи на тектониката на плочите, проявяваща се като средноокеански хребети, островни дъги и нагънати планински пояси. Разпределението на височините на твърдата повърхност на Земята е бимодално: средното ниво на океанското дъно е 3900 m под морското равнище, а континентите се издигат над него средно с 860 m (виж също ЗЕМЯТА). Сеизмичните данни показват следния строеж на земните недра: кора (30 km), мантия (до дълбочина 2900 km), метално ядро. Част от ядрото се разтопява; там се генерира земното магнитно поле, което улавя заредените частици на слънчевия вятър (протони и електрони) и образува около Земята две изпълнени с тях тороидални области - радиационни пояси (пояси на Ван Алън), локализирани на височини 4000 и 17000 км. от повърхността на Земята.
Вижте същоГЕОЛОГИЯ; ГЕОМАГНЕТИЗЪМ.
Земната атмосфера е 78% азот и 21% кислород; то е резултат от дълга еволюция под въздействието на геоложки, химични и биологични процеси. Може би ранната атмосфера на Земята е била богата на водород, който след това е избягал. Дегазацията на недрата напълни атмосферата с въглероден диоксид и водни пари. Но парата се кондензира в океаните и въглеродният диоксид е уловен в карбонатни скали. (Любопитно е, че ако целият CO2 изпълни атмосферата като газ, тогава налягането ще бъде 90 бара, както на Венера. И ако цялата вода се изпари, тогава налягането ще бъде 257 бара!). Така азотът остава в атмосферата, а кислородът се появява постепенно в резултат на жизнената дейност на биосферата. Още преди 600 милиона години съдържанието на кислород във въздуха е било 100 пъти по-ниско от сегашното (виж също АТМОСФЕРА; ОКЕАН). Има признаци, че климатът на Земята се променя в кратък (10 000 години) и в дълъг (100 милиона години) мащаб. Причината за това може да са промените в орбиталното движение на Земята, наклона на оста на въртене, честотата на вулканичните изригвания. Не са изключени колебания в интензивността на слънчевата радиация. В нашата ера човешката дейност също влияе върху климата: емисиите на газове и прах в атмосферата.
Вижте също
НАМАЛЯВАНЕ НА КИСЕЛИНАТА ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВЪЗДУХА ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВОДИТЕ ;
ДЕГРАДАЦИЯ НА ОКОЛНАТА СРЕДА.
Земята има спътник - Луната, чийто произход все още не е разгадан.

ЗЕМЯТА И ЛУНАТА от космическата сонда Lunar Orbiter.

Луна.Един от най-големите спътници, Луната е на второ място след Харон (сателит на Плутон) по отношение на масите на спътника и планетата. Радиусът му е 3,7, а масата му е 81 пъти по-малка от тази на Земята. Средната плътност на Луната е 3,34 g/cm3, което показва, че тя няма значително метално ядро. Силата на гравитацията на лунната повърхност е 6 пъти по-малка от тази на земята. Луната се върти около Земята по орбита с ексцентричност 0,055. Наклонът на равнината на нейната орбита спрямо равнината на земния екватор варира от 18,3° до 28,6°, а спрямо еклиптиката - от 4°59° до 5°19°. Дневното въртене и орбиталната циркулация на Луната са синхронизирани, така че винаги виждаме само едно от нейните полукълба. Вярно е, че малките движения (либрации) на Луната позволяват да се видят около 60% от нейната повърхност в рамките на един месец. Основната причина за либрациите е, че денонощното въртене на Луната става с постоянна скорост, а орбиталната циркулация – с променлива (поради ексцентричността на орбитата). Части от лунната повърхност отдавна са условно разделени на "морски" и "континентални". Повърхността на моретата изглежда по-тъмна, лежи по-ниско и е много по-малко покрита с метеоритни кратери, отколкото повърхността на континента. Моретата са наводнени с базалтова лава, а континентите са съставени от анортозитни скали, богати на фелдшпати. Съдейки по големия брой кратери, континенталните повърхности са много по-стари от морските. Интензивното метеоритно бомбардиране направи горния слой на лунната кора фино фрагментиран и превърна външните няколко метра в прах, наречен реголит. Астронавти и роботизирани сонди донесоха проби от скалиста почва и реголит от Луната. Анализът показа, че възрастта на морската повърхност е около 4 милиарда години. Следователно периодът на интензивно метеоритно бомбардиране пада върху първите 0,5 милиарда години след образуването на Луната преди 4,6 милиарда години. Тогава честотата на падане на метеорит и образуване на кратери остава практически непроменена и все още възлиза на един кратер с диаметър 1 км за 105 години.
Вижте същоИЗСЛЕДВАНЕ И ИЗПОЛЗВАНЕ НА КОСМОСА.
Лунните скали са бедни на летливи елементи (H2O, Na, K и др.) и желязо, но са богати на огнеупорни елементи (Ti, Ca и др.). Само на дъното на лунните полярни кратери може да има отлагания от лед, като например на Меркурий. Луната практически няма атмосфера и няма доказателства, че лунната почва някога е била изложена на течна вода. В него също няма органична материя - само следи от въглеродни хондрити, паднали с метеорити. Липсата на вода и въздух, както и силните колебания в повърхностната температура (390 K през деня и 120 K през нощта) правят Луната необитаема. Сеизмометрите, доставени на Луната, позволиха да научим нещо за вътрешността на Луната. Там често се случват слаби "лунотресения", вероятно поради приливното влияние на Земята. Луната е доста хомогенна, има малко плътно ядро и кора с дебелина около 65 km, направена от по-леки материали, като горните 10 km от кората са смачкани от метеорити още преди 4 милиарда години. Големите ударни басейни са равномерно разпределени по лунната повърхност, но дебелината на кората от видимата страна на Луната е по-малка, така че 70% от морската повърхност е концентрирана върху нея. Историята на лунната повърхност е общоизвестна: след края на етапа на интензивно метеоритно бомбардиране преди 4 милиарда години, недрата все още бяха достатъчно горещи за около 1 милиард години и базалтовата лава се изля в моретата. Тогава само рядко падане на метеорити промени лицето на нашия спътник. Но произходът на Луната все още се обсъжда. Тя може да се образува сама и след това да бъде заловена от Земята; може да се е образувал заедно със Земята като неин спътник; накрая може да се отдели от Земята по време на периода на формиране. Втората възможност беше популярна доскоро, но през последните години сериозно се разглежда хипотезата за образуването на Луната от материала, изхвърлен от прото-Земята при сблъсък с голямо небесно тяло. Въпреки неизвестността на произхода на системата Земя-Луна, по-нататъшното им развитие може да бъде проследено доста надеждно. Приливното взаимодействие значително влияе върху движението на небесните тела: дневното въртене на Луната практически е преустановено (нейният период е станал равен на орбиталния), а въртенето на Земята се забавя, прехвърляйки своя ъглов момент към орбиталното движение на Луната, която в резултат на това се отдалечава от Земята с около 3 см на година. Това ще спре, когато въртенето на Земята се изравни с това на Луната. Тогава Земята и Луната ще бъдат постоянно обърнати една към друга от една страна (като Плутон и Харон), а денят и месецът им ще станат равни на 47 текущи дни; в този случай Луната ще се отдалечи от нас 1,4 пъти. Вярно е, че тази ситуация няма да продължи вечно, защото слънчевите приливи и отливи няма да спрат да влияят върху въртенето на Земята. Вижте също
ЛУНА ;
ПРОИЗХОД И ИСТОРИЯ НА ЛУНАТА;
ПОТОК И ПОТОК.
Марс.Марс е подобен на Земята, но е почти наполовина по-голям и има малко по-ниска средна плътност. Периодът на денонощно въртене (24 часа 37 минути) и наклонът на оста (24°) почти не се различават от тези на Земята. За земен наблюдател Марс изглежда като червеникава звезда, чиято яркост се променя забележимо; тя е максимална в периоди на конфронтации, които се повтарят след малко повече от две години (например през април 1999 г. и юни 2001 г.). Марс е особено близо и ярък по време на периоди на голямо противопоставяне, което се случва, ако премине близо до перихелия по време на противопоставяне; това се случва на всеки 15-17 години (следващата е през август 2003 г.). Телескоп на Марс показва ярко оранжеви региони и по-тъмни региони, които променят тона си според сезоните. Ярки бели снежни шапки лежат на полюсите. Червеникавият цвят на планетата се свързва с голямо количество железни оксиди (ръжда) в нейната почва. Съставът на тъмните области вероятно наподобява земните базалти, докато светлите области са съставени от фино диспергиран материал.

ПОВЪРХНОСТТА НА МАРС близо до блока за кацане "Викинг-1". Големите каменни фрагменти са с размер около 30 см.

Основно знанията ни за Марс се получават от автоматични станции. Най-продуктивни бяха два орбитални апарата и два спускаеми апарата на експедицията на Викинг, които кацнаха на Марс на 20 юли и 3 септември 1976 г. в районите на Крис (22 ° с.ш., 48 ° з.д.) и Утопия (48 ° с.ш.). ., 226° W), като Viking 1 работи до ноември 1982 г. И двата се приземиха в класически светли зони и се озоваха в червеникава пясъчна пустиня, осеяна с тъмни камъни. 4 юли 1997 г. сондата "Mars Pathfinder" (САЩ) до долината Арес (19° с.ш., 34° з.д.) - първото автоматично самоходно превозно средство, което открива смесени скали и, вероятно, камъчета, обърнати от вода и смесени с пясък и глина , което показва силни промени в марсианския климат и наличието на голямо количество вода в миналото. Разредената атмосфера на Марс се състои от 95% въглероден диоксид и 3% азот. Присъстват малки количества водна пара, кислород и аргон. Средното налягане на повърхността е 6 mbar (т.е. 0,6% от земното). При такова ниско налягане не може да има течна вода. Средната дневна температура е 240 K, и максимум през лятотона екватора достига 290 K. Дневните температурни колебания са около 100 K. Така климатът на Марс е климатът на студена, дехидратирана пустиня на голяма надморска височина. Във високите географски ширини на Марс температурите падат под 150 K през зимата и атмосферният въглероден диоксид (CO2) замръзва и пада на повърхността като бял сняг, образувайки полярната шапка. Периодичната кондензация и сублимация на полярните шапки причиняват сезонни колебания в атмосферното налягане с 30%. До края на зимата границата на полярната шапка пада до 45°-50° ширина, а през лятото от нея остава малка площ (300 km в диаметър на южния полюс и 1000 km на север), вероятно състояща се от воден лед, чиято дебелина може да достигне 1-2 км. Понякога на Марс духат силни ветрове, които вдигат облаци от фин пясък във въздуха. Особено силни прашни бури се случват в края на пролетта в южното полукълбо, когато Марс преминава през перихелия на орбитата и слънчевата топлина е особено висока. В продължение на седмици и дори месеци атмосферата става непрозрачна от жълт прах. Орбиталните апарати "Викинги" предават изображения на мощни пясъчни дюни на дъното на големи кратери. Отлаганията на прах променят външния вид на марсианската повърхност от сезон на сезон толкова много, че се забелязва дори от Земята, когато се гледа през телескоп. В миналото тези сезонни промени в цвета на повърхността се смятаха от някои астрономи за признаци на растителност на Марс. Геологията на Марс е много разнообразна. Големи пространства на южното полукълбо са покрити със стари кратери, останали от ерата на древните метеоритни бомбардировки (преди 4 милиарда години). Голяма част от северното полукълбо е покрито с по-млади потоци лава. Особено интересно е възвишение Тарсис (10° с.ш., 110° з.д.), върху което са разположени няколко гигантски вулканични планини. Най-високият сред тях - планината Олимп - има диаметър в основата си 600 км и височина 25 км. Въпреки че сега няма признаци на вулканична дейност, възрастта потоци лаване надвишава 100 милиона години, което е малко в сравнение с възрастта на планетата 4,6 милиарда години.

Въпреки че древните вулкани сочат някогашната мощна активност на вътрешността на Марс, няма признаци на тектоника на плочите: няма нагънати планински пояси и други индикатори за компресия на земната кора. Въпреки това има мощни рифтови разломи, най-големият от които - долините на Маринър - се простира от Тарсис на изток на 4000 км с максимална ширина 700 км и дълбочина 6 км. Едно от най-интересните геоложки открития, направени въз основа на снимки от космически кораби, са разклонените криволичещи долини с дължина стотици километри, напомнящи пресъхналите корита на земните реки. Това предполага по-благоприятен климат в миналото, когато температурите и налягането може да са били по-високи и реките са текли по повърхността на Марс. Вярно е, че местоположението на долините в южните региони на Марс с много кратери показва, че на Марс е имало реки много отдавна, вероятно през първите 0,5 милиарда години от неговата еволюция. Сега водата лежи на повърхността като лед в полярните шапки и вероятно под повърхността като слой вечна замръзналост. Вътрешната структура на Марс е слабо разбрана. Неговата ниска средна плътност показва липсата на значително метално ядро; във всеки случай не е разтопен, което следва от липсата на магнитно поле на Марс. Сеизмометърът на блока за кацане на "Викинг-2" не е регистрирал сеизмичната активност на планетата за 2 години работа (на "Викинг-1" сеизмометърът не е работил). Марс има два малки спътника - Фобос и Деймос. И двете са с неправилна форма, покрити с метеоритни кратери и вероятно са астероиди, заловени от планетата в далечното минало. Фобос се върти около планетата в много ниска орбита и продължава да се приближава до Марс под влияние на приливите и отливите; по-късно ще бъде унищожен от гравитацията на планетата.
Юпитер.Най-голямата планета в Слънчевата система Юпитер е 11 пъти по-голяма от Земята и 318 пъти по-масивна от нея. Ниската му средна плътност (1,3 g/cm3) показва състав, близък до слънчевия: предимно водород и хелий. Бързото въртене на Юпитер около оста му причинява неговата полярна компресия с 6,4%. Телескоп на Юпитер показва облачни ивици, успоредни на екватора; светлите зони в тях са осеяни с червеникави пояси. Вероятно светлите зони са области на възходящи течения, където се виждат върховете на амонячните облаци; червеникавите пояси са свързани с низходящи течения, чийто ярък цвят се определя от амониев хидросулфат, както и съединения на червен фосфор, сяра и органични полимери. В допълнение към водорода и хелия, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 и GeH4 са спектроскопски открити в атмосферата на Юпитер. Температурата на върховете на амонячните облаци е 125 K, но се повишава с 2,5 K/km с дълбочина. На дълбочина 60 км трябва да има слой водни облаци. Скоростите на движение на облаците в зоните и съседните пояси се различават значително: например в екваториален поясоблаците се движат на изток със 100 m/s по-бързо, отколкото в съседните зони. Разликата в скоростите предизвиква силна турбуленция на границите на зоните и поясите, което прави формата им много сложна. Едно от проявленията на това са овални въртящи се петна, най-голямото от които - Голямото червено петно - е открито преди повече от 300 години от Касини. Това петно (25 000-15 000 км) е по-голямо от диска на Земята; има спираловидна циклонна структура и прави един оборот около оста си за 6 дни. Останалите петна са по-малки и по някаква причина изцяло бели.

