Aurinko on aurinkokunnan planeetta. Ulkoinen aurinkokunta
Ei niin kauan sitten, kukaan koulutettu henkilö Kysymykseen, kuinka monta planeettaa aurinkokunnassa on, vastasin epäröimättä - yhdeksän. Ja hän olisi oikeassa. Jos et erityisesti seuraa tähtitieteen tapahtumia etkä ole Discovery Channelin säännöllinen katsoja, vastaat tänään samaan kysymykseen. Tällä kertaa olet kuitenkin väärässä.
Ja tässä on asia. Vuonna 2006, nimittäin 26. elokuuta, 2,5 tuhatta osallistujaa Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton kongressissa teki sensaatiomaisen päätöksen ja ylisti Pluton aurinkokunnan planeettojen luettelosta, koska 76 vuotta sen löytämisen jälkeen se ei enää täytynyt tutkijoiden planeetoille asettamat vaatimukset.
Selvitetään ensin, mikä planeetta on, ja myös kuinka monta aurinkokunnan planeettaa tähtitieteilijät ovat jättäneet meille, ja tarkastellaan jokaista niistä erikseen.
Hieman historiaa
Aikaisemmin planeetalla pidettiin mitä tahansa kappaletta, joka kiertää tähteä, hehkuu siitä heijastuneesta valosta ja on suurempi kuin asteroidi.
Myös sisällä Muinainen Kreikka mainitsi seitsemän valokappaletta, jotka liikkuvat taivaalla kiinteiden tähtien taustaa vasten. Nämä kosmiset kappaleet olivat: Aurinko, Merkurius, Venus, Kuu, Mars, Jupiter ja Saturnus. Maapalloa ei sisällytetty tähän luetteloon, koska muinaiset kreikkalaiset pitivät maata kaiken keskuksena. Ja vasta 1500-luvulla Nicolaus Copernicus tuli tieteellisessä työssään "Taivaanpallojen vallankumouksesta" siihen johtopäätökseen, että planeettajärjestelmän keskipisteessä ei pitäisi olla maa, vaan aurinko. Siksi Aurinko ja Kuu poistettiin luettelosta ja Maa lisättiin siihen. Ja kaukoputkien tulon jälkeen Uranus ja Neptunus lisättiin, vuonna 1781 ja 1846, vastaavasti.
Plutoa pidettiin aurinkokunnan viimeisenä löydettynä planeetana vuodesta 1930 viime aikoihin asti.
Ja nyt, melkein 400 vuotta sen jälkeen, kun Galileo Galilei loi maailman ensimmäisen kaukoputken tähtien havainnointiin, tähtitieteilijät ovat päätyneet seuraavaan planeetan määritelmään.
Planeetta on taivaankappale, jonka on täytettävä neljä ehtoa:
kehon täytyy pyöriä tähden ympäri (esimerkiksi auringon ympäri);
rungon painovoiman on oltava riittävä, jotta se olisi pallomainen tai lähellä sitä;
kehossa ei saa olla muita suuria kappaleita sen kiertoradan lähellä;
Kehon ei tarvitse olla tähti.
puolestaan tähti on kosminen kappale, joka lähettää valoa ja on voimakas energianlähde. Tämä selittyy ensinnäkin siinä tapahtuvilla lämpöydinreaktioilla ja toiseksi gravitaatiopuristusprosesseilla, joiden seurauksena suuri määrä energiaa.
Aurinkokunnan planeetat tänään
aurinkokunta on planeettajärjestelmä, joka koostuu keskeisestä tähdestä - Auringosta - ja kaikista sen ympärillä kiertävistä luonnollisista avaruusobjekteista.
Joten tänään aurinkokunta koostuu kahdeksalta planeetalta: neljä sisäistä, niin kutsuttua maanpäällistä planeettaa, ja neljä ulompaa planeettaa, joita kutsutaan kaasujättiläisiksi.
Maaplaneettoja ovat Maa, Merkurius, Venus ja Mars. Ne kaikki koostuvat pääasiassa silikaateista ja metalleista.
Ulkoplaneetat ovat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Kaasujättiläiset koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista.
Aurinkokunnan planeettojen koot vaihtelevat sekä ryhmien sisällä että ryhmien välillä. Näin ollen kaasujättiläiset ovat paljon suurempia ja massiivisempia kuin maanpäälliset planeetat.
Merkurius on lähinnä Aurinkoa, sitten kun se siirtyy pois: Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus.
Olisi väärin tarkastella aurinkokunnan planeettojen ominaisuuksia kiinnittämättä huomiota sen pääkomponenttiin: itse aurinkoon. Siksi aloitamme siitä.
Aurinko 
Aurinko on tähti, joka synnytti kaiken elämän aurinkokunnassa. Sen ympärillä pyörivät planeetat, kääpiöplaneetat ja niiden satelliitit, asteroidit, komeetat, meteoriitit ja kosminen pöly.
Aurinko nousi noin 5 miljardia vuotta sitten, on pallomainen kuuma plasmapallo ja sen massa on yli 300 tuhatta kertaa Maan massa. Pintalämpötila on yli 5000 Kelvin-astetta ja ydinlämpötila yli 13 miljoonaa K.
Aurinko on yksi suurimmista ja kirkkaimmista tähdistä galaksissamme, jota kutsutaan Linnunradan galaksiksi. Aurinko sijaitsee noin 26 tuhannen valovuoden etäisyydellä galaksin keskustasta ja tekee täyden vallankumouksen ympärillään noin 230-250 miljoonassa vuodessa! Vertailun vuoksi maapallo tekee täyden kierroksen Auringon ympäri 1 vuodessa.
Merkurius
Merkurius on järjestelmän pienin planeetta, joka on lähinnä aurinkoa. Merkuriuksella ei ole satelliitteja.
Planeetan pinta on peitetty kraatereilla, jotka ilmestyivät noin 3,5 miljardia vuotta sitten meteoriittien massiivisen pommituksen seurauksena. Kraatterien halkaisija voi vaihdella muutamasta metristä yli 1000 kilometriin.
Merkuriuksen ilmakehä on hyvin ohut, koostuu pääasiassa heliumista ja sitä paisuttaa aurinkotuuli. Koska planeetta sijaitsee hyvin lähellä aurinkoa eikä sillä ole ilmakehää, joka säilyttäisi lämpöä yöllä, pinnan lämpötila vaihtelee -180 - +440 celsiusastetta.
Maallisten standardien mukaan Merkurius suorittaa täyden vallankumouksen Auringon ympäri 88 päivässä. Mutta Merkuriuspäivä on yhtä suuri kuin 176 Maan päivää.
Venus
Venus on aurinkokunnan toiseksi lähimpänä aurinkoa oleva planeetta. Venus on kooltaan vain hieman pienempi kuin Maa, minkä vuoksi sitä kutsutaan joskus "Maan sisareksi". Ei ole satelliitteja.
Tunnelma koostuu hiilidioksidi typen ja hapen seosten kanssa. Ilmanpaine planeetalla on yli 90 ilmakehää, mikä on 35 kertaa enemmän kuin maapallolla.
Hiilidioksidi ja siitä johtuva kasvihuoneilmiö, tiheä ilmakehä ja Auringon läheisyys antavat Venukselle "kuumimman planeetan" tittelin. Sen pinnan lämpötila voi nousta 460 asteeseen.
Venus on yksi kirkkaimmista kohteista maan taivaalla auringon ja kuun jälkeen.
Maapallo 
Maa on universumissa ainoa nykyään tunnettu planeetta, jolla on elämää. Maapallolla on eniten suuret koot, massa ja tiheys aurinkokunnan niin kutsuttujen sisäplaneettojen joukossa.
Maan ikä on noin 4,5 miljardia vuotta, ja elämä ilmestyi planeetalle noin 3,5 miljardia vuotta sitten. kuu - luonnollinen satelliitti, suurin maanpäällisten planeettojen satelliiteista.
Maan ilmakehä eroaa olennaisesti muiden planeettojen ilmakehistä elämän läsnäolon vuoksi. Suurin osa ilmakehästä koostuu typestä, mutta sisältää myös happea, argonia, hiilidioksidia ja vesihöyryä. Otsonikerros ja Maan magneettikenttä puolestaan heikentää auringon ja auringon hengenvaarallista vaikutusta kosminen säteily.
Ilmakehän sisältämän hiilidioksidin ansiosta kasvihuoneilmiö esiintyy myös maapallolla. Se ei ole yhtä voimakas kuin Venuksella, mutta ilman sitä ilman lämpötila olisi noin 40°C alhaisempi. Ilman ilmakehää lämpötilanvaihtelut olisivat erittäin merkittäviä: tutkijoiden mukaan yöllä -100 °C:sta +160 °C:seen päivällä.
Noin 71 % maapallon pinta-alasta on maailman valtamerten peitossa, loput 29 % ovat maanosia ja saaria.
Mars
Mars on aurinkokunnan seitsemänneksi suurin planeetta. "Punainen planeetta", kuten sitä myös kutsutaan, koska maaperässä on suuria määriä rautaoksidia. Marsilla on kaksi satelliittia: Deimos ja Phobos.
Marsin ilmakehä on hyvin ohut, ja etäisyys Auringosta on lähes puolitoista kertaa suurempi kuin Maan. Siksi keskimääräinen vuotuinen lämpötila planeetalla on -60 °C, ja lämpötilan muutokset saavuttavat paikoin jopa 40 astetta päivän aikana.
Marsin pinnan tunnuspiirteitä ovat törmäyskraatterit ja tulivuoret, laaksot ja aavikot sekä napajäätiköt, jotka ovat samanlaisia kuin Maan päällä. Aurinkokunnan korkein vuori sijaitsee Marsissa: sammunut tulivuori Olympus, jonka korkeus on 27 km! Ja myös suurin kanjoni: Valles Marineris, jonka syvyys on 11 km ja pituus 4500 km.
Jupiter
Jupiter on eniten iso planeetta Aurinkokunta. Se on 318 kertaa raskaampi kuin Maa ja lähes 2,5 kertaa massiivisempi kuin kaikki järjestelmämme planeetat yhteensä. Koostumuksessaan Jupiter muistuttaa aurinkoa - se koostuu pääasiassa heliumista ja vedystä - ja lähettää valtavan määrän lämpöä, joka on 4 * 1017 W. Jotta Jupiterista tulisi Auringon kaltainen tähti, sen on kuitenkin oltava 70-80 kertaa raskaampi.
Jupiterilla on peräti 63 satelliittia, joista on järkevää luetella vain suurimmat - Callisto, Ganymede, Io ja Europa. Ganymede on aurinkokunnan suurin kuu, jopa Merkuriusta suurempi kuu.
Tiettyjen Jupiterin sisäisen ilmakehän prosessien vuoksi sen ulkoilmakehään ilmaantuu monia pyörrerakenteita, esimerkiksi pilvinauhat ruskeanpunaisissa sävyissä sekä Great Red Spot, 1600-luvulta lähtien tunnettu jättiläismyrsky.
Saturnus
Saturnus on aurinkokunnan toiseksi suurin planeetta. Käyntikortti Saturnus on tietysti sen rengasjärjestelmä, joka koostuu pääasiassa erikokoisista jäisistä hiukkasista (mmillimetrin kymmenesosista useisiin metriin) sekä kivistä ja pölystä.
Saturnuksella on 62 kuuta, joista suurimmat ovat Titan ja Enceladus.
Koostumukseltaan Saturnus muistuttaa Jupiteria, mutta tiheydellä se on jopa tavallista vettä huonompi.
Planeetan ulkoilmakehä näyttää rauhalliselta ja yhtenäiseltä, mikä selittyy erittäin tiheällä sumukerroksella. Tuulen nopeus voi kuitenkin paikoin olla jopa 1800 km/h.
Uranus
Uranus on ensimmäinen kaukoputkella löydetty planeetta ja aurinkokunnan ainoa planeetta, joka kiertää aurinkoa sen kyljessä.
Uranuksella on 27 kuuta, jotka on nimetty Shakespearen sankareiden mukaan. Suurimmat niistä ovat Oberon, Titania ja Umbriel.
Planeetan koostumus eroaa kaasujättiläisistä siinä, että jäässä on suuri määrä korkean lämpötilan muunnelmia. Siksi tutkijat ovat Neptunuksen ohella luokitelleet Uranuksen "jääjättiläiseksi". Ja jos Venuksella on aurinkokunnan kuumin planeetta, Uranus on kylmin planeetta, jonka vähimmäislämpötila on noin -224 °C.
Neptunus
Neptunus on aurinkokunnan keskustasta kaukaisin planeetta. Sen löytämisen tarina on mielenkiintoinen: ennen planeetan tarkkailua kaukoputken läpi tutkijat käyttivät matemaattisia laskelmia laskeakseen sen sijainnin taivaalla. Tämä tapahtui sen jälkeen, kun Uranuksen liikkeessä omalla kiertoradalla havaittiin selittämättömät muutokset.
Nykyään tiede tuntee 13 Neptunuksen satelliittia. Suurin niistä, Triton, on ainoa satelliitti, joka liikkuu planeetan pyörimissuuntaan nähden. Useimmat tuulet puhaltavat myös planeetan pyörimistä vastaan. nopeat tuulet aurinkokunnassa: niiden nopeus saavuttaa 2200 km/h.
Koostumukseltaan Neptunus on hyvin samanlainen kuin Uranus, joten se on toinen "jääjättiläinen". Kuitenkin, kuten Jupiter ja Saturnus, Neptunuksella on sisäinen lämmönlähde ja se lähettää 2,5 kertaa enemmän energiaa kuin se vastaanottaa Auringosta.
Sininen väri Planeetalla on jäämiä metaanista ilmakehän uloimmissa kerroksissa.
Johtopäätös
Valitettavasti Pluto ei onnistunut pääsemään aurinkokunnan planeettojen paraatillemme. Mutta tästä ei ole mitään syytä huolehtia, koska kaikki planeetat pysyvät paikoillaan huolimatta tieteellisten näkemysten ja käsitteiden muutoksista.
Joten vastasimme kysymykseen kuinka monta planeettaa aurinkokunnassa on. Siellä on vain 8 .
Aurinkokunta on planeettojen järjestelmä, joka sisältää sen keskuksen, Auringon sekä muut avaruuden kohteet. Ne pyörivät Auringon ympäri. Viime aikoihin asti "planeetta" oli nimi, joka annettiin yhdeksälle avaruuden esineelle, jotka kiertävät Auringon ympäri. Tiedemiehet ovat nyt todenneet, että aurinkokunnan rajojen ulkopuolella on planeettoja, jotka kiertävät tähtiä.
Vuonna 2006 tähtitieteilijöiden liitto julisti, että aurinkokunnan planeetat ovat pallomaisia avaruusobjekteja, jotka kiertävät Auringon ympäri. Aurinkokunnan mittakaavassa maapallo näyttää erittäin pieneltä. Maan lisäksi Auringon ympäri kiertää omilla kiertoradoillaan kahdeksan planeettaa. Kaikki ne ovat kooltaan suurempia kuin maapallo. Kierrä ekliptiikan tasossa.
Aurinkokunnan planeetat: tyypit
Maanpäällisen ryhmän sijainti suhteessa aurinkoon
Ensimmäinen planeetta on Merkurius, jota seuraa Venus; Seuraavaksi tulee maapallomme ja lopulta Mars.
Maanpäällisillä planeetoilla ei ole paljon satelliitteja tai kuita. Näistä neljästä planeettasta vain Maalla ja Marsilla on satelliitit.
Maanpäälliseen ryhmään kuuluvat planeetat ovat erittäin tiheitä ja koostuvat metallista tai kivestä. Pohjimmiltaan ne ovat pieniä ja pyörivät akselinsa ympäri. Niiden pyörimisnopeus on myös alhainen.
Kaasun jättiläiset
Nämä ovat neljä avaruuskohdetta, jotka ovat suurimmalla etäisyydellä Auringosta: Jupiter on numero 5, jota seuraa Saturnus, sitten Uranus ja Neptunus.
Jupiter ja Saturnus ovat vaikuttavan kokoisia vety- ja heliumyhdisteistä koostuvia planeettoja. Kaasuplaneettojen tiheys on pieni. Ne pyörivät suurilla nopeuksilla, niillä on satelliitteja ja niitä ympäröivät asteroidirenkaat.
"Jääjättiläiset", joihin kuuluvat Uranus ja Neptunus, ovat pienempiä; niiden ilmakehä sisältää metaania ja hiilimonoksidia.
Kaasujättiläisillä on vahva gravitaatiokenttä, joten ne voivat vetää puoleensa monia kosmisia esineitä, toisin kuin maanpäällinen ryhmä.
Tutkijoiden mukaan asteroidirenkaat ovat planeettojen gravitaatiokentän muuttamien kuun jäänteitä. 
Kääpiöplaneetta
Kääpiöt ovat avaruusobjekteja, joiden koko ei saavuta planeetan kokoa, mutta ylittää asteroidin mitat. Aurinkokunnassa on monia tällaisia esineitä. Ne ovat keskittyneet Kuiperin vyöhykkeen alueelle. Kaasujättiläisten satelliitit ovat kääpiöplaneettoja, jotka ovat jättäneet kiertoradansa. 
Aurinkokunnan planeetat: syntyprosessi
Kosmisen sumuhypoteesin mukaan tähdet syntyvät pöly- ja kaasupilviin, sumuihin.
Vetovoiman vaikutuksesta aineet yhdistyvät. Keskitetyn painovoiman vaikutuksesta sumun keskus supistuu ja tähdet muodostuvat. Pöly ja kaasut muuttuvat renkaiksi. Renkaat pyörivät painovoiman vaikutuksesta, ja pyörteisiin muodostuu planetsimaalit, jotka kasvavat kokoonsa ja houkuttelevat kosmeettisia esineitä itseensä.
Painovoiman vaikutuksesta planetesimaalit puristuvat ja saavat pallomaisia muotoja. Sfäärit voivat yhdistyä ja muuttua vähitellen protoplaneetoiksi. 
Aurinkokunnassa on kahdeksan planeettaa. Ne pyörivät Auringon ympäri. Niiden sijainti on seuraava:
Auringon lähin "naapuri" on Merkurius, jota seuraa Venus, sitten Maa, sitten Mars ja Jupiter, kauempana Auringosta ovat Saturnus, Uranus ja viimeinen Neptunus.
AURINKOKUNTA
Aurinko ja sen ympärillä kiertävät taivaankappaleet - 9 planeettaa, yli 63 satelliittia, jättiläisplaneettojen neljä rengasjärjestelmää, kymmeniä tuhansia asteroideja, lukemattomia meteoroideja, joiden koko vaihtelee lohkareista pölyjyviin, sekä miljoonia komeettoja. Niiden välisessä tilassa aurinkotuulen hiukkaset - elektronit ja protonit - liikkuvat. Koko aurinkokuntaa ei ole vielä tutkittu: esimerkiksi useimpia planeettoja ja niiden satelliitteja on tutkittu vain lyhyesti niiden lentoradalta, vain yksi Merkuriuksen puolipallo on kuvattu, eikä Plutoon ole vielä tehty tutkimusmatkoja. Mutta silti paljon tärkeää tietoa on jo kerätty kaukoputkien ja avaruusluotainten avulla.
Lähes koko aurinkokunnan massa (99,87 %) on keskittynyt aurinkoon. Auringon koko on myös huomattavasti suurempi kuin mikään sen järjestelmässä oleva planeetta: jopa Jupiterin, joka on 11 kertaa Maata suurempi, säde on 10 kertaa pienempi kuin Auringon. Aurinko on tavallinen tähti, joka paistaa itsenäisesti korkean pintalämpötilan vuoksi. Planeetat loistavat heijastuneella auringonvalolla (albedo), koska ne itse ovat melko kylmiä. Ne sijaitsevat seuraavassa järjestyksessä Auringosta: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja Pluto. Etäisyydet aurinkokunnassa mitataan tavallisesti Maan keskimääräisen etäisyyden Auringosta yksiköissä, joita kutsutaan tähtitieteelliseksi yksiköksi (1 AU = 149,6 miljoonaa km). Esimerkiksi Pluton keskimääräinen etäisyys Auringosta on 39 AU, mutta joskus se liikkuu jopa 49 AU:ta. Komeettojen tiedetään lentävän pois 50 000 AU:lla. Etäisyys Maasta lähimpään Centauriin tähtiin on 272 000 AU eli 4,3 valovuotta (eli 299 793 km/s nopeudella kulkeva valo kulkee tämän matkan 4,3 vuodessa). Vertailun vuoksi valo kulkee Auringosta Maahan 8 minuutissa ja Plutoon 6 tunnissa.
Planeetat kiertävät Auringon ympärillä lähes ympyrän muotoisia kiertoradoja, jotka sijaitsevat suunnilleen samassa tasossa, vastapäivään Maan pohjoisnavasta katsottuna. Maan kiertoradan taso (ekliptiikan taso) on lähellä planeettojen kiertoradan keskimääräistä tasoa. Siksi planeettojen, auringon ja kuun näkyvät polut taivaalla kulkevat lähellä ekliptiikkaviivaa, ja ne itse ovat aina näkyvissä horoskooppitähtikuvioiden taustalla. Orbitaalin kaltevuus mitataan ekliptiikkatasosta. Alle 90°:n kaltevuuskulmat vastaavat eteenpäin suuntautuvaa kiertoradan liikettä (vastapäivään) ja yli 90°:n kulmat vastaavat taaksepäin suuntautuvaa kiertoradan liikettä. Kaikki aurinkokunnan planeetat liikkuvat eteenpäin; Plutolla on suurin kiertoradan kaltevuus (17°). Monet komeetat liikkuvat vastakkaiseen suuntaan, esimerkiksi Halleyn komeetan kiertoradan kaltevuus on 162°. Kaikkien aurinkokunnan kappaleiden kiertoradat ovat hyvin lähellä ellipsiä. Elliptisen kiertoradan koolle ja muodolle on ominaista ellipsin puolipääakseli (planeetan keskimääräinen etäisyys Auringosta) ja epäkeskisyys, jotka vaihtelevat arvosta e = 0 pyöreälle kiertoradalle e = 1:een erittäin pitkänomaisille kiertoradalle. Aurinkoa lähinnä olevaa kiertoradan pistettä kutsutaan perihelioksi ja kaukaisimmaksi pisteeksi afelioniksi.
Katso myös ORBIT; KARTIOLEIKKEET. Maan tarkkailijan näkökulmasta aurinkokunnan planeetat jaetaan kahteen ryhmään. Merkuriusta ja Venusta, jotka ovat lähempänä Aurinkoa kuin Maata, kutsutaan alemmiksi (sisäisiksi) planeetoiksi, ja kauempana olevia (Marsista Plutoon) ylemmiksi (ulkoiksi) planeetoiksi. Alemmilla planeetoilla on suurin etäisyys Auringosta: Merkuriukselle 28° ja Venukselle 47°. Kun tällainen planeetta on kauimpana lännessä (idässä) Auringosta, sen sanotaan olevan suurimmalla läntisellä (itäisellä) venymällään. Kun alempi planeetta näkyy suoraan Auringon edessä, sen sanotaan olevan huonommassa yhteydessä; kun suoraan Auringon takana - ylivoimaisessa yhteydessä. Kuten Kuu, nämä planeetat käyvät läpi kaikki auringon valaistuksen vaiheet synodisen ajanjakson Ps aikana - aika, jonka aikana planeetta palaa alkuperäiseen asemaansa suhteessa aurinkoon maallisen tarkkailijan näkökulmasta. Planeetan todellista kiertoaikaa (P) kutsutaan sidereaaliksi. Alemmilla planeetoilla nämä ajanjaksot liittyvät toisiinsa suhteella:
1/Ps = 1/P - 1/Po missä Po on Maan kiertoaika. Ylemmillä planeetoilla samanlainen suhde on erilainen: 1/Ps = 1/Po - 1/P Ylemmille planeetoille on ominaista rajoitettu vaihealue. Suurin vaihekulma (Aurinko-planeetta-Maa) on 47° Marsilla, 12° Jupiterilla ja 6° Saturnuksella. Kun ylempi planeetta on näkyvissä Auringon takana, se on konjunktiossa, ja kun se on vastakkaisessa suunnassa Auringon kanssa, se on vastakkain. Planeetta, joka havaitaan 90°:n kulmaetäisyydellä Auringosta, on kvadratuurissa (itä tai länsi). Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä kulkeva asteroidivyöhyke jakaa aurinkoplaneettajärjestelmän kahteen ryhmään. Sen sisällä ovat maanpäälliset planeetat (Merkurius, Venus, Maa ja Mars), jotka ovat samanlaisia, koska ne ovat pieniä, kivisiä ja melko tiheitä kappaleita: niiden keskimääräinen tiheys on 3,9-5,5 g/cm3. Ne pyörivät suhteellisen hitaasti akseleidensa ympäri, niissä ei ole renkaita ja niillä on vähän luonnollisia satelliitteja: Maan kuu ja Marsin Phobos ja Deimos. Asteroidivyöhykkeen ulkopuolella ovat jättimäiset planeetat: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Niille on ominaista suuret säteet, alhainen tiheys (0,7-1,8 g/cm3) ja syvä ilmakehä, jossa on runsaasti vetyä ja heliumia. Jupiterilta, Saturnukselta ja mahdollisesti muilta jättiläisiltä puuttuu kiinteä pinta. Ne kaikki pyörivät nopeasti, niillä on monia satelliitteja ja niitä ympäröivät renkaat. Kaukainen pieni Pluto ja jättiläisplaneettojen suuret satelliitit ovat monella tapaa samanlaisia kuin maanpäälliset planeetat. Muinaiset ihmiset tunsivat planeettoja, jotka näkyivät paljaalla silmällä, ts. kaikki sisäiset ja ulkoiset Saturnukseen asti. W. Herschel löysi Uranuksen vuonna 1781. Ensimmäisen asteroidin löysi G. Piazzi vuonna 1801. Uranuksen liikkeen poikkeamia analysoidessaan W. Le Verrier ja J. Adams löysivät teoreettisesti Neptunuksen; lasketusta paikasta sen löysi I. Galle vuonna 1846. Kaukaimman planeetan - Pluton - löysi vuonna 1930 K. Tombaugh P. Lovellin järjestämän pitkän Neptunisen planeetan etsinnän tuloksena. Galileo löysi Jupiterin neljä suurta satelliittia vuonna 1610. Siitä lähtien kaukoputkien ja avaruusluotainten avulla on löydetty lukuisia satelliitteja kaikkien ulkoplaneettojen läheltä. H. Huygens totesi vuonna 1656, että Saturnusta ympäröi rengas. Uranuksen tummat renkaat löydettiin maasta vuonna 1977, kun tähti peittyy. Planeettojenvälinen Voyager 1 -luotain löysi vuonna 1979 Jupiterin läpinäkyvät kalliorenkaat. Vuodesta 1983 lähtien tähtien peittämisen hetkinä Neptunuksen ympärillä on havaittu merkkejä epähomogeenisista renkaista; Vuonna 1989 Voyager 2 lähetti kuvan näistä renkaista.
