Siden 2005 har det vært allment akseptert at det er åtte planeter i solsystemet. Dette skyldes oppdagelsen av M. Brownie, som beviste at Pluto er en dvergplanet. Selvfølgelig er forskernes meninger delte: noen mener at denne planeten ikke bør klassifiseres som en dvergplanet, men bør returneres til sin tidligere tittel, mens andre er enige med Michael. Det er til og med meninger som har foreslått å øke antallet planeter til tolv. På grunn av disse avvikene måtte forskere lage kriterier som romobjekter klassifiseres som planeter etter:
- De må gjøre revolusjoner rundt solen.
- Massen til planetene i solsystemet må være slik at den lar objektet ha tyngdekraft som opprettholder en sfærisk form.
- Objektet må rydde banen for unødvendige kropper.
Pluto mislyktes da den ble vurdert i henhold til disse kriteriene, som den ble ekskludert fra listen over planeter for.
Merkur
Ikke langt fra solen er den første og nærmeste planeten til den - Merkur. Avstanden fra den til stjernen er omtrent 58 millioner kilometer. Dette objektet regnes som den minste planeten i systemet vårt. Diameteren er bare litt mer enn 4800 kilometer, og varigheten av ett år (etter jordiske standarder) er åttisju dager, med femtini dager som varigheten av en dag på Merkur. Massen til planeten i solsystemet er bare 0,055 av jordens masse, det vil si 3,3011 x 10 23 kg.
Minner meg om månen. Et interessant faktum er at denne planeten i systemet vårt ikke har noen satellitter.
Hvis en person veier femti kilo på jorden, vil vekten på Merkur være omtrent tjue. Temperaturen varierer fra -170 til +400 °C.
Venus
Den neste planeten er Venus. Den er hundre og åtte millioner kilometer unna stjernen. Diameteren og massen til planeten i solsystemet er nær vår jord, men den er fortsatt mindre. er 0,81 av jordens, dvs. 4,886 x 10 24 kg. Her varer året to hundre og tjuefem dager. Venus har en atmosfære, men den er fylt med svovelsyre, nitrogen og karbondioksid.
Dette romobjektet er tydelig synlig fra Jorden om kvelden og morgenen: På grunn av sin lyse glød blir Venus ofte forvekslet med en UFO.
Jord
Hjemmet vårt ligger i en avstand på hundre og femti millioner kilometer fra armaturet. Massen til solsystemplaneten er 5,97 x 10 24 kg. Året vårt varer i 365 dager. Oppvarmings- og kjøleområdet til planetens overflate er +60 til -90 grader Celsius. i stadig endring: prosentandelen av land og vann svinger. Vi har en satellitt - Månen.
På jorden består atmosfæren av nitrogen, oksygen og andre urenheter. Ifølge forskere er dette den eneste verdenen hvor det er liv.
Mars
Fra solen til Mars er det nesten tre hundre millioner kilometer. Dette objektet har et annet navn - den røde planeten. Det oppnås på grunn av den rødlige fargetonen på overflaten skapt av jernoksid. Når det gjelder helnings- og rotasjonsaksen, ligner Mars sterkt på jorden: sesongvariasjoner dannes også på denne planeten.
På overflaten er det mange ørkener, vulkaner, iskapper, fjell og daler. Planetens atmosfære er veldig tynn, temperaturen synker til -65 grader. Massen til solsystemplaneten er 6,4171 x 10 24 kg. Planeten roterer fullstendig rundt stjernen i løpet av 687 jorddager: Hvis vi var marsboere, ville vår alder vært halvparten av den.
I følge de siste dataene, på grunn av sin masse og størrelse, har denne planeten i solsystemet blitt klassifisert som et terrestrisk objekt.
Det er ikke oksygen i atmosfæren, men det er nitrogen, karbon og andre urenheter. Jorda inneholder store mengder jern.
Jupiter
Dette er en enorm kropp som ligger i en avstand på nesten åtte hundre millioner kilometer fra solen. Kjempen er 315 ganger større enn jorden. Det er veldig sterk vind her, hvis hastighet når seks hundre kilometer i timen. Det er nordlys som nesten aldri stopper.
Radiusen og massen til solsystemplaneten er imponerende: den veier 1,89 x 10 27 kg, og diameteren er nesten en halv million kilometer (til sammenligning er jordens diameter bare tolv tusen syv hundre kilometer).
Jupiter ligner et eget system, der planeten fungerer som en lyskilde, og dusinvis av objekter kretser rundt den. Dette inntrykket er skapt av en rekke satellitter (67) og måner. Interessant faktum: hvis en person på jorden veier omtrent førtifem kilo, vil vekten hans på Jupiter være mer enn hundrevekt.
Saturn
Saturn ligger i en avstand på nesten halvannen milliard kilometer fra Solen. Dette er en vakker planet med et uvanlig ringsystem. Saturn har lag av gass som er konsentrert rundt kjernen.
Planetens masse er 5,66 x 10 26 kg. En revolusjon rundt stjernen tar nesten tretti jordår. Til tross for et så langt år varer dagen her bare i elleve timer.
Saturn har 53 satellitter, selv om forskere klarte å finne ni flere, men de er ennå ikke bekreftet og tilhører ikke Saturns måner.
Uranus
I en avstand på nesten tre milliarder kilometer ligger den vakre kjempeplaneten Uranus. Den er klassifisert som en isgassgigant på grunn av sammensetningen av atmosfæren: metan, vann, ammoniakk og hydrokarboner. En stor mengde metan gir blåhet.
Et år på Uranus varer åttifire jordår, men daglengden er kort, bare atten timer.
Uranus er den fjerde mest massive planeten i solsystemet: den veier 86,05 x 10 24 kg. Den har tjuesju satellitter og et lite ringsystem.
Neptun
Neptun ligger i en avstand på fire og en halv milliard kilometer fra solen. Dette er nok en iskald gassgigant. Planeten har satellitter og et svakt ringsystem.
Planetens masse er 1,02 x 10 26 kg. Neptun flyr rundt solen hvert hundre og sekstifem år. Dagen her varer bare seksten timer.
Planeten har vann, metan, ammoniakk og helium.
Neptun har tretten satellitter og en til har ennå ikke fått status som en måne. I ringsystemet identifiserer forskere seks formasjoner. Bare én kunstig satellitt var i stand til å nå denne planeten - Voyager 2, som ble skutt opp i verdensrommet for mange år siden.
Gassisgigantene er veldig kalde, med temperaturer som synker til -300 grader eller under.
Pluto
Den tidligere Pluto var i stand til å opprettholde sin status som planet i et langt århundre. Imidlertid ble det i 2006 overført til status som Lite er kjent om dette objektet. Forskere kan ennå ikke si nøyaktig hvor lenge et år varer her: det ble oppdaget i 1930 og til i dag har det bare dekket en tredjedel av sin bane.
Pluto har satellitter – fem av dem. Diameteren på planeten er bare 2300 kilometer, men det er mye vann her: ifølge forskere er det tre ganger mer enn på jorden. Overflaten til Pluto er fullstendig dekket med is, blant hvilke rygger og mørke små områder kan sees.
Etter å ha vurdert størrelsene og massene, kan vi trekke konklusjoner om hvor forskjellige de er. Det er store gjenstander, og så er det små som ser ut som maur i nærheten av baseballer.
Solsystemet er et system av planeter som inkluderer sentrum, Solen, så vel som andre objekter i rommet. De kretser rundt solen. Inntil nylig var "planet" navnet som ble gitt til 9 objekter i verdensrommet som kretser rundt solen. Forskere har nå slått fast at utenfor solsystemets grenser er det planeter som går i bane rundt stjerner.
I 2006 proklamerte Union of Astronomers at planetene i solsystemet er sfæriske romobjekter som roterer rundt solen. På skalaen til solsystemet virker Jorden ekstremt liten. I tillegg til Jorden, dreier åtte planeter rundt Solen i sine individuelle baner. Alle av dem er større enn jorden i størrelse. Roter i ekliptikkens plan.
Planeter i solsystemet: typer
Plassering av jordgruppen i forhold til solen
Den første planeten er Merkur, etterfulgt av Venus; Deretter kommer vår jord og til slutt Mars.
Terrestriske planeter har ikke mange satellitter eller måner. Av disse fire planetene er det bare Jorden og Mars som har satellitter.
Planeter som tilhører den terrestriske gruppen er svært tette og består av metall eller stein. I utgangspunktet er de små og roterer rundt sin akse. Deres rotasjonshastighet er også lav.
Gassgiganter
Dette er de fire romobjektene som er i størst avstand fra Solen: Jupiter er nr. 5, etterfulgt av Saturn, deretter Uranus og Neptun.
Jupiter og Saturn er planeter av imponerende størrelse laget av hydrogen- og heliumforbindelser. Tettheten av gassplaneter er lav. De roterer i høye hastigheter, har satellitter og er omgitt av ringer av asteroider.
"Isgigantene", som inkluderer Uranus og Neptun, er mindre; atmosfæren deres inneholder metan og karbonmonoksid.
Gassgiganter har et sterkt gravitasjonsfelt, så de kan tiltrekke seg mange kosmiske objekter, i motsetning til den jordiske gruppen.
Ifølge forskere er asteroideringer restene av måner som endres av planetenes gravitasjonsfelt. 
Dvergplanet
Dverger er romobjekter hvis størrelse ikke når størrelsen på en planet, men overskrider dimensjonene til en asteroide. Det er veldig mange slike objekter i solsystemet. De er konsentrert i Kuiperbelte-regionen. Gassgigantenes satellitter er dvergplaneter som har forlatt sin bane. 
Planeter i solsystemet: prosessen med fremveksten
I følge hypotesen om kosmisk tåke, blir stjerner født i skyer av støv og gass, i tåker.
På grunn av tiltrekningskraften kommer stoffer sammen. Under påvirkning av den konsentrerte tyngdekraften trekker sentrum av tåken seg sammen og stjerner dannes. Støv og gasser forvandles til ringer. Ringene roterer under påvirkning av tyngdekraften, og planetasimaler dannes i boblebadene, som øker i størrelse og tiltrekker seg kosmetiske gjenstander.
Under påvirkning av tyngdekraften blir planetesimaler komprimert og får sfæriske former. Kulene kan forenes og gradvis bli til protoplaneter. 
Det er åtte planeter i solsystemet. De kretser rundt solen. Deres plassering er som følger:
Den nærmeste "naboen" til Solen er Merkur, etterfulgt av Venus, etterfulgt av Jorden, deretter Mars og Jupiter, lenger fra Solen er Saturn, Uranus og den siste, Neptun.
Solsystemet består av åtte planeter og mer enn 63 av deres satellitter, som blir oppdaget stadig oftere, samt flere dusin kometer og et stort antall asteroider. Alle kosmiske legemer beveger seg langs sine egne tydelig rettede baner rundt Solen, som er 1000 ganger tyngre enn alle legemer i solsystemet til sammen.
Hvor mange planeter kretser rundt solen
Hvordan solsystemets planeter oppsto: for omtrent 5-6 milliarder år siden begynte en av de skiveformede gass- og støvskyene i vår store galakse (Melkeveien) å krympe mot sentrum, og dannet gradvis den nåværende solen. Videre, ifølge en teori, under påvirkning av kraftige tiltrekningskrefter, begynte et stort antall støv- og gasspartikler som roterte rundt solen å holde seg sammen til baller - og danne fremtidige planeter. Som en annen teori sier, brøt gass- og støvskyen umiddelbart opp i separate klynger av partikler, som komprimerte og ble tettere, og dannet de nåværende planetene. Nå kretser 8 planeter rundt solen konstant.
Sentrum av solsystemet er Solen, en stjerne som planetene går i bane rundt. De avgir ikke varme og lyser ikke, men reflekterer bare sollyset. Det er nå 8 offisielt anerkjente planeter i solsystemet. La oss kort liste dem alle i rekkefølge etter avstand fra solen. Og nå noen få definisjoner.
Satellittene til planetene. Solsystemet inkluderer også Månen og de naturlige satellittene til andre planeter, som de alle har bortsett fra Merkur og Venus. Over 60 satellitter er kjent. De fleste av satellittene til de ytre planetene ble oppdaget da de mottok fotografier tatt av robotromfartøy. Jupiters minste satellitt, Leda, er bare 10 km over.
Solen er en stjerne uten hvilken liv på jorden ikke kunne eksistert. Det gir oss energi og varme. I følge klassifiseringen av stjerner er solen en gul dverg. Alder ca 5 milliarder år. Den har en diameter ved ekvator på 1 392 000 km, 109 ganger større enn jordens. Rotasjonsperioden ved ekvator er 25,4 dager og 34 dager ved polene. Solens masse er 2x10 til 27. potens av tonn, omtrent 332 950 ganger jordens masse. Temperaturen inne i kjernen er omtrent 15 millioner grader Celsius. Overflatetemperaturen er ca 5500 grader Celsius.
Når det gjelder dens kjemiske sammensetning, består solen av 75 % hydrogen, og av de andre 25 % grunnstoffene er hoveddelen helium. La oss nå finne ut i rekkefølge hvor mange planeter som roterer rundt solen, i solsystemet og egenskapene til planetene.
Planeter i solsystemet i rekkefølge fra solen i bilder
Merkur er den første planeten i solsystemet
Merkur. De fire indre planetene (nærmest solen) - Merkur, Venus, Jorden og Mars - har en steinete overflate. De er mindre enn de fire gigantiske planetene. Merkur beveger seg raskere enn andre planeter, blir brent av solens stråler om dagen og fryser om natten.
Kjennetegn på planeten Merkur:
Revolusjonsperiode rundt solen: 87,97 dager.
Diameter ved ekvator: 4878 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 58 dager.
Overflatetemperatur: 350 om dagen og -170 om natten.
Atmosfære: svært sjeldne, helium.
Hvor mange satellitter: 0.
De viktigste satellittene på planeten: 0.