Юпитер няма твърда повърхност. Горният слой на планетата с дължина 25% от радиуса се състои от течен водород и хелий. По-долу, където налягането надвишава 3 милиона бара и температурата е 10 000 K, водородът преминава в метално състояние. Възможно е близо до центъра на планетата да има течно ядро от по-тежки елементи с обща маса около 10 земни маси. В центъра налягането е около 100 милиона бара, а температурата е 20-30 хиляди K. Течните метални вътрешности и бързото въртене на планетата са причинили нейното мощно магнитно поле, което е 15 пъти по-силно от земното. Огромната магнитосфера на Юпитер с мощни радиационни пояси се простира отвъд орбитите на неговите четири големи спътника. Температурата в центъра на Юпитер винаги е била по-ниска от необходимата за протичане на термоядрени реакции. Но вътрешните запаси от топлина на Юпитер, които са останали от епохата на формиране, са големи. Дори сега, 4,6 милиарда години по-късно, той излъчва приблизително същото количество топлина, каквото получава от Слънцето; през първите милиони години от еволюцията мощността на излъчване на Юпитер е била 104 пъти по-висока. Тъй като това беше ерата на формирането на големи спътници на планетата, не е изненадващо, че техният състав зависи от разстоянието до Юпитер: двата най-близки до него - Йо и Европа - имат доста висока плътност (3,5 и 3,0 g / cm3), а по-отдалечените - Ганимед и Калисто - съдържат много воден лед и поради това са с по-малка плътност (1,9 и 1,8 g/cm3).
Сателити.Юпитер има поне 16 спътника и слаб пръстен: той е на 53 000 км от горния облачен слой, има ширина 6000 км и очевидно се състои от малки и много тъмни твърди частици. Четирите най-големи луни на Юпитер се наричат галилейски, защото са открити от Галилей през 1610 г.; независимо от него, през същата година, те са открити от немския астроном Мариус, който им дава сегашните имена - Йо, Европа, Ганимед и Калисто. Най-малкият от спътниците - Европа - е малко по-малък от Луната, а Ганимед е по-голям от Меркурий. Всички те се виждат с бинокъл.

На повърхността на Йо Вояджърите откриха няколко активни вулкана, изхвърлящи материя на стотици километри във въздуха. Повърхността на Йо е покрита с червеникави серни отлагания и светли петна от серен диоксид - продукти от вулканични изригвания. Под формата на газ, серният диоксид образува изключително разредена атмосфера на Йо. Енергията на вулканичната дейност се черпи от приливното влияние на планетата върху сателита. Орбитата на Йо минава през радиационните пояси на Юпитер и отдавна е установено, че сателитът силно взаимодейства с магнитосферата, причинявайки радиоизблици в нея. През 1973 г. по орбитата на Йо е открит тор от светещи натриеви атоми; по-късно там са открити йони на сяра, калий и кислород. Тези вещества се изхвърлят от енергийни протони на радиационните пояси или директно от повърхността на Йо, или от газовите "струми" на вулканите. Въпреки че приливното влияние на Юпитер върху Европа е по-слабо, отколкото върху Йо, нейната вътрешност също може да бъде частично разтопена. Спектралните изследвания показват, че на повърхността на Европа има воден лед и червеникавият му оттенък вероятно се дължи на замърсяването със сяра от Йо. Почти пълното отсъствие на ударни кратери показва геоложката младост на повърхността. Гънките и разломите на ледената повърхност на Европа приличат на ледените полета на полярните морета на Земята; вероятно на Европа има течна вода под слой лед. Ганимед е най-голямата луна в Слънчевата система. Плътността му е ниска; вероятно е наполовина скала и наполовина лед. Повърхността му изглежда странно и показва признаци на разширяване на кората, вероятно придружаващо процеса на подповърхностна диференциация. Участъците от древната покрита с кратери повърхност са разделени от по-млади ровове, дълги стотици километри и широки 1-2 km, разположени на разстояние 10-20 km един от друг. Вероятно това е по-млад лед, образуван от изтичането на вода през пукнатини веднага след диференциацията преди около 4 милиарда години. Калисто е подобен на Ганимед, но няма признаци на разломи по повърхността му; всичко това е много старо и покрито с много кратери. Повърхността и на двата спътника е покрита с лед, осеян с реголитни скали. Но ако на Ганимед ледът е около 50%, то на Калисто е по-малко от 20%. Съставът на скалите на Ганимед и Калисто вероятно е подобен на този на въглеродните метеорити. Спътниците на Юпитер нямат атмосфера, с изключение на разредения SO2 вулканичен газ на Йо. От дузината малки луни на Юпитер четири са по-близо до планетата от галилеевите; най-големият от тях, Амалтея, е обект с кратери с неправилна форма (размери 270*166*150 км). Тъмната му повърхност - много червена - може да е била покрита със сиво от Йо. Външните малки спътници на Юпитер се разделят на две групи в съответствие с техните орбити: 4 по-близки до планетата се въртят в предна (спрямо въртенето на планетата) посока, а 4 по-далечни - в обратна посока. Всички са малки и тъмни; те вероятно са били заловени от Юпитер сред астероидите от троянската група (вижте АСТЕРОИД).
Сатурн.Втората по големина планета гигант. Това е водородно-хелиева планета, но относителното изобилие на хелий в Сатурн е по-малко от това на Юпитер; отдолу и средната му плътност. Бързото въртене на Сатурн води до неговата голяма сплесканост (11%).

САТУРН и неговите луни, заснети по време на преминаването на космическата сонда Вояджър.

