Współczesne badania Układu Słonecznego. Nowe badania naukowe planet Układu Słonecznego Eksploracja planet olbrzymów przez statki kosmiczne

Odkrywanie planet Układu Słonecznego

Do końca XX wieku wierzono, że w Układzie Słonecznym znajduje się dziewięć planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Ale w Ostatnio poza orbitą Neptuna odkryto wiele obiektów, z których niektóre są podobne do Plutona, a inne jeszcze większe. Dlatego w 2006 roku astronomowie wyjaśnili klasyfikację: 8 największych ciał - od Merkurego do Neptuna - uważa się za planety klasyczne, a Pluton stał się prototypem nowej klasy obiektów - planet karłowatych. Cztery planety znajdujące się najbliżej Słońca są zwykle nazywane planetami. grupa naziemna, a kolejne 4 masywne ciała gazowe nazywane są planetami olbrzymami. Planety karłowate zamieszkują głównie region poza orbitą Neptuna - pas Kuipera.

księżyc

Księżyc jest naturalnym satelitą Ziemi i najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie. Formalnie Księżyc nie jest planetą, ale jest znacznie większy niż wszystkie planety karłowate, większość satelitów planet i nie jest dużo gorszy od Merkurego. Na Księżycu nie ma znanej nam atmosfery, nie ma rzek i jezior, roślinności i żywych organizmów. Siła grawitacji na Księżycu jest sześć razy mniejsza niż na Ziemi. Dzień i noc ze spadkami temperatury do 300 stopni utrzymują się przez dwa tygodnie. Niemniej jednak Księżyc coraz bardziej przyciąga Ziemian, mając możliwość wykorzystania swoich wyjątkowych warunków i zasobów. Dlatego Księżyc jest naszym pierwszym krokiem w poznawaniu obiektów Układu Słonecznego.

Księżyc został dobrze zbadany zarówno za pomocą teleskopów naziemnych, jak i dzięki lotom ponad 50 statków kosmicznych i statków kosmicznych z astronautami. Radzieckie automatyczne stacje Luna-3 (1959) i Zond-3 (1965) po raz pierwszy sfotografowały wschodnią i zachodnią część półkuli księżyca niewidoczną z Ziemi. Sztuczne satelity księżyca badały jego pole grawitacyjne i rzeźbę terenu. Pojazdy samobieżne „Lunokhod-1 i -2” przesłały na Ziemię wiele obrazów i informacji o fizycznych i mechanicznych właściwościach gleby. Dwunastu amerykańskich astronautów korzystających ze statku kosmicznego Apollo 1969-1972 odwiedzili Księżyc, gdzie przeprowadzili badania powierzchniowe w sześciu różnych miejscach lądowania po widocznej stronie, zainstalowali tam sprzęt naukowy i przywieźli na Ziemię około 400 kg skał księżycowych. Sondy „Luna-16, -20 i -24” w trybie automatycznym wykonały wiercenie i dostarczyły księżycową glebę na Ziemię. Sonda nowej generacji Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) i Smart-1 (2003-06) uzyskały dokładniejsze informacje o reliefie i polu grawitacyjnym Księżyca, a także odkryto na powierzchni złoża wodoru- zawierające materiały, ewentualnie lód wodny. W szczególności zwiększone stężenie tych materiałów stwierdzono w stale zacienionych zagłębieniach w pobliżu biegunów.

Chiński Chanye-1, wystrzelony 24 października 2007 r., wykonał zdjęcia powierzchni Księżyca i zebrał dane w celu stworzenia cyfrowego modelu wysokości. 1 marca 2009 roku urządzenie zostało zrzucone na powierzchnię Księżyca. 8 listopada 2008 r. indyjska sonda kosmiczna Chandrayan 1 została wystrzelona na selenocentryczną orbitę. 14 listopada oddzieliła się od niego sonda, która wykonała twarde lądowanie w rejonie bieguna południowego Księżyca. Urządzenie pracowało przez 312 dni i przekazywało dane dotyczące rozmieszczenia pierwiastków chemicznych na powierzchni i wysokości rzeźby. Japoński AMS Kaguya i dwa dodatkowe mikrosatelity Okina i Oyuna, które działały w latach 2007-2009, zrealizowały program naukowy dotyczący eksploracji Księżyca i przekazywały z dużą dokładnością dane dotyczące wysokości rzeźby i rozkładu grawitacji na jego powierzchni .

Nowym ważnym etapem eksploracji Księżyca było wystrzelenie 18 czerwca 2009 r. dwóch amerykańskich statków kosmicznych: Lunar Reconnaissance Orbiter (zwiad z orbity księżycowej) i LCROSS (satelita do obserwacji i wykrywania kraterów na Księżycu). 9 października 2009 LCROSS został wysłany do krateru Cabeo. Najpierw na dno krateru spadł zużyty stopień rakiety Atlas-V o masie 2,2 tony, a około cztery minuty później spadł tam LCROSS AMS (ważący 891 kg), który przedzierał się przez podniesioną przez scenę chmurę pyłu, przed upadkiem, po przeprowadzeniu niezbędnych badań aż do śmierci urządzenia. Amerykańscy badacze uważają, że wciąż udało im się znaleźć trochę wody w chmurze księżycowego pyłu. Lunar Orbital Scout kontynuuje badanie Księżyca z orbity okołoksiężycowej. Na pokładzie statku kosmicznego zainstalowany jest rosyjski instrument LEND (lunarny detektor neutronów), przeznaczony do poszukiwania zamarzniętej wody. Na obszarze bieguna południowego znalazł dużą ilość wodoru, co może wskazywać na obecność wody w stanie związanym.

W niedalekiej przyszłości rozpocznie się eksploracja księżyca. Już dziś są szczegółowo opracowywane projekty, aby stworzyć na jego powierzchni stałą bazę mieszkalną. Długotrwała lub stała obecność na Księżycu zastępczych załóg takiej bazy umożliwi rozwiązywanie bardziej złożonych problemów naukowych i aplikacyjnych.

Księżyc porusza się pod wpływem grawitacji, głównie dwóch ciał niebieskich - Ziemi i Słońca w średniej odległości 384 400 km od Ziemi. W apogeum dystans ten wzrasta do 405 500 km, w perygeum zmniejsza się do 363 300 km. Okres obrotu Księżyca wokół Ziemi w stosunku do odległych gwiazd wynosi około 27,3 dnia (miesiąc syderyczny), ale ponieważ Księżyc wraz z Ziemią krąży wokół Słońca, jego położenie względem linii Słońce-Ziemia powtarza się po nieco dłuższym okres czasu - około 29,5 dnia (miesiąc synodyczny). W tym okresie następuje całkowita zmiana faz księżyca: od nowiu do pierwszej kwadry, potem do pełni, do ostatniej kwadry i ponownie do nowiu. Obrót Księżyca wokół własnej osi następuje ze stałą prędkością kątową w tym samym kierunku, w którym krąży wokół Ziemi, iz tym samym okresem 27,3 dnia. Dlatego z Ziemi widzimy tylko jedną półkulę Księżyca, którą nazywamy tak - widoczną; a druga półkula jest zawsze ukryta przed naszymi oczami. Ta półkula niewidoczna z Ziemi nazywa się Odwrotna strona Księżyc. Figura utworzona przez fizyczną powierzchnię Księżyca jest bardzo zbliżona do regularnej sfery o średnim promieniu 1737,5 km. Powierzchnia kuli księżycowej wynosi około 38 mln km2, co stanowi zaledwie 7,4% powierzchni Ziemi, czyli około jednej czwartej powierzchni kontynentów Ziemi. Stosunek mas Księżyca i Ziemi wynosi 1: 81,3. Średnia gęstość Księżyca (3,34 g/cm3) jest znacznie mniejsza niż średnia gęstość Ziemi (5,52 g/cm3). Siła grawitacji na Księżycu jest sześć razy mniejsza niż na Ziemi. W letnie południe, w pobliżu równika, powierzchnia nagrzewa się do + 130 ° C, miejscami i wyżej; aw nocy temperatura spada do -170 ° С. Szybkie chłodzenie powierzchni obserwuje się również podczas zaćmień Księżyca. Na Księżycu wyróżnia się regiony dwóch typów: jasny – kontynentalny, zajmujący 83% całej powierzchni (łącznie z rewersem) oraz ciemne obszary zwane morzami. Taki podział powstał w połowie XVII wieku, kiedy przyjęto, że na Księżycu rzeczywiście jest woda. Pod względem składu mineralogicznego i zawartości poszczególnych pierwiastków chemicznych, skały księżycowe w ciemnych obszarach powierzchni (mórz) są bardzo zbliżone do skał lądowych, takich jak bazalty, a na obszarach jasnych (kontynenty) do anortozytów.

Kwestia pochodzenia księżyca nie jest jeszcze do końca jasna. Cechy składu chemicznego skał księżycowych sugerują, że Księżyc i Ziemia powstały w tym samym rejonie Układu Słonecznego. Jednak różnica w ich składzie i strukturze wewnętrznej każe sądzić, że oba te ciała nie stanowiły w przeszłości jednej całości. Większość dużych kraterów i ogromnych zagłębień (wielopierścieniowe baseny) pojawiła się na powierzchni kuli księżycowej w okresie silnego bombardowania powierzchni. Około 3,5 miliarda lat temu, w wyniku wewnętrznego ogrzewania z wnętrzności Księżyca, lawy bazaltowe wylały się na powierzchnię, wypełniając niziny i okrągłe zagłębienia. W ten sposób powstały morza księżycowe. Na odwrocie, ze względu na grubszą korę, wysięków było znacznie mniej. Na widocznej półkuli morza zajmują 30% powierzchni, a na przeciwnej tylko 3%. W ten sposób ewolucja powierzchni Księżyca została zasadniczo zakończona około 3 miliardów lat temu. Bombardowanie meteorytów trwało nadal, ale z mniejszą intensywnością. W wyniku wieloletniej obróbki powierzchni powstała górna luźna warstwa skał księżycowych - regolit o grubości kilku metrów.

Rtęć

Planeta najbliższa Słońcu nosi imię starożytnego boga Hermesa (wśród Rzymian Merkurego) - posłańca bogów i boga świtu. Merkury znajduje się w średniej odległości 58 milionów km lub 0,39 AU. ze słońca. Poruszając się po bardzo wydłużonej orbicie, na peryhelium zbliża się do Słońca na odległość 0,31 j.a., a w maksymalnej odległości na odległość 0,47 j.a., dokonując pełnego obrotu w ciągu 88 ziemskich dni. W 1965 roku za pomocą metod radarowych z Ziemi ustalono, że okres obrotu tej planety wynosi 58,6 dnia, czyli w 2/3 swojego roku dokonuje pełnego obrotu wokół własnej osi. Dodanie ruchów osiowych i orbitalnych prowadzi do tego, że będąc na linii Słońce-Ziemia, Merkury jest zawsze zwrócony tą samą stroną do nas. Doba słoneczna (przedział czasu między górnym lub dolnym punktem kulminacyjnym Słońca) trwa 176 ziemskich dni na planecie.

Pod koniec XIX wieku astronomowie próbowali naszkicować ciemne i jasne szczegóły widoczne na powierzchni Merkurego. Najbardziej znane są prace Schiaparelli (1881-1889) i amerykańskiego astronoma Percivala Lovella (1896-1897). Co ciekawe, astronom T.J.Ce ogłosił nawet w 1901 roku, że widział kratery na Merkurym. Niewielu w to wierzyło, ale później 625-kilometrowy krater (Beethoven) znalazł się w miejscu oznaczonym przez Xi. Francuski astronom Eugene Antoniadi sporządził mapę „widocznej półkuli” Merkurego w 1934 roku, od tego czasu uważano, że tylko jedna z jego półkuli jest zawsze oświetlona. Antoniadi nadał nazwy poszczególnym szczegółom na tej mapie, które są częściowo używane na współczesnych mapach.