Venus er den andre planeten i solsystemet
Venus er mer lik jorden i størrelse og lysstyrke. Det er vanskelig å observere det på grunn av skyene som omslutter den. Overflaten er en varm steinørken.
Kjennetegn på planeten Venus:
Revolusjonsperiode rundt solen: 224,7 dager.
Diameter ved ekvator: 12104 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 243 dager.
Overflatetemperatur: 480 grader (gjennomsnitt).
Atmosfære: tett, for det meste karbondioksid.
Hvor mange satellitter: 0.
De viktigste satellittene på planeten: 0.
Jorden er den tredje planeten i solsystemet
Tilsynelatende ble jorden dannet av en gass- og støvsky, som andre planeter i solsystemet. Partikler av gass og støv kolliderte og "vekste" planeten gradvis. Temperaturen på overflaten nådde 5000 grader Celsius. Deretter avkjølte jorden og ble dekket av en hard steinskorpe. Men temperaturen i dypet er fortsatt ganske høy - 4500 grader. Bergarter i dypet er smeltet og under vulkanutbrudd flyter de til overflaten. Bare på jorden er det vann. Det er derfor livet eksisterer her. Den er plassert relativt nær solen for å motta nødvendig varme og lys, men langt nok til å ikke brenne ut.
Kjennetegn på planeten Jorden:
Revolusjonsperiode rundt solen: 365,3 dager.
Diameter ved ekvator: 12756 km.
Rotasjonsperiode for planeten (rotasjon rundt dens akse): 23 timer 56 minutter.
Overflatetemperatur: 22 grader (gjennomsnitt).
Atmosfære: Hovedsakelig nitrogen og oksygen.
Antall satellitter: 1.
De viktigste satellittene på planeten: Månen.
Mars er den fjerde planeten i solsystemet
På grunn av dens likhet med jorden, ble det antatt at det fantes liv her. Men romfartøyet som gikk ned til overflaten av Mars fant ingen tegn til liv. Dette er den fjerde planeten i rekkefølge.
Kjennetegn på planeten Mars:
Revolusjonsperiode rundt solen: 687 dager.
Diameter på planeten ved ekvator: 6794 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 24 timer 37 minutter.
Overflatetemperatur: -23 grader (gjennomsnitt).
Planetens atmosfære: tynn, for det meste karbondioksid.
Hvor mange satellitter: 2.
De viktigste satellittene i rekkefølge: Phobos, Deimos.
Jupiter er den femte planeten i solsystemet
Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun er laget av hydrogen og andre gasser. Jupiter overskrider jorden med mer enn 10 ganger i diameter, 300 ganger i masse og 1300 ganger i volum. Den er mer enn dobbelt så massiv som alle planetene i solsystemet til sammen. Hvor lang tid tar det før planeten Jupiter blir en stjerne? Vi må øke massen med 75 ganger!
Kjennetegn på planeten Jupiter:
Revolusjonsperiode rundt solen: 11 år 314 dager.
Diameter på planeten ved ekvator: 143884 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 9 timer 55 minutter.
Planetens overflatetemperatur: -150 grader (gjennomsnitt).
Antall satellitter: 16 (+ ringer).
De viktigste satellittene til planetene i rekkefølge: Io, Europa, Ganymede, Callisto.
Saturn er den sjette planeten i solsystemet
Det er nummer 2, den største av planetene i solsystemet. Saturn tiltrekker seg oppmerksomhet takket være dets ringsystem dannet av is, steiner og støv som går i bane rundt planeten. Det er tre hovedringer med en ytre diameter på 270 000 km, men tykkelsen er omtrent 30 meter.
Kjennetegn på planeten Saturn:
Revolusjonsperiode rundt solen: 29 år 168 dager.
Diameter på planeten ved ekvator: 120536 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 10 timer 14 minutter.
Overflatetemperatur: -180 grader (gjennomsnitt).
Atmosfære: Hovedsakelig hydrogen og helium.
Antall satellitter: 18 (+ ringer).
Hovedsatellitter: Titan.
Uranus er den 7. planeten i solsystemet
En unik planet i solsystemet. Dets særegne er at den roterer rundt solen ikke som alle andre, men "ligger på siden." Uranus har også ringer, selv om de er vanskeligere å se. I 1986 fløy Voyager 2 i en avstand på 64 000 km og hadde seks timers fotograferingstid, som den fullførte.
Kjennetegn på planeten Uranus:
Omløpstid: 84 år 4 dager.
Diameter ved ekvator: 51118 km.
Rotasjonsperiode for planeten (rotasjon rundt dens akse): 17 timer 14 minutter.
Overflatetemperatur: -214 grader (gjennomsnitt).
Atmosfære: Hovedsakelig hydrogen og helium.
Hvor mange satellitter: 15 (+ ringer).
Hovedsatellitter: Titania, Oberon.
Neptun er den åttende planeten i solsystemet
For øyeblikket regnes Neptun som den siste planeten i solsystemet. Oppdagelsen skjedde gjennom matematiske beregninger, og deretter ble den sett gjennom et teleskop. I 1989 fløy Voyager 2 forbi. Han tok fantastiske bilder av den blå overflaten til Neptun og dens største måne, Triton.
Kjennetegn på planeten Neptun:
Revolusjonsperiode rundt solen: 164 år 292 dager.
Diameter ved ekvator: 50538 km.
Rotasjonsperiode (rotasjon rundt en akse): 16 timer 7 minutter.
Overflatetemperatur: -220 grader (gjennomsnitt).
Atmosfære: Hovedsakelig hydrogen og helium.
Antall satellitter: 8.
Hovedsatellitter: Triton.
Hvor mange planeter er det i solsystemet: 8 eller 9?
Tidligere, i mange år, anerkjente astronomer eksistensen av 9 planeter, det vil si at Pluto også ble ansett som en planet, som de andre som allerede er kjent for alle. Men i det 21. århundre kunne forskere bevise at det ikke er en planet i det hele tatt, noe som betyr at det er 8 planeter i solsystemet.
Nå, hvis du blir spurt om hvor mange planeter det er i solsystemet, svar frimodig - 8 planeter i vårt system. Dette har vært offisielt anerkjent siden 2006. Når du arrangerer planetene i solsystemet i rekkefølge fra solen, bruk det ferdige bildet. Mener du at Pluto kanskje ikke burde vært fjernet fra listen over planeter og at dette er vitenskapelige fordommer?
Hvor mange planeter er det i solsystemet: video, se gratis
SOLSYSTEMET
Solen og himmellegemene som går i bane rundt den - 9 planeter, mer enn 63 satellitter, fire ringsystemer til de gigantiske planetene, titusenvis av asteroider, et mylder av meteoroider som varierer i størrelse fra steinblokker til støvkorn, samt millioner av kometer. I rommet mellom dem beveger solvindpartikler – elektroner og protoner – seg. Ikke hele solsystemet er ennå blitt utforsket: for eksempel har de fleste planetene og satellittene deres bare blitt kort undersøkt fra flybanene deres, bare én halvkule av Merkur er fotografert, og det har ikke vært noen ekspedisjoner til Pluto ennå. Men likevel er mye viktig data allerede samlet inn ved hjelp av teleskoper og romsonder.
Nesten hele massen av solsystemet (99,87 %) er konsentrert i solen. Solens størrelse er også betydelig større enn noen planet i systemet: til og med Jupiter, som er 11 ganger større enn jorden, har en radius som er 10 ganger mindre enn solenergien. Solen er en vanlig stjerne som skinner uavhengig på grunn av den høye overflatetemperaturen. Planetene skinner med reflektert sollys (albedo), siden de selv er ganske kalde. De er plassert i følgende rekkefølge fra solen: Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto. Avstander i solsystemet måles vanligvis i enheter av den gjennomsnittlige avstanden til jorden fra solen, kalt den astronomiske enheten (1 AU = 149,6 millioner km). For eksempel er Plutos gjennomsnittlige avstand fra solen 39 AU, men noen ganger beveger den seg så langt som 49 AU. Det er kjent at kometer flyr bort ved 50 000 AU. Avstanden fra jorden til den nærmeste stjernen en Centauri er 272 000 AU, eller 4,3 lysår (det vil si at lys som reiser med en hastighet på 299 793 km/s reiser denne avstanden på 4,3 år). Til sammenligning reiser lyset fra solen til jorden på 8 minutter, og til Pluto på 6 timer.
Planetene kretser rundt Solen i nesten sirkulære baner som ligger omtrent i samme plan, i retning mot klokken sett fra jordens nordpol. Jordens baneplan (planet til ekliptikken) ligger nær gjennomsnittsplanet for planetenes bane. Derfor passerer de synlige banene til planetene, solen og månen på himmelen nær den ekliptiske linjen, og de selv er alltid synlige mot bakgrunnen av stjernebildene til dyrekretsen. Banehellinger måles fra ekliptikkplanet. Hellingsvinkler mindre enn 90° tilsvarer forovergående banebevegelse (mot klokken), og vinkler større enn 90° tilsvarer omvendt banebevegelse. Alle planeter i solsystemet beveger seg fremover; Pluto har den høyeste banehellingen (17°). Mange kometer beveger seg i motsatt retning, for eksempel er banehellingen til Halleys komet 162°. Banene til alle solsystemlegemer er svært nær ellipser. Størrelsen og formen til en elliptisk bane er preget av ellipsens semi-hovedakse (gjennomsnittlig avstand til planeten fra solen) og eksentrisitet, som varierer fra e = 0 for sirkulære baner til e = 1 for ekstremt langstrakte. Punktet i banen nærmest Solen kalles perihelion, og det fjerneste punktet kalles aphelion.
se også ORBIT ; KONISKE SNITT. Fra synspunktet til en jordisk observatør er planetene i solsystemet delt inn i to grupper. Merkur og Venus, som er nærmere Solen enn Jorden, kalles de nedre (indre) planetene, og de fjernere (fra Mars til Pluto) kalles de øvre (ytre) planetene. De nedre planetene har en maksimal avstandsvinkel fra solen: 28° for Merkur og 47° for Venus. Når en slik planet er lengst vest (øst) fra Solen, sies den å ha sin største vestlige (østlige) forlengelse. Når en underordnet planet er synlig rett foran Solen, sies det å være i underordnet konjunksjon; når rett bak solen - i overlegen sammenheng. I likhet med Månen går disse planetene gjennom alle faser av solbelysning i løpet av den synodiske perioden Ps - tiden da planeten vender tilbake til sin opprinnelige posisjon i forhold til Solen fra en jordisk observatørs synspunkt. Den sanne omløpsperioden til en planet (P) kalles siderisk. For de nedre planetene er disse periodene relatert av forholdet:
1/Ps = 1/P - 1/Po hvor Po er jordens omløpsperiode. For de øvre planetene har et lignende forhold en annen form: 1/Ps = 1/Po - 1/P De øvre planetene er preget av et begrenset spekter av faser. Maksimal fasevinkel (sol-planet-jord) er 47° for Mars, 12° for Jupiter og 6° for Saturn. Når den øvre planeten er synlig bak solen, er den i konjunksjon, og når den er i motsatt retning av solen, er den i opposisjon. En planet observert i en vinkelavstand på 90° fra solen er i kvadratur (østlig eller vestlig). Asteroidebeltet, som passerer mellom banene til Mars og Jupiter, deler solplanetsystemet i to grupper. Inne i den er de terrestriske planetene (Merkur, Venus, Jorden og Mars), like ved at de er små, steinete og ganske tette kropper: deres gjennomsnittlige tettheter varierer fra 3,9 til 5,5 g/cm3. De roterer relativt sakte rundt aksene sine, er blottet for ringer og har få naturlige satellitter: Jordens måne og Mars-phobos og Deimos. Utenfor asteroidebeltet er de gigantiske planetene: Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. De er preget av store radier, lav tetthet (0,7-1,8 g/cm3) og dype atmosfærer rike på hydrogen og helium. Jupiter, Saturn og muligens andre kjemper mangler en solid overflate. De roterer alle raskt, har mange satellitter og er omgitt av ringer. Den fjerne lille Pluto og de store satellittene til de gigantiske planetene ligner på mange måter de jordiske planetene. Gamle mennesker kjente planeter som var synlige for det blotte øye, dvs. alt internt og eksternt opp til Saturn. W. Herschel oppdaget Uranus i 1781. Den første asteroiden ble oppdaget av G. Piazzi i 1801. Ved å analysere avvik i bevegelsen til Uranus, oppdaget W. Le Verrier og J. Adams teoretisk Neptun; på den beregnede plasseringen ble den oppdaget av I. Galle i 1846. Den fjerneste planeten - Pluto - ble oppdaget i 1930 av K. Tombaugh som et resultat av et langt søk etter en trans-neptunsk planet, organisert av P. Lovell. De fire store satellittene til Jupiter ble oppdaget av Galileo i 1610. Siden den gang, ved hjelp av teleskoper og romsonder, er det funnet mange satellitter nær alle de ytre planetene. H. Huygens slo fast i 1656 at Saturn er omgitt av en ring. De mørke ringene til Uranus ble oppdaget fra jorden i 1977 mens de observerte okkultasjonen av stjernen. De gjennomsiktige bergringene til Jupiter ble oppdaget i 1979 av den interplanetariske sonden Voyager 1. Siden 1983, i øyeblikk av okkultasjon av stjerner, har det blitt observert tegn på inhomogene ringer rundt Neptun; i 1989 ble et bilde av disse ringene overført av Voyager 2.
se også
ASTRONOMI OG ASTROFYSIKK;
ZODIAC;
ROMSONDE ;
HIMMELSK KULE.