В телескоп дискът на Сатурн не изглежда толкова грандиозно, колкото Юпитер: има кафяво-оранжев цвят и слабо изразени пояси и зони. Причината е, че горните области на атмосферата му са пълни с разпръскваща светлина мъгла от амоняк (NH3). Сатурн е по-далеч от Слънцето, така че температурата на горната му атмосфера (90 K) е с 35 K по-ниска от тази на Юпитер, а амонякът е в кондензирано състояние. С дълбочината температурата на атмосферата се повишава с 1,2 K/km, така че структурата на облака наподобява тази на Юпитер: има слой от водни облаци под облачния слой от амониев хидросулфат. В допълнение към водорода и хелия, CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 и PH3 са спектроскопски открити в атмосферата на Сатурн. По вътрешна структура Сатурн също прилича на Юпитер, но поради по-малката си маса има по-ниско налягане и температура в центъра (75 милиона бара и 10 500 K). Магнитното поле на Сатурн е сравнимо с това на Земята. Подобно на Юпитер, Сатурн генерира вътрешна топлина, два пъти повече, отколкото получава от Слънцето. Вярно, това съотношение е по-голямо от това на Юпитер, тъй като Сатурн, разположен два пъти по-далеч, получава четири пъти по-малко топлина от Слънцето.
Пръстените на Сатурн. Сатурн е заобиколен от уникално мощна система от пръстени на разстояние до 2,3 планетарни радиуса. Те са лесно различими, когато се гледат през телескоп, а когато се изучават от близко разстояние, показват изключително разнообразие: от масивен B пръстен до тесен F пръстен, от спирални вълни на плътност до напълно неочакваните радиално удължени „спици“, открити от Вояджъри . Частиците, които изпълват пръстените на Сатурн, отразяват светлината много по-добре от материала на тъмните пръстени на Уран и Нептун; тяхното изследване в различни спектрални диапазони показва, че това са "мръсни снежни топки" с размери от порядъка на метър. Трите класически пръстена на Сатурн, подредени от външен към вътрешен, са обозначени с буквите A, B и C. Пръстен B е доста плътен: радиосигналите от Вояджър почти не преминават през него. Пропастта от 4000 km между пръстените A и B, наречена делене на Касини (или празнина), всъщност не е празна, но е сравнима по плътност с бледия C пръстен, който преди се наричаше креп пръстен. Близо до външния ръб на А пръстена има по-малко видима фисура на Encke. През 1859 г. Максуел заключава, че пръстените на Сатурн трябва да са съставени от отделни частици, обикалящи около планетата. В края на 19в това беше потвърдено от спектрални наблюдения, които показаха, че вътрешните части на пръстените се въртят по-бързо от външните. Тъй като пръстените лежат в равнината на екватора на планетата, което означава, че са наклонени към равнината на орбитата с 27 °, Земята попада в равнината на пръстените два пъти за 29,5 години и ние ги наблюдаваме от ръба. В този момент пръстените "изчезват", което доказва тяхната много малка дебелина - не повече от няколко километра. Подробните изображения на пръстените, направени от Pioneer 11 (1979) и Voyagers (1980 и 1981), показват много по-сложна структура от очакваното. Пръстените са разделени на стотици отделни пръстени с типична ширина от няколкостотин километра. Дори в празнината на Касини имаше поне пет пръстена. Подробният анализ показа, че пръстените са нехомогенни както по размер, така и вероятно по състав на частиците. Сложната структура на пръстените вероятно се дължи на гравитационното влияние на малки спътници в близост до тях, за които досега не се е подозирало. Вероятно най-необичайният е най-тънкият пръстен F, открит през 1979 г. от Pioneer на разстояние 4000 км от външния ръб на пръстена A. по-късно Вояджър 2 установи, че структурата на пръстена F е много по-проста: "нишките" на материята вече не са преплетени. Тази структура и нейната бърза еволюция отчасти се дължи на влиянието на два малки спътника (Прометей и Пандора), движещи се по външния и вътрешния ръб на този пръстен; те се наричат "кучета пазачи". Не е изключено обаче наличието на още по-малки тела или временни натрупвания на материя вътре в самия пръстен F.
Сателити.Сатурн има поне 18 луни. Повечето вероятно са ледени. Някои имат много интересни орбити. Например Янус и Епиметей имат почти еднакви орбитални радиуси. В орбитата на Диона, на 60 ° пред нея (тази позиция се нарича водеща точка на Лагранж), се движи по-малкият спътник Хелена. Тетис е придружена от два малки спътника - Телесто и Калипсо - в предната и изоставащата точка на Лагранж на нейната орбита. Радиусите и масите на седем сателита на Сатурн (Мимас, Енцелад, Тетис, Диона, Рея, Титан и Япет) са измерени с добра точност. Всички те са предимно ледени. По-малките имат плътност 1-1,4 g/cm3, което е близко до плътността на водния лед с повече или по-малко примеси на скали. Все още не е ясно дали съдържат метан и амонячен лед. По-високата плътност на Титан (1,9 g/cm3) е резултат от голямата му маса, която причинява компресия на вътрешността. По диаметър и плътност Титан е много подобен на Ганимед; те вероятно имат същата вътрешна структура. Титан е втората по големина луна в Слънчевата система и е уникална с това, че има постоянна мощна атмосфера, състояща се главно от азот и малко количество метан. Налягането на повърхността му е 1,6 бара, температурата е 90 К. При такива условия течният метан може да бъде на повърхността на Титан. Горните слоеве на атмосферата до надморска височина от 240 км са пълни с оранжеви облаци, вероятно състоящи се от частици органични полимери, синтезирани под въздействието на ултравиолетовите лъчи на Слънцето. Останалите спътници на Сатурн са твърде малки, за да имат атмосфера. Повърхностите им са покрити с лед и с много кратери. Само на повърхността на Енцелад има значително по-малко кратери. Вероятно приливното влияние на Сатурн поддържа недрата му в разтопено състояние, а метеоритните удари водят до изливане на вода и запълване на кратерите. Някои астрономи смятат, че частиците от повърхността на Енцелад са образували широк Е пръстен по неговата орбита. Много интересен е спътникът Япет, при който задното (спрямо посоката на орбиталното движение) полукълбо е покрито с лед и отразява 50% от падащата светлина, а предното полукълбо е толкова тъмно, че отразява само 5% от светлината. ; тя е покрита с нещо като веществото на въглеродните метеорити. Възможно е материалът, изхвърлен под въздействието на метеоритни удари от повърхността на външния спътник на Сатурн Фийба, да попадне върху предното полукълбо на Япет. По принцип това е възможно, тъй като Фийби се движи по орбитата в обратна посока. Освен това повърхността на Фийби е доста тъмна, но все още няма точни данни за нея.
Уран.Уран е аквамарин и изглежда безизразен, защото горната му атмосфера е пълна с мъгла, през която сондата Вояджър 2, която прелетя близо до него през 1986 г., едва успя да види няколко облака. Оста на планетата е наклонена спрямо орбиталната ос на 98,5°, т.е. лежи почти в равнината на орбитата. Следователно всеки от полюсите е обърнат директно към Слънцето за известно време и след това отива в сянка за половин година (42 земни години). Атмосферата на Уран съдържа предимно водород, 12-15% хелий и няколко други газове. Температурата на атмосферата е около 50 K, въпреки че в горните разредени слоеве се повишава до 750 K през деня и 100 K през нощта. Магнитното поле на Уран е малко по-слабо от земното на повърхността, а оста му е наклонена към оста на въртене на планетата с 55 °. Малко се знае за вътрешната структура на планетата. Облачният слой вероятно се простира до дълбочина от 11 000 км, последван от горещ воден океан с дълбочина 8 000 км, а под него разтопено каменно ядро с радиус 7 000 км.
Пръстени.През 1976 г. са открити уникални пръстени на Уран, състоящи се от отделни тънки пръстени, най-широкият от които е с дебелина 100 km. Пръстените са разположени в диапазона от разстояния от 1,5 до 2,0 радиуса на планетата от нейния център. За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Уран са изградени от големи тъмни скали. Смята се, че малък спътник или дори два спътника се движат във всеки пръстен, както в пръстена F на Сатурн.
Сателити.Открити са 20 луни на Уран. Най-големите - Титания и Оберон - с диаметър 1500 км. Има още 3 големи, с размери над 500 км, останалите са много малки. Повърхностните спектри на пет големи сателита показват голямо количество воден лед. Повърхностите на всички спътници са покрити с метеоритни кратери.
Нептун.Външно Нептун е подобен на Уран; неговият спектър също е доминиран от метанови и водородни ленти. Потокът от топлина от Нептун значително надвишава мощността на падащата върху него слънчева топлина, което показва съществуването вътрешен източникенергия. Може би голяма част от вътрешната топлина се освобождава в резултат на приливи и отливи, причинени от масивната луна Тритон, която обикаля в обратна посока на разстояние от 14,5 планетарни радиуса. Вояджър 2, летящ през 1989 г. на разстояние 5000 км от облачния слой, откри още 6 спътника и 5 пръстена близо до Нептун. В атмосферата бяха открити Голямото тъмно петно и сложна система от вихрови течения. Розовата повърхност на Тритон разкри невероятни геоложки подробности, включително мощни гейзери. Сателитът Proteus, открит от Voyager, се оказа по-голям от Nereid, открит от Земята през 1949 г.
Плутон.Плутон има силно издължена и наклонена орбита; в перихелий се доближава до Слънцето на 29,6 AU. и се отстранява в афелий на 49,3 AU. Плутон премина перихелия през 1989 г.; от 1979 до 1999 г. е бил по-близо до Слънцето от Нептун. Въпреки това, поради големия наклон на орбитата на Плутон, неговият път никога не се пресича с Нептун. Средната повърхностна температура на Плутон е 50 K, тя се променя от афелий до перихелий с 15 K, което е доста забележимо при толкова ниски температури. По-специално, това води до появата на разредена метанова атмосфера в периода на преминаване на планетата през перихелия, но нейното налягане е 100 000 пъти по-малко от налягането на земната атмосфера. Плутон не може да задържи атмосфера за дълго, защото е по-малък от Луната. Спътникът на Плутон Харон отнема 6,4 дни, за да направи орбита близо до планетата. Неговата орбита е много силно наклонена към еклиптиката, така че затъмненията се случват само в редки епохи на преминаване на Земята през равнината на орбитата на Харон. Яркостта на Плутон се променя редовно с период от 6,4 дни. Следователно Плутон се върти синхронно с Харон и има големи петна по повърхността. По отношение на размера на планетата Харон е много голям. Плутон-Харон често се нарича "двойна планета". По едно време Плутон беше смятан за "избягал" спътник на Нептун, но след откриването на Харон това изглежда малко вероятно.
ПЛАНЕТИ: СРАВНИТЕЛЕН АНАЛИЗ
Вътрешна структура.Обекти на слънчевата система по отношение на техните вътрешна структура могат да бъдат разделени на 4 категории: 1) комети, 2) малки тела, 3) планети от земна група, 4) газови гиганти. Кометите са прости ледени тела със специален състав и история. Категорията на малките тела включва всички други небесни обекти с радиус по-малък от 200 km: междупланетни прашинки, частици от планетарни пръстени, малки спътници и повечето астероиди. По време на еволюцията на Слънчевата система всички те са загубили топлината, отделена по време на първичното натрупване, и са се охладили, като не са били достатъчно големи, за да се нагреят поради радиоактивния разпад, протичащ в тях. Планетите от земен тип са много разнообразни: от "железния" Меркурий до мистериозната ледена система Плутон-Харон. В допълнение към най-големите планети, Слънцето понякога се класифицира като газов гигант. Най-важният параметър, който определя състава на планетата, е средната плътност (общата маса, разделена на общия обем). Стойността му веднага показва какъв вид планета - "камък" (силикати, метали), "лед" (вода, амоняк, метан) или "газ" (водород, хелий). Въпреки че повърхностите на Меркурий и Луната са поразително сходни, вътрешният им състав е напълно различен, тъй като средната плътност на Меркурий е 1,6 пъти по-висока от тази на Луната. В същото време масата на Меркурий е малка, което означава, че неговата висока плътност се дължи главно не на компресията на материята под действието на гравитацията, а на специален химичен състав: Живакът съдържа 60-70% метали и 30% -40% силикати по маса. Съдържанието на метал на единица маса на Меркурий е значително по-високо от това на всяка друга планета. Венера се върти толкова бавно, че нейното екваториално издуване се измерва само на части от метър (при Земята - 21 км) и изобщо не може да каже нищо за вътрешната структура на планетата. Неговото гравитационно поле корелира с топографията на повърхността, за разлика от Земята, където континентите "плуват". Възможно е континентите на Венера да са фиксирани от твърдостта на мантията, но е възможно топографията на Венера да се поддържа динамично от силна конвекция в нейната мантия. Повърхността на Земята е много по-млада от повърхностите на други тела в Слънчевата система. Причината за това е най-вече интензивната обработка на коровия материал в резултат на тектониката на плочите. Ерозията под действието на течна вода също има забележим ефект. Повърхностите на повечето планети и луни са доминирани от пръстеновидни структури, свързани с ударни кратери или вулкани; на Земята тектониката на плочите е причинила нейните големи възвишения и низини да бъдат линейни. Пример са планински вериги, които се издигат там, където се сблъскват две плочи; океански ровове, които маркират места, където една плоча преминава под друга (зони на субдукция); както и средноокеански хребети в онези места, където две плочи се разминават под действието на млада кора, излизаща от мантията (зона на разпространение). Така релефът на земната повърхност отразява динамиката на нейните недра. Малки проби от горната мантия на Земята стават достъпни за лабораторно изследване, когато се издигнат на повърхността като част от магмени скали. Известни са ултрабазични включвания (ултрабазити, бедни на силикати и богати на Mg и Fe), съдържащи минерали, които се образуват само когато високо налягане(например диамант), както и сдвоени минерали, които могат да съществуват едновременно само ако са били образувани при високо налягане. Тези включвания позволиха да се оцени с достатъчна точност съставът на горната мантия до дълбочина от прибл. 200 км. Минералогичният състав на дълбоката мантия не е добре известен, тъй като все още няма точни данни за разпределението на температурата с дълбочина и основните фази на дълбоките минерали не са възпроизведени в лабораторията. Ядрото на Земята се дели на външно и вътрешно. Външното ядро не предава напречни сеизмични вълни, следователно е течно. Въпреки това, на дълбочина от 5200 km, материята на ядрото отново започва да провежда напречни вълни, но с ниска скорост; това означава, че вътрешното ядро е частично "замразено". Плътността на ядрото е по-ниска от тази на чиста желязо-никелова течност, вероятно поради примеса на сяра. Една четвърт от повърхността на Марс е заета от хълма Тарсис, който се е издигнал със 7 км спрямо средния радиус на планетата. Именно на него се намират повечето вулкани, при образуването на които лавата се разпространява на голямо разстояние, което е типично за разтопени скали, богати на желязо. Една от причините за огромния размер на марсианските вулкани (най-големите в Слънчевата система) е, че за разлика от Земята, Марс няма плочи, движещи се спрямо горещи джобове в мантията, така че вулканите отнемат много време, за да растат на едно място . Марс няма магнитно поле и не е открита сеизмична активност. В почвата му имаше много железни оксиди, което показва слаба диференциация на вътрешността.
Вътрешна топлина.Много планети излъчват повече топлина, отколкото получават от Слънцето. Количеството генерирана и съхранявана топлина в недрата на планетата зависи от нейната история. За нововъзникваща планета метеоритната бомбардировка е основният източник на топлина; тогава топлината се отделя по време на диференциацията на вътрешността, когато най-плътните компоненти, като желязо и никел, се установяват към центъра и образуват ядрото. Юпитер, Сатурн и Нептун (но не и Уран по някаква причина) все още излъчват топлината, която са натрупали, когато са се образували преди 4,6 милиарда години. За планетите от земната група важен източник на топлина в настоящата ера е разпадането на радиоактивни елементи - уран, торий и калий - които са били в малки количества в първоначалния хондритен (слънчев) състав. Разсейването на енергията на движение при приливни деформации - така нареченото "приливно разсейване" - е основният източник на нагряване на Йо и играе важна роля в еволюцията на някои планети, чието въртене (например Меркурий) е забавено надолу от приливи и отливи.