Amerykańska sonda kosmiczna Mariner 10, wystrzelona w 1973 roku, była pierwszą, która skompilowała prawdziwie wiarygodne mapy planety i zobaczyła drobne szczegóły rzeźby powierzchni. Trzykrotnie zbliżyła się do Merkurego i przesłała na Ziemię obrazy telewizyjne różnych części jej powierzchni. W sumie przechwycono 45% powierzchni planety, głównie na półkuli zachodniej. Jak się okazało, cała jego powierzchnia pokryta jest wieloma kraterami różnej wielkości. Udało się wyjaśnić wartość promienia planety (2439 km) i jej masy. Czujniki temperatury pozwoliły ustalić, że w ciągu dnia temperatura powierzchni planety wzrasta do 510 ° C, a nocą spada do -210 ° C. Intensywność jej pola magnetycznego wynosi około 1% natężenia pola magnetycznego Ziemi pole. Ponad 3 tysiące zdjęć wykonanych podczas trzeciego podejścia miało rozdzielczość do 50 m.

Przyspieszenie ziemskie na Merkurym wynosi 3,68 m/s 2. Astronauta na tej planecie będzie ważył prawie trzy razy mniej niż na Ziemi. Ponieważ okazało się, że średnia gęstość Merkurego jest prawie taka sama jak gęstość Ziemi, przyjmuje się, że Merkury ma żelazne jądro, które zajmuje około połowy objętości planety, nad którym znajduje się płaszcz i krzemianowa powłoka. Merkury otrzymuje 6 razy więcej światła słonecznego na jednostkę powierzchni niż Ziemia. Co więcej, większość energii słonecznej jest pochłaniana, ponieważ powierzchnia planety jest ciemna i odbija tylko 12-18 procent padającego światła. Warstwa wierzchnia planety (regolit) jest mocno pokruszona i służy jako doskonała izolacja termiczna, dzięki czemu na głębokości kilkudziesięciu centymetrów od powierzchni temperatura jest stała - około 350 stopni K. Merkury ma niezwykle rozrzedzoną atmosferę helową stworzony przez „wiatr słoneczny” wiejący nad planetą. Ciśnienie takiej atmosfery na powierzchni jest 500 miliardów razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi. Oprócz helu ujawniono znikomą ilość wodoru, ślady argonu i neonu.

Amerykański AMS „Messenger” (Messenger – z ang. Courier), wystrzelony 3 sierpnia 2004 r., po raz pierwszy przeleciał w pobliżu Merkurego 14 stycznia 2008 r. w odległości 200 km od powierzchni planety. Sfotografowała wschodnią połowę nieodkrytej wcześniej półkuli planety. Badania Merkurego przeprowadzono w dwóch etapach: najpierw przegląd z przelotowej trajektorii lotu z dwoma spotkaniami z planetą (2008), a następnie (30 września 2009) - szczegółowy. Zbadano całą powierzchnię planety w różnych zakresach widmowych i barwnych ukształtowania terenu, określono skład chemiczny i mineralogiczny skał oraz zmierzono zawartość pierwiastków lotnych w przypowierzchniowej warstwie gleby . Wysokościomierz laserowy dokonał pomiarów wysokości płaskorzeźby powierzchni Merkurego. Okazało się, że różnica wysokości płaskorzeźby na tej planecie wynosi niecałe 7 km. Podczas czwartego spotkania, 18 marca 2011 r., Messenger ma wejść na orbitę sztucznego satelity Merkurego.

Zgodnie z decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej, kratery na Merkurym noszą nazwy postaci: pisarzy, poetów, malarzy, rzeźbiarzy, kompozytorów. Na przykład największe kratery o średnicy od 300 do 600 km nosiły nazwy Beethoven, Tołstoj, Dostojewski, Szekspir i inne. Istnieją również wyjątki od tej reguły – jeden krater o średnicy 60 km z systemem promieni nosi imię słynnego astronoma Kuipera, a inny krater o średnicy 1,5 km w pobliżu równika, przyjmowany za początek długości geograficznych na Merkurym, nosi nazwę Hun Kal , co w języku starożytnych Majów oznacza „dwudziestu”. Uzgodniono, że przez ten krater poprowadzi się południk o długości 20°.

Równinom nadano nazwy planety Merkury w różnych językach, na przykład Równina Sobkou lub Równina Odyna. Istnieją dwie równiny, nazwane ze względu na ich położenie: Northern Plain i Heat Plain, które mają maksymalne temperatury 180 ° długości geograficznej. Góry graniczące z tą równiną nazwano Górami Upałów. Charakterystyczną cechą reliefu Merkurego są wysunięte półki, nazwane na cześć morskich statków badawczych. Doliny noszą nazwy od obserwatoriów radioastronomicznych. Dwa pasma nazwano Antoniadi i Schiaparelli na cześć astronomów, którzy stworzyli pierwsze mapy tej planety.

Wenus

Wenus jest planetą najbliższą Ziemi, jest bliżej nas do Słońca i dlatego jest przez nią jaśniej oświetlona; w końcu bardzo dobrze odbija światło słoneczne. Faktem jest, że powierzchnia Wenus pokryta jest potężną osłoną atmosfery, która całkowicie ukrywa powierzchnię planety przed naszym wzrokiem. W zakresie widzialnym nie widać go nawet z orbity sztucznego satelity Wenus, a mimo to mamy „obrazy” powierzchni, które uzyskano metodą radarową.

Druga planeta od Słońca nosi imię starożytnej bogini miłości i piękna Afrodyty (wśród Rzymian - Wenus). Średni promień Wenus wynosi 6051,8 km, a jej masa to 81% masy Ziemi. Wenus krąży wokół Słońca w tym samym kierunku, co inne planety, dokonując całkowitej rewolucji w ciągu 225 dni. Okres jej obrotu wokół osi (243 dni) wyznaczono dopiero na początku lat 60. XX wieku, kiedy do pomiaru szybkości rotacji planet wykorzystano metody radarowe. Tak więc dzienna rotacja Wenus jest najwolniejsza spośród wszystkich planet. Ponadto występuje w przeciwnym kierunku: w przeciwieństwie do większości planet, w których kierunki obrotu na orbicie i obrotu wokół osi pokrywają się, Wenus obraca się wokół osi w kierunku przeciwnym do ruchu orbitalnego. Formalnie nie jest to wyjątkowa własność Wenus. Na przykład Uran i Pluton również obracają się w przeciwnym kierunku. Ale obracają się one praktycznie „leżą na boku”, a oś Wenus jest prawie prostopadła do płaszczyzny orbity, tak że jest to jedyny „naprawdę” wirujący w przeciwnym kierunku. Dlatego dni słoneczne na Wenus są krótsze niż czas jej obrotu wokół osi i wynoszą 117 dni ziemskich (dla innych planet dni słoneczne są dłuższe niż okres obrotu). A rok na Wenus jest tylko dwa razy dłuższy niż dzień słoneczny.

Atmosfera Wenus to 96,5% dwutlenku węgla i prawie 3,5% azotu. Pozostałe gazy - para wodna, tlen, tlenek i dwutlenek siarki, argon, neon, hel i krypton - stanowią mniej niż 0,1%. Należy jednak pamiętać, że atmosfera Wenus jest około 100 razy masywniejsza niż nasza, a więc na przykład azot ma masę pięciokrotnie większą niż w atmosferze ziemskiej.

Mglista mgła w atmosferze Wenus wznosi się na wysokość 48-49 km. Ponadto, do wysokości 70 km, znajduje się mętna warstwa zawierająca kropelki stężonego kwasu siarkowego, a w najwyższych warstwach znajdują się również kwasy solny i fluorowodorowy. Chmury Wenus odbijają 77% padającego światła słonecznego. Na szczycie najwyższych gór Wenus – Gór Maxwell (wysokość ok. 11 km) – ciśnienie atmosferyczne wynosi 45 bar, a na dnie kanionu Diany – 119 bar. Jak wiadomo, ciśnienie atmosfery ziemskiej na powierzchni planety wynosi tylko 1 bar. Potężna atmosfera Wenus, składająca się z dwutlenku węgla, pochłania i częściowo przenosi około 23% promieniowania słonecznego na powierzchnię. Promieniowanie to ogrzewa powierzchnię planety, ale termiczne promieniowanie podczerwone z powierzchni z wielkim trudem wędruje przez atmosferę z powrotem w kosmos. I dopiero wtedy, gdy powierzchnia nagrzeje się do około 460-470 ° C, strumień energii wychodzącej okazuje się równy strumieniowi wychodzącemu na powierzchnię. To właśnie z powodu tego efektu cieplarnianego powierzchnia Wenus pozostaje gorąca, niezależnie od szerokości geograficznej obszaru. Ale w górach, nad którymi grubość atmosfery jest mniejsza, temperatura jest o kilkadziesiąt stopni niższa. Wenus zbadało ponad 20 statków kosmicznych: „Venus”, „Mariners”, „Pioneer-Venus”, „Vega” i „Magellan”. W 2006 roku na orbicie wokół niego pracowała sonda Venera-Express. Naukowcy byli w stanie zobaczyć globalne cechy rzeźby powierzchni Wenus dzięki sondowaniu radarowemu z orbiterów Pioneer-Venera (1978), Venera-15 i -16 (1983-84) oraz Magellan (1990-94). . Radar naziemny pozwala „widzieć” tylko 25% powierzchni i przy znacznie niższej rozdzielczości szczegółów niż są w stanie osiągnąć statki kosmiczne. Przykładowo Magellan wykonał zdjęcia całej powierzchni z rozdzielczością 300 m. Okazało się, że większość powierzchni Wenus zajmują pagórkowate równiny.

Wzgórza stanowią tylko 8% powierzchni. Wszystkie widoczne detale reliefowe mają swoje nazwy. Na pierwszych naziemnych obrazach radarowych poszczególnych części powierzchni Wenus badacze używali różnych nazw, z których do dziś pozostają na mapach – Góry Maxwella (nazwa odzwierciedla rolę radiofizyki w badaniach Wenus), Alfa i Beta regiony (dwa najjaśniejsze na radarowych obrazach płaskorzeźby Wenus są nazwane od pierwszych liter alfabetu greckiego). Ale te nazwy są wyjątkami od zasad nazewnictwa przyjętych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną: astronomowie postanowili nazwać szczegóły rzeźby powierzchni Wenus imionami żeńskimi. Duże wzniesienia zostały nazwane: Kraina Afrodyty, Kraina Isztar (na cześć asyryjskiej bogini miłości i piękna) oraz Kraina Łady (słowiańska bogini miłości i piękna). Duże kratery są nazwane na cześć wybitnych kobiet wszystkich czasów i narodów, a małe kratery są osobiste imiona żeńskie... Na mapach Wenus można znaleźć takie nazwiska jak Kleopatra (ostatnia królowa Egiptu), Daszkowa (dyrektor Petersburskiej Akademii Nauk), Achmatowa (rosyjska poetka) i inne znane nazwiska. Z rosyjskich imion są Antonina, Galina, Zina, Zoya, Lena, Masza, Tatiana i inni.

Mars

Czwarta planeta od Słońca, nazwana na cześć boga wojny Marsa, jest 1,5 raza dalej od Ziemi. Jedna rewolucja na jego orbicie zajmuje Marsowi 687 dni ziemskich. Orbita Marsa ma zauważalną ekscentryczność (0,09), więc jego odległość od Słońca waha się od 207 mln km w peryhelium do 250 mln km w aphelium. Orbity Marsa i Ziemi leżą prawie w tej samej płaszczyźnie: kąt między nimi wynosi tylko 2 °. Co 780 dni Ziemia i Mars znajdują się w minimalnej odległości od siebie, która może wynosić od 56 do 101 milionów km. Taka zbieżność planet nazywana jest opozycją. Jeśli w tej chwili odległość między planetami jest mniejsza niż 60 milionów km, to opozycja nazywana jest wielką. Wielkie konfrontacje zdarzają się co 15-17 lat.

