Päike on planeet päikesesüsteemis. Päikesesüsteemi välimine piirkond

Mitte nii kaua aega tagasi, keegi haritud inimene küsimusele, mitu planeeti on päikesesüsteemis, vastaks ta kõhklemata – üheksa. Ja tal oleks õigus. Kui te astronoomiamaailma sündmusi eriti ei jälgi ega ole Discovery Channeli regulaarne vaataja, siis täna vastate samale küsimusele püstitatud küsimusele. Seekord aga eksid.

Ja siin on asi. 2006. aastal, nimelt 26. augustil, tegi 2,5 tuhat Rahvusvahelise Astronoomialiidu kongressil osalejat sensatsioonilise otsuse ja tõmbas Pluuto Päikesesüsteemi planeetide nimekirjast välja, kuna 76 aastat pärast avastamist ei vastanud see enam teadlaste poolt planeetidele seatud nõuded.

Mõelgem kõigepealt, mis on planeet, ja ka seda, kui palju planeete Päikesesüsteemis on astronoomid meie hulgast lahkunud, ning vaatleme neid kõiki eraldi.

Natuke ajalugu

Varem peeti planeediks mis tahes keha, mis tiirleb ümber tähe, helendab sellelt peegelduva valgusega ja mille suurus on suurem kui asteroididel.

Isegi Vana-Kreekas mainiti seitset helendavat keha, mis liiguvad üle taeva fikseeritud tähtede taustal. Need kosmilised kehad olid: Päike, Merkuur, Veenus, Kuu, Marss, Jupiter ja Saturn. Maad sellesse loendisse ei lisatud, kuna iidsed kreeklased pidasid Maad kõigi asjade keskpunktiks. Ja alles 16. sajandil jõudis Nicolaus Copernicus oma teaduslikus töös "Taevasfääride revolutsioonist" järeldusele, et planeedisüsteemi keskmes peaks olema mitte Maa, vaid Päike. Seetõttu eemaldati nimekirjast Päike ja Kuu ning sinna lisati Maa. Ja pärast teleskoopide tulekut lisati Uraan ja Neptuun, vastavalt 1781. ja 1846. aastal.
Pluutot peeti 1930. aastast kuni viimase ajani päikesesüsteemi viimaseks avastatud planeediks.

Ja nüüd, peaaegu 400 aastat pärast seda, kui Galileo Galilei lõi maailma esimese tähtede vaatlemiseks mõeldud teleskoobi, on astronoomid jõudnud planeedi järgmise määratluseni.

Planeet- see on taevakeha, mis peab vastama neljale tingimusele:
keha peab tiirlema ümber tähe (näiteks ümber Päikese);
kehal peab olema piisav gravitatsioon, et olla kerakujuline või selle lähedal;
kehal ei tohiks orbiidi lähedal olla teisi suuri kehasid;

Keha ei pea olema staar.

Omakorda täht- See on kosmiline keha, mis kiirgab valgust ja on võimas energiaallikas. Seda seletatakse esiteks selles toimuvate termotuumareaktsioonidega ja teiseks gravitatsioonilise kokkusurumise protsessidega, mille tulemusena suur summa energiat.

Tänapäeva päikesesüsteemi planeedid

Päikesesüsteem- See on planeetide süsteem, mis koosneb kesktähest - Päikesest - ja kõigist selle ümber tiirlevatest looduslikest kosmoseobjektidest.

Niisiis koosneb täna päikesesüsteem kaheksast planeedist: neli sisemist, nn maapealset planeeti ja neli välimist planeeti, mida nimetatakse gaasihiiglasteks.
Maapealsete planeetide hulka kuuluvad Maa, Merkuur, Veenus ja Marss. Kõik need koosnevad peamiselt silikaatidest ja metallidest.

Välimised planeedid on Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun. Gaasihiiglaste koostis koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist.

Päikesesüsteemi planeetide suurused on erinevad nii rühmade sees kui ka rühmade vahel. Seega on gaasihiiglased palju suuremad ja massiivsemad kui maapealsed planeedid.
Päikesele kõige lähemal on Merkuur, seejärel kauguseni: Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun.

Oleks vale käsitleda Päikesesüsteemi planeetide omadusi, pööramata tähelepanu selle põhikomponendile: Päikesele endale. Seetõttu alustame sellest.

Päike

Päike on täht, mis tekitas päikesesüsteemis kogu elu. Selle ümber tiirlevad planeedid, kääbusplaneedid ja nende satelliidid, asteroidid, komeedid, meteoriidid ja kosmiline tolm.

Päike tõusis umbes 5 miljardit aastat tagasi, on sfääriline kuum plasmapall ja selle mass on enam kui 300 tuhat korda suurem kui Maa mass. Pinna temperatuur on üle 5000 Kelvini kraadi ja südamiku temperatuur üle 13 miljoni K.

Päike on üks suurimaid ja heledamaid tähti meie galaktikas, mida nimetatakse Linnutee galaktikaks. Päike asub Galaktika keskpunktist umbes 26 tuhande valgusaasta kaugusel ja teeb selle ümber täieliku pöörde umbes 230-250 miljoni aastaga! Võrdluseks, Maa teeb täieliku pöörde ümber Päikese 1 aastaga.

elavhõbe

Merkuur on süsteemi väikseim planeet ja asub Päikesele kõige lähemal. Merkuuril pole satelliite.

Planeedi pind on kaetud kraatritega, mis tekkisid umbes 3,5 miljardit aastat tagasi meteoriitide massilise pommitamise tagajärjel. Kraatrite läbimõõt võib ulatuda mõnest meetrist üle 1000 km.

Merkuuri atmosfäär on väga haruldane, koosneb peamiselt heeliumist ja seda puhub päikesetuul. Kuna planeet asub Päikesele väga lähedal ja sellel puudub atmosfäär, mis öösel sooja hoiaks, jääb temperatuur pinnal -180 kuni +440 kraadi Celsiuse järgi.

Maiste standardite järgi teeb Merkuur Päikese ümber täieliku pöörde 88 päevaga. Teisest küljest võrdub Merkuuri päev 176 Maa päevaga.

Veenus

Veenus on Päikesele Päikesele lähim planeet Päikesesüsteemis. Veenus on Maast vaid veidi väiksem, mistõttu teda nimetatakse mõnikord ka "Maa õeks". Sellel pole satelliite.

Atmosfäär koosneb süsinikdioksiid lämmastiku ja hapniku lisanditega. Õhurõhk planeedil on üle 90 atmosfääri, mis on 35 korda suurem kui maakeral.

Süsinikdioksiid ja sellest tulenevalt kasvuhooneefekt, tihe atmosfäär, aga ka Päikese lähedus lubavad Veenusel kanda "kuumeima planeedi" tiitlit. Temperatuur selle pinnal võib ulatuda 460 °C-ni.

Veenus on Päikese ja Kuu järel üks eredamaid objekte Maa taevas.

Maa

Maa on tänapäeval ainus teadaolev planeet universumis, millel on elu. Maal on suured suurused, mass ja tihedus Päikesesüsteemi nn siseplaneetide seas.

Maa vanus on umbes 4,5 miljardit aastat ja elu tekkis planeedile umbes 3,5 miljardit aastat tagasi. Kuu on looduslik satelliit, maapealsete planeetide satelliitidest suurim.

Maa atmosfäär erineb elu olemasolu tõttu põhimõtteliselt teiste planeetide atmosfäärist. Suurem osa atmosfäärist on lämmastik, kuid see sisaldab ka hapnikku, argooni, süsihappegaasi ja veeauru. Osoonikiht ja Maa magnetväli omakorda nõrgendab päikese- ja kosmilise kiirguse eluohtlikku mõju.

Atmosfääris sisalduva süsihappegaasi tõttu toimub kasvuhooneefekt ka Maal. See ei ilmu nii tugevalt kui Veenusel, kuid ilma selleta oleks õhutemperatuur ligikaudu 40 ° C madalam. Ilma atmosfäärita oleksid temperatuurikõikumised väga olulised: teadlaste sõnul vahemikus -100 ° C öösel kuni + 160 ° C päeval.

Umbes 71% Maa pinnast hõivavad ookeanid, ülejäänud 29% moodustavad mandrid ja saared.

Marss

Marss on Päikesesüsteemi suuruselt seitsmes planeet. "Punane planeet", nagu seda nimetatakse ka suure koguse raudoksiidi olemasolu tõttu mullas. Marsil on kaks kuud: Deimos ja Phobos.
Marsi atmosfäär on väga haruldane ja kaugus Päikesest on peaaegu poolteist korda suurem kui Maa oma. Seetõttu on planeedi aasta keskmine temperatuur -60 ° C ja temperatuurilangused ulatuvad päeva jooksul kohati 40 kraadini.

Marsi pinna iseloomulikeks tunnusteks on põrkekraatrid ja vulkaanid, orud ja kõrbed, jääpolaarkübarad nagu Maal. Päikesesüsteemi kõrgeim mägi asub Marsil: kustunud vulkaan Olympus, mille kõrgus on 27 km! Nagu ka suurim kanjon: Mereorg, mille sügavus ulatub 11 km-ni ja pikkus 4500 km.

Jupiter

Jupiter on kõige rohkem suur planeet Päikesesüsteem. See on Maast 318 korda raskem ja peaaegu 2,5 korda massiivsem kui kõik meie süsteemi planeedid kokku. Oma koostiselt meenutab Jupiter Päikest - see koosneb peamiselt heeliumist ja vesinikust - ning kiirgab tohutul hulgal soojust, mis võrdub 4 * 1017 vattiga. Päikese sarnaseks täheks saamiseks peab Jupiter aga olema veel 70-80 korda raskem.

Jupiteril on koguni 63 satelliiti, millest on mõttekas loetleda vaid suurimad - Callisto, Ganymedes, Io ja Europa. Ganymedes on Päikesesüsteemi suurim kuu, suurem isegi Merkuur.

Jupiteri siseatmosfääris toimuvate teatud protsesside tõttu tekib selle välisatmosfääri palju keerisstruktuure, näiteks pruunikaspunaste toonidega pilvetriibud, aga ka 17. sajandist tuntud hiiglaslik torm Suur Punane Laik.

Saturn

Saturn on Päikesesüsteemi suuruselt teine planeet. Saturni tunnuseks on mõistagi tema rõngassüsteem, mis koosneb peamiselt erineva suurusega jääosakestest (kümnendikmillimeetrist mitme meetrini), aga ka kividest ja tolmust.

Saturnil on 62 kuud, millest suurimad on Titan ja Enceladus.
Oma koostiselt meenutab Saturn Jupiterit, kuid tiheduse poolest jääb alla isegi tavalisele veele.
Planeedi välimine atmosfäär tundub rahulik ja homogeenne, mis on seletatav väga tiheda udukihiga. Tuule kiirus võib aga kohati ulatuda 1800 km/h.

Uraan

Uraan on esimene planeet, mis teleskoobiga avastati, ja ühtlasi ka ainus planeet Päikesesüsteemis, mis ümbritseb päikest, "lamades külili".
Uraanil on 27 kuud, mis on nimetatud Shakespeare'i kangelaste järgi. Suurimad neist on Oberon, Titania ja Umbriel.

Planeedi koostis erineb gaasihiiglastest suure hulga jää kõrge temperatuuriga modifikatsioonide olemasolu poolest. Seetõttu on teadlased koos Neptuuniga tuvastanud Uraani "jäähiiglaste" kategoorias. Ja kui Veenusel on Päikesesüsteemi "kuumeima planeedi" tiitel, siis Uraan on kõige külmem planeet, mille minimaalne temperatuur on umbes -224 ° C.

Neptuun

Neptuun on Päikesesüsteemi keskpunktist kõige kaugemal asuv planeet. Selle avastamise ajalugu on huvitav: enne planeedi teleskoobiga vaatlemist arvutasid teadlased matemaatiliste arvutuste abil välja selle asukoha taevas. See juhtus pärast seletamatute muutuste avastamist Uraani liikumises tema enda orbiidil.

Praeguseks on teadusele teada 13 Neptuuni satelliiti. Neist suurim - Triton - on ainus satelliit, mis liigub planeedi pöörlemisele vastupidises suunas. Planeedi pöörlemise vastu löök ka kõige rohkem kiired tuuled Päikesesüsteemis: nende kiirus ulatub 2200 km / h.

Neptuuni koostis on väga sarnane Uraaniga, seetõttu on see teine "jäähiiglane". Sarnaselt Jupiterile ja Saturnile on aga Neptuunil sisemine soojusallikas ja see kiirgab 2,5 korda rohkem energiat, kui Päikeselt saab.
Sinine värv planeedile antakse atmosfääri väliskihtides metaani jälgi.

Järeldus
Kahjuks polnud Pluutol aega meie Päikesesüsteemi planeetide paraadile pääseda. Kuid selle pärast ei tasu muretseda, sest kõik planeedid jäävad oma kohtadele vaatamata teaduslike vaadete ja kontseptsioonide muutumisele.

Niisiis, vastasime küsimusele, mitu planeeti on päikesesüsteemis. Neid on ainult 8 .

Päikesesüsteem on planeetide süsteem, mis hõlmab selle keskpunkti - Päikest, aga ka muid kosmose objekte. Nad tiirlevad ümber päikese. Hiljuti nimetati 9 kosmose objekti, mis tiirlevad ümber Päikese, "planeediks". Nüüd on teadlased kindlaks teinud, et väljaspool Päikesesüsteemi piire on planeete, mis tiirlevad tähtede ümber.

2006. aastal kuulutas Astronoomide Liit, et Päikesesüsteemi planeedid on sfäärilised kosmoseobjektid, mis tiirlevad ümber päikese. Päikesesüsteemi mastaabis tundub Maa olevat äärmiselt väike. Lisaks Maale tiirleb ümber Päikese oma individuaalsetel orbiitidel kaheksa planeeti. Kõik need on Maast suuremad. Nad pöörlevad ekliptika tasapinnal.

Päikesesüsteemi planeedid: tüübid

Maapealse rühma asukoht Päikese suhtes

Esimene planeet on Merkuur, millele järgneb Veenus; järgmiseks tuleb meie Maa ja lõpuks Marss.
Maapealsetel planeetidel ei ole palju satelliite ega kuud. Nendest neljast planeedist on kuud vaid Maal ja Marsil.

Maapealsesse rühma kuuluvaid planeete iseloomustab suur tihedus, need koosnevad metallist või kivist. Põhimõtteliselt on need väikesed ja pöörlevad ümber oma telje. Nende pöörlemiskiirus on samuti väike.

gaasihiiglased

Need on neli kosmoseobjekti, mis on Päikesest kõige kaugemal: Jupiter on numbril 5, millele järgneb Saturn, seejärel Uraan ja Neptuun.

Jupiter ja Saturn on muljetavaldavad planeedid, mis koosnevad vesiniku ja heeliumi ühenditest. Gaasiplaneetide tihedus on madal. Nad pöörlevad suurel kiirusel, neil on satelliite ja neid ümbritsevad asteroidirõngad.
"Jäähiiglased", kuhu kuuluvad Uraan ja Neptuun, on väiksemad, nende atmosfäär sisaldab metaani, süsinikmonooksiidi.

Gaasihiiglastel on tugev gravitatsiooniväli, mistõttu võivad nad erinevalt maapealsest rühmast ligi meelitada paljusid kosmoseobjekte.

Teadlaste sõnul on asteroidirõngad kuude jäänused, mida on muutnud planeetide gravitatsiooniväli.

kääbusplaneet

Kääbikud on kosmoseobjektid, mille suurus ei ulatu planeedile, kuid ületab asteroidi mõõtmeid. Selliseid objekte on päikesesüsteemis palju. Need on koondunud Kuiperi vöö piirkonda. Gaasihiiglaste satelliidid on oma orbiidilt lahkunud kääbusplaneedid.

Päikesesüsteemi planeedid: tekkeprotsess

Kosmiliste udukogude hüpoteesi kohaselt sünnivad tähed tolmu- ja gaasipilvedes, udukogudes.
Tõmbejõu tõttu ained kombineeritakse. Kontsentreeritud raskusjõu mõjul surutakse udukogu kese kokku ja tekivad tähed. Tolm ja gaasid muudetakse rõngasteks. Rõngad pöörlevad gravitatsiooni mõjul ning keeristesse tekivad planetasimaalid, mis suurenevad ja meelitavad enda juurde kosmeetilisi esemeid.

Raskusjõu mõjul planetasimaalid surutakse kokku ja omandavad sfäärilise kuju. Kerad võivad ühineda ja muutuda järk-järgult protoplaneetideks.

Päikesesüsteemis on kaheksa planeeti. Nad tiirlevad ümber päikese. Nende asukoht on:
Päikese lähim “naaber” on Merkuur, järgneb Veenus, siis Maa, siis Marss ja Jupiter, Päikesest kaugemal on Saturn, Uraan ja viimane Neptuun.

PÄIKESESÜSTEEM
Päike ja selle ümber tiirlevad taevakehad – 9 planeeti, üle 63 satelliidi, neli hiidplaneetide rõngast, kümned tuhanded asteroidid, lugematu hulk meteoroide, mille suurus ulatub rändrahnidest tolmuosakesteni, aga ka miljonid komeedid. Nendevahelises ruumis liiguvad päikesetuule osakesed - elektronid ja prootonid. Kogu päikesesüsteemi pole veel uuritud: näiteks on enamik planeete ja nende satelliite vaid põgusalt läbitud lennutrajektooridelt, pildistatud on vaid üks Merkuuri poolkera ja ekspeditsioone Pluutole pole veel tehtud. Kuid siiski on teleskoopide ja kosmosesondide abil kogutud juba palju olulisi andmeid.
Peaaegu kogu Päikesesüsteemi mass (99,87%) on koondunud Päikesele. Ka Päikese suurus ületab oluliselt kõiki oma süsteemi planeete: isegi Maast 11 korda suurema Jupiteri raadius on 10 korda väiksem kui Päikesel. Päike on tavaline täht, mis kõrge pinnatemperatuuri tõttu särab iseenesest. Planeedid seevastu säravad peegeldunud päikesevalgusest (albedo), sest nad ise on üsna külmad. Need on Päikeselt järgmises järjekorras: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto. Päikesesüsteemi kaugusi mõõdetakse tavaliselt Maa keskmise kauguse ühikutes Päikesest, mida nimetatakse astronoomiliseks ühikuks (1 AU = 149,6 miljonit km). Näiteks Pluuto keskmine kaugus Päikesest on 39 AU, kuid mõnikord eemaldatakse see 49 AU võrra. Teadaolevalt lendavad komeedid minema 50 000 AU-ga. Kaugus Maast lähima tähe Kentaurini on 272 000 AU ehk 4,3 valgusaastat (see tähendab, et kiirusega 299 793 km/s liikuv valgus läbib selle vahemaa 4,3 aastaga). Võrdluseks, valgus liigub Päikeselt Maale 8 minutiga ja Pluutole 6 tunniga.

Planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringikujulistel orbiitidel, mis asuvad Maa põhjapooluse poolt vaadatuna ligikaudu samal tasapinnal vastupäeva. Maa orbiidi tasapind (ekliptika tasand) asub planeetide orbiitide kesktasandi lähedal. Seetõttu kulgevad planeetide, Päikese ja Kuu nähtavad rajad taevas ekliptika joone lähedalt ja need ise on alati sodiaagi tähtkujude taustal nähtavad. Orbiidi kaldeid mõõdetakse ekliptika tasapinnast. Kaldenurgad alla 90° vastavad orbiidi ettepoole liikumisele (vastupäeva) ja nurgad, mis on suuremad kui 90°, vastavad tagurpidi liikumisele. Kõik päikesesüsteemi planeedid liiguvad edasisuunas; Pluutol on suurim orbiidi kalle (17°). Paljud komeedid liiguvad vastupidises suunas, näiteks Halley komeedi orbiidi kalle on 162°. Kõigi Päikesesüsteemi kehade orbiidid on ellipsidele väga lähedal. Elliptilise orbiidi suurust ja kuju iseloomustavad ellipsi poolpeatelg (planeedi keskmine kaugus Päikesest) ja ekstsentrilisus, mis varieerub e = 0 ringikujuliste orbiitide korral kuni e = 1 äärmiselt pikliku orbiidi korral. ühed. Päikesele lähimat punkti orbiidil nimetatakse periheeliks ja kaugeimat punkti afeeliks.
Vaata ka ORBIIT ; KOONUSLIIKUD . Maapealse vaatleja seisukohalt jagunevad Päikesesüsteemi planeedid kahte rühma. Merkuuri ja Veenust, mis on Päikesele lähemal kui Maa, nimetatakse madalamateks (sisemisteks) planeetideks ning kaugemaid (Marsist Pluutoni) ülemisteks (välisteks). Madalamatel planeetidel on Päikesest eemaldumise piirav nurk: Merkuuri puhul 28 ° ja Veenuse puhul 47 °. Kui selline planeet asub Päikesest võimalikult kaugel läänes (idas), siis väidetavalt on see suurim lääne (ida) pikenemine. Kui madalamat planeeti nähakse otse Päikese ees, siis öeldakse, et see on madalamas ühenduses; kui otse Päikese taga – kõrgemas konjunktsioonis. Sarnaselt Kuuga läbivad need planeedid kõik Päikese valgustuse faasid sünoodilisel perioodil Ps, mis on aeg, mis kulub planeedil maise vaatleja seisukohalt Päikese suhtes oma algsesse asendisse naasmiseks. Planeedi tegelikku tiirlemisperioodi (P) nimetatakse sidereaalseks. Madalamate planeetide puhul on need perioodid seotud suhtega:
1/Ps = 1/P - 1/Po kus Po on Maa tiirlemisperiood. Ülemiste planeetide puhul on sellel suhtel erinev vorm: 1/Ps = 1/Po - 1/P Ülemisi planeete iseloomustab piiratud faaside vahemik. Maksimaalne faasinurk (Päike-planeet-Maa) on Marsil 47°, Jupiteril 12° ja Saturnil 6°. Kui ülemine planeet on nähtav Päikese taga, on see konjunktsioonis ja kui Päikesele vastupidises suunas, siis on see opositsioonis. Päikesest 90° nurga kaugusel vaadeldav planeet asub kvadratuuris (idas või läänes). Marsi ja Jupiteri orbiitide vahelt kulgev asteroidivöö jagab Päikese planeedisüsteemi kahte rühma. Selle sees on maapealsed planeedid (Merkuur, Veenus, Maa ja Marss), mis on sarnased selle poolest, et need on väikesed, kivised ja üsna tihedad kehad: nende keskmine tihedus on 3,9–5,5 g / cm3. Nad pöörlevad suhteliselt aeglaselt ümber oma telgede, neil puuduvad rõngad ja neil on vähe looduslikke satelliite: Maa Kuu ning Marsi Phobos ja Deimos. Väljaspool asteroidivööd asuvad hiiglaslikud planeedid: Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun. Neid iseloomustavad suured raadiused, madal tihedus (0,7-1,8 g/cm3) ja sügav vesiniku- ja heeliumirikas atmosfäär. Jupiteril, Saturnil ja võib-olla ka teistel hiiglastel pole kindlat pinda. Kõik need pöörlevad kiiresti, neil on palju satelliite ja neid ümbritsevad rõngad. Kauge väike Pluuto ja hiidplaneetide suured satelliidid on paljuski sarnased maapealsete planeetidega. Muistsed inimesed teadsid palja silmaga nähtavaid planeete, s.t. kõik sisemised ja välised kuni Saturnini. V. Herschel avastas Uraani 1781. aastal. Esimese asteroidi avastas J. Piazzi 1801. aastal. Uraani liikumise kõrvalekaldeid analüüsides avastasid W. Le Verrier ja J. Adams teoreetiliselt Neptuuni; arvutatud kohas avastas selle I. Galle 1846. Kõige kaugema planeedi - Pluuto - avastas 1930. aastal K. Tombo P. Lovelli korraldatud pika mitte-Neptuuni planeedi otsimise tulemusena. Galileo avastas neli suurt Jupiteri satelliiti aastal 1610. Sellest ajast alates on teleskoopide ja kosmosesondide abil leitud arvukalt satelliite kõikide välisplaneetide jaoks. H. Huygens tegi 1656. aastal kindlaks, et Saturn on ümbritsetud rõngaga. Uraani tumedad rõngad avastati Maalt 1977. aastal tähe varjamise jälgimisel. Jupiteri läbipaistvad kivirõngad avastas 1979. aastal planeetidevaheline sond Voyager 1. Alates 1983. aastast on Neptuuni lähedal tähtede varjamise hetkedel täheldatud märke ebahomogeensetest rõngastest; 1989. aastal edastas Voyager 2 nende rõngaste kujutise.
Vaata ka
ASTRONOOMIA JA ASTROFÜÜSIKA;
SODIAK;
Kosmosesond ;
TAEVASKEER.
PÄIKE
Päike asub Päikesesüsteemi keskmes – tüüpiline üksik täht raadiusega umbes 700 000 km ja massiga 2 * 10 30 kg. Päikese nähtava pinna – fotosfääri – temperatuur u. 5800 K. Gaasi tihedus fotosfääris on tuhandeid kordi väiksem kui õhu tihedus Maa pinna lähedal. Päikese sees suurenevad temperatuur, tihedus ja rõhk koos sügavusega, ulatudes vastavalt 16 miljoni K, 160 g/cm3 ja 3,5*10 11 baarini keskel (õhurõhk ruumis on umbes 1 bar). Kõrge temperatuuri mõjul Päikese tuumas muutub vesinik suure soojushulga vabanemisega heeliumiks; see hoiab ära Päikese kokkuvarisemise enda gravitatsiooni mõjul. Südamikus vabanev energia väljub Päikesest peamiselt fotosfääri kiirguse kujul võimsusega 3,86 * 10 26 W. Sellise intensiivsusega on Päike kiirganud 4,6 miljardit aastat, olles selle aja jooksul muutnud 4% oma vesinikust heeliumiks; samal ajal muutus 0,03% Päikese massist energiaks. Tähtede evolutsiooni mudelid näitavad, et Päike on praegu oma eluea keskel (vt ka TUUMATE FUSION). Erinevate keemiliste elementide arvukuse määramiseks Päikesel uurivad astronoomid päikesevalguse spektri neeldumis- ja emissioonijooni. Neeldumisjooned on spektris olevad tumedad lüngad, mis näitavad, et selles ei ole teatud keemiliste elementide poolt neeldunud teatud sagedusega footoneid. Emissioonijooned või emissioonijooned on spektri heledamad osad, mis näitavad keemilise elemendi poolt kiiratavate footonite liigset kogust. Spektrijoone sagedus (lainepikkus) näitab, milline aatom või molekul vastutab selle esinemise eest; joone kontrastsus näitab valgust kiirgava või neelava aine hulka; joone laius võimaldab hinnata selle temperatuuri ja rõhku. Päikese õhukese (500 km) fotosfääri uurimine võimaldab hinnata selle sisemuse keemilist koostist, kuna Päikese välispiirkonnad on konvektsiooniga hästi segunenud, Päikese spektrid on kvaliteetsed ja nende eest vastutavad füüsilised protsessid on üsna selged. Siiski tuleb märkida, et seni on tuvastatud vaid pooled päikesespektri joontest. Päikese koostises domineerib vesinik. Teisel kohal on heelium, mille nimi ("helios" kreeka keeles "Päike") tuletab meelde, et see avastati spektroskoopiliselt Päikeselt varem (1899) kui Maalt. Kuna heelium on inertgaas, reageerib ta äärmiselt vastumeelselt teiste aatomitega ja ei soovi end näidata ka Päikese optilises spektris - ainult üks joon, kuigi palju vähem levinud elemente esindavad Päikese spektris arvukad read. Siin on "päikese" aine koostis: 1 miljoni vesiniku aatomi kohta on 98 000 heeliumi aatomit, 851 hapnikku, 398 süsinikku, 123 neooni, 100 lämmastikku, 47 rauda, 38 magneesiumi, 35 räni, 16 väävlit, 4 argooni, 3 alumiinium, vastavalt 2 aatomile nikli, naatriumi ja kaltsiumi, samuti natuke kõiki teisi elemente. Seega on Päike massi järgi umbes 71% vesinikust ja 28% heeliumist; ülejäänud elemendid moodustavad veidi üle 1%. Planeediteaduse seisukohalt on tähelepanuväärne, et mõned Päikesesüsteemi objektid on peaaegu sama koostisega kui Päikesel (vt allpool meteoriite käsitlev osa). Nii nagu ilmastikunähtused muudavad planeetide atmosfääri välimust, muutub ka päikese pinna välimus iseloomulike aegadega tundidest aastakümneteni. Planeetide ja Päikese atmosfääri vahel on aga oluline erinevus, milleks on see, et gaaside liikumist Päikesel juhib selle võimas magnetväli. Päikeselaigud on need valgusti pinna piirkonnad, kus vertikaalne magnetväli on nii tugev (200-3000 gaussi), et takistab gaasi horisontaalset liikumist ja pärsib seeläbi konvektsiooni. Selle tulemusena langeb temperatuur selles piirkonnas umbes 1000 K võrra ja ilmub laigu tume keskosa - "vari", mida ümbritseb kuumem üleminekupiirkond - "poolumbra". Tüüpilise päikeselaigu suurus on veidi suurem kui Maa läbimõõt; seal on selline koht mitu nädalat. Täppide arv Päikesel kas suureneb või väheneb tsükli kestusega 7 aastast 17 aastani, keskmiselt 11,1 aastat. Tavaliselt, mida rohkem laike tsüklisse ilmub, seda lühem on tsükkel ise. Laigude magnetilise polaarsuse suund muutub tsüklist tsüklisse, seega on päikeselaikude tegelik aktiivsustsükkel 22,2 aastat. Iga tsükli alguses tekivad esimesed laigud kõrgetel laiuskraadidel, ca. 40 ° ja järk-järgult nihkub nende sünnitsoon ekvaatorile umbes laiuskraadile. 5°. Vaata ka TÄHED ; PÄIKE . Päikese aktiivsuse kõikumised ei mõjuta peaaegu üldse tema kiirguse koguvõimsust (kui see muutuks vaid 1%, tooks see kaasa tõsised kliimamuutused Maal). On tehtud palju katseid leida seost päikeselaikude tsüklite ja Maa kliima vahel. Kõige tähelepanuväärsem sündmus selles mõttes on "Maunderi miinimum": alates 1645. aastast ei olnud Päikesel 70 aasta jooksul peaaegu mingeid laike ja samal ajal koges Maal väikest jääaega. Siiani pole selge, kas see hämmastav fakt pelgalt kokkusattumus või see viitab põhjuslikule seosele.
Vaata ka
KLIIMA;
METEOROLOOGIA JA KLIMATOLOOGIA. Päikesesüsteemis on 5 tohutut pöörlevat vesinik-heeliumi palli: Päike, Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun. Nende hiiglaslike, otseseks uurimistööks kättesaamatud taevakehade sügavustesse on koondunud peaaegu kogu päikesesüsteemi aine. Ka Maa sisemus on meile kättesaamatu, kuid maavärinatest planeedi kehas ergastavate seismiliste lainete (pika lainepikkusega helilainete) levimisaega mõõtes koostasid seismoloogid üksikasjaliku Maa sisemuse kaardi: said teada mõõtmed ja Maa tuuma ja selle vahevöö tihedused ning saadi ka kolmemõõtmelised seismilise tomograafia kujutised maakoore liikuvatest plaatidest. Sarnaseid meetodeid saab rakendada ka Päikese puhul, kuna selle pinnal on laineid, mille periood on umbes. 5 minutit, mis on põhjustatud paljudest selle soolestikus levivatest seismilistest vibratsioonidest. Neid protsesse uurib helioseismoloogia. Erinevalt maavärinatest, mis tekitavad lühikesi lainepuhanguid, tekitab Päikese sisemuses tugev konvektsioon pidevat seismilist müra. Helioseismoloogid on avastanud, et konvektiivtsooni all, mis hõivab Päikese raadiuse välimise 14%, pöörleb aine sünkroonselt 27-päevase perioodiga (Päikese tuuma pöörlemise kohta pole veel midagi teada). Üleval, konvektiivtsoonis endas, toimub pöörlemine sünkroonselt ainult mööda võrdse laiuskraadiga koonuseid ja mida kaugemal ekvaatorist, seda aeglasem: ekvaatoripiirkonnad pöörlevad 25-päevase perioodiga (eespool Päikese keskmist pöörlemist) ja polaaralad - perioodiga 36 päeva (jääb keskmisest pöörlemisest maha) . Hiljutised katsed rakendada seismoloogilisi meetodeid gaasihiidplaneetide puhul ei ole tulemusi andnud, kuna instrumendid ei ole veel võimelised tekkivaid võnkumisi fikseerima. Päikese fotosfääri kohal on õhuke kuum atmosfäärikiht, mida võib näha vaid harvadel päikesevarjutuste hetkedel. See on mitme tuhande kilomeetri paksune kromosfäär, mis on saanud oma nime punase värvi tõttu vesiniku Ha emissioonijoone tõttu. Temperatuur tõuseb fotosfäärist peaaegu kahekordseks ülemisse kromosfääri, kust eraldub teadmata põhjusel Päikeselt lahkuv energia soojusena. Kromosfääri kohal kuumutatakse gaas temperatuurini 1 miljon K. See piirkond, mida nimetatakse krooniks, ulatub umbes 1 raadiuses Päikesest. Gaasi tihedus koroonas on väga madal, kuid temperatuur on nii kõrge, et kroon on võimas röntgenikiirguse allikas. Mõnikord tekivad Päikese atmosfääris hiiglaslikud moodustised – pursavad esilekutsumised. Need näevad välja nagu kaared, mis tõusevad fotosfäärist kuni poole päikese raadiuse kõrgusele. Vaatlused näitavad selgelt, et väljaulatuvate osade kuju määravad magnetvälja jooned. Teine huvitav ja äärmiselt aktiivne nähtus on päikesepursked, võimsad energia- ja osakeste väljapaiskumised, mis kestavad kuni kaks tundi. Sellise päikesesähvatuse tekitatud footonite voog jõuab Maale valguse kiirusel 8 minutiga ning elektronide ja prootonite voog – mõne päevaga. Päikesepursked tekivad kohtades, kus magnetvälja suund muutub järsult, mis on põhjustatud aine liikumisest päikeselaikudes. Päikese maksimaalne sähvatusaktiivsus toimub tavaliselt aasta enne päikeselaikude tsükli maksimumi. Selline prognoositavus on väga oluline, sest võimsast päikesesähvatusest sündinud laetud osakeste tulv võib kahjustada isegi maapealseid side- ja energiavõrke, astronautidest ja kosmosetehnoloogiast rääkimata.

Skylabi kosmosejaama heeliumi emissioonijoonel (lainepikkus 304) täheldatud PÄIKESE PROMINENTID.

Päikese plasmakroonist toimub pidev laetud osakeste väljavool, mida nimetatakse päikesetuuleks. Selle olemasolu kahtlustati juba enne kosmoselendude algust, kuna oli märgata, kuidas miski komeedi sabad "ära puhub". Päikesetuules eristatakse kolme komponenti: suure kiirusega voog (üle 600 km/s), väikese kiirusega voog ja päikesepurskete mittestatsionaarne voog. Päikese röntgenpildid on näidanud, et kroonis tekivad korrapäraselt tohutud "augud" – madala tihedusega piirkonnad. Need koronaavad on kiire päikesetuule peamine allikas. Maa orbiidi piirkonnas on tüüpiline päikesetuule kiirus umbes 500 km/s ja tihedus umbes 10 osakest (elektroneid ja prootoneid) 1 cm3 kohta. Päikesetuule voog suhtleb planeetide magnetosfääride ja komeedi sabadega, mõjutades oluliselt nende kuju ja neis toimuvaid protsesse.
Vaata ka
GEOMAGNETISM;
;
KOMEET. Päikesetuule survel Päikest ümbritsevas tähtedevahelises keskkonnas tekkis hiiglaslik koobas, heliosfäär. Selle piiril - heliopausis - peaks olema lööklaine, milles päikesetuul ja tähtedevaheline gaas põrkuvad ja kondenseeruvad, avaldades üksteisele võrdset survet. Neli kosmosesondi lähenevad nüüd heliopausile: Pioneer 10 ja 11, Voyager 1 ja 2. Ükski neist ei kohanud teda 75 AU kaugusel. päikese käest. See on väga dramaatiline võidujooks ajaga: Pioneer 10 lõpetas töötamise 1998. aastal ja teised üritavad jõuda heliopausi, enne kui nende akud tühjaks saavad. Arvutuste kohaselt lendab Voyager 1 täpselt selles suunas, kust puhub tähtedevaheline tuul, ning jõuab seetõttu esimesena heliopausi.
PLANEEDID: KIRJELDUS
Elavhõbe. Merkuuri on Maa pealt raske teleskoobiga jälgida: see ei eemaldu Päikesest rohkem kui 28° nurga all. Seda uuriti Maalt pärit radari abil ja planeetidevaheline sond Mariner 10 pildistas poole selle pinnast. Merkuur tiirleb ümber Päikese 88 Maa päevaga üsna piklikul orbiidil, mille kaugus Päikesest on periheelil 0,31 AU. ja afelionil 0,47 a.u. See pöörleb ümber telje perioodiga 58,6 päeva, mis on täpselt võrdne 2/3 tiirlemisperioodist, seega iga punkt tema pinnal pöörleb Päikese poole vaid korra 2 Merkuuri aasta jooksul, s.o. päikesepaisteline päev kestab seal 2 aastat! Peamistest planeetidest on Merkuurist väiksem ainult Pluuto. Kuid keskmise tiheduse poolest on Merkuur Maa järel teisel kohal. Sellel on tõenäoliselt suur metallist südamik, mis moodustab 75% planeedi raadiusest (see hõivab 50% Maa raadiusest). Merkuuri pind on sarnane Kuu omaga: tume, täiesti kuiv ja kraatritega kaetud. Merkuuri pinna keskmine valguse peegeldusvõime (albedo) on umbes 10%, umbes sama kui Kuu oma. Tõenäoliselt on selle pind kaetud ka regoliidiga - paagutatud purustatud materjaliga. Suurim Merkuurile mõjuv moodustis on 2000 km suurune Calorise jõgikond, mis meenutab Kuu merd. Erinevalt Kuust on Merkuuril aga omapärased rajatised – mitme kilomeetri kõrgused ristandid, mis ulatuvad sadadele kilomeetritele. Võib-olla tekkisid need planeedi kokkusurumisel selle suure metallsüdamiku jahutamisel või võimsate päikeseloodete mõjul. Planeedi pinnatemperatuur on päeval umbes 700 K, öösel aga umbes 100 K. Radari andmetel võib igavese pimeduse ja külma tingimustes polaarkraatrite põhjas olla jää. Merkuuril praktiliselt puudub atmosfäär – ainult üliharuldane heeliumi kest, mille tihedus on Maa atmosfääris 200 km kõrgusel. Tõenäoliselt tekib heelium planeedi soolestikus radioaktiivsete elementide lagunemise käigus. Merkuuril on nõrk magnetväli ja satelliite pole.
Veenus. See on Päikesest teine planeet ja Maale lähim planeet – meie taeva heledaim "täht"; mõnikord on seda näha isegi päeval. Veenus on paljuski sarnane Maaga: tema suurus ja tihedus on vaid 5% väiksem kui Maa oma; Tõenäoliselt on Veenuse sooled Maa omadega sarnased. Veenuse pind on alati kaetud paksu kollakasvalgete pilvede kihiga, kuid radarite abil on seda üsna detailselt uuritud. Ümber telje pöörleb Veenus vastupidises suunas (põhjapooluse poolt vaadatuna päripäeva) perioodiga 243 Maa päeva. Selle tiirlemisperiood on 225 päeva; seetõttu kestab Veenuse päev (päikesetõusust järgmise päikesetõusuni) 116 Maa päeva.
Vaata ka RADARASTRONOOMIA.

VEENUS. Planeetidevahelisest jaamast Pioneer Venus tehtud ultraviolettkiirguse kujutis näitab planeedi atmosfääri, mis on tihedalt täidetud polaaraladel (pildi üla- ja alaosa) heledamate pilvedega.

Veenuse atmosfäär koosneb peamiselt süsinikdioksiidist (CO2), vähesel määral lämmastikku (N2) ja veeauru (H2O). Väikeste lisanditena leiti vesinikkloriidhapet (HCl) ja vesinikfluoriidhapet (HF). Pinnapealne rõhk on 90 baari (nagu maameres 900 m sügavusel); temperatuur on kogu pinnal nii päeval kui öösel umbes 750 K. Nii kõrge temperatuuri põhjuseks Veenuse pinna lähedal on see, mida ei nimetata päris täpselt "kasvuhooneefektiks": päikesekiired läbivad suhteliselt kergesti tema atmosfääri pilvi ja soojendavad planeedi pinda, kuid termiline infrapunakiirgus, pind ise pääseb suurte raskustega läbi atmosfääri tagasi kosmosesse. Veenuse pilved koosnevad kontsentreeritud väävelhappe (H2SO4) mikroskoopilistest tilkadest. Ülemine pilvekiht jääb pinnast 90 km kaugusele, temperatuur on seal u. 200 K; alumine kiht - 30 km, temperatuur u. 430 K. Veel madalamal on nii palav, et pilvi pole. Vedelat vett Veenuse pinnal muidugi pole. Veenuse atmosfäär ülemise pilvekihi tasandil pöörleb planeedi pinnaga samas suunas, kuid palju kiiremini, tehes pöörde 4 päevaga; seda nähtust nimetatakse superrotatsiooniks ja sellele pole veel seletust leitud. Automaatjaamad laskusid Veenuse päeval ja öösel. Päevasel ajal valgustab planeedi pinda hajutatud päikesevalgus umbes sama intensiivsusega kui pilves päeval Maal. Öösel on Veenusel nähtud palju välku. Venera jaamad edastasid pilte väikestest aladest maandumiskohtades, kus on näha kivine pinnas. Tervikuna on Veenuse topograafiat uuritud Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ja -16 (1983) ning Magellani (1990) orbiite edastatud radaripiltide põhjal. Väiksemad detailid neist parimal on umbes 100 m suurused.Erinevalt Maast pole Veenusel selgelt piiritletud mandrilaagreid, küll aga märgitakse mitmeid globaalseid kõrgusi, näiteks Austraalia suurune Ištari maa. Veenuse pinnal on palju meteoriidikraatreid ja vulkaanikuppe. Ilmselgelt on Veenuse koorik õhuke, nii et sula laava tuleb pinnale lähedale ja valgub sellele pärast meteoriitide langemist kergesti välja. Kuna Veenuse pinna lähedal pole vihma ega tugevat tuult, toimub pinnaerosioon väga aeglaselt ning geoloogilised struktuurid jäävad kosmosest nähtavaks sadu miljoneid aastaid. Veenuse sisemuse kohta on vähe teada. Tõenäoliselt on sellel metallist südamik, mis võtab enda alla 50% selle raadiusest. Kuid planeedil puudub magnetväli selle väga aeglase pöörlemise tõttu. Veenusel pole satelliite.
Maa. Meie planeet on ainus, mille pinnast suurem osa (75%) on kaetud vedela veega. Maa on aktiivne planeet ja võib-olla ainuke, mille pinna uuenemine on tingitud laamtektoonikast, mis avaldub ookeani keskahelike, saarekaarede ja volditud mägede vöönditena. Maa tahke pinna kõrguste jaotus on bimodaalne: ookeanipõhja keskmine tase on 3900 m allpool merepinda ja mandrid tõusevad sellest keskmiselt 860 m (vt ka MAA). Seismilised andmed näitavad maakera sisemuse järgmist ehitust: maakoor (30 km), vahevöö (kuni 2900 km sügavuseni), metalliline tuum. Osa südamikust on sulanud; seal tekib maa magnetväli, mis püüab kinni päikesetuule laetud osakesed (prootonid ja elektronid) ning moodustab Maa ümber kaks nendega täidetud toroidaalset piirkonda - kiirgusvööd (Van Alleni vööd), mis paiknevad 4000 ja 17000 km kõrgustel. Maa pinnalt.
Vaata ka GEOLOOGIA; GEOMAGNETISM.
Maa atmosfääris on 78% lämmastikku ja 21% hapnikku; see on geoloogiliste, keemiliste ja bioloogiliste protsesside mõjul toimunud pika evolutsiooni tulemus. Võib-olla oli Maa varane atmosfäär rikas vesiniku poolest, mis seejärel põgenes. Soolestiku degaseerimine täitis atmosfääri süsihappegaasi ja veeauruga. Kuid aur kondenseerus ookeanides ja süsinikdioksiid jäi karbonaatkivimitesse lõksu. (On kurioosne, et kui kogu CO2 täidaks atmosfääri gaasina, siis oleks rõhk 90 baari, nagu Veenusel. Ja kui kogu vesi aurustuks, oleks rõhk 257 baari!). Seega jäi lämmastik atmosfääri ja hapnik ilmus järk-järgult biosfääri elutegevuse tulemusena. Veel 600 miljonit aastat tagasi oli õhu hapnikusisaldus praegusest 100 korda madalam (vt ka ATMOSFÄÄR; OOKEAN). On märke, et Maa kliima muutub lühikeses (10 000 aastat) ja pikas (100 miljonit aastat) skaalas. Selle põhjuseks võivad olla muutused Maa orbiidi liikumises, pöörlemistelje kaldenurgas, vulkaanipursete sageduses. Välistatud pole ka päikesekiirguse intensiivsuse kõikumine. Meie ajastul mõjutab kliimat ka inimtegevus: gaaside ja tolmu eraldumine atmosfääri.
Vaata ka
HAPPETE VÄHENDAMINE ;
ÕHUSAASTE ;
VEEREOSTUS ;
KESKKONNA DEGRADATION.
Maal on satelliit – Kuu, mille päritolu pole veel lahti harutatud.