Конвекция в мантията.Ако течността се нагрее достатъчно силно, в нея се развива конвекция, тъй като топлопроводимостта и радиацията не могат да се справят с топлинния поток, доставян локално. Може да изглежда странно да се каже, че вътрешността на земните планети е покрита с конвекция, подобно на течност. Не знаем ли, че според сеизмологичните данни в земната мантия се разпространяват напречни вълни и следователно мантията не се състои от течност, а от твърди скали? Но нека вземем обикновена стъклена замазка: при бавен натиск тя се държи като вискозна течност, при рязък натиск - като еластично тяло, а при удар - като камък. Това означава, че за да разберем как се държи материята, трябва да вземем предвид в какъв времеви мащаб се случват процесите. Напречните сеизмични вълни преминават през земните недра за минути. В геоложка времева скала, измерена в милиони години, скалите се деформират пластично, ако върху тях постоянно се прилага значително напрежение. Удивително е, че земната кора все още се изправя, връщайки се към предишната си форма, която е имала преди последното заледяване, приключило преди 10 000 години. Изучавайки възрастта на повдигнатите брегове на Скандинавия, Н. Хаскел изчислява през 1935 г., че вискозитетът на земната мантия е 1023 пъти по-голям от вискозитета на течната вода. Но в същото време математически анализпоказва, че земната мантия е в състояние на интензивна конвекция (такова движение на земните недра може да се види в ускорен филм, където милиони години минават за секунда). Подобни изчисления показват, че Венера, Марс и в по-малка степен Меркурий и Луната също вероятно имат конвективни мантии. Ние едва започваме да разкриваме природата на конвекцията в газовите гигантски планети. Известно е, че конвективните движения са силно повлияни от бързото въртене, което съществува в гигантските планети, но е много трудно експериментално да се изследва конвекцията във въртяща се сфера с централно привличане. Досега най-точните експерименти от този вид са извършени в микрогравитация в околоземна орбита. Тези експерименти, заедно с теоретични изчисления и числени модели, показаха, че конвекцията възниква в тръби, опънати по оста на въртене на планетата и огънати в съответствие с нейната сферичност. Такива конвективни клетки се наричат "банани" поради тяхната форма. Налягането на планетите газови гиганти варира от 1 бар на нивото на върховете на облаците до около 50 Mbar в центъра. Следователно основният им компонент - водородът - се намира на различни нива в различни фази. При налягане над 3 Mbar обикновеният молекулярен водород се превръща в течен метал, подобен на лития. Изчисленията показват, че Юпитер е съставен главно от метален водород. А Уран и Нептун, очевидно, имат разширена мантия от течна вода, която също е добър проводник.
Магнитно поле.Външното магнитно поле на планетата носи важна информация за движението на нейната вътрешност. Това е магнитното поле, което задава референтната рамка, в която се измерва скоростта на вятъра в облачната атмосфера на гигантската планета; това показва, че в течното метално ядро на Земята съществуват мощни потоци, а във водните мантии на Уран и Нептун се извършва активно смесване. Напротив, липсата на силно магнитно поле на Венера и Марс налага ограничения върху вътрешната им динамика. Сред планетите от земната група магнитното поле на Земята има изключителен интензитет, което показва активен динамо ефект. Липсата на силно магнитно поле на Венера не означава, че нейното ядро се е втвърдило: най-вероятно бавното въртене на планетата предотвратява ефекта на динамото. Уран и Нептун имат еднакви магнитни диполи с голям наклон към осите на планетите и изместване спрямо техните центрове; това показва, че техният магнетизъм произхожда от мантиите, а не от ядрата. Спътниците на Юпитер Йо, Европа и Ганимед имат свои собствени магнитни полета, докато Калисто не. Остатъчен магнетизъм, открит в Луната.
атмосфера. Слънцето, осем от деветте планети и три от шестдесет и трите спътника имат атмосфера. Всяка атмосфера има свой собствен специален химичен състав и поведение, наречено "време". Атмосферите се разделят на две групи: за планетите от земния тип плътната повърхност на континентите или океана определя условията на долната граница на атмосферата, а за газовите гиганти атмосферата е практически бездънна. За земните планети тънък (0,1 km) слой от атмосферата близо до повърхността постоянно изпитва нагряване или охлаждане от него, а по време на движение - триене и турбуленция (поради неравен терен); този слой се нарича повърхностен или граничен слой. Близо до повърхността молекулярният вискозитет има тенденция да „залепва“ атмосферата към земята, така че дори лекият бриз създава силен вертикален градиент на скоростта, който може да причини турбуленция. Промяната на температурата на въздуха с височина се контролира от конвективна нестабилност, тъй като отдолу въздухът се нагрява от топла повърхност, става по-лек и плува; докато се издига в области с ниско налягане, той се разширява и излъчва топлина в пространството, което го кара да се охлади, да стане по-плътен и да потъне. В резултат на конвекцията в ниските слоеве на атмосферата се установява адиабатен вертикален температурен градиент: например в земната атмосфера температурата на въздуха намалява с височина с 6,5 K/km. Тази ситуация съществува до тропопаузата (гръцки "тропо" - завой, "пауза" - прекратяване), ограничавайки долния слой на атмосферата, наречен тропосфера. Именно тук се случват промените, които наричаме време. Близо до Земята тропопаузата преминава на височини 8-18 km; на екватора е с 10 км по-високо, отколкото на полюсите. Поради експоненциалното намаляване на плътността с височината, 80% от масата на земната атмосфера е затворена в тропосферата. Освен това съдържа почти цялата водна пара, а оттам и облаците, които създават времето. На Венера въглеродният диоксид и водните пари, заедно със сярната киселина и серния диоксид, абсорбират почти цялата инфрачервена радиация, излъчвана от повърхността. Това предизвиква силен парников ефект, т.е. води до факта, че повърхностната температура на Венера е с 500 K по-висока от тази, която би имала в атмосфера, прозрачна за инфрачервено лъчение. Основните "парникови" газове на Земята са водната пара и въглеродният диоксид, които повишават температурата с 30 K. На Марс въглеродният диоксид и атмосферният прах причиняват слаб парников ефект от само 5 K. Горещата повърхност на Венера предотвратява освобождаването на сяра от атмосферата, като я свързва с повърхностните скали. Долната атмосфера на Венера е обогатена със серен диоксид, така че в нея има плътен слой от облаци от сярна киселина на височини от 50 до 80 km. Малко количество вещества, съдържащи сяра, също се намират в земна атмосфера особено след мощни вулканични изригвания. Сярата не е регистрирана в атмосферата на Марс, следователно нейните вулкани са неактивни в настоящата епоха. На Земята стабилното понижение на температурата с височина в тропосферата се променя над тропопаузата до повишаване на температурата с височина. Следователно има изключително стабилен слой, наречен стратосфера (лат. stratum – пласт, настилка). Наличието на постоянни тънки аерозолни слоеве и продължителният престой там на радиоактивни елементи от ядрени експлозии са пряко доказателство за липсата на смесване в стратосферата. В земната стратосфера температурата продължава да се повишава с височина до стратопаузата, преминавайки на надморска височина от ок. 50 км. Източникът на топлина в стратосферата са фотохимичните реакции на озона, чиято концентрация е максимална на надморска височина от ок. 25 км. Озонът абсорбира ултравиолетовото лъчение, така че под 75 km почти целият се превръща в топлина. Химията на стратосферата е сложна. Озонът се образува главно над екваториалните региони, но най-високата му концентрация се намира над полюсите; това показва, че съдържанието на озон се влияе не само от химията, но и от динамиката на атмосферата. Марс също има по-високи концентрации на озон над полюсите, особено над зимния полюс. Сухата атмосфера на Марс има относително малко хидроксилни радикали (OH), които разрушават озона. Температурните профили на атмосферите на гигантските планети се определят от наземни наблюдения на планетарни окултации на звезди и от данни от сондата, по-специално от затихването на радиосигналите, когато сондата навлиза в планетата. Всяка планета има тропопауза и стратосфера, над които се намират термосферата, екзосферата и йоносферата. Температурата на термосферите съответно на Юпитер, Сатурн и Уран е ок. 1000, 420 и 800 K. Високата температура и относително ниската гравитация на Уран позволяват на атмосферата да се простира до пръстените. Това причинява забавяне и бързо падане на праховите частици. Тъй като все още има прахови ленти в пръстените на Уран, трябва да има източник на прах там. Въпреки че температурната структура на тропосферата и стратосферата в атмосферите на различни планети има много общи черти, техният химичен състав е много различен. Атмосферите на Венера и Марс са предимно въглероден диоксид, но представляват два екстремни примера за атмосферна еволюция: Венера има плътна и гореща атмосфера, докато Марс има студена и разредена. Важно е да се разбере дали земната атмосфера в крайна сметка ще дойде в един от тези два типа и дали тези три атмосфери винаги са били толкова различни. Съдбата на първоначалната вода на планетата може да се определи чрез измерване на съдържанието на деутерий по отношение на лекия изотоп на водорода: съотношението D / H налага ограничение на количеството водород, напускащо планетата. Масата на водата в атмосферата на Венера сега е 10-5 от масата на земните океани. Но съотношението D/H на Венера е 100 пъти по-високо, отколкото на Земята. Ако първоначално това съотношение е било еднакво на Земята и Венера и водните запаси на Венера не са били попълвани по време на нейната еволюция, то стократно увеличение на съотношението D/H на Венера означава, че някога на Венера е имало сто пъти повече вода от сега. Обяснението за това обикновено се търси в теорията за "парниковото изпаряване", според която Венера никога не е била достатъчно студена, за да кондензира вода на повърхността й. Ако водата винаги е изпълвала атмосферата под формата на пара, тогава фотодисоциацията на водните молекули е довела до освобождаването на водород, чийто лек изотоп е излязъл от атмосферата в космоса, а останалата вода е обогатена с деутерий. Голям интерес представлява силната разлика между атмосферите на Земята и Венера. Смята се, че съвременните атмосфери на планетите от земния тип са се образували в резултат на дегазация на недрата; в този случай се отделят главно водни пари и въглероден диоксид. На Земята водата е концентрирана в океана, а въглеродният диоксид е свързан в седиментни скали. Но Венера е по-близо до Слънцето, там е горещо и няма живот; така че въглеродният диоксид остава в атмосферата. Водните пари под действието на слънчевата светлина се дисоциират на водород и кислород; водородът избяга в космоса (земната атмосфера също бързо губи водород), а кислородът се оказа свързан в скалите. Вярно е, че разликата между тези две атмосфери може да се окаже по-дълбока: все още няма обяснение за това, че в атмосферата на Венера има много повече аргон, отколкото в атмосферата на Земята. Сега повърхността на Марс е студена и суха пустиня. През най-топлата част от деня температурата може да бъде малко над нормалната точка на замръзване на водата, но ниското атмосферно налягане не позволява водата на повърхността на Марс да бъде в течно състояние: ледът веднага се превръща в пара. На Марс обаче има няколко каньона, които приличат на пресъхнали речни корита. Някои от тях изглеждат прорязани от краткотрайни, но катастрофално мощни водни течения, докато други показват дълбоки дерета и широка мрежа от долини, което показва вероятното дългосрочно съществуване на низинни реки в ранните периоди от историята на Марс. Има и морфологични индикации, че старите кратери на Марс са унищожени от ерозия много повече от младите и това е възможно само ако атмосферата на Марс е била много по-плътна от сега. В началото на 60-те години се смяташе, че полярните шапки на Марс са съставени от воден лед. Но през 1966 г. Р. Лейтън и Б. Мъри разглеждат топлинния баланс на планетата и показват, че въглеродният диоксид трябва да се кондензира в големи количества на полюсите и трябва да се поддържа баланс на твърд и газообразен въглероден диоксид между полярните шапки и атмосфера. Любопитно е, че сезонният растеж и намаляването на полярните шапки водят до колебания на налягането в атмосферата на Марс с 20% (например в кабините на стари реактивни лайнери спадовете на налягането по време на излитане и кацане също бяха около 20%). Космически снимки на марсианските полярни шапки показват невероятни спирални модели и стъпаловидни тераси, които сондата Mars Polar Lander (1999) трябваше да изследва, но претърпя неуспешно кацане. Не е известно точно защо налягането на марсианската атмосфера е спаднало толкова много, вероятно от няколко бара през първите милиарди години до 7 mbar сега. Възможно е изветряването на повърхностните скали да е премахнало въглеродния диоксид от атмосферата, отделяйки въглерода в карбонатни скали, както се случи на Земята. При повърхностна температура от 273 K, този процес може да унищожи атмосферата на въглероден диоксид на Марс с налягане от няколко бара само за 50 милиона години; очевидно се е оказало много трудно да се поддържа топъл и влажен климат на Марс през цялата история на слънчевата система. Подобен процес засяга и въглеродното съдържание в земната атмосфера. Около 60 бара въглерод сега е свързан в карбонатните скали на земята. Очевидно в миналото земната атмосфера е съдържала много повече въглероден диоксид, отколкото сега, и температурата на атмосферата е била по-висока. Основната разлика между еволюцията на атмосферата на Земята и Марс е, че на Земята тектониката на плочите поддържа въглеродния цикъл, докато на Марс тя е „заключена“ в скали и полярни шапки.
околопланетни пръстени. Любопитно е, че всяка от планетите-гиганти има система от пръстени, но нито една земна планета няма. Онези, които гледат Сатурн за първи път през телескоп, често възкликват: „Е, точно като на снимката!“, Виждайки неговите удивително ярки и ясни пръстени. Пръстените на останалите планети обаче са почти невидими в телескоп. Бледият пръстен на Юпитер изпитва мистериозно взаимодействие с магнитното си поле. Уран и Нептун са заобиколени от по няколко тънки пръстена; структурата на тези пръстени отразява тяхното резонансно взаимодействие с близките спътници. Трите пръстеновидни дъги на Нептун са особено интригуващи за изследователите, тъй като те са ясно ограничени както в радиална, така и в азимутална посока. Голяма изненада беше откриването на тесните пръстени на Уран по време на наблюдението на неговото покритие на звезда през 1977 г. Факт е, че има много явления, които биха могли забележимо да разширят тесните пръстени само за няколко десетилетия: това са взаимни сблъсъци на частици , ефектът на Пойнтинг-Робъртсън (радиационно спиране) и плазмено спиране. От практическа гледна точка тесните пръстени, чиято позиция може да бъде измерена с висока точност, се оказаха много удобен индикатор за орбиталното движение на частиците. Прецесията на пръстените на Уран направи възможно да се изясни разпределението на масата в рамките на планетата. Тези, на които им се е налагало да карат кола с прашно предно стъкло към изгряващото или залязващото слънце, знаят, че праховите частици силно разпръскват светлината в посоката, в която пада. Ето защо е трудно да се открие прах в планетарните пръстени, като се наблюдават от Земята, т.е. от страната на слънцето. Но всеки път, когато космическата сонда прелетя покрай външната планета и „погледна“ назад, получавахме изображения на пръстените в пропусната светлина. В такива изображения на Уран и Нептун са открити неизвестни досега прахови пръстени, които са много по-широки от тесните пръстени, известни отдавна. Въртящите се дискове са най-важната тема на съвременната астрофизика. Много динамични теории, разработени, за да обяснят структурата на галактиките, могат също да се използват за изследване на планетарни пръстени. Така пръстените на Сатурн се превърнаха в обект за проверка на теорията за самогравитиращите дискове. Свойството на собствената гравитация на тези пръстени се показва от наличието както на спирални вълни на плътност, така и на спирални вълни на огъване в тях, които се виждат на подробните изображения. Вълновият пакет, открит в пръстените на Сатурн, се приписва на силния хоризонтален резонанс на планетата с нейната луна Япет, който възбужда спирални вълни на плътност във външния дял на Касини. За произхода на пръстените са направени много предположения. Важно е те да лежат вътре в зоната на Рош, т.е. на такова разстояние от планетата, където взаимното привличане на частиците е по-малко от разликата в силите на привличане между тях от планетата. Вътре в зоната на Рош разпръснатите частици не могат да образуват спътник на планетата. Може би веществото на пръстените е останало "непотърсено" от формирането на самата планета. Но може би това са следи от скорошна катастрофа - сблъсък на два спътника или унищожаване на сателит от приливните сили на планетата. Ако съберете цялото вещество на пръстените на Сатурн, получавате тяло с радиус от ок. 200 км. В пръстените на други планети има много по-малко вещество.