Katso myös
ASTRONOMIA JA ASTROFYSIIKKA;
ZODIAC;
AVARUUSLUOTAIN ;
TAIVAALLINEN ALA.
AURINKO
Aurinkokunnan keskellä on Aurinko - tyypillinen yksittäinen tähti, jonka säde on noin 700 000 km ja massa 2 * 10 30 kg. Auringon näkyvän pinnan - fotosfäärin - lämpötila on n. 5800 K. Kaasun tiheys fotosfäärissä on tuhansia kertoja pienempi kuin ilman tiheys Maan pinnalla. Auringon sisällä lämpötila, tiheys ja paine kohoavat syvyyden myötä ja saavuttavat keskellä vastaavasti 16 miljoonaa K, 160 g/cm3 ja 3,5 * 10 11 bar (ilmanpaine huoneessa on noin 1 bar). Auringon ytimen korkean lämpötilan vaikutuksesta vety muuttuu heliumiksi vapauttaen suuren määrän lämpöä; tämä estää aurinkoa puristamasta voimaa omaa voimaa painovoima. Ytimessä vapautuva energia poistuu Auringosta pääasiassa fotosfääristä tulevana säteilynä, jonka teho on 3,86 * 10 26 W. Aurinko on emittoinut tällaisella intensiteetillä 4,6 miljardia vuotta, ja se on muuttanut 4 % vedystään heliumiksi tänä aikana; 0,03 % Auringon massasta muuttui energiaksi. Tähtien evoluution mallit osoittavat, että aurinko on nyt elämänsä puolivälissä (katso myös YDINfuusio). Auringon eri kemiallisten alkuaineiden runsauden määrittämiseksi tähtitieteilijät tutkivat auringonvalon spektrin absorptio- ja emissioviivoja. Absorptioviivat ovat spektrin tummia aukkoja, jotka osoittavat, että tietyn kemiallisen alkuaineen absorboima tietyn taajuuden fotonit puuttuvat. Emissioviivat tai emissioviivat ovat spektrin kirkkaampia osia, jotka osoittavat kemiallisen alkuaineen emittoimien fotonien ylimäärää. Spektriviivan taajuus (aallonpituus) osoittaa, mikä atomi tai molekyyli on vastuussa sen esiintymisestä; viivan kontrasti osoittaa valoa säteilevän tai absorboivan aineen määrän; linjan leveys antaa meille mahdollisuuden arvioida sen lämpötilaa ja painetta. Auringon ohuen (500 km) fotosfäärin tutkiminen mahdollistaa sen sisäpuolen kemiallisen koostumuksen arvioimisen, koska Auringon ulkoalueet ovat hyvin sekoittuneet konvektiolla, Auringon spektrit ovat korkealaatuisia ja vastuussa niistä fyysisiä prosesseja ihan ymmärrettävää. On kuitenkin huomattava, että vain puolet auringon spektrin viivoista on toistaiseksi tunnistettu. Auringon koostumusta hallitsee vety. Toisella sijalla on helium, jonka nimi (kreikaksi "helios" tarkoittaa "aurinkoa") muistuttaa, että se löydettiin spektroskooppisesti Auringosta aikaisemmin (1899) kuin Maasta. Koska helium on inertti kaasu, se on erittäin vastahakoinen reagoimaan muiden atomien kanssa ja myös vastahakoisesti ilmentyy Auringon optisessa spektrissä - vain yhdellä viivalla, vaikka monet vähemmän runsaat alkuaineet ovat Auringon spektrissä useilla viivoilla. . Tässä on "aurinko-aineen" koostumus: miljoonaa vetyatomia kohden on 98 000 heliumatomia, 851 happea, 398 hiiltä, 123 neonia, 100 typpeä, 47 rautaa, 38 magnesiumia, 35 piitä, 16 rikkiä, 4 argonia, 3 alumiinia, 2 atomia nikkeliä, natriumia ja kalsiumia sekä vähän kaikkia muita alkuaineita. Näin ollen Auringon massa on noin 71 % vetyä ja 28 % heliumia; muiden elementtien osuus on hieman yli 1 %. Planeettatieteen näkökulmasta on huomionarvoista, että joillakin aurinkokunnan esineillä on lähes sama koostumus kuin Auringon (katso meteoriitteja käsittelevä osio alla). Aivan kuten sääilmiöt muuttavat planeettojen ilmakehän ulkonäköä, myös auringon pinnan ulkonäkö muuttuu ajan myötä tunneista vuosikymmeniin. Planeettojen ja Auringon ilmakehän välillä on kuitenkin tärkeä ero, joka on se, että kaasujen liikettä Auringossa ohjaa sen voimakas magneettikenttä. Auringonpilkut ovat sellaisia tähden pinnan alueita, joissa pystysuuntainen magneettikenttä on niin voimakas (200-3000 Gaussia), että se estää kaasun vaakasuoran liikkeen ja siten vaimentaa konvektiota. Tämän seurauksena lämpötila tällä alueella laskee noin 1000 K ja pisteen tumma keskiosa ilmestyy - "varjo", jota ympäröi kuumempi siirtymäalue - "penumbra". Tyypillisen auringonpilkun koko on hieman suurempi kuin maan halkaisija; Tämä paikka on olemassa useita viikkoja. Auringonpilkkujen määrä kasvaa ja vähenee syklin keston ollessa 7–17 vuotta, keskimäärin 11,1 vuotta. Tyypillisesti, mitä enemmän pisteitä ilmestyy sykliin, sitä lyhyempi itse sykli. Auringonpilkkujen magneettisen polariteetin suunta muuttuu syklistä toiseen, joten Auringon todellinen auringonpilkkujen aktiivisuuden sykli on 22,2 vuotta. Jokaisen jakson alussa ensimmäiset täplät näkyvät korkeilla leveysasteilla, n. 40°, ja vähitellen niiden syntymävyöhyke siirtyy kohti päiväntasaajaa noin leveysasteelle. 5°. Katso myös TÄHDET ; AURINKO. Auringon aktiivisuuden vaihteluilla ei ole juuri mitään vaikutusta sen säteilyn kokonaistehoon (jos se muuttuisi vain 1 %, tämä johtaisi vakaviin muutoksiin maapallon ilmastossa). Auringonpilkkusyklien ja maapallon ilmaston välistä yhteyttä on yritetty löytää monia. Merkittävin tapahtuma tässä mielessä on "Maunderin minimi": vuodesta 1645 lähtien Auringossa ei ollut lähes yhtään auringonpilkkua 70 vuoteen, ja samaan aikaan maapallo koki pienen jääkauden. Vielä ei ole selvää, oliko tämä hämmästyttävä tosiasia pelkkä sattuma vai osoittaako se syy-yhteyttä.
Katso myös
ILMASTO ;
METEOROLOGIA JA KLIMATOLOGIA. Aurinkokunnassa on 5 valtavaa pyörivää vety-heliumpalloa: Aurinko, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näiden jättiläisten taivaankappaleiden syvyyksissä, joihin ei pääse käsiksi suora tutkimus, melkein kaikki aurinkokunnan ainekset ovat keskittyneet. Maan sisäosat ovat myös meille saavuttamattomissa, mutta mittaamalla maanjäristysten planeetan rungossa kiihottamien seismisten aaltojen (pitkäaaltoisten äänivärähtelyjen) etenemisaikaa seismologit laativat yksityiskohtaisen kartan maan sisätiloista: he oppivat koot ja Maan ytimen ja sen vaipan tiheydet ja saatu myös kolmiulotteisia kuvia seismisellä tomografialla.kuvia maankuoren liikkuvista levyistä. Samanlaisia menetelmiä voidaan soveltaa aurinkoon, koska sen pinnalla on aaltoja, joiden jakso on n. 5 minuuttia, johtuen monista sen syvyyksissä leviävistä seismisistä värähtelyistä. Helioseismologia tutkii näitä prosesseja. Toisin kuin maanjäristykset, jotka tuottavat lyhyitä aaltopurskeita, energinen konvektio Auringon sisätiloissa luo jatkuvaa seismistä melua. Helioseismologit ovat havainneet, että konvektiivisen vyöhykkeen alla, joka sijaitsee Auringon säteen uloimmalla 14 prosentilla, aine pyörii synkronisesti 27 päivän ajanjaksolla (auringon ytimen pyörimisestä ei vielä tiedetä mitään). Ylhäällä, itse konvektiivisella vyöhykkeellä, pyöriminen tapahtuu synkronisesti vain yhtä leveysasteilla olevia kartioita pitkin ja mitä kauempana päiväntasaajasta, sitä hitaammin: päiväntasaajan alueet pyörivät 25 päivän jaksolla (edellä Auringon keskimääräistä kiertoa) ja polaarinen. alueet, joiden ajanjakso on 36 päivää (jäljessä keskimääräisestä kierrosta) . Viimeaikaiset yritykset soveltaa seismologisia menetelmiä kaasujättiplaneetoille ovat epäonnistuneet, koska instrumentit eivät vielä pysty havaitsemaan syntyviä värähtelyjä. Auringon fotosfäärin yläpuolella on ohut, kuuma ilmakerros, joka näkyy vain harvoin auringonpimennyshetkellä. Tämä kromosfääri on useita tuhansia kilometrejä paksu, ja se on nimetty punaisesta väristään vedyn Ha päästöviivan vuoksi. Lämpötila lähes kaksinkertaistuu fotosfääristä kromosfäärin ylempiin kerroksiin, joista Auringosta lähtevää energiaa vapautuu täysin epäselvistä syistä lämmön muodossa. Kromosfäärin yläpuolella kaasu kuumennetaan 1 miljoonaan K. Tämä alue, jota kutsutaan koronaksi, ulottuu noin yhden auringon säteen verran. Kaasun tiheys koronassa on hyvin alhainen, mutta lämpötila on niin korkea, että korona on voimakas röntgensäteiden lähde. Joskus Auringon ilmakehään ilmestyy jättimäisiä muodostelmia - purkavia näkymiä. Ne näyttävät kaarilta, jotka kohoavat fotosfääristä korkeuteen, joka on jopa puolet auringon säteestä. Havainnot osoittavat selvästi, että ulkonemien muodon määrää sähkölinjat magneettikenttä. Toinen mielenkiintoinen ja erittäin aktiivinen ilmiö ovat auringonpurkaukset, voimakkaat energiapurkaukset ja jopa kaksi tuntia kestävät hiukkaset. Tällaisen auringonpurkauksen tuottama fotonivirta saavuttaa maan valonnopeudella 8 minuutissa ja elektronien ja protonien virtaus - useissa päivissä. Auringonpurkauksia esiintyy paikoissa, joissa magneettikentän suunnassa tapahtuu jyrkkä muutos, joka johtuu aineen liikkeestä auringonpilkuissa. Auringon räjähdysaktiivisuuden maksimi saavutetaan yleensä vuotta ennen auringonpilkkusyklin huippua. Tällainen ennustettavuus on erittäin tärkeää, koska voimakkaan auringonpurkauksen tuottama varautuneiden hiukkasten tulva voi vahingoittaa jopa maanpäällisiä viestintä- ja energiaverkkoja, astronauteista ja avaruusteknologiasta puhumattakaan.
AURINGON ESEMINEN havaittu heliumin päästölinjalla (aallonpituus 304) Skylab-avaruusasemalta.
Auringon plasmakoronasta virtaa jatkuvasti varautuneita hiukkasia, joita kutsutaan aurinkotuuleksi. Sen olemassaoloa epäiltiin jo ennen avaruuslentojen alkua, koska oli havaittavissa, kuinka jokin "puhaltasi pois" komeettojen pyrstöjä. Aurinkotuulessa on kolme komponenttia: nopea virtaus (yli 600 km/s), hidas virtaus ja ei-stationaariset auringonpurkausten virtaukset. Auringon röntgenkuvat ovat osoittaneet, että koronaan muodostuu säännöllisesti valtavia "reikiä" - pienitiheyksisiä alueita. Nämä koronareiät ovat suurin nopean aurinkotuulen lähde. Maan kiertoradan alueella aurinkotuulen tyypillinen nopeus on noin 500 km/s ja tiheys noin 10 hiukkasta (elektronia ja protonia) per 1 cm3. Aurinkotuulen virtaus on vuorovaikutuksessa planeettojen magnetosfäärien ja komeettojen pyrstöjen kanssa, mikä vaikuttaa merkittävästi niiden muotoon ja niissä tapahtuviin prosesseihin.
Katso myös
GEOMAGNETISMI;
;
KOMEETTA. Aurinkotuulen paineen alaisena Auringon ympärillä olevaan tähtienväliseen väliaineeseen muodostui jättimäinen luola - heliosfääri. Sen rajalla - heliopaussissa - pitäisi olla shokkiaalto, jossa aurinkotuuli ja tähtienvälinen kaasu törmäävät ja tihenevät ja kohdistavat yhtä suuren paineen toisiinsa. Neljä avaruusluotainta lähestyy nyt heliopaussia: Pioneer 10 ja 11, Voyager 1 ja 2. Kukaan heistä ei tavannut häntä 75 AU:n etäisyydellä. auringosta. Se on dramaattinen kilpailu aikaa vastaan: Pioneer 10 lopetti toimintansa vuonna 1998, ja muut yrittävät päästä heliopaussiin ennen kuin akut loppuvat. Laskelmien perusteella Voyager 1 lentää täsmälleen siihen suuntaan, josta tähtienvälinen tuuli puhaltaa, ja on siksi ensimmäinen, joka saavuttaa heliopaussin.
PLANEETAT: KUVAUS
Merkurius. Merkuriusta on vaikea tarkkailla kaukoputken läpi Maasta: se ei siirry pois Auringosta yli 28°:n kulmassa. Sitä tutkittiin Maan tutkalla, ja planeettojenvälinen luotain Mariner 10 kuvasi puolet sen pinnasta. Merkurius kiertää Auringon joka 88. Maan vuorokausi melko pitkänomaisella kiertoradalla, jonka etäisyys Auringosta on perihelionissa 0,31 AU. ja aphelionissa 0,47 au. Se pyörii akselinsa ympäri 58,6 vuorokauden jaksolla, mikä on täsmälleen 2/3 kiertoratajaksosta, joten jokainen sen pinnan piste kääntyy Aurinkoa kohti vain kerran kahdessa Merkuriusvuodessa, ts. aurinkoisia päiviä siellä viimeiset 2 vuotta! Suurista planeetoista vain Pluto on pienempi kuin Merkurius. Mutta keskimääräisen tiheyden suhteen Merkurius on toisella sijalla Maan jälkeen. Sillä on luultavasti suuri metallinen ydin, joka muodostaa 75 % planeetan säteestä (Maan kohdalla se vie 50 % säteestä). Merkuriuksen pinta on samanlainen kuin kuun: tumma, täysin kuiva ja kraatereiden peitossa. Merkuriuksen pinnan keskimääräinen valonheijastuskyky (albedo) on noin 10 %, suunnilleen sama kuin kuun. Todennäköisesti sen pinta on myös peitetty regolitilla - sintratulla murskeella. Suurin Merkuriukseen kohdistuva vaikutusmuodostelma on 2000 km:n kokoinen Caloris-allas, joka muistuttaa kuun mariaa. Toisin kuin Kuu, Merkuriuksella on kuitenkin omituisia rakenteita - satojen kilometrien pituisia, useiden kilometrien korkeuksia ulottuvia reunuksia. Ehkä ne muodostuivat planeetan puristumisen seurauksena sen suuren metalliytimen jäähtyessä tai voimakkaiden auringon vuorovesien vaikutuksesta. Planeetan pintalämpötila on päivällä noin 700 K ja yöllä noin 100 K. Tutkatietojen mukaan napakraatterien pohjalla voi olla jäätä ikuisen pimeyden ja kylmän olosuhteissa. Elohopeassa ei käytännössä ole ilmakehää - vain erittäin harvinainen heliumkuori, jonka tiheys on maan ilmakehän 200 km korkeudessa. Heliumia muodostuu luultavasti radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen aikana planeetan suolistossa. Merkuriuksella on heikko magneettikenttä, eikä siinä ole satelliitteja.
Venus. Tämä on toinen planeetta Auringosta ja lähinnä Maata - kirkkain "tähti" taivaallamme; joskus se näkyy jopa päivällä. Venus on monella tapaa samanlainen kuin Maa: sen koko ja tiheys ovat vain 5 % pienempiä kuin Maan; luultavasti Venuksen sisäpuoli on samanlainen kuin maan sisäpuoli. Venuksen pintaa peittää aina paksu kellertävänvalkoinen pilvikerros, mutta tutkan avulla sitä on tutkittu yksityiskohtaisesti. Venus pyörii akselinsa ympäri vastakkaiseen suuntaan (myötäpäivään pohjoisnavasta katsottuna) jakson aikana 243 Maan päivää. Sen kiertoaika on 225 päivää; siksi yksi Venusuksen päivä (auringonnoususta seuraavaan auringonnousuun) kestää 116 Maan päivää.
Katso myös TUTKAASTRONOMIA.
VENUS. Pioneer Venus -planeettojen välisen aseman ottamassa ultraviolettikuvassa planeetan ilmakehä on tiheästi täynnä pilviä, kevyempi napa-alueilla (kuvan ylä- ja alaosassa).
Venuksen ilmakehä koostuu pääasiassa hiilidioksidista (CO2), jossa on pieniä määriä typpeä (N2) ja vesihöyryä (H2O). Kloorivetyhappoa (HCl) ja fluorivetyhappoa (HF) havaittiin vähäisinä epäpuhtauksina. Paine pinnalla on 90 baaria (kuten maan merissä 900 metrin syvyydessä); lämpötila on noin 750 K koko pinnalla sekä päivällä että yöllä. Syynä niin korkeaan lämpötilaan Venuksen pinnan lähellä on se, että sitä ei täysin tarkasti kutsuta "kasvihuoneilmiöksi": auringon säteet kulkevat sen ilmakehän pilvien läpi suhteellisen helposti ja lämmittävät planeetan pintaa, mutta lämpö-infrapuna. itse pinnasta tuleva säteily poistuu ilmakehän kautta takaisin avaruuteen suurilla vaikeuksilla. Venuksen pilvet koostuvat mikroskooppisista väkevän rikkihapon (H2SO4) pisaroista. Pilvien pintakerros on 90 km päässä pinnasta, lämpötila on n. 200 K; alempi kerros - 30 km:n kohdalla, lämpötila n. 430 K. Vielä alempana on niin kuuma, ettei pilviä ole. Venuksen pinnalla ei tietenkään ole nestemäistä vettä. Venuksen ilmakehä ylemmän pilvikerroksen tasolla pyörii samaan suuntaan kuin planeetan pinta, mutta paljon nopeammin, suorittaen vallankumouksen 4 päivässä; Tätä ilmiötä kutsutaan superrotaatioksi, eikä sille ole vielä löydetty selitystä. Automaattiset asemat laskeutuivat Venuksen päivä- ja yöpuolelle. Päivän aikana planeetan pintaa valaisee haja-auringonvalo suunnilleen samalla voimakkuudella kuin pilvisenä päivänä maan päällä. Venuksella on nähty yöllä paljon salamoita. Venus-asema välitti kuvia pienistä alueista laskeutumispaikoilla, joissa oli näkyvissä kivistä maata. Yleisesti ottaen Venuksen topografiaa on tutkittu Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ja -16 (1983) ja Magellan (1990) kiertoradalla lähettämistä tutkakuvista. Parhaimmillaan hienoimmat piirteet ovat kooltaan noin 100 m. Toisin kuin Maalla, Venuksella ei ole selkeästi rajattuja mannerlaattoja, mutta useita globaaleja huippuja havaitaan, kuten Australian kokoinen Ishtar. Venuksen pinnalla on monia meteoriittikraattereita ja tulivuoren kupuja. Ilmeisesti Venuksen kuori on ohut, joten sula laava tulee lähelle pintaa ja valuu helposti sen päälle meteoriittien putoamisen jälkeen. Koska Venuksen pinnalla ei ole sadetta tai voimakkaita tuulia, pintaeroosio tapahtuu hyvin hitaasti ja geologiset rakenteet näkyvät avaruudesta satoja miljoonia vuosia. Venuksen sisäisestä rakenteesta tiedetään vähän. Siinä on luultavasti metalliydin, joka kattaa 50 % säteestä. Mutta planeetalla ei ole magneettikenttää sen erittäin hitaan pyörimisen vuoksi. Venuksella ei myöskään ole satelliitteja.
Maapallo. Planeettamme on ainoa, jonka pinnasta suurin osa (75 %) on nestemäisen veden peitossa. Maa on aktiivinen planeetta ja ehkä ainoa, jonka pinnan uusiutuminen johtuu levytektoniikan prosesseista, jotka ilmenevät valtameren keskiharjanteina, saarikaareina ja taittuneina vuoristovyöhykkeinä. Maan kiinteän pinnan korkeusjakauma on bimodaalinen: valtameren pohjan keskitaso on 3900 m merenpinnan alapuolella ja mantereet kohoavat keskimäärin 860 m sen yläpuolelle (ks. myös MAA). Seismiset tiedot osoittavat seuraavan maan sisäosan rakenteen: kuori (30 km), vaippa (2900 km syvyyteen asti), metallisydän. Osa ytimestä on sulanut; siellä syntyy maan magneettikenttä, joka vangitsee aurinkotuulen varautuneet hiukkaset (protonit ja elektronit) ja muodostaa maapallon ympärille kaksi niillä täytettyä toroidaalista aluetta - säteilyvyöhykkeitä (Van Allenin vyöt), jotka sijaitsevat 4000 ja 17000 km korkeudella. maan pinnalta.
Katso myös GEOLOGIA; GEOMAGNETISMI.
Maan ilmakehä koostuu 78 % typestä ja 21 % hapesta; se on geologisten, kemiallisten ja biologisten prosessien vaikutuksen alaisena pitkän evoluution tulos. On mahdollista, että Maan alkukehä oli runsaasti vetyä, joka sitten pakeni. Maaperän kaasunpoisto täytti ilmakehän hiilidioksidilla ja vesihöyryllä. Mutta höyry tiivistyi valtamerissä ja hiilidioksidi jäi loukkuun karbonaattikiviin. (Kummallista kyllä, jos kaikki CO2 täyttäisi ilmakehän kaasuna, paine olisi 90 bar, kuten Venuksella. Ja jos kaikki vesi haihtuisi, paine olisi 257 bar!). Siten typpeä jäi ilmakehään ja happea ilmaantui vähitellen biosfäärin elintoiminnan seurauksena. Jo 600 miljoonaa vuotta sitten ilman happipitoisuus oli 100 kertaa nykyistä alhaisempi (katso myös ILMAKE; MERI). On viitteitä siitä, että maapallon ilmasto muuttuu lyhyessä (10 000 vuotta) ja pitkässä (100 miljoonaa vuotta) mittakaavassa. Syynä tähän voivat olla muutokset Maan kiertoradassa, pyörimisakselin kallistuminen ja tulivuorenpurkausten tiheys. Auringon säteilyn voimakkuuden vaihtelua ei voida sulkea pois. Aikakautemme ilmastoon vaikuttaa myös ihmisen toiminta: kaasujen ja pölyn päästöt ilmakehään.