MAA JA KUU kosmosesondist Lunar Orbiter.

Kuu.Üks suurimaid satelliite, Kuu on satelliidi ja planeedi masside suhtes Charoni (Pluuto satelliit) järel teisel kohal. Selle raadius on 3,7 ja mass on 81 korda väiksem kui Maa oma. Kuu keskmine tihedus on 3,34 g/cm3, mis näitab, et sellel puudub märkimisväärne metalliline südamik. Gravitatsioonijõud Kuu pinnal on 6 korda väiksem kui Maa oma. Kuu tiirleb ümber Maa orbiidil, mille ekstsentrilisus on 0,055. Selle orbiidi tasandi kalle maa ekvaatori tasapinna suhtes varieerub 18,3° kuni 28,6° ja ekliptika suhtes 4°59° kuni 5°19°. Kuu igapäevane pöörlemine ja orbiidi tsirkulatsioon on sünkroniseeritud, seega näeme alati ainult ühte tema poolkera. Tõsi, Kuu väikesed vingerdamised (libratsioonid) võimaldavad kuu jooksul näha umbes 60% selle pinnast. Libratsioonide peamine põhjus on see, et Kuu igapäevane pöörlemine toimub konstantsel kiirusel ja orbiidi tsirkulatsioon - muutujaga (orbiidi ekstsentrilisuse tõttu). Kuu pinna osad on pikka aega tinglikult jagatud "mereliseks" ja "mandriliseks". Merede pind näeb välja tumedam, asub madalamal ja on palju vähem meteoriidikraatritega kaetud kui mandri pind. Mered on üle ujutatud basaltse laamadega ja mandrid koosnevad päevakivirikastest anortosiitsetest kivimitest. Kraatrite suure arvu järgi otsustades on mandripinnad merepinnast palju vanemad. Intensiivne meteoriidipommitamine muutis kuukoore ülemise kihi peeneks killustatuks ja muutis välimise paari meetri pulbriks, mida nimetatakse regoliidiks. Astronaudid ja robotsondid on Kuult tagasi toonud kivise pinnase ja regoliidi proove. Analüüs näitas, et merepinna vanus on umbes 4 miljardit aastat. Järelikult langeb intensiivse meteoriidipommitamise periood esimesele 0,5 miljardile aastale pärast Kuu teket 4,6 miljardit aastat tagasi. Siis jäi meteoriitide langemise ja kraatrite tekke sagedus praktiliselt muutumatuks ja ulatub siiani ühe 1 km läbimõõduga kraatrini 105 aasta kohta.
Vaata ka RUUMIUURINGUD JA KASUTUS.
Kuukivimid on lenduvate elementide (H2O, Na, K jt) ja raua vaesed, kuid rikkad tulekindlate elementide (Ti, Ca jt) poolest. Ainult Kuu polaarkraatrite põhjas võivad olla jääladestused, näiteks Merkuuril. Kuul praktiliselt puudub atmosfäär ja puuduvad tõendid selle kohta, et Kuu pinnas oleks kunagi kokku puutunud vedela veega. Selles pole ka orgaanilist ainet - ainult jäljed koos meteoriitidega langenud süsinikkondriitidest. Vee ja õhu puudumine ning pinnatemperatuuri tugevad kõikumised (390 K päeval ja 120 K öösel) muudavad Kuu elamiskõlbmatuks. Kuule tarnitud seismomeetrid võimaldasid õppida midagi Kuu sisemuse kohta. Nõrgad "kuuvärinad" toimuvad seal sageli, tõenäoliselt Maa loodete mõju tõttu. Kuu on üsna homogeenne, väikese tiheda südamikuga ja kergematest materjalidest umbes 65 km paksuse koorikuga, kusjuures maakoore ülemine 10 km on meteoriitide poolt purustatud juba 4 miljardit aastat tagasi. Suured löögibasseinid on jaotunud ühtlaselt üle Kuu pinna, kuid Kuu nähtaval küljel on maakoore paksus väiksem, seega on sellele koondunud 70% merepinnast. Kuu pinna ajalugu on üldiselt teada: pärast intensiivse meteoriidipommitamise etapi lõppu 4 miljardit aastat tagasi, umbes 1 miljard aastat, oli sisemus üsna kuum ja meredesse kallas basaltne laava. Siis muutis meie satelliidi nägu vaid haruldane meteoriitide kukkumine. Kuid Kuu päritolu üle vaieldakse endiselt. See võib tekkida iseseisvalt ja seejärel Maa kinni püüda; oleks võinud tekkida koos Maaga selle satelliidiks; lõpuks võis see tekkeperioodil Maast eralduda. Teine võimalus oli populaarne kuni viimase ajani, kuid viimastel aastatel on tõsiselt kaalutud hüpoteesi Kuu tekke kohta materjalist, mille proto-Maa paiskus välja suure taevakehaga kokkupõrkel. Vaatamata sellele, et Maa-Kuu süsteemi päritolu on ebaselge, saab nende edasist arengut üsna usaldusväärselt jälgida. Loodete vastastikmõju mõjutab oluliselt taevakehade liikumist: Kuu igapäevane pöörlemine on praktiliselt lakanud (selle periood on võrdsustatud orbiidiga) ja Maa pöörlemine aeglustub, kandes oma nurkimpulsi üle orbiidi liikumisele. Kuu, mis selle tulemusena eemaldub Maast umbes 3 cm aastas. See peatub, kui Maa pöörlemine joondub Kuu pöörlemisega. Siis pööratakse Maa ja Kuu pidevalt ühele poole (nagu Pluuto ja Charon) ning nende päev ja kuu võrdub 47 jooksva päevaga; sel juhul eemaldub Kuu meist 1,4 korda. Tõsi, selline olukord ei kesta igavesti, sest päikeselooded ei lakka Maa pöörlemist mõjutamast. Vaata ka
KUU ;
KUU PÄRITOLU JA AJALUGU;
VOOLU JA VOOLU.
Marss. Marss on Maaga sarnane, kuid peaaegu poole väiksem ja selle keskmine tihedus on veidi väiksem. Päevase pöörlemise periood (24 h 37 min) ja telje kalle (24°) peaaegu ei erine Maal omast. Maise vaatleja jaoks näib Marss punaka tähena, mille heledus muutub märgatavalt; see on maksimum vastasseisude perioodidel, mis korduvad veidi enam kui kahe aasta pärast (näiteks aprillis 1999 ja juunis 2001). Marss on eriti lähedal ja helge suure opositsiooni perioodidel, mis tekivad siis, kui see läbib opositsiooni ajal periheeli lähedalt; see juhtub iga 15-17 aasta tagant (järgmine on augustis 2003). Marsi teleskoop näitab ereoranže piirkondi ja tumedamaid piirkondi, mille toon muutub aastaaegadega. Erkvalged lumemütsid lebavad pooluste küljes. Planeedi punakas värvus on seotud suure hulga raudoksiididega (rooste) pinnases. Tumedate piirkondade koostis meenutab tõenäoliselt maapealseid basalte, heledad piirkonnad aga peeneks hajutatud materjalist.

MARSI PIND maandumisploki "Viking-1" lähedal. Suurte kivikildude suurus on umbes 30 cm.

Põhimõtteliselt saadakse meie teadmised Marsi kohta automaatjaamade abil. Kõige edukamad olid Vikingi ekspeditsiooni kaks orbiidi ja kaks maandurit, mis maandusid Marsil 20. juulil ja 3. septembril 1976 Chrisi (22° N, 48° W) ja Utoopia (48° N) piirkondades. 226° W), Viking 1 töötas kuni 1982. aasta novembrini. Mõlemad maandusid klassikalistel heledatel aladel ja sattusid punakas liivakõrbesse, mis oli kaetud tumedate kividega. 4. juulil 1997 viidi Arese orgu (19° N, 34° W) sond "Mars Pathfinder" (USA), esimene automaatne iseliikuv sõiduk, mis avastas segatud kivimid ja võib-olla ka veerised, mis on vee poolt muudetud ning segunenud liiva ja saviga. , mis viitab tugevatele muutustele Marsi kliimas ja suure veekoguse olemasolule minevikus. Marsi haruldane atmosfäär koosneb 95% süsinikdioksiidist ja 3% lämmastikust. Esineb vähesel määral veeauru, hapnikku ja argooni. Keskmine rõhk pinnal on 6 mbar (st 0,6% maapinnast). Nii madala rõhu juures ei saa vedelat vett olla. Ööpäeva keskmine temperatuur on 240 K ja maksimaalselt suvel ekvaatoril ulatub see 290 K. Päevased temperatuurikõikumised on umbes 100 K. Seega on Marsi kliima külma, veetustatud kõrgkõrbe kliima. Marsi kõrgetel laiuskraadidel langeb temperatuur talvel alla 150 K ning atmosfääri süsihappegaas (CO2) külmub ja langeb valge lumena pinnale, moodustades polaarmütsi. Polaarmütside perioodiline kondenseerumine ja sublimatsioon põhjustab õhurõhu hooajalisi kõikumisi 30%. Talve lõpuks langeb polaarkübara piir 45°-50° laiuskraadini ja suvel jääb sellest alles väike ala (läbimõõt lõunapoolusel 300 km ja põhjapoolus 1000 km), mis tõenäoliselt koosneb vesijää, mille paksus võib ulatuda 1-2 km-ni. Mõnikord puhub Marsil tugev tuul, mis tõstab õhku peene liiva pilved. Eriti võimsad tolmutormid esinevad kevade lõpus lõunapoolkeral, mil Marss läbib orbiidi periheeli ja päikesesoojus on eriti kõrge. Nädalateks ja isegi kuudeks muutub atmosfäär kollase tolmuga läbipaistmatuks. Orbiters "Vikings" edastas pilte võimsatest liivaluidetest suurte kraatrite põhjas. Tolmuladestused muudavad Marsi pinna välimust hooajati nii palju, et see on teleskoobiga vaadates märgatav isegi Maalt. Varem pidasid mõned astronoomid neid pinnavärvi hooajalisi muutusi Marsi taimestiku tunnusteks. Marsi geoloogia on väga mitmekesine. Lõunapoolkera suured avarused on kaetud vanade kraatritega, mis on jäänud iidse meteoriidipommitamise ajastust (4 miljardit aastat tagasi). Suure osa põhjapoolkerast katavad nooremad laavavoolud. Eriti huvitav on Tharsise kõrgustik (10° N, 110° W), millel asuvad mitmed hiiglaslikud vulkaanilised mäed. Kõrgeim neist - Olümpose mägi - on aluse läbimõõduga 600 km ja kõrgusega 25 km. Kuigi praegu pole vulkaanilisest tegevusest märke, vanus laava voolab ei ületa 100 miljonit aastat, mis on väike võrreldes planeedi vanusega 4,6 miljardit aastat.

Kuigi iidsed vulkaanid viitavad Marsi sisemaa kunagisele võimsale tegevusele, pole laamtektoonikast märke: puuduvad volditud mäestikuvööd ja muud maakoore kokkusurumise näitajad. Küll aga leidub võimsaid riftimurgeid, millest suurim – Marineri orud – ulatub Tharsist itta 4000 km pikkusega maksimaalse laiusega 700 km ja sügavusega 6 km. Üks huvitavamaid kosmoselaevade fotode põhjal tehtud geoloogilisi avastusi oli sadade kilomeetrite pikkused hargnenud looklevad orud, mis meenutasid maiste jõgede kuivanud kanaleid. See viitab soodsamale kliimale minevikus, mil temperatuur ja rõhk võisid olla kõrgemad ning jõed voolasid üle Marsi pinna. Tõsi, orgude paiknemine Marsi lõunapoolsetes, tihedalt kraatritega kaetud piirkondades viitab sellele, et Marsil olid jõed väga ammu, arvatavasti selle evolutsiooni esimesel 0,5 miljardil aastal. Vesi lebab praegu pinnal jääna polaarmütside juures ja võib-olla pinna all igikeltsa kihina. Marsi sisemine struktuur on halvasti mõistetav. Selle madal keskmine tihedus näitab olulise metallilise südamiku puudumist; igal juhul ei ole see sulanud, mis tuleneb magnetvälja puudumisest Marsil. Viking-2 aparaadi maandumisplokil seismomeeter ei registreerinud planeedi seismilist aktiivsust 2 tööaasta jooksul (Viking-1-l seismomeeter ei töötanud). Marsil on kaks väikest satelliiti – Phobos ja Deimos. Mõlemad on ebakorrapärase kujuga, kaetud meteoriidikraatritega ja on tõenäoliselt asteroidid, mille planeet on kauges minevikus kinni püüdnud. Phobos tiirleb ümber planeedi väga madalal orbiidil ja jätkab tõusude mõjul lähenemist Marsile; hiljem hävib see planeedi gravitatsiooni mõjul.
Jupiter. Päikesesüsteemi suurim planeet Jupiter on Maast 11 korda suurem ja temast 318 korda massiivsem. Selle madal keskmine tihedus (1,3 g/cm3) viitab Päikesele lähedasele koostisele: enamasti vesinik ja heelium. Jupiteri kiire pöörlemine ümber oma telje põhjustab selle polaarse kokkusurumise 6,4%. Jupiteri teleskoop näitab ekvaatoriga paralleelseid pilveribasid; heledad tsoonid neis on segatud punakate vöödega. Tõenäoliselt on valgustsoonid ülesvoolu alad, kus on näha ammoniaagipilvede tipud; punakad vööd on seotud allavooluga, mille ereda värvuse määrab ammooniumhüdrosulfaat, aga ka punase fosfori, väävli ja orgaaniliste polümeeride ühendid. Lisaks vesinikule ja heeliumile on Jupiteri atmosfääris spektroskoopiliselt tuvastatud CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ja GeH4. Temperatuur ammoniaagipilvede tippudes on 125 K, kuid see tõuseb sügavusega 2,5 K/km. 60 km sügavusel peaks olema veepilvede kiht. Pilvede liikumiskiirused tsoonides ja naabervööndites erinevad oluliselt: näiteks sisse ekvatoriaalne vöö pilved liiguvad ida suunas 100 m/s kiiremini kui naabervööndites. Kiiruste erinevus põhjustab tsoonide ja vööde piiridel tugevat turbulentsi, mis muudab nende kuju väga keeruliseks. Selle üheks ilminguks on ovaalsed pöörlevad laigud, millest suurima – Suure Punase Laigu – avastas enam kui 300 aastat tagasi Cassini. See koht (25 000-15 000 km) on suurem kui Maa ketas; sellel on spiraalne tsüklonaalne struktuur ja see teeb ühe pöörde ümber oma telje 6 päevaga. Ülejäänud laigud on väiksemad ja millegipärast üleni valged.

Jupiteril pole kindlat pinda. Planeedi ülemine kiht pikkusega 25% raadiusest koosneb vedelast vesinikust ja heeliumist. Allpool, kus rõhk ületab 3 miljonit baari ja temperatuur on 10 000 K, läheb vesinik metallilisse olekusse. Võimalik, et planeedi keskpunkti lähedal on raskematest elementidest koosnev vedel tuum, mille kogumass on umbes 10 Maa massi. Kesklinnas on rõhk umbes 100 miljonit baari ja temperatuur 20-30 tuhat K. Vedelad metallilised siseruumid ja planeedi kiire pöörlemine põhjustasid selle võimsa magnetvälja, mis on 15 korda tugevam kui Maa oma. Jupiteri tohutu magnetosfäär koos võimsate kiirgusvöödega ulatub väljapoole tema nelja suure satelliidi orbiite. Temperatuur Jupiteri keskmes on alati olnud madalam kui termotuumareaktsioonide toimumiseks vajalik. Kuid tekkimisajastust alles jäänud Jupiteri sisemised soojusvarud on suured. Isegi praegu, 4,6 miljardit aastat hiljem, eraldab see umbes sama palju soojust, kui ta saab Päikeselt; evolutsiooni esimesel miljonil aastal oli Jupiteri kiirgusvõimsus 104 korda suurem. Kuna see oli planeedi suurte satelliitide moodustumise ajastu, pole üllatav, et nende koostis sõltub kaugusest Jupiterist: kahel sellele kõige lähemal asuval - Io ja Europa - on üsna suur tihedus (3,5 ja 3,0 g / cm3) ning kaugemad - Ganymedes ja Callisto - sisaldavad palju vesijääd ja on seetõttu väiksema tihedusega (1,9 ja 1,8 g/cm3).
Satelliidid. Jupiteril on vähemalt 16 satelliiti ja nõrk rõngas: see asub ülemisest pilvekihist 53 000 km kaugusel, selle laius on 6000 km ning koosneb ilmselt väikestest ja väga tumedatest tahketest osakestest. Jupiteri nelja suurimat kuud nimetatakse Galilei kuuks, kuna Galileo avastas need 1610. aastal; temast sõltumatult avastas need samal aastal saksa astronoom Marius, kes andis neile praegused nimed – Io, Europa, Ganymedes ja Callisto. Väikseim satelliit - Europa - on veidi väiksem kui Kuu ja Ganymede on suurem kui Merkuur. Kõik need on läbi binokli nähtavad.

Io pinnal avastasid Voyagers mitu aktiivset vulkaani, mis paiskasid ainet sadade kilomeetrite kaugusele õhku. Io pind on kaetud punakate väävliladestuste ja vääveldioksiidi heledate laikudega - vulkaanipursete saadustega. Gaasi kujul moodustab vääveldioksiid Io äärmiselt haruldase atmosfääri. Vulkaanilise tegevuse energia saadakse planeedi loodete mõjust satelliidile. Io orbiit läbib Jupiteri kiirgusvööndeid ning ammu on kindlaks tehtud, et satelliit interakteerub tugevalt magnetosfääriga, põhjustades selles raadiopurskeid. 1973. aastal avastati piki Io orbiidil helendavate naatriumiaatomite torus; hiljem leiti sealt väävli-, kaaliumi- ja hapnikuioone. Need ained löövad välja kiirgusvööde energeetilised prootonid kas otse Io pinnalt või vulkaanide gaasilistest voogudest. Kuigi Jupiteri loodete mõju Europale on nõrgem kui Iole, võib ka selle sisemus olla osaliselt sulanud. Spektriuuringud näitavad, et Europa pinnal on vesijää ja selle punakas toon on tõenäoliselt tingitud Io väävlireostusest. Löögikraatrite peaaegu täielik puudumine viitab maapinna geoloogilisele noorusele. Europa jääpinna kurrud ja vead meenutavad maakera polaarmere jäävälju; arvatavasti on Europal jääkihi all vedel vesi. Ganymedes on päikesesüsteemi suurim kuu. Selle tihedus on madal; see on ilmselt pooleldi kivi ja pooleldi jää. Selle pind näeb välja kummaline ja sellel on märke maakoore laienemisest, mis võib kaasneda maa-aluse diferentseerumisprotsessiga. Muistse kraatrilise pinna lõikeid eraldavad üksteisest 10-20 km kaugusel asuvad nooremad, sadade kilomeetrite pikkused ja 1-2 km laiused kaevikud. Tõenäoliselt on tegemist noorema jääga, mis tekkis vee väljavalamisel läbi pragude vahetult pärast diferentseerumist umbes 4 miljardit aastat tagasi. Callisto sarnaneb Ganymedesega, kuid selle pinnal pole märke vigadest; kõik see on väga vana ja tugevalt kraatritega kaetud. Mõlema satelliidi pind on kaetud jääga, mille vahel on regoliit-tüüpi kivimid. Aga kui Ganymedesel on jää umbes 50%, siis Callistol alla 20%. Ganymedese ja Callisto kivimite koostis sarnaneb tõenäoliselt süsinikmeteoriitide omaga. Jupiteri kuudel pole atmosfääri, välja arvatud Io vulkaaniline gaas SO2. Jupiteri tosinast väiksemast kuust on neli planeedile lähemal kui Galilea omad; suurim neist, Amalthea, on ebakorrapärase kujuga kraatriga objekt (mõõtmed 270*166*150 km). Selle tume pind – väga punane – võis olla kaetud Io halliga. Jupiteri välimised väikesed satelliidid jagunevad vastavalt nende orbiitidele kahte rühma: 4 planeedile lähemal asuvat pöörlevad ettepoole (planeedi pöörlemise suhtes) ja 4 kaugemat - vastupidises suunas. Nad kõik on väikesed ja tumedad; arvatavasti püüdis need Jupiteri Trooja rühma asteroidide hulgast (vt ASTEROID).
Saturn. Suuruselt teine hiidplaneet. See on vesinik-heeliumi planeet, kuid heeliumi suhteline arvukus Saturnis on väiksem kui Jupiteril; allpool ja selle keskmine tihedus. Saturni kiire pöörlemine viib selle suure lameduseni (11%).

SATURN ja selle kuud, pildistatud kosmosesondi Voyager läbimise ajal.