SOL
I sentrum av solsystemet er solen - en typisk enkeltstjerne med en radius på omtrent 700 000 km og en masse på 2 * 10 30 kg. Temperaturen på Solens synlige overflate - fotosfæren - er ca. 5800 K. Tettheten av gass i fotosfæren er tusenvis av ganger mindre enn tettheten til luft ved jordoverflaten. Inne i solen øker temperatur, tetthet og trykk med dybden, og når i midten henholdsvis 16 millioner K, 160 g/cm3 og 3,5 * 10 11 bar (lufttrykket i rommet er ca. 1 bar). Under påvirkning av høy temperatur i kjernen av solen, blir hydrogen til helium, og frigjør en stor mengde varme; dette hindrer solen i å kollapse under sin egen tyngdekraft. Energien som frigjøres i kjernen forlater solen hovedsakelig i form av stråling fra fotosfæren med en effekt på 3,86 * 10 26 W. Solen har sendt ut med en slik intensitet i 4,6 milliarder år, etter å ha omdannet 4 % av hydrogenet til helium i løpet av denne tiden; mens 0,03 % av solens masse ble omdannet til energi. Modeller av stjerneutvikling indikerer at solen nå er midt i livet sitt (se også atomfusjon). For å bestemme overfloden av ulike kjemiske elementer i solen, studerer astronomer absorpsjons- og utslippslinjene i sollysspekteret. Absorpsjonslinjer er mørke hull i spekteret, som indikerer fraværet av fotoner med en gitt frekvens absorbert av et bestemt kjemisk element. Emisjonslinjer, eller emisjonslinjer, er de lysere delene av spekteret som indikerer et overskudd av fotoner som sendes ut av et kjemisk grunnstoff. Frekvensen (bølgelengden) til en spektrallinje indikerer hvilket atom eller molekyl som er ansvarlig for dets forekomst; kontrasten til linjen indikerer mengden stoff som sender ut eller absorberer lys; bredden på linjen lar oss bedømme dens temperatur og trykk. Å studere den tynne (500 km) fotosfæren til solen gjør det mulig å vurdere den kjemiske sammensetningen av dens indre, siden de ytre områdene av solen er godt blandet ved konveksjon, solspektrene er av høy kvalitet og de fysiske prosessene ansvarlig for dem er helt forståelig. Det skal imidlertid bemerkes at bare halvparten av linjene i solspekteret er identifisert så langt. Solens sammensetning er dominert av hydrogen. På andre plass er helium, hvis navn ("helios" på gresk betyr "sol") minner om at det ble oppdaget spektroskopisk på solen tidligere (1899) enn på jorden. Siden helium er en inert gass, er den ekstremt motvillig til å reagere med andre atomer og manifesterer seg også motvillig i det optiske spekteret til solen - med bare én linje, selv om mange mindre tallrike grunnstoffer er representert i solens spektrum med mange linjer . Her er sammensetningen av "solar"-stoffet: per 1 million hydrogenatomer er det 98 000 heliumatomer, 851 oksygen, 398 karbon, 123 neon, 100 nitrogen, 47 jern, 38 magnesium, 35 silisium, 16 svovel, 4 argon, 3 aluminium, 2 atomer nikkel, natrium og kalsium, samt litt av alle andre grunnstoffer. Solen er således, målt i masse, omtrent 71 % hydrogen og 28 % helium; de resterende elementene utgjør litt mer enn 1 %. Fra et planetarisk vitenskapelig perspektiv er det verdt å merke seg at noen objekter i solsystemet har nesten samme sammensetning som Solen (se avsnittet om meteoritter nedenfor). Akkurat som værhendelser endrer utseendet til planetariske atmosfærer, endres utseendet til soloverflaten også over tid, fra timer til tiår. Det er imidlertid en viktig forskjell mellom atmosfæren til planeter og solen, som er at bevegelsen av gasser i solen styres av dens kraftige magnetfelt. Solflekker er de områdene på stjernens overflate der det vertikale magnetfeltet er så sterkt (200-3000 Gauss) at det hindrer horisontal bevegelse av gass og derved undertrykker konveksjon. Som et resultat synker temperaturen i denne regionen med omtrent 1000 K, og en mørk sentral del av stedet vises - "skyggen", omgitt av et varmere overgangsområde - "penumbra". Størrelsen på en typisk solflekk er litt større enn jordens diameter; Dette stedet eksisterer i flere uker. Antall solflekker øker og avtar med en syklusvarighet på 7 til 17 år, med et gjennomsnitt på 11,1 år. Vanligvis er det slik at jo flere flekker som vises i en syklus, jo kortere er selve syklusen. Retningen til den magnetiske polariteten til solflekker endres til det motsatte fra syklus til syklus, så den sanne syklusen av solflekkaktiviteten til solen er 22,2 år. I begynnelsen av hver syklus vises de første flekkene på høye breddegrader, ca. 40°, og gradvis skifter fødselssonen deres mot ekvator til en breddegrad på ca. 5°. se også STJERNER ; SOL . Svingninger i solens aktivitet har nesten ingen effekt på den totale kraften til strålingen (hvis den endret seg med bare 1 %, ville dette føre til alvorlige endringer i klimaet på jorden). Det har vært mange forsøk på å finne en sammenheng mellom solflekksykluser og jordens klima. Den mest bemerkelsesverdige hendelsen i denne forstand er "Maunder Minimum": fra 1645 var det nesten ingen solflekker på solen på 70 år, og samtidig opplevde jorden den lille istiden. Det er fortsatt ikke klart om dette overraskende faktum var en ren tilfeldighet eller om det indikerer en årsakssammenheng.
se også
KLIMA ;
METEOROLOGI OG KLIMATOLOGI. Det er 5 enorme roterende hydrogen-helium-kuler i solsystemet: Solen, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. I dypet av disse gigantiske himmellegemene, utilgjengelige for direkte studier, er nesten all materie i solsystemet konsentrert. Jordens indre er også utilgjengelig for oss, men ved å måle forplantningstiden til seismiske bølger (langbølgelydvibrasjoner) som ble opphisset i planetens kropp av jordskjelv, kompilerte seismologer et detaljert kart over jordens indre: de lærte størrelsene og tettheter av jordens kjerne og dens mantel, og oppnådde også tredimensjonale bilder ved hjelp av seismisk tomografi, bilder av bevegelige plater av jordskorpen. Lignende metoder kan brukes på solen, siden det er bølger på overflaten med en periode på ca. 5 minutter, forårsaket av mange seismiske vibrasjoner som forplanter seg i dypet. Helioseismologi studerer disse prosessene. I motsetning til jordskjelv, som produserer korte bølger, skaper energisk konveksjon i solens indre konstant seismisk støy. Helioseismologer har oppdaget at under den konvektive sonen, som okkuperer de ytre 14% av solens radius, roterer materie synkront med en periode på 27 dager (ingenting er ennå kjent om solkjernens rotasjon). Høyere oppe, i selve konveksjonssonen, skjer rotasjon synkront bare langs kjegler med lik breddegrad, og jo lenger fra ekvator, jo langsommere: ekvatorregioner roterer med en periode på 25 dager (forut for gjennomsnittlig rotasjon av solen), og polar regioner med en periode på 36 dager (lagre etter gjennomsnittlig rotasjon). Nylige forsøk på å bruke seismologiske metoder på gassgigantiske planeter har mislyktes fordi instrumenter ennå ikke er i stand til å oppdage de resulterende vibrasjonene. Over fotosfæren til solen er det et tynt, varmt lag med atmosfære som bare kan sees i sjeldne øyeblikk med solformørkelser. Dette er en kromosfære som er flere tusen kilometer tykk, oppkalt etter sin røde farge på grunn av utslippslinjen for hydrogen Ha. Temperaturen dobles nesten fra fotosfæren til de øvre lagene av kromosfæren, hvorfra energien som forlater Solen, av årsaker som ikke er helt klare, frigjøres i form av varme. Over kromosfæren varmes gassen opp til 1 million K. Denne regionen, kalt koronaen, strekker seg omtrent 1 solradius. Gasstettheten i koronaen er svært lav, men temperaturen er så høy at koronaen er en kraftig kilde til røntgenstråler. Noen ganger dukker det opp gigantiske formasjoner i solens atmosfære - eruptive prominenser. De ser ut som buer som stiger opp fra fotosfæren til en høyde på opptil halve solradiusen. Observasjoner indikerer tydelig at formen på prominenser bestemmes av magnetiske feltlinjer. Et annet interessant og ekstremt aktivt fenomen er solflammer, kraftige energiutbrudd og partikler som varer i opptil to timer. Strømmen av fotoner som genereres av en slik solflamme når jorden med lysets hastighet på 8 minutter, og strømmen av elektroner og protoner - på flere dager. Solutbrudd oppstår på steder hvor det er en skarp endring i magnetfeltets retning, forårsaket av bevegelse av materie i solflekker. Maksimal solflossaktivitet skjer vanligvis et år før maksimum av solflekksyklusen. En slik forutsigbarhet er svært viktig, fordi en bølge av ladede partikler generert av en kraftig solfloss kan skade selv bakkebaserte kommunikasjons- og energinettverk, for ikke å snakke om astronauter og romteknologi.
SOLPROMINENSER observert i heliumutslippslinjen (bølgelengde 304) fra Skylab-romstasjonen.
Det er en konstant utstrømning av ladede partikler fra plasmakoronaen til solen, kalt solvinden. Dens eksistens ble mistenkt allerede før starten av romflyvninger, siden det var merkbart hvordan noe "blåste bort" komethaler. Solvinden har tre komponenter: en høyhastighetsstrøm (mer enn 600 km/s), en lavhastighetsstrøm og ikke-stasjonære strømmer fra solflammer. Røntgenbilder av solen har vist at det jevnlig dannes enorme «hull» – områder med lav tetthet – i koronaen. Disse koronale hullene er hovedkilden til høyhastighets solvind. I området rundt jordens bane er den typiske hastigheten til solvinden omtrent 500 km/s, og tettheten er omtrent 10 partikler (elektroner og protoner) per 1 cm3. Solvindstrømmen samhandler med magnetosfærene til planeter og halene til kometer, og påvirker deres form og prosessene som skjer i dem betydelig.
se også
GEOMAGNETISME;
;
KOMET. Under trykket fra solvinden dannet det seg en gigantisk hule – heliosfæren – i det interstellare mediet rundt Solen. Ved grensen - heliopausen - bør det være en sjokkbølge der solvinden og interstellar gass kolliderer og blir tettere, og utøver likt trykk på hverandre. Fire romsonder nærmer seg nå heliopausen: Pioneer 10 og 11, Voyager 1 og 2. Ingen av dem møtte henne på en avstand på 75 AU. fra Sola. Det er et dramatisk kappløp med tiden: Pioneer 10 sluttet å operere i 1998, og de andre prøver å nå heliopausen før batteriene deres går tomme. Etter beregningene å dømme flyr Voyager 1 nøyaktig i den retningen den interstellare vinden blåser fra, og vil derfor være den første som når heliopausen.
PLANETTER: BESKRIVELSE
Merkur. Det er vanskelig å observere Merkur gjennom et teleskop fra jorden: det beveger seg ikke bort fra solen i en vinkel på mer enn 28°. Den ble studert ved hjelp av radar fra jorden, og den interplanetariske sonden Mariner 10 fotograferte halvparten av overflaten. Merkur kretser rundt Solen hver 88. jorddag i en ganske langstrakt bane med en avstand fra Solen ved perihelium på 0,31 AU. og ved aphelion 0,47 au. Den roterer rundt sin akse med en periode på 58,6 dager, nøyaktig lik 2/3 av omløpsperioden, så hvert punkt på overflaten snur seg mot solen bare én gang i løpet av 2 Mercury-år, dvs. solfylte dager der varer i 2 år! Av de store planetene er det bare Pluto som er mindre enn Merkur. Men når det gjelder gjennomsnittlig tetthet, er Merkur på andreplass etter Jorden. Den har sannsynligvis en stor metallisk kjerne, som står for 75 % av planetens radius (for Jorden opptar den 50 % av radiusen). Overflaten til Merkur ligner på månen: mørk, helt tørr og dekket med kratere. Gjennomsnittlig lysreflektans (albedo) av Merkurs overflate er omtrent 10 %, omtrent det samme som Månens. Sannsynligvis er overflaten også dekket med regolit - sintret knust materiale. Den største nedslagsformasjonen på Merkur er Caloris-bassenget, 2000 km stort, som minner om månens maria. Imidlertid, i motsetning til Månen, har Merkur særegne strukturer - avsatser som strekker seg hundrevis av kilometer, flere kilometer høye. Kanskje de ble dannet som et resultat av komprimeringen av planeten da dens store metallkjerne ble avkjølt eller under påvirkning av kraftige tidevann. Overflatetemperaturen på planeten på dagtid er omtrent 700 K, og om natten omtrent 100 K. I følge radardata kan is ligge på bunnen av polarkratrene under forhold med evig mørke og kulde. Merkur har praktisk talt ingen atmosfære - bare et ekstremt sjeldne heliumskall med tettheten til jordens atmosfære i en høyde på 200 km. Helium dannes sannsynligvis under forfallet av radioaktive grunnstoffer i planetens tarm. Merkur har et svakt magnetfelt og ingen satellitter.
Venus. Dette er den andre planeten fra solen og nærmest jorden - den lyseste "stjernen" på himmelen vår; noen ganger er det synlig selv om dagen. Venus ligner på jorden på mange måter: dens størrelse og tetthet er bare 5 % mindre enn jordens; sannsynligvis er Venus indre lik jordens indre. Overflaten til Venus er alltid dekket med et tykt lag av gulhvite skyer, men ved hjelp av radar er det studert i noen detalj. Venus roterer rundt sin akse i motsatt retning (med klokken sett fra nordpolen) med en periode på 243 jorddager. Omløpstiden er 225 dager; derfor varer en venusisk dag (fra soloppgang til neste soloppgang) 116 jorddager.
se også RADAR ASTRONOMI.
VENUS. Det ultrafiolette bildet tatt av den interplanetære stasjonen Pioneer Venus viser planetens atmosfære tett fylt med skyer, lysere i polområdene (øverst og nederst på bildet).