Promień równikowy Marsa wynosi 3394 km, czyli o 20 km więcej niż promień polarny. Pod względem masy Mars jest dziesięć razy mniejszy niż Ziemia, a pod względem powierzchni jest mniej niż 3,5 razy mniejszy. Okres obrotu osiowego Marsa został określony na podstawie naziemnych obserwacji teleskopowych kontrastujących cech powierzchni: wynosi on 24 godziny 39 minut i 36 sekund. Oś obrotu Marsa jest nachylona pod kątem 25,2 ° od prostopadłej do płaszczyzny orbity. Dlatego na Marsie również następuje zmiana pór roku, ale czas trwania pór roku jest prawie dwukrotnie dłuższy niż na Ziemi. Ze względu na wydłużenie orbity pory roku na półkuli północnej i południowej mają różną długość: lato na półkuli północnej trwa 177 dni marsjańskich, a na południu jest o 21 dni krótsze, ale jednocześnie cieplejsze niż lato na półkula północna.

Ze względu na większą odległość od Słońca Mars otrzymuje tylko 43% energii, która pada na ten sam obszar powierzchni Ziemi. Średnia roczna temperatura na powierzchni Marsa wynosi około -60°C. Maksymalna temperatura tam nie przekracza kilku stopni powyżej zera, a minimalna notowana jest na północnej czapie polarnej i wynosi -138°C. W ciągu dnia temperatura powierzchni znacznie się zmienia. Na przykład na półkuli południowej na szerokości geograficznej 50 ° charakterystyczna temperatura w połowie jesieni waha się od -18 ° C w południe do -63 ° C w nocy. Jednak już na głębokości 25 cm pod powierzchnią temperatura jest praktycznie stała (około -60°C), niezależnie od pory dnia i pory roku. Duże zmiany temperatury powierzchni tłumaczy się tym, że atmosfera Marsa jest bardzo rozrzedzona, a nocą powierzchnia szybko się ochładza i szybko nagrzewa przez Słońce w ciągu dnia. Atmosfera Marsa składa się w 95% z dwutlenku węgla. Jego pozostałe składniki: 2,5% azotu, 1,6% argonu, mniej niż 0,4% tlenu. Średnie ciśnienie atmosferyczne na powierzchni wynosi 6,1 mbar, czyli 160 razy mniej niż ciśnienie ziemskiego powietrza na poziomie morza (1 bar). W najgłębszych depresjach na Marsie może osiągnąć 12 mbar. Atmosfera planety jest sucha, praktycznie nie ma w niej pary wodnej.

Czapki polarne Marsa są wielowarstwowe. Niższą, główną warstwę o grubości kilku kilometrów tworzy zwykły lód wodny zmieszany z pyłem; warstwa ta utrzymuje się latem, tworząc trwałe czapki. A obserwowane sezonowe zmiany w czapach polarnych są spowodowane górną warstwą o grubości mniejszej niż 1 metr, składającą się ze stałego dwutlenku węgla, tak zwanego „suchego lodu”. Obszar pokryty tą warstwą szybko rośnie zimą, osiągając równoleżnik 50°, a czasem nawet przekraczając tę ​​granicę. Wiosną, wraz ze wzrostem temperatury, górna warstwa odparowuje i pozostaje tylko wieczka permanentna. „Fala ciemnienia” powierzchni, obserwowana wraz ze zmianą pór roku, tłumaczy się zmianą kierunku wiatrów, wiejących nieustannie z jednego bieguna na drugi. Wiatr unosi wierzchnią warstwę luźnego materiału - lekkiego pyłu, odsłaniając obszary ciemniejszych skał. W okresach, w których Mars przechodzi przez peryhelium, nagrzewa się powierzchnia i atmosfera, a równowaga marsjańskiego środowiska zostaje zakłócona. Prędkość wiatru wzrasta do 70 km/h, zaczynają się trąby powietrzne i burze. Czasami ponad miliard ton pyłu unosi się i pozostaje w zawieszeniu, podczas gdy sytuacja klimatyczna na całej kuli marsjańskiej zmienia się dramatycznie. Czas trwania burz piaskowych może sięgać 50-100 dni. Eksploracja Marsa przez sondę kosmiczną rozpoczęła się w 1962 r. wraz z wystrzeleniem sondy Mars-1. Pierwsze zdjęcia obszarów powierzchni Marsa zostały przesłane przez Mariner-4 w 1965, a następnie przez Mariner-6 i -7 w 1969. Pojazd do lądowania Mars-3 był w stanie wykonać miękkie lądowanie. Szczegółowe mapy planety zostały opracowane na podstawie zdjęć Mariner-9 (1971). Przesłał na Ziemię 7329 zdjęć Marsa o rozdzielczości do 100 m, a także zdjęcia jego satelitów - Fobosa i Deimosa. Cała flotylla czterech statków kosmicznych Mars-4, -5, -6, -7 wystrzelonych w 1973 roku dotarła w okolice Marsa na początku 1974 roku. Z powodu awarii pokładowego układu hamulcowego Mars-4 przeleciał na odległość około 2200 km z powierzchni planety, po wykonaniu jedynie jej sfotografowania. Mars-5 przeprowadził teledetekcję powierzchni i atmosfery z orbity sztucznego satelity. Lądownik Mars-6 wykonał miękkie lądowanie na półkuli południowej. Na Ziemię przekazano dane o składzie chemicznym, ciśnieniu i temperaturze atmosfery. Mars-7 przeleciał w odległości 1300 km od powierzchni, nie wypełniając swojego programu.

Najbardziej produktywne były loty dwóch amerykańskich „Wikingów”, wystrzelonych w 1975 roku. Na pokładzie pojazdów znajdowały się kamery telewizyjne, spektrometry na podczerwień do rejestracji pary wodnej w atmosferze oraz radiometry do pomiaru temperatury. Lądownik Viking 1 wykonał miękkie lądowanie na Chris Plain 20 lipca 1976 roku, a Viking II na Utopia Plain 3 września 1976 roku. W miejscach lądowania przeprowadzono unikalne eksperymenty w celu wykrycia oznak życia w marsjańskiej glebie. Specjalne urządzenie pobrało próbkę gleby i umieściło ją w jednym z pojemników zawierających zapas wody lub składników odżywczych. Ponieważ wszelkie żywe organizmy zmieniają swoje środowisko, urządzenia powinny to zarejestrować. Chociaż w szczelnie zamkniętym pojemniku zaobserwowano pewne zmiany środowiskowe, obecność silnego środka utleniającego w glebie mogła dać te same wyniki. Dlatego naukowcy nie mogli śmiało przypisać tych zmian aktywności bakterii. Ze stacji orbitalnych wykonano szczegółowe zdjęcia powierzchni Marsa i jego satelitów. Na podstawie uzyskanych danych opracowano szczegółowe mapy powierzchni planety, mapy geologiczne, termiczne i inne mapy specjalne.

Zadaniem sowieckich stacji „Fobos-1, -2”, wystrzelonych po 13-letniej przerwie, było zbadanie Marsa i jego satelity Fobos. W wyniku błędnego polecenia z Ziemi „Fobos-1” stracił orientację i nie udało się przywrócić z nim komunikacji. „Fobos-2” wszedł na orbitę sztucznego satelity Marsa w styczniu 1989 roku. Zdalne metody pozwoliły uzyskać dane o zmianach temperatury na powierzchni Marsa oraz nowe informacje o właściwościach skał, z których składa się Fobos. Uzyskano 38 zdjęć o rozdzielczości do 40 m, zmierzono jego temperaturę powierzchni, która w najgorętszych miejscach wynosi 30°C. Niestety główny program badania Fobosa nie powiódł się. Komunikacja z urządzeniem została utracona 27 marca 1989 roku. Seria awarii na tym się nie skończyła. Wystrzelony w 1992 roku amerykański statek kosmiczny Mars Observer również nie spełnił swojej misji. Komunikacja z nim została utracona 21 sierpnia 1993 r. Nie można było sprowadzić rosyjskiej stacji „Mars-96” na tor lotu na Marsa.

Jednym z najbardziej udanych projektów NASA jest Mars Global Surveyor Station, wystrzelona 7 listopada 1996 roku, w celu szczegółowego odwzorowania powierzchni Marsa. Urządzenie służy również jako satelita telekomunikacyjny dla łazików Spirit i Opportunity, dostarczonych w 2003 roku i nadal eksploatowanych. W lipcu 1997 r. Mars-Pasfinder dostarczył na planetę pierwszy zrobotyzowany łazik Sogerner ważący mniej niż 11 kg, który z powodzeniem zbadał skład chemiczny powierzchni i warunków meteorologicznych. Łazik utrzymywał łączność z Ziemią przez lądownik. Mars Reconnaissance Satellite, zautomatyzowana stacja międzyplanetarna NASA, rozpoczęła pracę na orbicie w marcu 2006 roku. wysoka rozdzielczość na powierzchni Marsa można było dostrzec 30 cm szczegóły.Mars Odysseus, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite kontynuują swoje badania z orbity. Aparat Phoenix działał w regionie okołobiegunowym od 25 maja do 2 listopada 2008 roku. Po raz pierwszy przewiercił powierzchnię i odkrył lód. Phoenix wprowadził na planetę cyfrową bibliotekę science fiction. Opracowywane są programy lotów astronautów na Marsa. Taka wyprawa zajmie ponad dwa lata, ponieważ aby wrócić, będą musieli poczekać na dogodne względne położenie Ziemi i Marsa.

Na współczesnych mapach Marsa, obok nazw przypisanych formom terenu, które zostały zidentyfikowane na podstawie obrazów kosmicznych, stosowane są również dawne nazwy geograficzne i mitologiczne zaproponowane przez Schiaparelliego. Największy obszar wzniesienia, o średnicy około 6000 km i wysokości do 9 km, nazwano Farsis (tak nazywano Iran na starożytnych mapach), a ogromne okrągłe zagłębienie na południu o średnicy ponad 2000 km nazwano Hellas (Grecja). ). Gęsto pokryte kraterami obszary na powierzchni nazywano ziemiami: Ziemią Prometeusza, Ziemią Noego i innymi. Dolinom nadano nazwy planety Mars z języków różnych ludów. Duże kratery noszą nazwy naukowców, a małe kratery pochodzą od osad na Ziemi. Cztery gigantyczne wygasłe wulkany wznoszą się nad otaczającym terenem na wysokość 26 m. Największym z nich jest Góra Olimp, położona na zachodnim skraju gór Arsida, ma podstawę o średnicy 600 km i kalderę (krater) na szczycie o średnicy 60 km. Trzy wulkany - Mount Askrian, Mount Peacock i Mount Arsia - znajdują się w jednej linii prostej na szczycie gór Tarsis. Same wulkany wznoszą się 17 km nad Tharsis. Oprócz tych czterech na Marsie znaleziono ponad 70 wygasłych wulkanów, ale są one znacznie mniejsze pod względem powierzchni i wysokości.

Na południe od równika rozciąga się gigantyczna dolina o głębokości do 6 km i długości ponad 4000 km. Nazywano ją Doliną Żeglarza. Zidentyfikowano również wiele mniejszych dolin, rowków i pęknięć, co wskazuje, że w starożytności Mars miał wodę i dlatego atmosfera była gęstsza. Na niektórych obszarach pod powierzchnią Marsa powinna znajdować się warstwa wiecznej zmarzliny o grubości kilku kilometrów. W takich obszarach na powierzchni w pobliżu kraterów widoczne są zamarznięte strumienie, nietypowe dla planet ziemskich, dzięki czemu można ocenić obecność lodu podpowierzchniowego.

Z wyjątkiem równin, powierzchnia Marsa jest pokryta kraterami. Kratery wydają się bardziej zerodowane niż te na Merkurym i Księżycu. Ślady erozji wietrznej widać wszędzie.

Fobos i Deimos to naturalne satelity Marsa

Księżyce Marsa zostały odkryte podczas wielkiej opozycji w 1877 roku przez amerykańskiego astronoma A. Halla. Nazywano ich Fobos (z greckiego oznaczało to Strach) i Deimos (Przerażenie), gdyż w starożytnych mitach bóstwu wojny towarzyszyły zawsze jego dzieci - Strach i Horror. Satelity są bardzo małe i mają nieregularny kształt. Główna oś Fobosa ma 13,5 km, a mniejsza oś 9,4 km; w Deimos odpowiednio 7,5 i 5,5 km. Sonda Mariner 7 sfotografowała Phobosa na tle Marsa w 1969 roku, a Mariner 9 przesłał wiele zdjęć obu satelitów, które pokazują, że ich powierzchnie są nierówne, obficie pokryte kraterami. Kilka bliskich lotów do satelitów wykonały sondy Viking i Phobos-2. Najlepsze zdjęcia Phobosa pokazują płaskorzeźby o wielkości do 5 metrów.