Teleskoobis ei näe Saturni ketas nii suurejooneline välja kui Jupiter: sellel on pruunikas-oranž värv ning nõrgalt väljendunud vööd ja tsoonid. Põhjus on selles, et selle atmosfääri ülemised piirkonnad on täidetud valgust hajutava ammoniaagi (NH3) uduga. Saturn asub Päikesest kaugemal, seega on tema ülemise atmosfääri temperatuur (90 K) 35 K madalam kui Jupiteril ja ammoniaak on kondenseerunud olekus. Sügavuse kasvades tõuseb atmosfääri temperatuur 1,2 K/km, mistõttu pilvestruktuur meenutab Jupiteri oma: ammooniumhüdrosulfaadi pilvekihi all on veepilvede kiht. Lisaks vesinikule ja heeliumile on Saturni atmosfääris spektroskoopiliselt tuvastatud CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ja PH3. Siseehituselt meenutab Saturn samuti Jupiterit, kuigi väiksema massi tõttu on selle keskmes madalam rõhk ja temperatuur (75 miljonit baari ja 10 500 K). Saturni magnetväli on võrreldav Maa omaga. Sarnaselt Jupiteriga tekitab Saturn sisemist soojust, kaks korda rohkem, kui Päikeselt saab. Tõsi, see suhe on suurem kui Jupiteril, sest kaks korda kaugemal asuv Saturn saab Päikeselt neli korda vähem soojust.
Saturni rõngad. Saturni ümbritseb ainulaadselt võimas rõngaste süsteem kuni 2,3 planeedi raadiuse kaugusel. Need on teleskoobiga vaadates kergesti eristatavad ja lähedalt uurides on neil erakordne mitmekesisus: massiivsest B-rõngast kitsa F-rõngani, spiraalse tihedusega lainetest kuni täiesti ootamatute radiaalselt piklike "kodarateni", mille avastasid Voyagers. . Osakesed, mis täidavad Saturni rõngaid, peegeldavad valgust palju paremini kui Uraani ja Neptuuni tumedate rõngaste materjal; nende uuring erinevates spektrivahemikes näitab, et tegemist on "määrdunud lumepallidega", mille mõõtmed on suurusjärgus meeter. Saturni kolm klassikalist rõngast, järjestikku välimisest sisemiseni, on tähistatud A, B ja C. Ring B on üsna tihe: Voyageri raadiosignaalidel oli raskusi selle läbimisega. 4000 km pikkune vahe A- ja B-rõngaste vahel, mida nimetatakse Cassini lõhustamiseks (või lõheks), ei ole tegelikult tühi, kuid on tiheduse poolest võrreldav kahvatu C-rõngaga, mida varem nimetati krepprõngaks. A-rõnga välisserva lähedal on vähem nähtav Encke lõhe. 1859. aastal jõudis Maxwell järeldusele, et Saturni rõngad peavad koosnema planeedi ümber tiirlevatest üksikutest osakestest. 19. sajandi lõpus seda kinnitasid spektraalvaatlused, mis näitasid, et rõngaste sisemised osad pöörlevad kiiremini kui välimised. Kuna rõngad asuvad planeedi ekvaatori tasapinnal, mis tähendab, et nad on orbitaaltasandi suhtes 27 ° kaldega, langeb Maa 29,5 aasta jooksul kaks korda rõngaste tasapinnale ja me vaatleme neid külgsuunas. Sel hetkel rõngad "kaovad", mis tõestab nende väga väikest paksust - mitte rohkem kui paar kilomeetrit. Pioneer 11 (1979) ja Voyagersi (1980 ja 1981) tehtud rõngaste üksikasjalikud kujutised näitasid oodatust palju keerukamat struktuuri. Rõngad on jagatud sadadeks üksikuteks rõngasteks, mille tüüpiline laius on mitusada kilomeetrit. Isegi Cassini vahes oli vähemalt viis rõngast. Üksikasjalik analüüs näitas, et rõngad on ebahomogeensed nii suuruse kui ka võib-olla osakeste koostise poolest. Rõngaste keerukas ehitus on tõenäoliselt tingitud nende lähedal asuvate väikeste satelliitide gravitatsioonilisest mõjust, mida varem ei osatud kahtlustada. Ilmselt kõige ebatavalisem on kõige õhem F-rõngas, mille Pioneer avastas 1979. aastal 4000 km kaugusel A-rõnga välisservast. hiljem leidis Voyager 2, et F-rõnga struktuur on palju lihtsam: mateeria "kiud" ei olnud enam omavahel läbi põimunud. See struktuur ja selle kiire areng on osaliselt tingitud kahe väikese satelliidi (Prometheus ja Pandora) mõjust, mis liiguvad selle rõnga välis- ja siseservas; neid nimetatakse "valvekoerteks". Siiski pole välistatud isegi väiksemate kehade olemasolu või ajutine aine kogunemine F-ringis endas.
Satelliidid. Saturnil on vähemalt 18 kuud. Suurem osa neist on ilmselt jääs. Mõnel on väga huvitavad orbiidid. Näiteks Januse ja Epimetheuse orbiidi raadiused on peaaegu samad. Dione orbiidil, temast 60 ° eespool (seda positsiooni nimetatakse juhtivaks Lagrange'i punktiks), liigub väiksem satelliit Helena. Tethyst saadavad kaks väikest satelliiti - Telesto ja Calypso - oma orbiidi juhtivates ja mahajäänud Lagrange'i punktides. Saturni seitsme satelliidi (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ja Iapetus) raadiused ja massid on mõõdetud hea täpsusega. Kõik need on enamasti jäised. Väiksematel on tihedus 1-1,4 g/cm3, mis on lähedane enam-vähem kivimite segunemisega vesijää tihedusele. Kas need sisaldavad metaani ja ammoniaagijääd, pole veel selge. Titaani suurem tihedus (1,9 g/cm3) tuleneb selle suurest massist, mis põhjustab sisemuse kokkusurumist. Läbimõõdu ja tiheduse poolest on Titan väga sarnane Ganymedesega; tõenäoliselt on neil sama sisemine struktuur. Titaan on Päikesesüsteemi suuruselt teine kuu ja ainulaadne selle poolest, et sellel on pidevalt võimas atmosfäär, mis koosneb peamiselt lämmastikust ja vähesel määral metaanist. Rõhk selle pinnal on 1,6 baari, temperatuur 90 K. Sellistes tingimustes võib Titani pinnal olla vedel metaan. Atmosfääri ülemised kihid kuni 240 km kõrguseni on täidetud oranžide pilvedega, mis koosnevad tõenäoliselt Päikese ultraviolettkiirte mõjul sünteesitud orgaaniliste polümeeride osakestest. Ülejäänud Saturni kuud on atmosfääri jaoks liiga väikesed. Nende pinnad on kaetud jääga ja tugevasti kraatritega. Ainult Enceladuse pinnal on kraatreid oluliselt vähem. Tõenäoliselt hoiab Saturni loodete mõju tema sooled sulas olekus ning meteoriidilöögid põhjustavad vee väljavalamist ja kraatrite täitumist. Mõned astronoomid usuvad, et Enceladuse pinnalt pärit osakesed moodustasid selle orbiidil laia E-rõnga. Väga huvitav on satelliit Iapetus, mille tagumine (orbiidi liikumise suuna suhtes) poolkera on kaetud jääga ja peegeldab 50% langevast valgusest ning eesmine poolkera on nii tume, et peegeldab ainult 5% valgusest. ; see on kaetud millegi süsiniku sisaldavate meteoriitide ainega. Võimalik, et Saturni välissatelliidi Phoebe pinnalt meteoriidilöökide mõjul välja paiskunud materjal langeb Iapetuse esipoolkerale. Põhimõtteliselt on see võimalik, kuna Phoebe liigub orbiidil vastupidises suunas. Lisaks on Phoebe pind üsna tume, kuid täpsed andmed selle kohta veel puuduvad.
Uraan. Uraan on mererohelist värvi ja näeb välja ilmetu, sest selle ülemine atmosfäär on täidetud uduga, mille kaudu 1986. aastal selle lähedal lennanud Voyager 2 sond vaevalt nägi väheseid pilvi. Planeedi telg on orbitaaltelje suhtes kaldu 98,5°, s.o. asub peaaegu orbiidi tasapinnal. Seetõttu pööratakse kumbki poolus mõneks ajaks otse Päikese poole ja läheb seejärel pooleks aastaks (42 Maa-aastaks) varju. Uraani atmosfäär sisaldab valdavalt vesinikku, 12-15% heeliumi ja mõningaid muid gaase. Atmosfääri temperatuur on umbes 50 K, kuigi ülemistes haruldaste kihtides tõuseb see päeval 750 K-ni ja öösel 100 K-ni. Uraani magnetväli on pinnal veidi nõrgem kui Maa oma ja selle telg on planeedi pöörlemistelje suhtes 55 ° kallutatud. Planeedi sisestruktuurist on vähe teada. Pilvekiht ulatub tõenäoliselt 11 000 km sügavusele, millele järgneb 8000 km sügavune kuumavee ookean ja selle all 7000 km raadiusega sulakivisüdamik.
Sõrmused. 1976. aastal avastati ainulaadsed Uraani rõngad, mis koosnesid eraldiseisvatest õhukestest rõngastest, millest kõige laiema paksus on 100 km. Rõngad asuvad planeedi keskpunktist 1,5–2,0 raadiuses. Erinevalt Saturni rõngastest koosnevad Uraani rõngad suurtest tumedatest kividest. Arvatakse, et igas rõngas liigub väike satelliit või isegi kaks satelliiti, nagu Saturni F-ringis.
Satelliidid. Avastatud on 20 Uraani kuud. Suurimad - Titania ja Oberon - läbimõõduga 1500 km. Suuremaid on veel 3, üle 500 km suurused, ülejäänud on väga väikesed. Viie suure satelliidi pinnaspektrid viitavad suurele hulgale vesijääle. Kõikide satelliitide pinnad on kaetud meteoriidikraatritega.
Neptuun. Väliselt on Neptuun sarnane Uraaniga; selle spektris domineerivad samuti metaan- ja vesinikuribad. Neptuuni soojusvoog ületab oluliselt sellele langeva päikesesoojuse võimsuse, mis viitab selle olemasolule. sisemine allikas energiat. Võib-olla vabaneb suur osa sisemisest soojusest 14,5 planeediraadiuse kaugusel vastassuunas tiirleva massiivse kuu Tritoni põhjustatud loodete tagajärjel. 1989. aastal pilvekihist 5000 km kaugusel lennanud Voyager 2 avastas Neptuuni lähedalt veel 6 satelliiti ja 5 rõngast. Atmosfäärist avastati Suur Tume Laik ja keeruline pöörisvoolude süsteem. Tritoni roosakas pind paljastas hämmastavaid geoloogilisi detaile, sealhulgas võimsaid geisereid. Voyageri avastatud satelliit Proteus osutus suuremaks kui 1949. aastal Maalt avastatud Nereid.
Pluuto. Pluutol on väga piklik ja kallutatud orbiit; periheelis läheneb Päikesele lainepikkusel 29,6 AU. ja eemaldatakse afeelis 49,3 AU juures. Pluuto läbis periheeli 1989. aastal; aastatel 1979–1999 oli see Päikesele lähemal kui Neptuun. Pluuto orbiidi suure kalde tõttu ei ristu selle tee aga kunagi Neptuuniga. Pluuto keskmine pinnatemperatuur on 50 K, see muutub afeelist periheeliks 15 K võrra, mis on nii madalatel temperatuuridel üsna tuntav. Eelkõige põhjustab see haruldase metaani atmosfääri ilmumist planeedi periheeli läbimise perioodil, kuid selle rõhk on 100 000 korda väiksem kui Maa atmosfääri rõhk. Pluuto ei suuda kaua atmosfääri hoida, sest ta on Kuust väiksem. Pluuto kuul Charon võtab planeedi lähedal tiirlemiseks 6,4 päeva. Selle orbiit on ekliptika suhtes väga tugevalt kaldu, nii et varjutused toimuvad vaid harvadel Maa läbimise ajastutel Charoni orbiidi tasandit. Pluuto heledus muutub regulaarselt 6,4-päevase perioodiga. Seetõttu pöörleb Pluuto Charoniga sünkroonselt ja selle pinnal on suured laigud. Võrreldes planeedi suurusega on Charon väga suur. Pluuto-Charonit nimetatakse sageli "topeltplaneediks". Kunagi peeti Pluutot Neptuuni "põgenenud" satelliidiks, kuid pärast Charoni avastamist tundub see ebatõenäoline.
PLANEEDID: VÕRDLUSANALÜÜS
Sisemine struktuur. Päikesesüsteemi objektid nende poolest sisemine struktuur võib jagada 4 kategooriasse: 1) komeedid, 2) väikesed kehad, 3) maapealsed planeedid, 4) gaasihiiglased. Komeedid on erilise koostise ja ajalooga lihtsad jäised kehad. Väikeste kehade kategooriasse kuuluvad kõik muud taevaobjektid, mille raadius on alla 200 km: planeetidevahelised tolmuterad, planeedirõngaste osakesed, väikesed satelliidid ja enamik asteroide. Päikesesüsteemi evolutsiooni käigus kaotasid nad kõik esmase akretsiooni käigus vabanenud soojuse ja jahtusid, olles neis toimuva radioaktiivse lagunemise tõttu mitte piisavalt suured, et soojeneda. Maa-tüüpi planeete on väga erinevaid: "raudsest" Merkuurist kuni salapärase jääsüsteemi Pluuto-Charonini. Lisaks suurimatele planeetidele liigitatakse Päike mõnikord gaasihiiglasteks. Kõige olulisem parameeter, mis määrab planeedi koostise, on keskmine tihedus (kogumass jagatud kogumahuga). Selle väärtus näitab koheselt, milline planeet - "kivi" (silikaadid, metallid), "jää" (vesi, ammoniaak, metaan) või "gaas" (vesinik, heelium). Kuigi Merkuuri ja Kuu pinnad on silmatorkavalt sarnased, on nende sisemine koostis täiesti erinev, kuna Merkuuri keskmine tihedus on 1,6 korda suurem kui Kuu oma. Samal ajal on elavhõbeda mass väike, mis tähendab, et selle suur tihedus ei tulene peamiselt mitte aine kokkusurumisest gravitatsiooni mõjul, vaid spetsiaalsest keemilisest koostisest: elavhõbe sisaldab 60-70% metalle ja 30 -40% silikaate massist. Merkuuri metallisisaldus massiühiku kohta on oluliselt kõrgem kui ühelgi teisel planeedil. Veenus pöörleb nii aeglaselt, et selle ekvatoriaalset paisumist mõõdetakse vaid meetri murdosades (Maal - 21 km) ja see ei saa planeedi siseehituse kohta üldse midagi öelda. Selle gravitatsiooniväli korreleerub pinna topograafiaga, erinevalt Maast, kus mandrid "hõljuvad". Võimalik, et Veenuse mandrid fikseerib vahevöö jäikus, kuid on võimalik, et Veenuse topograafiat säilitab dünaamiliselt tema vahevöö jõuline konvektsioon. Maa pind on palju noorem kui teiste päikesesüsteemi kehade pinnad. Selle põhjuseks on peamiselt maakoore materjali intensiivne töötlemine laamtektoonika tulemusena. Erosioon vedela vee toimel avaldab samuti märgatavat mõju. Enamiku planeetide ja kuude pindadel domineerivad rõngasstruktuurid, mis on seotud kokkupõrkekraatrite või vulkaanidega; Maal on laamtektoonika muutnud selle peamised kõrgustikud ja madalikud lineaarseks. Näiteks on mäeahelikud, mis tõusevad kahe plaadi põrkumisel; ookeanikaevikud, mis tähistavad kohti, kus üks plaat läheb teise alla (subduktsioonitsoonid); samuti ookeani keskahelikud kohtades, kus vahevööst väljuva noore maakoore toimel kaks plaati lahknevad (levitsoon). Seega peegeldab maapinna reljeef selle sisemuse dünaamikat. Väikesed proovid Maa ülemisest vahevööst muutuvad laboriuuringuteks kättesaadavaks, kui need tardkivimite osana pinnale tõusevad. Tuntud ülimafilised kandmisel (ultrabasiidid, silikaatide vaesed ja Mg- ja Fe-rikkad), mis sisaldavad mineraale, mis tekivad ainult siis, kui kõrgsurve(näiteks teemant), aga ka paaritud mineraalid, mis võivad koos eksisteerida ainult siis, kui need on tekkinud kõrge rõhu all. Need lisamised võimaldasid piisava täpsusega hinnata ülemise mantli koostist kuni u. 200 km. Süvavahevöö mineraloogiline koostis ei ole hästi teada, kuna puuduvad täpsed andmed temperatuurijaotuse kohta sügavusega ning süvamineraalide põhifaase pole laboris reprodutseeritud. Maa tuum jaguneb väliseks ja sisemiseks. Välimine tuum ei edasta põiki seismilisi laineid, seetõttu on see vedel. Kuid 5200 km sügavusel hakkab tuumaine uuesti läbi viima põiklaineid, kuid seda väikese kiirusega; see tähendab, et sisemine tuum on osaliselt "külmunud". Südamiku tihedus on väiksem kui puhtal raud-nikli vedelikul, tõenäoliselt väävli segunemise tõttu. Veerandi Marsi pinnast hõivab Tharsise mägi, mis on planeedi keskmise raadiuse suhtes tõusnud 7 km võrra. Just sellel asub enamik vulkaane, mille tekke käigus levis laava pika vahemaa tagant, mis on omane rauarikastele sulakivimitele. Marsi vulkaanide (Päikesesüsteemi suurimad) tohutu suuruse üks põhjusi on see, et erinevalt Maast ei liigu Marsil vahevöö kuumade taskute suhtes plaate, mistõttu vulkaanidel kulub ühes kohas kasvamiseks kaua aega. . Marsil puudub magnetväli ja seismilist aktiivsust pole tuvastatud. Selle pinnases oli palju raudoksiide, mis viitab sisemuse nõrgale eristumisele.
Sisemine soojus. Paljud planeedid kiirgavad rohkem soojust, kui nad päikeselt saavad. Planeedi sooltes toodetud ja talletatud soojuse hulk sõltub selle ajaloost. Tärkava planeedi jaoks on meteoriidipommitamine peamine soojusallikas; seejärel eraldub soojust sisemuse diferentseerumisel, kui kõige tihedamad komponendid, nagu raud ja nikkel, settivad tsentri poole ja moodustavad tuuma. Jupiter, Saturn ja Neptuun (kuid mitte mingil põhjusel Uraan) kiirgavad endiselt soojust, mille nad kogusid 4,6 miljardit aastat tagasi moodustades. Maapealsete planeetide jaoks on praegusel ajastul oluliseks kütteallikaks radioaktiivsete elementide – uraani, tooriumi ja kaaliumi – lagunemine, mida algses kondriidi (päikese) koostises oli väikestes kogustes. Liikumisenergia hajumine loodete deformatsioonides - nn loodete hajumine - on Io peamine kuumenemise allikas ja mängib olulist rolli mõnede planeetide evolutsioonis, mille pöörlemisel (näiteks Merkuur) oli loodete tõttu aeglustunud.
Konvektsioon mantlis. Kui vedelikku kuumutada piisavalt tugevalt, tekib selles konvektsioon, kuna soojusjuhtivus ja kiirgus ei suuda kohapeal tarnitava soojusvooga toime tulla. Võib tunduda imelik öelda, et maapealsete planeetide sisemusi katab konvektsioon nagu vedelik. Kas me ei tea, et seismoloogiliste andmete järgi levivad maa vahevöös põiklained ja järelikult ei koosne vahevöö mitte vedelast, vaid tahketest kivimitest? Aga võtame tavalise klaaspahtli: aeglase survega käitub see nagu viskoosne vedelik, terava survega - nagu elastne keha ja löögiga - nagu kivi. See tähendab, et selleks, et mõista, kuidas mateeria käitub, peame arvestama, millises ajaskaalas protsessid toimuvad. Põiksuunalised seismilised lained läbivad maa sisikonna minutitega. Geoloogilisel ajaskaalal, mida mõõdetakse miljonites aastates, deformeeruvad kivimid plastiliselt, kui neile avaldatakse pidevalt olulist pinget. Hämmastav on see, et maakoor ikka sirgub, naases endisele kujule, mis tal oli enne viimast jäätumist, mis lõppes 10 000 aastat tagasi. Uurinud Skandinaavia kerkinud randade vanust, arvutas N. Haskel 1935. aastal välja, et Maa vahevöö viskoossus on 1023 korda suurem vedela vee viskoossusest. Aga samas matemaatiline analüüs näitab, et maakera vahevöö on intensiivse konvektsiooni seisundis (sellist maa sisemuse liikumist võis näha kiirendatud filmis, kus miljon aastat möödub sekundiga). Sarnased arvutused näitavad, et tõenäoliselt on konvektiivse vahevööga ka Veenus, Mars ja vähemal määral Merkuuri ja Kuu. Me alles hakkame lahti harutama gaasihiidplaneetide konvektsiooni olemust. On teada, et konvektiivseid liikumisi mõjutab tugevalt hiidplaneetidel eksisteeriv kiire pöörlemine, kuid konvektsiooni on väga raske eksperimentaalselt uurida tsentraalse tõmbejõuga pöörlevas sfääris. Seni on kõige täpsemad sedalaadi katsed läbi viidud mikrogravitatsioonis Maa-lähedasel orbiidil. Need katsed koos teoreetiliste arvutuste ja numbriliste mudelitega näitasid, et konvektsioon toimub torudes, mis on venitatud piki planeedi pöörlemistelge ja painutatud vastavalt selle sfäärilisusele. Selliseid konvektiivseid rakke nimetatakse nende kuju tõttu "banaanideks". Gaasihiidplaneetide rõhk varieerub 1 baarist pilvetippude tasemel kuni umbes 50 Mbarini keskel. Seetõttu asub nende põhikomponent – vesinik – erinevates faasides erinevatel tasemetel. Rõhul üle 3 Mbar muutub tavaline molekulaarne vesinik liitiumiga sarnaseks vedelaks metalliks. Arvutused näitavad, et Jupiter koosneb peamiselt metallilisest vesinikust. Ja Uraanil ja Neptuunil on ilmselt laiendatud vedela vee mantel, mis on ka hea juht.
Magnetväli. Planeedi väline magnetväli kannab endas olulist teavet selle sisemuse liikumise kohta. See on magnetväli, mis määrab võrdlusraami, milles mõõdetakse tuule kiirust hiidplaneedi pilves atmosfääris; see näitab, et Maa vedelas metallisüdamikus eksisteerivad võimsad voolud ning aktiivne segunemine toimub Uraani ja Neptuuni veemantlites. Vastupidi, tugeva magnetvälja puudumine Veenuses ja Marsil seab piirangud nende sisemisele dünaamikale. Maapealsete planeetide seas on Maa magnetväli silmapaistva intensiivsusega, mis viitab aktiivsele dünamoefektile. Tugeva magnetvälja puudumine Veenusel ei tähenda, et selle tuum oleks tahkunud: tõenäoliselt takistab planeedi aeglane pöörlemine dünamoefekti. Uraanil ja Neptuunil on samad magnetdipoolid, millel on suur kalle planeetide telgede suhtes ja nihe nende tsentrite suhtes; see näitab, et nende magnetism pärineb mantlitest, mitte südamikest. Jupiteri satelliitidel – Iol, Europal ja Ganymedesel – on oma magnetväljad, Callistol seda aga pole. Kuust leitud järelejäänud magnetism.
Atmosfäär. Päikesel, üheksast planeedist kaheksal ja kuuekümne kolmest satelliidist kolmel on atmosfäär. Igal atmosfääril on oma eriline keemiline koostis ja käitumine, mida nimetatakse "ilmaks". Atmosfäärid jagunevad kahte rühma: maapealsete planeetide jaoks määrab mandrite või ookeani tihe pind tingimused atmosfääri alumisel piiril ja gaasihiiglastel on atmosfäär praktiliselt põhjatu. Maapealsete planeetide puhul kogeb õhuke (0,1 km) atmosfäärikiht pinna lähedal pidevalt sellest kuumenemist või jahtumist ning liikumise ajal - hõõrdumist ja turbulentsi (ebaühtlase maastiku tõttu); seda kihti nimetatakse pinna- või piirkihiks. Pinna lähedal kipub molekulaarne viskoossus atmosfääri maapinnale "liimima", nii et isegi kerge tuul tekitab tugeva vertikaalse kiiruse gradiendi, mis võib põhjustada turbulentsi. Õhutemperatuuri muutust kõrgusega kontrollib konvektiivne ebastabiilsus, kuna altpoolt soojeneb õhk soojalt pinnalt, muutub kergemaks ja hõljub; kui see tõuseb madala rõhuga piirkondadesse, paisub see ja kiirgab soojust kosmosesse, põhjustades selle jahtumist, tihenemist ja vajumist. Konvektsiooni tulemusena tekib atmosfääri alumistes kihtides adiabaatiline vertikaalne temperatuurigradient: näiteks Maa atmosfääris langeb õhutemperatuur kõrgusega 6,5 K/km. Selline olukord eksisteerib kuni tropopausini (kreeka keeles "tropo" - pööre, "paus" - lõpetamine), piirates atmosfääri alumist kihti, mida nimetatakse troposfääriks. Just siin toimuvad muutused, mida me nimetame ilmaks. Maa lähedal läbib tropopaus 8-18 km kõrgusel; ekvaatoril on see 10 km kõrgem kui poolustel. Tiheduse eksponentsiaalse vähenemise tõttu kõrgusega on 80% Maa atmosfääri massist suletud troposfääri. See sisaldab ka peaaegu kogu veeauru ja seega ka pilvi, mis ilma loovad. Veenusel neelavad süsinikdioksiid ja veeaur koos väävelhappe ja vääveldioksiidiga peaaegu kogu pinnalt kiirguva infrapunakiirguse. See tekitab tugeva kasvuhooneefekti, s.t. toob kaasa asjaolu, et Veenuse pinnatemperatuur on 500 K kõrgem kui see, mis tal oleks infrapunakiirgusele läbipaistvas atmosfääris. Peamised "kasvuhoonegaasid" Maal on veeaur ja süsihappegaas, mis tõstavad temperatuuri 30 K. Marsil põhjustavad süsihappegaas ja atmosfääritolm nõrga kasvuhooneefekti, mis on vaid 5 K. Veenuse kuum pind takistab väävlit atmosfäärist, sidudes selle pinnakivimitega. Veenuse alumine atmosfäär on rikastatud vääveldioksiidiga, mistõttu on selles 50–80 km kõrgusel tihe väävelhappepilvede kiht. Väikeses koguses leidub ka väävlit sisaldavaid aineid maa atmosfäär eriti pärast võimsaid vulkaanipurskeid. Väävlit ei ole Marsi atmosfääris registreeritud, seetõttu on selle vulkaanid praegusel ajastul passiivsed. Maal muutub temperatuuri stabiilne langus koos kõrgusega troposfääris tropopausi kohal temperatuuri tõusuks koos kõrgusega. Seetõttu on olemas äärmiselt stabiilne kiht, mida nimetatakse stratosfääriks (ladina keeles stratum - kiht, põrandakate). Püsivate õhukeste aerosoolikihtide olemasolu ja tuumaplahvatuste radioaktiivsete elementide pikaajaline viibimine seal on otsesed tõendid segunemise puudumisest stratosfääris. Maapealses stratosfääris jätkab temperatuur kõrgusega tõusu kuni stratopausini, möödudes u. 50 km. Soojuseallikaks stratosfääris on osooni fotokeemilised reaktsioonid, mille kontsentratsioon on maksimaalne kõrgusel ca. 25 km. Osoon neelab ultraviolettkiirgust, nii et alla 75 km muundub peaaegu