Atmosfæren til Venus består hovedsakelig av karbondioksid (CO2), med små mengder nitrogen (N2) og vanndamp (H2O). Saltsyre (HCl) og flussyre (HF) ble funnet som mindre urenheter. Trykket på overflaten er 90 bar (som i havet på jorden på 900 m dyp); temperatur er ca 750 K over hele overflaten både dag og natt. Årsaken til en så høy temperatur nær overflaten av Venus er at den ikke helt nøyaktig kalles "drivhuseffekten": Solens stråler passerer relativt lett gjennom skyene i atmosfæren og varmer opp planetens overflate, men den termiske infrarøde stråling fra selve overflaten går ut gjennom atmosfæren tilbake til verdensrommet med store vanskeligheter. Venusskyene består av mikroskopiske dråper konsentrert svovelsyre (H2SO4). Det øverste skylaget er 90 km unna overflaten, temperaturen der er ca. 200 K; nedre lag - ved 30 km, temperatur ca. 430 K. Enda lavere er det så varmt at det ikke er skyer. Selvfølgelig er det ikke flytende vann på overflaten av Venus. Atmosfæren til Venus på nivået av det øvre skylaget roterer i samme retning som planetens overflate, men mye raskere, og fullfører en revolusjon på 4 dager; dette fenomenet kalles superrotasjon, og det er ennå ikke funnet noen forklaring på det. Automatiske stasjoner kom ned på dag- og nattsiden av Venus. I løpet av dagen blir planetens overflate opplyst av diffust sollys med omtrent samme intensitet som på en overskyet dag på jorden. Mye lyn er sett på Venus om natten. Venus-stasjonen overførte bilder av små områder ved landingsstedene der steinete grunn var synlig. Generelt har topografien til Venus blitt studert fra radarbilder overført av Pioneer-Venera (1979), Venera-15 og -16 (1983) og Magellan (1990) orbitere. De fineste trekkene på de beste av dem måler omtrent 100 m. I motsetning til Jorden har ikke Venus klart definerte kontinentalplater, men flere globale høyder er notert, for eksempel landet Ishtar på størrelse med Australia. Det er mange meteorittkratre og vulkanske kupler på overflaten av Venus. Tilsynelatende er skorpen til Venus tynn, slik at smeltet lava kommer nær overflaten og lett renner ut på den etter at meteoritter faller. Siden det ikke er regn eller sterk vind på overflaten av Venus, skjer overflateerosjon veldig sakte, og geologiske strukturer forblir synlige fra verdensrommet i hundrevis av millioner av år. Lite er kjent om den indre strukturen til Venus. Den har sannsynligvis en metallkjerne som opptar 50 % av radiusen. Men planeten har ikke et magnetfelt på grunn av dens veldig langsomme rotasjon. Venus har heller ingen satellitter.
Jord. Planeten vår er den eneste der mesteparten av overflaten (75%) er dekket med flytende vann. Jorden er en aktiv planet og kanskje den eneste hvis overflatefornyelse skyldes platetektonikkens prosesser, som manifesterer seg som midthavsrygger, øybuer og foldede fjellbelter. Fordelingen av høyder på jordens faste overflate er bimodal: gjennomsnittsnivået på havbunnen er 3900 m under havoverflaten, og kontinentene stiger i gjennomsnitt 860 m over den (se også JORD). Seismiske data indikerer følgende struktur av jordens indre: skorpe (30 km), mantel (opp til en dybde på 2900 km), metallisk kjerne. En del av kjernen smeltes; der genereres jordens magnetfelt, som fanger opp ladede partikler av solvinden (protoner og elektroner) og danner to toroidale områder rundt jorden fylt med dem - strålingsbelter (Van Allen-belter), lokalisert i høyder på 4000 og 17.000 km. fra jordens overflate.
se også GEOLOGI; GEOMAGNETISME.
Jordens atmosfære består av 78 % nitrogen og 21 % oksygen; det er et resultat av lang utvikling under påvirkning av geologiske, kjemiske og biologiske prosesser. Det er mulig at jordens uratmosfære var rik på hydrogen, som så slapp unna. Avgassing av undergrunnen fylte atmosfæren med karbondioksid og vanndamp. Men dampen kondenserte i havene, og karbondioksidet ble fanget i karbonatbergarter. (Merkelig nok, hvis all CO2 fylte atmosfæren som en gass, ville trykket være 90 bar, som på Venus. Og hvis alt vannet fordampet, ville trykket være 257 bar!). Dermed ble nitrogen værende i atmosfæren, og oksygen oppsto gradvis som et resultat av livsaktiviteten i biosfæren. Selv for 600 millioner år siden var oksygeninnholdet i luften 100 ganger lavere enn det er nå (se også ATMOSFÆRE; HAVET). Det er indikasjoner på at jordens klima endres på kort (10 000 år) og lang (100 millioner år) skalaer. Årsaken til dette kan være endringer i jordens banebevegelse, rotasjonsaksens helning og hyppigheten av vulkanutbrudd. Svingninger i intensiteten av solstråling kan ikke utelukkes. I vår tid er klimaet også påvirket av menneskelig aktivitet: utslipp av gasser og støv til atmosfæren.
se også
SYREUTBELL;
LUFTFORURENSING ;
VANNFORURENSNING ;
MILJØØDELEGGELSER.
Jorden har en satellitt - Månen, hvis opprinnelse ennå ikke er løst.
JORD OG MÅNE fra romsonden Lunar Orbiter.
Måne. En av de største satellittene, månen er på andreplass etter Charon (en satellitt av Pluto) når det gjelder masseforholdet mellom satellitten og planeten. Dens radius er 3,7 og massen er 81 ganger mindre enn jordens. Månens gjennomsnittlige tetthet er 3,34 g/cm3, noe som indikerer at den ikke har en betydelig metallisk kjerne. Tyngdekraften på månens overflate er 6 ganger mindre enn jordens. Månen går i bane rundt jorden med en eksentrisitet på 0,055. Helningen til planet i dets bane til planet til jordens ekvator varierer fra 18,3° til 28,6°, og i forhold til ekliptikken - fra 4°59º til 5°19º. Månens daglige rotasjon og omløpsrevolusjon er synkronisert, så vi ser alltid bare én av dens halvkuler. Riktignok lar en liten gynging (libreringer) av månen deg se omtrent 60 % av overflaten i løpet av en måned. Hovedårsaken til libreringer er at Månens daglige rotasjon skjer med konstant hastighet, og banerevolusjonen er variabel (på grunn av banens eksentrisitet). Områder på månens overflate har lenge vært konvensjonelt delt inn i "marine" og "kontinentale". Havets overflate ser mørkere ut, ligger lavere og er mye sjeldnere dekket av meteorittkratere enn den kontinentale overflaten. Havet er fylt med basaltiske lavaer, og kontinentene er sammensatt av anortositiske bergarter rike på feltspat. Etter det store antallet kratere å dømme er kontinentale overflater mye eldre enn havoverflater. Intense meteorittbombardementer knuste det øvre laget av måneskorpen og gjorde de ytre meterne til et pulver kalt regolit. Astronauter og robotsonder brakte tilbake prøver av stein og regolit fra månen. Analysen viste at havoverflatens alder er rundt 4 milliarder år. Følgelig inntreffer perioden med intenst meteorittbombardement i de første 0,5 milliarder årene etter dannelsen av Månen for 4,6 milliarder år siden. Da forble frekvensen av meteorittfall og kraterdannelse tilnærmet uendret og er fortsatt ett krater med en diameter på 1 km hvert 105. år.
se også ROMUTSPEKING OG BRUK.
Månebergarter er fattige på flyktige grunnstoffer (H2O, Na, K, etc.) og jern, men rike på ildfaste elementer (Ti, Ca, etc.). Bare i bunnen av månens polare kratere kan det være isavsetninger, slik som på Merkur. Månen har praktisk talt ingen atmosfære, og det er ingen bevis for at månejorden noen gang har vært utsatt for flytende vann. Det er heller ingen organiske stoffer i den - kun spor av karbonholdige kondritter som fulgte med meteoritter. Mangelen på vann og luft, samt sterke svingninger i overflatetemperaturen (390 K om dagen og 120 K om natten) gjør Månen ubeboelig. Seismometre levert til Månen gjorde det mulig å lære noe om månens indre. Svake "måneskjelv" forekommer ofte der, sannsynligvis relatert til tidevannspåvirkningen fra jorden. Månen er ganske homogen, har en liten tett kjerne og en skorpe som er omtrent 65 km tykk laget av lettere materialer, og de øverste 10 km av skorpen ble knust av meteoritter for 4 milliarder år siden. Store støtbassenger er jevnt fordelt over måneoverflaten, men tykkelsen på jordskorpen på den synlige siden av Månen er mindre, så 70 % av havoverflaten er konsentrert om den. Historien til måneoverflaten er generelt kjent: etter slutten av det intensive meteorittbombardementstadiet for 4 milliarder år siden, var undergrunnen i omtrent 1 milliard år ganske varm og basaltisk lava strømmet ut i havet. Da endret bare et sjeldent fall av meteoritter ansiktet til satellitten vår. Men opprinnelsen til Månen er fortsatt diskutert. Den kunne dannes av seg selv og deretter bli fanget av jorden; kunne ha dannet seg sammen med jorden som sin satellitt; endelig kunne ha skilt seg fra jorden under dannelsesperioden. Den andre muligheten var nylig populær, men i de senere årene har hypotesen om dannelsen av Månen fra materie som ble kastet ut av proto-jorden under en kollisjon med et stort himmellegeme blitt alvorlig vurdert. Til tross for usikkerheten om opprinnelsen til Jord-Måne-systemet, kan deres videre utvikling spores ganske pålitelig. Tidevannsinteraksjon påvirker bevegelsen til himmellegemer betydelig: Månens daglige rotasjon har praktisk talt stoppet (dens periode er lik den orbitale), og jordens rotasjon bremser ned, og overfører dens vinkelmomentum til orbitalbevegelsen til Månen, som som et resultat beveger seg bort fra jorden med omtrent 3 cm per år. Dette stopper når jordens rotasjon er på linje med månens. Da vil Jorden og Månen hele tiden være vendt mot hverandre på samme side (som Pluto og Charon), og deres dag og måned vil være lik 47 nåværende dager; samtidig vil Månen bevege seg bort fra oss 1,4 ganger. Riktignok vil denne situasjonen ikke vedvare for alltid, fordi tidevann fra solenergi vil ikke slutte å påvirke jordens rotasjon. se også
MÅNE ;
MÅNENS OPPRINNELSE OG HISTORIE;
Ebb og flom.
Mars. Mars ligner på jorden, men er nesten halvparten av størrelsen og har en litt lavere gjennomsnittlig tetthet. Perioden med daglig rotasjon (24 timer 37 minutter) og aksens helning (24°) er nesten ikke forskjellig fra de på jorden. For en observatør på jorden fremstår Mars som en rødlig stjerne, hvis lysstyrke endres merkbart; det er maksimalt i perioder med konfrontasjon som gjentar seg etter litt over to år (for eksempel i april 1999 og juni 2001). Mars er spesielt nær og lyssterk i perioder med store motsetninger, som oppstår hvis den passerer nær perihelium i motstandsøyeblikket; dette skjer hvert 15.-17. år (den nærmeste er i august 2003). Et teleskop på Mars avslører lyse oransje områder og mørkere områder som endrer tone avhengig av årstid. Det er knallhvite snøhetter ved polene. Den rødlige fargen på planeten er assosiert med en stor mengde jernoksider (rust) i jorden. Sammensetningen av de mørke områdene minner trolig om terrestriske basalter, mens de lyse områdene er sammensatt av fint materiale.
OVERFLATE AV MARS nær landingsblokken Viking 1. Store steinfragmenter er ca 30 cm store.
Mesteparten av vår kunnskap om Mars hentes fra automatiske stasjoner. De mest effektive var to orbitere og to landingskjøretøyer fra vikingekspedisjonen, som landet på Mars 20. juli og 3. september 1976 i regionene Chrys (22° N, 48° W) og Utopia (48° N). . , 226° V), med Viking 1 i drift frem til november 1982. Begge landet i klassiske lyse områder og havnet i en rødlig sandørken strødd med mørke steiner. Den 4. juli 1997 gikk Mars Pathfinder-sonden (USA) inn i Ares-dalen (19° N, 34° W), det første automatiske selvkjørende kjøretøyet som oppdaget blandede steiner og muligens småstein malt av vann og blandet med sand og leire. , som indikerer sterke endringer i Mars-klimaet og tilstedeværelsen av store mengder vann i fortiden. Den tynne atmosfæren på Mars består av 95 % karbondioksid og 3 % nitrogen. Vanndamp, oksygen og argon finnes i små mengder. Gjennomsnittlig trykk på overflaten er 6 mbar (dvs. 0,6 % av jordens). Ved så lavt trykk kan det ikke være flytende vann. Den gjennomsnittlige daglige temperaturen er 240 K, og maksimum om sommeren ved ekvator når 290 K. Daglige temperatursvingninger er omtrent 100 K. Dermed er klimaet på Mars klimaet i en kald, dehydrert høyfjellsørken. På de høye breddegradene på Mars om vinteren faller temperaturen under 150 K og atmosfærisk karbondioksid (CO2) fryser og faller til overflaten som hvit snø og danner polarhetten. Periodisk kondensering og sublimering av polarhettene forårsaker sesongmessige svingninger i atmosfærisk trykk med 30 %. Mot slutten av vinteren synker grensen for polarhetten til 45°-50° breddegrad, og om sommeren gjenstår et lite område av den (300 km i diameter ved sørpolen og 1000 km mot nord), sannsynligvis bestående av vannis, hvis tykkelse kan nå 1-2 km. Noen ganger blåser sterke vinder på Mars, og løfter skyer av fin sand opp i luften. Spesielt kraftige støvstormer oppstår på slutten av våren på den sørlige halvkule, når Mars passerer gjennom perihelium av sin bane og solvarmen er spesielt høy. I uker og til og med måneder blir atmosfæren ugjennomsiktig med gult støv. Viking-banene sendte bilder av kraftige sanddyner på bunnen av store kratere. Støvavsetninger endrer utseendet til Mars-overflaten så mye fra sesong til sesong at det er merkbart selv fra jorden når det observeres gjennom et teleskop. Tidligere ble disse sesongmessige endringene i overflatefarge ansett av noen astronomer for å være et tegn på vegetasjon på Mars. Geologien til Mars er veldig mangfoldig. Store områder på den sørlige halvkule er dekket med gamle kratere som er igjen fra epoken med eldgamle meteorittbombardementer (for 4 milliarder år siden). År siden). Mye av den nordlige halvkule er dekket av yngre lavastrømmer. Spesielt interessant er Tharsis-høyden (10° N, 110° W), der flere gigantiske vulkanfjell ligger. Den høyeste blant dem - Mount Olympus - har en diameter ved bunnen av 600 km og en høyde på 25 km. Selv om det ikke er tegn til vulkansk aktivitet nå, overstiger ikke lavastrømmenes alder 100 millioner år, noe som er lite sammenlignet med planetens alder på 4,6 milliarder år.