Orbity satelitów są okrągłe. Fobos krąży wokół Marsa w odległości 6000 km od powierzchni w czasie 7 godzin 39 minut. Deimos znajduje się 20 tys. km od powierzchni planety, a jego okres orbitalny wynosi 30 godzin 18 minut. Okresy obrotu satelitów wokół osi pokrywają się z okresami ich obrotu wokół Marsa. Główne osie figur satelitów są zawsze skierowane w stronę środka planety. Fobos wznosi się na zachodzie i zachodzi na wschodzie 3 razy w ciągu dnia marsjańskiego. Średnia gęstość Fobosa jest mniejsza niż 2 g/cm3, a przyspieszenie ziemskie na jego powierzchni wynosi 0,5 cm/s2. Człowiek ważyłby na Fobosie zaledwie kilkadziesiąt gramów i mógłby rzucając kamieniem ręką sprawić, by wzleciał w kosmos na zawsze (prędkość separacji na powierzchni Fobosa wynosi około 13 m/s). Największy krater na Fobosie ma średnicę 8 km, porównywalną z najmniejszą średnicą samego satelity. Największa depresja na Deimos ma średnicę 2 km. Powierzchnie satelitów są usiane małymi kraterami, podobnie jak na Księżycu. Pomimo ogólnego podobieństwa, mnóstwa drobno pokruszonego materiału pokrywającego powierzchnie satelitów, Phobos wygląda na bardziej „obłupany”, a Deimos ma gładszą, zakurzoną powierzchnię. Na Fobosie odkryto tajemnicze rowki, które przecinają prawie cały satelita. Bruzdy mają szerokość 100-200 mi ciągną się na kilkadziesiąt kilometrów. Ich głębokość wynosi od 20 do 90 metrów. Istnieje kilka informacji na temat pochodzenia tych bruzd, ale jak dotąd nie ma wystarczająco przekonującego wyjaśnienia, a także wyjaśnienia pochodzenia samych satelitów. Najprawdopodobniej są to asteroidy przechwycone przez Marsa.

Jowisz

Jowisz nie bez powodu nazywany jest „królem planet”. Jest to największa planeta w Układzie Słonecznym, przewyższająca Ziemię 11,2 razy średnicą i 318 razy masą. Jowisz ma niską średnią gęstość (1,33 g / cm 3), ponieważ prawie w całości składa się z wodoru i helu. Znajduje się w średniej odległości 779 milionów km od Słońca, a przejście jednej orbity zajmuje około 12 lat. Mimo gigantycznych rozmiarów planeta ta obraca się bardzo szybko – szybciej niż Ziemia czy Mars. Najbardziej zaskakujące jest to, że Jowisz nie ma stałej powierzchni w ogólnie przyjętym znaczeniu – to gazowy gigant. Jowisz przewodzi grupie gigantycznych planet. Nazwany na cześć najwyższego boga starożytnej mitologii (wśród starożytnych Greków – Zeusa, u Rzymian – Jowisza), znajduje się pięć razy dalej od Słońca niż Ziemia. Ze względu na szybką rotację Jowisz zostanie mocno spłaszczony: jego promień równikowy (71 492 km) jest o 7% większy niż promień polarny, co łatwo zauważyć podczas obserwacji przez teleskop. Siła grawitacji na równiku planety jest 2,6 razy większa niż na Ziemi. Równik Jowisza jest nachylony tylko o 3° względem swojej orbity, więc nie ma zmiany pór roku na planecie. Nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki jest jeszcze mniejsze - tylko 1°. Co 399 dni powtarza się opozycja Ziemi i Jowisza.

Wodór i hel są głównymi składnikami tej planety: objętościowo stosunek tych gazów wynosi 89% wodoru i 11% helu, a masowo odpowiednio 80% i 20%. Cała widoczna powierzchnia Jowisza to gęste chmury, które tworzą system ciemnych pasów i jasnych stref na północ i południe od równika do równoleżników 40° szerokości geograficznej północnej i południowej. Chmury tworzą warstwy o odcieniach brązowawych, czerwonawych i niebieskawych. Okazało się, że okresy rotacji tych warstw chmur nie są takie same: im bliżej równika znajdują się, tym krótszy jest okres ich rotacji. Tak więc w pobliżu równika kończą swój obrót wokół osi planety w ciągu 9 godzin 50 minut, a na średnich szerokościach geograficznych - w ciągu 9 godzin 55 minut. Pasy i strefy to obszary zstępujących i wznoszących się w atmosferze. Prądy atmosferyczne równoległe do równika są wspierane przez przepływy ciepła z głębi planety, a także szybką rotację Jowisza i energię Słońca. Widoczna powierzchnia stref znajduje się około 20 km nad pasami. Na granicach pasów i stref obserwuje się silne turbulentne ruchy gazu. Atmosfera wodorowo-helowa Jowisza jest ogromna. Pokrywa chmur znajduje się na wysokości około 1000 km nad „powierzchnią”, gdzie pod wpływem wysokiego ciśnienia stan gazowy zmienia się w ciekły.

Jeszcze przed lotami statku kosmicznego do Jowisza odkryto, że strumień ciepła z wnętrza Jowisza jest dwukrotnie większy niż napływ ciepła słonecznego odbieranego przez planetę. Może to wynikać z powolnego opadania do środka planety substancji cięższych i pojawiania się lżejszych. Upadek meteorytów na planetę może być również źródłem energii. Kolor pasów wynika z obecności różnych związków chemicznych. Bliżej biegunów planety, na dużych szerokościach geograficznych, chmury tworzą ciągłe pole z brązowymi i niebieskawymi plamami o średnicy do 1000 km. Najbardziej znaną cechą Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, owalna formacja o różnych wymiarach, znajdująca się w południowej strefie tropikalnej. Obecnie ma ona wymiary 15 000 × 30 000 km (czyli swobodnie będą w nim znajdować się dwa światy), a sto lat temu obserwatorzy zauważyli, że wielkość Plamy była dwukrotnie większa. Czasami nie jest to bardzo wyraźnie widoczne. Wielka Czerwona Plama to długowieczny wir w atmosferze Jowisza, dokonujący pełnego obrotu wokół swojego centrum w ciągu 6 ziemskich dni. Pierwsze badanie Jowisza z bliskiej odległości (130 tys. km) odbyło się w grudniu 1973 roku przy użyciu sondy Pioneer-10. Obserwacje przeprowadzone przez ten aparat w promieniach ultrafioletowych wykazały, że planeta ma rozszerzoną koronę wodorową i helową. Wydaje się, że górna warstwa chmur składa się z cirrusowych chmur amoniaku, a poniżej znajduje się mieszanina wodoru, metanu i zamrożonych kryształków amoniaku. Radiometr na podczerwień wykazał, że temperatura zewnętrznej pokrywy chmur wynosi około -133°C. Odkryto silne pole magnetyczne i zarejestrowano strefę najintensywniejszego promieniowania w odległości 177 tys. km od planety. Ślad magnetosfery Jowisza jest widoczny nawet poza orbitą Saturna.

Inaczej obliczono trasę Pioneera 11, który przeleciał 43 000 km od Jowisza w grudniu 1974 roku. Przeszedł między pasami radiacyjnymi a samą planetą, unikając dawki promieniowania, która jest niebezpieczna dla sprzętu elektronicznego. Analiza kolorowych obrazów warstwy chmur uzyskanych za pomocą fotopolarymetru umożliwiła ujawnienie cech i struktury chmur. Wysokość chmur okazała się inna w pasach i strefach. Jeszcze przed lotami „Pioneer-10 i -11” z Ziemi, za pomocą lecącego na samolocie obserwatorium astronomicznego, można było określić zawartość innych gazów w atmosferze Jowisza. Zgodnie z oczekiwaniami stwierdzono, że obecność fosfiny, gazowego związku fosforu z wodorem (PH 3), nadaje kolor pokrywie chmur. Po podgrzaniu rozkłada się z uwolnieniem czerwonego fosforu. Unikalna wzajemna pozycja na orbitach Ziemi i planet olbrzymów, która miała miejsce w latach 1976-1978, została wykorzystana do kolejnych badań Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna za pomocą sond Voyager 1 i -2. Ich trasy zostały obliczone tak, aby można było wykorzystać grawitację samych planet do przyspieszenia i zmiany toru lotu z jednej planety na drugą. W efekcie lot do Urana trwał 9 lat, a nie 16, jak byłoby to według tradycyjnego schematu, a lot na Neptuna 12 lat zamiast 20. Takie wzajemne ułożenie planet powtórzy się dopiero po 179 roku. lat.

Na podstawie danych uzyskanych z sond kosmicznych i obliczeń teoretycznych skonstruowano matematyczne modele pokrywy chmurowej Jowisza i dopracowano pomysły dotyczące jego wewnętrznej struktury. W nieco uproszczonej formie Jowisza można przedstawić jako muszle o gęstości rosnącej w kierunku środka planety. Na dnie atmosfery o grubości 1500 km, której gęstość gwałtownie rośnie wraz z głębokością, znajduje się warstwa gazowo-cieczowego wodoru o grubości około 7000 km. Na poziomie 0,9 promienia planety, gdzie ciśnienie wynosi 0,7 Mbar, a temperatura około 6500 K, wodór przechodzi w stan ciekły, a po kolejnych 8000 km - w ciekły stan metaliczny. Wraz z wodorem i helem warstwy zawierają niewielką ilość ciężkich pierwiastków. Wewnętrzny rdzeń o średnicy 25 000 km to metalokrzemian zawierający wodę, amoniak i metan. Temperatura w centrum wynosi 23 000 K, a ciśnienie 50 Mbar. Saturn ma podobną strukturę.

Na orbicie Jowisza krążą 63 znane satelity, które można podzielić na dwie grupy - wewnętrzne i zewnętrzne lub regularne i nieregularne; pierwsza grupa obejmuje 8 satelitów, druga - 55. Satelity grupy wewnętrznej krążą po prawie kołowych orbitach, praktycznie leżąc w płaszczyźnie równika planety. Cztery najbliższe planety satelity - Adrastea, Metis, Amalthea i Teba mają średnice od 40 do 270 km i znajdują się w promieniu 2-3 promieni Jowisza od centrum planety. Różnią się znacznie od czterech satelitów znajdujących się za nimi, znajdujących się w odległości od 6 do 26 promieni Jowisza i mających znacznie większe rozmiary, zbliżone do rozmiarów Księżyca. Te duże księżyce - Io, Europa, Ganimedes i Callisto zostały odkryte na początku XVII wieku. prawie jednocześnie Galileo Galilei i Simon Marius. Są one zwykle nazywane satelitami galileuszowymi Jowisza, chociaż pierwsze tabele ruchu tych satelitów zostały opracowane przez Mariusza.

Zewnętrzna grupa składa się z małych - o średnicy od 1 do 170 km - satelitów poruszających się po wydłużonych orbitach silnie nachylonych do równika Jowisza. W tym przypadku pięć satelitów bliższych Jowiszowi porusza się po swoich orbitach w kierunku obrotu Jowisza, a prawie wszystkie bardziej odległe satelity poruszają się w przeciwnym kierunku. Szczegółowe informacje na temat charakteru powierzchni satelitów uzyskała sonda kosmiczna. Przyjrzyjmy się bardziej szczegółowo satelitom Galileusza. Średnica satelity Io najbliższego Jowiszowi wynosi 3640 km, a jego średnia gęstość to 3,55 g/cm3. Wnętrzności Io rozgrzewają pływowe wpływy Jowisza i zakłócenia wprowadzane do ruchu Io przez jego sąsiadów - Europę i Ganimedesa. Siły pływowe deformują i ogrzewają zewnętrzne warstwy Io. W tym przypadku skumulowana energia wydostaje się na powierzchnię w postaci erupcji wulkanicznych. Z krateru wulkanów dwutlenek siarki i para siarki są wyrzucane z prędkością około 1 km/s na wysokość setek kilometrów nad powierzchnią satelity. Chociaż wokół równika temperatura powierzchni Io wynosi średnio około -140 ° C, istnieją gorące punkty o wielkości od 75 do 250 km, w których temperatury sięgają 100-300 ° C. Powierzchnia Io pokryta jest produktami erupcji i jest koloru pomarańczowego. Średni wiek części na nim jest niewielki - około 1 miliona lat. Rzeźba Io jest w większości płaska, ale istnieje kilka gór o wysokości od 1 do 10 km. Atmosfera Io jest bardzo rozrzedzona (praktycznie jest to próżnia), ale za satelitą rozciąga się ogon gazowy: wzdłuż orbity Io wykryto promieniowanie oparów tlenu, sodu i siarki - produktów erupcji wulkanicznych.