МАЛКИ ТЕЛА ОТ СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА
Астероиди. Много малки планети - астероиди - се въртят около Слънцето главно между орбитите на Марс и Юпитер. Астрономите възприеха името „астероид“, защото в телескоп изглеждат като бледи звезди (астер на гръцки означава „звезда“). Първоначално те смятаха, че това са фрагменти от голяма планета, която някога е съществувала, но след това стана ясно, че астероидите никога не са образували едно тяло; най-вероятно това вещество не може да се обедини в планета поради влиянието на Юпитер. Според оценките общата маса на всички астероиди в нашата ера е само 6% от масата на Луната; половината от тази маса се съдържа в трите най-големи - 1 Церера, 2 Палада и 4 Веста. Числото в обозначението на астероида показва реда, в който е открит. Астероидите с точно известни орбити получават не само серийни номера, но и имена: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Известни са точните елементи на орбитите на повече от 8000 астероида от 33 000 открити до момента. Има най-малко двеста астероида с радиус над 50 км и около хиляда - над 15 км. Смята се, че около милион астероиди имат радиус по-голям от 0,5 km. Най-големият от тях е Церера, доста тъмен и труден за наблюдение обект. Необходими са специални методи на адаптивна оптика, за да се разграничат детайлите на повърхността дори на големи астероиди с помощта на наземни телескопи. Орбиталните радиуси на повечето астероиди са между 2,2 и 3,3 AU, този регион се нарича "астероиден пояс". Но не е изцяло изпълнен с астероидни орбити: на разстояния от 2,50, 2,82 и 2,96 AU. Те не са тук; тези "прозорци" са се образували под въздействието на смущения от Юпитер. Всички астероиди орбитират в посока напред, но орбитите на много от тях са забележимо удължени и наклонени. Някои астероиди имат много любопитни орбити. И така, група троянци се движи в орбитата на Юпитер; повечето от тези астероиди са много тъмни и червени. Астероидите от групата на Амур имат орбити, които пасват или пресичат орбитата на Марс; сред тях 433 Ерос. Астероидите от групата на Аполо пресичат орбитата на Земята; сред тях 1533 Икар, най-близо до Слънцето. Очевидно рано или късно тези астероиди изпитват опасно приближаване към планетите, което завършва със сблъсък или сериозна промяна в орбитата. И накрая, астероидите от групата на Атон наскоро бяха отделени като специален клас, чиито орбити лежат почти изцяло в орбитата на Земята. Всички те са много малки. Яркостта на много астероиди се променя периодично, което е естествено за въртящите се неправилни тела. Периодите им на въртене са в диапазона от 2,3 до 80 часа и са средно близо 9 часа.Астероидите дължат неправилната си форма на множество взаимни сблъсъци. Примери за екзотична форма са 433 Ерос и 643 Хектор, при които съотношението на дължините на осите достига 2,5. В миналото цялата вътрешност на Слънчевата система вероятно е била подобна на главния астероиден пояс. Юпитер, разположен близо до този пояс, силно смущава движението на астероидите с привличането си, увеличавайки скоростта им и водейки до сблъсък, а това по-често ги унищожава, отколкото обединява. Подобно на незавършена планета, астероидният пояс ни дава уникална възможност да видим части от структурата, преди да изчезнат в завършеното тяло на планетата. Чрез изучаване на светлината, отразена от астероидите, е възможно да научим много за състава на тяхната повърхност. Повечето астероиди, въз основа на тяхната отразяваща способност и цвят, се разпределят в три групи, подобни на метеоритните групи: астероидите от тип C имат тъмна повърхност като въглеродните хондрити (вижте Метеорити по-долу), тип S е по-ярък и по-червен, а тип M е подобен на желязо -никелови метеорити. Например 1 Церера изглежда като въглеродни хондрити, а 4 Веста прилича на базалтов евкрит. Това показва, че произходът на метеоритите е свързан с астероидния пояс. Повърхността на астероидите е покрита с фино натрошена скала - реголит. Доста странно е, че той остава на повърхността след удара на метеорити - все пак 20-километров астероид има гравитация 10-3 g, а скоростта на напускане на повърхността е само 10 m/s. В допълнение към цвета, вече е известно, че много характерни инфрачервени и ултравиолетови спектрални линии се използват за класифициране на астероиди. Според тези данни се разграничават 5 основни класа: A, C, D, S и T. Астероидите 4 Веста, 349 Дембовска и 1862 Аполо не се вписват в тази класификация: всеки от тях заема специална позиция и става прототип на нови класове, съответно V, R и Q, който сега съдържа други астероиди. От голямата група C-астероиди впоследствие се разграничават класове B, F и G. Съвременната класификация включва 14 вида астероиди, обозначени (в низходящ ред на броя на членовете) с буквите S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Тъй като албедото на астероидите C е по-ниско от това на астероидите S, възниква наблюдателна селекция: тъмните астероиди C са по-трудни за откриване. Като се има предвид това, C-астероидите са най-многобройният тип. От сравнение на спектрите на астероиди от различни видове със спектрите на чисти минерали се формират три големи групи: примитивни (C, D, P, Q), метаморфни (F, G, B, T) и магмени (S, M, E, A, V, R). Повърхността на примитивните астероиди е богата на въглерод и вода; метаморфните съдържат по-малко вода и летливи вещества от примитивните; магмените са покрити със сложни минерали, вероятно образувани от стопилката. Вътрешната област на главния астероиден пояс е богато населена с магмени астероиди, метаморфните астероиди преобладават в средната част на пояса, а примитивните астероиди преобладават в периферията. Това показва, че по време на формирането на Слънчевата система е имало рязък температурен градиент в астероидния пояс. Класификацията на астероидите въз основа на техните спектри групира телата според техния повърхностен състав. Но ако вземем предвид елементите на техните орбити (полу-голямата ос, ексцентричност, наклон), тогава се разграничават динамичните семейства на астероидите, описани за първи път от К. Хираяма през 1918 г. Най-населените от тях са семействата на Темида, Еос и Корониди. Вероятно всяко семейство е рояк от фрагменти от сравнително скорошен сблъсък. Систематичното изследване на Слънчевата система ни кара да разберем, че големите сблъсъци са по-скоро правило, отколкото изключение и че Земята също не е имунизирана срещу тях.
метеорити. Метеороидът е малко тяло, което се върти около слънцето. Метеорът е метеороид, който е влязъл в атмосферата на планетата и се е нажежил до блясък. И ако остатъкът му падне на повърхността на планетата, той се нарича метеорит. Един метеорит се счита за "паднал", ако има очевидци, които са наблюдавали полета му в атмосферата; в противен случай се нарича "намерено". Има много повече "намерени" метеорити, отколкото "паднали". Често те се намират от туристи или селяни, работещи на полето. Тъй като метеоритите са тъмни на цвят и лесно се виждат в снега, антарктическите ледени полета, където вече са открити хиляди метеорити, са отлично място за тяхното търсене. За първи път метеорит в Антарктика е открит през 1969 г. от група японски геолози, които са изучавали ледниците. Те откриха 9 фрагмента, разположени един до друг, но принадлежащи на четири различни вида метеорити. Оказа се, че метеорити, паднали върху леда на различни места, се събират там, където спират ледените полета, движещи се със скорост няколко метра годишно, почивайки върху планински вериги. Вятърът разрушава и изсушава горните слоеве лед (възниква суха сублимация - аблация), а метеоритите се концентрират върху повърхността на ледника. Такъв лед има синкав цвят и лесно се различава от въздуха, което учените използват, когато изучават места, обещаващи за събиране на метеорити. Важно падане на метеорит се случи през 1969 г. в Чихуахуа (Мексико). Първият от много големи фрагменти е открит близо до къща в село Пуеблито де Алиенде и според традицията всички намерени фрагменти от този метеорит са обединени под името Алиенде. Падането на метеорита Allende съвпадна с началото на лунната програма Apollo и даде възможност на учените да разработят методи за анализ на извънземни проби. През последните години беше установено, че някои метеорити, съдържащи бели фрагменти, вградени в по-тъмна основна скала, са лунни фрагменти. Метеоритът Allende принадлежи към хондритите, важна подгрупа каменисти метеорити. Наричат се така, защото съдържат хондрули (от гръцки. chondros, зърно) - най-старите сферични частици, които се кондензират в протопланетна мъглявина и след това стават част от по-късни скали. Такива метеорити позволяват да се оцени възрастта на Слънчевата система и нейния първоначален състав. Включенията на метеорита Allende, богати на калций и алуминий, които са първите, които се кондензират поради високата си точка на кипене, имат възраст, измерена от радиоактивен разпад от 4,559 ± 0,004 милиарда години. Това е най-точната оценка за възрастта на Слънчевата система. Освен това всички метеорити носят „исторически записи“, причинени от дългосрочното влияние на галактическите космически лъчи, слънчевата радиация и слънчевия вятър върху тях. Чрез изследване на щетите, причинени от космическите лъчи, можем да кажем колко дълго метеоритът е престоял в орбита, преди да попадне под защитата на земната атмосфера. Пряка връзка между метеоритите и Слънцето следва от факта, че елементният състав на най-старите метеорити - хондритите - точно повтаря състава на слънчевата фотосфера. Единствените елементи, чието съдържание се различава, са летливи, като водород и хелий, които са се изпарили изобилно от метеоритите по време на охлаждането им, както и литий, който е бил частично „изгорял“ на Слънцето при ядрени реакции. Термините "слънчев състав" и "хондритен състав" се използват взаимозаменяемо в описанието на "рецептата за слънчева материя", спомената по-горе. Каменните метеорити, чийто състав се различава от слънчевия, се наричат ахондрити.
Малки парчета.Близкото слънчево пространство е изпълнено с малки частици, източниците на които са колабиращите ядра на комети и сблъсъци на тела, главно в астероидния пояс. Най-малките частици постепенно се приближават до Слънцето в резултат на ефекта на Пойнтинг-Робъртсън (той се състои в това, че натискът на слънчевата светлина върху движеща се частица не е насочен точно по линията Слънце-частица, а в резултат на светлинна аберация тя се отклонява назад и следователно забавя движението на частицата). Падане малки частицина Слънцето се компенсира от постоянното им възпроизвеждане, така че в равнината на еклиптиката винаги има натрупване на прах, който разпръсква слънчевите лъчи. В най-тъмните нощи се вижда като зодиакална светлина, простираща се в широка ивица по еклиптиката на запад след залез слънце и на изток преди изгрев. В близост до Слънцето зодиакалната светлина преминава във фалшива корона (F-корона, от false - фалшива), която се вижда само по време на пълно затъмнение. С увеличаване на ъгловото разстояние от Слънцето яркостта на зодиакалната светлина бързо намалява, но в антисоларната точка на еклиптиката отново се увеличава, образувайки противоизлъчване; това се дължи на факта, че малките прахови частици интензивно отразяват светлината обратно. От време на време метеорити навлизат в земната атмосфера. Скоростта на движението им е толкова висока (средно 40 km/s), че почти всички, с изключение на най-малките и най-големите, изгарят на височина около 110 km, оставяйки дълги светещи опашки - метеори или падащи звезди. . Много метеороиди са свързани с орбитите на отделни комети, така че метеорите се наблюдават по-често, когато Земята минава близо до такива орбити в определени периоди от годината. Например, има много метеори около 12 август всяка година, когато Земята пресича потока Персеиди, свързан с частици, изгубени от кометата 1862 III. Друг дъжд - Ориониди - в района на 20 октомври е свързан с прах от Халеевата комета.
Вижте същоМЕТЕОР. Частици, по-малки от 30 микрона, могат да се забавят в атмосферата и да паднат на земята, без да бъдат изгорени; такива микрометеорити се събират за лабораторен анализ. Ако частици с размери от няколко сантиметра или повече се състоят от достатъчно плътно вещество, тогава те също не изгарят напълно и падат на повърхността на Земята под формата на метеорити. Повече от 90% от тях са каменни; само специалист може да ги различи от земните скали. Останалите 10% от метеоритите са железни (всъщност те са съставени от сплав от желязо и никел). Метеоритите се считат за фрагменти от астероиди. Железни метеорити някога са били в състава на ядрата на тези тела, унищожени от сблъсъци. Възможно е някои хлабави и летливи метеорити да са произлезли от комети, но това е малко вероятно; най-вероятно големи частици от комети изгарят в атмосферата и остават само малки. Като се има предвид колко трудно е кометите и астероидите да достигнат Земята, става ясно колко полезно е да се изучават метеорити, които независимо „пристигнаха“ на нашата планета от дълбините на Слънчевата система.
Вижте същоМЕТЕОРИТ.
Комети.Обикновено кометите идват от далечната периферия на Слънчевата система и за кратко време се превръщат в изключително зрелищни светила; по това време те привличат общото внимание, но голяма част от природата им все още е неясна. Нова комета обикновено се появява неочаквано и затова е почти невъзможно да се подготви космическа сонда, която да я посрещне. Разбира се, можете бавно да подготвите и изпратите сонда, която да се срещне с една от стотиците периодични комети, чиито орбити са добре известни; но всички тези комети, които многократно са се приближавали до Слънцето, вече са остарели, почти напълно са загубили своите летливи вещества и са станали бледи и неактивни. Само една периодична комета все още е активна - Халеевата комета. Нейните 30 появявания са редовно записвани от 240 г. пр.н.е. и наименува кометата в чест на астронома Е. Халей, който предсказа появата й през 1758 г. Кометата на Халей има орбитален период от 76 години, перихелийно разстояние от 0,59 AU. и афелий 35 AU Когато през март 1986 г. пресече равнината на еклиптиката, армада от космически кораби с петдесет научни инструмента се втурнаха да го посрещнат. Особено важни резултати са получени от две съветски сонди "Вега" и европейската "Джото", които за първи път предават изображения на кометно ядро. Те показват много неравна повърхност, покрита с кратери, и две газови струи, бликащи от слънчевата страна на ядрото. Ядрото на Халеевата комета беше по-голямо от очакваното; нейната повърхност, която отразява само 4% от падащата светлина, е една от най-тъмните в Слънчевата система.