Selv om eldgamle vulkaner indikerer en gang kraftig aktivitet i Mars indre, er det ingen tegn til platetektonikk: det er ingen foldede fjellbelter og andre indikatorer på jordskorpekompresjon. Imidlertid er det kraftige riftforkastninger, hvorav den største - Valles Marineris - strekker seg fra Tharsis mot øst i 4000 km med en maksimal bredde på 700 km og en dybde på 6 km. En av de mest interessante geologiske oppdagelsene gjort fra bilder fra romfartøyer var forgrenede, snirklete daler hundrevis av kilometer lange, som minner om tørkede elveleier på jorden. Dette tyder på et mer gunstig klima tidligere, da temperaturer og trykk kan ha vært høyere og elver strømmet over overflaten av Mars. Riktignok indikerer plasseringen av dalene i de sørlige, kraftige kraterområdene på Mars at det var elver på Mars for veldig lenge siden, sannsynligvis i de første 0,5 milliarder årene av dens utvikling. Vannet ligger nå på overflaten i form av is på de polare iskappene, og kanskje under overflaten i form av et lag med permafrost. Den indre strukturen til Mars er dårlig studert. Dens lave gjennomsnittlige tetthet indikerer fraværet av en betydelig metallisk kjerne; i alle fall er det ikke smeltet, noe som følger av fraværet av et magnetfelt på Mars. Seismometeret på landingsblokken til Viking-2-apparatet registrerte ikke den seismiske aktiviteten til planeten i løpet av 2 års drift (seismometeret på Viking-1 fungerte ikke). Mars har to små satellitter - Phobos og Deimos. Begge er uregelmessig formet, dekket av meteorittkratere, og er sannsynligvis asteroider fanget av planeten i en fjern fortid. Phobos går i bane rundt planeten i en veldig lav bane og fortsetter å nærme seg Mars under påvirkning av tidevann; den vil senere bli ødelagt av planetens tyngdekraft.
Jupiter. Den største planeten i solsystemet, Jupiter, er 11 ganger større enn jorden og 318 ganger mer massiv. Dens lave gjennomsnittlige tetthet (1,3 g/cm3) indikerer en sammensetning nær solens: hovedsakelig hydrogen og helium. Jupiters raske rotasjon rundt sin akse forårsaker dens polare kompresjon med 6,4 %. Et teleskop på Jupiter avslører skybånd parallelt med ekvator; lyssoner i dem er ispedd rødlige belter. Det er sannsynlig at de lyse områdene er områder med oppstrømming der toppene av ammoniakkskyer er synlige; rødlige belter er assosiert med nedadgående strømmer, hvis lyse farge bestemmes av ammoniumhydrogensulfat, samt forbindelser av rødt fosfor, svovel og organiske polymerer. I tillegg til hydrogen og helium ble CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 og GeH4 spektroskopisk påvist i Jupiters atmosfære. Temperaturen på toppen av ammoniakkskyer er 125 K, men med dybden øker den med 2,5 K/km. På 60 km dyp skal det være et lag med vannskyer. Skyenes bevegelseshastigheter i soner og nærliggende soner varierer betydelig: for eksempel i ekvatorialbeltet beveger skyer seg østover 100 m/s raskere enn i nabosoner. Forskjellen i hastighet forårsaker sterk turbulens ved grensene til soner og belter, noe som gjør formen deres svært intrikat. En manifestasjon av dette er ovale roterende flekker, hvorav den største, den store røde flekken, ble oppdaget for mer enn 300 år siden av Cassini. Denne flekken (25 000-15 000 km) er større enn jordskiven; den har en spiralsyklonstruktur og gjør en omdreining rundt sin akse på 6 dager. De resterende flekkene er mindre og av en eller annen grunn helt hvite.
Jupiter har ikke en fast overflate. Det øvre laget av planeten, som strekker seg 25 % av radiusen, består av flytende hydrogen og helium. Nedenfor, der trykket overstiger 3 millioner bar og temperaturen overstiger 10 000 K, går hydrogen over i metallisk tilstand. Kanskje, nær sentrum av planeten, er det en flytende kjerne av tyngre elementer med en total masse i størrelsesorden 10 jordmasser. I sentrum er trykket omtrent 100 millioner bar og temperaturen er 20-30 tusen K. Det flytende metalliske indre og den raske rotasjonen av planeten forårsaket dets kraftige magnetfelt, som er 15 ganger sterkere enn jordens. Jupiters enorme magnetosfære, med sine kraftige strålingsbelter, strekker seg utover banene til de fire store månene. Temperaturen i sentrum av Jupiter har alltid vært lavere enn nødvendig for at termonukleære reaksjoner skal oppstå. Men Jupiters interne varmereserver, som gjenstår fra dannelsestiden, er store. Selv nå, 4,6 milliarder år senere, avgir den omtrent samme mengde varme som den mottar fra Solen; i de første millioner årene av evolusjonen var strålingskraften til Jupiter 104 ganger høyere. Siden dette var epoken for dannelsen av planetens store satellitter, er det ikke overraskende at sammensetningen deres avhenger av avstanden til Jupiter: de to nærmest den - Io og Europa - har en ganske høy tetthet (3,5 og 3,0 g/cm3) ), og de mer fjerne - Ganymedes og Callisto - inneholder mye vannis og er derfor mindre tette (1,9 og 1,8 g/cm3).
Satellitter. Jupiter har minst 16 satellitter og en svak ring: den er 53 tusen km unna det øvre skylaget, har en bredde på 6000 km og består tilsynelatende av små og veldig mørke faste partikler. De fire største månene til Jupiter kalles Galilean fordi de ble oppdaget av Galileo i 1610; uavhengig av ham, samme år ble de oppdaget av den tyske astronomen Marius, som ga dem deres nåværende navn - Io, Europa, Ganymede og Callisto. Den minste av satellittene, Europa, er litt mindre enn Månen, og Ganymedes er større enn Merkur. Alle er synlige gjennom en kikkert.
På overflaten av Io oppdaget Voyagers flere aktive vulkaner som skyter ut materiale hundrevis av kilometer oppover. Ios overflate er dekket med rødlige svovelavsetninger og lyse flekker av svoveldioksid - produkter av vulkanutbrudd. Som en gass danner svoveldioksid Ios ekstremt tynne atmosfære. Energien til vulkansk aktivitet hentes fra tidevannspåvirkningen fra planeten på satellitten. Ios bane går gjennom strålingsbeltene til Jupiter, og det har lenge vært fastslått at satellitten samhandler sterkt med magnetosfæren, og forårsaker radioutbrudd i den. I 1973 ble en torus av lysende natriumatomer oppdaget langs Ios bane; senere ble svovel-, kalium- og oksygenioner funnet der. Disse stoffene blir slått ut av energiske protoner fra strålingsbeltene enten direkte fra Ios overflate eller fra gass-"plumene" til vulkaner. Selv om Jupiters tidevannspåvirkning på Europa er svakere enn på Io, kan dets indre også være delvis smeltet. Spektralstudier viser at Europa har vannis på overflaten, og den rødlige fargetonen skyldes sannsynligvis svovelforurensning fra Io. Det nesten fullstendige fraværet av nedslagskratre indikerer den geologiske ungdommen til overflaten. Foldene og bruddene på Europas isete overflate ligner isfeltene i jordens polarhav; Det er sannsynligvis flytende vann under et islag på Europa. Ganymedes er den største månen i solsystemet. Dens tetthet er lav; den består sannsynligvis av halvt stein og halvt is. Overflaten ser merkelig ut og inneholder spor av skorpeutvidelse, som kan ha fulgt prosessen med differensiering av undergrunnen. Deler av den gamle krateroverflaten er atskilt av yngre skyttergraver, hundrevis av kilometer lange og 1-2 km brede, som ligger i en avstand på 10-20 km fra hverandre. Dette er sannsynligvis yngre is, dannet ved at vann strømmer ut gjennom sprekker umiddelbart etter differensiering for rundt 4 milliarder år siden. Callisto ligner på Ganymedes, men det er ingen spor av feil på overflaten; det hele er veldig gammelt og sterkt krateret. Overflaten til begge satellittene er dekket med is blandet med bergarter av regolittypen. Men hvis isen på Ganymedes er omtrent 50 %, så er den på Callisto mindre enn 20 %. Sammensetningen av bergartene til Ganymedes og Callisto er sannsynligvis lik den til karbonholdige meteoritter. Jupiters måner er blottet for atmosfære, bortsett fra den sjeldne vulkangassen SO2 på Io. Av Jupiters dusin små satellitter er fire plassert nærmere planeten enn de galileiske satellittene; den største av dem, Amalthea, er et kraterformet objekt med uregelmessig form (dimensjoner 270*166*150 km). Dens mørke overflate - veldig rød - er muligens dekket av svovel fra Io. De ytre små satellittene til Jupiter er delt inn i to grupper i henhold til deres baner: 4 nærmere planetens bane i foroverretningen (i forhold til planetens rotasjon), og 4 fjernere i motsatt retning. De er alle små og mørke; de er sannsynligvis fanget av Jupiter blant asteroidene til den trojanske gruppen (se ASTEROID).
Saturn. Den nest største gigantiske planeten. Det er en hydrogen-helium-planet, men Saturn har et lavere relativ heliuminnhold enn Jupiter; lavere er dens gjennomsnittlige tetthet. Den raske rotasjonen av Saturn fører til dens store oblatitet (11%).
SATURN og dens måner fotografert under flybyen til Voyager-romsonden.
I et teleskop ser ikke Saturns skive like imponerende ut som Jupiter: den har en brunoransje farge og svakt definerte belter og soner. Årsaken er at de øvre delene av atmosfæren er fylt med lysspredende ammoniakktåke (NH3). Saturn er lenger unna Solen, så temperaturen i dens øvre atmosfære (90 K) er 35 K lavere enn Jupiter, og ammoniakk er i kondensert tilstand. Med dybden øker temperaturen i atmosfæren med 1,2 K/km, så skystrukturen ligner Jupiters: under et lag med ammoniumhydrosulfatskyer er det et lag med vannskyer. I tillegg til hydrogen og helium ble CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 og PH3 spektroskopisk påvist i Saturns atmosfære. Når det gjelder sin indre struktur, ligner Saturn også på Jupiter, selv om den på grunn av sin mindre masse har lavere trykk og temperatur i sentrum (75 millioner bar og 10 500 K). Saturns magnetfelt er sammenlignbart med jordens. I likhet med Jupiter avgir Saturn indre varme, dobbelt så mye som den mottar fra solen. Riktignok er dette forholdet større enn Jupiter, fordi Saturn, som ligger dobbelt så langt unna, mottar fire ganger mindre varme fra solen.
Ringer av Saturn. Saturn er omgitt av et unikt kraftig system av ringer opp til en avstand på 2,3 planetradier. De er lett å skille når de observeres gjennom et teleskop, og når de studeres på nært hold viser de eksepsjonelt mangfold: fra den massive B-ringen til den smale F-ringen, fra spiraltetthetsbølger til de helt uventede radielle "eikene" oppdaget av Voyagers. Partiklene som fyller ringene til Saturn reflekterer lys mye bedre enn materialet i de mørke ringene til Uranus og Neptun; Studien deres i forskjellige spektralområder viser at dette er "skitne snøballer" med dimensjoner i størrelsesorden en meter. De tre klassiske ringene til Saturn, i rekkefølge fra ytre til indre, er betegnet med bokstavene A, B og C. B-ringen er ganske tett: radiosignaler fra Voyager passerte gjennom den med vanskeligheter. Gapet på 4000 km mellom A- og B-ringen, kalt Cassini-fisjon (eller gap), er faktisk ikke tomt, men kan sammenlignes i tetthet med den bleke C-ringen, tidligere kalt crepe-ringen. Det er et mindre synlig Encke-gap nær ytterkanten av A-ringen. I 1859 konkluderte Maxwell med at ringene til Saturn må bestå av individuelle partikler som kretser rundt planeten. På slutten av 1800-tallet. dette ble bekreftet av spektrale observasjoner som viste at de indre delene av ringene roterer raskere enn de ytre. Siden ringene ligger i planet til planetens ekvator, og derfor skråner 27° til baneplanet, faller jorden inn i ringenes plan to ganger på 29,5 år, og vi observerer dem på kanten. I dette øyeblikket "forsvinner ringene", noe som beviser deres svært lille tykkelse - ikke mer enn noen få kilometer. Detaljerte bilder av ringene tatt av Pioneer 11 (1979) og Voyagers (1980 og 1981) viste en mye mer kompleks struktur enn forventet. Ringene er delt inn i hundrevis av individuelle ringletter med en typisk bredde på flere hundre kilometer. Selv i Cassini-spalten var det minst fem ringer. En detaljert analyse viste at ringene er heterogene både i størrelse og muligens i partikkelsammensetning. Den komplekse strukturen til ringene skyldes sannsynligvis gravitasjonspåvirkningen fra små satellitter nær dem, som tidligere var ukjente. Den mest uvanlige er trolig den tynneste F-ringen, oppdaget i 1979 av Pioneer i en avstand på 4000 km fra ytterkanten av A-ringen. Voyager 1 fant ut at F-ringen var vridd og flettet som en flette, men fløy forbi i 9 måneder. senere fant Voyager 2 strukturen til F-ringen mye enklere: "trådene" av materie var ikke lenger sammenvevd. Denne strukturen og dens raske utvikling er delvis forklart av påvirkningen fra to små måner (Prometheus og Pandora) som beveger seg på ytre og indre kant av denne ringen; de kalles "vakthunder". Det er imidlertid mulig at det kan være enda mindre kropper eller midlertidige ansamlinger av materie inne i selve F-ringen.