Katso myös
HAPPOJEN SAOSTUMINEN;
ILMANSAASTE ;
VEDEN SAASTUMINEN ;
YMPÄRISTÖN PILAANTUMINEN.
Maapallolla on satelliitti - Kuu, jonka alkuperää ei ole vielä selvitetty.
MAA JA KUU Lunar Orbiter -avaruusluotaimelta.
Kuu. Yksi suurimmista satelliiteista, Kuu on toisella sijalla Charonin (Pluton satelliitti) jälkeen satelliitin ja planeetan massasuhteessa. Sen säde on 3,7 ja massa on 81 kertaa pienempi kuin Maan. Kuun keskimääräinen tiheys on 3,34 g/cm3, mikä osoittaa, että sillä ei ole merkittävää metallista ydintä. Painovoima kuun pinnalla on 6 kertaa pienempi kuin Maan. Kuu kiertää maata epäkeskisyydellä 0,055. Sen kiertoradan kaltevuus maan päiväntasaajan tasoon vaihtelee välillä 18,3° - 28,6° ja suhteessa ekliptiikkaan 4°59° - 5°19°. Kuun päivittäinen kierto ja kiertoradan kierros ovat synkronoituja, joten näemme aina vain yhden sen pallonpuoliskon. Totta, Kuun lievä keinuminen (librations) antaa sinun nähdä noin 60 % sen pinnasta kuukaudessa. Pääsyy libraatioihin on se, että Kuun päivittäinen pyöriminen tapahtuu vakionopeudella ja kiertoradan kierros on vaihteleva (johtuen kiertoradan epäkeskisyydestä). Kuun pinnan alueet on pitkään jaettu perinteisesti "mereen" ja "mannereen". Meren pinta näyttää tummemmalta, on matalammalla ja on paljon harvemmin peitetty meteoriittikraattereilla kuin mantereen pinta. Meret ovat täynnä basalttilaavaa, ja maanosat koostuvat maasälpärikkaista anortosiittisista kivistä. Kraatterien suuresta määrästä päätellen mannerpinnat ovat paljon vanhempia kuin meren pinnat. Voimakas meteoriittipommitus murskasi kuunkuoren ylemmän kerroksen hienoksi ja muutti ulomman muutaman metrin jauheeksi nimeltä regolith. Astronautit ja robottiluotaimet toivat takaisin Kuusta näytteitä kivistä ja regolitista. Analyysi osoitti, että merenpinnan ikä on noin 4 miljardia vuotta. Näin ollen intensiivisen meteoriittipommituksen jakso tapahtuu ensimmäisten 0,5 miljardin vuoden aikana Kuun muodostumisen jälkeen 4,6 miljardia vuotta sitten. Sitten meteoriitin putoamistaajuus ja kraatterin muodostuminen pysyivät käytännössä ennallaan ja on edelleen yksi kraatteri, jonka halkaisija on 1 km 105 vuoden välein.
Katso myös AVARUUDEN TUTKIMUS JA KÄYTTÖ.
Kuukivet ovat köyhiä haihtuvien alkuaineiden (H2O, Na, K jne.) ja raudan suhteen, mutta runsaasti tulenkestäviä alkuaineita (Ti, Ca jne.). Vain kuun napakraattereiden pohjalla voi olla jääkertymiä, kuten Merkuriuksella. Kuussa ei käytännössä ole ilmakehää, eikä ole todisteita siitä, että kuun maaperä olisi koskaan ollut alttiina nestemäiselle vedelle. Siinä ei myöskään ole orgaanisia aineita - vain jälkiä meteoriittien mukana tulleista hiilipitoisista kondriiteista. Veden ja ilman puute sekä voimakkaat pintalämpötilan vaihtelut (390 K päivällä ja 120 K yöllä) tekevät Kuusta asumiskelvottoman. Kuuhun toimitetut seismometrit antoivat mahdollisuuden oppia jotain kuun sisältä. Siellä esiintyy usein heikkoja "kuujäristyksiä", jotka todennäköisesti liittyvät Maan vuorovesivaikutukseen. Kuu on melko homogeeninen, siinä on pieni tiheä ydin ja noin 65 kilometriä paksu kuori, joka on valmistettu kevyemmistä materiaaleista, ja meteoriitit murskasivat maankuoren ylemmän 10 kilometriä 4 miljardia vuotta sitten. Suuret iskualtaat jakautuvat tasaisesti kuun pinnalle, mutta kuoren paksuus Kuun näkyvällä puolella on pienempi, joten 70 % merenpinnasta on keskittynyt siihen. Kuun pinnan historia tunnetaan yleisesti: intensiivisen meteoriittipommituksen päättymisen jälkeen 4 miljardia vuotta sitten pohjamaa oli noin miljardin vuoden ajan melko kuuma ja meriin virtasi basalttilaavaa. Sitten vain harvinainen meteoriittien putoaminen muutti satelliittimme kasvot. Mutta Kuun alkuperästä keskustellaan edelleen. Se voisi muodostua itsestään ja sitten maapallo vangitsee sen; olisi voinut muodostua yhdessä Maan satelliitiksi; olisi lopulta voinut erota maapallosta muodostumisjakson aikana. Toinen vaihtoehto oli suosittu äskettäin, mutta vuonna viime vuodet Hypoteesia Kuun muodostumisesta protomaan sinkoamasta aineesta törmäyksessä suuren taivaankappaleen kanssa harkitaan vakavasti. Maa-Kuu -järjestelmän alkuperän epävarmuudesta huolimatta niiden jatkokehitys voidaan jäljittää melko luotettavasti. Vuorovesivuorovaikutus vaikuttaa merkittävästi taivaankappaleiden liikkeisiin: Kuun päivittäinen kierto on käytännössä pysähtynyt (sen jakso on yhtä suuri kuin kiertoradan jakso) ja Maan pyöriminen hidastuu siirtäen sen kulmamomentin kiertoradalle. Kuu, joka sen seurauksena siirtyy pois maasta noin 3 cm vuodessa. Tämä loppuu, kun Maan pyörimissuunta osuu Kuun pyörimissuuntaan. Sitten Maa ja Kuu kääntyvät jatkuvasti toisiaan päin samalla puolella (kuten Pluto ja Charon), ja niiden päivä ja kuukausi ovat yhtä suuret kuin 47 nykyistä päivää; samaan aikaan Kuu poistuu meistä 1,4 kertaa. Totta, tämä tilanne ei jatku ikuisesti, koska auringon vuorovedet eivät lakkaa vaikuttamasta Maan pyörimiseen. Katso myös
KUU ;
KUUN ALKUPERÄ JA HISTORIA;
Ebbs ja virtaukset.
Mars. Mars on samanlainen kuin Maa, mutta on lähes puolet sen koosta ja sen keskimääräinen tiheys on hieman pienempi. Päivittäinen pyörimisaika (24 tuntia 37 minuuttia) ja akselin kallistus (24°) eivät juuri poikkea maan päällä olevista. Maan tarkkailijalle Mars näyttää punertavana tähdenä, jonka kirkkaus muuttuu huomattavasti; se on suurin vastakkainasettelujaksojen aikana, jotka toistuvat hieman yli kahden vuoden kuluttua (esimerkiksi huhtikuussa 1999 ja kesäkuussa 2001). Mars on erityisen lähellä ja kirkas suurten oppositiojaksojen aikana, jotka tapahtuvat, jos se kulkee lähellä periheliaa opposition hetkellä; tämä tapahtuu 15-17 vuoden välein (lähin on elokuussa 2003). Marsin kaukoputki paljastaa kirkkaan oransseja alueita ja tummempia alueita, joiden sävy muuttuu vuodenajan mukaan. Pylväissä on kirkkaanvalkoisia lumilakkoja. Planeetan punertava väri liittyy suureen määrään rautaoksideja (ruostetta) sen maaperässä. Tummien alueiden koostumus muistuttaa todennäköisesti maanpäällisiä basaltteja, kun taas vaaleat alueet koostuvat hienosta materiaalista.
MARSIN PINTA lähellä Viking 1 -laituria. Suuret kivipalat ovat kooltaan noin 30 cm.
Suurin osa tiedostamme Marsista saadaan automaattisten asemien avulla. Tehokkaimmat olivat Viking-retkikunnan kaksi kiertoradalla ja kaksi laskeutuvaa ajoneuvoa, jotka laskeutuivat Marsiin 20. heinäkuuta ja 3. syyskuuta 1976 Chrysin (22° N, 48° W) ja Utopian (48° N) alueilla. , 226° W), ja Viking 1 toimi marraskuuhun 1982 asti. Molemmat laskeutuivat klassisen vaaleille alueille ja päätyivät punertavaan hiekkaiseen autiomaahan, joka oli täynnä tummia kiviä. 4. heinäkuuta 1997 Mars Pathfinder -luotain (USA) saapui Ares-laaksoon (19° pohjoista leveyttä, 34° läntistä pituutta), joka oli ensimmäinen automaattinen itseliikkuva ajoneuvo, joka löysi sekakiviä ja mahdollisesti veden jauhamia ja hiekkaan sekoittuneita kiviä. ja savi. , mikä osoittaa voimakkaita muutoksia Marsin ilmastossa ja suuria vesimääriä menneisyydessä. Marsin ohut ilmakehä koostuu 95 % hiilidioksidista ja 3 % typestä. Vesihöyryä, happea ja argonia on pieniä määriä. Keskimääräinen paine pinnalla on 6 mbar (eli 0,6 % maan paineesta). Näin alhaisessa paineessa ei voi olla nestemäistä vettä. Päivän keskilämpötila on 240 K ja maksimi kesällä Päiväntasaajalla saavuttaa 290 K. Päivittäiset lämpötilanvaihtelut ovat noin 100 K. Näin ollen Marsin ilmasto on kylmän, kuivatun vuoristo-aavikon ilmastoa. Marsin korkeilla leveysasteilla talvella lämpötila laskee alle 150 K ja ilmakehän hiilidioksidi (CO2) jäätyy ja putoaa pintaan valkoisena lumena muodostaen napakannen. Napakansien säännöllinen kondensaatio ja sublimoituminen aiheuttaa 30 % ilmakehän paineen kausivaihteluita. Talven loppuun mennessä napalakan raja putoaa 45°-50° leveysasteelle, ja kesällä siitä on jäljellä pieni alue (halkaisijaltaan 300 km etelänavalla ja 1000 km pohjoisessa), joka todennäköisesti koostuu vesijää, jonka paksuus voi olla 1-2 km. Joskus voimakkaat tuulet puhaltavat Marsissa nostaen hienojakoisia hiekkapilviä ilmaan. Erityisen voimakkaita pölymyrskyjä esiintyy kevään lopulla eteläisellä pallonpuoliskolla, kun Mars kulkee kiertoradansa perihelionin läpi ja auringon lämpö on erityisen korkea. Viikoiksi ja jopa kuukausiksi ilmakehä muuttuu läpinäkymättömäksi keltaisesta pölystä. Viking-kiertoradat lähettivät kuvia voimakkaista hiekkadyyneista suurten kraatterien pohjalla. Pölykertymät muuttavat Marsin pinnan ulkonäköä niin paljon vuodenajasta toiseen, että se on havaittavissa jopa maasta katsottuna kaukoputken läpi. Aiemmin jotkut tähtitieteilijät pitivät näitä pinnan värin vuodenaikojen muutoksia merkkinä Marsin kasvillisuudesta. Marsin geologia on hyvin monimuotoinen. Suuria alueita eteläisellä pallonpuoliskolla peittävät vanhat kraatterit, jotka ovat jääneet muinaisten meteoriittipommitusten ajalta (4 miljardia vuotta sitten). Suuren osan pohjoisesta pallonpuoliskosta peittävät nuoremmat laavavirtaukset. Erityisen mielenkiintoinen on Tharsis-kukkula (10° N, 110° W), jolla sijaitsee useita jättimäisiä vulkaanisia vuoria. Niistä korkein - Mount Olympus - on halkaisijaltaan 600 km ja korkeus 25 km. Vaikka tällä hetkellä ei ole merkkejä tulivuoren toiminnasta, ikä laava virtaa ei ylitä 100 miljoonaa vuotta, mikä ei ole paljon verrattuna planeetan ikään 4,6 miljardia vuotta.
Vaikka muinaiset tulivuoret osoittavat kerran voimakasta toimintaa Marsin sisäosissa, laattatektoniikasta ei ole merkkejä: siellä ei ole taittuneita vuoristovöitä tai muita maankuoren puristumisen merkkejä. Siellä on kuitenkin voimakkaita repeämiä, joista suurin - Valles Marineris - ulottuu Tharsiksesta itään 4000 km, maksimileveys 700 km ja syvyys 6 km. Yksi mielenkiintoisimmista avaruusalusten kuvista tehdyistä geologisista löydöistä oli satoja kilometrejä pitkiä haarautuneita mutkaisia laaksoja, jotka muistuttivat maan päällä kuivuneita jokien uomaa. Tämä viittaa suotuisampaan ilmastoon menneisyydessä, jolloin lämpötilat ja paineet saattoivat olla korkeampia ja joet virtasivat Marsin pinnan poikki. On totta, että laaksojen sijainti Marsin eteläisillä, voimakkaasti kraateroiduilla alueilla osoittaa, että Marsissa oli jokia hyvin kauan sitten, luultavasti sen evoluution ensimmäisten 0,5 miljardin vuoden aikana. Vesi on nyt pinnalla jään muodossa napajääpeitteillä ja ehkä pinnan alla ikiroutakerroksena. Marsin sisäistä rakennetta on tutkittu huonosti. Sen alhainen keskimääräinen tiheys osoittaa merkittävän metallisen ytimen puuttumisen; joka tapauksessa se ei ole sulaa, mikä johtuu magneettikentän puuttumisesta Marsissa. Viking-2-laitteen laskeutumislohkossa oleva seismometri ei tallentanut planeetan seismistä aktiivisuutta 2 vuoden käytön aikana (Viking-1:n seismometri ei toiminut). Marsilla on kaksi pientä satelliittia - Phobos ja Deimos. Molemmat ovat epäsäännöllisen muotoisia, meteoriittikraattereiden peitossa, ja ne ovat todennäköisesti planeetan kaukaisessa menneisyydessä vangiksi asteroideja. Phobos kiertää planeettaa erittäin matalalla kiertoradalla ja jatkaa Marsin lähestymistä vuorovesien vaikutuksesta; se tuhoutuu myöhemmin planeetan painovoiman vaikutuksesta.
Jupiter. Aurinkokunnan suurin planeetta, Jupiter, on 11 kertaa Maata suurempi ja 318 kertaa massiivisempi. Sen alhainen keskitiheys (1,3 g/cm3) osoittaa, että koostumus on lähellä auringon koostumusta: pääasiassa vety ja helium. Jupiterin nopea pyöriminen akselinsa ympäri aiheuttaa sen napapuristuksen 6,4 %. Jupiterin kaukoputki paljastaa päiväntasaajan suuntaiset pilvivyöhykkeet; niissä olevat valovyöhykkeet ovat punertavien vyöhykkeiden välissä. On todennäköistä, että kirkkaat alueet ovat ylävirran alueita, joissa ammoniakkipilvien huiput näkyvät; punertavat vyöt liittyvät alaspäin suuntautuviin virtoihin, joiden kirkkaan värin määrää ammoniumvetysulfaatti sekä punaisen fosforin, rikin ja orgaanisten polymeerien yhdisteet. Vedyn ja heliumin lisäksi Jupiterin ilmakehässä havaittiin spektroskooppisesti CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ja GeH4. Lämpötila ammoniakkipilvien huipulla on 125 K, mutta syvyyden myötä se nousee 2,5 K/km. 60 kilometrin syvyydessä pitäisi olla vesipilviä. Pilvien liikkumisnopeudet vyöhykkeillä ja vierekkäisillä vyöhykkeillä vaihtelevat merkittävästi: esim päiväntasaajan vyö pilvet liikkuvat itään 100 m/s nopeammin kuin lähialueilla. Nopeusero aiheuttaa voimakasta turbulenssia vyöhykkeiden ja vyöhykkeiden rajoilla, mikä tekee niiden muodosta erittäin monimutkaisen. Yksi ilmentymä tästä ovat soikeat pyörivät täplät, joista suurimman, Suuren punaisen pisteen, löysi Cassini yli 300 vuotta sitten. Tämä piste (25 000-15 000 km) on suurempi kuin maapallon kiekko; sillä on spiraalimainen sykloninen rakenne ja se tekee yhden kierroksen akselinsa ympäri 6 päivässä. Loput täplät ovat pienempiä ja jostain syystä kokonaan valkoisia.
Jupiterilla ei ole kiinteää pintaa. Planeetan ylempi kerros, joka ulottuu 25% säteestä, koostuu nestemäisestä vedystä ja heliumista. Alla, missä paine ylittää 3 miljoonaa baaria ja lämpötila yli 10 000 K, vety siirtyy metalliseen tilaan. Ehkä lähellä planeetan keskustaa on raskaampien alkuaineiden nesteydin, jonka kokonaismassa on luokkaa 10 Maan massaa. Keskellä paine on noin 100 miljoonaa baria ja lämpötila 20-30 tuhatta K. Nestemäinen metallinen sisäosa ja planeetan nopea pyöriminen aiheuttivat sen voimakkaan magneettikentän, joka on 15 kertaa voimakkaampi kuin maapallon. Jupiterin valtava magnetosfääri voimakkaine säteilyvyöhykkeineen ulottuu sen neljän suuren kuun kiertoradan ulkopuolelle. Lämpötila Jupiterin keskustassa on aina ollut alhaisempi kuin on tarpeen lämpölle ydinreaktiot. Mutta Jupiterin muodostumisen aikakaudelta jäljellä olevat sisäiset lämpövarat ovat suuret. Jo nyt, 4,6 miljardia vuotta myöhemmin, se lähettää suunnilleen saman määrän lämpöä kuin se saa Auringosta; evoluution ensimmäisen miljoonan vuoden aikana Jupiterin säteilyteho oli 104 kertaa suurempi. Koska tämä oli planeetan suurten satelliittien muodostumisen aikakautta, ei ole yllättävää, että niiden koostumus riippuu etäisyydestä Jupiteriin: kahdella lähimpänä olevalla - Iolla ja Europalla - on melko korkea tiheys (3,5 ja 3,0 g/cm3). ), ja kaukaisemmat - Ganymedes ja Callisto - sisältävät paljon vesijäätä ja ovat siksi vähemmän tiheitä (1,9 ja 1,8 g/cm3).
Satelliitit. Jupiterilla on vähintään 16 satelliittia ja heikko rengas: se on 53 tuhannen kilometrin päässä pilven ylemmistä kerroksista, sen leveys on 6000 km ja se koostuu ilmeisesti pienistä ja hyvin tummista kiinteistä hiukkasista. Jupiterin neljää suurinta kuuta kutsutaan Galileaksi, koska Galileo löysi ne vuonna 1610; hänestä riippumatta saksalainen tähtitieteilijä Marius löysi ne samana vuonna ja antoi heille nykyiset nimensä - Io, Europa, Ganymede ja Callisto. Pienin satelliiteista, Europa, on hieman pienempi kuin Kuu ja Ganymede on suurempi kuin Merkurius. Ne kaikki näkyvät kiikareilla.
Voyagers löysi Ion pinnalta useita aktiivisia tulivuoria, jotka sinkoavat materiaalia satojen kilometrien päähän ylöspäin. Ion pinta on peitetty punertavilla rikkikerrostumilla ja rikkidioksidin vaaleilla täplillä - tulivuorenpurkausten tuotteilla. Rikkidioksidi muodostaa kaasuna Ion erittäin ohuen ilmakehän. Tulivuoren toiminnan energia saadaan planeetan vuorovesivaikutuksesta satelliittiin. Ion kiertorata kulkee Jupiterin säteilyvyöhykkeiden läpi, ja on pitkään todettu, että satelliitti on voimakkaasti vuorovaikutuksessa magnetosfäärin kanssa aiheuttaen siihen radiopurskeita. Vuonna 1973 Ion kiertoradalta löydettiin valoisten natriumatomien torus; myöhemmin sieltä löydettiin rikki-, kalium- ja happi-ioneja. Nämä aineet tyrmäävät energiset protonit säteilyvyöhykkeiltä joko suoraan Ion pinnalta tai tulivuorten kaasupilveistä. Vaikka Jupiterin vuorovesivaikutus Europaan on heikompi kuin Ioon, sen sisäpuoli voi myös olla osittain sulanut. Spektritutkimukset osoittavat, että Europan pinnalla on vesijäätä ja sen punertava sävy johtuu todennäköisesti Ion rikkisaasteesta. Iskukraatterien lähes täydellinen puuttuminen osoittaa pinnan geologisen nuoruuden. Europan jäisen pinnan taitokset ja murtumat muistuttavat Maan napamerien jääkenttiä; Europalla on luultavasti nestemäistä vettä jääkerroksen alla. Ganymede on aurinkokunnan suurin kuu. Sen tiheys on alhainen; se koostuu luultavasti puoliksi kivestä ja puoliksi jäästä. Sen pinta näyttää oudolta ja sisältää jälkiä maankuoren laajenemisesta, joka on saattanut liittyä pinnan erilaistumiseen. Muinaisen kraatterin pinnan osia erottavat nuoremmat, satojen kilometrien pituiset ja 1-2 km leveät kaivannot, jotka sijaitsevat 10-20 km:n etäisyydellä toisistaan. Tämä on luultavasti nuorempaa jäätä, joka muodostuu veden vuotamisesta halkeamien läpi välittömästi erilaistumisen jälkeen noin 4 miljardia vuotta sitten. Callisto on samanlainen kuin Ganymede, mutta sen pinnalla ei ole jälkiä vioista; se kaikki on hyvin vanhaa ja voimakkaasti kraatteroitua. Molempien satelliittien pinta on peitetty jäällä, johon on sekoitettu regolith-tyyppisiä kiviä. Mutta jos Ganymedessa jäätä on noin 50%, niin Callistossa se on alle 20%. Ganymeden ja Calliston kivien koostumus on todennäköisesti samanlainen kuin hiilipitoisten meteoriittien koostumus. Jupiterin kuut ovat vailla ilmakehää, lukuun ottamatta Io:n harvinaistunutta vulkaanista kaasua SO2. Jupiterin kymmenestä pienestä satelliitista neljä sijaitsee lähempänä planeettaa kuin Galilean satelliitit; niistä suurin, Amalthea, on epäsäännöllisen muotoinen kraatteri (mitat 270*166*150 km). Sen tumma pinta - hyvin punainen - on mahdollisesti Ion rikin peitossa. Jupiterin ulommat pienet satelliitit on jaettu kahteen ryhmään kiertoradansa mukaan: 4 lähempänä planeettaa kiertävään suuntaan (suhteessa planeetan pyörimiseen) ja 4 kauempana vastakkaiseen suuntaan. Ne ovat kaikki pieniä ja tummia; Jupiter on luultavasti vanginnut ne Troijan ryhmän asteroidien joukosta (katso ASTEROID).
Saturnus. Toiseksi suurin jättiläinen planeetta. Se on vety-heliumplaneetta, mutta Saturnuksen suhteellinen heliumpitoisuus on pienempi kuin Jupiter; pienempi on sen keskimääräinen tiheys. Saturnuksen nopea pyöriminen johtaa sen suureen latistumiseen (11%).
SATURN ja sen kuut kuvattu Voyager-avaruusluotaimen ohilennolla.
Teleskoopissa Saturnuksen kiekko ei näytä yhtä vaikuttavalta kuin Jupiter: sillä on ruskehtavan oranssi väri ja heikosti määritellyt vyöt ja vyöhykkeet. Syynä on, että sen ilmakehän yläosat ovat täynnä valoa sirottavaa ammoniakkisumua (NH3). Saturnus on kauempana Auringosta, joten sen yläilmakehän lämpötila (90 K) on 35 K alhaisempi kuin Jupiterin ja ammoniakki on kondensoituneessa tilassa. Syvyyden myötä ilmakehän lämpötila nousee 1,2 K/km, joten pilvirakenne muistuttaa Jupiterin rakennetta: ammoalla on vesipilvien kerros. Vedyn ja heliumin lisäksi Saturnuksen ilmakehässä havaittiin spektroskooppisesti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ja PH3. Saturnus muistuttaa sisäiseltä rakenteeltaan myös Jupiteria, vaikka sen pienemmän massan vuoksi sen keskipaine ja lämpötila ovat alhaisemmat (75 miljoonaa baaria ja 10 500 K). Saturnuksen magneettikenttä on verrattavissa maan magneettikenttään. Kuten Jupiter, Saturnus lähettää sisäistä lämpöä, kaksi kertaa enemmän kuin se vastaanottaa Auringosta. Totta, tämä suhde on suurempi kuin Jupiterin, koska kaksi kertaa kauempana oleva Saturnus saa neljä kertaa vähemmän lämpöä Auringosta.