kogu see soojuseks. Stratosfääri keemia on keeruline. Osoon moodustub peamiselt ekvatoriaalpiirkondade kohal, kuid selle suurim kontsentratsioon on leitud pooluste kohal; see näitab, et osoonisisaldust ei mõjuta mitte ainult keemia, vaid ka atmosfääri dünaamika. Marsil on ka kõrgem osoonikontsentratsioon pooluste kohal, eriti talvepooluse kohal. Marsi kuivas atmosfääris on suhteliselt vähe osoonikihti kahandavaid hüdroksüülradikaale (OH). Hiidplaneetide atmosfääri temperatuuriprofiilid määratakse maapealsete tähtede varjatud planeetide vaatluste ja sondi andmete põhjal, eelkõige raadiosignaalide nõrgenemise põhjal, kui sond planeedile siseneb. Igal planeedil on tropopaus ja stratosfäär, millest kõrgemal asuvad termosfäär, eksosfäär ja ionosfäär. Vastavalt Jupiteri, Saturni ja Uraani termosfääride temperatuur on u. 1000, 420 ja 800 K. Uraani kõrge temperatuur ja suhteliselt madal gravitatsioon võimaldavad atmosfääril ulatuda rõngasteni. See põhjustab aeglustumist ja tolmuosakeste kiiret langemist. Kuna Uraani rõngastes on endiselt tolmurajad, siis peab seal olema tolmuallikas. Kuigi troposfääri ja stratosfääri temperatuuristruktuuril erinevate planeetide atmosfääris on palju ühist, on nende keemiline koostis väga erinev. Veenuse ja Marsi atmosfäär on enamasti süsinikdioksiid, kuid need esindavad kahte äärmuslikku näidet atmosfääri arengust: Veenuse atmosfäär on tihe ja kuum, Marsil aga külm ja haruldane. Oluline on mõista, kas maakera atmosfäär jõuab lõpuks ühte neist kahest tüübist ja kas need kolm atmosfääri on alati olnud nii erinevad. Algse vee saatust planeedil saab määrata, mõõtes deuteeriumi sisaldust vesiniku kerge isotoobi suhtes: D / H suhe seab piirangu planeedilt lahkuva vesiniku kogusele. Vee mass Veenuse atmosfääris on praegu 10-5 Maa ookeanide massist. Kuid Veenuse D/H suhe on 100 korda kõrgem kui Maal. Kui algul oli see suhe Maal ja Veenusel sama ning veevarud Veenusel tema evolutsiooni käigus ei täienenud, siis D/H suhte sajakordne kasv Veenusel tähendab seda, et kunagi oli Veenusel sada korda rohkem vett kui nüüd. Seletusi sellele otsitakse tavaliselt "kasvuhoone lendumise" teooriast, mis väidab, et Veenus polnud kunagi piisavalt külm, et vesi selle pinnale kondenseeruks. Kui vesi täitis atmosfääri alati auru kujul, siis veemolekulide fotodissotsiatsioon viis vesiniku eraldumiseni, mille kerge isotoop pääses atmosfäärist kosmosesse ning järelejäänud vesi rikastus deuteeriumiga. Suurt huvi pakub tugev erinevus Maa ja Veenuse atmosfääri vahel. Arvatakse, et maapealsete planeetide tänapäevased atmosfäärid tekkisid soolte degaseerimise tulemusena; sel juhul eraldus peamiselt veeauru ja süsihappegaasi. Maal oli vesi kontsentreeritud ookeanis ja süsihappegaas oli seotud settekivimitega. Kuid Veenus on Päikesele lähemal, seal on palav ja elu puudub; nii et süsinikdioksiid jäi atmosfääri. Veeaur dissotsieerub päikesevalguse toimel vesinikuks ja hapnikuks; vesinik pääses kosmosesse (ka maa atmosfäär kaotab kiiresti vesiniku) ja hapnik osutus kivimites seotuks. Tõsi, erinevus nende kahe atmosfääri vahel võib osutuda sügavamaks: siiani pole seletust sellele, et Veenuse atmosfääris on argooni palju rohkem kui Maa atmosfääris. Marsi pind on praegu külm ja kuiv kõrb. Päeva soojemal ajal võib temperatuur olla veidi üle vee normaalse külmumispunkti, kuid madal atmosfäärirõhk ei lase Marsi pinnal veel vedelas olekus olla: jää muutub kohe auruks. Marsil on aga mitmeid kanjoneid, mis meenutavad kuivasid jõesänge. Mõned neist näivad olevat lühiajaliste, kuid katastroofiliselt võimsate veevoolude poolt läbi lõigatud, teistel aga sügavad kuristikud ja ulatuslik orgude võrgustik, mis viitavad madalate jõgede tõenäolisele pikaajalisele olemasolule Marsi ajaloo algusperioodidel. Samuti on morfoloogilisi viiteid sellele, et Marsi vanu kraatreid hävitab erosioon palju rohkem kui noori ja see on võimalik ainult siis, kui Marsi atmosfäär oleks palju tihedam kui praegu. 1960. aastate alguses arvati, et Marsi polaarkübarad koosnevad veejääst. Kuid 1966. aastal vaatlesid R. Leighton ja B. Murray planeedi soojusbilanssi ja näitasid, et süsinikdioksiid peaks poolustel kondenseeruma suurtes kogustes ning tahke ja gaasilise süsihappegaasi tasakaal tuleks säilitada polaarmütside ja kübarate vahel. õhkkond. Kurioosne on see, et polaarmütside hooajaline kasv ja vähenemine põhjustavad Marsi atmosfääris rõhukõikumisi 20% võrra (näiteks vanade reaktiivlennukite kajutites olid rõhulangused õhkutõusul ja maandumisel samuti umbes 20%). Marsi polaarmütside kosmosefotodel on näha hämmastavaid spiraalseid mustreid ja astmelisi terrasse, mida Mars Polar Lander (1999) sond pidi uurima, kuid mille maandumine ebaõnnestus. Pole täpselt teada, miks Marsi atmosfääri rõhk nii palju langes, arvatavasti mõnelt baarilt esimesel miljardil aastal 7 mbarile praeguseks. Võimalik, et pinnakivimite murenemine eemaldas atmosfäärist süsinikdioksiidi, sidudes süsiniku karbonaatkivimitesse, nagu juhtus Maal. Pinnatemperatuuril 273 K võib see protsess hävitada Marsi süsinikdioksiidi atmosfääri mitme baarise rõhuga vaid 50 miljoni aastaga; ilmselgelt on kogu päikesesüsteemi ajaloo vältel Marsil sooja ja niiske kliima hoidmine osutunud väga keeruliseks. Sarnane protsess mõjutab ka süsinikusisaldust maakera atmosfääris. Maa karbonaatkivimitesse on nüüdseks seotud umbes 60 baari süsinikku. Ilmselgelt sisaldas maa atmosfäär minevikus palju rohkem süsihappegaasi kui praegu ja atmosfääri temperatuur oli kõrgem. Peamine erinevus Maa ja Marsi atmosfääri evolutsiooni vahel seisneb selles, et Maal toetab laamtektoonika süsinikuringet, Marsil on see aga kivimitesse ja polaarmütsidesse "lukustatud".
ringikujulised rõngad. On uudishimulik, et igal hiiglaslikul planeedil on rõngaste süsteem, kuid mitte ühelgi maapealsel planeedil. Need, kes vaatavad Saturni esimest korda läbi teleskoobi, hüüatavad sageli: "Noh, täpselt nagu pildil!" Nähes selle hämmastavalt heledaid ja selgeid rõngaid. Ülejäänud planeetide rõngad on aga teleskoobis peaaegu nähtamatud. Jupiteri kahvatu rõngas kogeb salapärast vastasmõju oma magnetväljaga. Uraan ja Neptuun on ümbritsetud mitme õhukese rõngaga; nende rõngaste struktuur peegeldab nende resonantsset interaktsiooni lähedalasuvate satelliitidega. Neptuuni kolm rõngakujulist kaare on uurijatele eriti intrigeerivad, kuna need on selgelt piiratud nii radiaal- kui asimuutsuunas. Suureks üllatuseks oli Uraani kitsaste rõngaste avastamine tähe katvuse vaatlusel 1977. aastal. Fakt on see, et on palju nähtusi, mis võivad kitsaid rõngaid märgatavalt laiendada vaid mõne aastakümnega: need on osakeste vastastikused kokkupõrked. , Poynting-Robertsoni efekt (kiirguspidurdus) ja plasmapidurdus. Praktilisest küljest on väga mugavaks osakeste orbitaalliikumise indikaatoriks osutunud kitsad rõngad, mille asukohta saab suure täpsusega mõõta. Uraani rõngaste pretsessioon võimaldas selgitada massi jaotust planeedi sees. Need, kes on pidanud tolmuse tuuleklaasiga autoga tõusva või loojuva päikese poole sõitma, teavad, et tolmuosakesed hajutavad valgust tugevalt selle langemise suunas. Seetõttu on planeedirõngastes tolmu raske tuvastada Maa pealt vaadeldes, s.t. päikese poolelt. Kuid iga kord, kui kosmosesond välisplaneedist mööda lendas ja tagasi "vaatas", saime pilte rõngastest läbiva valgusega. Sellistel Uraani ja Neptuuni piltidel avastati varem tundmatud tolmurõngad, mis on palju laiemad kui pikka aega tuntud kitsad rõngad. Pöörlevad kettad on kaasaegse astrofüüsika kõige olulisem teema. Planeedirõngaste uurimiseks saab kasutada ka paljusid galaktikate struktuuri selgitamiseks välja töötatud dünaamilisi teooriaid. Seega on Saturni rõngastest saanud objekt, mille abil testida isegraviteerivate ketaste teooriat. Nende rõngaste enesegravitatsiooni omadust näitab nii spiraalsete tiheduslainete kui ka spiraalsete paindelainete olemasolu neis, mis on nähtavad üksikasjalikel piltidel. Saturni rõngastest leitud lainepaketti on seostatud planeedi tugeva horisontaalse resonantsiga selle kuu Iapetusega, mis ergastab spiraalse tihedusega laineid välimises Cassini rajoonis. Sõrmuste päritolu kohta on tehtud palju oletusi. On oluline, et need asuksid Roche tsooni sees, st. sellisel kaugusel planeedist, kus osakeste vastastikune külgetõmbejõud on väiksem kui nendevaheliste tõmbejõudude erinevus planeedi poolt. Roche tsooni sees ei saa hajutatud osakesed moodustada planeedi satelliiti. Võib-olla on rõngaste aines jäänud "nõudmata" alates planeedi enda tekkest. Kuid võib-olla on need jäljed hiljutisest katastroofist - kahe satelliidi kokkupõrkest või satelliidi hävitamisest planeedi loodete poolt. Kui kogute kogu Saturni rõngaste aine, saate keha, mille raadius on u. 200 km. Teiste planeetide rõngastes on ainet palju vähem.
PÄIKESESÜSTEEMI VÄIKESED KEHAD
Asteroidid. Paljud väikesed planeedid – asteroidid – tiirlevad ümber Päikese peamiselt Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Astronoomid võtsid kasutusele nimetuse "asteroid", kuna teleskoobis näevad nad välja nagu nõrgad tähed (aster on kreeka keeles "täht"). Algul arvasid nad, et need on killud kunagi eksisteerinud suurest planeedist, kuid siis selgus, et asteroidid ei moodusta kunagi ühtset keha; suure tõenäosusega ei saanud see aine Jupiteri mõjul planeediks ühineda. Hinnanguliselt moodustab kõigi meie ajastu asteroidide kogumass vaid 6% Kuu massist; pool sellest massist sisaldub kolmes suurimas - 1 Ceres, 2 Pallas ja 4 Vesta. Asteroidi tähises olev number näitab selle avastamise järjekorda. Täpselt teadaolevate orbiitidega asteroididele omistatakse mitte ainult seerianumbrid, vaid ka nimed: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Praeguseks avastatud 33 000-st enam kui 8000 asteroidi orbiidi täpsed elemendid on teada. Seal on vähemalt kakssada asteroidi raadiusega üle 50 km ja umbes tuhat - üle 15 km. Umbes miljoni asteroidi raadius on hinnanguliselt suurem kui 0,5 km. Suurim neist on Ceres, üsna tume ja raskesti jälgitav objekt. Maapealsete teleskoopide abil isegi suurte asteroidide pinnadetailide eristamiseks on vaja adaptiivse optika erimeetodeid. Enamiku asteroidide orbitaalraadiused on vahemikus 2,2–3,3 AU, seda piirkonda nimetatakse "asteroidivööks". Kuid see ei ole täielikult täidetud asteroidi orbiitidega: kaugustel 2,50, 2,82 ja 2,96 AU. Neid pole siin; need "aknad" tekkisid Jupiteri häirete mõjul. Kõik asteroidid tiirlevad edasisuunas, kuid paljude nende orbiidid on märgatavalt piklikud ja kaldu. Mõnel asteroidil on väga uudishimulikud orbiidid. Niisiis, rühm troojalasi liigub Jupiteri orbiidil; enamik neist asteroididest on väga tumedad ja punased. Amuuri rühma asteroididel on orbiidid, mis sobivad või läbivad Marsi orbiidi; nende hulgas 433 Erost. Apollo rühma asteroidid läbivad Maa orbiidi; nende hulgas 1533 Päikesele kõige lähemal asuvat Ikarust. Ilmselgelt kogevad need asteroidid varem või hiljem ohtlikku lähenemist planeetidele, mis lõppeb kokkupõrke või tõsise orbiidi muutusega. Lõpuks on viimasel ajal eriklassina välja toodud Atoni rühma asteroide, mille orbiidid asuvad peaaegu täielikult Maa orbiidil. Nad kõik on väga väikesed. Paljude asteroidide heledus muutub perioodiliselt, mis on loomulik pöörlevate ebakorrapäraste kehade puhul. Nende pöörlemisperioodid jäävad vahemikku 2,3 kuni 80 tundi ja on keskmiselt ligi 9 tundi.Asteroidide ebakorrapärasuse põhjuseks on arvukad vastastikused kokkupõrked. Eksootilise vormi näideteks on 433 Eros ja 643 Hector, milles telgede pikkuste suhe ulatub 2,5-ni. Varem sarnanes kogu päikesesüsteemi sisemus tõenäoliselt peamise asteroidivööga. Selle vöö lähedal asuv Jupiter häirib oma külgetõmbejõuga tugevalt asteroidide liikumist, suurendades nende kiirust ja tuues kaasa kokkupõrke ning see sagedamini hävitab kui ühendab. Nagu lõpetamata planeet, annab asteroidivöö meile ainulaadse võimaluse näha struktuuri osi enne, kui need planeedi valmiskehasse kaovad. Asteroididelt peegelduvat valgust uurides on võimalik palju teada saada nende pinna koostise kohta. Enamik asteroide on nende peegeldusvõime ja värvuse põhjal jagatud kolme meteoriidirühmadega sarnasesse rühma: C-tüüpi asteroididel on tume pind nagu süsinikkondriitidel (vt allpool Meteoriidid), tüüp S on heledam ja punasem ning tüüp M on sarnane rauaga. - nikli meteoriidid. Näiteks 1 Ceres näeb välja nagu süsinikkondriidid ja 4 Vesta basalt eukritid. See näitab, et meteoriitide päritolu on seotud asteroidivööga. Asteroidide pind on kaetud peeneks purustatud kivimiga - regoliidiga. Pigem on kummaline, et seda pärast meteoriitide kokkupõrget pinnal hoitakse - 20-kilomeetrise asteroidi gravitatsioon on ju 10-3 g, pinnalt lahkumise kiirus vaid 10 m/s. Lisaks värvile kasutatakse asteroidide klassifitseerimiseks tänapäeval teadaolevalt palju iseloomulikke infrapuna- ja ultraviolettkiirguse spektrijooni. Nende andmete järgi eristatakse 5 põhiklassi: A, C, D, S ja T. Asteroidid 4 Vesta, 349 Dembowska ja 1862 Apollo ei mahtunud sellesse klassifikatsiooni: igaüks neist hõivas erilise positsiooni ja sai uue prototüübiks. klassidesse vastavalt V, R ja Q, mis sisaldab nüüd ka teisi asteroide. Suurest C-asteroidide rühmast eristati hiljem klassid B, F ja G. Kaasaegne klassifikatsioon sisaldab 14 tüüpi asteroide, mida tähistatakse (liikmete arvu kahanevas järjekorras) tähtedega S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Kuna C-asteroidide albeedo on madalam kui S-asteroididel, toimub vaatluslik valik: tumedaid C-asteroide on raskem tuvastada. Seda silmas pidades on C-asteroide kõige arvukam tüüp. Erinevat tüüpi asteroidide spektrite võrdlusest puhaste mineraalide spektritega moodustati kolm suurt rühma: primitiivsed (C, D, P, Q), metamorfsed (F, G, B, T) ja magmaatilised (S, M, E, A, V, R). Primitiivsete asteroidide pind on rikas süsiniku ja vee poolest; metamorfsed sisaldavad vähem vett ja lenduvaid aineid kui primitiivsed; tardsed on kaetud keeruliste mineraalidega, mis on tõenäoliselt tekkinud sulamist. Peamise asteroidivöö sisemine piirkond on rikkalikult asustatud magmaliste asteroididega, vöö keskosas domineerivad metamorfsed asteroidid, perifeerias aga primitiivsed asteroidid. See näitab, et Päikesesüsteemi tekkimise ajal oli asteroidivöös terav temperatuurigradient. Asteroidide klassifikatsioon spektri alusel rühmitab kehad nende pinna koostise järgi. Aga kui arvestada nende orbiitide elemente (poolsuurtelg, ekstsentrilisus, kalle), siis eristuvad asteroidide dünaamilised perekonnad, mida kirjeldas esmakordselt K. Hirayama aastal 1918. Kõige asustatud neist on Themise perekonnad, Eos ja koroonid. Tõenäoliselt on iga perekond suhteliselt hiljutise kokkupõrke kildude parv. Päikesesüsteemi süstemaatiline uurimine paneb meid mõistma, et suured kokkupõrked on pigem reegel kui erand ja et ka Maa pole nende suhtes immuunne.
Meteoriidid. Meteoroid on väike keha, mis tiirleb ümber päikese. Meteoor on meteoroid, mis lendas planeedi atmosfääri ja muutus säravaks. Ja kui selle jäänuk langes planeedi pinnale, nimetatakse seda meteoriidiks. Meteoriiti loetakse "langetuks", kui on pealtnägijaid, kes jälgisid selle lendu atmosfääris; muidu nimetatakse seda "leitud". "Leitud" meteoriite on palju rohkem kui "langenud". Sageli leiavad need turistid või põllul töötavad talupojad. Kuna meteoriidid on tumedat värvi ja lumes hästi nähtavad, on Antarktika jääväljad, kust on leitud juba tuhandeid meteoriite, nende otsimiseks suurepärane koht. Esimest korda avastas Antarktikas meteoriidi 1969. aastal rühm Jaapani geolooge, kes uurisid liustikke. Nad leidsid 9 fragmenti, mis lebasid kõrvuti, kuid kuulusid nelja erinevat tüüpi meteoriidile. Selgus, et erinevates kohtades jääle langenud meteoriidid kogunevad sinna, kus peatuvad aastas mitmemeetrise kiirusega liikuvad jääväljad, toetudes mäeahelikele. Tuul hävitab ja kuivatab ülemisi jääkihte (toimub kuiv sublimatsioon – ablatsioon) ning meteoriidid koonduvad liustiku pinnale. Selline jää on sinaka värvusega ja õhust kergesti eristatav, mida teadlased meteoriitide kogumiseks paljulubavaid kohti uurides kasutavadki. 1969. aastal toimus Chihuahuas (Mehhiko) oluline meteoriidi kukkumine. Esimene paljudest suurtest kildudest leiti Pueblito de Allende külas asuva maja lähedalt ja traditsiooni järgi ühendati kõik leitud meteoriidi killud Allende nime all. Allende meteoriidi langemine langes kokku Apollo Kuuprogrammi algusega ja andis teadlastele võimaluse töötada välja meetodid maaväliste proovide analüüsimiseks. Viimastel aastatel on leitud, et mõned meteoriidid, mis sisaldavad tumedamasse algkivimitesse põimitud valgeid fragmente, on Kuu killud. Allende meteoriit kuulub kondriitide hulka, mis on kivimeteoriitide oluline alarühm. Neid nimetatakse nii, kuna need sisaldavad kondruleid (kreeka keelest. chondros, grain) – vanimaid sfäärilisi osakesi, mis kondenseerusid protoplanetaarses udukogus ja said seejärel osaks hilisematest kivimitest. Sellised meteoriidid võimaldavad hinnata Päikesesüsteemi vanust ja esialgset koostist. Kaltsiumi- ja alumiiniumirikka Allende meteoriidi kandmisel, mis oma kõrge keemistemperatuuri tõttu esimesena kondenseerus, on radioaktiivsest lagunemisest mõõdetud vanus 4,559 ± 0,004 miljardit aastat. See on kõige täpsem hinnang päikesesüsteemi vanusele. Lisaks kannavad kõik meteoriidid "ajaloolisi rekordeid", mis on põhjustatud galaktikate kosmiliste kiirte, päikesekiirguse ja päikesetuule pikaajalisest mõjust neile. Uurides kosmiliste kiirte tekitatud kahjustusi, saame öelda, kui kaua meteoriit orbiidil püsis, enne kui langes Maa atmosfääri kaitse alla. Otsene seos meteoriitide ja Päikese vahel tuleneb sellest, et vanimate meteoriitide – kondriitide – elementaarne koostis kordab täpselt päikese fotosfääri koostist. Ainsad elemendid, mille sisaldus erineb, on lenduvad ained, nagu vesinik ja heelium, mida meteoriitidest nende jahtumisel ohtralt aurustati, samuti liitium, mis tuumareaktsioonides Päikesel osaliselt “ära põles”. Mõisteid "päikese koostis" ja "kondriidi koostis" kasutatakse ülalmainitud "päikesematerjali retsepti" kirjelduses vaheldumisi. Kivimeteoriite, mille koostis erineb päikesest, nimetatakse akondriitideks.
Väikesed killud. Päikeselähedane ruum on täidetud väikeste osakestega, mille allikateks on peamiselt asteroidivöös komeetide kokkuvarisevad tuumad ja kehade kokkupõrked. Väiksemad osakesed lähenevad Päikesele järk-järgult Poynting-Robertsoni efekti tulemusena (see seisneb selles, et päikesevalguse rõhk liikuvale osakesele ei ole suunatud täpselt mööda Päikeseosakeste joont, vaid valguse aberratsiooni tagajärjel kaldub tagasi ja aeglustab seetõttu osakese liikumist). Sügis väikesed osakesed Päikesel kompenseeritakse nende pideva paljunemisega, nii et ekliptika tasapinnal koguneb alati tolmu, mis hajutab päikesekiiri. Kõige pimedamatel öödel on see nähtav sodiaagivalgusena, mis ulatub laia ribana piki ekliptikat läänes pärast päikeseloojangut ja idas enne päikesetõusu. Päikese lähedal läheb sodiaagivalgus üle valekrooniks (F-kroon, valest - vale), mis on nähtav ainult täieliku varjutuse ajal. Nurkkauguse suurenemisega Päikesest väheneb sodiaagivalguse heledus kiiresti, kuid ekliptika päikesevastases punktis see taas suureneb, moodustades vastukiirguse; see on tingitud asjaolust, et väikesed tolmuosakesed peegeldavad valgust intensiivselt tagasi. Aeg-ajalt satuvad Maa atmosfääri meteoroidid. Nende liikumiskiirus on nii suur (keskmiselt 40 km/s), et peaaegu kõik, välja arvatud kõige väiksemad ja suurimad, põlevad umbes 110 km kõrgusel läbi, jättes maha pikad helendavad sabad – meteoorid ehk langetähed. . Paljud meteoroidid on seotud üksikute komeetide orbiitidega, mistõttu vaadeldakse meteoore sagedamini siis, kui Maa teatud aastaaegadel selliste orbiitide lähedusest möödub. Näiteks on igal aastal 12. augusti paiku palju meteoore, kui Maa ületab komeedi 1862 III poolt kaotatud osakestega seotud Perseidide hoo. Teine hoovihm – orioniidid – 20. oktoobri piirkonnas on seotud Halley komeedi tolmuga.
Vaata ka METEOR. Alla 30 mikroni suurused osakesed võivad atmosfääris aeglustuda ja kukkuda maapinnale ilma põlemata; selliseid mikrometeoriite kogutakse laboratoorseks analüüsiks. Kui mõnesentimeetrised ja suuremad osakesed koosnevad piisavalt tihedast ainest, siis ei põle ka need täielikult läbi ja kukuvad meteoriitide kujul Maa pinnale. Üle 90% neist on kivid; ainult spetsialist suudab neid maapealsetest kivimitest eristada. Ülejäänud 10% meteoriitidest on raud (tegelikult koosnevad need raua ja nikli sulamist). Meteoriite peetakse asteroidide fragmentideks. Kunagi olid nende kehade tuumade koostises raudmeteoriidid, mis hävisid kokkupõrgetes. Võimalik, et mõned lahtised ja lenduvad meteoriidid pärinevad komeetidest, kuid see on ebatõenäoline; suure tõenäosusega põlevad atmosfääris suured komeetide osakesed ja alles jäävad vaid väikesed. Arvestades, kui raske on komeetidel ja asteroididel Maale jõuda, on selge, kui kasulik on uurida meteoriite, mis iseseisvalt meie planeedile "saabusid" Päikesesüsteemi sügavustest.
Vaata ka METEORIIT.
Komeedid. Tavaliselt tulevad komeedid Päikesesüsteemi kaugemalt perifeerialt ja muutuvad lühikeseks ajaks äärmiselt suurejoonelisteks valgustiteks; praegu tõmbavad nad üldist tähelepanu, kuid suur osa nende olemusest on endiselt ebaselge. Uus komeet ilmub tavaliselt ootamatult ja seetõttu on peaaegu võimatu valmistada ette kosmosesondi sellega kohtumiseks. Muidugi võite aeglaselt ette valmistada ja saata sondi kohtuma ühega sadadest perioodilistest komeetidest, mille orbiidid on hästi teada; kuid kõik need korduvalt Päikesele lähenenud komeedid on juba vanaks jäänud, peaaegu täielikult kaotanud oma lenduvad ained ning muutunud kahvatuks ja passiivseks. Ainult üks perioodiline komeet on endiselt aktiivne – Halley komeet. Tema 30 esinemist on regulaarselt registreeritud alates aastast 240 eKr. ja nimetas komeedi astronoom E. Halley auks, kes ennustas selle ilmumist aastal 1758. Halley komeedi tiirlemisperiood on 76 aastat, periheeli kaugus 0,59 AU. ja afelion 35 AU Kui see 1986. aasta märtsis ületas ekliptika tasapinna, tormas talle vastu viiekümne teadusliku instrumendiga kosmoselaevade armaad. Eriti olulised tulemused said kaks Nõukogude sondi "Vega" ja Euroopa "Giotto", mis edastasid esmakordselt komeedituuma kujutisi. Need näitavad väga ebatasast kraatritega kaetud pinda ja südamiku päikesepaistelisel küljel purskuvat kahte gaasijuga. Halley komeedi tuum oli oodatust suurem; selle pind, mis peegeldab vaid 4% langevast valgusest, on üks päikesesüsteemi tumedamaid.