На година се наблюдават около десет комети, от които само една трета са открити по-рано. Често се класифицират според продължителността на орбиталния период: краткопериодични (3 ДРУГИ ПЛАНЕТНИ СИСТЕМИ
От съвременните възгледи за образуването на звездите следва, че раждането на звезда от слънчев тип трябва да бъде придружено от образуването на планетарна система. Дори ако това се отнася само за звезди, които са напълно подобни на Слънцето (т.е. единични звезди от спектрален клас G), тогава в този случай поне 1% от звездите в Галактиката (а това е около 1 милиард звезди) трябва имат планетарни системи. По-подробен анализ показва, че всички звезди могат да имат планети, по-хладни от спектралния тип F, дори тези, включени в двойните системи.

Всъщност през последните години имаше съобщения за откриване на планети около други звезди. В същото време самите планети не се виждат: тяхното присъствие се открива от лекото движение на звездата, причинено от нейното привличане към планетата. Орбиталното движение на планетата кара звездата да се "люлее" и нейната радиална скорост да се променя периодично, което може да се измери от позицията на линиите в спектъра на звездата (ефектът на Доплер). До края на 1999 г. се съобщава за откриването на планети от тип Юпитер около 30 звезди, включително 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg и т.н. Всички тези звезди са близки до Слънце, а разстоянието до най-близкия от тях (Gliese 876) само 15 St. години. Два радиопулсара (PSR 1257+12 и PSR B1628-26) също имат системи от планети с маса от порядъка на тази на Земята. Все още не е възможно да се забележат толкова леки планети в нормални звезди с помощта на оптична технология. Около всяка звезда можете да посочите екосферата, в която повърхностната температура на планетата позволява съществуването на течна вода. Слънчевата екосфера се простира от 0,8 до 1,1 AU. Той съдържа Земята, но Венера (0,72 AU) и Марс (1,52 AU) не падат. Вероятно във всяка планетна система в екосферата попадат не повече от 1-2 планети, на които условията са благоприятни за живот.
ДИНАМИКА НА ОРБИТАЛНОТО ДВИЖЕНИЕ
Движението на планетите с висока точност се подчинява на трите закона на И. Кеплер (1571-1630), които той извежда от наблюдения: 1) Планетите се движат по елипси, в един от фокусите на които е Слънцето. 2) Радиус-векторът, свързващ Слънцето и планетата, замита равни площи за равни интервали от време от орбитата на планетата. 3) Квадратът на орбиталния период е пропорционален на куба на голямата полуос на елиптичната орбита. Вторият закон на Кеплер следва директно от закона за запазване на ъгловия момент и е най-общият от трите. Нютон установява, че първият закон на Кеплер е валиден, ако силата на привличане между две тела е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието между тях, а третият закон - ако тази сила е пропорционална и на масите на телата. През 1873 г. Дж. Бертран доказва, че като цяло само в два случая телата няма да се движат едно около друго по спирала: ако се привличат според закона на обратните квадрати на Нютон или според закона за пряката пропорционалност на Хук (който описва еластичността на извори). Забележително свойство на слънчевата система е, че масата на централната звезда е много по-голяма от масата на която и да е от планетите, така че движението на всеки член на планетарната система може да бъде изчислено с висока точност в рамките на проблема за движението на две взаимно гравитиращи тела - Слънцето и единствената планета до него. Математическото му решение е известно: ако скоростта на планетата не е твърде висока, тогава тя се движи по затворена периодична орбита, която може да бъде точно изчислена. Проблемът за движението на повече от две тела, наричан най-общо "проблем с N-тела", е много по-труден поради хаотичното им движение по незатворени орбити. Тази произволност на орбитите е фундаментално важна и дава възможност да се разбере например как метеоритите стигат от астероидния пояс до Земята.
Вижте също
ЗАКОНИТЕ НА КЕПЛЕР;
НЕБЕСНА МЕХАНИКА;
ОРБИТА. През 1867 г. Д. Къркууд е първият, който отбелязва, че празните пространства ("люкове") в астероидния пояс са разположени на такива разстояния от Слънцето, където средното движение е съизмеримо (в цяло число) с движението на Юпитер. С други думи, астероидите избягват орбити, в които периодът на тяхната революция около Слънцето би бил кратен на периода на революция на Юпитер. Двата най-големи люка на Kirkwood попадат в пропорции 3:1 и 2:1. Въпреки това, близо до съизмеримостта 3:2, има излишък от астероиди, групирани според тази характеристика в групата Gilda. Има и излишък от астероиди от троянската група при съизмеримост 1:1, движещи се в орбитата на Юпитер на 60° пред и 60° зад него. Ситуацията с троянците е ясна - те са заловени в близост до стабилните точки на Лагранж (L4 и L5) в орбитата на Юпитер, но как да обясним люковете Kirkwood и групата Gilda? Ако имаше само щриховки върху съизмерванията, тогава можеше да се приеме простото обяснение, предложено от самия Къркууд, че астероидите се изхвърлят от резонансните области от периодичното влияние на Юпитер. Но сега тази картина изглежда твърде проста. Числените изчисления показват, че хаотичните орбити проникват в региони на пространството близо до резонанса 3:1 и че астероидните фрагменти, които попадат в този регион, променят своите орбити от кръгли към удължени елиптични, като редовно ги довеждат до централната част на Слънчевата система. В такива орбити, които пресичат планетарни пътеки, метеороидите не живеят дълго (само няколко милиона години), преди да се разбият в Марс или Земята, и с малък пропуск биват изхвърлени в периферията на Слънчевата система. И така, основният източник на метеорити, падащи на Земята, са люковете Kirkwood, през които преминават хаотичните орбити на астероидни фрагменти. Разбира се, има много примери за силно подредени резонансни движения в Слънчевата система. Точно така се движат близки до планетите спътници, например Луната, която винаги е обърната към Земята с едно и също полукълбо, тъй като нейният орбитален период съвпада с аксиалния. Пример за още по-висока синхронизация дава системата Плутон-Харон, в която не само на спътника, но и на планетата „един ден е равен на месец“. Движението на Меркурий има междинен характер, чиято аксиална ротация и орбитална циркулация са в резонансно отношение 3:2. Но не всички тела се държат толкова просто: например в несферичния Хиперион, под влиянието на привличането на Сатурн, оста на въртене произволно се преобръща. Развитието на спътниковите орбити се влияе от няколко фактора. Тъй като планетите и спътниците не са точкови маси, а разширени обекти и освен това гравитационната сила зависи от разстоянието, различни части от тялото на спътника, отдалечени от планетата на различни разстояния, се привличат към него по различни начини; същото важи и за привличането, действащо от страната на спътника на планетата. Тази разлика в силите причинява приливите и отливите на морето и придава на синхронно въртящите се сателити леко сплескана форма. Сателитът и планетата предизвикват приливни деформации един в друг и това се отразява на орбиталното им движение. Средният резонанс на движение 4:2:1 на луните на Юпитер Йо, Европа и Ганимед, изследван за първи път подробно от Лаплас в неговата Небесна механика (том 4, 1805), се нарича резонанс на Лаплас. Само няколко дни преди приближаването на Вояджър 1 до Юпитер, на 2 март 1979 г., астрономите Пийл, Касен и Рейнолдс публикуват „Тидално разсейване на Йо“, в което прогнозират активен вулканизъм на този спътник поради водещата му роля в поддържането на 4 :2:1 резонанс. Вояджър 1 наистина откри активни вулкани на Йо, толкова мощни, че на изображенията на повърхността на спътника не се вижда нито един метеоритен кратер: повърхността му се покрива с изригвания толкова бързо.
ФОРМИРАНЕ НА СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА
Въпросът как се е образувала слънчевата система е може би най-трудният в планетарната наука. За да отговорим на него, все още разполагаме с малко данни, които биха помогнали да се възстановят сложните физични и химични процеси, протекли в онази далечна епоха. Една теория за формирането на слънчевата система трябва да обясни много факти, включително нейното механично състояние, химичен състав и данни за изотопната хронология. В този случай е желателно да се разчита на реални явления, наблюдавани в близост до формиращи се и млади звезди.
механично състояние.Планетите се въртят около Слънцето в една и съща посока, в почти кръгови орбити, разположени почти в една и съща равнина. Повечето от тях се въртят около оста си в същата посока като Слънцето. Всичко това показва, че предшественикът на слънчевата система е бил въртящ се диск, който е естествено образуван от компресията на самогравитираща система със запазване на ъгловия импулс и последващото увеличаване на ъгловата скорост. (Ъгловият импулс или импулсът на една планета е произведението на нейната маса, умножено по разстоянието от Слънцето и нейната орбитална скорост. Импулсът на Слънцето се определя от аксиалното му въртене и е приблизително равен на произведението на неговата маса, умножено по неговата радиус, умножен по скоростта му на въртене; аксиалните моменти на планетите са незначителни.) Слънцето съдържа в себе си 99% от масата на Слънчевата система, но само прибл. 1% от нейния ъглов момент. Теорията трябва да обясни защо по-голямата част от масата на системата е концентрирана в Слънцето, а по-голямата част от ъгловия момент е във външните планети. Наличните теоретични модели за формирането на Слънчевата система показват, че първоначално Слънцето се е въртяло много по-бързо, отколкото сега. Тогава ъгловият импулс от младото Слънце беше прехвърлен към външните части на Слънчевата система; астрономите смятат, че гравитационните и магнитните сили забавят въртенето на Слънцето и ускоряват движението на планетите. От два века е известно приблизително правило за правилното разпределение на планетарните разстояния от Слънцето (правилото на Тициус-Боде), но няма обяснение за него. В системите от спътници на външните планети могат да се проследят същите закономерности, както в планетната система като цяло; вероятно процесите на тяхното формиране са имали много общо.
Вижте същоЗАКОН БОДЕ.
Химичен състав.В Слънчевата система има силен градиент (разлика) на химичния състав: планетите и спътниците в близост до Слънцето са направени от огнеупорни материали, а в състава на далечните тела има много летливи елементи. Това означава, че по време на формирането на Слънчевата система е имало голям температурен градиент. Съвременните астрофизични модели на химическа кондензация предполагат, че първоначалният състав на протопланетния облак е бил близък до състава на междузвездната среда и Слънцето: по отношение на масата до 75% водород, до 25% хелий и по-малко от 1% на всички останали елементи. Тези модели успешно обясняват наблюдаваните вариации в химическия състав в Слънчевата система. За химичния състав на отдалечените обекти може да се съди въз основа на средната им плътност, както и спектрите на тяхната повърхност и атмосфера. Това може да се направи много по-точно чрез анализиране на проби от планетарна материя, но досега имаме само проби от Луната и метеорити. Изучавайки метеорити, започваме да разбираме химичните процеси в първичната мъглявина. Въпреки това процесът на агломерация на големи планети от малки частици все още не е ясен.
изотопни данни.Изотопният състав на метеоритите показва, че образуването на Слънчевата система е станало преди 4,6 ± 0,1 милиарда години и е продължило не повече от 100 милиона години. Аномалии в изотопите на неон, кислород, магнезий, алуминий и други елементи показват, че в процеса на колапс на междузвездния облак, който е родил Слънчевата система, в него са попаднали продуктите на експлозията на близка супернова.
Вижте същоИЗОТОП ; СУПЕРНОВА .
Звездообразуване.Звездите се раждат в процеса на колапс (компресия) на междузвездни облаци газ и прах. Този процес все още не е проучен в детайли. Има наблюдателни доказателства, че ударните вълни от експлозии на свръхнови могат да компресират междузвездната материя и да стимулират облаците да се разпаднат в звезди.
Вижте същоГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС. Преди млада звезда да достигне стабилно състояние, тя преминава през етап на гравитационно свиване от протозвездната мъглявина. Основна информация за този етап от еволюцията на звездите се получава чрез изучаване на млади звезди T Телец. Очевидно тези звезди все още са в състояние на компресия и възрастта им не надвишава 1 милион години. Обикновено масите им са от 0,2 до 2 слънчеви маси. Те показват признаци на силна магнитна активност. Спектрите на някои звезди T Телец съдържат забранени линии, които се появяват само в газ с ниска плътност; това вероятно са останки от протозвездна мъглявина, заобикаляща звездата. Звездите T Телец се характеризират с бързи колебания в ултравиолетовото и рентгеновото лъчение. Много от тях имат мощно инфрачервено лъчение и спектрални линии от силиций - това показва, че звездите са заобиколени от облаци прах. И накрая, звездите T Телец имат мощни звездни ветрове. Смята се, че в ранния период от своята еволюция Слънцето също е преминало през етапа на Т Телец и че именно през този период летливите елементи са били изтласкани от вътрешните региони на Слънчевата система. Някои образуващи се звезди с умерена маса показват силно увеличение на яркостта и изхвърляне на черупки за по-малко от година. Такива явления се наричат FU изригвания на Орион. Поне веднъж подобно избухване е преживяла звезда от T Телец. Смята се, че повечето млади звезди преминават през етап на FU Orionic изригване. Мнозина виждат причината за избухването във факта, че от време на време скоростта на натрупване на материя върху младата звезда от заобикалящия я газово-прахов диск се увеличава. Ако Слънцето също е претърпяло едно или повече изригвания от орионски FU тип в началото на своята еволюция, това трябва да е имало силен ефект върху летливите вещества в централната слънчева система. Наблюденията и изчисленията показват, че винаги има остатъци от протозвездна материя в близост до формираща се звезда. Може да образува звезда-компаньон или планетарна система. Наистина, много звезди образуват двоични и множествени системи. Но ако масата на спътника не надвишава 1% от масата на Слънцето (10 маси на Юпитер), тогава температурата в ядрото му никога няма да достигне стойността, необходима за възникването на термоядрени реакции. Такова небесно тяло се нарича планета.
Теории на формирането. Научните теории за формирането на слънчевата система могат да бъдат разделени на три категории: приливни, акреционни и небуларни. Последните в момента предизвикват най-голям интерес. Теорията за приливите и отливите, очевидно предложена за първи път от Буфон (1707-1788), не свързва пряко образуването на звезди и планети. Предполага се, че друга звезда, прелитаща покрай Слънцето, чрез приливно взаимодействие е изтръгнала от него (или от себе си) струя материя, от която са се образували планетите. Тази идея се сблъсква с много физически проблеми; например, горещата материя, изхвърлена от звезда, трябва да бъде изпръскана, а не кондензирана. Сега теорията за приливите и отливите е непопулярна, защото не може да обясни механичните характеристики на слънчевата система и представя нейното раждане като случайно и изключително рядко събитие. Теорията за акрецията предполага, че младото Слънце е уловило материала на бъдещата планетарна система, летейки през плътен междузвезден облак. Наистина младите звезди обикновено се намират близо до големи междузвездни облаци. Но в рамките на теорията за акрецията е трудно да се обясни градиентът на химичния състав в планетарната система. Небуларната хипотеза, предложена от Кант в края на 18 век, е най-развитата и общоприета сега. Основната му идея е, че Слънцето и планетите са се образували едновременно от един въртящ се облак. Свивайки се, той се превърнал в диск, в центъра на който се образувало Слънцето, а по периферията – планетите. Обърнете внимание, че тази идея се различава от хипотезата на Лаплас, според която Слънцето първо се е образувало от облак, а след това, докато се свива, центробежната сила е откъснала газови пръстени от екватора, които по-късно са се кондензирали в планети. Хипотезата на Лаплас е изправена пред физически трудности, които не са преодолени от 200 години. Най-успешната съвременна версия на небуларната теория е създадена от А. Камерън и колеги. В техния модел протопланетната мъглявина е около два пъти по-масивна от настоящата планетарна система. През първите 100 милиона години формиращото се Слънце активно изхвърля материя от него. Такова поведение е характерно за младите звезди, които се наричат звезди T Телец по името на прототипа. Разпределението на налягането и температурата на материята на мъглявината в модела на Камерън е в добро съответствие с градиента на химичния състав на слънчевата система. По този начин е най-вероятно Слънцето и планетите да са се образували от един срутващ се облак. В централната му част, където плътността и температурата са по-високи, са запазени само огнеупорни вещества, а по периферията също летливи; това обяснява градиента на химичния състав. Според този модел формирането на планетарна система трябва да придружава ранната еволюция на всички звезди като Слънцето.
Растеж на планетата.Има много сценарии за растеж на планетите. Може би планетите са се образували в резултат на случайни сблъсъци и слепване на малки тела, наречени планетезимали. Но може би малки тела, обединени в по-големи наведнъж големи групив резултат на гравитационна нестабилност. Не е ясно дали планетите са се натрупали в газова или безгазова среда. В газова мъглявина спадовете на температурата се изглаждат, но когато част от газа се кондензира в прахови частици, а останалият газ се отвлича от звездния вятър, прозрачността на мъглявината се увеличава рязко и в нея възниква силен температурен градиент. система. Все още не е напълно ясно какви са характерните времена на кондензация на газ в прахови частици, натрупване на прахови зърна в планетезимали и натрупване на планетезимали в планети и техните спътници.
ЖИВОТ В СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА
Предполага се, че животът в Слънчевата система някога е съществувал извън Земята и може би съществува сега. Появата на космическите технологии направи възможно започването на директно тестване на тази хипотеза. Меркурий беше твърде горещ и лишен от атмосфера и вода. Венера също е много гореща - на повърхността й е разтопено олово. Възможността за живот в горния облачен слой на Венера, където условията са много по-меки, не е нищо повече от фантазия. Луната и астероидите изглеждат напълно стерилни. На Марс се възлагаха големи надежди. Гледани през телескоп преди 100 години, системи от тънки прави линии - "канали" - тогава дадоха основание да се говори за изкуствени напоителни съоръжения на повърхността на Марс. Но сега знаем, че условията на Марс са неблагоприятни за живот: студен, сух, много разреден въздух и в резултат на това силна ултравиолетова радиация от Слънцето, стерилизираща повърхността на планетата. Инструментите на блоковете за кацане на Viking не откриха органична материя в почвата на Марс. Вярно е, че има признаци, че климатът на Марс се е променил значително и може би някога е бил по-благоприятен за живот. Известно е, че в далечното минало на повърхността на Марс е имало вода, тъй като подробните изображения на планетата показват следи от водна ерозия, напомнящи дерета и сухи речни корита. Дългосрочните промени в марсианския климат могат да бъдат свързани с промяна в наклона на полярната ос. При леко повишаване на температурата на планетата атмосферата може да стане 100 пъти по-плътна (поради изпарението на леда). Следователно е възможно някога да е съществувал живот на Марс. На този въпрос ще можем да отговорим само след подробно изследване на пробите от марсианска почва. Но доставката им до Земята е трудна задача. За щастие има сериозни доказателства, че от хилядите метеорити, открити на Земята, най-малко 12 идват от Марс. Те се наричат SNC метеорити, тъй като първите от тях са открити в близост до селищата Шерготи (Шерготи, Индия), Накла (Накла, Египет) и Шассини (Шассиньоа, Франция). Метеоритът ALH 84001, открит в Антарктика, е много по-стар от останалите и съдържа полициклични ароматни въглеводороди, вероятно от биологичен произход. Смята се, че той е дошъл на Земята от Марс, тъй като съотношението на изотопите на кислорода в него не е същото като в земните скали или не-SNC метеорити, а същото като в метеорита EETA 79001, който съдържа стъкла с включвания на мехурчета , в който съставът на благородните газове е различен от земния, но съответства на атмосферата на Марс. Въпреки че в атмосферата на гигантските планети има много органични молекули, трудно е да се повярва, че при липса на твърда повърхност там може да съществува живот. В този смисъл много по-интересен е спътникът на Сатурн Титан, който има не само атмосфера с органични компоненти, но и твърда повърхност, където могат да се натрупват продуктите на синтеза. Вярно е, че температурата на тази повърхност (90 K) е по-подходяща за втечняване на кислород. Следователно вниманието на биолозите е по-привлечено от луната на Юпитер Европа, макар и лишена от атмосфера, но очевидно има океан от течна вода под ледената си повърхност. Някои комети почти със сигурност съдържат сложни органични молекули, датиращи от формирането на Слънчевата система. Но е трудно да си представим живот на комета. И така, докато имаме доказателства, че животът в Слънчевата система съществува някъде извън Земята. Човек може да зададе въпроси: какви са възможностите на научните инструменти във връзка с търсенето на извънземен живот? Може ли съвременна космическа сонда да открие наличието на живот на далечна планета? Например, може ли космическият кораб "Галилео" да е открил живот и интелект на Земята, когато е прелетял покрай нея два пъти в гравитационни маневри? На изображенията на Земята, предадени от сондата, не беше възможно да се забележат признаци на интелигентен живот, но сигналите на нашите радио и телевизионни станции, уловени от приемниците на Галилео, станаха очевидно доказателство за неговото присъствие. Те са напълно различни от излъчването на естествените радиостанции - полярни сияния, плазмени трептения в йоносферата на земята, слънчеви изригвания - и веднага издават присъствието на техническа цивилизация на Земята. И как се проявява неразумният живот? Телевизионната камера "Галилео" направи изображения на Земята в шест тесни спектрални ленти. Във филтрите 0,73 и 0,76 µm някои участъци от земята изглеждат зелени поради силното поглъщане на червена светлина, което не е типично за пустини и скали. Най-лесният начин да се обясни това е, че на повърхността на планетата присъства някакъв носител на неминерален пигмент, който абсорбира червена светлина. Знаем със сигурност, че това необичайно поглъщане на светлина се дължи на хлорофила, който растенията използват за фотосинтеза. Никое друго тяло в Слънчевата система няма такъв зелен цвят. В допълнение, инфрачервеният спектрометър Galileo регистрира наличието на молекулярен кислород и метан в земната атмосфера. Наличието на метан и кислород в земната атмосфера показва биологична активност на планетата. И така, можем да заключим, че нашите междупланетни сонди са в състояние да открият знаци активен животна повърхността на планетите. Но ако животът е скрит под ледената обвивка на Европа, тогава е малко вероятно превозно средство, което прелита, да го открие.
Географски речник