Drugi z satelitów Galileusza, Europa, jest nieco mniejszy od Księżyca, jego średnica wynosi 3130 km, a średnia gęstość materii wynosi około 3 g / cm3. Powierzchnia satelity usiana jest siecią jasnych i ciemnych linii: najwyraźniej są to pęknięcia w skorupie lodowej, które powstały w wyniku procesów tektonicznych. Szerokość tych uskoków waha się od kilku do kilkuset kilometrów, a długość sięga tysięcy kilometrów. Szacowana grubość skorupy ziemskiej waha się od kilku kilometrów do kilkudziesięciu kilometrów. W głębinach Europy uwalniana jest również energia oddziaływania pływowego, która utrzymuje płaszcz w postaci płynnej - oceanu podlodowego, być może nawet ciepłego. Nic więc dziwnego, że istnieje przypuszczenie o możliwości istnienia w tym oceanie najprostszych form życia. Biorąc pod uwagę średnią gęstość satelity, pod oceanem powinny znajdować się skały krzemianowe. Ponieważ na Europie, która ma dość gładką powierzchnię, jest bardzo niewiele kraterów, szczegóły tej pomarańczowo-brązowej powierzchni szacuje się na setki tysięcy i miliony lat. Zdjęcia Galileusza o wysokiej rozdzielczości pokazują poszczególne pola o nieregularnym kształcie z wydłużonymi równoległymi grzbietami i dolinami przypominającymi autostrady. W wielu miejscach wyróżniają się ciemne plamy, najprawdopodobniej są to złoża materii wyprowadzone spod warstwy lodu.

Według amerykańskiego naukowca Richarda Greenberga warunków do życia w Europie należy szukać nie w głębokim subglacjalnym oceanie, ale w licznych szczelinach. Ze względu na efekt pływów szczeliny okresowo zwężają się i rozszerzają do szerokości 1 m. Gdy szczelina się zwęża, woda oceaniczna opada, a gdy zaczyna się rozszerzać, woda unosi się wzdłuż niej prawie do samej powierzchni. Przez korek lodowy, który zapobiega przedostawaniu się wody na powierzchnię, przenikają promienie słoneczne, niosąc energię niezbędną dla żywych organizmów.

Największy satelita w układzie Jowisza, Ganimedes, ma średnicę 5268 km, ale jego średnia gęstość jest tylko dwa razy większa niż wody; sugeruje to, że około 50% masy satelity to lód. Liczne kratery pokrywające ciemnobrązowe obszary świadczą o starożytnym wieku tej powierzchni, około 3-4 miliardów lat. Młodsze obszary pokryte są systemami równoległych rowków tworzonych przez lżejszy materiał podczas rozciągania się skorupy lodowej. Głębokość tych bruzd wynosi kilkaset metrów, szerokość dziesiątki kilometrów, a długość może sięgać kilku tysięcy kilometrów. Niektóre kratery Ganimedesa mają nie tylko systemy promieni świetlnych (podobne do księżycowych), ale czasami także ciemne.

Średnica Callisto wynosi 4800 km. Na podstawie średniej gęstości satelity (1,83 g/cm3) przyjmuje się, że lód wodny stanowi około 60% jego masy. Grubość skorupy lodowej, podobnie jak u Ganimedesa, szacowana jest na dziesiątki kilometrów. Cała powierzchnia tego księżyca jest całkowicie usiana kraterami o różnych rozmiarach. Nie ma na nim wydłużonych równin ani systemów bruzd. Kratery na Kallisto mają słabo zdefiniowany grzbiet i płytką głębokość. Unikalną cechą reliefową jest wielopierścieniowa konstrukcja o średnicy 2600 km, składająca się z dziesięciu koncentrycznych pierścieni. Temperatura powierzchni na równiku Kallisto osiąga w południe -120°C. Satelita posiada własne pole magnetyczne.

30 grudnia 2000 sonda Cassini, zmierzająca do Saturna, przeszła w pobliżu Jowisza. Jednocześnie w sąsiedztwie „króla planet” przeprowadzono szereg eksperymentów. Jeden z nich miał na celu wykrycie bardzo rozrzedzonych atmosfer satelitów galileuszowych podczas ich zaćmienia przez Jowisza. Kolejny eksperyment polegał na wykrywaniu promieniowania z pasów radiacyjnych Jowisza. Co ciekawe, równolegle z pracą Cassiniego to samo promieniowanie zostało zarejestrowane za pomocą teleskopów naziemnych przez uczniów i studentów w Stanach Zjednoczonych. Wyniki ich badań zostały wykorzystane wraz z danymi „Cassiniego”.

W wyniku badań satelitów galileuszowych wysunięto interesującą hipotezę, że we wczesnych stadiach ewolucji gigantyczne planety emitowały w kosmos ogromne strumienie ciepła. Promieniowanie Jowisza może stopić lód na powierzchni trzech księżyców Galileusza. Czwartego - Callisto - nie powinno się to wydarzyć, ponieważ jest oddalone od Jowisza o 2 miliony km. Dlatego jego powierzchnia tak bardzo różni się od powierzchni satelitów znajdujących się bliżej planety.

Saturn

Wśród gigantycznych planet Saturn wyróżnia się niezwykłym układem pierścieni. Podobnie jak Jowisz, jest ogromną, szybko obracającą się kulą, złożoną głównie z ciekłego wodoru i helu. Okrążając Słońce w odległości 10 razy większej od Ziemi, Saturn dokonuje pełnego obrotu po niemal kołowej orbicie w ciągu 29,5 roku. Kąt nachylenia orbity do płaszczyzny ekliptyki wynosi tylko 2 °, podczas gdy płaszczyzna równikowa Saturna jest nachylona o 27 ° do płaszczyzny jego orbity, więc zmiana pór roku jest nieodłączna dla tej planety.

Nazwa Saturn pochodzi od rzymskiego odpowiednika starożytnego tytana Kronosa, syna Urana i Gai. Ta planeta, druga pod względem masy, przewyższa Ziemię 800 razy objętością i 95 razy masą. Łatwo obliczyć, że jego średnia gęstość (0,7 g/cm3) jest mniejsza niż gęstość wody - wyjątkowo niska jak na planety Układu Słonecznego. Równikowy promień Saturna wzdłuż górnej granicy warstwy chmur wynosi 60 270 km, a promień biegunowy jest o kilka tysięcy kilometrów mniejszy. Okres rotacji Saturna wynosi 10 godzin 40 minut. Atmosfera Saturna zawiera 94% wodoru i 6% helu (objętościowo).

Neptun

Neptuna odkryto w 1846 roku w wyniku dokładnej teoretycznej prognozy. Po zbadaniu ruchu Urana francuski astronom Le Verrier ustalił, że na siódmą planetę miało wpływ przyciąganie równie masywnego nieznanego ciała, i obliczył jego położenie. Kierując się tą prognozą niemieccy astronomowie Halle i D’Arrest odkryli Neptuna. Później okazało się, że zaczynając od Galileusza, astronomowie zaznaczyli pozycję Neptuna na mapach, ale wzięli ją za gwiazdę.

Neptun to czwarta z gigantycznych planet, nazwana na cześć boga mórz w starożytnej mitologii. Promień równikowy Neptuna (24 764 km) jest prawie 4 razy większy od promienia Ziemi, a masa Neptuna jest 17 razy większa od naszej planety. Średnia gęstość Neptuna wynosi 1,64 g/cm3. Okrąża Słońce w odległości 4,5 miliarda km (30 j.a.), kończąc pełny cykl w ciągu prawie 165 lat ziemskich. Płaszczyzna orbity planety jest nachylona o 1,8° do płaszczyzny ekliptyki. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 29,6 °. Ze względu na dużą odległość od Słońca oświetlenie Neptuna jest 900 razy mniejsze niż na Ziemi.

Dane przesłane przez sondę Voyager 2, która przeszła około 5000 km od powierzchni warstwy chmur Neptuna w 1989 roku, pozwoliły zobaczyć szczegóły zachmurzenia planety. Paski na Neptunie są słabe. Duża ciemna plama wielkości naszej planety, znajdująca się na południowej półkuli Neptuna, to gigantyczny antycyklon, który dokonuje całkowitej rewolucji w ciągu 16 ziemskich dni. Jest to obszar podwyższonego ciśnienia i temperatury. W przeciwieństwie do Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu, która dryfuje z prędkością 3 m/s, Wielka Ciemna Plama na Neptunie porusza się na zachód z prędkością 325 m/s. Mniejsza ciemna plama zlokalizowana na 74°S. sh., w ciągu tygodnia przesunął się o 2000 km na północ. Lekka formacja w atmosferze - tak zwany "skuter" wyróżniał się również dość szybkim ruchem. W niektórych miejscach prędkość wiatru w atmosferze Neptuna dochodzi do 400-700 m/s.

Podobnie jak inne olbrzymy, atmosfera Neptuna składa się głównie z wodoru. Hel stanowi około 15%, a 1% - metan. Widoczna warstwa chmur odpowiada ciśnieniu 1,2 bara. Przypuszcza się, że na dnie atmosfery Neptuna znajduje się ocean wody nasyconej różnymi jonami. Wydaje się, że znaczne ilości metanu znajdują się głębiej w lodowym płaszczu planety. Nawet w temperaturach tysięcy stopni, pod ciśnieniem 1 Mbar, mieszanina wody, metanu i amoniaku może tworzyć stałe lody. Gorący lodowy płaszcz prawdopodobnie stanowi 70% masy całej planety. Około 25% masy Neptuna powinno, według obliczeń, należeć do jądra planety, składającego się z tlenków krzemu, magnezu, żelaza i jego związków oraz skał. Z modelu budowy wewnętrznej planety wynika, że ​​ciśnienie w jej centrum wynosi ok. 7 Mbar, a temperatura ok. 7000 K. W przeciwieństwie do Urana, przepływ ciepła z wnętrza Neptuna jest prawie trzykrotnie większy niż ciepło odbierane z słońce. Zjawisko to wiąże się z wydzielaniem ciepła podczas rozpadu promieniotwórczego substancji o dużej masie atomowej.

Pole magnetyczne Neptuna jest o połowę mniejsze niż Urana. Kąt między osią dipola magnetycznego a osią obrotu Neptuna wynosi 47 °. Środek dipola jest przesunięty o 6000 km na półkulę południową, więc indukcja magnetyczna na południowym biegunie magnetycznym jest 10 razy wyższa niż na północnym.

Pierścienie Neptuna są generalnie podobne do pierścieni Urana, z tą tylko różnicą, że całkowita powierzchnia materii w pierścieniach Neptuna jest 100 razy mniejsza niż w pierścieniach Urana. Oddzielne łuki pierścieni otaczających Neptuna zostały odkryte, gdy gwiazdy są zakryte przez planetę. Zdjęcia z sondy Voyager 2 pokazują otwarte formacje wokół Neptuna, które nazywane są łukami. Znajdują się one na solidnym zewnętrznym pierścieniu o małej gęstości. Średnica pierścienia zewnętrznego wynosi 69,2 tys. km, a szerokość łuków ok. 50 km. Pozostałe pierścienie, położone w odległości od 61,9 tys. km do 62,9 tys. km, są zamknięte. Podczas obserwacji z Ziemi do połowy XX wieku znaleziono 2 satelity Neptuna - Trytona i Nereidę. Voyager 2 odkrył 6 kolejnych satelitów o rozmiarach od 50 do 400 km i określił średnice Trytona (2705 km) i Nereid (340 km). W latach 2002-03. podczas obserwacji z Ziemi odkryto 5 bardziej odległych satelitów Neptuna.