Saturnuksen renkaat. Saturnusta ympäröi ainutlaatuisen voimakas rengasjärjestelmä jopa 2,3 planeetan säteen etäisyydeltä. Ne ovat helposti erotettavissa kaukoputken läpi tarkasteltuna, ja lähietäisyydeltä tutkittuna ne osoittavat poikkeuksellista monimuotoisuutta: massiivisesta B-renkaasta kapeaan F-renkaaseen, spiraalitiheysaalloista Voyagersin löytämiin täysin odottamattomiin säteittäisiin "pinoihin". Saturnuksen renkaita täyttävät hiukkaset heijastavat valoa paljon paremmin kuin Uranuksen ja Neptunuksen tummien renkaiden materiaali; Heidän tutkimuksensa eri spektrialueilla osoittaa, että nämä ovat "likaisia lumipalloja", joiden mitat ovat metrin luokkaa. Saturnuksen kolme klassista rengasta, järjestyksessä uloimmasta sisäpuolelle, on merkitty kirjaimilla A, B ja C. B-rengas on melko tiheä: Voyagerin radiosignaalit kulkivat sen läpi vaikeasti. A- ja B-renkaiden välinen 4 000 kilometrin rako, jota kutsutaan Cassini-fissioksi (tai aukoksi), ei itse asiassa ole tyhjä, vaan sen tiheys on verrattavissa vaaleaan C-renkaaseen, jota aiemmin kutsuttiin kreppirenkaaksi. A-renkaan ulkoreunan lähellä on vähemmän näkyvä Encke-rako. Vuonna 1859 Maxwell päätteli, että Saturnuksen renkaiden on koostuttava planeetta kiertävistä yksittäisistä hiukkasista. 1800-luvun lopulla. Tämä vahvistettiin spektrihavainnoista, jotka osoittivat, että renkaiden sisäosat pyörivät nopeammin kuin ulommat. Koska renkaat sijaitsevat planeetan päiväntasaajan tasossa ja ovat siten 27° kallistettuina kiertoradan tasoon, maa putoaa renkaiden tasolle kahdesti 29,5 vuodessa, ja havaitsemme ne reunat vastakkain. Tällä hetkellä renkaat "katoavat", mikä osoittaa niiden erittäin pienen paksuuden - enintään muutaman kilometrin. Pioneer 11:n (1979) ja Voyagersin (1980 ja 1981) renkaiden yksityiskohtaiset kuvat osoittivat paljon odotettua monimutkaisempaa rakennetta. Renkaat on jaettu satoihin yksittäisiin renkaisiin, joiden tyypillinen leveys on useita satoja kilometrejä. Jopa Cassini-raossa oli ainakin viisi rengasta. Yksityiskohtainen analyysi osoitti, että renkaat ovat heterogeenisiä sekä kooltaan että mahdollisesti hiukkaskoostumukseltaan. Renkaiden monimutkainen rakenne johtuu todennäköisesti niitä lähellä olevien pienten satelliittien gravitaatiovaikutuksesta, jotka olivat aiemmin tuntemattomia. Todennäköisesti epätavallisin on ohuin F-rengas, jonka Pioneer löysi 4000 km:n etäisyydeltä A-renkaan ulkoreunasta vuonna 1979. Voyager 1 havaitsi, että F-rengas oli kiertynyt ja punottu kuin punos, mutta lensi ohi 9 kuukaudet. myöhemmin Voyager 2 havaitsi F-renkaan rakenteen paljon yksinkertaisemmiksi: aineen "säikeet" eivät enää kietoutuneet toisiinsa. Tämä rakenne ja sen nopea kehitys selittyvät osittain kahden pienen kuun (Prometheus ja Pandora) vaikutuksella, jotka liikkuvat tämän renkaan ulko- ja sisäreunoilla; niitä kutsutaan "vahtikoiriksi". On kuitenkin mahdollista, että itse F-renkaan sisällä voi olla jopa pienempiä kappaleita tai tilapäisiä ainekertymiä.
Satelliitit. Saturnuksella on vähintään 18 kuuta. Suurin osa niistä on todennäköisesti jäätä. Joillakin on erittäin mielenkiintoiset kiertoradat. Esimerkiksi Januksella ja Epimetheuksella on lähes samat kiertoradan säteet. Dionen kiertoradalla, 60° sitä edellä (tätä sijaintia kutsutaan johtavaksi Lagrange-pisteeksi), pienempi satelliitti Helena liikkuu. Tethysiä seuraa kaksi pientä satelliittia - Telesto ja Calypso - kiertoradansa johtavissa ja jäljessä olevissa Lagrange-pisteissä. Seitsemän Saturnuksen satelliitin (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ja Iapetus) säteet ja massat mitattiin hyvällä tarkkuudella. Ne ovat kaikki pääosin jäisiä. Pienemmillä on tiheys 1-1,4 g/cm3, mikä on lähellä vesijään tiheyttä, jossa on enemmän tai vähemmän kiviseoksia. Vielä ei ole selvää, sisältävätkö ne metaania ja ammoniakkijäätä. Titaanin suurempi tiheys (1,9 g/cm3) on seurausta sen suuresta massasta, joka puristaa sisäosia. Titan on halkaisijaltaan ja tiheydeltään hyvin samanlainen kuin Ganymede; Todennäköisesti niiden sisäinen rakenne on samanlainen. Titan on aurinkokunnan toiseksi suurin kuu, ja se on ainutlaatuinen siinä, että sillä on pysyvä, voimakas ilmakehä, joka koostuu pääasiassa typestä ja pienestä määrästä metaania. Paine sen pinnalla on 1,6 bar, lämpötila 90 K. Tällaisissa olosuhteissa Titanin pinnalla voi olla nestemäistä metaania. Ilmakehän ylemmät kerrokset 240 kilometrin korkeuteen asti ovat täynnä oransseja pilviä, jotka koostuvat luultavasti Auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta syntetisoitujen orgaanisten polymeerien hiukkasista. Loput Saturnuksen kuut ovat liian pieniä ilmakehän luomiseksi. Niiden pinnat ovat jään peitossa ja voimakkaasti kraateroituneita. Vain Enceladuksen pinnalla on huomattavasti vähemmän kraattereita. On todennäköistä, että Saturnuksen vuoroveden vaikutus säilyttää sen sisäosan sulassa tilassa, ja meteoriitin törmäykset johtavat veden vuotamiseen ja kraatterien täyttämiseen. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että Enceladuksen pinnalta peräisin olevat hiukkaset muodostivat leveän E-renkaan, joka ulottuu sen kiertoradalla. Erittäin mielenkiintoinen satelliitti on Iapetus, jonka takapuolipallo (suhteessa kiertoradan liikkeen suuntaan) on jään peitossa ja heijastaa 50 % tulevasta valosta, ja etupuolipallo on niin tumma, että se heijastaa vain 5 % valosta; se on peitetty jollakin hiilipitoisten meteoriittien aineella. On mahdollista, että Saturnuksen ulkosatelliitin Phoeben pinnalta meteoriittiiskujen vaikutuksesta sinkoutunut materiaali vaikuttaa Iapetuksen etupuolipalloon. Periaatteessa tämä on mahdollista, koska Phoebe liikkuu kiertoradalla vastakkaiseen suuntaan. Lisäksi Phoeben pinta on melko tumma, mutta siitä ei ole vielä tarkkaa tietoa.
Uranus. Uranus on väriltään merenvihreä ja näyttää omituiselta, koska sen ilmakehän yläkerrokset ovat täynnä sumua, jonka läpi sen lähellä vuonna 1986 lentäneen Voyager 2 -luotaimen oli vaikeuksia nähdä muutamia pilviä. Planeetan akseli on vinossa kiertoradan akseliin nähden 98,5°, ts. sijaitsee lähes kiertoradan tasolla. Siksi jokainen napa on jonkin aikaa suoraan kohti aurinkoa ja menee sitten varjoon kuudeksi kuukaudeksi (42 maan vuodeksi). Uranuksen ilmakehä sisältää pääasiassa vetyä, 12-15 % heliumia ja muutamia muita kaasuja. Ilmakehän lämpötila on noin 50 K, vaikka ylemmissä harvinaisissa kerroksissa se nousee päivällä 750 K ja yöllä 100 K. Uranuksen magneettikenttä on pinnalla hieman heikompi kuin Maan voimakkuus ja sen akseli on 55° kallistettu planeetan pyörimisakseliin nähden. Planeetan sisäisestä rakenteesta tiedetään vähän. Pilvikerros ulottuu luultavasti 11 000 km:n syvyyteen, jota seuraa 8 000 km syvä kuumavesimeri ja sen alapuolella 7 000 km säteellä oleva sula kiven ydin.
Sormukset. Vuonna 1976 löydettiin ainutlaatuiset Uranuksen renkaat, jotka koostuvat yksittäisistä ohuista renkaista, joista levein on 100 km paksu. Renkaat sijaitsevat 1,5 - 2,0 säteen etäisyydellä planeetan keskustasta. Toisin kuin Saturnuksen renkaat, Uranuksen renkaat on tehty suurista, tummista kivistä. Uskotaan, että jokainen rengas sisältää pienen satelliitin tai jopa kaksi satelliittia, kuten Saturnuksen F-renkaassa.
Satelliitit. 20 Uranuksen satelliittia on löydetty. Suurin - Titania ja Oberon - halkaisijaltaan 1500 km. On 3 muuta isoa, yli 500 km kooltaan, loput ovat hyvin pieniä. Viiden suuren satelliitin pintaspektrit osoittavat suuria määriä vesijäätä. Kaikkien satelliittien pinnat ovat meteoriittikraattereiden peitossa.
Neptunus. Ulkoisesti Neptunus on samanlainen kuin Uranus; sen spektriä hallitsevat myös metaanin ja vedyn nauhat. Neptunuksen lämpövirta ylittää huomattavasti siihen osuvan auringon lämmön tehon, mikä osoittaa olemassaolon sisäinen lähde energiaa. On mahdollista, että suuri osa sisäisestä lämmöstä vapautuu massiivisen kuun Tritonin aiheuttamien vuorovesien seurauksena, joka kiertää vastakkaiseen suuntaan 14,5 planeetan säteen etäisyydellä. Voyager 2, joka lensi vuonna 1989 5000 kilometrin etäisyydellä pilvikerroksesta, löysi 6 muuta satelliittia ja 5 rengasta lähellä Neptunusta. Suuri pimeä piste ja monimutkainen pyörrevirtausjärjestelmä löydettiin ilmakehästä. Tritonin vaaleanpunainen pinta paljasti hämmästyttäviä geologisia piirteitä, mukaan lukien voimakkaat geysirit. Voyagerin löytämä kuu Proteus osoittautui suuremmaksi kuin Nereid, joka löydettiin Maasta vuonna 1949.
Pluto. Plutolla on erittäin pitkänomainen ja kalteva kiertorata; perihelionissa se lähestyy Aurinkoa 29,6 AU. ja siirtyy pois aphelionissa 49,3 AU:ssa. Vuonna 1989 Pluto ohitti perihelin; Vuodesta 1979 vuoteen 1999 se oli lähempänä aurinkoa kuin Neptunus. Pluton kiertoradan korkean kaltevuuden vuoksi sen polku ei kuitenkaan koskaan leikkaa Neptunuksen kanssa. Pluton keskimääräinen pintalämpötila on 50 K, se vaihtelee aphelionista periheliin 15 K, mikä on varsin havaittavissa niin alhaisissa lämpötiloissa. Erityisesti tämä johtaa harvennetun metaani-ilmakehän ilmestymiseen aikana, jolloin planeetta kulkee perihelionin läpi, mutta sen paine on 100 000 kertaa pienempi kuin Maan ilmakehän paine. Pluto ei voi säilyttää ilmakehään pitkään, koska se on pienempi kuin Kuu. Pluton kuu Charon kiertää planeetan lähellä 6,4 päivän välein. Sen kiertorata on erittäin voimakkaasti kallistettu ekliptiikkaan, joten pimennykset tapahtuvat vain harvoin, kun maa kulkee Charonin kiertoradan tason läpi. Pluton kirkkaus muuttuu säännöllisesti 6,4 päivän ajanjaksolla. Näin ollen Pluto pyörii synkronisesti Charonin kanssa ja sen pinnalla on suuria täpliä. Suhteessa planeetan kokoon Charon on erittäin suuri. Pluto-Charon-paria kutsutaan usein "kaksoisplaneetaksi". Aikoinaan Pluton uskottiin olevan Neptunuksen karannut kuu, mutta Charonin löytämisen myötä tämä näyttää epätodennäköiseltä.
PLANEETAT: VERTAILEVA ANALYYSI
Sisäinen rakenne. Aurinkokunnan esineet heidän näkökulmastaan sisäinen rakenne voidaan jakaa 4 luokkaan: 1) komeetat, 2) pienet kappaleet, 3) maanpäälliset planeetat, 4) kaasujättiläiset. Komeetat ovat yksinkertaisia jäisiä kappaleita, joilla on erityinen koostumus ja historia. Pienten kappaleiden luokkaan kuuluvat kaikki muut taivaankappaleet, joiden säde on alle 200 km: planeettojen väliset pölyjyvät, planeettarenkaiden hiukkaset, pienet satelliitit ja useimmat asteroidit. Aurinkokunnan evoluution aikana ne kaikki menettivät alkukertymän aikana vapautuneen lämmön ja jäähtyivät, eivätkä ne olleet tarpeeksi suuria lämpenemään niissä tapahtuvan radioaktiivisen hajoamisen vuoksi. Maanpäälliset planeetat ovat hyvin erilaisia: "rautaisesta" Merkuriuksesta mystiseen jääjärjestelmään Pluto - Charon. Suurimpien planeettojen lisäksi muodollisten kriteerien mukaan Aurinko luokitellaan joskus kaasujättiläiseksi. Tärkein parametri, joka määrittää planeetan koostumuksen, on keskimääräinen tiheys ( täysi massa jaettuna kokonaistilavuudella). Sen merkitys osoittaa välittömästi, millainen planeetta se on - "kivi" (silikaatit, metallit), "jää" (vesi, ammoniakki, metaani) tai "kaasu" (vety, helium). Vaikka Merkuriuksen ja Kuun pinnat ovat hämmästyttävän samankaltaisia, niiden sisäinen koostumus on täysin erilainen, koska Merkuriuksen keskimääräinen tiheys on 1,6 kertaa suurempi kuin Kuun. Samaan aikaan elohopean massa on pieni, mikä tarkoittaa, että sen suuri tiheys ei johdu pääasiassa aineen puristumisesta painovoiman vaikutuksesta, vaan erityisestä kemiallinen koostumus: Elohopea sisältää 60-70 % metalleja ja 30-40 % silikaatteja massasta. Merkuriuksen metallipitoisuus massayksikköä kohti on huomattavasti korkeampi kuin minkään muun planeetan. Venus pyörii niin hitaasti, että sen päiväntasaajan pullistuma mittaa vain metrin murto-osia (Maan pituus on 21 km) eikä se voi paljastaa mitään planeetan sisäisestä rakenteesta. Sen gravitaatiokenttä korreloi pinnan topografian kanssa, toisin kuin Maa, jossa maanosat "kelluvat". On mahdollista, että vaipan jäykkyys kiinnittää Venuksen maanosat, mutta on mahdollista, että Venuksen topografiaa ylläpitää dynaamisesti sen vaipan energinen konvektio. Maan pinta on huomattavasti nuorempi kuin muiden aurinkokunnan kappaleiden pinnat. Syynä tähän on pääasiassa laattatektoniikan seurauksena maankuoren intensiivinen käsittely. Eroosiolla nestemäisen veden vaikutuksesta on myös huomattava vaikutus. Useimpien planeettojen ja kuuiden pintoja hallitsevat rengasrakenteet, jotka liittyvät törmäyskraatteriin tai tulivuoreihin; Maapallolla levytektoniikka on saanut sen suurimmat ylängöt ja alangot olemaan lineaarisia. Esimerkkinä ovat vuoristot, jotka kasvavat kahden levyn törmäyksessä; valtamerihautoja, jotka merkitsevät paikkoja, joissa yksi levy liukuu toisen alle (subduktioalueet); sekä valtameren keskiharjanteita paikoissa, joissa kaksi levyä eroavat vaipasta nousevan nuoren kuoren vaikutuksesta (levitysalueet). Siten maan pinnan kohokuvio heijastaa sen sisäpuolen dynamiikkaa. Pienet näytteet Maan ylävaipasta tulevat saataville laboratoriotutkimuksiin, kun ne nousevat pintaan osana magmaisia kiviä. Ultramafiset sulkeumat tunnetaan (ultramafiset kivet, vähäsilikaattiset ja runsaasti Mg- ja Fe-pitoisuuksia), jotka sisältävät mineraaleja, jotka muodostuvat vain silloin, kun korkea verenpaine(esimerkiksi timantti) sekä parilliset mineraalit, jotka voivat esiintyä rinnakkain vain, jos ne on muodostettu korkeassa paineessa. Nämä sulkemiset mahdollistivat ylävaipan koostumuksen arvioinnin riittävällä tarkkuudella n. syvyyteen asti. 200 km. Syvän vaipan mineraloginen koostumus ei ole niin hyvin tiedossa, koska lämpötilan jakautumisesta syvyyteen ei ole vielä tarkkaa tietoa eikä syvämineraalien päävaiheita ole toistettu laboratoriossa. Maan ydin on jaettu ulkoiseen ja sisäiseen. Ulompi ydin ei välitä poikittaisia seismisä aaltoja, joten se on nestemäistä. Kuitenkin 5200 km:n syvyydessä ydinmateriaali alkaa jälleen johtaa poikittaisia aaltoja, mutta alhaisella nopeudella; tämä tarkoittaa, että sisäydin on osittain jäässä. Ytimen tiheys on pienempi kuin puhtaalla rauta-nikkeli-nesteellä, luultavasti rikkiepäpuhtauksien vuoksi. Neljännes Marsin pinnasta on Tharsis Rise -virralla, joka kohoaa 7 km planeetan keskimääräiseen säteeseen verrattuna. Siellä sijaitsee suurin osa tulivuorista, joiden muodostumisen aikana laava levisi pitkän matkan päähän, mikä on tyypillistä sulaille, runsaasti rautaa sisältäville kiville. Yksi syy Marsin tulivuorten (aurinkokunnan suurimpiin) valtavaan kokoon on se, että toisin kuin Maalla, Marsissa ei ole levyjä, jotka liikkuvat suhteessa vaipan kuumiin kohtiin, joten tulivuoret kasvavat yhdessä paikassa pitkään. Marsilla ei ole magneettikenttää eikä seismistä aktiivisuutta ole havaittu. Sen maaperä sisälsi paljon rautaoksideja, mikä viittaa pohjamaan huonoon erilaistumiseen.
Sisäinen lämpö. Monet planeetat lähettävät enemmän lämpöä kuin ne saavat Auringosta. Planeetan suolistossa syntyvän ja varastoidun lämmön määrä riippuu sen historiasta. Muodostuvan planeetan tärkein lämmönlähde on meteoriittipommitukset; Lämpöä vapautuu sitten pinnan erilaistuessa, kun tiheimmät komponentit, kuten rauta ja nikkeli, asettuvat kohti keskustaa ja muodostavat ytimen. Jupiter, Saturnus ja Neptunus (mutta jostain syystä ei Uranus) säteilevät edelleen lämpöä, jonka he varastoivat muodostuessaan 4,6 miljardia vuotta sitten. Maanpäällisille planeetoille nykyisen aikakauden tärkeä lämmönlähde on radioaktiivisten alkuaineiden - uraanin, toriumin ja kaliumin - hajoaminen, jotka sisältyivät pieninä määrinä alkuperäiseen kondriittiseen (auringon) koostumukseen. Liikeenergian hajoaminen vuoroveden muodonmuutoksissa - niin kutsuttu "vuorovesihäviö" - on Io:n pääasiallinen lämmityslähde ja sillä on merkittävä rooli joidenkin planeettojen kehityksessä, joiden pyöriminen (esimerkiksi Merkurius) hidastui. vuoroveden myötä.
Konvektio vaipassa. Jos nestettä kuumennetaan tarpeeksi voimakkaasti, siinä kehittyy konvektiota, koska lämmönjohtavuus ja säteily eivät kestä paikallisesti syötettyä lämpövirtaa. Saattaa tuntua oudolta sanoa, että maanpäällisten planeettojen sisäosat ovat nesteen tavoin konvektion peitossa. Emmekö tiedä, että seismologian mukaan poikittaiset aallot etenevät maan vaipassa ja siksi vaippa ei koostu nesteestä, vaan kiinteästä kalliosta? Mutta otetaanpa tavallinen lasikitti: hitaasti puristettuna se käyttäytyy kuin viskoosi neste, jyrkästi puristettaessa se käyttäytyy elastisena kappaleena ja lyötynä se käyttäytyy kuin kivi. Tämä tarkoittaa, että ymmärtääksemme, miten aine käyttäytyy, meidän on otettava huomioon prosessien aika-asteikko. Poikittaiset seismiset aallot kulkevat maan sisäpuolen läpi minuuteissa. Miljoonien vuosien geologisella aikaskaalalla kivet muuttavat plastisesti muotoaan, jos niihin kohdistuu jatkuvasti merkittävää rasitusta. Hämmästyttävää kyllä, maankuori on edelleen suoriutumassa ja palaa siihen muotoon, joka se oli ennen viimeistä jäätikköä, joka päättyi 10 000 vuotta sitten. Tutkittuaan Skandinavian nousevien rannikoiden ikää N. Haskel laski vuonna 1935, että maan vaipan viskositeetti on 1023 kertaa suurempi kuin nestemäisen veden viskositeetti. Mutta jopa samaan aikaan matemaattinen analyysi osoittaa, että maan vaippa on intensiivisessä konvektiossa (tällainen maan sisäpuolen liike voitaisiin nähdä kiihdytetyssä elokuvassa, jossa miljoona vuotta kuluu sekunnissa). Samankaltaiset laskelmat osoittavat, että Venuksella, Marsilla ja vähemmässä määrin Merkuriuksella ja Kuulla on luultavasti myös konvektiiviset vaipat. Olemme vasta alkamassa selvittää kaasujättiplaneettojen konvektion luonnetta. Tiedetään, että konvektiivisiin liikkeisiin vaikuttaa voimakkaasti jättimäisten planeettojen ympärillä oleva nopea pyöriminen, mutta konvektiota on erittäin vaikea tutkia kokeellisesti pyörivässä pallossa, jossa on painovoima. Tähän asti tarkimmat tämän tyyppiset kokeet on tehty mikrogravitaatioolosuhteissa matalalla Maan kiertoradalla. Nämä kokeet yhdessä teoreettisten laskelmien ja numeeristen mallien kanssa osoittivat, että konvektio tapahtuu putkissa, jotka ovat pitkänomaisia planeetan pyörimisakselia pitkin ja jotka ovat kaarevia sen pallomaisuuden mukaisesti. Tällaisia konvektiivisia soluja kutsutaan "banaaneiksi" niiden muodon vuoksi. Kaasujättiplaneettojen paine vaihtelee 1 barista pilven huipuilla noin 50 Mbariin keskellä. Siksi niiden pääkomponentti - vety - pysyy eri tasoilla eri vaiheissa. Yli 3 Mbar:n paineessa tavallisesta molekyylivetyä tulee litiumin kaltainen nestemäinen metalli. Laskelmat osoittavat, että Jupiter koostuu pääasiassa metallista vedystä. Ja Uranuksella ja Neptunuksella on ilmeisesti pidennetty nestemäisen veden vaippa, joka on myös hyvä johdin.
Magneettikenttä. Planeetan ulkoinen magneettikenttä kuljettaa tärkeitä tietoja sen sisäpuolen liikkeestä. Se on magneettikenttä, joka asettaa vertailukehyksen, jossa tuulen nopeus mitataan jättiläisplaneetan pilvisessä ilmakehässä; Juuri tämä osoittaa, että Maan nestemäisessä metalliytimessä on voimakkaita virtauksia ja aktiivista sekoittumista tapahtuu Uranuksen ja Neptunuksen vesivaippaissa. Päinvastoin, vahvan magneettikentän puuttuminen Venuksesta ja Marsista rajoittaa niiden sisäistä dynamiikkaa. Maan planeettojen joukossa Maan magneettikentän voimakkuus on erinomainen, mikä osoittaa aktiivisen dynamovaikutuksen. Vahvan magneettikentän puuttuminen Venuksesta ei tarkoita, että sen ydin olisi jähmettynyt: todennäköisimmin planeetan hidas pyöriminen estää dynamoilmiön. Uranuksella ja Neptunuksella on identtiset magneettiset dipolit, joilla on suuri kaltevuus planeettojen akseleihin nähden ja siirtymä suhteessa niiden keskuksiin; tämä osoittaa, että niiden magnetismi on peräisin vaipaista eikä ytimistä. Jupiterin satelliiteilla - Iolla, Europalla ja Ganymedeella - on omat magneettikenttänsä, mutta Callistolla ei ole. Kuusta on löydetty jäännösmagnetismi.