Satellitter. Saturn har minst 18 måner. De fleste av dem er sannsynligvis is. Noen har veldig interessante baner. For eksempel har Janus og Epimetheus nesten samme baneradier. I Diones bane, 60° foran den (denne posisjonen kalles det ledende Lagrange-punktet), beveger den mindre satellitten Helena seg. Tethys er ledsaget av to små satellitter - Telesto og Calypso - ved de ledende og etterslepende Lagrange-punktene i sin bane. Radiene og massene til syv satellitter til Saturn (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan og Iapetus) ble målt med god nøyaktighet. De er alle stort sett isete. De som er mindre har en tetthet på 1-1,4 g/cm3, som er nær tettheten til vannis med større eller mindre innblanding av bergarter. Det er ennå ikke klart om de inneholder metan og ammoniakk-is. Titans høyere tetthet (1,9 g/cm3) er et resultat av dens store masse, som forårsaker komprimering av interiøret. Titan er veldig lik Ganymedes i diameter og tetthet; Sannsynligvis er deres indre struktur lik. Titan er den nest største månen i solsystemet, og den er unik ved at den har en permanent, kraftig atmosfære som hovedsakelig består av nitrogen og en liten mengde metan. Trykket på overflaten er 1,6 bar, temperaturen er 90 K. Under slike forhold kan det være flytende metan på overflaten av Titan. De øvre lagene i atmosfæren opp til høyder på 240 km er fylt med oransje skyer, sannsynligvis bestående av partikler av organiske polymerer syntetisert under påvirkning av ultrafiolette stråler fra solen. De gjenværende månene til Saturn er for små til å ha en atmosfære. Overflatene deres er dekket med is og sterkt krateret. Bare på overflaten av Enceladus er det betydelig færre kratere. Det er sannsynlig at tidevannspåvirkningen fra Saturn opprettholder sitt indre i en smeltet tilstand, og meteorittnedslag fører til at vann strømmer ut og kratrene fylles. Noen astronomer mener at partikler fra overflaten til Enceladus dannet en bred E-ring som strekker seg langs dens bane. En veldig interessant satellitt er Iapetus, hvis bakre (i forhold til banebevegelsesretningen) halvkule er dekket med is og reflekterer 50 % av det innfallende lyset, og den fremre halvkulen er så mørk at den reflekterer bare 5 % av lyset; den er dekket med noe som stoffet til karbonholdige meteoritter. Det er mulig at den fremre halvkulen til Iapetus er påvirket av materiale som kastes ut under påvirkning av meteorittnedslag fra overflaten til Saturns ytre satellitt Phoebe. I prinsippet er dette mulig, siden Phoebe beveger seg i bane i motsatt retning. I tillegg er Phoebes overflate ganske mørk, men det er ingen eksakte data om det ennå.
Uranus. Uranus er sjøgrønn i fargen og ser funksjonsløs ut fordi de øvre lagene av atmosfæren er fylt med tåke, som Voyager 2-sonden som fløy nær den i 1986 hadde problemer med å se noen få skyer. Planetens akse er skråstilt til baneaksen med 98,5°, dvs. ligger nesten i banens plan. Derfor vender hver av polene direkte mot solen i noen tid, og går deretter inn i skyggen i seks måneder (42 jordår). Atmosfæren til Uranus inneholder hovedsakelig hydrogen, 12-15 % helium og noen få andre gasser. Den atmosfæriske temperaturen er omtrent 50 K, selv om den i de øvre sjeldne lagene stiger til 750 K om dagen og 100 K om natten. Magnetfeltet til Uranus er litt svakere enn jordens i styrke ved overflaten, og dets akse er skråstilt til planetens rotasjonsakse med 55°. Lite er kjent om planetens indre struktur. Skylaget strekker seg trolig til en dybde på 11 000 km, etterfulgt av et varmtvannshave på 8 000 km dyp, og under det en smeltet steinkjerne med en radius på 7 000 km.
Ringer. I 1976 ble de unike ringene til Uranus oppdaget, bestående av individuelle tynne ringer, hvor den bredeste er 100 km tykk. Ringene er plassert i avstander fra 1,5 til 2,0 radier av planeten fra sentrum. I motsetning til ringene til Saturn, er ringene til Uranus laget av store, mørke bergarter. Det antas at hver ring inneholder en liten satellitt eller til og med to satellitter, som i Saturns F-ring.
Satellitter. 20 satellitter av Uranus er oppdaget. Den største - Titania og Oberon - med en diameter på 1500 km. Det er 3 større, mer enn 500 km store, resten er veldig små. Overflatespektrene til fem store satellitter indikerer store mengder vannis. Overflaten til alle satellitter er dekket med meteorittkratere.
Neptun. Utad er Neptun lik Uranus; spekteret er også dominert av bånd av metan og hydrogen. Varmestrømmen fra Neptun overskrider merkbart kraften til solvarmen som faller inn på den, noe som indikerer eksistensen av en intern energikilde. Det er mulig at mye av den indre varmen frigjøres som følge av tidevann forårsaket av den massive månen Triton, som kretser i motsatt retning i en avstand på 14,5 planetradier. Voyager 2, som fløy i 1989 i en avstand på 5000 km fra skylaget, oppdaget 6 flere satellitter og 5 ringer nær Neptun. Den store mørke flekken og et komplekst system av virvelstrømmer ble oppdaget i atmosfæren. Tritons rosa overflate avslørte fantastiske geologiske trekk, inkludert kraftige geysirer. Månen Proteus oppdaget av Voyager viste seg å være større enn Nereid, oppdaget fra jorden tilbake i 1949.
Pluto. Pluto har en svært langstrakt og skråstilt bane; ved perihelium nærmer den seg solen med 29,6 AU. og beveger seg bort ved aphelion ved 49,3 AU. I 1989 passerte Pluto perihelium; fra 1979 til 1999 var det nærmere Solen enn Neptun. Men på grunn av den høye helningen til Plutos bane, krysser banen aldri Neptun. Den gjennomsnittlige overflatetemperaturen til Pluto er 50 K, den varierer fra aphelion til perihelion med 15 K, noe som er ganske merkbart ved så lave temperaturer. Spesielt fører dette til utseendet til en forseldet metanatmosfære i perioden når planeten passerer perihelium, men trykket er 100 000 ganger mindre enn trykket i jordens atmosfære. Pluto kan ikke beholde atmosfæren lenge fordi den er mindre enn månen. Plutos måne Charon går i bane rundt planeten hver 6,4 dag. Dens bane er veldig sterkt tilbøyelig til ekliptikken, slik at formørkelser bare forekommer under sjeldne epoker når jorden passerer gjennom planet til Charons bane. Plutos lysstyrke endres regelmessig med en periode på 6,4 dager. Følgelig roterer Pluto synkront med Charon og har store flekker på overflaten. I forhold til størrelsen på planeten er Charon veldig stor. Pluto-Charon-paret kalles ofte en «dobbelplanet». På en gang ble Pluto antatt å være en løpsk måne av Neptun, men med oppdagelsen av Charon virker dette usannsynlig.
PLANETER: SAMMENLIGNENDE ANALYSE
Intern struktur. Objekter i solsystemet, sett fra deres indre struktur, kan deles inn i 4 kategorier: 1) kometer, 2) små kropper, 3) jordiske planeter, 4) gasskjemper. Kometer er enkle iskalde kropper med en spesiell sammensetning og historie. Kategorien smålegemer inkluderer alle andre himmellegemer med radier mindre enn 200 km: interplanetære støvkorn, partikler av planetringer, små satellitter og de fleste asteroider. Under utviklingen av solsystemet mistet de alle varmen som ble frigjort under den første akkresjonen og ble avkjølt, og var ikke store nok til å varmes opp på grunn av det radioaktive forfallet i dem. Terrestriske planeter er veldig forskjellige: fra "jernet" Merkur til det mystiske issystemet Pluto - Charon. I tillegg til de største planetene, i henhold til formelle kriterier, er solen noen ganger klassifisert som en gassgigant. Den viktigste parameteren som bestemmer sammensetningen av planeten er gjennomsnittlig tetthet (total masse delt på totalt volum). Betydningen indikerer umiddelbart hva slags planet det er - "stein" (silikater, metaller), "is" (vann, ammoniakk, metan) eller "gass" (hydrogen, helium). Selv om overflatene til Merkur og Månen er slående like, er deres indre sammensetning helt annerledes, siden den gjennomsnittlige tettheten til Merkur er 1,6 ganger høyere enn Månens. Samtidig er massen til kvikksølv liten, noe som betyr at dens høye tetthet hovedsakelig ikke skyldes komprimering av stoffet under påvirkning av tyngdekraften, men en spesiell kjemisk sammensetning: kvikksølv inneholder 60-70% metaller og 30 -40 % silikater etter masse. Metallinnholdet per masseenhet av Merkur er betydelig høyere enn på noen annen planet. Venus roterer så sakte at dens ekvatorialbule kun måler brøkdeler av en meter (Jordens er 21 km) og ikke kan avsløre noe som helst om planetens indre struktur. Gravitasjonsfeltet korrelerer med overflatetopografien, i motsetning til Jorden, hvor kontinentene "flyter". Det er mulig at kontinentene til Venus er fiksert av stivheten til mantelen, men det er mulig at topografien til Venus opprettholdes dynamisk av energetisk konveksjon i mantelen. Jordens overflate er betydelig yngre enn overflatene til andre kropper i solsystemet. Årsaken til dette er hovedsakelig den intensive bearbeidingen av skorpemateriale som følge av platetektonikk. Erosjon under påvirkning av flytende vann har også en merkbar effekt. Overflatene til de fleste planeter og måner er dominert av ringstrukturer knyttet til nedslagskratere eller vulkaner; På jorden har platetektonikken gjort at dets største høyland og lavland er lineært. Et eksempel er fjellkjeder som vokser der to plater kolliderer; oseaniske skyttergraver, som markerer steder hvor en plate glir under en annen (subduksjonssoner); samt midthavsrygger på steder hvor to plater divergerer under påvirkning av ung skorpe som stiger opp fra mantelen (spredningssoner). Dermed reflekterer relieffet av jordoverflaten dynamikken i dens indre. Små prøver av jordens øvre mantel blir tilgjengelig for laboratoriestudier når de stiger til overflaten som en del av magmatiske bergarter. Ultramafiske inneslutninger (ultrabasitter, fattige på silikater og rike på Mg og Fe) er kjent for å inneholde mineraler som bare dannes ved høyt trykk (for eksempel diamant), samt sammenkoblede mineraler som bare kan eksistere side om side hvis de ble dannet ved høyt trykk. Disse inneslutningene gjorde det mulig å estimere med tilstrekkelig nøyaktighet sammensetningen av den øvre mantelen til en dybde på ca. 200 km. Den mineralogiske sammensetningen av den dype mantelen er ikke så godt kjent, siden det fortsatt ikke er nøyaktige data om fordelingen av temperatur med dybde og hovedfasene til dype mineraler ikke er reprodusert i laboratoriet. Jordens kjerne er delt inn i ytre og indre. Den ytre kjernen sender ikke tverrgående seismiske bølger, derfor er den flytende. Imidlertid, på en dybde på 5200 km, begynner kjernematerialet igjen å lede tverrgående bølger, men med lav hastighet; dette betyr at den indre kjernen er delvis frossen. Tettheten til kjernen er lavere enn den ville vært for en ren jern-nikkel væske, sannsynligvis på grunn av svovel urenheter. En fjerdedel av Mars-overflaten er okkupert av Tharsis-stigningen, som stiger 7 km i forhold til planetens gjennomsnittlige radius. Det er der de fleste vulkanene ligger, under dannelsen som lava sprer seg over en lang avstand, noe som er typisk for smeltede bergarter rike på jern. En årsak til den enorme størrelsen på vulkaner fra Mars (den største i solsystemet) er at Mars, i motsetning til Jorden, ikke har plater som beveger seg i forhold til varme flekker i mantelen, så vulkaner vokser på ett sted i lang tid. Mars har ikke noe magnetfelt og ingen seismisk aktivitet er påvist. Jordsmonnet inneholdt mye jernoksider, noe som indikerer dårlig differensiering av undergrunnen.
Indre varme. Mange planeter avgir mer varme enn de mottar fra solen. Mengden varme som genereres og lagres i innvollene på planeten avhenger av dens historie. For en formende planet er hovedkilden til varme meteorittbombardement; Varme frigjøres så under differensiering av undergrunnen, når de tetteste komponentene, som jern og nikkel, legger seg mot midten og danner kjernen. Jupiter, Saturn og Neptun (men av en eller annen grunn ikke Uranus) stråler fortsatt ut varmen de lagret under dannelsen for 4,6 milliarder år siden. For jordiske planeter er en viktig oppvarmingskilde i den nåværende epoken nedbrytningen av radioaktive elementer - uran, thorium og kalium - som ble inkludert i små mengder i den opprinnelige kondritiske (sol) sammensetningen. Spredningen av bevegelsesenergi i tidevannsdeformasjoner - den såkalte "tidevannsspredningen" - er hovedkilden til oppvarming av Io og spiller en betydelig rolle i utviklingen av noen planeter, hvis rotasjon (for eksempel Merkur) ble bremset nede ved tidevann.