Największy satelita Neptuna, Tryton, krąży wokół planety w odległości 355 tys. km z okresem około 6 dni po orbicie kołowej nachylonej 23° do równika planety. Co więcej, jest to jedyny z wewnętrznych satelitów Neptuna krążący w przeciwnym kierunku. Okres obrotu osiowego Trytona zbiega się z jego okresem orbitalnym. Średnia gęstość Tritona wynosi 2,1 g/cm3. Temperatura powierzchni jest bardzo niska (38 K). Na zdjęciach satelitarnych większość powierzchni Tritona to równina z wieloma pęknięciami, co sprawia, że ​​wygląda jak skorupa melona. Biegun południowy otoczony jest lekką czapą polarną. Na równinie znaleziono kilka zagłębień o średnicy 150 - 250 km. Prawdopodobnie skorupa lodowa satelity była wielokrotnie poddawana recyklingowi w wyniku aktywności tektonicznej i upadku meteorytów. Triton wydaje się mieć skalisty rdzeń o promieniu około 1000 km. Uważa się, że skorupa lodowa o grubości około 180 km pokrywa ocean wodny o głębokości około 150 km, nasycony amoniakiem, metanem, solami i jonami. Cienka atmosfera Tritona składa się głównie z azotu, niewielkich ilości metanu i wodoru. Śnieg na powierzchni Tritona to szron azotu. Czapę polarną tworzy również mróz azotowy. Niesamowite formacje odkryte na czapie polarnej to ciemne plamy wydłużone na północny wschód (odnaleziono ich około pięćdziesięciu). Okazało się, że to gejzery gazowe, wznoszące się na wysokość nawet 8 km, a następnie zamieniające się w pióropusze ciągnące się przez około 150 km.

W przeciwieństwie do innych satelitów wewnętrznych, Nereid porusza się po bardzo wydłużonej orbicie, z mimośrodem (0,75) bardziej podobnym do orbity komet.

Pluton

Pluton, po jego odkryciu w 1930 roku, został uznany za najmniejszą planetę w Układzie Słonecznym. W 2006 roku decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej został pozbawiony statusu planety klasycznej i stał się prototypem nowej klasy obiektów - planet karłowatych. Jak dotąd grupa planet karłowatych obejmuje również asteroidę Ceres i kilka niedawno odkrytych obiektów w pasie Kuipera, poza orbitą Neptuna; jeden z nich jest nawet większy niż Pluton. Nie ma wątpliwości, że inne podobne obiekty zostaną znalezione w pasie Kuipera; więc w Układzie Słonecznym może być sporo planet karłowatych.

Pluton okrąża Słońce za 245,7 lat. W momencie jej odkrycia znajdowała się dość daleko od Słońca, zajmując miejsce dziewiątej planety w Układzie Słonecznym. Ale orbita Plutona, jak się okazało, ma znaczną ekscentryczność, więc w każdym cyklu orbitalnym jest bliżej Słońca niż Neptuna przez 20 lat. Pod koniec XX wieku był właśnie taki okres: 23 stycznia 1979 roku Pluton przekroczył orbitę Neptuna, dzięki czemu znalazł się bliżej Słońca i formalnie zamienił się w ósmą planetę. Pozostał w tym statusie do 15 marca 1999 r. Po przejściu przez peryhelium swojej orbity (29,6 j.a.) we wrześniu 1989 r. Pluton oddala się teraz w kierunku aphelium (48,8 j.a.), do którego dotrze w 2112 r. pełna rewolucja wokół Słońca po jej odkryciu zakończy się dopiero w 2176 roku.

Aby zrozumieć zainteresowanie astronomów Plutonem, trzeba przypomnieć sobie historię jego odkrycia. Na początku XX wieku, obserwując ruchy Urana i Neptuna, astronomowie zauważyli pewną osobliwość w ich zachowaniu i zasugerowali, że poza orbitami tych planet jest jeszcze jedna nieodkryta, której wpływ grawitacyjny wpływa na ruch znanego olbrzyma planety. Astronomowie obliczyli nawet szacunkową lokalizację tej planety – „Planety X” – choć niezbyt pewnie. Po długich poszukiwaniach w 1930 roku amerykański astronom Clyde Tombaugh odkrył dziewiątą planetę nazwaną imieniem Boga męt- Pluton. Jednak odkrycie najwyraźniej było przypadkowe: kolejne pomiary wykazały, że masa Plutona jest zbyt mała, aby jego grawitacja zauważalnie wpłynęła na ruch Neptuna, a ponadto Urana. Orbita Plutona okazała się znacznie bardziej wydłużona niż innych planet i wyraźnie nachylona (17°) do ekliptyki, co również nie jest typowe dla planet. Niektórzy astronomowie uważają Plutona za „niewłaściwą” planetę, bardziej jak steryd lub zaginiony księżyc Neptuna. Jednak Pluton ma swoje satelity, a czasami pojawia się atmosfera, gdy lód pokrywający jego powierzchnię odparowuje w rejonie peryhelium orbity. Ogólnie rzecz biorąc, Pluton został bardzo słabo zbadany, ponieważ żadna sonda do niego nie dotarła; do niedawna nie podjęto nawet takiej próby. Jednak w styczniu 2006 roku statek kosmiczny New Horizons (NASA) wystrzelił na Plutona, który ma przelecieć obok planety w lipcu 2015 roku.

Mierząc intensywność światła słonecznego odbitego przez Plutona, astronomowie ustalili, że pozorna jasność planety okresowo się zmienia. Okres ten (6,4 dnia) przyjęto jako okres obrotu osiowego Plutona. W 1978 roku amerykański astronom J. Christie zwrócił uwagę na nieregularny kształt obrazu Plutona na fotografiach uzyskanych w najlepszej rozdzielczości kątowej: rozmazana plamka obrazu była często płytka po jednej stronie; jego pozycja również zmieniła się z okresem 6,4 dnia. Christie doszedł do wniosku, że Pluton ma dość dużego satelitę, którego nazwano Charonem na cześć mitycznego przewoźnika, który przewoził dusze zmarłych wzdłuż rzek w podziemnym świecie zmarłych (władcą tego królestwa, jak wiecie, był Pluton). Charon pojawia się teraz z północy, teraz z południa Plutona, więc stało się jasne, że orbita satelity, podobnie jak oś obrotu samej planety, jest silnie nachylona do płaszczyzny jej orbity. Pomiary wykazały, że kąt między osią obrotu Plutona a płaszczyzną jego orbity wynosi około 32°, a obrót jest odwrócony. Orbita Charona leży w płaszczyźnie równikowej Plutona. W 2005 roku odkryto jeszcze dwa małe księżyce - Hydra i Nyx, krążące dalej niż Charon, ale w tej samej płaszczyźnie. Tak więc Pluton ze swoimi księżycami przypomina Urana, który obraca się „leżąc na boku”.

Okres rotacji Charona, który wynosi 6,4 dnia, zbiega się z okresem jego ruchu wokół Plutona. Podobnie jak Księżyc, Charon zawsze zwrócony jest w stronę planety z jednej strony. Jest to charakterystyczne dla wszystkich satelitów poruszających się w pobliżu planety. Kolejna rzecz jest zaskakująca – Pluton również mierzy się z Charonem po jednej i tej samej stronie; w tym sensie są równe. Pluton i Charon to unikalny układ podwójny, bardzo zwarty i posiadający niespotykanie wysoki stosunek masy satelity do planety (1:8). Na przykład stosunek mas Księżyca i Ziemi wynosi 1:81, podczas gdy inne planety mają podobne stosunki znacznie mniej. Zasadniczo Pluton i Charon to planeta podwójnego karła.

Najlepsze obrazy układu Pluton-Charon uzyskał Teleskop Kosmiczny Hubble'a. Z nich udało się określić odległość między satelitą a planetą, która okazała się wynosić tylko około 19 400 km. Wykorzystując zaćmienia gwiazd przez Plutona, a także wzajemne zaćmienia planety przez jego satelitę, udało się doprecyzować ich rozmiary: średnica Plutona według ostatnich szacunków wynosi 2300 km, a średnica Charona 1200 km. Średnia gęstość Plutona mieści się w zakresie od 1,8 do 2,1 g/cm3, a Charona od 1,2 do 1,3 g/cm3. Najwyraźniej wewnętrzna struktura Plutona, składająca się ze skał i lodu wodnego, różni się od struktury Charona, która bardziej przypomina lodowe satelity gigantycznych planet. Powierzchnia Charona jest o 30% ciemniejsza niż powierzchnia Plutona. Inny jest też kolor planety i satelity. Podobno powstały niezależnie od siebie. Obserwacje wykazały, że na peryhelium orbity jasność Plutona znacznie wzrasta. Dało to powód, by przypuszczać, że na Plutonie pojawi się chwilowa atmosfera. Kiedy gwiazdę zakrył Pluton w 1988 roku, jej jasność stopniowo malała w ciągu kilku sekund, po czym ostatecznie ustalono, że Pluton ma atmosferę. Jego głównym składnikiem jest najprawdopodobniej azot, podczas gdy inne składniki mogą zawierać metan, argon i neon. Grubość warstwy mgły szacuje się na 45 km, a sama atmosfera na 270 km. Zawartość metanu powinna się zmieniać w zależności od pozycji Plutona na orbicie. Pluton przeszedł peryhelium w 1989 roku. Obliczenia pokazują, że część złóż zamarzniętego metanu, azotu i dwutlenku węgla, dostępnych na jego powierzchni w postaci lodu i szronu, przechodzi do atmosfery w miarę zbliżania się planety do Słońca. Pluton ma maksymalną temperaturę powierzchni 62 K. Powierzchnia Charona wydaje się być utworzona przez lód wodny.

Pluton jest więc jedyną planetą (choć karłowatą), której atmosfera czasami pojawia się, a potem znika, jak kometa podczas ruchu wokół Słońca. W maju 2005 roku Kosmiczny Teleskop Hubble'a odkrył dwa nowe satelity planety karłowatej Pluto, nazwane Nikta i Hydra. Orbity tych satelitów znajdują się poza orbitą Charona. Nikta jest około 50 000 km od Plutona, a Hydra około 65 000 km. Misja Nowe Horyzonty, rozpoczęta w styczniu 2006 roku, ma na celu zbadanie okolic Plutona i Pasa Kuipera.

Jest to układ planet, w centrum którego znajduje się jasna gwiazda, źródło energii, ciepła i światła - Słońce.
Według jednej z teorii Słońce powstało wraz z Układem Słonecznym około 4,5 miliarda lat temu w wyniku wybuchu jednej lub więcej supernowych. Początkowo Układ Słoneczny był chmurą cząstek gazu i pyłu, które w ruchu i pod wpływem swojej masy utworzyły dysk, w którym powstała nowa gwiazda, Słońce i cały nasz Układ Słoneczny.

W centrum Układu Słonecznego znajduje się Słońce, wokół którego krąży po orbitach dziewięć dużych planet. Ponieważ Słońce jest przesunięte ze środka orbit planet, to w cyklu obrotu wokół Słońca planety albo zbliżają się, albo oddalają na swoich orbitach.

Planety ziemskie: oraz ... Te planety są małe i mają skalistą powierzchnię, są bliżej Słońca niż inne.

Planety giganty: oraz ... Są to duże planety, w większości zbudowane z gazu i charakteryzujące się pierścieniami lodowego pyłu i wieloma kamieniami.

Ale nie należy do żadnej grupy, bo mimo że znajduje się w Układzie Słonecznym, znajduje się zbyt daleko od Słońca i ma bardzo małą średnicę, tylko 2320 km, czyli połowę średnicy Merkurego.

Planety Układu Słonecznego

Rozpocznijmy fascynującą znajomość planet Układu Słonecznego w kolejności ich położenia od Słońca, a także rozważmy ich główne satelity i niektóre inne obiekty kosmiczne (komety, asteroidy, meteoryty) w gigantycznych przestrzeniach naszego układu planetarnego.