Tunnelma. Auringolla, kahdeksalla planeetalla yhdeksästä ja kolmella 63 satelliitista on ilmakehä. Jokaisella ilmakehällä on oma erityinen kemiallinen koostumus ja käyttäytymistyyppi, jota kutsutaan "sääksi". Ilmakehät jaetaan kahteen ryhmään: maanpäällisillä planeetoilla mantereiden tai valtameren tiheys määrää olosuhteet ilmakehän alarajalla, kun taas kaasujättiläisillä ilmakehä on lähes pohjaton. Maanpäällisillä planeetoilla ohut (0,1 km) ilmakehän kerros lähellä pintaa kuumenee tai jäähtyy jatkuvasti siitä, ja liikkeen aikana kitkaa ja turbulenssia (epätasaisesta maastosta johtuen); tätä kerrosta kutsutaan pinta- tai rajakerrokseksi. Aivan pinnalla molekyyliviskositeetti "liimaa" ilmakehän maahan, joten kevytkin tuuli luo voimakkaan pystysuuntaisen nopeusgradientin, joka voi aiheuttaa turbulenssia. Ilman lämpötilan muutosta korkeuden mukaan ohjaa konvektiivinen epävakaus, koska alla oleva ilma lämpenee lämpimän pinnan vaikutuksesta, muuttuu kevyemmäksi ja kelluu; nouseessaan matalapainealueella se laajenee ja säteilee lämpöä avaruuteen, jolloin se jäähtyy, tihenee ja vajoaa. Konvektion seurauksena ilmakehän alemmissa kerroksissa muodostuu adiabaattinen pystysuora lämpötilagradientti: esimerkiksi Maan ilmakehässä ilman lämpötila laskee korkeuden myötä 6,5 K/km. Tämä tilanne on olemassa tropopausiin asti (kreikaksi "tropo" - käännös, "tauko" - lakkaa), rajoittaen ilmakehän alemman kerroksen, jota kutsutaan troposfääriksi. Täällä tapahtuvat muutokset, joita kutsumme sääksi. Maapallon lähellä tropopaussi esiintyy 8-18 km korkeudessa; päiväntasaajalla se on 10 km korkeampi kuin navoilla. Koska tiheys pienenee eksponentiaalisesti korkeuden myötä, 80% maapallon ilmakehän massasta on troposfäärissä. Se sisältää myös lähes kaiken vesihöyryn ja siten säätä luovat pilvet. Venuksella hiilidioksidi ja vesihöyry sekä rikkihappo ja rikkidioksidi imevät lähes kaiken pinnan lähettämän infrapunasäteilyn. Tämä aiheuttaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, ts. johtaa siihen, että Venuksen pintalämpötila on 500 K korkeampi kuin se olisi ollut infrapunasäteilyä läpäisevässä ilmakehässä. Tärkeimmät "kasvihuonekaasut" maapallolla ovat vesihöyry ja hiilidioksidi, jotka nostavat lämpötilaa 30 K. Marsissa hiilidioksidi ja ilmapöly aiheuttavat heikon, vain 5 K:n kasvihuoneilmiön. Venuksen kuuma pinta estää kaasujen vapautumisen. rikkiä ilmakehästä sitomalla sitä pintaan Venuksen alempi ilmakehä on rikastettu rikkidioksidilla, joten 50–80 km korkeudessa on tiheä rikkihappopilvien kerros. Pieni määrä rikkiä sisältäviä aineita löytyy myös maan ilmakehään varsinkin voimakkaiden tulivuorenpurkausten jälkeen. Rikkiä ei ole havaittu Marsin ilmakehästä, joten sen tulivuoret ovat passiivisia nykyisellä aikakaudella. Maapallolla vakaa lämpötilan lasku troposfäärin korkeudella korvataan tropopaussin yläpuolella lämpötilan nousulla korkeuden mukana. Siksi siellä on erittäin vakaa kerros, jota kutsutaan stratosfääriksi (latinaksi stratum - kerros, lattia). Pysyvien ohuiden aerosolikerrosten olemassaolo ja radioaktiivisten alkuaineiden pitkä oleskelu sieltä ydinräjähdyksiä toimivat suorana todisteena sekoittumisen puuttumisesta stratosfäärissä. Maan stratosfäärissä lämpötila jatkaa nousuaan korkeuden myötä stratopausiin saakka, joka tapahtuu noin n. 50 km. Lämmönlähde stratosfäärissä on otsonin fotokemialliset reaktiot, jonka pitoisuus on suurin n. korkeudella. 25 km. Otsoni absorboi ultraviolettisäteilyä, joten alle 75 kilometrin etäisyydellä siitä lähes kaikki muuttuu lämmöksi. Stratosfäärin kemia on monimutkainen. Otsonia muodostuu pääasiassa päiväntasaajan alueilla, mutta sen suurin pitoisuus on napojen yläpuolella; Tämä osoittaa, että otsonitasoihin ei vaikuta ainoastaan kemia, vaan myös ilmakehän dynamiikka. Marsissa on myös korkeammat otsonipitoisuudet napojen yläpuolella, erityisesti talvinavalla. Marsin kuivassa ilmakehässä on suhteellisen vähän hydroksyyliradikaaleja (OH), jotka tuhoavat otsonia. Jättiplaneettojen ilmakehän lämpötilaprofiilit määritettiin maanpäällisistä tähtien peittämishavainnoista ja luotaintiedoista, erityisesti radiosignaalien vaimenemisesta, kun luotain saapuu planeetalle. Jokaisella planeetalla on tropopaussi ja stratosfääri, joiden yläpuolella sijaitsevat termosfääri, eksosfääri ja ionosfääri. Jupiterin, Saturnuksen ja Uranuksen termosfäärien lämpötila on vastaavasti n. 1000, 420 ja 800 K. Uranuksen korkea lämpötila ja suhteellisen alhainen painovoima mahdollistavat ilmakehän ulottuvan renkaisiin. Tämä aiheuttaa jarrutusta ja pölyhiukkasten nopeaa putoamista. Koska Uranuksen renkaissa havaitaan edelleen pölykaistoja, siellä täytyy olla pölyn lähde. Vaikka troposfäärin ja stratosfäärin lämpötilarakenteella eri planeettojen ilmakehissä on paljon yhteistä, niiden kemiallinen koostumus vaihtelee suuresti. Venuksen ja Marsin ilmakehät koostuvat enimmäkseen hiilidioksidista, mutta edustavat kahta ääriesimerkkiä ilmakehän evoluutiosta: Venuksella on tiheä ja kuuma ilmakehä, kun taas Marsin ilmakehä on kylmä ja ohut. On tärkeää ymmärtää, asettuuko maapallon ilmakehä lopulta johonkin näistä kahdesta tyypistä ja ovatko nämä kolme ilmakehää aina olleet niin erilaisia. Planeetan lähdeveden kohtalo voidaan määrittää mittaamalla deuteriumpitoisuus suhteessa vedyn kevyeen isotooppiin: D/H-suhde asettaa rajan planeetalta poistuvan vedyn määrälle. Veden massa Venuksen ilmakehässä on nyt 10-5 Maan valtamerten massasta. Mutta Venuksen D/H-suhde on 100 kertaa suurempi kuin maan päällä. Jos tämä suhde oli aluksi sama Maalla ja Venuksella ja Venuksen vesivarannot eivät täyttyneet sen evoluution aikana, niin Venuksen D/H-suhteen satakertainen kasvu tarkoittaa, että siellä oli joskus sata kertaa enemmän vettä kuin nyt. Selitystä tälle haetaan yleensä "kasvihuoneen haihtumisen" teorian avulla, jonka mukaan Venus ei koskaan ollut tarpeeksi kylmä, jotta vesi tiivistyisi sen pinnalle. Jos vesi täytti aina ilmakehän höyryn muodossa, niin vesimolekyylien fotodissosiaatio johti vedyn vapautumiseen, jonka kevyt isotooppi haihtui ilmakehästä avaruuteen ja jäljelle jäänyt vesi rikastui deuteriumilla. Erittäin kiinnostava on voimakas ero Maan ja Venuksen ilmakehissä. Uskotaan, että maanpäällisten planeettojen nykyaikainen ilmakehä muodostui sisätilojen kaasunpoiston seurauksena; tässä tapauksessa vapautui pääasiassa vesihöyryä ja hiilidioksidia. Maapallolla vesi keskittyi valtamereen ja hiilidioksidi jäi loukkuun sedimenttikiviin. Mutta Venus on lähempänä aurinkoa, se on kuuma eikä siellä ole elämää; siksi hiilidioksidia jäi ilmakehään. Vesihöyry hajoaa vedyksi ja hapeksi auringonvalon vaikutuksesta; vety haihtui avaruuteen ( myös maan ilmakehä menettää nopeasti vetyä) ja happi sitoutui kiviin. Totta, näiden kahden ilmakehän välinen ero voi osoittautua syvemmäksi: vieläkään ei ole selitystä sille, että Venuksen ilmakehässä on paljon enemmän argonia kuin Maan ilmakehässä. Marsin pinta on nyt kylmä ja kuiva aavikko. Päivän lämpimimpänä aikana lämpötilat voivat olla hieman veden normaalin jäätymispisteen yläpuolella, mutta matala ilmanpaine estää Marsin pinnalla olevan veden olevan nestemäistä: jää muuttuu välittömästi höyryksi. Marsissa on kuitenkin useita kanjoneita, jotka muistuttavat kuivia jokien uomaa. Jotkut niistä näyttävät kaivanneen lyhyiden mutta katastrofaalisen voimakkaiden vesivirtojen takia, kun taas toisissa näkyy syviä rotkoja ja laaja laaksoverkosto, mikä osoittaa alankoisten jokien todennäköisen pitkän olemassaolon Marsin historian alkuaikoina. On myös morfologisia viitteitä siitä, että Marsin vanhat kraatterit ovat eroosion tuhoamia paljon enemmän kuin nuoret, ja tämä on mahdollista vain, jos Marsin ilmakehä olisi paljon tiheämpi kuin nyt. 1960-luvun alussa Marsin napakansien uskottiin koostuvan vesijäästä. Mutta vuonna 1966 R. Leighton ja B. Murray tutkivat planeetan lämpötasapainoa ja osoittivat, että hiilidioksidin pitäisi tiivistyä suuria määriä navoille ja että kiinteän ja kaasumaisen hiilidioksidin tasapaino tulisi säilyttää napakansien ja napakorvien välillä. tunnelmaa. On outoa, että napakansien kausittainen kasvu ja supistuminen johtavat 20 % paineen vaihteluihin Marsin ilmakehässä (esimerkiksi vanhojen suihkukoneiden hytissä paineerot nousun ja laskun aikana olivat myös noin 20 %). Avaruusvalokuvissa Marsin napakorkeista näkyy hämmästyttäviä spiraalikuvioita ja porrastettuja terasseja, joita Mars Polar Lander -luotaimen (1999) oli tarkoitus tutkia, mutta se ei onnistunut laskeutumaan. Ei tiedetä tarkasti, miksi Marsin ilmakehän paine putosi niin paljon, luultavasti ensimmäisten miljardien vuoden muutamasta baarista nyt 7 millibaarin paineeseen. On mahdollista, että pintakivien rapautuminen poisti hiilidioksidia ilmakehästä ja sitoi hiiltä karbonaattikiviin, kuten tapahtui maan päällä. Pintalämpötilassa 273 K tämä prosessi voisi tuhota Marsin hiilidioksidiilmakehän useiden baarien paineella vain 50 miljoonassa vuodessa; Ilmeisesti on osoittautunut erittäin vaikeaksi ylläpitää lämmintä ja kosteaa ilmastoa Marsissa läpi aurinkokunnan historian. Samanlainen prosessi vaikuttaa myös maapallon ilmakehän hiilipitoisuuteen. Noin 60 baaria hiiltä on nyt sitoutunut maan karbonaattikiviin. On selvää, että aiemmin maan ilmakehä sisälsi paljon enemmän hiilidioksidia kuin nyt, ja ilmakehän lämpötila oli korkeampi. Suurin ero Maan ja Marsin ilmakehän evoluution välillä on se, että maan päällä levytektoniikka tukee hiilen kiertokulkua, kun taas Marsissa se on "lukossa" kiviin ja napakansiin.
Ympyräplanetaariset renkaat. On uteliasta, että jokaisella jättiläisplaneetalla on rengasjärjestelmät, mutta ei yhtäkään maanpäällistä planeettaa. Ne, jotka katsovat Saturnusta kaukoputken läpi ensimmäistä kertaa, huudahtavat usein: "No, aivan kuten kuvassa!", kun he näkevät sen hämmästyttävän kirkkaat ja selkeät renkaat. Jäljellä olevien planeettojen renkaat ovat kuitenkin lähes näkymättömiä kaukoputken läpi. Jupiterin vaalea rengas kokee salaperäisen vuorovaikutuksen magneettikenttänsä kanssa. Uranusta ja Neptunusta ympäröivät useat ohuet renkaat; näiden renkaiden rakenne heijastaa niiden resonoivaa vuorovaikutusta lähellä olevien satelliittien kanssa. Neptunuksen kolme rengaskaarta ovat erityisen kiehtovia tutkijoille, koska ne ovat selkeästi määriteltyjä sekä säteittäisessä että atsimuuttisuunnassa. Suuri yllätys oli Uranuksen kapeiden renkaiden löytäminen sen tähden peittämisen havainnoissa vuonna 1977. Tosiasia on, että on olemassa monia ilmiöitä, jotka muutamassa vuosikymmenessä voivat merkittävästi laajentaa kapeita renkaita: nämä ovat keskinäisiä hiukkasten törmäyksiä. , Poynting-Robertson-ilmiö (säteilyjarrutus) ja plasmajarrutus. Käytännön näkökulmasta kapeat renkaat, joiden sijainti voidaan mitata erittäin tarkasti, ovat osoittautuneet erittäin käteväksi hiukkasten kiertoradan liikkeen indikaattoriksi. Uranuksen renkaiden precessio on mahdollistanut massan jakautumisen planeetan sisällä. Ne, jotka ovat koskaan ajaneet pölyisellä tuulilasilla autolla kohti nousevaa tai laskevaa aurinkoa tietävät, että pölyhiukkaset hajottavat valoa voimakkaasti sen putoamissuuntaan. Tästä syystä on vaikea havaita pölyä planeettarenkaissa, kun niitä tarkkaillaan maasta, ts. auringon puolelta. Mutta joka kerta kun avaruusluotain lensi ulkoplaneetan ohi ja "katsoi taaksepäin", saimme kuvia renkaista läpäisevässä valossa. Tällaisissa Uranuksen ja Neptunuksen kuvissa löydettiin aiemmin tuntemattomia pölyrenkaita, jotka olivat paljon leveämpiä kuin pitkään tunnetut kapeat renkaat. Nykyajan astrofysiikan tärkein aihe on pyörivät levyt. Monia galaksien rakenteen selittämiseen kehitettyjä dynaamisia teorioita voidaan käyttää myös planeettarenkaiden tutkimiseen. Siten Saturnuksen renkaista tuli itsegravitaatiokiekkojen teorian testausobjekti. Näiden renkaiden itsegravitaatio-ominaisuudet osoittavat sekä spiraalitiheysaaltojen että spiraalitaivutusaaltojen esiintyminen niissä, jotka näkyvät yksityiskohtaisissa kuvissa. Saturnuksen renkaissa havaitun aaltopaketin on katsottu johtuvan planeetan voimakkaasta vaakaresonanssista sen kuu Iapetuksen kanssa, joka herättää spiraalitiheysaaltoja Cassini-divisioonan ulkoosassa. Sormusten alkuperästä on ollut monia spekulaatioita. On tärkeää, että ne sijaitsevat Roche-vyöhykkeen sisällä, ts. sellaisella etäisyydellä planeettasta, jossa hiukkasten keskinäinen vetovoima on pienempi kuin niiden ja planeetan välisten vetovoimien ero. Roche-vyöhykkeen sisällä planeettasatelliittia ei voida muodostaa sironneista hiukkasista. Ehkä renkaiden materiaali on pysynyt "luottamatta" itse planeetan muodostumisesta lähtien. Mutta ehkä nämä ovat jälkiä viimeaikaisesta katastrofista - kahden satelliitin törmäyksestä tai planeetan vuorovesivoimien aiheuttamasta satelliitin tuhoutumisesta. Jos keräät kaiken materiaalin Saturnuksen renkaista, saat rungon, jonka säde on n. 200 km. Muiden planeettojen renkaissa on paljon vähemmän ainetta.
AURINKOJÄRJESTELMÄN PIENET RUNKOT
Asteroidit. Monet pienet planeetat - asteroidit - kiertävät Auringon pääasiassa Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä. Tähtitieteilijät ottivat nimen "asteroidi", koska ne näyttävät kaukoputkessa himmeiltä tähdiltä (asteri on kreikkaa "tähti"). Aluksi he luulivat, että nämä olivat palasia kerran olemassa olevasta suuresta planeettasta, mutta sitten kävi selväksi, että asteroidit eivät koskaan muodostaneet yhtä kappaletta; todennäköisimmin tämä aine ei pystynyt yhdistymään planeetalle Jupiterin vaikutuksesta. On arvioitu, että kaikkien aikakautemme asteroidien kokonaismassa on vain 6 % Kuun massasta; puolet tästä massasta on kolmessa suurimmassa - 1 Ceres, 2 Pallas ja 4 Vesta. Asteroidin nimessä oleva numero ilmaisee järjestyksen, jossa se löydettiin. Asteroideille, joilla on tarkasti tunnetut kiertoradat, ei ole annettu vain sarjanumeroita, vaan myös nimiä: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Yli 8 000 tähän mennessä löydetystä asteroidista 33 000 asteroidista tiedetään tarkasti. Asteroideja, joiden säde on yli 50 km, on ainakin kaksisataa ja yli 15 km sädettä noin tuhat. Arvioiden mukaan noin miljoonalla asteroidilla on yli 0,5 km:n säde. Suurin niistä on Ceres, melko tumma ja vaikeasti havaittava kohde. Erityisiä adaptiivisia optiikkatekniikoita tarvitaan jopa suurten asteroidien pinnan ominaisuuksien havaitsemiseksi maanpäällisten teleskooppien avulla. Useimpien asteroidien kiertoradan säteet ovat välillä 2,2–3,3 AU, tätä aluetta kutsutaan "asteroidivyöhykkeeksi". Mutta se ei ole täysin täynnä asteroidien kiertoradalla: etäisyyksillä 2,50, 2,82 ja 2,96 AU. He eivät ole täällä; nämä "ikkunat" muodostuivat Jupiterin aiheuttamien häiriöiden vaikutuksesta. Kaikki asteroidit kiertävät eteenpäin, mutta monien kiertoradat ovat huomattavan pitkänomaisia ja vinoja. Joillakin asteroideilla on erittäin mielenkiintoiset radat. Siten joukko troijalaisia liikkuu Jupiterin kiertoradalla; useimmat näistä asteroideista ovat hyvin tummia ja punaisia. Amurin ryhmän asteroideilla on kiertoradat, jotka lähestyvät Marsin kiertorataa tai leikkaavat sen; Heidän joukossaan 433 Eros. Apollo-ryhmän asteroidit ylittävät Maan kiertoradan; heidän joukossaan 1533 Ikarusta, joka on lähinnä aurinkoa. On selvää, että ennemmin tai myöhemmin nämä asteroidit kohtaavat vaarallisen lähestymisen planeetoille, joka päättyy törmäykseen tai vakavaan kiertoradan muutokseen. Viime aikoina Aten-ryhmän asteroidit, joiden kiertoradat sijaitsevat lähes kokonaan Maan kiertoradalla, on tunnistettu erityisluokiksi. He ovat kaikki erittäin pieni koko. Monien asteroidien kirkkaus muuttuu ajoittain, mikä on luonnollista pyöriville epäsäännöllisille kappaleille. Niiden pyörimisajat vaihtelevat 2,3 - 80 tunnin välillä ja keskimäärin lähes 9 tuntia. Asteroidien epäsäännöllinen muoto johtuu lukuisista keskinäisistä törmäyksistä. Esimerkkejä eksoottisista muodoista tarjoavat 433 Eros ja 643 Hector, joiden akselin pituussuhde on 2,5. Kaikki menneisyydessä sisäosa Aurinkokunta oli luultavasti samanlainen kuin pääasteroidivyöhyke. Tämän vyön lähellä sijaitseva Jupiter häiritsee vetovoimallaan suuresti asteroidien liikettä, lisää niiden nopeuksia ja johtaa törmäyksiin, ja tämä useammin tuhoaa kuin yhdistää ne. Kuten keskeneräinen planeetta, asteroidivyö antaa meille ainutlaatuinen tilaisuus nähdä osia rakenteesta ennen kuin ne katoavat planeetan valmiin kappaleen sisään. Tutkimalla asteroidien heijastamaa valoa voimme oppia paljon niiden pinnan koostumuksesta. Useimmat asteroidit heijastuskykynsä ja värinsä perusteella luokitellaan kolmeen ryhmään, jotka ovat samanlaisia kuin meteoriittiryhmät: tyypin C asteroideilla on tummat pinnat kuten hiilipitoisilla kondriiteilla (katso Meteoriitit alla), tyyppi S ovat kirkkaampia ja punaisempia ja tyyppi M ovat samanlaisia. rauta-nikkelimeteoriitteille. Esimerkiksi 1 Ceres on samanlainen kuin hiilipitoiset kondriitit ja 4 Vesta on samanlainen kuin basalttieukriitit. Tämä osoittaa, että meteoriittien alkuperä liittyy asteroidivyöhykkeeseen. Asteroidien pinta on peitetty hienoksi murskatulla kalliolla - regolitilla. On melko outoa, että se jää pinnalle meteoriittien osuman jälkeen - onhan 20 km:n asteroidin painovoima 10-3 g ja poistumisnopeus pinnalta vain 10 m/s. Värin lisäksi tunnetaan monia tunnusomaisia infrapuna- ja ultraviolettispektriviivoja, joita käytetään asteroidien luokitteluun. Näiden tietojen mukaan erotetaan 5 pääluokkaa: A, C, D, S ja T. Asteroidit 4 Vesta, 349 Dembovska ja 1862 Apollo eivät mahtuneet tähän luokitukseen: jokaisella niistä oli erityinen asema ja niistä tuli uuden prototyyppi. V, R ja Q, jotka sisältävät nyt muita asteroideja. Suuresta C-asteroidien ryhmästä erotettiin sittemmin luokat B, F ja G. Nykyaikaiseen luokitukseen kuuluu 14 asteroidityyppiä, jotka on merkitty (jäsenten lukumäärän vähenemisen järjestyksessä) kirjaimilla S, C, M, D, F. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Koska C-asteroidien albedo on pienempi kuin S-asteroidien, tapahtuu havaintovalintaa: tummia C-asteroideja on vaikeampi havaita. Tämä huomioon ottaen lukuisin tyyppi on C-asteroidit. Erilaisten asteroidien spektrien vertailusta puhtaiden mineraalinäytteiden spektreihin muodostui kolme suurta ryhmää: primitiiviset (C, D, P, Q), metamorfiset (F, G, B, T) ja vulkaaniset (S) , M, E, A, V, R). Alkukantaisten asteroidien pinnat ovat runsaasti hiiltä ja vettä; metamorfiset sisältävät vähemmän vettä ja haihtuvia aineita kuin primitiiviset; magmaiset ovat peitetty monimutkaisilla mineraaleilla, jotka ovat todennäköisesti muodostuneet sulatuksesta. Pääasteroidivyöhykkeen sisäalue on runsain vulkaanisten asteroidien asuttama, vyön keskiosassa vallitsevat metamorfiset asteroidit ja reuna-alueella primitiiviset asteroidit. Tämä osoittaa, että aurinkokunnan muodostumisen aikana asteroidivyöhykkeellä oli jyrkkä lämpötilagradientti. Asteroidien spektreihin perustuva luokitus ryhmittelee kappaleet pintakoostumuksensa mukaan. Mutta jos otamme huomioon niiden kiertoradan elementit (puolisuuriakseli, epäkeskisyys, kaltevuus), dynaamiset asteroidiperheet erottuvat joukosta, jotka K. Hirayama kuvasi ensimmäisen kerran vuonna 1918. Niistä asutuimmat ovat Themis-, Eos- ja Coronids-perheet. Jokainen perhe edustaa todennäköisesti sirpaleita suhteellisen hiljattain tapahtuneesta törmäyksestä. Aurinkokunnan systemaattinen tutkimus saa meidät ymmärtämään, että suuret vaikutukset ovat pikemminkin sääntö kuin poikkeus ja että maapallokaan ei ole immuuni niiltä.