Konveksjon i mantelen. Hvis væsken varmes opp sterkt nok, utvikles det konveksjon i den, siden termisk ledningsevne og stråling ikke kan takle den lokalt tilførte varmestrømmen. Det kan virke rart å si at det indre av jordiske planeter er dekket av konveksjon, som en væske. Vet vi ikke at tverrbølger ifølge seismologi forplanter seg i jordkappen, og at mantelen derfor ikke består av væske, men av fast bergart? Men la oss ta vanlig glasskitt: Når den presses sakte, oppfører den seg som en tyktflytende væske, når den presses skarpt, oppfører den seg som en elastisk kropp, og når den trykkes oppfører den seg som en stein. Dette betyr at for å forstå hvordan et stoff oppfører seg, må vi ta hensyn til tidsskalaen som prosesser skjer på. Tverrgående seismiske bølger beveger seg gjennom jordens indre på minutter. På en geologisk tidsskala på millioner av år, deformeres bergarter plastisk hvis det hele tiden påføres betydelig belastning på dem. Utrolig nok er jordskorpen fortsatt i ferd med å rette seg ut, og går tilbake til den formen den hadde før den siste istiden, som tok slutt for 10 000 år siden. Etter å ha studert alderen til de stigende kystene i Skandinavia, beregnet N. Haskel i 1935 at viskositeten til jordmantelen er 1023 ganger større enn viskositeten til flytende vann. Men selv på dette viser matematisk analyse at jordens mantel er i en tilstand av intens konveksjon (slik bevegelse av jordens indre kan sees i en akselerert film, der en million år går i et sekund). Lignende beregninger viser at Venus, Mars og i mindre grad Merkur og Månen også sannsynligvis har konvektive manteler. Vi har akkurat begynt å avdekke naturen til konveksjon i gassgigantiske planeter. Det er kjent at konveksjonsbevegelser er sterkt påvirket av den raske rotasjonen som finnes rundt de gigantiske planetene, men det er svært vanskelig å eksperimentelt studere konveksjon i en roterende kule med sentral tyngdekraft. Til nå har de mest nøyaktige eksperimentene av denne typen blitt utført under mikrogravitasjonsforhold i lav bane rundt jorden. Disse eksperimentene, sammen med teoretiske beregninger og numeriske modeller, viste at konveksjon skjer i rør som er langstrakt langs planetens rotasjonsakse og buet i samsvar med dens sfærisitet. Slike konveksjonsceller kalles "bananer" for sin form. Trykket til gassgigantiske planeter varierer fra 1 bar ved skytoppene til omtrent 50 Mbar i sentrum. Derfor forblir hovedkomponenten deres - hydrogen - på forskjellige nivåer i forskjellige faser. Ved trykk over 3 Mbar blir vanlig molekylært hydrogen til et flytende metall som ligner på litium. Beregninger viser at Jupiter hovedsakelig består av metallisk hydrogen. Og Uranus og Neptun har tilsynelatende en utvidet mantel av flytende vann, som også er en god leder.
Et magnetfelt. Det ytre magnetfeltet til en planet bærer viktig informasjon om bevegelsen til dens indre. Det er magnetfeltet som setter referanserammen der vindhastigheten måles i den overskyede atmosfæren til den gigantiske planeten; Det er nettopp dette som indikerer at det eksisterer kraftige strømmer i den flytende metallkjernen på jorden, og aktiv blanding skjer i vannmantlene til Uranus og Neptun. Tvert imot, mangelen på et sterkt magnetfelt på Venus og Mars pålegger begrensninger på deres indre dynamikk. Blant de terrestriske planetene har jordens magnetfelt enestående intensitet, noe som indikerer en aktiv dynamoeffekt. Mangelen på et sterkt magnetfelt på Venus betyr ikke at kjernen har stivnet: mest sannsynlig forhindrer planetens langsomme rotasjon dynamoeffekten. Uranus og Neptun har identiske magnetiske dipoler med en stor helning til planetenes akser og en forskyvning i forhold til sentrene deres; dette indikerer at deres magnetisme har sin opprinnelse i mantlene og ikke i kjernene. Jupiters satellitter – Io, Europa og Ganymedes – har sine egne magnetfelt, men det har ikke Callisto. Restmagnetisme er oppdaget på månen.
Atmosfære. Solen, åtte av de ni planetene og tre av de seksti-tre satellittene har en atmosfære. Hver atmosfære har sin egen spesielle kjemiske sammensetning og type oppførsel som kalles "vær". Atmosfærer er delt inn i to grupper: For jordiske planeter bestemmer den tette overflaten av kontinentene eller havet forholdene ved den nedre grensen av atmosfæren, mens for gassgiganter er atmosfæren nesten bunnløs. For jordiske planeter opplever et tynt (0,1 km) lag av atmosfæren nær overflaten konstant oppvarming eller avkjøling fra det, og under bevegelse, friksjon og turbulens (på grunn av ujevnt terreng); dette laget kalles overflaten eller grenselaget. På selve overflaten "limer" molekylær viskositet atmosfæren til bakken, så selv en lett bris skaper en sterk vertikal hastighetsgradient som kan forårsake turbulens. Endringen i lufttemperatur med høyden styres av konvektiv ustabilitet, siden luften under varmes opp av den varme overflaten, blir lettere og flyter; stiger i et område med lavt trykk, utvider det seg og stråler varme ut i rommet, noe som får det til å avkjøles, blir tettere og synker. Som et resultat av konveksjon etableres en adiabatisk vertikal temperaturgradient i de nedre lagene av atmosfæren: for eksempel i jordens atmosfære synker lufttemperaturen med høyden med 6,5 K/km. Denne situasjonen eksisterer helt frem til tropopausen (gresk "tropo" - sving, "pause" - opphør), og begrenser det nedre laget av atmosfæren, kalt troposfæren. Det er her endringene vi kaller vær skjer. Nær Jorden skjer tropopausen i høyder på 8-18 km; ved ekvator er det 10 km høyere enn ved polene. På grunn av den eksponentielle reduksjonen i tetthet med høyden, er 80 % av massen av jordens atmosfære inneholdt i troposfæren. Den inneholder også nesten all vanndampen, og derfor skyene som skaper været. På Venus absorberer karbondioksid og vanndamp, sammen med svovelsyre og svoveldioksid, nesten all den infrarøde strålingen som sendes ut av overflaten. Dette gir en sterk drivhuseffekt, d.v.s. fører til at overflatetemperaturen til Venus er 500 K høyere enn hva den ville hatt i en atmosfære som er gjennomsiktig for infrarød stråling. De viktigste "drivhus"-gassene på jorden er vanndamp og karbondioksid, som øker temperaturen med 30 K. På Mars forårsaker karbondioksid og atmosfærisk støv en svak drivhuseffekt på kun 5 K. Den varme overflaten til Venus hindrer frigjøring av svovel fra atmosfæren ved å binde det i overflaterasene Den nedre atmosfæren til Venus er beriket med svoveldioksid, så i høyder fra 50 til 80 km er det et tett lag av svovelsyreskyer. En liten mengde svovelholdige stoffer finnes også i jordens atmosfære, spesielt etter kraftige vulkanutbrudd. Svovel har ikke blitt oppdaget i atmosfæren til Mars, derfor er vulkanene inaktive i den nåværende epoken. På jorden erstattes en stabil temperaturnedgang med høyden i troposfæren over tropopausen med en økning i temperatur med høyden. Derfor er det et ekstremt stabilt lag der, kalt stratosfæren (latin stratum - lag, gulvbelegg). Eksistensen av permanente tynne aerosollag og det lange oppholdet av radioaktive elementer fra atomeksplosjoner der tjener som direkte bevis på fraværet av blanding i stratosfæren. I jordas stratosfære fortsetter temperaturen å øke med høyden frem til stratopausen, som inntreffer i en høyde av ca. 50 km. Varmekilden i stratosfæren er de fotokjemiske reaksjonene av ozon, hvis konsentrasjon er maksimal i en høyde på ca. 25 km. Ozon absorberer ultrafiolett stråling, så under 75 km blir nesten alt omdannet til varme. Kjemien i stratosfæren er kompleks. Ozon dannes hovedsakelig over ekvatoriale områder, men den største konsentrasjonen finnes over polene; dette indikerer at ozonnivåer ikke bare påvirkes av kjemi, men også av atmosfærisk dynamikk. Mars har også høyere ozonkonsentrasjoner over polene, spesielt vinterpolen. Den tørre atmosfæren på Mars har relativt få hydroksylradikaler (OH), som ødelegger ozon. Temperaturprofilene til atmosfærene til de gigantiske planetene ble bestemt fra bakkebaserte observasjoner av planetariske okkultasjoner av stjerner og fra sondedata, spesielt fra dempningen av radiosignaler når sonden kommer inn på planeten. Hver planet har en tropopause og en stratosfære, over disse ligger termosfæren, eksosfæren og ionosfæren. Temperaturen på termosfærene til henholdsvis Jupiter, Saturn og Uranus er ca. 1000, 420 og 800 K. Den høye temperaturen og den relativt lave gravitasjonen på Uranus gjør at atmosfæren strekker seg inn i ringene. Dette fører til bremsing og raskt fall av støvpartikler. Siden det fortsatt observeres støvbaner i Uranus-ringene, må det være en støvkilde der. Selv om temperaturstrukturen til troposfæren og stratosfæren i atmosfæren til forskjellige planeter har mye til felles, er deres kjemiske sammensetning svært forskjellig. Atmosfærene til Venus og Mars er for det meste sammensatt av karbondioksid, men representerer to ekstreme eksempler på atmosfærisk evolusjon: Venus har en tett og varm atmosfære, mens Mars har en kald og tynn atmosfære. Det er viktig å forstå om jordens atmosfære til slutt vil slå seg ned i en av disse to typene, og om disse tre atmosfærene alltid har vært så forskjellige. Skjebnen til en planets kildevann kan bestemmes ved å måle deuteriuminnholdet i forhold til den lette isotopen av hydrogen: D/H-forholdet setter en grense for mengden hydrogen som forlater planeten. Vannmassen i Venus atmosfære er nå 10-5 av massen til jordens hav. Men D/H-forholdet på Venus er 100 ganger høyere enn på jorden. Hvis dette forholdet først var det samme på Jorden og Venus og vannreservene på Venus ikke ble fylt opp under utviklingen, betyr en hundredobling av D/H-forholdet på Venus at den en gang hadde hundre ganger mer vann enn nå. Forklaringen på dette søkes vanligvis i form av teorien om "drivhusfordampning", som sier at Venus aldri var kald nok til at vann kunne kondensere på overflaten. Hvis vann alltid fylte atmosfæren i form av damp, førte fotodissosiasjonen av vannmolekyler til frigjøring av hydrogen, en lett isotop som fordampet fra atmosfæren til verdensrommet, og det gjenværende vannet ble beriket i deuterium. Av stor interesse er den sterke forskjellen i atmosfærene til Jorden og Venus. Det antas at de moderne atmosfærene til jordiske planeter ble dannet som et resultat av avgassing av interiøret; i dette tilfellet ble hovedsakelig vanndamp og karbondioksid frigjort. På jorden ble vann konsentrert i havet, og karbondioksid ble fanget i sedimentære bergarter. Men Venus er nærmere Solen, det er varmt og det er ikke noe liv; derfor forble karbondioksid i atmosfæren. Vanndamp dissosiert til hydrogen og oksygen under påvirkning av sollys; hydrogen fordampet ut i verdensrommet (jordens atmosfære mister også raskt hydrogen), og oksygen ble bundet i bergarter. Riktignok kan forskjellen mellom disse to atmosfærene vise seg å være dypere: det er fortsatt ingen forklaring på at det er mye mer argon i Venus atmosfære enn i jordens atmosfære. Overflaten på Mars er nå en kald og tørr ørken. I løpet av den varmeste delen av dagen kan temperaturene ligge litt over det normale frysepunktet for vann, men lavt atmosfærisk trykk hindrer vann på overflaten av Mars i å være flytende: is blir umiddelbart til damp. Imidlertid er det flere kløfter på Mars som ligner tørre elveleier. Noen av dem ser ut til å ha blitt gravd av kortvarige, men katastrofalt kraftige vannstrømmer, mens andre viser dype raviner og et omfattende nettverk av daler, noe som indikerer den sannsynlige lange eksistensen av lavlandselver i de tidlige periodene av Mars 'historie. Det er også morfologiske indikasjoner på at de gamle kratrene på Mars er mye mer ødelagt av erosjon enn de unge, og dette er bare mulig hvis atmosfæren på Mars var mye tettere enn den er nå. På begynnelsen av 1960-tallet ble polhettene på Mars antatt å være sammensatt av vannis. Men i 1966 undersøkte R. Leighton og B. Murray den termiske balansen til planeten og viste at karbondioksid bør kondensere i store mengder ved polene, og en balanse mellom fast og gassformig karbondioksid bør opprettholdes mellom polkappene og atmosfære. Det er merkelig at den sesongmessige veksten og sammentrekningen av polarhettene fører til trykksvingninger i Mars-atmosfæren med 20 % (for eksempel, i kabinene til gamle jetfly, var trykkforskjellene under start og landing også ca. 20 %). Romfotografier av polhettene på Mars viser fantastiske spiralmønstre og trappetrinn, som Mars Polar Lander-sonden (1999) skulle utforske, men den klarte ikke å lande. Det er ikke kjent nøyaktig hvorfor trykket i Mars-atmosfæren falt så mye, sannsynligvis fra noen få bar i de første milliardene år til 7 millibar nå. Det er mulig at forvitring av overflatebergarter fjernet karbondioksid fra atmosfæren, og binder karbonet i karbonatbergarter, slik som skjedde på jorden. Ved en overflatetemperatur på 273 K kan denne prosessen ødelegge karbondioksidatmosfæren på Mars med et trykk på flere bar på bare 50 millioner år; Tilsynelatende har det vist seg svært vanskelig å opprettholde et varmt og fuktig klima på Mars gjennom solsystemets historie. En lignende prosess påvirker også karboninnholdet i jordens atmosfære. Omtrent 60 barer karbon er nå bundet i karbonatbergartene på jorden. Det er klart at tidligere inneholdt jordens atmosfære mye mer karbondioksid enn den gjør nå, og temperaturen i atmosfæren var høyere. Hovedforskjellen mellom utviklingen av atmosfæren til Jorden og Mars er at platetektonikken på Jorden støtter karbonsyklusen, mens den på Mars er "låst" i bergarter og polarhetter.