Pierścienie i księżyce Jowisza: Europa, Io, Ganimedes, Callisto i inni...
Planeta Jowisz jest otoczona całą rodziną 16 satelitów, a każdy z nich ma swój własny, w przeciwieństwie do innych cech ...

Pierścienie i księżyce Saturna: Titan, Enceladus i inni...
Charakterystyczne pierścienie posiada nie tylko planeta Saturn, ale także inne planety olbrzymy. Wokół Saturna pierścienie są szczególnie wyraźnie widoczne, ponieważ składają się z miliardów małych cząstek, które krążą wokół planety, oprócz kilku pierścieni Saturn ma 18 satelitów, z których jeden to Tytan, jego średnica wynosi 5000 km, co czyni go największy satelita Układu Słonecznego...

Pierścienie i księżyce Urana: Titania, Oberon i inni...
Planeta Uran ma 17 satelitów i, podobnie jak inne planety olbrzymy, okrążające planetę cienkie pierścienie, które praktycznie nie mają zdolności odbijania światła, więc odkryto je nie tak dawno, bo w 1977 roku, całkiem przypadkowo…

Pierścienie i księżyce Neptuna: Triton, Nereid i inni...
Początkowo, przed eksploracją Neptuna przez sondę Voyager 2, wiadomo było o dwóch satelitach planety - Trytonie i Nerdzie. Interesujący faktże satelita Tryton ma przeciwny kierunek ruchu orbitalnego, na satelicie odkryto również dziwne wulkany, które wyrzucały azot, jak gejzery, rozprowadzając ciemną masę (ze stanu ciekłego w parę) na wiele kilometrów w atmosferę. Podczas swojej misji Voyager 2 odkrył jeszcze sześć satelitów planety Neptun...

Układ Słoneczny to grupa planet krążących po określonych orbitach wokół jasnej gwiazdy - Słońca. Oprawa ta jest głównym źródłem ciepła i światła w Układzie Słonecznym.

Uważa się, że nasz układ planetarny powstał w wyniku eksplozji jednej lub więcej gwiazd i stało się to około 4,5 miliarda lat temu. Początkowo Układ Słoneczny był akumulacją cząstek gazu i pyłu, jednak z czasem i pod wpływem własnej masy powstało Słońce i inne planety.

Planety Układu Słonecznego

W centrum Układu Słonecznego znajduje się Słońce, wokół którego porusza się po swoich orbitach osiem planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun.

Do 2006 roku Pluton należał do tej grupy planet, był uważany za dziewiątą planetę od Słońca, jednak ze względu na znaczną odległość od Słońca i niewielkie rozmiary został wykluczony z tej listy i nazwany planetą karłowatą. Jest to raczej jedna z kilku planet karłowatych w pasie Kuipera.

Wszystkie powyższe planety są zwykle podzielone na dwie duże grupy: grupę ziemską i olbrzymy gazowe.

Do grupy lądowej należą takie planety jak: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars. Wyróżniają się niewielkimi rozmiarami i skalistą powierzchnią, a ponadto znajdują się bliżej Słońca.

Do olbrzymów gazowych należą: Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. Charakteryzują się dużymi rozmiarami i obecnością słojów, które są pyłem lodowym i kamienistymi bryłami. Te planety składają się głównie z gazu.

Słońce

Słońce jest gwiazdą, wokół której krążą wszystkie planety i satelity Układu Słonecznego. Składa się z wodoru i helu. Wiek Słońca wynosi 4,5 miliarda lat, jest dopiero w połowie swojego cyklu życiowego, stopniowo zwiększając swój rozmiar. Teraz średnica Słońca wynosi 1 391 400 km. W ciągu tej samej liczby lat gwiazda ta rozszerzy się i osiągnie orbitę Ziemi.

Słońce jest źródłem ciepła i światła dla naszej planety. Jego aktywność wzrasta lub słabnie co 11 lat.

Ze względu na ekstremalnie wysokie temperatury na jego powierzchni, szczegółowe badanie Słońca jest niezwykle trudne, trwają próby wystrzelenia specjalnej aparatury jak najbliżej gwiazdy.

Ziemska grupa planet

Rtęć

Ta planeta jest jedną z najmniejszych w Układzie Słonecznym o średnicy 4879 km. Ponadto jest najbliżej Słońca. Ta bliskość z góry określała znaczną różnicę temperatur. Średnia temperatura na Merkurym w dzień wynosi +350 stopni Celsjusza, a nocą -170 stopni.

Jeśli skupisz się na roku ziemskim, Merkury dokona pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 88 dni, a jeden dzień trwa 59 dni ziemskich. Zauważono, że planeta ta może okresowo zmieniać prędkość swojego obrotu wokół Słońca, odległość od niego i swoje położenie.

Na Merkurym nie ma atmosfery, pod tym względem jest on często atakowany przez asteroidy i pozostawia po sobie wiele kraterów na swojej powierzchni. Na tej planecie odkryto sód, hel, argon, wodór, tlen.

Szczegółowe badanie Merkurego jest bardzo trudne ze względu na jego bliskość do Słońca. Czasami Merkurego można zobaczyć z Ziemi gołym okiem.

Według jednej z teorii uważa się, że Merkury był wcześniej satelitą Wenus, jednak nie udało się jeszcze udowodnić tego założenia. Merkury nie ma własnego satelity.

Wenus

Ta planeta jest drugą od Słońca. Pod względem wielkości jest zbliżona do średnicy Ziemi, jej średnica wynosi 12 104 km. Pod wszystkimi innymi względami Wenus znacznie różni się od naszej planety. Dzień tutaj trwa 243 ziemskie dni, a rok - 255 dni. Atmosfera Wenus składa się w 95% z dwutlenku węgla, co powoduje efekt cieplarniany na jej powierzchni. Prowadzi to do tego, że średnia temperatura na planecie wynosi 475 stopni Celsjusza. Atmosfera zawiera również 5% azotu i 0,1% tlenu.

W przeciwieństwie do Ziemi, której większość powierzchni pokryta jest wodą, na Wenus nie ma cieczy, a prawie całą powierzchnię zajmuje zastygła lawa bazaltowa. Według jednej z teorii wcześniej na tej planecie istniały oceany, jednak w wyniku wewnętrznego nagrzania wyparowały, a opary zostały uniesione przez wiatr słoneczny w kosmos. Delikatne wiatry wieją przy powierzchni Wenus, jednak na wysokości 50 km ich prędkość znacznie wzrasta i wynosi 300 metrów na sekundę.

Na Wenus jest wiele kraterów i wzgórz, które przypominają kontynenty lądowe. Powstawanie kraterów wiąże się z tym, że wcześniej planeta miała mniej gęstą atmosferę.

Charakterystyczną cechą Wenus jest to, że w przeciwieństwie do innych planet, jej ruch nie zachodzi z zachodu na wschód, ale ze wschodu na zachód. Można go zobaczyć z Ziemi nawet bez teleskopu po zachodzie słońca lub przed wschodem słońca. Wynika to ze zdolności jego atmosfery do dobrego odbijania światła.

Wenus nie ma satelity.

Grunt

Nasza planeta znajduje się w odległości 150 mln km od Słońca, co pozwala nam wytworzyć na jej powierzchni temperaturę odpowiednią do istnienia wody w postaci płynnej, a tym samym do powstania życia.

Jej powierzchnia jest w 70% pokryta wodą i jest jedyną planetą, na której znajduje się taka ilość cieczy. Uważa się, że wiele tysięcy lat temu para zawarta w atmosferze wytworzyła temperaturę na powierzchni Ziemi do postaci wody w postaci płynnej, a promieniowanie słoneczne przyczyniło się do fotosyntezy i narodzin życia na planecie.

Cechą naszej planety jest to, że pod skorupą ziemską znajdują się ogromne płyty tektoniczne, które podczas ruchu zderzają się ze sobą i prowadzą do zmiany krajobrazu.

Średnica Ziemi wynosi 12 742 km. Dzień Ziemi trwa 23 godziny 56 minut 4 sekundy, a rok - 365 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund. Jego atmosfera to 77% azot, 21% tlen i niewielki procent pozostałych gazów. Żadna z atmosfer innych planet Układu Słonecznego nie zawiera takiej ilości tlenu.

Według badań naukowców wiek Ziemi wynosi 4,5 miliarda lat, mniej więcej tyle samo, co jej jedyny satelita, Księżyc. Jest zawsze zwrócony ku naszej planecie tylko z jednej strony. Na powierzchni Księżyca znajduje się wiele kraterów, gór i równin. Bardzo słabo odbija światło słoneczne, dzięki czemu można go zobaczyć z Ziemi w bladym świetle księżyca.

Mars

Ta planeta jest czwartą z rzędu od Słońca i znajduje się w odległości 1,5 raza większej niż Ziemia. Średnica Marsa jest mniejsza niż Ziemi i wynosi 6779 km. Średnia temperatura powietrza na planecie waha się od -155 stopni do +20 stopni na równiku. Pole magnetyczne na Marsie jest znacznie słabsze niż na Ziemi, a atmosfera jest raczej cienka, co pozwala promieniowaniu słonecznemu na niezakłócony wpływ na powierzchnię. W związku z tym, jeśli na Marsie jest życie, to nie jest ono na powierzchni.

Podczas badań za pomocą łazików stwierdzono, że na Marsie jest wiele gór, a także wyschnięte koryta rzek i lodowce. Powierzchnia planety pokryta jest czerwonym piaskiem. Tlenek żelaza nadaje Marsowi ten kolor.

Jednym z najczęstszych wydarzeń na planecie są burze piaskowe, które są rozległe i niszczycielskie. Nie było możliwe wykrycie aktywności geologicznej na Marsie, jednak niezawodnie wiadomo, że na planecie miały miejsce wcześniej znaczące wydarzenia geologiczne.

Atmosfera Marsa to 96% dwutlenku węgla, 2,7% azotu i 1,6% argonu. Tlen i para wodna znajdują się w minimalnych ilościach.

Dzień na Marsie trwa podobnie jak na Ziemi i wynosi 24 godziny 37 minut 23 sekundy. Rok na planecie trwa dwa razy dłużej niż Ziemia - 687 dni.

Planeta ma dwa księżyce Fobos i Deimos. Są małe i nierówne, przypominające asteroidy.

Czasami Mars jest również widoczny z Ziemi gołym okiem.

Gazowe olbrzymy

Jowisz

Ta planeta jest największą w Układzie Słonecznym i ma średnicę 139 822 km, czyli 19 razy większą od Ziemi. Dzień na Jowiszu trwa 10 godzin, a rok to około 12 lat ziemskich. Jowisz składa się głównie z ksenonu, argonu i kryptonu. Gdyby była 60 razy większa, mogłaby stać się gwiazdą w wyniku spontanicznej reakcji termojądrowej.

Średnia temperatura na planecie to -150 stopni Celsjusza. Atmosfera składa się z wodoru i helu. Na jego powierzchni nie ma tlenu i wody. Istnieją spekulacje, że w atmosferze Jowisza znajduje się lód.

Jowisz ma ogromną liczbę satelitów - 67. Największe z nich to Io, Ganimedes, Callisto i Europa. Ganimedes to jeden z największych księżyców w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi 2634 km, co w przybliżeniu odpowiada wielkości Merkurego. Dodatkowo na jego powierzchni widoczna jest gruba warstwa lodu, pod którą może znajdować się woda. Callisto jest uważane za najstarszy z księżyców, ponieważ to na jego powierzchni znajduje się najwięcej kraterów.

Saturn

Ta planeta jest drugą co do wielkości w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi 116 464 km. Jest najbardziej podobny w składzie do Słońca. Rok na tej planecie trwa dość długo, prawie 30 ziemskich lat, a doba – 10,5 godziny. Średnia temperatura powierzchni wynosi -180 stopni.

Jego atmosfera to głównie wodór i niewielkie ilości helu. W jego górnych warstwach często występują burze i zorze polarne.

Saturn jest wyjątkowy, ponieważ ma 65 księżyców i wiele pierścieni. Pierścienie składają się z małych cząstek lodu i formacji skalnych. Lodowy pył doskonale odbija światło, dzięki czemu pierścienie Saturna są bardzo widoczne przez teleskop. Jednak nie jest to jedyna planeta, która ma tiarę, jest po prostu mniej zauważalna na innych planetach.