Aastas vaadeldakse umbes kümmet komeeti, millest vaid kolmandik on avastatud varem. Neid liigitatakse sageli orbitaalperioodi kestuse järgi: lühiajaline (3 MUUD PLANETAARSÜSTEEMID
Tänapäeva vaadetest tähtede tekkele järeldub, et päikesetüüpi tähe sünniga peab kaasnema ka planeedisüsteemi teke. Isegi kui see kehtib ainult tähtede kohta, mis on Päikesega täiesti sarnased (st üksikud tähed spektriklassist G), siis sel juhul peaks vähemalt 1% Galaktika tähtedest (ja see on umbes 1 miljard tähte). neil on planeedisüsteemid. Üksikasjalikum analüüs näitab, et kõigil tähtedel võivad olla spektritüübist F jahedamad planeedid, isegi need, mis kuuluvad kahendsüsteemidesse.

Tõepoolest, viimastel aastatel on olnud teateid planeetide avastamise kohta teiste tähtede ümber. Samal ajal pole planeedid ise nähtavad: nende kohalolekut tuvastab tähe kerge liikumine, mis on põhjustatud selle külgetõmbest planeedile. Planeedi orbitaalne liikumine põhjustab tähe "võnkumist" ja selle radiaalkiiruse perioodilist muutumist, mida saab mõõta tähe spektris olevate joonte asukoha järgi (Doppleri efekt). 1999. aasta lõpuks teatati selliste planeetide nagu Jupiteri avastamisest umbes 30 tähe kohta, sealhulgas 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg jne. Kõik need tähed on Päikesele lähedal. , ja kaugus neist lähimani (Gliese 876) on vaid 15 St. aastat. Kahel raadiopulsaril (PSR 1257+12 ja PSR B1628-26) on ka planeetide süsteemid, mille mass on suurusjärgus Maa oma. Tavaliste tähtede puhul pole optilise tehnoloogia abil veel võimalik selliseid valgusplaneete märgata. Iga tähe ümber saab määrata ökosfääri, milles planeedi pinnatemperatuur võimaldab vedela vee olemasolu. Päikese ökosfäär ulatub 0,8-1,1 AU-ni. See sisaldab Maad, kuid Veenus (0,72 AU) ja Marss (1,52 AU) ei lange. Tõenäoliselt ei satu üheski planeedisüsteemis ökosfääri rohkem kui 1-2 planeeti, millel on eluks soodsad tingimused.
ORBITAALLIKUMISE DÜNAAMIKA
Planeetide liikumine suure täpsusega allub kolmele I. Kepleri (1571-1630) seadusele, mille ta tuletas vaatluste põhjal: 1) Planeedid liiguvad ellipsides, mille ühes fookuses on Päike. 2) Päikest ja planeeti ühendav raadiusvektor pühib planeedi orbiidil võrdsete ajavahemike järel välja võrdsed alad. 3) Orbitaalperioodi ruut on võrdeline elliptilise orbiidi poolsuurtelje kuubiga. Kepleri teine seadus tuleneb otseselt nurkimpulsi jäävuse seadusest ja on neist kolmest kõige üldisem. Newton leidis, et Kepleri esimene seadus kehtib, kui kahe keha vaheline tõmbejõud on pöördvõrdeline nendevahelise kauguse ruuduga ja kolmas seadus – kui see jõud on võrdeline ka kehade massidega. 1873. aastal tõestas J. Bertrand, et üldiselt ainult kahel juhul ei liigu kehad üksteise ümber spiraalselt: kui neid tõmmatakse vastavalt Newtoni pöördruutseadusele või Hooke'i otsese proportsionaalsuse seadusele (mis kirjeldab keha elastsust). vedrud). Päikesesüsteemi tähelepanuväärne omadus on see, et kesktähe mass on palju suurem kui mis tahes planeedi mass, seega saab planeedisüsteemi iga liikme liikumist suure täpsusega arvutada probleemi raames. kahe vastastikku graviteeriva keha – Päikese ja selle kõrval oleva ainsa planeedi – liikumine. Selle matemaatiline lahendus on teada: kui planeedi kiirus pole liiga suur, siis liigub ta suletud perioodilisel orbiidil, mida saab täpselt välja arvutada. Rohkem kui kahe keha liikumise probleem, mida üldiselt nimetatakse "N-keha probleemiks", on palju keerulisem nende kaootilise liikumise tõttu suletud orbiitidel. Selline orbiitide juhuslikkus on põhimõtteliselt oluline ja võimaldab mõista näiteks seda, kuidas meteoriidid asteroidivööst Maale jõuavad.
Vaata ka
KEPLERI SEADUSED;
TAEVANE MEHAANIKA;
ORBIIT. 1867. aastal märkis D. Kirkwood esimesena, et tühjad ruumid ("luugid") asteroidivöös asuvad Päikesest sellistel kaugustel, kus keskmine liikumine on võrreldav (täisarvudes) Jupiteri liikumisega. Teisisõnu väldivad asteroidid orbiite, kus nende pöördeperiood ümber Päikese oleks Jupiteri pöördeperioodi kordne. Kirkwoodi kaks suurimat luuki langevad proportsioonides 3:1 ja 2:1. Siiski on 3:2 võrreldavuse lähedal asteroide, mis on selle tunnuse järgi rühmitatud Gilda rühma. Samuti on Trooja rühma asteroide liialdatud suhtega 1:1, mis liiguvad Jupiteri orbiidil 60° eespool ja 60° taga. Troojalastega on olukord selge – neid püütakse Jupiteri orbiidil stabiilsete Lagrange'i punktide (L4 ja L5) lähedal, aga kuidas seletada Kirkwoodi luuke ja Gilda rühma? Kui mõõtudel oleks ainult luugid, siis võiks nõustuda Kirkwoodi enda pakutud lihtsa seletusega, et asteroidid paiskuvad resonantspiirkondadest välja Jupiteri perioodilise mõjuga. Aga praegu tundub see pilt liiga lihtne. Arvulised arvutused on näidanud, et kaootilised orbiidid tungivad läbi 3:1 resonantsi lähedal asuvatesse ruumipiirkondadesse ja sellesse piirkonda langevad asteroidifragmendid muudavad oma orbiidid ringikujulistest piklike elliptilisteks, viies need regulaarselt Päikesesüsteemi keskossa. Sellistel planeetide radasid ristavatel orbiitidel ei ela meteoroidid kaua (vaid paar miljonit aastat), enne kui Marsile või Maale põrkuvad ning väikese möödalaskmisega paiskuvad nad välja Päikesesüsteemi perifeeriasse. Niisiis on Maale langevate meteoriitide peamine allikas Kirkwoodi luugid, mida läbivad asteroidi fragmentide kaootilised orbiidid. Muidugi on palju näiteid kõrgelt järjestatud resonantsliikumistest päikesesüsteemis. Täpselt nii liiguvad planeetide lähedased satelliidid, näiteks Kuu, mis on alati Maa poole suunatud sama poolkeraga, kuna selle tiirlemisperiood langeb kokku aksiaalsega. Veelgi suurema sünkroniseerimise näite toob Pluuto-Charoni süsteem, milles mitte ainult satelliidil, vaid ka planeedil "üks päev võrdub kuuga". Merkuuri liikumisel on vahepealne iseloom, mille aksiaalne pöörlemine ja orbiidi tsirkulatsioon on resonantssuhtes 3:2. Kõik kehad ei käitu aga nii lihtsalt: näiteks mittesfäärilises Hyperionis pöörab Saturni külgetõmbe mõjul pöörlemistelg juhuslikult ümber. Satelliidi orbiitide arengut mõjutavad mitmed tegurid. Kuna planeedid ja satelliidid ei ole punktmassid, vaid laiendatud objektid ning lisaks sõltub gravitatsioonijõud kaugusest, siis tõmbuvad satelliidi erinevad kehaosad, mis asuvad planeedist erineval kaugusel, erineval viisil; sama kehtib ka planeedil oleva satelliidi küljelt mõjuva külgetõmbe kohta. See jõudude erinevus põhjustab mere tõusu ja mõõna ning annab sünkroonselt pöörlevatele satelliitidele veidi lameda kuju. Satelliit ja planeet põhjustavad teineteises loodete deformatsioone ja see mõjutab nende orbiidi liikumist. Jupiteri kuude Io, Europa ja Ganymedese keskmist liikumisresonantsi 4:2:1, mida Laplace uuris esmakordselt üksikasjalikult oma teoses Taevamehaanika (4. kd, 1805), nimetatakse Laplace'i resonantsiks. Vaid paar päeva enne Voyager 1 lähenemist Jupiterile, 2. märtsil 1979, avaldasid astronoomid Peale, Cassin ja Reynolds "Io sulamine loodete hajumise toimel", milles nad ennustasid sellel satelliidil aktiivset vulkanismi tänu tema juhtivale rollile säilitades 4:2:1 resonantsi. Voyager 1 avastas tõepoolest Iol aktiivsed vulkaanid, mis on nii võimsad, et satelliidi pinnapiltidel pole näha ainsatki meteoriidikraatrit: selle pind on nii kiiresti kaetud pursketega.
PÄIKESESÜSTEEMI TEKKIMINE
Küsimus, kuidas päikesesüsteem tekkis, on planeediteaduses võib-olla kõige keerulisem. Sellele vastamiseks on meil veel vähe andmeid, mis aitaksid taastada tol kaugel ajastul toimunud keerulisi füüsikalisi ja keemilisi protsesse. Päikesesüsteemi tekkimise teooria peab selgitama paljusid fakte, sealhulgas selle mehaanilist olekut, keemilist koostist ja isotoopide kronoloogia andmeid. Sel juhul on soovitav tugineda tegelikele nähtustele, mida täheldatakse tekkivate ja noorte tähtede läheduses.
mehaaniline seisund. Planeedid tiirlevad ümber Päikese samas suunas, peaaegu ringikujulistel orbiitidel, mis asuvad peaaegu samal tasapinnal. Enamik neist pöörleb ümber oma telje Päikesega samas suunas. Kõik see viitab sellele, et Päikesesüsteemi eelkäija oli pöörlev ketas, mis moodustub loomulikult isegravitatsioonisüsteemi kokkusurumisel koos nurkimpulsi säilimise ja sellest tuleneva nurkkiiruse suurenemisega. (Planeedi nurkimpulss ehk nurkimpulss on selle massi korrutis Päikesest kauguse ja orbiidi kiirusega. Päikese impulsi määrab tema aksiaalne pöörlemine ja see on ligikaudu võrdne tema massi korrutisega raadius korda selle pöörlemiskiirus; planeetide teljemomendid on tühised.) Päike sisaldab iseenesest 99% Päikesesüsteemi massist, kuid ainult u. 1% tema nurkmomendist. Teooria peaks selgitama, miks suurem osa süsteemi massist on koondunud Päikesele ja valdav enamus nurkimpulssist on välistel planeetidel. Olemasolevad teoreetilised mudelid Päikesesüsteemi tekke kohta näitavad, et Päike pöörles alguses palju kiiremini kui praegu. Seejärel kandus noorelt Päikeselt saadud nurkimpulss Päikesesüsteemi välimistesse osadesse; astronoomid usuvad, et gravitatsiooni- ja magnetjõud aeglustasid Päikese pöörlemist ja kiirendasid planeetide liikumist. Juba kaks sajandit on teada ligikaudne reegel planeetide Päikesest kauguste korrapärase jaotuse kohta (Titius-Bode reegel), kuid sellele pole seletust. Väliste planeetide satelliitide süsteemides on jälgitavad samad seaduspärasused, mis planeedisüsteemis tervikuna; ilmselt oli nende kujunemisprotsessidel palju ühist.
Vaata ka BODE SEADUS.
Keemiline koostis. Päikesesüsteemis on keemilise koostise tugev gradient (erinevus): Päikesele lähedased planeedid ja satelliidid on valmistatud tulekindlatest materjalidest, kaugemate kehade koostises on palju lenduvaid elemente. See tähendab, et päikesesüsteemi tekke ajal oli suur temperatuurigradient. Kaasaegsed keemilise kondensatsiooni astrofüüsikalised mudelid viitavad sellele, et protoplanetaarse pilve esialgne koostis oli lähedane tähtedevahelise keskkonna ja Päikese koostisele: massi poolest kuni 75% vesinikku, kuni 25% heeliumi ja vähem kui 1%. kõigist muudest elementidest. Need mudelid selgitavad edukalt Päikesesüsteemi keemilise koostise täheldatud erinevusi. Kaugemate objektide keemilist koostist saab hinnata nende keskmise tiheduse, samuti pinna ja atmosfääri spektrite põhjal. Seda saaks teha palju täpsemalt planeetide aineproove analüüsides, kuid seni on meil ainult Kuu ja meteoriitide proovid. Meteoriite uurides hakkame mõistma ürgudus toimuvaid keemilisi protsesse. Suurte planeetide väikestest osakestest aglomeratsiooni protsess on aga endiselt ebaselge.
isotoopandmed. Meteoriitide isotoopkoostis näitab, et Päikesesüsteemi kujunemine toimus 4,6 ± 0,1 miljardit aastat tagasi ja ei kestnud üle 100 miljoni aasta. Anomaaliad neooni, hapniku, magneesiumi, alumiiniumi ja teiste elementide isotoopides viitavad sellele, et päikesesüsteemi sünnitanud tähtedevahelise pilve kokkuvarisemise käigus sattusid sinna lähedalasuva supernoova plahvatusproduktid.
Vaata ka ISOTOPS ; SUPERNOVA .
Tähtede teke. Tähed sünnivad tähtedevaheliste gaasi- ja tolmupilvede kokkuvarisemise (kokkusurumise) protsessis. Seda protsessi pole veel üksikasjalikult uuritud. On olemas vaatlustõendeid, et supernoova plahvatuste lööklained võivad tähtedevahelise aine kokku suruda ja stimuleerida pilvede varisemist tähtedeks.
Vaata ka GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS. Enne kui noor täht jõuab stabiilsesse olekusse, läbib ta protostellaarse udukogu gravitatsioonilise kokkutõmbumise etapi. Põhiteave selle tähtede evolutsiooni etapi kohta saadakse noorte T Tauri tähtede uurimisel. Ilmselt on need tähed endiselt kokkusurutud seisundis ja nende vanus ei ületa 1 miljonit aastat. Tavaliselt on nende mass vahemikus 0,2 kuni 2 päikesemassi. Neil on tugeva magnetilise aktiivsuse tunnused. Mõne T Tauri tähe spektrid sisaldavad keelatud jooni, mis ilmnevad ainult madala tihedusega gaasis; need on tõenäoliselt tähte ümbritseva protostellaarse udukogu jäänused. T Tauri tähte iseloomustab kiire ultraviolett- ja röntgenkiirguse kõikumine. Paljudel neist on võimas infrapunakiirgus ja räni spektrijooned – see näitab, et tähti ümbritsevad tolmupilved. Lõpuks on T Tauri tähtedel võimsad tähetuuled. Arvatakse, et oma evolutsiooni algperioodil läbis Päike ka Tauruse staadiumi ning just sel perioodil sunniti lenduvaid elemente päikesesüsteemi sisemistest piirkondadest välja. Mõned mõõduka massiga tähed näitavad heleduse ja kestade väljutamise tugevat suurenemist vähem kui aastaga. Selliseid nähtusi nimetatakse FU Orioni rakette. Vähemalt korra koges sellist puhangut T Tauri staar. Arvatakse, et enamik noori staare läbib FU Orionicu sähvatusfaasi. Paljud näevad puhangu põhjust selles, et aeg-ajalt suureneb mateeria noorele tähele lisandumise kiirus teda ümbritsevalt gaasi-tolmukettalt. Kui Päike koges oma evolutsiooni alguses ka üht või mitut Orioni FU-tüüpi sähvatust, pidi see olema tugevalt mõjutanud keskse päikesesüsteemi lenduvaid aineid. Vaatlused ja arvutused näitavad, et tekkiva tähe läheduses on alati protostellaarse aine jäänuseid. See võib moodustada kaastähe või planeedisüsteemi. Tõepoolest, paljud tähed moodustavad kahend- ja mitut süsteemi. Kuid kui kaaslase mass ei ületa 1% Päikese massist (10 massi Jupiterit), siis ei saavuta temperatuur selle tuumas kunagi termotuumareaktsioonide toimumiseks vajalikku väärtust. Sellist taevakeha nimetatakse planeediks.
Moodustumise teooriad. Päikesesüsteemi kujunemise teaduslikud teooriad võib jagada kolme kategooriasse: loodete, suurenemise ja udukujulised. Viimased äratavad praegu enim huvi. Loodeteooria, mille ilmselt esmakordselt pakkus välja Buffon (1707–1788), ei seo tähtede ja planeetide teket otseselt. Eeldatakse, et teine Päikesest mööda lennanud täht tõmbas loodete vastasmõju kaudu sellest (või iseendast) välja ainejoa, millest planeedid tekkisid. See idee põrkub paljude füüsiliste probleemidega; näiteks tuleks tähe poolt välja paisatud kuum aine välja pritsida, mitte kondenseeruda. Nüüd on loodeteooria ebapopulaarne, kuna see ei suuda seletada päikesesüsteemi mehaanilisi omadusi ja esitleb selle sündi juhusliku ja äärmiselt haruldase sündmusena. Akretsiooniteooria viitab sellele, et noor Päike püüdis tulevase planeedisüsteemi materjali, lennates läbi tiheda tähtedevahelise pilve. Tõepoolest, noori tähti leidub tavaliselt suurte tähtedevaheliste pilvede läheduses. Akretsiooniteooria raames on aga keeruline seletada keemilise koostise gradienti planeedisüsteemis. Kanti 18. sajandi lõpus välja pakutud uduhüpotees on praegu kõige arenenum ja üldtunnustatud. Selle põhiidee seisneb selles, et Päike ja planeedid tekkisid samaaegselt ühest pöörlevast pilvest. Kahanedes muutus see kettaks, mille keskele moodustus Päike ja perifeeriasse - planeedid. Pange tähele, et see idee erineb Laplace'i hüpoteesist, mille kohaselt tekkis Päike esmalt pilvest ja seejärel rebis tsentrifugaaljõud selle kokkutõmbumisel ekvaatorilt maha gaasirõngad, mis hiljem kondenseerusid planeetidena. Laplace’i hüpotees seisab silmitsi füüsiliste raskustega, millest pole üle 200 aastat suudetud. Nebulaarteooria edukaima kaasaegse versiooni lõi A. Cameron ja kolleegid. Nende mudelis oli protoplanetaarne udukogu praegusest planeedisüsteemist umbes kaks korda massiivsem. Esimese 100 miljoni aasta jooksul paiskas tekkiv Päike sellest aktiivselt ainet välja. Selline käitumine on omane noortele staaridele, keda prototüübi nime järgi kutsutakse T Tauri tähtedeks. Uduaine rõhu ja temperatuuri jaotus Cameroni mudelis on hästi kooskõlas päikesesüsteemi keemilise koostise gradiendiga. Seega on kõige tõenäolisem, et Päike ja planeedid tekkisid ühest kokkuvarisevast pilvest. Selle keskosas, kus tihedus ja temperatuur olid kõrgemad, säilisid ainult tulekindlad ained, perifeeriasse jäid ka lenduvad ained; see seletab keemilise koostise gradienti. Selle mudeli kohaselt peaks kõigi tähtede, nagu Päike, varajase evolutsiooniga kaasnema planeedisüsteemi teke.
Planeedi kasv. Planeetide kasvu stsenaariume on palju. Võib-olla tekkisid planeedid juhuslike kokkupõrgete ja väikeste kehade, mida nimetatakse planetesimaalideks, kokkukleepumise tulemusena. Aga võib-olla ühinesid väikesed kehad korraga suuremateks suured rühmad gravitatsioonilise ebastabiilsuse tagajärjel. Pole selge, kas planeedid kogunesid gaasilisse või gaasivabasse keskkonda. Gaasilises udukogus temperatuurilangused tasandatakse, kuid kui osa gaasist kondenseerub tolmuosakesteks ja ülejäänud gaas tähetuulega minema pühib, suureneb udukogu läbipaistvus järsult ja udukogus tekib tugev temperatuurigradient. süsteem. Siiani pole päris selge, millised on iseloomulikud ajad gaasi kondenseerumisel tolmuosakesteks, tolmuterade kogunemisel planetesimaalidesse ja planetesimaalide akretsioonile planeetidele ja nende satelliitidele.
ELU PÄIKESESÜSTEEMI
On oletatud, et elu Päikesesüsteemis eksisteeris kunagi väljaspool Maad ja võib-olla eksisteerib ka praegu. Kosmosetehnoloogia tulek võimaldas alustada selle hüpoteesi otsest testimist. Elavhõbe oli liiga kuum ning ilma atmosfääri ja veeta. Veenus on ka väga kuum – selle pinnal on plii sulanud. Elu võimalus Veenuse ülemises pilvekihis, kus tingimused on palju leebemad, pole midagi muud kui fantaasia. Kuu ja asteroidid näevad välja täiesti steriilsed. Marsile pandi suuri lootusi. 100 aastat tagasi läbi teleskoobi vaadatuna andsid õhukeste sirgjoonte süsteemid – “kanalid” – siis põhjust rääkida kunstlikest niisutusseadmetest Marsi pinnal. Nüüd aga teame, et tingimused Marsil on eluks ebasoodsad: külm, kuiv, väga hõrenenud õhk ja sellest tulenevalt ka Päikeselt tulev tugev ultraviolettkiirgus, mis steriliseerib planeedi pinna. Viikingite maandumisplokkide instrumendid ei tuvastanud Marsi pinnases orgaanilist ainet. Tõsi, on märke, et Marsi kliima on oluliselt muutunud ja võis kunagi olla eluks soodsam. On teada, et kauges minevikus oli Marsi pinnal vesi, kuna planeedi üksikasjalikel piltidel on näha veeerosiooni jälgi, mis meenutavad kuristikke ja kuivi jõesänge. Marsi kliima pikaajalisi muutusi võib seostada polaartelje kalde muutusega. Planeedi temperatuuri mõningase tõusuga võib atmosfäär muutuda 100 korda tihedamaks (jää aurustumise tõttu). Seega on võimalik, et elu Marsil eksisteeris kunagi. Sellele küsimusele saame vastata alles pärast Marsi pinnaseproovide üksikasjalikku uurimist. Kuid nende toimetamine Maale on keeruline ülesanne. Õnneks on kindlaid tõendeid selle kohta, et tuhandetest Maalt leitud meteoriitidest on vähemalt 12 pärit Marsilt. Neid kutsutakse SNC meteoriitideks, sest esimesed neist leiti Shergotty (Shergotti, India), Nakhla (Nakla, Egiptus) ja Chassigny (Chassignoy, Prantsusmaa) asula lähedalt. Antarktikast leitud meteoriit ALH 84001 on teistest palju vanem ja sisaldab polütsüklilisi aromaatseid süsivesinikke, mis võivad olla bioloogilist päritolu. Arvatakse, et see tuli Maale Marsilt, kuna hapniku isotoopide suhe selles ei ole sama, mis maapealsetes kivimites või mitte-SNC meteoriitides, vaid sama mis EETA 79001 meteoriidil, mis sisaldab mullidega klaase. , milles väärisgaaside koostis erineb maast, kuid vastab Marsi atmosfäärile. Kuigi hiidplaneetide atmosfääris on palju orgaanilisi molekule, on raske uskuda, et tahke pinna puudumisel võiks seal elu eksisteerida. Selles mõttes on palju huvitavam Saturni satelliit Titan, millel pole mitte ainult orgaaniliste komponentidega atmosfäär, vaid ka tahke pind, kuhu võivad koguneda fusiooniproduktid. Tõsi, selle pinna temperatuur (90 K) on hapniku veeldamiseks sobivam. Seetõttu köidab bioloogide tähelepanu rohkem Jupiteri kuu Europa, millel küll puudub atmosfäär, kuid mille jäise pinna all on ilmselt vedela vee ookean. Mõned komeedid sisaldavad peaaegu kindlasti keerulisi orgaanilisi molekule, mis pärinevad Päikesesüsteemi tekkest. Kuid elu komeedil on raske ette kujutada. Niisiis, kuni meil pole tõendeid selle kohta, et elu Päikesesüsteemis eksisteerib kõikjal väljaspool Maad. Võib esitada küsimusi: millised on teadusinstrumentide võimalused seoses maavälise elu otsingutega? Kas kaasaegne kosmosesond suudab tuvastada elu olemasolu kaugel planeedil? Näiteks kas Galileo kosmoseaparaat oleks võinud tuvastada Maal elu ja luure, kui see gravitatsioonimanöövrite käigus sellest kaks korda mööda lendas? Sondi edastatud Maa piltidel ei olnud võimalik märgata märke intelligentsest elust, kuid Galileo vastuvõtjate püütud meie raadio- ja telejaamade signaalid said ilmseks tõendiks selle olemasolust. Need on täiesti erinevad looduslike raadiojaamade kiirgusest – aurorad, plasmavõnkumised maa ionosfääris, päikesepursked – ja reedavad koheselt tehnilise tsivilisatsiooni olemasolu Maal. Ja kuidas ebamõistlik elu avaldub? Galileo telekaamera pildistas Maad kuues kitsas spektriribas. 0,73 ja 0,76 µm filtrites paistavad mõned maa-alad rohelised punase valguse tugeva neeldumise tõttu, mis ei ole kõrbetele ja kivimitele tüüpiline. Lihtsaim viis seda seletada on see, et planeedi pinnal on mingi punast valgust neelava mittemineraalse pigmendi kandja. Teame kindlalt, et see ebatavaline valguse neeldumine on tingitud klorofüllist, mida taimed kasutavad fotosünteesiks. Ühelgi teisel päikesesüsteemi kehal pole nii rohelist värvi. Lisaks registreeris Galileo infrapunaspektromeeter molekulaarse hapniku ja metaani olemasolu Maa atmosfääris. Metaani ja hapniku olemasolu Maa atmosfääris viitab bioloogilisele aktiivsusele planeedil. Seega võime järeldada, et meie planeetidevahelised sondid on võimelised märke tuvastama aktiivne elu planeetide pinnal. Kui aga elu on peidus Europa jääkoore all, siis mööda lendav sõiduk seda tõenäoliselt ei tuvasta.
Geograafia sõnaraamat