Meteoriitit. Meteoroidi on pieni kappale, joka kiertää aurinkoa. Meteori on meteoroidi, joka lensi planeetan ilmakehään ja kuumeni loistopisteeseen. Ja jos sen jäännös putosi planeetan pinnalle, sitä kutsutaan meteoriitiksi. Meteoriitin katsotaan "pudonneen", jos on silminnäkijöitä, jotka ovat havainneet sen lentoa ilmakehässä; muuten sitä kutsutaan "löydettyksi". "Löydettyjä" meteoriitteja on huomattavasti enemmän kuin "pudonneita". Turistit tai pellolla työskentelevät talonpojat löytävät ne usein. Koska meteoriitit ovat väriltään tummia ja näkyvät helposti lumessa, Etelämantereen jääkentät ovat erinomainen paikka etsiä niitä, joista on löydetty jo tuhansia meteoriitteja. Ryhmä japanilaisia geologeja, jotka tutkivat jäätiköitä, löysi meteoriitin ensimmäisen kerran Etelämantereelta vuonna 1969. He löysivät lähistöltä 9 fragmenttia, jotka kuuluivat neljään eri meteoriittityyppiin. Kävi ilmi, että meteoriitit putosivat jäälle eri paikkoja , kerääntyvät paikkaan, jossa useiden metrien nopeudella liikkuvat jäätikkökentät pysähtyvät vuoristoja vasten. Tuuli tuhoaa ja kuivattaa jään ylempiä kerroksia (kuiva sublimaatio tapahtuu - ablaatio), ja meteoriitit keskittyvät jäätikön pintaan. Tällaisella jäällä on sinertävä väri ja se näkyy helposti ilmasta, mitä tutkijat käyttävät tutkiessaan paikkoja, jotka ovat lupaavia meteoriittien keräämiseen. Tärkeä meteoriitin putoaminen tapahtui vuonna 1969 Chihuahuassa (Meksiko). Ensimmäinen monista suurista palasista löydettiin talon läheltä Pueblito de Allenden kylässä, ja perinteen mukaisesti kaikki tämän meteoriitin löydetyt palaset yhdistettiin nimellä Allende. Allenden meteoriitin putoaminen osui samaan aikaan Apollon kuuohjelman alkamisen kanssa ja antoi tutkijoille mahdollisuuden kehittää menetelmiä maan ulkopuolisten näytteiden analysoimiseksi. Viime vuosina jotkin meteoriitit, jotka sisältävät tummempaan peruskiveen upotettua valkoista roskaa, on tunnistettu kuun palasiksi. Allende-meteoriitti kuuluu kondriitteihin, jotka ovat tärkeä kivimeteoriittien alaryhmä. Niitä kutsutaan sellaisiksi, koska ne sisältävät kondruleja (kreikan sanasta chondros, grain) - vanhimpia pallomaisia hiukkasia, jotka tiivistyivät protoplanetaarisessa sumussa ja joista tuli sitten osa myöhempiä kiviä. Tällaisten meteoriittien avulla on mahdollista arvioida aurinkokunnan ikä ja sen alkuperäinen koostumus. Allende-meteoriitin kalsiumia ja alumiinia sisältävien inkluusioiden, jotka tiivistyivät ensimmäisenä korkean kiehumispisteensä vuoksi, radioaktiivisen hajoamisen ikä on 4,559 ± 0,004 miljardia vuotta. Tämä on tarkin arvio aurinkokunnan iästä. Lisäksi kaikissa meteoriiteissa on "historiallisia ennätyksiä", jotka johtuvat galaktisten kosmisten säteiden, auringon säteilyn ja aurinkotuulen pitkäaikaisesta vaikutuksesta. Tutkimalla kosmisten säteiden aiheuttamia vahinkoja voimme kertoa, kuinka kauan meteoriitti oli kiertoradalla ennen kuin se joutui Maan ilmakehän suojelukseen. Suora yhteys meteoriittien ja Auringon välillä johtuu siitä, että vanhimpien meteoriittien - kondriittien - alkuainekoostumus toistaa tarkasti auringon fotosfäärin koostumuksen. Ainoat sisällöt eroavat toisistaan haihtuvissa alkuaineissa, kuten vetyssä ja heliumissa, jotka haihtuivat runsaasti meteoriiteista niiden jäähtyessä, sekä litiumia, joka "palasi" osittain Auringossa ydinreaktioissa. Termejä "auringon koostumus" ja "kondriittikoostumus" käytetään vaihtokelpoisesti kuvattaessa edellä mainittua "aurinkoaineen reseptiä". Kivisiä meteoriitteja, joiden koostumus eroaa auringon koosta, kutsutaan akondriiteiksi.
Pienet palaset. Auringon lähiavaruus on täynnä pieniä hiukkasia, joiden lähteitä ovat komeettojen romahtavat ytimet ja kappaleiden törmäykset pääasiassa asteroidivyöhykkeellä. Pienimmät hiukkaset lähestyvät vähitellen Aurinkoa Poynting-Robertson-ilmiön seurauksena (se piilee siinä, että auringonvalon paine liikkuvaan hiukkaseen ei suuntaudu tarkasti Auringon hiukkasviivaa pitkin, vaan valopoikkeaman seurauksena taipua taaksepäin ja siten hidastaa hiukkasen liikettä). Putoaminen hienoja hiukkasia Auringossa kompensoituu niiden jatkuva lisääntyminen, joten ekliptiseen tasoon kerääntyy aina pölyä, joka hajottaa auringonsäteitä. Pimeimpinä öinä se on havaittavissa horoskooppivalon muodossa, joka ulottuu leveänä nauhana ekliptikaa pitkin lännessä auringonlaskun jälkeen ja idässä ennen auringonnousua. Auringon lähellä horoskooppivalo muuttuu vääräksi koronaksi (F-corona, väärästä), joka näkyy vain täydellisen pimennyksen aikana. Kun kulmaetäisyys Auringosta kasvaa, eläinradan valon kirkkaus vähenee nopeasti, mutta ekliptiikan antisolaaripisteessä se voimistuu jälleen muodostaen vastasäteilyä; Tämä johtuu siitä, että pienet pölyhiukkaset heijastavat valoa voimakkaasti takaisin. Ajoittain meteoroideja tulee maan ilmakehään. Niiden liikkeen nopeus on niin suuri (keskimäärin 40 km/s), että lähes kaikki, pienintä ja suurinta lukuun ottamatta, palavat noin 110 km:n korkeudessa jättäen pitkiä valoisia pyrstöjä - meteoreja tai tähdenlentotähtiä. Monet meteoroidit liittyvät yksittäisten komeettojen kiertoradoihin, joten meteoreja havaitaan useammin, kun Maa kulkee tällaisten kiertoratojen läheltä tiettyinä vuodenaikoina. Esimerkiksi monet meteorit havaitaan noin 12. elokuuta joka vuosi, kun Maa ylittää Perseidien suihkun, joka liittyy komeetan 1862 III menettämiin hiukkasiin. Toinen suihku - orionidit - noin 20. lokakuuta liittyy komeetta Halley -pölyyn.
Katso myös METEORI. Alle 30 mikronia pienet hiukkaset voivat hidastua ilmakehässä ja pudota maahan palamatta; tällaisia mikrometeoriitteja kerätään laboratorioanalyysi. Jos usean senttimetrin tai sitä suuremmat hiukkaset koostuvat melko tiheästä aineesta, ne eivät myöskään pala kokonaan ja putoavat maan pinnalle meteoriittien muodossa. Yli 90 % niistä on kiveä; Vain asiantuntija voi erottaa ne maallisista kivistä. Loput 10% meteoriiteista on rautaa (ne ovat itse asiassa raudan ja nikkelin seos). Meteoriittien katsotaan olevan asteroidien fragmentteja. Rautameteoriitit olivat kerran osa näiden kappaleiden ytimiä, jotka tuhoutuivat törmäyksissä. On mahdollista, että jotkut löysät, haihtuvia aineita sisältävät meteoriitit ovat peräisin komeetoista, mutta tämä on epätodennäköistä; Todennäköisesti suuret komeettojen hiukkaset palavat ilmakehässä, ja vain pienet säilyvät. Ottaen huomioon, kuinka vaikeaa komeettojen ja asteroidien on päästä Maahan, on selvää, kuinka hyödyllistä on tutkia meteoriitteja, jotka itsenäisesti "saapuivat" planeetallemme aurinkokunnan syvyyksistä.
Katso myös METEORIITTI.
Komeetat. Tyypillisesti komeetat saapuvat aurinkokunnan kaukaiselta reunalta ja niistä tulee lyhyeksi ajaksi erittäin näyttäviä valaisimia; tällä hetkellä ne kiinnittävät kaikkien huomion, mutta paljon niiden luonteesta on edelleen epäselvää. Uusi komeetta ilmestyy yleensä odottamatta, ja siksi on lähes mahdotonta valmistaa avaruusluotainta sitä vastaan. Tietysti voidaan hitaasti valmistautua ja lähettää luotain tapaamaan yhtä sadoista jaksollisista komeetoista, joiden kiertoradat tunnetaan hyvin; mutta kaikki nämä komeetat, jotka olivat lähestyneet aurinkoa monta kertaa, olivat jo vanhentuneet, lähes kokonaan menettäneet haihtuvat aineensa ja muuttuneet vaaleiksi ja toimimattomiksi. Vain yksi jaksollinen komeetta on edelleen aktiivinen - Halley's Comet. Hänen 30 esiintymistään on kirjattu säännöllisesti vuodesta 240 eKr. ja nimesi komeetan tähtitieteilijä E. Halleyn kunniaksi, joka ennusti sen ilmestymistä vuonna 1758. Halleyn komeetan kiertoaika on 76 vuotta, perihelion etäisyys 0,59 AU. ja aphelion 35 au. Kun hän ylitti ekliptisen tason maaliskuussa 1986, avaruusalusten armada viidelläkymmenellä tieteellisellä instrumentilla ryntäsi häntä vastaan. Erityisen tärkeitä tuloksia saavuttivat kaksi Neuvostoliiton luotainta Vega ja eurooppalainen Giotto, jotka välittivät ensimmäistä kertaa kuvia komeetan ytimestä. Niissä näkyy erittäin epätasainen kraattereiden peittämä pinta ja kaksi kaasusuihkua, jotka pursuavat ytimen aurinkoisella puolella. Halley's Cometin ytimen tilavuus oli odotettua suurempi; sen pinta, joka heijastaa vain 4 % tulevasta valosta, on yksi aurinkokunnan tummimmista.
Vuosittain havaitaan noin kymmenen komeetta, joista vain kolmasosa on löydetty aiemmin. Ne luokitellaan usein kiertokulkunsa pituuden mukaan: lyhyt jakso (3 MUUT PLANETAARIJÄRJESTELMÄT
Nykyaikaisista tähtien muodostumista koskevista näkemyksistä seuraa, että aurinkotyyppisen tähden syntymän on seurattava planeettajärjestelmän muodostumista. Vaikka tämä koskee vain Auringon kanssa täysin samanlaisia tähtiä (eli yksittäisiä spektriluokan G tähtiä), niin tässä tapauksessa vähintään 1 %:lla galaksin tähdistä (joka on noin miljardi tähteä) on oltava planeettajärjestelmä. Yksityiskohtaisempi analyysi osoittaa, että kaikilla tähdillä voi olla planeettoja, jotka ovat viileämpiä kuin spektriluokka F, jopa binäärijärjestelmiin kuuluvilla.
Itse asiassa viime vuosina on raportoitu planeettojen löytämisestä muiden tähtien ympäriltä. Samaan aikaan itse planeetat eivät ole näkyvissä: niiden läsnäolo havaitaan tähden pienestä liikkeestä, jonka aiheuttaa sen vetovoima planeettaan. Planeetan kiertoradan liike saa tähden "heilumaan" ja ajoittain muuttamaan säteittäistä nopeuttaan, mikä voidaan mitata viivojen sijainnilla tähden spektrissä (Doppler-ilmiö). Vuoden 1999 loppuun mennessä raportoitiin Jupiter-tyyppisten planeettojen löytämisestä noin 30 tähteä, mukaan lukien 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg jne. Kaikki nämä ovat tähtiä lähellä tähtiä. Aurinko, ja etäisyys lähimpään on vain 15 St. niistä (Gliese 876). vuotta. Kahdella radiopulsarilla (PSR 1257+12 ja PSR B1628-26) on myös planeettajärjestelmät, joiden massat ovat Maan luokkaa. Tällaisia kevyitä planeettoja ei ole vielä pystytty havaitsemaan tavallisten tähtien ympäriltä optisella tekniikalla. Jokaisen tähden ympärille voit määrittää ekosfäärin, jossa planeetan pinnan lämpötila sallii nestemäisen veden olemassaolon. Auringon ekosfääri ulottuu 0,8 - 1,1 AU. Se sisältää Maan, mutta ei Venusta (0,72 AU) ja Marsia (1,52 AU). Todennäköisesti missä tahansa planeettajärjestelmässä ekosfääriin pääsee enintään 1-2 planeettaa, joilla olosuhteet ovat suotuisat elämälle.
KIERTOLIIKKEEN DYNAMIIKKA
Planeettojen liikkuminen suurella tarkkuudella noudattaa kolmea I. Keplerin (1571-1630) lakia, jotka hän on johdattanut havainnoistaan: 1) Planeetat liikkuvat ellipseissä, joiden yhdessä polttopisteessä sijaitsee aurinko. 2) Auringon ja planeetan yhdistävä sädevektori pyyhkäisee pois yhtä suuret alueet yhtä pitkällä aikavälillä planeetan kiertoradan liikkeen aikana. 3) Ratajakson neliö on verrannollinen elliptisen kiertoradan puolisuuren akselin kuutioon. Keplerin toinen laki seuraa suoraan liikemäärän säilymisen laista ja on yleisin näistä kolmesta. Newton totesi, että Keplerin ensimmäinen laki pätee, jos kahden kappaleen välinen vetovoima on kääntäen verrannollinen niiden välisen etäisyyden neliöön, ja kolmas laki - jos tämä voima on myös verrannollinen kappaleiden massoihin. Vuonna 1873 J. Bertrand osoitti, että yleensä vain kahdessa tapauksessa kappaleet eivät liiku toistensa ympäri spiraalimaisesti: jos ne vetäytyvät Newtonin käänteisen neliön lain tai Hooken suoran suhteellisuuden lain (jousien kimmoisuutta kuvaavan) mukaan. . Aurinkokunnan merkittävä ominaisuus on, että keskustähden massa on paljon suurempi kuin minkä tahansa planeetan massa, joten planeettajärjestelmän jokaisen jäsenen liike voidaan laskea suurella tarkkuudella ongelman puitteissa. kahden toisiaan gravitoivan kappaleen - Auringon ja sen vieressä olevan planeetan - liike. Sen matemaattinen ratkaisu tunnetaan: jos planeetan nopeus ei ole liian suuri, se liikkuu suljetulla jaksollisella kiertoradalla, joka voidaan laskea tarkasti. Useamman kuin kahden kappaleen liikkeen ongelma, jota yleensä kutsutaan "N-kappaleen ongelmaksi", on paljon vaikeampi niiden kaoottisen liikkeen vuoksi avoimilla kiertoradoilla. Tämä kiertoradan satunnaisuus on olennaisen tärkeä ja antaa meille mahdollisuuden ymmärtää esimerkiksi kuinka meteoriitit putoavat asteroidivyöhykkeeltä Maahan.
Katso myös
KEPLERIN LAIT;
CELESTIAL MEKANIIKKA;
ORBIT. Vuonna 1867 D. Kirkwood totesi ensimmäisenä, että asteroidivyöhykkeen tyhjät tilat ("luukut") sijaitsevat sellaisilla etäisyyksillä Auringosta, että keskimääräinen liike on oikeassa suhteessa (kokonaislukusuhteessa) Jupiterin liikkeen kanssa. Toisin sanoen asteroidit välttävät kiertoradoja, joilla niiden kierrosjakso Auringon ympäri olisi Jupiterin kierrosajan moninkertainen. Kirkwoodin kaksi suurinta luukkua esiintyvät suhteilla 3:1 ja 2:1. Kuitenkin lähellä 3:2-yhteyttä, on olemassa ylimäärä asteroideja, jotka tämä ominaisuus yhdistää Gilda-ryhmään. On myös ylimäärä 1:1 troijalaisen ryhmän asteroideja, jotka kiertävät Jupiteria 60° edellä ja 60° sen takana. Troijalaisten tilanne on selvä - ne on vangittu lähellä vakaita Lagrange-pisteitä (L4 ja L5) Jupiterin kiertoradalla, mutta miten selittää Kirkwoodin luukut ja Gilda-ryhmä? Jos suhteellisuussuhteissa olisi vain luukkuja, voitaisiin hyväksyä Kirkwoodin itsensä ehdottama yksinkertainen selitys, että Jupiterin ajoittainen vaikutus heittää asteroideja pois resonoivilta alueilta. Mutta nyt tämä kuva näyttää liian yksinkertaiselta. Numeeriset laskelmat ovat osoittaneet, että kaoottiset kiertoradat tunkeutuvat avaruuden alueille, jotka ovat lähellä 3:1-resonanssia ja että tälle alueelle putoavat asteroidien fragmentit muuttavat kiertoradansa pyöreästä pitkänomaiseksi elliptiseksi ja tuovat ne säännöllisesti keskiosa Aurinkokunta. Tällaisilla planeettojen välisillä kiertoradoilla meteoroidit eivät elä kauaa (vain muutaman miljoonan vuoden) ennen kuin ne törmäävät Marsiin tai Maahan, ja pienellä missillä heitetään aurinkokunnan reuna-alueille. Joten Maahan putoavien meteoriittien päälähde ovat Kirkwoodin luukut, joiden läpi asteroidien fragmenttien kaoottiset kiertoradat kulkevat. Tietysti on monia esimerkkejä erittäin järjestetyistä resonanssiliikkeistä aurinkokunnassa. Juuri näin liikkuvat planeettojen lähellä olevat satelliitit, esimerkiksi Kuu, joka on aina kohti Maata samalla pallonpuoliskolla, koska sen kiertoaika on sama kuin aksiaalinen. Esimerkin vielä korkeammasta synkronoinnista antaa Pluto-Charon-järjestelmä, jossa ei vain satelliitilla, vaan myös planeetalla "päivä on yhtä suuri kuin kuukausi". Merkuriuksen liike on luonteeltaan keskitasoa, sen aksiaalinen kierto ja kiertoradan kierto ovat resonanssisuhteessa 3:2. Kaikki kappaleet eivät kuitenkaan toimi niin yksinkertaisesti: esimerkiksi ei-pallomaisessa Hyperionissa, Saturnuksen painovoiman vaikutuksesta, pyörimisakseli kääntyy kaoottisesti. Satelliittien kiertoradan kehitykseen vaikuttavat useat tekijät. Koska planeetat ja satelliitit eivät ole pistemassoja, vaan laajennettuja esineitä, ja lisäksi painovoima riippuu etäisyydestä, satelliitin kehon eri osat, jotka sijaitsevat eri etäisyyksillä planeettasta, vetäytyvät siihen eri tavoin; sama pätee planeetan satelliitista tulevaan vetovoimaan. Tämä voimien ero saa meren laskemaan ja virtaamaan ja antaa synkronisesti pyöriville satelliiteille hieman litistyneen muodon. Satelliitti ja planeetta aiheuttavat vuoroveden muodonmuutoksia toisissaan, mikä vaikuttaa niiden kiertoradan liikkeeseen. Jupiterin kuiiden Ion, Europan ja Ganymeden keskimääräistä liikeresonanssia 4:2:1, jota Laplace tutki ensin yksityiskohtaisesti kirjassaan Celestial Mechanics (Vide 4, 1805), kutsutaan Laplacen resonanssiksi. Vain muutama päivä ennen Voyager 1:n lähestymistä Jupiteriin, 2. maaliskuuta 1979, tähtitieteilijät Peale, Cassin ja Reynolds julkaisivat teoksen "The Melting of Io by Tidal Dissipation", joka ennusti aktiivisen vulkanismin tällä kuulla sen johtavan roolin ylläpitäjänä. 4:2:1 resonanssi. Voyager 1 löysi itse asiassa Iosta aktiivisia tulivuoria, jotka ovat niin voimakkaita, ettei satelliitin pinnasta olevissa valokuvissa ole näkyvissä yhtään meteoriittikraatteria: sen pinta peittyy niin nopeasti purkaustuotteisiin.
AURINKOJÄRJESTELMÄN MUODOSTUS
Kysymys aurinkokunnan muodostumisesta on ehkä vaikein planeettatieteessä. Vastataksemme tähän kysymykseen, meillä on vielä vähän tietoa, joka auttaisi meitä rekonstruoimaan tuon kaukaisen aikakauden monimutkaiset fysikaaliset ja kemialliset prosessit. Aurinkokunnan muodostumisteorian on selitettävä monia tosiasioita, mukaan lukien sen mekaaninen tila, kemiallinen koostumus ja isotooppien kronologiatiedot. Tässä tapauksessa on toivottavaa luottaa todellisiin ilmiöihin, jotka havaitaan lähellä muodostuvia ja nuoria tähtiä.
Mekaaninen kunto. Planeetat pyörivät Auringon ympäri samaan suuntaan, lähes pyöreillä kiertoradoilla, jotka sijaitsevat lähes samassa tasossa. Suurin osa niistä pyörii akselinsa ympäri samaan suuntaan kuin aurinko. Kaikki tämä viittaa siihen, että aurinkokunnan edeltäjä oli pyörivä kiekko, joka muodostuu luonnollisesti itsegravitoivan järjestelmän puristuksen aikana, jolloin kulmamomentti säilyy ja siitä johtuva kulmanopeuden kasvu. (Planeetan kulmaliikemäärä tai kulmamomentti on tulo sen massasta kertaa sen etäisyys Auringosta ja sen kiertonopeus. Auringon liikemäärä määräytyy sen aksiaalisen kiertoliikkeen perusteella ja on suunnilleen yhtä suuri kuin sen massa kertaa sen säde ja kertaa sen kiertonopeus. pyörimisnopeus; planeettojen aksiaalimomentit ovat mitättömiä.) Aurinko sisältää 99% aurinkokunnan massasta, mutta vain n. 1 % sen kulmamomentista. Teorian pitäisi selittää, miksi suurin osa järjestelmän massasta on keskittynyt aurinkoon ja ylivoimainen enemmistö kulmaliikemäärästä on ulkoplaneetoilla. Aurinkokunnan muodostumisesta saatavilla olevat teoreettiset mallit osoittavat, että alussa Aurinko pyöri paljon nopeammin kuin nyt. Kulmamomentti nuoresta auringosta siirrettiin sitten aurinkokunnan ulkoosiin; Tähtitieteilijät uskovat, että gravitaatio- ja magneettivoimat hidastivat Auringon pyörimistä ja kiihdyttävät planeettojen liikettä. Likimääräinen sääntö planeettojen etäisyyksien säännöllisestä jakautumisesta Auringosta (Titius-Boden sääntö) on tunnettu kaksi vuosisataa, mutta sille ei ole selitystä. Ulkoplaneettojen satelliittijärjestelmissä voidaan jäljittää samat kuviot kuin planeettajärjestelmässä kokonaisuudessaan; Todennäköisesti niiden muodostumisprosesseilla oli paljon yhteistä.
Katso myös BODEN LAKI.
Kemiallinen koostumus. Aurinkokunnan kemiallisessa koostumuksessa on voimakas gradientti (ero): Aurinkoa lähellä olevat planeetat ja satelliitit koostuvat tulenkestävästä materiaalista, kun taas kaukana olevat kappaleet sisältävät monia haihtuvia alkuaineita. Tämä tarkoittaa, että aurinkokunnan muodostumisen aikana oli suuri lämpötilagradientti. Nykyaikaiset astrofysikaaliset kemiallisen kondensaation mallit viittaavat siihen, että protoplanetaarisen pilven alkuperäinen koostumus oli lähellä tähtienvälisen väliaineen ja Auringon koostumusta: massasta jopa 75 % vetyä, jopa 25 % heliumia ja alle 1 % kaikista muista alkuaineista. . Nämä mallit selittävät onnistuneesti havaitut vaihtelut aurinkokunnan kemiallisessa koostumuksessa. Kaukana olevien kohteiden kemiallinen koostumus voidaan arvioida niiden keskimääräisen tiheyden sekä pinnan ja ilmakehän spektrien perusteella. Tämä voitaisiin tehdä paljon tarkemmin analysoimalla näytteitä planeetan aineesta, mutta toistaiseksi meillä on näytteitä vain Kuusta ja meteoriiteista. Meteoriitteja tutkimalla alamme ymmärtää alkusumussa tapahtuvia kemiallisia prosesseja. Suurten planeettojen agglomeroitumisprosessi pienistä hiukkasista on kuitenkin edelleen epäselvä.