Uran

Uran jest trzecią co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym i siódmą od Słońca. Ma średnicę 50 724 km. Nazywana jest również „planetą lodową”, ponieważ temperatura na jej powierzchni wynosi -224 stopnie. Dzień na Uranie trwa 17 godzin, a rok 84 lata ziemskie. Ponadto lato trwa tak długo jak zima - 42 lata. Takie naturalne zjawisko wynika z faktu, że oś tej planety znajduje się pod kątem 90 stopni do orbity i okazuje się, że Uran niejako „leży na boku”.

Uran ma 27 satelitów. Najbardziej znane z nich to: Oberon, Titania, Ariel, Miranda, Umbriel.

Neptun

Neptun to ósma planeta od Słońca. Pod względem składu i wielkości jest podobny do swojego sąsiada Urana. Średnica tej planety wynosi 49 244 km. Dzień na Neptunie trwa 16 godzin, a rok to 164 lata ziemskie. Neptun należy do lodowych olbrzymów i przez długi czas uważano, że na jego lodowej powierzchni nie występują żadne zjawiska pogodowe. Jednak ostatnio odkryto, że na Neptunie występują gwałtowne wiry i prędkości wiatru, które są najwyższe z planet Układu Słonecznego. Osiąga 700 km/h.

Neptun ma 14 księżyców, z których najsłynniejszym jest Tryton. Wiadomo, że ma swoją własną atmosferę.

Neptun ma również pierścienie. Ta planeta ma ich 6.

Interesujące fakty o planetach Układu Słonecznego

W porównaniu z Jowiszem Merkury wydaje się być punktem na niebie. To są właściwie proporcje w Układzie Słonecznym:

Wenus jest często nazywana Gwiazdą Poranną i Wieczorną, ponieważ jest pierwszą z gwiazd widocznych na niebie na początku zachodu słońca i ostatnią znikającą z pola widzenia o świcie.

Ciekawostką dotyczącą Marsa jest fakt, że znaleziono na nim metan. Ze względu na rozrzedzoną atmosferę stale odparowuje, co oznacza, że ​​na planecie znajduje się stałe źródło tego gazu. Takim źródłem mogą być żywe organizmy wewnątrz planety.

Nie ma zmiany pór roku na Jowiszu. Największą tajemnicą jest tak zwana „Wielka Czerwona Plama”. Jej pochodzenie na powierzchni planety wciąż nie jest do końca poznane, naukowcy sugerują, że powstał w wyniku ogromnego huraganu, który od kilku stuleci wiruje z bardzo dużą prędkością.

Ciekawostką jest to, że Uran, podobnie jak wiele planet Układu Słonecznego, posiada własny układ pierścieni. Ze względu na to, że cząstki wchodzące w ich skład słabo odbijają światło, pierścienie nie mogły zostać wykryte od razu po odkryciu planety.

Neptun ma ciemnoniebieski kolor, dlatego został nazwany na cześć starożytnego rzymskiego boga – pana mórz. Ze względu na swoje odległe położenie planeta ta była jedną z ostatnich odkrytych. Jednocześnie jego położenie obliczono matematycznie i po chwili mogli go zobaczyć i znajdował się w obliczonym miejscu.

Światło ze Słońca na powierzchnię naszej planety dociera w 8 minut.

Układ Słoneczny, pomimo długich i dokładnych badań, jest pełen wielu tajemnic i tajemnic, które nie zostały jeszcze ujawnione. Jedną z najbardziej fascynujących hipotez jest założenie o obecności życia na innych planetach, którego poszukiwania są aktywnie kontynuowane.

Układ słoneczny, w którym żyjemy, jest stopniowo coraz bardziej badany przez ziemskich badaczy.

Rozważymy etapy i wyniki badań:

• Rtęć,
• Wenus,
• Księżyc,
• Mars,
• Jowisz,
• Saturn,
• Uran,
• Neptun.

Planety ziemskie i satelita Ziemi

Rtęć.

Merkury jest najbliższą Słońcu planetą.

W 1973 roku wystrzelono amerykańską sondę „Mariner-10”, za pomocą której po raz pierwszy udało się skompilować wystarczająco wiarygodne mapy powierzchni Merkurego. W 2008 roku po raz pierwszy schwytano wschodnią półkulę planety.

Jednak Merkury pozostaje w chwili 2018 najmniej zbadaną planetą grupy ziemskiej - Wenus, Ziemia i Mars. Rtęć jest małych rozmiarów, ma nieproporcjonalnie duży stopiony rdzeń i ma mniej utlenionego materiału niż jego sąsiedzi.

W październiku 2018 r. na Merkurego ma wystartować misja Bepi Colombo, wspólny projekt europejskich i japońskich agencji kosmicznych. Efektem siedmioletniej podróży powinno być zbadanie wszystkich cech Merkurego i analiza przyczyn pojawiania się takich cech.

Wenus.

Wenus zbadało ponad 20 statków kosmicznych, głównie radzieckich i amerykańskich. Relief planety był obserwowany za pomocą sondowania radarowego powierzchni planety przez sondę kosmiczną Pioneer-Venus (USA, 1978), Venera-15 i -16 (ZSRR, 1983-84) oraz Magellan (USA, 1990-94). ).

Radar naziemny pozwala „widzieć” tylko 25% powierzchni i przy znacznie niższej rozdzielczości szczegółów niż są w stanie osiągnąć statki kosmiczne. Przykładowo Magellan wykonał zdjęcia całej powierzchni z rozdzielczością 300 m. Okazało się, że większość powierzchni Wenus zajmują pagórkowate równiny.

Na podstawie ostatniej eksploracji Wenus zwracamy uwagę na misję Europejskiej Agencji Kosmicznej Venus Express polegającą na badaniu planety i cech jej atmosfery. Obserwacja Wenus miała miejsce w latach 2006-2015, w 2015 roku urządzenie spłonęło w atmosferze. Dzięki tym badaniom uzyskano obraz południowej półkuli Wenus, a także uzyskano informacje o niedawnej aktywności wulkanicznej gigantycznego wulkanu Idunn, który ma średnicę 200 kilometrów.

Księżyc.

Księżyc stał się pierwszym obiektem bacznej uwagi Ziemian.

W latach 1959 i 1965 radzieckie statki kosmiczne Luna - 3 i Zond - 3 po raz pierwszy sfotografowały "ciemną" półkulę satelity niewidocznego z Ziemi.

W 1969 roku ludzie po raz pierwszy wylądowali na Księżycu. Najsłynniejszym amerykańskim astronautą, który odwiedził Księżyc, jest Neil Amstrong. W sumie 12 amerykańskich ekspedycji odwiedziło Księżyc z pomocą statki kosmiczne"Apollo". W wyniku badań na Ziemię sprowadzono około 400 kilogramów skał księżycowych.

Następnie, ze względu na ogromne koszty programu księżycowego, zaprzestano lotów załogowych na Księżyc. Eksplorację Księżyca zaczęto przeprowadzać za pomocą automatycznego i sterowanego z Ziemi statku kosmicznego.

W ostatnim ćwierćwieczu rozpoczął się nowy etap badań księżyca. W wyniku badań sondy „Clementine” w 1994 roku, „Lunar Prospector” w latach 1998-1999 oraz „Smart-1” w latach 2003-2006 badacze ziemscy byli w stanie uzyskać nowsze i bardziej dopracowane dane. W szczególności odkryto złoża przypuszczalnie lodu wodnego. Wiele z tych osadów odkryto w pobliżu biegunów Księżyca.

A w 2007 roku przyszła kolej na chiński statek kosmiczny. Takim urządzeniem stało się Chanye-1, które zostało uruchomione 24 października. 8 listopada 2008 r. indyjski statek kosmiczny „Chandrayan 1” został wystrzelony na orbitę księżycową. Księżyc jest jednym z głównych celów eksploracji kosmosu przez ludzkość.

Mars.

Następnym celem ziemskich odkrywców jest planeta Mars. Pierwszym aparatem badawczym, który położył podwaliny pod badania Czerwonej Planety, była radziecka sonda „Mars-1”. Według danych amerykańskiego aparatu "Mariner - 9" uzyskanych w 1971 roku możliwe było opracowanie szczegółowych map powierzchni Marsa.

W odniesieniu do nowoczesnych badań zwracamy uwagę na następujące badania. Tak więc w 2008 roku sonda kosmiczna Phoenix po raz pierwszy zdołała przewiercić powierzchnię i odkryć lód.

W 2018 r. radar MARSIS, który jest zainstalowany na pokładzie orbitera Mars Express Europejskiej Agencji Kosmicznej, był w stanie dostarczyć pierwszych dowodów na to, że Mars ma ciekłą wodę. Wniosek ten wynika z jeziora o znacznych rozmiarach odkrytego na biegunie południowym, ukrytego pod lodem.

Gigantyczne planety

Jowisz.

Jowisz został po raz pierwszy zbadany z bliskiej odległości w 1973 roku za pomocą radzieckiej sondy Pioneer 10. Duże znaczenie dla badań Jowisza miały także loty amerykańskiej sondy Voyager, przeprowadzone w latach 70. XX wieku.

Na podstawie współczesnych badań zauważamy następujący fakt. W 2017 roku zespół amerykańskich astronomów kierowany przez Scotta S. Shepparda, poszukując potencjalnej dziewiątej planety poza orbitą Plutona, przypadkowo odkrył nowe księżyce wokół Jowisza. Takich księżyców było 12. W rezultacie liczba satelitów Jowisza wzrosła do 79.

Saturn.

W 1979 roku sonda Pioneer-11, badająca okolice Saturna, była w stanie wykryć nowy pierścień w pobliżu planety, zmierzyć temperaturę atmosfery i ujawnić granice magnetosfery planety.

W 1980 roku Voyager 1 po raz pierwszy przesłał wyraźne obrazy pierścieni Saturna. Na podstawie tych zdjęć stało się jasne, że pierścienie Saturna składają się z tysięcy pojedynczych, wąskich pierścieni. Znaleziono także 6 nowych satelitów Saturna.

Największy wkład w badania gigantycznej planety wniosła sonda Cassini, która pracowała na orbicie Saturna od 2004 do 2017 roku. Za jego pomocą można było w szczególności ustalić, z czego składa się górna atmosfera Saturna oraz cechy jego chemicznego oddziaływania z materiałami pochodzącymi z pierścieni.

Uran.

Planeta Uran została odkryta w 1781 roku przez astronoma V. Herschela. Uran to lodowy gigant.

W 1977 odkryto, że Uran ma również własne pierścienie.

Uwaga 1

Jedynym statkiem kosmicznym na Ziemi, który odwiedził Uran, jest Voyager 2, który przeleciał obok niego w 1986 roku. Sfotografował planetę, znalazł 2 nowe pierścienie i 10 nowych księżyców Urana.

Neptun.

Neptun to gigantyczna planeta i pierwsza planeta odkryta za pomocą obliczeń matematycznych.

Jedynym pojazdem, który do tej pory tam był, jest Voyager-2. Przeleciała w pobliżu Neptuna w 1989 roku, co pozwoliło nam zobaczyć niektóre szczegóły atmosfery planety, a także gigantyczny antycyklon, wielkości Ziemi na półkuli południowej.

Planety karłowate

Planety karłowate obejmują te ciała niebieskie, które krążą wokół Słońca i mają wystarczającą masę, aby zachować swój własny kulisty kształt. Takie planety nie są satelitami innych planet, ale w przeciwieństwie do planet nie mogą oczyścić swojej orbity z innych obiektów kosmicznych.

Wśród planet karłowatych znajdują się wykluczone z listy planet Pluton, Makemake, Ceres, Haumea i Eris.

Uwaga 2

Zauważ, że nadal istnieją kontrowersje dotyczące Plutona, czy uważać go za planetę, czy za planetę karłowatą.

Planeta Dziewiąta

20 stycznia 2016 roku astronomowie z Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego Konstantin Batygin i Michael Brown wysunęli hipotezę o istnieniu masywnej planety transneptunowej poza orbitą Plutona. Jednak do tej pory planeta Dziewiąta nie została odkryta.