Вселена (космос)- това е целият заобикалящ ни свят, безграничен във времето и пространството и безкрайно разнообразен във формите, които приема вечно движещата се материя. Безграничността на Вселената може отчасти да се представи в ясна нощ с милиарди различни по големина светещи трептящи точки в небето, представляващи далечни светове. Светлинните лъчи със скорост 300 000 km/s от най-отдалечените части на Вселената достигат Земята за около 10 милиарда години.

Според учените Вселената се е образувала в резултат на "Големия взрив" преди 17 милиарда години.

Състои се от клъстери от звезди, планети, космически прах и други космически тела. Тези тела образуват системи: планети със спътници (например Слънчевата система), галактики, метагалактики (купове от галактики).

Галактика(Късен гръцки галактикос- млечен, млечен, от гръцки гала- мляко) е обширна звездна система, която се състои от много звезди, звездни купове и асоциации, газови и прахови мъглявини, както и отделни атоми и частици, разпръснати в междузвездното пространство.

Във Вселената има много галактики с различни размери и форми.

Всички видими от Земята звезди са част от галактиката Млечен път. Той получи името си поради факта, че повечето от звездите могат да се видят в ясна нощ под формата на Млечния път - белезникава размазана лента.

Общо галактиката Млечен път съдържа около 100 милиарда звезди.

Нашата галактика е в постоянно въртене. Скоростта му във Вселената е 1,5 милиона км/ч. Ако погледнете нашата галактика от нейния северен полюс, тогава въртенето се извършва по посока на часовниковата стрелка. Слънцето и най-близките до него звезди правят пълна революция около центъра на галактиката за 200 милиона години. Този период се счита галактическа година.

Подобна по размер и форма на галактиката Млечен път е галактиката Андромеда или мъглявината Андромеда, която се намира на разстояние около 2 милиона светлинни години от нашата галактика. Светлинна година- разстоянието, изминато от светлината за една година, приблизително равно на 10 13 km (скоростта на светлината е 300 000 km / s).

За да се илюстрира изучаването на движението и местоположението на звезди, планети и други небесни тела, се използва понятието небесна сфера.

Ориз. 1. Основните линии на небесната сфера

Небесна сферае въображаема сфера с произволно голям радиус, в центъра на която е наблюдателят. Върху небесната сфера се проектират звезди, Слънце, Луна, планети.

Най-важните линии на небесната сфера са: отвес, зенит, надир, небесен екватор, еклиптика, небесен меридиан и др. (фиг. 1).

отвес- права линия, минаваща през центъра на небесната сфера и съвпадаща с посоката на отвеса в точката на наблюдение. За наблюдател на повърхността на Земята отвесът минава през центъра на Земята и точката на наблюдение.

Отвесът се пресича с повърхността на небесната сфера в две точки - зенит,над главата на наблюдателя и надир -диаметрално противоположна точка.

Големият кръг на небесната сфера, чиято равнина е перпендикулярна на отвеса, се нарича математически хоризонт.Той разделя повърхността на небесната сфера на две половини: видима за наблюдателя, с върха в зенита, и невидима, с върха в надира.

Диаметърът, около който се върти небесната сфера, е ос на света.Тя се пресича с повърхността на небесната сфера в две точки - северен полюс на светаИ Южен полюсмир.Северният полюс е този, от който се извършва въртенето на небесната сфера по посока на часовниковата стрелка, ако погледнете сферата отвън.

Големият кръг на небесната сфера, чиято равнина е перпендикулярна на оста на света, се нарича небесен екватор.Той разделя повърхността на небесната сфера на две полукълба: северен,с връх на северния небесен полюс и юг,с връх на южния небесен полюс.

Големият кръг на небесната сфера, чиято равнина минава през отвеса и оста на света, е небесният меридиан. Той разделя повърхността на небесната сфера на две полукълба - източенИ уестърн.

Линията на пресичане на равнината на небесния меридиан и равнината на математическия хоризонт - обедна линия.

Еклиптика(от гръцки. ekieipsis- Eclipse) - голям кръг от небесната сфера, по който се случва видимото годишно движение на Слънцето или по-скоро неговия център.

Равнината на еклиптиката е наклонена спрямо равнината на небесния екватор под ъгъл 23°26"21".

За да улеснят запомнянето на местоположението на звездите в небето, хората в древността са измислили да комбинират най-ярките от тях в съзвездия.

Понастоящем са известни 88 съзвездия, които носят имена на митични герои (Херкулес, Пегас и др.), зодиакални знаци (Телец, Риби, Рак и др.), предмети (Везни, Лира и др.) (фиг. 2).

Ориз. 2. Лятно-есенни съзвездия

Произход на галактиките. Слънчевата система и нейните отделни планети все още остават неразгадана мистерия на природата. Има няколко хипотези. Понастоящем се смята, че нашата галактика се е образувала от газов облак, съставен от водород. В началния етап от еволюцията на галактиката първите звезди се образуват от междузвездната газово-прахова среда, а преди 4,6 милиарда години - Слънчевата система.

Състав на слънчевата система

Съвкупността от небесни тела, движещи се около Слънцето като централно тяло, се образува слънчева система.Намира се почти в покрайнините на галактиката Млечен път. Слънчевата система участва в въртене около центъра на галактиката. Скоростта на движението му е около 220 km / s. Това движение се случва в посока на съзвездието Лебед.

Съставът на слънчевата система може да бъде представен под формата на опростена диаграма, показана на фиг. 3.

Над 99,9% от масата на материята на Слънчевата система се пада на Слънцето и само 0,1% - на всички останали негови елементи.

Хипотеза на И. Кант (1775) - П. Лаплас (1796)	Хипотезата на Д. Джинс (началото на 20 век)	Хипотезата на академик О. П. Шмид (40-те години на ХХ век)	Хипотеза на Калемик В. Г. Фесенков (30-те години на ХХ век)
Планетите са образувани от газопрахова материя (под формата на гореща мъглявина). Охлаждането е придружено от компресия и увеличаване на скоростта на въртене на някои оси. На екватора на мъглявината се появиха пръстени. Веществото на пръстените се събира в нажежени тела и постепенно се охлажда.	Една по-голяма звезда веднъж мина покрай Слънцето и гравитацията извади струя гореща субстанция (изпъкналост) от Слънцето. Образуваха се кондензации, от които по-късно - планети	Газово-праховият облак, който се върти около Слънцето, трябва да е придобил твърда форма в резултат на сблъсъка на частици и тяхното движение. Частиците се обединяват в клъстери. Привличането на по-малки частици от бучки трябва да е допринесло за растежа на околната материя. Орбитите на бучките трябва да са станали почти кръгли и да лежат почти в една и съща равнина. Кондензациите бяха ембрионите на планетите, поглъщащи почти цялата материя от пролуките между техните орбити.	Самото Слънце е възникнало от въртящ се облак, а планетите от вторична кондензация в този облак. Освен това Слънцето силно намаля и се охлади до сегашното си състояние.

Ориз. 3. Състав на слънчевите системи

слънце

слънцее звезда, гигантска гореща топка. Диаметърът му е 109 пъти по-голям от диаметъра на Земята, масата му е 330 000 пъти по-голяма от масата на Земята, но средната плътност е ниска - само 1,4 пъти по-голяма от плътността на водата. Слънцето се намира на разстояние около 26 000 светлинни години от центъра на нашата галактика и се върти около него, като прави едно завъртане за около 225-250 милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s, така че то изминава една светлинна година за 1400 земни години.

Ориз. 4. Химическият състав на Слънцето

Натискът върху Слънцето е 200 милиарда пъти по-висок от този на повърхността на Земята. Плътността на слънчевата материя и налягането бързо нарастват в дълбочина; увеличаването на налягането се обяснява с теглото на всички надлежащи слоеве. Температурата на повърхността на Слънцето е 6000 K, а вътре в него е 13 500 000 K. Характерният живот на звезда като Слънцето е 10 милиарда години.

Таблица 1. Общи сведения за Слънцето

Химическият състав на Слънцето е приблизително същият като този на повечето други звезди: около 75% е водород, 25% е хелий и по-малко от 1% са всички други химични елементи (въглерод, кислород, азот и др.) (фиг. 4).

Централната част на Слънцето с радиус приблизително 150 000 km се нарича слънчева сърцевина.Това е зона на ядрена реакция. Плътността на материята тук е около 150 пъти по-висока от плътността на водата. Температурата надвишава 10 милиона K (по скалата на Келвин, по отношение на градуси по Целзий 1 ° C \u003d K - 273,1) (фиг. 5).

Над ядрото, на разстояния около 0,2-0,7 от радиуса на Слънцето от неговия център, има зона за пренос на лъчиста енергия.Преносът на енергия тук се осъществява чрез поглъщане и излъчване на фотони от отделни слоеве частици (виж фиг. 5).

Ориз. 5. Устройство на Слънцето

Фотон(от гръцки. фос- светлина), елементарна частица, която може да съществува само като се движи със скоростта на светлината.

По-близо до повърхността на Слънцето се получава вихрово смесване на плазмата и се получава пренос на енергия към повърхността

предимно от движенията на самото вещество. Този вид пренос на енергия се нарича конвекцияи слоя на Слънцето, където се среща, - конвективна зона.Дебелината на този слой е приблизително 200 000 km.

Над конвективната зона е слънчевата атмосфера, която постоянно се колебае. Тук се разпространяват както вертикални, така и хоризонтални вълни с дължина няколко хиляди километра. Трептенията възникват с период от около пет минути.

Вътрешният слой на слънчевата атмосфера се нарича фотосфера.Състои се от светлинни мехурчета. Това гранули.Размерите им са малки - 1000-2000 км, а разстоянието между тях е 300-600 км. На Слънцето могат да се наблюдават едновременно около милион гранули, всяка от които съществува няколко минути. Гранулите са заобиколени от тъмни пространства. Ако веществото се издига в гранулите, тогава около тях пада. Гранулите създават общ фон, където можете да наблюдавате такива мащабни образувания като факли, слънчеви петна, изпъкналости и др.

слънчеви петна- тъмни зони на Слънцето, чиято температура е по-ниска спрямо околното пространство.

слънчеви факлинаричат светлите полета около слънчевите петна.

изпъкналости(от лат. протуберо- I swell) - плътна кондензация на относително студена (в сравнение с околната температура) материя, която се издига и се задържа над повърхността на Слънцето от магнитно поле. Произходът на магнитното поле на Слънцето може да бъде причинен от факта, че различните слоеве на Слънцето се въртят с различна скорост: вътрешните части се въртят по-бързо; ядрото се върти особено бързо.

Изпъкналости, слънчеви петна и изригвания не са единствените примери за слънчева активност. Включва също магнитни бури и експлозии, които се наричат мига.

Над фотосферата е хромосферае външната обвивка на слънцето. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с нейния червеникав цвят. Дебелината на хромосферата е 10-15 хиляди км, а плътността на материята е стотици хиляди пъти по-малка, отколкото във фотосферата. Температурата в хромосферата расте бързо, достигайки десетки хиляди градуси в горните й слоеве. На ръба на хромосферата се наблюдават спикули,които представляват продълговати колони от уплътнен светещ газ. Температурата на тези струи е по-висока от температурата на фотосферата. Спикулите първо се издигат от долната хромосфера с 5000-10000 км, след което падат обратно, където избледняват. Всичко това се случва при скорост от около 20 000 m/s. Spikula живее 5-10 минути. Броят на спикулите, съществуващи на Слънцето по едно и също време, е около милион (фиг. 6).

Ориз. 6. Устройството на външните слоеве на Слънцето

Хромосферата заобикаля слънчева коронае външният слой на слънчевата атмосфера.

Общото количество енергия, излъчена от Слънцето, е 3,86. 1026 W и само една две милиарда от тази енергия се получава от Земята.

Слънчевата радиация включва корпускуларенИ електромагнитно излъчване.Корпускулярно фундаментално излъчване- това е плазмен поток, който се състои от протони и неутрони или с други думи - слънчев вятър,който достига околоземното пространство и обикаля цялата магнитосфера на Земята. електромагнитно излъчванее лъчистата енергия на слънцето. Тя достига до земната повърхност под формата на пряка и разсеяна радиация и осигурява топлинен режим на нашата планета.

В средата на XIX век. швейцарски астроном Рудолф Волф(1816-1893) (фиг. 7) изчислен количествен показателслънчева активност, известно в света като числото на Вълка. След като обработи данните от наблюденията на слънчевите петна, натрупани до средата на миналия век, Волф успя да установи средния 1-годишен цикъл на слънчева активност. Всъщност интервалите от време между годините на максимален или минимален брой на вълка варират от 7 до 17 години. Едновременно с 11-годишния цикъл протича вековен, по-точно 80-90-годишен цикъл на слънчева активност. Непоследователно насложени един върху друг, те правят забележими промени в процесите, протичащи в географската обвивка на Земята.