Isotooppitiedot. Meteoriittien isotooppinen koostumus osoittaa, että aurinkokunnan muodostuminen tapahtui 4,6 ± 0,1 miljardia vuotta sitten ja kesti enintään 100 miljoonaa vuotta. Poikkeamat neonin, hapen, magnesiumin, alumiinin ja muiden alkuaineiden isotoopeissa osoittavat, että aurinkokunnan synnyttäneen tähtienvälisen pilven romahtamisen aikana siihen putosivat läheisen supernovan räjähdyksen tuotteet.
Katso myös ISOTOOPIT; SUPERNOVA.
Tähtien muodostuminen. Tähdet syntyvät tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien romahtamisen (puristumisen) prosessissa. Tätä prosessia ei ole vielä tutkittu yksityiskohtaisesti. On olemassa havaintoja siitä, että supernovaräjähdyksistä aiheutuvat iskuaallot voivat puristaa tähtienvälistä ainetta ja stimuloida pilvien romahtamista tähdiksi.
Katso myös GRAVITAATIOINEN KOLAPSIO. Ennen kuin nuori tähti saavuttaa vakaan tilan, se käy läpi painovoiman puristumisvaiheen prototähtisumusta. Perustietoa tästä tähtien evoluution vaiheesta saadaan tutkimalla nuoria T Tauri -tähtiä. Ilmeisesti nämä tähdet ovat edelleen puristuneessa tilassa ja niiden ikä ei ylitä miljoonaa vuotta. Tyypillisesti niiden massat vaihtelevat välillä 0,2 - 2 auringon massaa. Niissä on merkkejä voimakkaasta magneettisesta aktiivisuudesta. Joidenkin T Tauri -tähtien spektrit sisältävät kiellettyjä viivoja, jotka esiintyvät vain matalatiheyksisessä kaasussa; Nämä ovat todennäköisesti tähtiä ympäröivän prototähtisumun jäänteitä. T Tauri-tähdille on ominaista nopeat ultravioletti- ja röntgensäteilyn vaihtelut. Monissa niistä on voimakas infrapunasäteily ja piispektriviivat, mikä osoittaa, että tähdet ympäröivät pölypilviä. Lopuksi T Tauri -tähdillä on voimakkaat tähtituulet. Uskotaan, että Aurinko kulki evoluution alkuvaiheessa myös T Tauri -vaiheen läpi ja että juuri tänä aikana haihtuvat alkuaineet karkotettiin aurinkokunnan sisäalueilta. Joidenkin muodostavien, kohtalaisen massan omaavien tähtien kirkkaus lisääntyy voimakkaasti ja irtoaa verhonsa alle vuodessa. Tällaisia ilmiöitä kutsutaan FU Orionin soihduksiksi. T Tauri -tähti koki tällaisen purkauksen ainakin kerran. Uskotaan, että useimmat nuoret tähdet käyvät läpi FU Orionis -tyyppisen purkausvaiheen. Monet ihmiset pitävät leimahduksen syynä sitä, että ajoittain lisääntymisnopeus nuoreen aineen tähdelle ympäröivästä kaasu-pölylevystä kiihtyy. Jos aurinko olisi kokenut myös yhden tai useamman FU Orionis -soihdun evoluution alkuvaiheessa, tämä olisi vaikuttanut suuresti aurinkokunnan keskusalueen haihtuviin aineisiin. Havainnot ja laskelmat osoittavat, että muodostuvan tähden läheisyydessä on aina prototähtien aineen jäänteitä. Siitä voi muodostua seuralainen tähti tai planeettajärjestelmä. Itse asiassa monet tähdet muodostavat binääri- ja useita järjestelmiä. Mutta jos kumppanin massa ei ylitä 1 % Auringon massasta (10 Jupiterin massaa), lämpötila sen ytimessä ei koskaan saavuta lämpöydinreaktioiden tapahtumiseen tarvittavaa arvoa. Tällaista taivaankappaletta kutsutaan planeettaksi.
Muodostumisen teoriat. Tieteelliset teoriat aurinkokunnan muodostumisesta voidaan jakaa kolmeen luokkaan: vuorovesi, lisääntyminen ja sumu. Viimeksi mainitut herättävät tällä hetkellä eniten kiinnostusta. Vuorovesiteoria, jonka ilmeisesti ensimmäisenä ehdotti Buffon (1707-1788), ei yhdistä suoraan tähtien ja planeettojen muodostumista. Oletetaan, että toinen tähti, joka lensi Auringon ohi vuorovesivuorovaikutuksen kautta, veti siitä (tai itsestään) ulos ainevirran, josta planeetat muodostuivat. Tämä ajatus kohtaa monia fyysisiä ongelmia; esimerkiksi tähdestä sinkoutuneen kuuman materiaalin tulisi roiskua ulos tiivistymisen sijaan. Nyt vuorovesiteoria on epäsuosittu, koska se ei voi selittää aurinkokunnan mekaanisia piirteitä ja edustaa sen syntyä satunnaisena ja erittäin harvinaisena tapahtumana. Kasvuteoria viittaa siihen, että nuori aurinko vangitsi materiaalia tulevasta planeettajärjestelmästä lentäessään tiheän tähtienvälisen pilven läpi. Itse asiassa nuoria tähtiä löytyy yleensä suurten tähtienvälisten pilvien läheltä. Akkretioteorian puitteissa on kuitenkin vaikea selittää planeettajärjestelmän kemiallisen koostumuksen gradienttia. Kehittynein ja yleisesti hyväksytty nykyään on Kantin 1700-luvun lopulla ehdottama sumuhypoteesi. Sen perusajatuksena on, että aurinko ja planeetat muodostuivat samanaikaisesti yhdestä pyörivästä pilvestä. Kutistuessaan se muuttui levyksi, jonka keskelle muodostui aurinko ja reunalla planeetat. Huomaa, että tämä ajatus eroaa Laplacen hypoteesista, jonka mukaan Aurinko muodostui ensin pilvestä ja sitten sen supistuessaan keskipakovoima repi päiväntasaajalta kaasurenkaita, jotka myöhemmin tiivistyivät planeetoiksi. Laplacen hypoteesi kohtaa fyysisiä vaikeuksia, joita ei ole voitettu 200 vuoteen. A. Cameron ja hänen kollegansa loivat menestyneimmän modernin version sumuteoriasta. Heidän mallissaan protoplanetaarinen sumu oli noin kaksi kertaa niin massiivinen kuin nykyinen planeettajärjestelmä. Ensimmäisen 100 miljoonan vuoden aikana muodostuva aurinko työnsi aktiivisesti ainetta siitä ulos. Tämä käyttäytyminen on tyypillistä nuorille tähdille, joita kutsutaan prototyypin mukaan T Tauri -tähdiksi. Cameronin mallin sumuaineen paine- ja lämpötilajakauma sopii hyvin aurinkokunnan kemiallisen koostumuksen gradienttiin. Näin ollen on todennäköisintä, että aurinko ja planeetat muodostuivat yhdestä romahtavasta pilvestä. Sen keskiosassa, jossa tiheys ja lämpötila olivat korkeammat, säilytettiin vain tulenkestäviä aineita, ja myös haihtuvat aineet säilyivät reunalla; tämä selittää kemiallisen koostumuksen gradientin. Tämän mallin mukaan planeettajärjestelmän muodostumisen pitäisi seurata kaikkien aurinkotyyppisten tähtien varhaista kehitystä.
Planeettojen kasvu. Planetaarisen kasvun skenaarioita on monia. Planeetat ovat saattaneet muodostua pienten kappaleiden, joita kutsutaan planetesimaaleiksi, sattumanvaraisten törmäysten ja tarttumien seurauksena. Mutta ehkä pienet ruumiit sulautuivat isommiksi kerralla suurissa ryhmissä painovoiman epävakauden seurauksena. Ei ole selvää, tapahtuiko planeettojen kerääntyminen kaasumaisessa vai kaasuttomassa ympäristössä. Kaasumaisessa sumussa lämpötilaerot tasoittuvat, mutta kun osa kaasusta tiivistyy pölyhiukkasiksi ja tähtituuli pyyhkäisee jäljelle jääneen kaasun, sumun läpinäkyvyys kasvaa jyrkästi ja sumun läpinäkyvyys kasvaa jyrkästi ja voimakas lämpötilagradientti syntyy. järjestelmä. Vielä ei ole täysin selvää, mitkä ovat tyypilliset ajat kaasun tiivistymiselle pölyjyväisiksi, pölyrakeiden kerääntymiselle planetesimaaleiksi ja planetesimaalien kertymiselle planeetoille ja niiden satelliiteiksi.
ELÄMÄ AURINKOJÄRJESTELMÄSSÄ
On ehdotettu, että aurinkokunnassa on joskus ollut elämää Maan ulkopuolella ja ehkä edelleenkin. Avaruusteknologian tulo mahdollisti tämän hypoteesin suoran testauksen. Elohopea osoittautui liian kuumaksi ja vailla ilmakehää ja vettä. Venus on myös erittäin kuuma - lyijy sulaa sen pinnalla. Elämän mahdollisuus Venuksen ylemmässä pilvikerroksessa, jossa olosuhteet ovat paljon leudommat, on edelleen vain fantasiaa. Kuu ja asteroidit näyttävät täysin steriileiltä. Marsiin pantiin suuria toiveita. Ohuiden suorien viivojen järjestelmät - "kanavat", jotka havaittiin kaukoputken läpi 100 vuotta sitten, aiheuttivat sitten puheen keinotekoisista kastelurakenteista Marsin pinnalla. Mutta nyt tiedämme, että Marsin olosuhteet ovat epäsuotuisat elämälle: kylmä, kuiva, erittäin ohut ilma ja sen seurauksena Auringosta tuleva voimakas ultraviolettisäteily, joka steriloi planeetan pinnan. Viking-laskeutumislaitteet eivät havainneet orgaanista ainetta Marsin maaperästä. On totta, että on merkkejä siitä, että Marsin ilmasto on muuttunut merkittävästi ja on voinut joskus olla suotuisampi elämälle. Tiedetään, että kaukaisessa menneisyydessä Marsin pinnalla oli vettä, koska planeetan yksityiskohtaisissa kuvissa näkyy veden eroosion jälkiä, jotka muistuttavat rotkoja ja kuivia jokien uomaa. Pitkäaikaiset vaihtelut Marsin ilmastossa voivat liittyä muutoksiin napa-akselin kallistuksessa. Planeetan lämpötilan lievällä nousulla ilmakehä voi tihentyä 100 kertaa (jään haihtumisen vuoksi). Näin ollen on mahdollista, että Marsissa oli joskus elämää. Pystymme vastaamaan tähän kysymykseen vasta Marsin maaperänäytteiden yksityiskohtaisen tutkimuksen jälkeen. Mutta niiden toimittaminen Maahan on vaikea tehtävä. Onneksi on vahvaa näyttöä siitä, että tuhansista maapallolta löydetyistä meteoriiteista ainakin 12 on peräisin Marsista. Niitä kutsutaan SNC-meteoriiteiksi, koska ensimmäiset niistä löydettiin Shergottyn (Shergotty, Intia), Nakhlan (Nakhla, Egypti) ja Chassignyn (Chassigny, Ranska) siirtokuntien läheltä. Etelämantereelta löydetty meteoriitti ALH 84001 on paljon muita vanhempi ja sisältää mahdollisesti biologista alkuperää olevia polysyklisiä aromaattisia hiilivetyjä. Sen uskotaan tulleen Maahan Marsista, koska sen happi-isotooppisuhde ei ole sama kuin maanpäällisissä kivissä tai ei-SNC-meteoriiteissa, vaan pikemminkin sama kuin EETA 79001 meteoriitissa, joka sisältää laseja, jotka sisältävät erilaisia jalokaasuja sisältäviä kuplia. Maan, mutta sopusoinnussa Marsin ilmakehän kanssa. Vaikka jättiläisplaneettojen ilmakehät sisältävät monia orgaanisia molekyylejä, on vaikea uskoa, että kiinteän pinnan puuttuessa siellä voisi olla elämää. Tässä mielessä Saturnuksen satelliitti Titan on paljon mielenkiintoisempi, jossa ei ole vain orgaanisia komponentteja sisältävä ilmakehä, vaan myös kiinteä pinta, jolle fuusiotuotteet voivat kerääntyä. Totta, tämän pinnan lämpötila (90 K) on sopivampi hapen nesteyttämiseen. Siksi biologien huomio kiinnittyy enemmän Jupiterin Europa-satelliittiin, vaikka siinä ei ole ilmakehää, mutta jonka jäisen pinnan alla on ilmeisesti nestemäisen veden valtameri. Jotkut komeetat sisältävät lähes varmasti monimutkaisia orgaanisia molekyylejä, jotka muodostuivat aurinkokunnan muodostumisen aikana. Mutta on vaikea kuvitella elämää komeetalla. Joten toistaiseksi meillä ei ole todisteita siitä, että aurinkokunnassa olisi elämää missään maan ulkopuolella. Voidaan kysyä: Mitkä ovat tieteellisten instrumenttien mahdollisuudet maan ulkopuolisen elämän etsinnässä? Voiko nykyaikainen avaruusluotain havaita elämän olemassaolon kaukaisella planeetalla? Voisiko Galileo esimerkiksi havaita elämän ja älykkyyden maan päällä, kun se lensi sen ohi kahdesti suorittaessaan painovoimaharjoituksia? Luotain lähettämissä kuvissa Maasta ei ollut mahdollista havaita merkkejä älykkäästä elämästä, mutta Galileo-vastaanottimien pyytämät radio- ja televisioasemien signaalit tulivat ilmeisiksi todisteiksi sen läsnäolosta. Ne eroavat täysin luonnollisten radioasemien säteilystä - revontulet, plasmavärähtelyt maan ionosfäärissä, auringonpurkaus - ja paljastavat välittömästi teknisen sivilisaation olemassaolon maan päällä. Miten järjetön elämä ilmenee? Galileo-televisiokamera otti kuvia maasta kuudella kapealla spektrialueella. 0,73 ja 0,76 mikronin suodattimissa jotkut maa-alueet näyttävät vihreiltä punaisen valon voimakkaan absorption vuoksi, mikä ei ole tyypillistä aavikolle ja kalliolle. Helpoin tapa selittää tämä on, että planeetan pinnalla on ei-mineraalista pigmenttiä, joka absorboi punaista valoa. Tiedämme, että tämä epätavallinen valon absorptio johtuu klorofyllistä, jota kasvit käyttävät fotosynteesiin. Millään muulla aurinkokunnan kappaleella ei ole yhtä vihreää väriä. Lisäksi Galileo-infrapunaspektrometri tallensi molekyylisen hapen ja metaanin läsnäolon maan ilmakehässä. Metaanin ja hapen esiintyminen maapallon ilmakehässä osoittaa biologista aktiivisuutta planeetalla. Joten voimme päätellä, että planeettojenväliset luotainmme pystyvät havaitsemaan merkkejä aktiivista elämää planeettojen pinnalla. Mutta jos elämä on piilossa Europan jäisen kuoren alla, ohi lentävä ajoneuvo tuskin havaitsee sitä.
Maantieteen sanakirja
Universumi (avaruus)- tämä on koko maailma ympärillämme, rajaton ajallisesti ja tilassa ja äärettömästi vaihteleva ikuisesti liikkuvan aineen muodoissa. Universumin rajattomuus voidaan osittain kuvitella kirkkaana yönä, kun taivaalla on miljardeja erikokoisia valoisia välkkyviä pisteitä, jotka edustavat kaukaisia maailmoja. Valosäteet nopeudella 300 000 km/s maailmankaikkeuden kaukaisimmista osista saavuttavat Maan noin 10 miljardissa vuodessa.
Tiedemiesten mukaan maailmankaikkeus syntyi "alkuräjähdyksen" seurauksena 17 miljardia vuotta sitten.
Se koostuu tähtijoukoista, planeetoista, kosmisesta pölystä ja muista kosmisista kappaleista. Nämä kappaleet muodostavat järjestelmiä: planeettoja satelliittien kanssa (esimerkiksi aurinkokunta), galakseja, metagalaksia (galaksiklusteri).
Galaxy(myöhäinen kreikka galaktikos- maitomainen, maitomainen, kreikasta gaala- maito) on laaja tähtijärjestelmä, joka koostuu monista tähdistä, tähtiklusteista ja -assosiaatioista, kaasu- ja pölysumuista sekä yksittäisistä atomeista ja hiukkasista, jotka ovat hajallaan tähtienvälisessä avaruudessa.
Universumissa on monia erikokoisia ja -muotoisia galakseja.
Kaikki maasta näkyvät tähdet ovat osa Linnunradan galaksia. Se sai nimensä siitä tosiasiasta, että useimmat tähdet voidaan nähdä kirkkaana yönä Linnunradan muodossa - valkeana, epäselvänä raidana.
Linnunradan galaksissa on yhteensä noin 100 miljardia tähteä.
Galaksimme pyörii jatkuvasti. Sen liikenopeus universumissa on 1,5 miljoonaa km/h. Jos katsot galaksiamme sen pohjoisnavasta, kierto tapahtuu myötäpäivään. Aurinko ja sitä lähinnä olevat tähdet tekevät vallankumouksen galaksin keskustan ympäri 200 miljoonan vuoden välein. Tämän ajanjakson katsotaan olevan galaktinen vuosi.
Linnunradan galaksia kooltaan ja muodoltaan samanlainen on Andromedan galaksi eli Andromeda-sumu, joka sijaitsee noin 2 miljoonan valovuoden etäisyydellä galaksistamme. Valovuosi— valon vuodessa kulkema matka, joka on noin 10 13 km (valon nopeus 300 000 km/s).
Tähtien, planeettojen ja muiden taivaankappaleiden liikkeen ja sijainnin tutkimuksen visualisoimiseksi käytetään taivaanpallon käsitettä.
Riisi. 1. Taivaanpallon päälinjat
Taivaallinen pallo on mielivaltaisen suuren säteen omaava kuvitteellinen pallo, jonka keskellä havaitsija sijaitsee. Tähdet, aurinko, kuu ja planeetat projisoidaan taivaanpallolle.
Tärkeimmät taivaanpallon viivat ovat: luotiviiva, zeniitti, nadiiri, taivaan päiväntasaaja, ekliptika, taivaanmeridiaani jne. (Kuva 1).
Luotilanka- suora viiva, joka kulkee taivaanpallon keskipisteen läpi ja on yhtäpitävä havaintopisteen luotiviivan suunnan kanssa. Maan pinnalla olevalle tarkkailijalle luotiviiva kulkee maan keskipisteen ja havaintopisteen läpi.
Luotiviiva leikkaa taivaanpallon pinnan kahdessa pisteessä - zeniitti, tarkkailijan pään yläpuolella ja nadire - diametraalisesti vastakkainen kohta.
Taivaanpallon suuri ympyrä, jonka taso on kohtisuorassa luotiviivaa vastaan, on ns. matemaattinen horisontti. Se jakaa taivaanpallon pinnan kahteen puolikkaaseen: havaitsijalle näkyvään, kärki on zeniitissä, ja näkymätön, jonka kärki on alimmillaan.
Halkaisija, jonka ympäri taivaanpallo pyörii, on akseli mundi. Se leikkaa taivaanpallon pinnan kahdessa pisteessä - maailman pohjoisnapa Ja maailman etelänapa. Pohjoisnapa on se, josta taivaanpallo pyörii myötäpäivään, kun sitä katsotaan ulkopuolelta.
Taivaanpallon suuri ympyrä, jonka taso on kohtisuorassa maailman akseliin nähden, on ns. taivaallinen päiväntasaaja. Se jakaa taivaanpallon pinnan kahteen pallonpuoliskoon: pohjoinen, jonka huippu on pohjoisnavalla, ja eteläinen, jonka huippu on taivaannavalla.
Taivaanpallon suuri ympyrä, jonka taso kulkee luotiviivan ja maailman akselin läpi, on taivaanmeridiaani. Se jakaa taivaanpallon pinnan kahdeksi pallonpuoliskoksi - itäinen Ja Läntinen.
Taivaan meridiaanin tason ja matemaattisen horisontin tason leikkausviiva - keskipäivän linja.
Ekliptinen(kreikasta ekieipsis- Pimennys) on suuri taivaanpallon ympyrä, jota pitkin Auringon tai tarkemmin sanottuna sen keskuksen näkyvä vuotuinen liike tapahtuu.
Ekliptiikan taso on kalteva taivaan päiväntasaajan tasoon nähden 23°26"21" kulmassa.
Jotta tähtien sijainti taivaalla olisi helpompi muistaa, ihmiset muinaisina aikoina keksivät yhdistää kirkkaimmat niistä tähtikuvioita.
Tällä hetkellä tunnetaan 88 tähtikuviota, joissa on myyttisten hahmojen (Hercules, Pegasus jne.), horoskooppimerkkien (Härkä, Kalat, Syöpä jne.), esineiden (Vaaka, Lyra jne.) nimiä (kuva 2) .
Riisi. 2. Kesä-syksyn tähtikuvioita
Galaksien alkuperä. Aurinkokunta ja sen yksittäiset planeetat ovat edelleen ratkaisematon luonnon mysteeri. On olemassa useita hypoteeseja. Tällä hetkellä uskotaan, että galaksimme muodostui vedystä koostuvasta kaasupilvestä. Galaksien evoluution alkuvaiheessa ensimmäiset tähdet muodostuivat tähtienvälisestä kaasu-pölyväliaineesta ja 4,6 miljardia vuotta sitten aurinkokunnasta.
Aurinkokunnan koostumus
Muodostuu joukko taivaankappaleita, jotka liikkuvat Auringon ympäri keskuskappaleena Aurinkokunta. Se sijaitsee melkein Linnunradan galaksin laitamilla. Aurinkokunta on mukana pyörimisessä galaksin keskustan ympäri. Sen liikenopeus on noin 220 km/s. Tämä liike tapahtuu Cygnuksen tähdistön suuntaan.
Aurinkokunnan koostumus voidaan esittää yksinkertaistetun kaavion muodossa, joka on esitetty kuvassa. 3.
Yli 99,9 % aurinkokunnan aineen massasta tulee auringosta ja vain 0,1 % kaikista sen muista alkuaineista.
|
I. Kantin (1775) hypoteesi - P. Laplacen (1796) |
D. Jeansin hypoteesi (1900-luvun alku) |
Akateemikko O.P. Schmidtin hypoteesi (XX vuosisadan 40-luku) |
V. G. Fesenkovin hypoteesi akalemic (XX vuosisadan 30-luku) |
|
Planeetat muodostuivat kaasu-pölyaineesta (kuuman sumun muodossa). Jäähtymiseen liittyy puristus ja jonkin akselin pyörimisnopeuden kasvu. Renkaat ilmestyivät sumun päiväntasaajalle. Renkaiden aines kerääntyi kuumiin kappaleisiin ja jäähtyi vähitellen |
Suurempi tähti kulki kerran Auringon ohi, ja sen painovoima veti kuuman aineen virran (esiintymisen) Auringosta. Muodostui kondensaatioita, joista myöhemmin muodostui planeettoja. |
Auringon ympärillä pyörivän kaasu- ja pölypilven olisi pitänyt saada kiinteä muoto hiukkasten törmäyksen ja niiden liikkeen seurauksena. Hiukkaset yhdistyivät kondensaatioiksi. Pienempien hiukkasten vetäminen tiivistymien avulla olisi pitänyt myötävaikuttaa ympäröivän aineen kasvuun. Kondensaatioiden ratojen olisi pitänyt muuttua lähes pyöreiksi ja sijaita lähes samassa tasossa. Kondensaatiot olivat planeettojen alkioita, jotka absorboivat lähes kaiken aineen kiertoratojensa välisistä tiloista |
Aurinko itse nousi pyörivästä pilvestä, ja planeetat syntyivät tämän pilven toissijaisista kondensaatioista. Lisäksi Aurinko laski suuresti ja jäähtyi nykyiseen tilaan |
Riisi. 3. Aurinkokunnan koostumus
Aurinko
Aurinko- Tämä on tähti, jättiläinen kuuma pallo. Sen halkaisija on 109 kertaa Maan halkaisija, sen massa on 330 000 kertaa Maan massa, mutta sen keskimääräinen tiheys on alhainen - vain 1,4 kertaa veden tiheys. Aurinko sijaitsee noin 26 000 valovuoden etäisyydellä galaksimme keskustasta ja kiertää sen ympäri ja tekee yhden kierroksen noin 225-250 miljoonassa vuodessa. Auringon kiertonopeus on 217 km/s, joten se kulkee yhden valovuoden joka 1400 maavuotta.
Riisi. 4. Auringon kemiallinen koostumus
Auringon paine on 200 miljardia kertaa suurempi kuin maan pinnalla. Auringon aineen tiheys ja paine kasvavat nopeasti syvyydessä; paineen nousu selittyy kaikkien päällä olevien kerrosten painolla. Auringon pinnan lämpötila on 6000 K ja sisällä 13 500 000 K. Auringon kaltaisen tähden tyypillinen elinikä on 10 miljardia vuotta.
Pöytä 1. Yleistä tietoa auringosta
Auringon kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin useimpien muiden tähtien: noin 75 % on vetyä, 25 % heliumia ja alle 1 % kaikkia muita kemiallisia alkuaineita (hiiltä, happea, typpeä jne.) (kuva 1). 4).