Universum (kosmos)- see on kogu meid ümbritsev maailm, mis on ajas ja ruumis piiramatu ning igavesti liikuva mateeria vormide poolest lõpmatult mitmekesine. Universumi piiritust võib osaliselt ette kujutada selgel ööl, mil taevas on miljardeid erineva suurusega helendavaid värelevaid punkte, mis esindavad kaugeid maailmu. Valguskiired kiirusega 300 000 km/s universumi kõige kaugematest osadest jõuavad Maale umbes 10 miljardi aastaga.

Teadlaste sõnul tekkis universum "Suure Paugu" tulemusena 17 miljardit aastat tagasi.

See koosneb tähtede, planeetide, kosmilise tolmu ja muude kosmiliste kehade parvedest. Need kehad moodustavad süsteeme: planeedid satelliitidega (näiteks päikesesüsteem), galaktikad, metagalaktikad (galaktikaparved).

Galaktika(hiliskreeka galaktikos- piimjas, piimjas, kreeka keelest gala- piim) on ulatuslik tähesüsteem, mis koosneb paljudest tähtedest, täheparvedest ja -kooslustest, gaasi- ja tolmuudukogudest, aga ka üksikutest aatomitest ja osakestest, mis on hajutatud tähtedevahelises ruumis.

Universumis on palju erineva suuruse ja kujuga galaktikaid.

Kõik Maalt nähtavad tähed on osa Linnutee galaktikast. Oma nime sai see tänu sellele, et enamikku tähti võib selgel ööl näha Linnutee - valkja hägusa riba kujul.

Kokku sisaldab Linnutee galaktika umbes 100 miljardit tähte.

Meie galaktika on pidevas pöörlemises. Selle kiirus universumis on 1,5 miljonit km/h. Kui vaadata meie galaktikat selle põhjapoolusest, siis pöörlemine toimub päripäeva. Päike ja sellele kõige lähemal asuvad tähed teevad 200 miljoni aastaga ümber galaktika keskpunkti täieliku pöörde. Seda perioodi arvestatakse galaktiline aasta.

Suuruse ja kuju poolest Linnutee galaktikaga sarnane on Andromeeda galaktika ehk Andromeeda udukogu, mis asub meie galaktikast umbes 2 miljoni valgusaasta kaugusel. Valgusaasta- valguse poolt aastas läbitud vahemaa, mis on ligikaudu 10 13 km (valguse kiirus on 300 000 km/s).

Tähtede, planeetide ja teiste taevakehade liikumise ja asukoha uurimise illustreerimiseks kasutatakse taevasfääri mõistet.

Riis. 1. Taevasfääri põhijooned

Taevasfäär on meelevaldselt suure raadiusega kujuteldav kera, mille keskel on vaatleja. Tähed, Päike, Kuu, planeedid projitseeritakse taevasfäärile.

Tähtsamad jooned taevasfääril on: loodijoon, seniit, nadiir, taevaekvaator, ekliptika, taevameridiaan jne (joonis 1).

loodijoon- sirgjoon, mis läbib taevasfääri keskpunkti ja ühtib vaatluspunkti loodijoone suunaga. Maa pinnal oleva vaatleja jaoks läbib loodijoon Maa keskpunkti ja vaatluspunkti.

Loosijoon lõikub taevasfääri pinnaga kahes punktis - seniit,üle vaatleja pea ja nadire - diametraalselt vastupidine punkt.

Taevasfääri suurt ringi, mille tasapind on loodijoonega risti, nimetatakse matemaatiline horisont. See jagab taevasfääri pinna kaheks pooleks: vaatlejale nähtavaks, mille tipp on seniidis, ja nähtamatuks, mille tipp asub madalaimal.

Diameeter, mille ümber taevasfäär pöörleb, on maailma telg. See lõikub taevasfääri pinnaga kahes punktis - maailma põhjapoolus ja lõunapoolus rahu. Põhjapoolus on see, kust taevasfääri pöörlemine toimub päripäeva, kui vaadata sfääri väljastpoolt.

Taevasfääri suurt ringi, mille tasapind on risti maailma teljega, nimetatakse taevaekvaator. See jagab taevasfääri pinna kaheks poolkeraks: põhjapoolne, tipuga põhjataevapoolusel ja lõuna, tipuga lõunataevapoolusel.

Taevasfääri suur ring, mille tasapind läbib loodijoont ja maailma telge, on taevameridiaan. See jagab taevasfääri pinna kaheks poolkeraks - idapoolne ja läänelik.

Taevameridiaani tasandi ja matemaatilise horisondi tasandi lõikejoon - keskpäevane rida.

Ekliptika(kreeka keelest. ekieipsis- Varjutus) - taevasfääri suur ring, mida mööda toimub Päikese või õigemini selle keskpunkti iga-aastane näiv liikumine.

Ekliptika tasand on kallutatud taevaekvaatori tasapinna suhtes 23°26"21" nurga all.

Et tähtede asukohta taevas oleks lihtsam meeles pidada, tulid antiikajal inimesed ideele kombineerida neist heledaimad tähtkujud.

Praegu on teada 88 tähtkuju, mis kannavad müütiliste tegelaste (Herakles, Pegasus jt), sodiaagimärkide (Sõnn, Kalad, Vähk jt), objektide (Kaalud, Lüüra jt) nimesid (joonis 2).

Riis. 2. Suvi-sügis tähtkujud

Galaktikate päritolu. Päikesesüsteem ja selle üksikud planeedid on endiselt lahendamata looduse mõistatus. On mitmeid hüpoteese. Praegu arvatakse, et meie galaktika tekkis vesinikust koosnevast gaasipilvest. Galaktika evolutsiooni algfaasis tekkisid esimesed tähed tähtedevahelisest gaasi-tolmu keskkonnast ja 4,6 miljardit aastat tagasi päikesesüsteemist.

Päikesesüsteemi koostis

Moodustub keskkehana ümber Päikese liikuvate taevakehade kogum Päikesesüsteem. See asub peaaegu Linnutee galaktika äärealadel. Päikesesüsteem osaleb pöörlemises ümber galaktika keskpunkti. Selle liikumiskiirus on umbes 220 km / s. See liikumine toimub Cygnuse tähtkuju suunas.

Päikesesüsteemi koostist saab kujutada lihtsustatud diagrammina, mis on näidatud joonisel fig. 3.

Üle 99,9% Päikesesüsteemi aine massist langeb Päikesele ja ainult 0,1% - kõigile selle teistele elementidele.

I. Kanti (1775) hüpotees – P. Laplace (1796)	D. Jeansi hüpotees (20. sajandi algus)	Akadeemik O. P. Schmidti hüpotees (XX sajandi 40ndad)	Kaleemiku hüpotees V. G. Fesenkov (XX sajandi 30ndad)
Planeedid tekkisid gaasi-tolmu ainest (kuuma udukogu kujul). Jahutusega kaasneb kokkusurumine ja mõne telje pöörlemiskiiruse tõus. Udu ekvaatorile ilmusid rõngad. Rõngaste aine kogunes punakuumadesse kehadesse ja jahtus järk-järgult.	Päikesest möödus kord suurem täht ja gravitatsioon tõmbas Päikesest välja kuuma aine joa (väljapaistva koha). Tekkisid kondensatsioonid, millest hiljem - planeedid	Ümber Päikese tiirlev gaasi-tolmupilv oleks pidanud osakeste kokkupõrke ja nende liikumise tulemusena omandama tahke kuju. Osakesed ühinesid klastriteks. Väiksemate osakeste ligitõmbamine tükkide poolt oleks pidanud kaasa aitama ümbritseva aine kasvule. Kobarate orbiidid peaksid muutuma peaaegu ringikujuliseks ja asuma peaaegu samal tasapinnal. Kondensatsioonid olid planeetide embrüod, mis neelasid peaaegu kogu aine nende orbiitide vahedest.	Päike ise tekkis pöörlevast pilvest ja planeedid selle pilve sekundaarsest kondenseerumisest. Lisaks vähenes Päike oluliselt ja jahtus praegusesse olekusse.

Riis. 3. Päikesesüsteemide koostis

Päike

Päike on täht, hiiglaslik kuum pall. Selle läbimõõt on 109 korda suurem kui Maa läbimõõt, selle mass on 330 000 korda suurem kui Maa mass, kuid keskmine tihedus on madal – vaid 1,4 korda suurem kui vee tihedus. Päike asub meie galaktika keskpunktist umbes 26 000 valgusaasta kaugusel ja tiirleb selle ümber, tehes ühe pöörde umbes 225-250 miljoni aastaga. Päikese orbiidi kiirus on 217 km/s, seega läbib ta ühe valgusaasta 1400 Maa-aasta jooksul.

Riis. 4. Päikese keemiline koostis

Rõhk Päikesele on 200 miljardit korda suurem kui Maa pinnal. Päikese aine tihedus ja rõhk süvenevad kiiresti; rõhu suurenemine on seletatav kõigi pealiskihtide kaaluga. Temperatuur Päikese pinnal on 6000 K ja selle sees 13 500 000 K. Päikesetaolise tähe iseloomulik eluiga on 10 miljardit aastat.