А. Л. Чижевски (1897-1964) (фиг. 8) посочи тясната връзка на много земни явления със слънчевата активност още през 1936 г., който пише, че по-голямата част от физическите и химичните процеси на Земята са резултат от влиянието на космическите сили . Той беше и един от основателите на такава наука като хелиобиология(от гръцки. хелиос- слънцето), изучавайки влиянието на Слънцето върху живата материя географска обвивкаЗемята.

В зависимост от слънчевата активност на Земята възникват такива физически явления като: магнитни бури, честота на полярните сияния, количество ултравиолетова радиация, интензивност на гръмотевична активност, температура на въздуха, атмосферно налягане, валежи, ниво на езера, реки, подземни води, соленост и ефективност на моретата и други

Животът на растенията и животните е свързан с периодичната активност на Слънцето (има връзка между слънчевия цикъл и периода на вегетация при растенията, размножаването и миграцията на птици, гризачи и др.), както и хора (болести).

В момента връзката между слънчевите и земните процеси продължава да се изучава с помощта на изкуствени спътнициЗемята.

земни планети

Освен Слънцето в Слънчевата система се разграничават планети (фиг. 9).

По размер, географски показатели и химичен състав планетите се делят на две групи: земни планетиИ гигантски планети.Земните планети включват и. Те ще бъдат обсъдени в този подраздел.

Ориз. 9. Планети от Слънчевата система

Земятае третата планета от Слънцето. На него ще бъде посветен отделен раздел.

Нека да обобщим.Плътността на материята на планетата зависи от местоположението на планетата в Слънчевата система и, като се вземе предвид нейният размер, масата. как
Колкото по-близо е планетата до Слънцето, толкова по-висока е нейната средна плътност на материята. Например за Меркурий е 5,42 g/cm2, Венера - 5,25, Земята - 5,25, Марс - 3,97 g/cm 3 .

Общите характеристики на планетите от земен тип (Меркурий, Венера, Земя, Марс) са предимно: 1) относително малки размери; 2) високи температурина повърхността и 3) високата плътност на материята на планетите. Тези планети се въртят относително бавно около оста си и имат малко или никакви спътници. В структурата на планетите от земната група се разграничават четири основни черупки: 1) плътно ядро; 2) мантията, която го покрива; 3) кора; 4) лека газово-водна обвивка (с изключение на Меркурий). На повърхността на тези планети са открити следи от тектонична дейност.

гигантски планети

Сега нека се запознаем с гигантските планети, които също са включени в нашата слънчева система. Това , .

Гигантските планети имат следните общи характеристики: 1) големи размери и маса; 2) бързо завъртане около ос; 3) имат пръстени, много сателити; 4) атмосферата се състои главно от водород и хелий; 5) имат гореща сърцевина от метали и силикати в центъра.

Те се отличават още с: 1) ниски повърхностни температури; 2) ниска плътност на материята на планетите.

Това е най-близката планета до Слънцето, така че Слънцето свети на Меркурий и се нагрява 7 пъти по-силно, отколкото на Земята. От дневната страна на Меркурий е ужасно горещо, там е вечен ад. Измерванията показват, че температурата там се повишава до 400 градуса над нулата. Но през нощта винаги трябва да има силна слана, която вероятно достига 200 градуса под нулата. И така, Меркурий е царството на пустините. Едната му половина е гореща каменна пустиня, другата половина е ледена пустиня, може би покрита със замръзнали газове. Съставът на изключително разредената атмосфера на Меркурий включва: Ar, Ne, He. Повърхността на Меркурий външен видкато луната. Когато Меркурий е достатъчно далеч от Слънцето, може да се види да стои ниско на хоризонта. Меркурий никога не се вижда в тъмно небе. Най-добре е да го наблюдавате вечерно небе или преди зазоряване. Меркурий няма спътници. 80% от масата на Меркурий се съдържа в ядрото му, което се състои главно от желязо. Налягането на повърхността на планетата е приблизително 500 милиарда пъти по-малко от това на повърхността на Земята. Оказа се също, че Меркурий има слабо магнитно поле, чиято сила е само 0,7% от тази на земята. Меркурий принадлежи към планетите от земен тип. В римската митология богът на търговията.

Венера

Втората планета от Слънцето има почти кръгова орбита. Преминава по-близо до Земята от всяка друга планета. Но плътната облачна атмосфера не ви позволява да видите директно повърхността му. Атмосфера: CO 2 (97%), N2 (приблизително 3%), H 2 O (0,05%), примеси CO, SO 2, HCl, HF. Поради парниковия ефект температурата на повърхността се затопля до стотици градуси. Атмосферата, която е плътно покритие от въглероден диоксид, улавя топлината, която идва от слънцето. Това води до факта, че температурата на атмосферата е много по-висока, отколкото във фурната. Радарните изображения показват голямо разнообразие от кратери, вулкани и планини. Има няколко много големи вулкана, високи до 3 км. и широк стотици километри. Изливането на лава на Венера отнема много повече време, отколкото на Земята. Повърхностното налягане е около 107 Pa. Повърхностните скали на Венера са подобни по състав на земните седиментни скали.
Намирането на Венера в небето е по-лесно от всяка друга планета. Плътните му облаци отразяват добре слънчева светлина, правейки планетата ярка в нашето небе. На всеки седем месеца в продължение на няколко седмици Венера е най-яркият обект на западното небе вечер. Три месеца и половина по-късно тя изгрява три часа преди Слънцето, превръщайки се в блестящата „сутрешна звезда“ на източното небе. Венера може да се наблюдава час след залез или час преди изгрев. Венера няма спътници.

Земята .

.
е третата планета от Слънцето. Скоростта на циркулация на Земята по елиптична орбита около Слънцето е - 29,765 km/s. Наклонът на земната ос към равнината на еклиптиката е 66 o 33 "22"". Земята има естествен спътник -. Земята има магнитен и електрически полета. Земята се е образувала преди 4,7 милиарда години от газово-праховото вещество, разпръснато в протослънчевата система. В състава на Земята преобладават: желязо (34,6%), кислород (29,5%), силиций (15,2%), магнезий (12,7%). Налягането в центъра на планетата е 3,6 * 10 11 Pa, плътността е около 12 500 kg / m 3, температурата е 5000-6000 o C. По-голямата част от повърхността е заета от Световния океан (361,1 милиона km 2; 70,8%); сушата е 149,1 милиона km 2 и образува шест континента и острови. Той се издига над нивото на световния океан средно с 875 метра (най-високата височина е 8848 метра - град Джомолунгма). Планините заемат 30% от сушата, пустините покриват около 20% от земната повърхност, саваните и светлите гори - около 20%, горите - около 30%, ледниците - 10%. Средната дълбочина на океана е около 3800 метра, най-голямата е 11022 метра (Марианската падина в Тихия океан), обемът на водата е 1370 милиона km 3, средната соленост е 35 g / l. Атмосферата на Земята, чиято обща маса е 5,15 * 10 15 тона, се състои от въздух - смес от главно азот (78,1%) и кислород (21%), останалата част е водна пара, въглероден диоксид, благороден и др. газове. Преди около 3-3,5 милиарда години, в резултат на естествената еволюция на материята, на Земята възниква живот и започва развитието на биосферата.

Марс .

.
четвъртата планета от Слънцето, подобна на Земята, но по-малка и по-студена. Марс има дълбоки каньони, гигантски вулкани и огромни пустини. Около Червената планета, както още наричат Марс, летят две малки луни: Фобос и Деймос. Марс е планетата до Земята, ако се брои от Слънцето, и единственият космически свят, освен Луната, който вече може да бъде достигнат с модерни ракети. За астронавтите това четиригодишно пътуване може да бъде следващата граница в изследването на космоса. Близо до екватора на Марс, в областта, наречена Тарсис, има вулкани с колосални размери. Тарсис е името, което астрономите дават на хълм, който има 400 км. широк и около 10 км. във височина. На това плато има четири вулкана, всеки от които е просто гигант в сравнение с всеки земен вулкан. Най-грандиозният вулкан на Тарсис, планината Олимп, се издига над околностите на 27 км. Около две трети от повърхността на Марс е високопланински районис голям брой ударни кратери и заобиколен от твърди скални фрагменти. Близо до вулканите на Тарсис се вие огромна система от каньони с дължина около една четвърт от екватора. Долината Маринър е широка 600 км, а дълбочината й е такава, че връх Еверест би потънал изцяло на дъното. Отвесните скали се издигат на хиляди метри от дъното на долината до платото отгоре. В древни времена на Марс е имало много вода, големи реки са течали по повърхността на тази планета. Ледените шапки лежат на южния и северния полюс на Марс. Но този лед не се състои от вода, а от замръзнал атмосферен въглероден диоксид (замръзва при температура от -100 o C). Учените смятат, че повърхностните води се съхраняват под формата на ледени блокове, заровени в земята, особено в полярните региони. Атмосферен състав: CO 2 (95%), N 2 (2,5%), Ar (1,5 - 2%), CO (0,06%), H 2 O (до 0,1%); налягането близо до повърхността е 5-7 hPa. Общо около 30 междупланетни космически станции бяха изпратени на Марс.

Юпитер - най-голямата планета.

.
- петата планета от Слънцето, най-голямата планета в Слънчевата система. Юпитер не е твърда планета. За разлика от четирите най-близки до Слънцето твърди планети, Юпитер е газова топка.Съставът на атмосферата: H 2 (85%), CH 4 , NH 3 , He (14%). Газовият състав на Юпитер е много подобен на този на слънцето. Юпитер е мощен източник на топлинно радиоизлъчване. Юпитер има 16 спътника (Адрастея, Метида, Амалтея, Тива, Йо, Лиситея, Елара, Ананке, Карма, Пасифе, Синопе, Европа, Ганимед, Калисто, Леда, Хималия), както и пръстен с ширина 20 000 km, почти плътно съседен към планетата. Скоростта на въртене на Юпитер е толкова голяма, че планетата се издува по екватора. Освен това такова бързо въртене причинява много силни ветрове в горните слоеве на атмосферата, където облаците са опънати на дълги цветни ленти. В облаците на Юпитер има много голям брой вихрови петна. Най-голямото от тях, така нареченото Голямо червено петно, е по-голямо от Земята. Голямото червено петно е огромна буря в атмосферата на Юпитер, която се наблюдава от 300 години. Вътре в планетата под огромно налягане водородът от газ се превръща в течност, а след това от течност в твърдо. На дълбочина 100 км. има огромен океан от течен водород. Под 17000 км. водородът се компресира толкова силно, че неговите атоми се унищожават. И тогава започва да се държи като метал; в това състояние той лесно провежда електричество. Електрически ток, протичащ в метален водород, създава силно магнитно поле около Юпитер.

Сатурн .

.
шестата планета от Слънцето, има поразителна система от пръстени. Поради бързото въртене около оста си Сатурн изглежда като сплескан в полюсите. Скоростта на вятъра на екватора достига 1800 км/ч. Пръстените на Сатурн са широки 400 000 км, но са дебели само няколко десетки метра. Вътрешните части на пръстените се въртят около Сатурн по-бързо от външните. Пръстените са съставени предимно от милиарди малки частици, всяка от които обикаля около Сатурн като отделна микроскопична луна. Вероятно тези "микросателити" се състоят от воден лед или скали, покрити с лед. Размерът им варира от няколко сантиметра до десетки метри. В пръстените има и по-големи предмети - каменни блокове и фрагменти с диаметър до стотици метри. Пролуките между пръстените възникват под въздействието на гравитационните сили на седемнадесет луни (Хиперион, Мимас, Тетис, Титан, Енцелад и др.), които причиняват разцепването на пръстените. В състава на атмосферата влизат: CH 4 , H 2 , He, NH 3 .

Уран .

е седмата планета от Слънцето. Открит е през 1781 г. от английския астроном Уилям Хершел и е кръстен на гръцкия бог на небето Уран. Ориентацията на Уран в космоса се различава от останалите планети на Слънчевата система - неговата ос на въртене лежи, така да се каже, "отстрани" спрямо равнината на въртене на тази планета около Слънцето. Оста на въртене е наклонена под ъгъл 98 o . В резултат на това планетата се обръща към Слънцето последователно със северния полюс, след това с юга, след това с екватора и след това със средните ширини. Уран има повече от 27 спътника (Миранда, Ариел, Умбриел, Титания, Оберон, Корделия, Офелия, Бианка, Кресида, Дездемона, Жулиета, Порция, Розалинда, Белинда, Пак и др.) и система от пръстени. В центъра на Уран има ядро, съставено от камък и желязо. Съставът на атмосферата включва: H 2 , He, CH 4 (14%).

Нептун .

- орбитата му на места се пресича с орбитата на Плутон. Екваториалният диаметър е същият като този на Уран, въпреки че Нептун се намира на 1627 милиона километра по-далеч от Уран (Уран се намира на 2869 милиона километра от Слънцето). Въз основа на тези данни можем да заключим, че тази планета не е могла да бъде забелязана през 17 век. Едно от поразителните постижения на науката, едно от доказателствата за неограничената познаваемост на природата беше откриването на планетата Нептун чрез изчисления - "на върха на писалка". Уран - планетата след Сатурн, която в продължение на много векове се смяташе за най-отдалечената планета, беше открита от В. Хершел в края на 18 век. Уран почти не се вижда с просто око. До 40-те години на XIX век. точните наблюдения показват, че Уран едва се отклонява от пътя, който трябва да следва, предвид смущенията от всички известни планети. Така теорията за движението на небесните тела, толкова строга и точна, беше подложена на изпитание. Льо Верие (във Франция) и Адамс (в Англия) предполагат, че ако смущенията от известните планети не обясняват отклонението в движението на Уран, това означава, че върху него действа привличането на все още неизвестно тяло. Те почти едновременно изчислиха къде зад Уран трябва да има неизвестно тяло, което произвежда тези отклонения чрез привличането си. Те изчислиха орбитата на непознатата планета, нейната маса и посочиха мястото в небето, където непознатата планета трябваше да бъде в дадения момент. Тази планета е намерена в телескоп на посоченото от тях място през 1846 г. Тя се нарича Нептун. Нептун не се вижда с просто око. На тази планета ветровете духат със скорост до 2400 км / ч, насочени срещу въртенето на планетата. Това са най-силните ветрове в Слънчевата система.
Атмосферен състав: H 2 , He, CH 4 . Има 6 спътника (един от тях е Тритон).
Нептун е богът на моретата в римската митология.

Планетите в Слънчевата система, както можете да видите от описанията, всички са различни една от друга. Учените откриват планети и около други звезди, те се наричат екзопланети.

източници:
www.kosmos19.narod.ru
www.ggreen.chat.ru
http://en.wikipedia.org