Auringon keskiosaa, jonka säde on noin 150 000 km, kutsutaan aurinkoenergiaksi. ydin. Tämä on ydinreaktioiden vyöhyke. Aineen tiheys on täällä noin 150 kertaa suurempi kuin veden tiheys. Lämpötila ylittää 10 miljoonaa K (Kelvin-asteikolla, celsiusasteina 1 °C = K - 273,1) (kuva 5).
Ytimen yläpuolella, noin 0,2-0,7 auringon säteen etäisyydellä sen keskustasta, on säteilevän energian siirtovyöhyke. Energiansiirto tapahtuu tässä yksittäisten hiukkaskerrosten fotonien absorptiolla ja emissiolla (katso kuva 5).
Riisi. 5. Auringon rakenne
Fotoni(kreikasta phos- valo), alkuainehiukkanen, joka voi olla olemassa vain liikkumalla valon nopeudella.
Lähempänä Auringon pintaa tapahtuu plasman pyörresekoitusta ja energiaa siirtyy pintaan
pääasiassa itse aineen liikkeistä. Tätä energiansiirtomenetelmää kutsutaan konvektio, ja auringon kerros, jossa se esiintyy konvektiivinen vyöhyke. Tämän kerroksen paksuus on noin 200 000 km.
Konvektiivisen vyöhykkeen yläpuolella on auringon ilmakehä, joka vaihtelee jatkuvasti. Täällä etenevät useiden tuhansien kilometrien pituiset pysty- ja vaaka-aallot. Värähtelyt tapahtuvat noin viiden minuutin ajan.
Auringon ilmakehän sisäkerrosta kutsutaan valokuvapallo. Se koostuu kevyistä kuplista. Tämä rakeita. Niiden koot ovat pieniä - 1000-2000 km, ja niiden välinen etäisyys on 300-600 km. Auringossa voidaan havaita samanaikaisesti noin miljoona rakeita, joista jokainen on olemassa useita minuutteja. Rakeet ympäröivät pimeät tilat. Jos aine nousee rakeissa, se putoaa niiden ympärille. Rakeet luovat yleinen tausta, jossa voit tarkkailla suuria muodostelmia, kuten soihtuja, auringonpilkkuja, näkymiä jne.
Auringonpilkkuja- Auringon tummat alueet, joiden lämpötila on alhaisempi kuin ympäröivän tilan lämpötila.
Aurinkolamput kutsutaan kirkkaiksi kentäksi, jotka ympäröivät auringonpilkkuja.
Näkymät(alkaen lat. protubero- turvotus) - suhteellisen kylmän (verrattuna ympäröivään lämpötilaan) aineen tiheät kondensaatiot, jotka nousevat ja pitävät Auringon pinnan yläpuolella magneettikentän avulla. Auringon magneettikentän esiintyminen voi johtua siitä, että Auringon eri kerrokset pyörivät eri nopeuksilla: sisäiset osat pyörivät nopeammin; Ydin pyörii erityisen nopeasti.
Kohotukset, auringonpilkut ja faculae eivät ole ainoita esimerkkejä auringon aktiivisuudesta. Se sisältää myös magneettisia myrskyjä ja räjähdyksiä, joita kutsutaan vilkkuu.
Photosphere sijaitsee yläpuolella kromosfääri- Auringon ulkokuori. Tämän aurinkoilmakehän osan nimen alkuperä liittyy sen punertavaan väriin. Kromosfäärin paksuus on 10-15 tuhatta km, ja aineen tiheys on satoja tuhansia kertoja pienempi kuin fotosfäärissä. Kromosfäärin lämpötila kohoaa nopeasti ja saavuttaa kymmeniä tuhansia asteita sen yläkerroksissa. Kromosfäärin reunalla havaitaan spicules, edustavat pitkänomaisia tiivistetyn valokaasun pylväitä. Näiden suihkujen lämpötila on korkeampi kuin fotosfäärin lämpötila. Piikkelit nousevat ensin alemmasta kromosfääristä 5000-10 000 km:n korkeuteen ja putoavat sitten takaisin, missä ne haalistuvat. Kaikki tämä tapahtuu noin 20 000 m/s nopeudella. Spi kula elää 5-10 minuuttia. Auringossa samanaikaisesti esiintyvien spiculien määrä on noin miljoona (kuva 6).
Riisi. 6. Auringon ulkokerrosten rakenne
Ympäröi kromosfääriä aurinko korona- Auringon ilmakehän ulkokerros.
Auringon lähettämän energian kokonaismäärä on 3,86. 1026 W, ja Maa vastaanottaa vain yhden kahden miljardin osasta tästä energiasta.
Auringon säteily sisältää mm corpuscular Ja elektromagneettinen säteily.Corpuskulaarinen perussäteily- tämä on plasmavirtaus, joka koostuu protoneista ja neutroneista, tai toisin sanoen - aurinkoinen tuuli, joka saavuttaa maanläheisen avaruuden ja virtaa koko Maan magnetosfäärin ympäri. Elektromagneettinen säteily- Tämä on Auringon säteilyenergiaa. Se saavuttaa maan pinnan suoran ja hajasäteilyn muodossa ja tarjoaa lämpöjärjestelmän planeetallemme.
1800-luvun puolivälissä. Sveitsiläinen tähtitieteilijä Rudolf Wolf(1816-1893) (kuvio 7) laskettu määrällinen indikaattori auringon aktiivisuus, joka tunnetaan kaikkialla maailmassa susinumerona. Käsiteltyään viime vuosisadan puoliväliin mennessä kertyneet auringonpilkkuhavainnot, Wolf pystyi määrittämään auringon aktiivisuuden keskimääräisen yhden vuoden syklin. Itse asiassa susien enimmäis- tai minimimäärän vuosien väliset ajanjaksot vaihtelevat 7-17 vuoden välillä. Samanaikaisesti 11 vuoden syklin kanssa tapahtuu maallinen, tai tarkemmin sanottuna 80-90 vuoden, auringon aktiivisuuden sykli. Koordinoimatta päällekkäin ne tekevät huomattavia muutoksia Maan maantieteellisessä kuoressa tapahtuvissa prosesseissa.
A. L. Chizhevsky (1897-1964) (kuva 8) huomautti monien maan päällä tapahtuvien ilmiöiden läheisen yhteyden auringon aktiivisuuteen (kuva 8), joka kirjoitti, että suurin osa maan fysikaalisista ja kemiallisista prosesseista on seurausta altistumisesta. Avaruusvoimat. Hän oli myös yksi sellaisen tieteen perustajista, kuten heliobiologia(kreikasta helios- aurinko), tutkimalla auringon vaikutusta elävää ainetta maantieteellinen kirjekuori Maapallo.
Auringon aktiivisuudesta riippuen maapallolla esiintyy sellaisia fysikaalisia ilmiöitä kuin: magneettiset myrskyt, revontulien tiheys, ultraviolettisäteilyn määrä, ukkosmyrskyjen aktiivisuuden voimakkuus, ilman lämpötila, ilmanpaine, sademäärä, järvien, jokien, pohjaveden taso, merien suolaisuus ja aktiivisuus jne.
Kasvien ja eläinten elämä liittyy Auringon jaksoittaiseen aktiivisuuteen (auringon syklisyyden ja kasvien kasvukauden keston, lintujen, jyrsijöiden jne. lisääntymisen ja muuton välillä on korrelaatio), sekä ihmisiin. (taudit).
Tällä hetkellä auringon ja maan prosessien välisiä suhteita tutkitaan edelleen käyttäen keinotekoiset satelliitit Maapallo.
Maanpäälliset planeetat
Auringon lisäksi planeetat erotetaan osana aurinkokuntaa (kuva 9).
Planeetat jaetaan koon, maantieteellisten ominaisuuksien ja kemiallisen koostumuksen perusteella kahteen ryhmään: maanpäälliset planeetat Ja jättiläisplaneetat. Maanpäällisiin planeetoihin kuuluvat ja. Niitä käsitellään tässä alaosassa.
Riisi. 9. Aurinkokunnan planeetat
Maapallo- kolmas planeetta Auringosta. Sille omistetaan erillinen alajakso.
Tehdään yhteenveto. Planeetan aineen tiheys ja sen koko, massa huomioon ottaen riippuu planeetan sijainnista aurinkokunnassa. Miten
Mitä lähempänä planeetta on aurinkoa, sitä suurempi on sen keskimääräinen aineen tiheys. Esimerkiksi Merkuriukselle se on 5,42 g/cm\ Venus - 5,25, Maa - 5,25, Mars - 3,97 g/cm3.
Maanpäällisten planeettojen (Merkurius, Venus, Maa, Mars) yleiset ominaisuudet ovat ensisijaisesti: 1) suhteellisen pieniä kokoja; 2) korkeita lämpötiloja pinnalla ja 3) planeetan aineen suuri tiheys. Nämä planeetat pyörivät suhteellisen hitaasti akselinsa ympäri ja niillä on vähän tai ei ollenkaan satelliitteja. Maanpäällisten planeettojen rakenteessa on neljä pääkuorta: 1) tiheä ydin; 2) sitä peittävä vaippa; 3) kuori; 4) kevyt kaasu-vesi-kuori (paitsi Mercury). Näiden planeettojen pinnalta löydettiin jälkiä tektonisesta aktiivisuudesta.
Jättiläiset planeetat
Tutustutaanpa nyt jättiläisplaneettoihin, jotka ovat myös osa aurinkokuntaamme. Tämä , .
Jättiplaneetoilla on seuraavat yleiset ominaisuudet: 1) suuri koko ja massa; 2) pyöriä nopeasti akselin ympäri; 3) niillä on renkaita ja monia satelliitteja; 4) ilmakehä koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista; 5) niiden keskellä on metallien ja silikaattien kuuma ydin.
Niille on myös tunnusomaista: 1) alhainen pintalämpötila; 2) planeettaaineen pieni tiheys.
Tämä planeetta on lähinnä aurinkoa, joten Aurinko paistaa Merkuriukselle ja lämmittää sitä 7 kertaa enemmän kuin maapallolla. Merkuriuksen päiväpuolella on kauhean kuuma, siellä on ikuista lämpöä. Mittaukset osoittavat, että lämpötila siellä nousee 400 asteeseen nollan yläpuolelle. Mutta yön puolella pitäisi aina olla kovaa pakkasta, joka todennäköisesti saavuttaa 200 astetta pakkasta. Joten Merkurius on aavikoiden valtakunta. Puolet siitä on kuumakiviaavikkoa, toinen puoli on jäinen aavikko, ehkä jäätyneiden kaasujen peitossa. Merkuriuksen äärimmäisen harvinaisen ilmakehän koostumus sisältää: Ar, Ne, He. Merkuriuksen pinta ulkomuoto samanlainen kuin kuu. Kun Merkurius on tarpeeksi kaukana Auringosta, se voidaan nähdä matalalla horisontissa. Merkuriusta ei koskaan näy pimeällä taivaalla. Se näkyy parhaiten iltataivaalla tai ennen aamunkoittoa. Merkuriuksella ei ole satelliitteja. 80 % elohopean massasta on sen ytimessä, joka koostuu pääasiassa raudasta. Paine planeetan pinnalla on noin 500 miljardia kertaa pienempi kuin maan pinnalla. Kävi myös ilmi, että Merkuriuksella on heikko magneettikenttä, jonka voimakkuus on vain 0,7 % maan magneettikentästä. Merkurius kuuluu maanpäällisiin planeetoihin. Roomalaisessa mytologiassa - kaupan jumala.
Venus
Toisella Auringosta laskettuna planeetalla on lähes pyöreä kiertorata. Se kulkee lähempänä Maata kuin mikään muu planeetta. Mutta tiheä, pilvinen ilmapiiri ei anna sinun nähdä suoraan sen pintaa. Ilmakehä: CO 2 (97 %), N2 (noin 3 %), H 2 O (0,05 %), epäpuhtaudet CO, SO 2, HCl, HF. Kasvihuoneilmiön ansiosta pintalämpötila lämpenee satoihin asteisiin. Ilmakehä, joka on paksu hiilidioksidipeite, vangitsee Auringosta tulevaa lämpöä. Tämä johtaa siihen, että ilmakehän lämpötila on paljon korkeampi kuin uunissa. Tutkakuvat näyttävät erittäin laajan valikoiman kraattereita, tulivuoria ja vuoria. Siellä on useita erittäin suuria tulivuoria, jopa 3 km korkeita. ja satoja kilometrejä leveä. Laavan vuotaminen Venukseen kestää paljon kauemmin kuin maan päällä. Paine pinnalla on noin 107 Pa. Venuksen pintakivet ovat koostumukseltaan samanlaisia kuin maan sedimenttikivet.
Venuksen löytäminen taivaalta on helpompaa kuin mikään muu planeetta. Sen tiheät pilvet heijastavat hyvin auringonvalo, mikä tekee planeetan kirkkaaksi taivaallamme. Muutaman viikon ajan seitsemän kuukauden välein Venus on iltaisin läntisen taivaan kirkkain kohde. Kolme ja puoli kuukautta myöhemmin se nousee kolme tuntia aikaisemmin kuin Aurinko ja siitä tulee itäisen taivaan kimalteleva "aamutähti". Venusta voidaan havaita tuntia auringonlaskun jälkeen tai tuntia ennen auringonnousua. Venuksella ei ole satelliitteja.
Maapallo
.
.
- kolmas planeetta Auringosta. Maan kierrosnopeus elliptisellä kiertoradalla Auringon ympäri on 29,765 km/s. Maan akselin kaltevuus ekliptiikkatasoon nähden on 66 o 33 "22". Maapallolla on luonnollinen satelliitti - . Maapallolla on magneettinen ja sähkökentät. Maa syntyi 4,7 miljardia vuotta sitten protoaurinkojärjestelmässä hajallaan olevasta kaasusta ja pölystä. Maapallon koostumusta hallitsevat: rauta (34,6 %), happi (29,5 %), pii (15,2 %), magnesium (12,7 %). Paine planeetan keskustassa on 3,6 * 10 11 Pa, tiheys noin 12 500 kg/m 3, lämpötila 5000-6000 o C. Suurimman osan pinnasta on Maailmanmeri (361,1 milj. km 2; 70,8 %) ; Maa-alue on 149,1 miljoonaa km 2 ja se muodostaa kuusi maanosaa ja saarta. Se kohoaa maailman valtamerten tason yläpuolelle keskimäärin 875 metriä (korkein korkeus on 8848 metriä - Chomolungman kaupunki). Vuoret kattavat 30% maasta, aavikot peittävät noin 20% maan pinnasta, savannit ja metsät - noin 20%, metsät - noin 30%, jäätiköt - 10%. Meren keskisyvyys on noin 3800 metriä, suurin 11022 metriä (Mariana Trench in Tyyni valtameri), vesitilavuus on 1370 miljoonaa km 3, keskimääräinen suolapitoisuus 35 g/l. Maan ilmakehä, jonka kokonaismassa on 5,15 * 10 15 tonnia, koostuu ilmasta - pääasiassa typen (78,1%) ja hapen (21%) seoksesta, loput ovat vesihöyryä, hiilidioksidia, jalo- ja muita kaasuja. Noin 3-3,5 miljardia vuotta sitten aineen luonnollisen evoluution seurauksena maapallolle syntyi elämä ja biosfäärin kehitys alkoi.
Mars
.
.
neljäs planeetta Auringosta, samanlainen kuin Maa, mutta pienempi ja viileämpi. Marsissa on syviä kanjoneita, jättimäisiä tulivuoria ja laajoja aavikoita. Punaisen planeetan ympärillä, kuten Marsia myös kutsutaan, lentää kaksi pientä kuuta: Phobos ja Deimos. Mars on Maan jälkeen seuraava planeetta, jos lasket Auringosta, ja ainoa kosminen maailma Kuun lisäksi, joka on jo saavutettavissa nykyaikaisten rakettejen avulla. Astronauteille tämä neljän vuoden matka voisi edustaa seuraavaa rajaa avaruustutkimuksessa. Lähellä Marsin päiväntasaajaa, alueella nimeltä Tharsis, on valtavan kokoisia tulivuoria. Tarsis on nimi, jonka tähtitieteilijät antoivat kukkulalle, jonka pituus on 400 km. leveä ja noin 10 km. korkeudessa. Tällä tasangolla on neljä tulivuoria, joista jokainen on yksinkertaisesti jättimäinen verrattuna mihin tahansa maanpäälliseen tulivuoriin. Tharsiksen suurin tulivuori, Olympus-vuori, kohoaa 27 km ympäröivän alueen yläpuolelle. Noin kaksi kolmasosaa Marsin pinnasta on vuoristoinen alue jossa on suuri määrä törmäyskraattereita, joita ympäröivät kovat kivijätteet. Tharsiksen tulivuorten lähellä käärmeilee laaja kanjonijärjestelmä noin neljänneksen päiväntasaajan pituudesta. Valles Marineris on 600 km leveä ja sen syvyys on sellainen, että Mount Everest vajoaisi kokonaan pohjaan. Pelkät kalliot kohoavat tuhansia metrejä laakson pohjalta ylätasangolle. Muinaisina aikoina Marsissa oli paljon vettä; suuret joet virtasivat tämän planeetan pinnalla. Marsin etelä- ja pohjoisnavalla on jääpeitteitä. Mutta tämä jää ei koostu vedestä, vaan jäätyneestä ilmakehän hiilidioksidista (jäätyy -100 o C:n lämpötilassa). Tutkijat uskovat, että pintavesi varastoituu maahan haudattuina jäälohkareina, erityisesti napa-alueilla. Ilmakehän koostumus: C02 (95 %), N2 (2,5 %), Ar (1,5 - 2 %), CO (0,06 %), H20 (jopa 0,1 %); paine pinnalla on 5-7 hPa. Yhteensä noin 30 planeettojenvälistä avaruusasemaa lähetettiin Marsiin.
Jupiter
- suurin planeetta.
.
- viides planeetta Auringosta, aurinkokunnan suurin planeetta. Jupiter ei ole kiviplaneetta. Toisin kuin neljä lähimpänä aurinkoa olevaa kiviplaneettaa, Jupiter on kaasupallo Ilmakehän koostumus: H 2 (85 %), CH 4, NH 3, He (14 %). Jupiterin kaasukoostumus on hyvin samanlainen kuin auringon. Jupiter on voimakas lämpösäteilyn lähde. Jupiterilla on 16 satelliittia (Adrastea, Metis, Amalthea, Thebe, Io, Lysithea, Elara, Ananke, Karme, Pasiphae, Sinope, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, Himalia) sekä 20 000 km leveä, lähes lähellä oleva rengas planeetalle. Jupiterin pyörimisnopeus on niin suuri, että planeetta pullistuu päiväntasaajaa pitkin. Lisäksi tämä nopea pyöriminen aiheuttaa erittäin voimakkaita tuulia yläilmakehässä, jossa pilvet leviävät pitkiksi, värikkäiksi nauhoiksi. Jupiterin pilvissä on erittäin suuri määrä pyörteitä. Suurin niistä, niin kutsuttu Suuri punainen piste, on Maata suurempi. Suuri punainen piste on valtava myrsky Jupiterin ilmakehässä, jota on havaittu 300 vuoden ajan. Planeetan sisällä vety muuttuu valtavan paineen alaisena kaasusta nesteeksi ja sitten nesteestä nesteeksi kiinteä. 100 km syvyydessä. on rajaton nestemäisen vedyn valtameri. Ajettu alle 17 000 km. vety puristuu niin tiukasti, että sen atomit tuhoutuvat. Ja sitten se alkaa käyttäytyä kuin metalli; tässä tilassa se johtaa helposti sähköä. Metallisessa vedyssä kulkeva sähkövirta luo voimakkaan magneettikentän Jupiterin ympärille.
Saturnus
.
.
Kuudennessa planeetalla Auringosta laskettuna on hämmästyttävä rengasjärjestelmä. Nopean pyörimisensä akselinsa ympäri vuoksi Saturnus näyttää litistyneen navoissa. Tuulen nopeus päiväntasaajalla on 1800 km/h. Saturnuksen renkaiden leveys on 400 000 km, mutta ne ovat vain muutaman kymmenen metrin paksuisia. Renkaiden sisäosat pyörivät Saturnuksen ympäri nopeammin kuin ulommat. Renkaat koostuvat pääasiassa miljardeista pienistä hiukkasista, joista jokainen kiertää Saturnusta omana mikroskooppisena satelliittinaan. Nämä "mikrosatelliitit" ovat todennäköisesti tehty vesijäästä tai jään peittämästä kivistä. Niiden koko vaihtelee muutamasta senttimetreistä kymmeniin metriin. Renkaissa on myös suurempia esineitä - halkaisijaltaan jopa satoja metrejä olevia kivikappaleita ja sirpaleita. Renkaiden väliset raot syntyvät seitsemäntoista kuun (Hyperion, Mimas, Tethys, Titan, Enceladus jne.) gravitaatiovoimien vaikutuksesta, jotka aiheuttavat renkaiden halkeamisen. Ilmakehän koostumus sisältää: CH 4, H 2, He, NH 3.
Uranus
.
- seitsemäs planeetta Auringosta. Sen löysi vuonna 1781 englantilainen tähtitieteilijä William Herschel, ja se nimettiin kreikkalaisen taivaanjumalan Uranuksen mukaan. Uranuksen suuntaus avaruudessa eroaa muista aurinkokunnan planeetoista - sen pyörimisakseli on ikään kuin "sen puolella" suhteessa tämän planeetan Auringon ympärillä olevaan kiertotasoon. Pyörimisakseli on kalteva 98 asteen kulmassa. Tämän seurauksena planeetta kääntyy vuorotellen aurinkoa kohti Pohjoisnapa, sitten eteläinen, sitten päiväntasaaja, sitten keskimmäinen leveysaste. Uranuksella on yli 27 satelliittia (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Julia, Portia, Rosalind, Belinda, Peck jne.) ja rengasjärjestelmä. Uranuksen keskustassa on kivistä ja raudasta tehty ydin. Ilmakehän koostumus sisältää: H 2, He, CH 4 (14 %).
Neptunus
.
- sen kiertorata leikkaa paikoin Pluton kiertoradan. Päiväntasaajan halkaisija on sama kuin Uranuksella, vaikka Neptunus sijaitsee 1627 miljoonaa km kauempana Uranuksesta (Uranus sijaitsee 2869 miljoonan kilometrin päässä Auringosta). Näiden tietojen perusteella voimme päätellä, että tätä planeettaa ei voitu huomata 1600-luvulla. Yksi tieteen silmiinpistävistä saavutuksista, yksi todiste rajattomasta luonnontuntemuksesta oli Neptunuksen planeetan löytäminen laskelmien avulla - "kynän kärjestä". W. Herschel löysi 1700-luvun lopulla Uranuksen, Saturnuksen vieressä olevan planeetan, jota pidettiin vuosisatojen ajan kaukaisimpana planeetana. Uranus on tuskin nähtävissä paljaalla silmällä. XIX vuosisadan 40-luvulla. Tarkat havainnot ovat osoittaneet, että Uranus poikkeaa tuskin havaittavasti polulta, jota sen pitäisi seurata, kun otetaan huomioon kaikkien tunnettujen planeettojen aiheuttamat häiriöt. Siten niin tiukka ja tarkka teoria taivaankappaleiden liikkumisesta joutui koetukselle. Le Verrier (Ranskassa) ja Adams (Englannissa) ehdottivat, että jos tunnetuilta planeetoilta tulevat häiriöt eivät selitä Uranuksen liikkeen poikkeamaa, se tarkoittaa, että vielä tuntemattoman kappaleen vetovoima vaikuttaa siihen. He laskivat melkein samanaikaisesti, missä Uranuksen takana pitäisi olla tuntematon kappale, joka tuottaa painovoimallaan näitä poikkeamia. He laskivat tuntemattoman planeetan kiertoradan, sen massan ja osoittivat paikan taivaalla, missä tuntemattoman planeetan olisi tuolloin pitänyt sijaita. Tämä planeetta löydettiin kaukoputken läpi paikasta, jonka he osoittivat vuonna 1846. Se sai nimekseen Neptunus. Neptunusta ei voi nähdä paljaalla silmällä. Tällä planeetalla tuulet puhaltavat jopa 2400 km/h nopeuksilla planeetan pyörimistä vastaan. Nämä ovat aurinkokunnan voimakkaimmat tuulet.
Ilmakehän koostumus: H 2, He, CH 4. Siinä on 6 satelliittia (yksi niistä on Triton).
Roomalaisessa mytologiassa Neptunus on merien jumala.
Kuten kuvauksista voidaan nähdä, aurinkokunnan planeetat ovat kaikki erilaisia. Tiedemiehet löytävät myös planeettoja muiden tähtien ympäriltä; niitä kutsutaan eksoplaneetoiksi.
Lähteet:
www.kosmos19.narod.ru
www.ggreen.chat.ru
http://ru.wikipedia.org
Ladataan...