Tabel 1. Üldteave Päikese kohta

Päikese keemiline koostis on ligikaudu samasugune nagu enamikel teistel tähtedel: umbes 75% on vesinik, 25% heelium ja alla 1% kõik muud keemilised elemendid (süsinik, hapnik, lämmastik jne) (joonis 3). . 4).

Päikese keskosa, mille raadius on ligikaudu 150 000 km, nimetatakse päikeseks tuum. See on tuumareaktsiooni tsoon. Aine tihedus on siin umbes 150 korda suurem kui vee tihedus. Temperatuur ületab 10 miljonit K (Kelvini skaalal, Celsiuse kraadides 1 ° C \u003d K - 273,1) (joonis 5).

Tuuma kohal, Päikese raadiusest umbes 0,2–0,7 kaugusel selle keskpunktist, on kiirgusenergia ülekandetsoon. Energiaülekanne toimub siin üksikute osakeste kihtide footonite neeldumise ja emissiooni teel (vt joonis 5).

Riis. 5. Päikese ehitus

Footon(kreeka keelest. phos- valgus), elementaarosake, mis saab eksisteerida ainult valguse kiirusel liikudes.

Päikese pinnale lähemal toimub plasma keerisega segunemine ja energia ülekandmine pinnale

valdavalt aine enda liigutuste tõttu. Seda tüüpi energiaülekannet nimetatakse konvektsioon ja Päikese kiht, kus see esineb, - konvektiivne tsoon. Selle kihi paksus on ligikaudu 200 000 km.

Konvektiivtsooni kohal on päikeseatmosfäär, mis on pidevas kõikumises. Siin levivad nii vertikaalsed kui ka horisontaalsed lained pikkusega mitu tuhat kilomeetrit. Võnkumised toimuvad umbes viie minuti jooksul.

Päikese atmosfääri sisemist kihti nimetatakse fotosfäär. See koosneb kergetest mullidest. seda graanulid. Nende mõõtmed on väikesed - 1000-2000 km ja nende vaheline kaugus on 300-600 km. Päikesel võib samaaegselt jälgida umbes miljonit graanulit, millest igaüks eksisteerib mitu minutit. Graanulid on ümbritsetud tumedate tühikutega. Kui aine graanulites tõuseb, siis nende ümber see langeb. Graanulid loovad üldine taust, kus saab jälgida selliseid mastaapseid moodustisi nagu tõrvikud, päikeselaigud, prominentid jne.

päikeselaigud- tumedad alad Päikesel, mille temperatuur on ümbritseva ruumiga võrreldes madalam.

päikese tõrvikud nimetatakse päikeselaike ümbritsevateks heledateks väljadeks.

prominendid(alates lat. protubero- Ma paisun) - suhteliselt külma (võrreldes ümbritseva õhu temperatuuriga) aine kondensatsioonid, mis tõusevad ja mida hoiab magnetväli Päikese pinna kohal. Päikese magnetvälja tekkepõhjuseks võib olla asjaolu, et Päikese erinevad kihid pöörlevad erineva kiirusega: sisemised osad pöörlevad kiiremini; südamik pöörleb eriti kiiresti.

Väljapaistvad kohad, päikeselaigud ja rakud ei ole ainsad näited päikese aktiivsusest. See hõlmab ka magnettorme ja plahvatusi, mida nimetatakse vilgub.

Fotosfääri kohal on kromosfäär on päikese välimine kest. Selle päikeseatmosfääri osa nime päritolu on seotud selle punaka värvusega. Kromosfääri paksus on 10-15 tuhat km ja aine tihedus sadu tuhandeid kordi väiksem kui fotosfääris. Temperatuur kromosfääris kasvab kiiresti, ulatudes selle ülemistes kihtides kümnete tuhandete kraadideni. Kromosfääri servas on täheldatud spiikulid, mis on tihendatud helendavast gaasist piklikud sambad. Nende jugade temperatuur on kõrgem kui fotosfääri temperatuur. Tähised tõusevad esmalt alumisest kromosfäärist 5000–10000 km ja langevad seejärel tagasi, kus nad tuhmuvad. Kõik see toimub kiirusel umbes 20 000 m/s. Spikula elab 5-10 minutit. Päikesel samaaegselt eksisteerivate spiikulite arv on umbes miljon (joonis 6).

Riis. 6. Päikese väliskihtide ehitus

Kromosfäär ümbritseb päikese kroon on päikese atmosfääri välimine kiht.

Päikese poolt kiiratava energia koguhulk on 3,86. 1026 W ja Maa saab sellest energiast vaid ühe kahe miljardindiku.

Päikesekiirgus hõlmab korpuskulaarne ja elektromagnetiline kiirgus.Korpuskulaarne põhikiirgus- see on plasmavoog, mis koosneb prootonitest ja neutronitest, või teisisõnu - päikesepaisteline tuul, mis jõuab Maa-lähedasesse kosmosesse ja voolab ümber kogu Maa magnetosfääri. elektromagnetiline kiirgus on päikese kiirgusenergia. Maapinnale jõuab see otsese ja hajutatud kiirguse kujul ning tagab meie planeedil soojusrežiimi.

XIX sajandi keskel. Šveitsi astronoom Rudolf Wolf(1816-1893) (joon. 7) arvutatud kvantitatiivne näitaja päikese aktiivsus, mida tuntakse kogu maailmas hundinumbrina. Töödelnud eelmise sajandi keskpaigaks kogunenud päikeselaikude vaatlusandmeid, suutis Wolf määrata päikese aktiivsuse keskmise 1-aastase tsükli. Tegelikult on Hundi maksimaalse või minimaalse arvu aastate vaheline ajavahemik 7–17 aastat. Samaaegselt 11-aastase tsükliga toimub ka ilmalik, täpsemalt 80-90-aastane päikese aktiivsustsükkel. Ebajärjekindlalt üksteise peale asetatuna muudavad need Maa geograafilises ümbrises toimuvates protsessides märgatavaid muutusi.

A. L. Chizhevsky (1897-1964) (joonis 8) tõi juba 1936. aastal välja paljude maapealsete nähtuste tiheda seose päikese aktiivsusega, kes kirjutas, et valdav enamus Maal toimuvatest füüsikalistest ja keemilistest protsessidest on kosmiliste jõudude mõju tagajärg. . Ta oli ka üks sellise teaduse rajajaid nagu heliobioloogia(kreeka keelest. helios- päike), uurides Päikese mõju elusainele geograafiline ümbrik Maa.

Olenevalt päikese aktiivsusest toimuvad Maal sellised füüsikalised nähtused nagu: magnettormid, aurorade sagedus, ultraviolettkiirguse hulk, äikese aktiivsuse intensiivsus, õhutemperatuur, atmosfäärirõhk, sademed, järvede, jõgede tase, põhjavesi, merede soolsus ja tõhusus ning muud

Taimede ja loomade eluiga on seotud Päikese perioodiline aktiivsus (seal on seos päikesetsükli ja taimede kasvuperioodi, lindude, näriliste jt paljunemise ja rände vahel), samuti inimesed (haigused).

Praegu uuritakse jätkuvalt päikese- ja maapealsete protsesside vahelisi seoseid tehissatelliite Maa.

maapealsed planeedid

Lisaks Päikesele eristatakse Päikesesüsteemis planeete (joon. 9).

Suuruse, geograafiliste näitajate ja keemilise koostise järgi jagunevad planeedid kahte rühma: maapealsed planeedid ja hiiglaslikud planeedid. Maapealsete planeetide hulka kuuluvad ja. Neid käsitletakse selles alapeatükis.

Riis. 9. Päikesesüsteemi planeedid

Maa on kolmas planeet Päikesest. Sellele pühendatakse eraldi osa.

Teeme kokkuvõtte. Planeedi aine tihedus sõltub planeedi asukohast Päikesesüsteemis ja selle suurust arvesse võttes ka massist. Kuidas
Mida lähemal on planeet Päikesele, seda suurem on selle keskmine ainetihedus. Näiteks Merkuuri puhul on see 5,42 g/cm2, Veenusel – 5,25, Maal – 5,25, Marsil – 3,97 g/cm3.

Maapealsete planeetide (Merkuur, Veenus, Maa, Marss) üldised omadused on eelkõige: 1) suhteliselt väikesed mõõtmed; 2) kõrged temperatuurid pinnal ja 3) planeetide aine suurt tihedust. Need planeedid pöörlevad ümber oma telje suhteliselt aeglaselt ja neil on vähe satelliite või üldse mitte. Maapealse rühma planeetide ehituses eristatakse nelja peamist kesta: 1) tihe tuum; 2) seda kattev mantel; 3) koor; 4) kerge gaas-vesi kest (v.a Mercury). Nende planeetide pinnalt on leitud tektoonilise aktiivsuse jälgi.

hiiglaslikud planeedid

Nüüd teeme tutvust hiidplaneetidega, mis kuuluvad ka meie päikesesüsteemi. See,.

Hiidplaneetidel on järgmised üldised omadused: 1) suur suurus ja mass; 2) pöörlema kiiresti ümber telje; 3) omama rõngaid, palju satelliite; 4) atmosfäär koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist; 5) mille keskel on metallidest ja silikaatidest kuum tuum.

Neid eristavad ka: 1) madalad pinnatemperatuurid; 2) planeetide madal ainetihedus.

See on Päikesele lähim planeet, nii et Päike paistab Merkuurile ja kuumeneb 7 korda tugevamini kui Maal. Merkuuri päevapoolel on jube palav, seal on igavene põrgu. Mõõtmised näitavad, et seal tõuseb temperatuur 400 kraadini üle nulli. Aga öisel poolel peaks alati olema tugev pakane, mis ilmselt ulatub 200 miinuskraadini. Niisiis, Merkuur on kõrbete kuningriik. Üks pool sellest on kuuma kivikõrb, teine pool jäine kõrb, võib-olla kaetud jäätunud gaasidega. Merkuuri äärmiselt haruldase atmosfääri koostis sisaldab: Ar, Ne, He. Merkuuri pind välimus nagu kuu. Kui Merkuur on Päikesest piisavalt kaugel, võib teda näha madalal horisondil seismas. Elavhõbedat pole pimedas taevas kunagi näha. Kõige parem on seda jälgida õhtutaevas või enne koitu. Merkuuril pole satelliite. 80% elavhõbeda massist sisaldub selle tuumas, mis koosneb peamiselt rauast. Rõhk planeedi pinnal on ligikaudu 500 miljardit korda väiksem kui Maa pinnal. Selgus ka, et Merkuuril on nõrk magnetväli, mille tugevus on vaid 0,7% maa omast. Merkuur kuulub maapealsete planeetide hulka. Rooma mütoloogias kaubandusjumal.

Veenus

Päikesest teisel planeedil on peaaegu ringikujuline orbiit. See möödub Maale lähemalt kui ükski teine planeet. Kuid tihe, pilvine atmosfäär ei võimalda selle pinda otse näha. Atmosfäär: CO 2 (97%), N2 (ca 3%), H 2 O (0,05%), lisandid CO, SO 2, HCl, HF. Kasvuhooneefekti tõttu soojeneb pinnatemperatuur sadade kraadideni. Atmosfäär, mis on tihe süsihappegaasi tekk, püüab kinni Päikeselt tuleva soojuse. See toob kaasa asjaolu, et atmosfääri temperatuur on palju kõrgem kui ahjus. Radaripiltidel on näha väga erinevaid kraatreid, vulkaane ja mägesid. Seal on mitu väga suurt, kuni 3 km kõrgust vulkaani. ja sadu kilomeetreid lai. Laava väljavalamine Veenusele võtab palju kauem aega kui Maal. Pinnarõhk on umbes 107 Pa. Veenuse pinnakivimid on koostiselt sarnased maapealsete settekivimitega.
Veenuse leidmine taevast on lihtsam kui ühelgi teisel planeedil. Selle tihedad pilved peegeldavad hästi päikesevalgus, muutes planeedi meie taevas heledaks. Iga seitsme kuu tagant mitme nädala jooksul on Veenus õhtuti läänetaeva eredaim objekt. Kolm ja pool kuud hiljem tõuseb see kolm tundi enne Päikest, saades idataeva säravaks "hommikutäheks". Veenust võib vaadelda tund pärast päikeseloojangut või tund enne päikesetõusu. Veenusel pole satelliite.

Maa .

.
on kolmas planeet Päikesest. Maa ringluse kiirus elliptilisel orbiidil ümber Päikese on - 29,765 km / s. Maa telje kalle ekliptika tasapinna suhtes on 66 o 33 "22"". Maal on looduslik satelliit -. Maal on magnet- ja elektriväljad. Maa tekkis 4,7 miljardit aastat tagasi protopäikesesüsteemis hajutatud gaasi-tolmu ainest. Maa koostises domineerivad: raud (34,6%), hapnik (29,5%), räni (15,2%), magneesium (12,7%). Rõhk planeedi keskmes on 3,6 * 10 11 Pa, tihedus on umbes 12 500 kg / m 3, temperatuur on 5000-6000 o C. Suurema osa pinnast hõivab Maailma ookean (361,1 miljonit km 2; 70,8%); Maa pindala on 149,1 miljonit km 2 ja see moodustab kuus kontinenti ja saart. See tõuseb maailma ookeani tasemest kõrgemale keskmiselt 875 meetrit (kõrgeim kõrgus on 8848 meetrit - Chomolungma linn). Mäed hõivavad 30% maismaast, kõrbed katavad umbes 20% maapinnast, savannid ja heledad metsad - umbes 20%, metsad - umbes 30%, liustikud - 10%. Ookeani keskmine sügavus on umbes 3800 meetrit, suurim 11022 meetrit (Vaikse ookeani Mariaani kraav), vee maht on 1370 miljonit km 3, keskmine soolsus 35 g / l. Maa atmosfäär, mille kogumass on 5,15 * 10 15 tonni, koosneb õhust - peamiselt lämmastiku (78,1%) ja hapniku (21%) segust, ülejäänu on veeaur, süsihappegaas, vääris- jm. gaasid. Umbes 3-3,5 miljardit aastat tagasi tekkis aine loomuliku evolutsiooni tulemusena Maal elu ja algas biosfääri areng.

Marss .

.
neljas planeet Päikesest, sarnane Maaga, kuid väiksem ja külmem. Marsil on sügavad kanjonid, hiiglaslikud vulkaanid ja suured kõrbed. Punase planeedi ümber, nagu Marsi nimetatakse ka, lendavad kaks väikest kuud: Phobos ja Deimos. Marss on planeet Maa kõrval, kui arvestada Päikesest, ja ainuke kosmosemaailm peale Kuu, kuhu pääseb juba tänapäevaste rakettidega. Astronautide jaoks võib see nelja-aastane teekond olla kosmoseuuringute järgmine piir. Marsi ekvaatori lähedal Tharsise nimelises piirkonnas on kolossaalsete mõõtmetega vulkaanid. Tarsis on nimi, mille astronoomid andsid künkale, millel on 400 km. lai ja umbes 10 km. kõrguses. Sellel platool on neli vulkaani, millest igaüks on maapealse vulkaaniga võrreldes lihtsalt hiiglane. Tarsise kõige grandioossem vulkaan Olümpose mägi kõrgub ümbruskonna kohal 27 km ulatuses. Umbes kaks kolmandikku Marsi pinnast on mägismaa suure hulga põrkekraatritega ja ümbritsetud kõvade kivimikildudega. Tharsise vulkaanide läheduses laiutab tohutu kanjonite süsteem, mille pikkus on umbes veerand ekvaatorist. Mariner Valley laius on 600 km ja selle sügavus on selline, et Mount Everest vajuks täielikult selle põhja. Lahedad kaljud tõusevad oru põhjast üleval asuvale platoole tuhandeid meetreid. Iidsetel aegadel oli Marsil palju vett, selle planeedi pinnal voolasid suured jõed. Jäämütsid asuvad Marsi lõuna- ja põhjapoolusel. Aga see jää ei koosne veest, vaid külmunud atmosfääri süsihappegaasist (jäätub temperatuuril -100 o C). Teadlased usuvad, et pinnavesi salvestub maasse maetud jääplokkide kujul, eriti polaaraladel. Atmosfääri koostis: CO 2 (95%), N 2 (2,5%), Ar (1,5 - 2%), CO (0,06%), H 2 O (kuni 0,1%); rõhk pinna lähedal on 5-7 hPa. Kokku saadeti Marsile umbes 30 planeetidevahelist kosmosejaama.

Jupiter - suurim planeet.

.
- Päikesest viies planeet, Päikesesüsteemi suurim planeet. Jupiter ei ole tahke planeet. Erinevalt neljast Päikesele kõige lähemal asuvast tahkest planeedist on Jupiter gaasipall Atmosfääri koostis: H 2 (85%), CH 4 , NH 3 , He (14%). Jupiteri gaasi koostis on väga sarnane päikese omaga. Jupiter on võimas termilise raadiokiirguse allikas. Jupiteril on 16 satelliiti (Adrastea, Metis, Amalthea, Teeba, Io, Lysitea, Elara, Ananke, Karma, Pasiphe, Sinope, Europa, Ganymedes, Callisto, Leda, Himalia), samuti 20 000 km laiune rõngas, mis on peaaegu lähedal. planeedile. Jupiteri pöörlemiskiirus on nii suur, et planeet paisub mööda ekvaatorit. Lisaks põhjustab selline kiire pöörlemine väga tugevaid tuuli atmosfääri ülakihtides, kus pilved on pikkade värviliste lintidena välja veninud. Jupiteri pilvedes on väga palju keeriselaike. Suurim neist, nn Suur Punane Laik, on Maast suurem. Suur punane laik on Jupiteri atmosfääris tohutu torm, mida on täheldatud 300 aastat. Planeedi sees muutub gaasist saadav vesinik tohutu rõhu all vedelikuks ja seejärel vedelikust tahke. 100 km sügavusel. seal on suur vedela vesiniku ookean. Läbisõit alla 17000 km. vesinik surutakse nii tugevasti kokku, et selle aatomid hävivad. Ja siis hakkab käituma nagu metall; selles olekus juhib see kergesti elektrit. Metallilises vesinikus voolav elektrivool loob Jupiteri ümber tugeva magnetvälja.

Saturn .

.
Päikesest kuuendal planeedil on silmatorkav rõngaste süsteem. Tänu kiirele pöörlemisele ümber oma telje tundub, et Saturn on poolustel lapik. Tuule kiirus ekvaatoril ulatub 1800 km/h. Saturni rõngaste laius on 400 000 km, kuid nende paksus on vaid mõnikümmend meetrit. Rõngaste sisemised osad tiirlevad Saturni ümber kiiremini kui välimised. Rõngad koosnevad enamasti miljarditest väikestest osakestest, millest igaüks tiirleb ümber Saturni eraldiseisva mikroskoopilise satelliidina. Tõenäoliselt koosnevad need "mikrosatelliidid" veejääst või jääga kaetud kivimitest. Nende suurus ulatub mõnest sentimeetrist kümnete meetriteni. Sõrmustes on ka suuremaid esemeid – kuni sadade meetrite läbimõõduga kiviplokke ja kilde. Vahed rõngaste vahel tekivad seitsmeteistkümne kuu (Hyperion, Mimas, Tethys, Titan, Enceladus jt) gravitatsioonijõudude mõjul, mis põhjustavad rõngaste lõhenemist. Atmosfääri koostis sisaldab: CH 4 , H 2 , He, NH 3 .

Uraan .

on Päikesest seitsmes planeet. Selle avastas 1781. aastal inglise astronoom William Herschel ja see sai nime Kreeka taevajumala Uraani järgi. Uraani orientatsioon kosmoses erineb ülejäänud Päikesesüsteemi planeetidest - selle pöörlemistelg asub selle planeedi pöördetasandi suhtes ümber Päikese justkui "küljel". Pöörlemistelg on 98 o nurga all. Selle tulemusena pööratakse planeet Päikese poole vaheldumisi põhjapoolusega, siis lõuna, siis ekvaator, siis keskmised laiuskraadid. Uraanil on üle 27 satelliidi (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Julia, Portia, Rosalind, Belinda, Pack jne) ja rõngaste süsteem. Uraani keskmes on kivist ja rauast koosnev tuum. Atmosfääri koostis sisaldab: H 2 , He, CH 4 (14%).

Neptuun .

- selle orbiit ristub mõnes kohas Pluuto orbiidiga. Ekvatoriaalne läbimõõt on sama, mis Uraanil, kuigi Neptuun asub Uraanist 1627 miljonit km kaugemal (Uraan asub Päikesest 2869 miljonit km kaugusel). Nende andmete põhjal võime järeldada, et 17. sajandil ei saanud seda planeeti märgata. Üks teaduse silmatorkavaid saavutusi, üks tõendeid looduse piiramatust äratuntavusest oli planeedi Neptuuni avastamine arvutuste abil - "pliiatsi otsas". Uraan – Saturnile järgneva planeedi, mida pikki sajandeid peeti kõige kaugemaks planeediks, avastas V. Herschel 18. sajandi lõpus. Uraan on palja silmaga vaevalt nähtav. XIX sajandi 40ndateks. täpsed vaatlused on näidanud, et Uraan kaldub vaevu kõrvale teelt, mida ta peaks järgima, arvestades kõigi teadaolevate planeetide häireid. Nii pandi taevakehade liikumise teooria, nii range ja täpne, proovile. Le Verrier (Prantsusmaal) ja Adams (Inglismaal) väitsid, et kui teadaolevatest planeetidest lähtuvad häired ei seleta Uraani liikumise kõrvalekallet, tähendab see, et sellele mõjub veel tundmatu keha külgetõmme. Nad arvutasid peaaegu samaaegselt välja, kus Uraani taga peaks olema tundmatu keha, mis tekitab neid kõrvalekaldeid oma külgetõmbe abil. Nad arvutasid välja tundmatu planeedi orbiidi, selle massi ja näitasid taevas koha, kus tundmatu planeet antud ajahetkel oleks pidanud olema. See planeet leiti 1846. aastal nende poolt näidatud kohast teleskoobiga. Seda kutsuti Neptuuniks. Neptuun pole palja silmaga nähtav. Sellel planeedil puhuvad tuuled kiirusega kuni 2400 km / h, mis on suunatud planeedi pöörlemise vastu. Need on päikesesüsteemi tugevaimad tuuled.
Atmosfääri koostis: H 2 , He, CH 4 . Sellel on 6 satelliiti (üks neist on Triton).
Neptuun on Rooma mütoloogias merede jumal.

Päikesesüsteemi planeedid, nagu kirjeldustest näha, on kõik üksteisest erinevad. Teadlased leiavad planeete ka teiste tähtede ümbert, neid nimetatakse eksoplaneetideks.

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