Cirkumplanetære ringer. Det er merkelig at hver av de gigantiske planetene har ringsystemer, men ikke en eneste jordisk planet. De som ser på Saturn gjennom et teleskop for første gang utbryter ofte: «Vel, akkurat som bildet!» når de ser dens utrolig lyse og klare ringer. Ringene til de gjenværende planetene er imidlertid nesten usynlige gjennom et teleskop. Jupiters bleke ring opplever en mystisk interaksjon med magnetfeltet. Uranus og Neptun er hver omgitt av flere tynne ringer; strukturen til disse ringene gjenspeiler deres resonansinteraksjon med satellitter i nærheten. Neptuns tre ringbuer er spesielt spennende for forskere fordi de er klart definert i både radielle og asimutale retninger. En stor overraskelse var oppdagelsen av de smale ringene til Uranus under observasjoner av dens okkultasjon av stjernen i 1977. Faktum er at det er mange fenomener som i løpet av bare noen tiår merkbart kan utvide de smale ringene: disse er gjensidige kollisjoner av partikler , Poynting-Robertson-effekten (strålingsbremsing) og plasmabremsing. Fra et praktisk synspunkt har smale ringer, hvis posisjon kan måles med høy nøyaktighet, vist seg å være en veldig praktisk indikator på banebevegelsen til partikler. Presesjonen til Uranus-ringene har gjort det mulig å bestemme massefordelingen på planeten. De som noen gang har kjørt en bil med støvete frontrute mot sol opp eller ned, vet at støvpartikler sprer lys kraftig i retningen den faller. Dette er grunnen til at det er vanskelig å oppdage støv i planetringer når man observerer dem fra jorden, dvs. fra siden av solen. Men hver gang romsonden fløy forbi den ytre planeten og «så tilbake» fikk vi bilder av ringene i gjennomlyst lys. I slike bilder av Uranus og Neptun ble det oppdaget tidligere ukjente støvringer, som var mye bredere enn de lenge kjente smale ringene. Det viktigste temaet i moderne astrofysikk er roterende disker. Mange dynamiske teorier utviklet for å forklare strukturen til galakser kan også brukes til å studere planetringer. Dermed ble ringene til Saturn et objekt for å teste teorien om selvgraviterende skiver. Selvgravitasjonsegenskapene til disse ringene indikeres av tilstedeværelsen av både spiraltetthetsbølger og spiralbøyningsbølger i dem, som er synlige i detaljerte bilder. Bølgepakken som ble oppdaget i Saturns ringer er blitt tilskrevet planetens sterke horisontale resonans med månen Iapetus, som eksiterer spiraltetthetsbølger i den ytre delen av Cassini-divisjonen. Det har vært mange spekulasjoner om opprinnelsen til ringene. Det er viktig at de ligger innenfor Roche-sonen, d.v.s. i en slik avstand fra planeten hvor den gjensidige tiltrekningen av partikler er mindre enn forskjellen i tiltrekningskreftene mellom dem og planeten. Inne i Roche-sonen kan ikke en planetarisk satellitt dannes av spredte partikler. Kanskje har materialet til ringene forblitt "uavhentet" siden dannelsen av selve planeten. Men kanskje er dette spor etter en nylig katastrofe - en kollisjon av to satellitter eller ødeleggelsen av en satellitt av tidevannskreftene på planeten. Hvis du samler alt materialet fra Saturns ringer, vil du få en kropp med en radius på ca. 200 km. Det er mye mindre substans i ringene til de andre planetene.
SMÅ KROPER AV SOLSYSTEMET
Asteroider. Mange små planeter - asteroider - kretser rundt solen hovedsakelig mellom banene til Mars og Jupiter. Astronomer tok navnet "asteroide" fordi de i et teleskop ser ut som svake stjerner (aster er gresk for "stjerne"). Først trodde de at dette var fragmenter av en en gang eksisterende stor planet, men så ble det klart at asteroidene aldri dannet et eneste legeme; mest sannsynlig var dette stoffet ikke i stand til å forene seg til en planet på grunn av påvirkning fra Jupiter. Det er anslått at den totale massen til alle asteroider i vår tid bare er 6 % av Månens masse; halvparten av denne massen er inneholdt i de tre største - 1 Ceres, 2 Pallas og 4 Vesta. Tallet i asteroidens betegnelse indikerer rekkefølgen den ble oppdaget i. Asteroider med nøyaktig kjente baner tildeles ikke bare serienummer, men også navn: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. De nøyaktige orbitale elementene til mer enn 8000 asteroider av 33 000 oppdaget til dags dato er kjent. Det er minst to hundre asteroider med en radius på mer enn 50 km og rundt tusen med en radius på mer enn 15 km. Det er anslått at rundt en million asteroider har en radius større enn 0,5 km. Den største av dem er Ceres, en ganske mørk og vanskelig gjenstand å observere. Spesielle adaptive optikkteknikker kreves for å skjelne overflateegenskaper til selv store asteroider ved bruk av bakkebaserte teleskoper. Orbitalradiene til de fleste asteroider ligger mellom 2,2 og 3,3 AU, denne regionen kalles "asteroidebeltet". Men den er ikke helt fylt med asteroidebaner: i avstander på 2,50, 2,82 og 2,96 AU. De er ikke her; disse "vinduene" ble dannet under påvirkning av forstyrrelser fra Jupiter. Alle asteroider går i bane fremover, men banene til mange av dem er merkbart langstrakte og skråstilte. Noen asteroider har veldig interessante baner. Dermed beveger en gruppe trojanere seg i bane rundt Jupiter; de fleste av disse asteroidene er veldig mørke og røde. Amur-gruppens asteroider har baner som nærmer seg eller skjærer banen til Mars; blant dem 433 Eros. Apollogruppeasteroider krysser jordens bane; blant dem 1533 Ikaros, som kommer nærmest Solen. Tydeligvis opplever disse asteroidene før eller senere en farlig tilnærming til planetene, som ender i en kollisjon eller en alvorlig endring i bane. Endelig har nylig asteroider fra Aten-gruppen, hvis baner ligger nesten utelukkende innenfor jordens bane, blitt identifisert som en spesiell klasse. De er alle veldig små i størrelse. Lysstyrken til mange asteroider endres med jevne mellomrom, noe som er naturlig for roterende uregelmessige kropper. Deres rotasjonsperiode varierer fra 2,3 til 80 timer og er i gjennomsnitt nær 9 timer.Asteroider skylder sin uregelmessige form til mange gjensidige kollisjoner. Eksempler på eksotiske former er gitt av 433 Eros og 643 Hector, hvis aksellengdeforhold når 2,5. Tidligere var hele det indre solsystemet sannsynligvis lik hovedasteroidebeltet. Jupiter, som ligger nær dette beltet, forstyrrer med sin tiltrekning bevegelsen til asteroider, øker hastigheten og fører til kollisjoner, og dette ødelegger oftere enn forener dem. Som en uferdig planet gir asteroidebeltet oss en unik mulighet til å se deler av strukturen før de forsvinner inne i den ferdige planetkroppen. Ved å studere lyset som reflekteres av asteroider, kan vi lære mye om sammensetningen av overflaten deres. De fleste asteroider, basert på deres refleksjon og farge, er klassifisert i tre grupper, lik gruppene av meteoritter: type C asteroider har mørke overflater som karbonholdige kondritter (se Meteoritter nedenfor), type S er lysere og rødere, og type M er like til jern-nikkel-meteoritter . For eksempel ligner 1 Ceres på karbonholdige kondritter, og 4 Vesta ligner på basaltiske eukritt. Dette indikerer at opprinnelsen til meteoritter er relatert til asteroidebeltet. Overflaten til asteroider er dekket med finknust stein - regolit. Det er ganske merkelig at den forblir på overflaten etter å ha blitt truffet av meteoritter - tross alt har en 20 km lang asteroide en gravitasjonskraft på 10-3 g, og hastigheten på å forlate overflaten er bare 10 m/s. I tillegg til farge er det nå kjent mange karakteristiske infrarøde og ultrafiolette spektrallinjer som brukes til å klassifisere asteroider. I følge disse dataene skilles 5 hovedklasser ut: A, C, D, S og T. Asteroidene 4 Vesta, 349 Dembovska og 1862 Apollo passet ikke inn i denne klassifiseringen: hver av dem inntok en spesiell posisjon og ble prototypen til nye klassene, henholdsvis V, R og Q, som nå inneholder andre asteroider. Fra den store gruppen av C-asteroider ble det senere skilt ut klassene B, F og G. Den moderne klassifiseringen inkluderer 14 typer asteroider, utpekt (i rekkefølge etter avtagende antall medlemmer) med bokstavene S, C, M, D, F , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Siden albedoen til C-asteroider er lavere enn for S-asteroider, skjer observasjonsseleksjon: mørke C-asteroider er vanskeligere å oppdage. Tatt i betraktning, er den mest tallrike typen C-asteroider. Fra en sammenligning av spektrene til asteroider av ulike typer med spektrene til rene mineralprøver, ble det dannet tre store grupper: primitive (C, D, P, Q), metamorfe (F, G, B, T) og magmatiske (S) M, E, A, V, R). Overflatene til primitive asteroider er rike på karbon og vann; metamorfe inneholder mindre vann og flyktige stoffer enn primitive; Magmatiske er dekket med komplekse mineraler, sannsynligvis dannet fra en smelte. Den indre delen av hovedasteroidebeltet er rikt befolket av magmatiske asteroider, metamorfe asteroider dominerer i den midtre delen av beltet, og primitive asteroider dominerer i periferien. Dette indikerer at under dannelsen av solsystemet var det en skarp temperaturgradient i asteroidebeltet. Klassifiseringen av asteroider, basert på deres spektre, grupperer kropper i henhold til deres overflatesammensetning. Men hvis vi vurderer elementene i banene deres (halvhovedakse, eksentrisitet, helning), så skiller dynamiske familier av asteroider seg ut, først beskrevet av K. Hirayama i 1918. De mest befolkede av dem er familiene til Themis, Eos og Coronids. Hver familie representerer sannsynligvis en sverm av fragmenter fra en relativt nylig kollisjon. Systematiske studier av solsystemet fører til at vi forstår at store påvirkninger er regelen snarere enn unntaket, og at jorden heller ikke er immun mot dem.
Meteoritter. En meteoroid er et lite legeme som kretser rundt solen. En meteor er en meteoroid som fløy inn i atmosfæren til en planet og ble oppvarmet til et punkt av glans. Og hvis restene falt på overflaten av planeten, kalles det en meteoritt. En meteoritt anses å ha "falt" hvis det er øyenvitner som observerte dens flukt i atmosfæren; ellers kalles det "funnet". Det er betydelig flere "funne" meteoritter enn "falne". De blir ofte funnet av turister eller bønder som jobber på åkrene. Siden meteoritter er mørke i fargen og lett synlige i snøen, er antarktiske isfelt et utmerket sted å lete etter dem, hvor tusenvis av meteoritter allerede er funnet. Meteoritten ble først oppdaget i Antarktis i 1969 av en gruppe japanske geologer som studerte isbreer. De fant 9 fragmenter som lå i nærheten, men som tilhørte fire forskjellige typer meteoritter. Det viste seg at meteoritter som falt på isen forskjellige steder samles der isfelt som beveger seg med en hastighet på flere meter per år stopper, og hviler mot fjellkjeder. Vinden ødelegger og tørker de øvre islagene (tørr sublimering skjer - ablasjon), og meteoritter konsentrerer seg på overflaten av breen. Slik is har en blåaktig farge og er lett synlig fra luften, noe forskerne bruker når de studerer steder som er lovende for å samle meteoritter. Et viktig meteorittfall skjedde i 1969 i Chihuahua (Mexico). Det første av mange store fragmenter ble funnet i nærheten av et hus i landsbyen Pueblito de Allende, og etter tradisjon ble alle de funnet fragmentene av denne meteoritten forent under navnet Allende. Fallet til Allende-meteoritten falt sammen med starten av Apollo-måneprogrammet og ga forskerne muligheten til å utvikle metoder for å analysere utenomjordiske prøver. De siste årene har noen meteoritter som inneholder hvitt rusk innebygd i mørkere moderbergart blitt identifisert som månefragmenter. Allende-meteoritten tilhører kondrittene, en viktig undergruppe av steinmeteoritter. De kalles det fordi de inneholder kondruler (fra gresk chondros, korn) - de eldste sfæriske partiklene som kondenserte seg i en protoplanetarisk tåke og deretter ble en del av senere bergarter. Slike meteoritter gjør det mulig å anslå alderen til solsystemet og dets opprinnelige sammensetning. De kalsium- og aluminiumrike inneslutningene av Allende-meteoritten, de første som kondenserer på grunn av deres høye kokepunkt, har en radioaktivt forfallsalder på 4,559 ± 0,004 milliarder år. Dette er det mest nøyaktige estimatet av alderen til solsystemet. I tillegg har alle meteoritter "historiske registreringer" forårsaket av langvarig påvirkning av galaktiske kosmiske stråler, solstråling og solvind. Ved å studere skadene forårsaket av kosmiske stråler, kan vi fortelle hvor lenge meteoritten var i bane før den kom under beskyttelse av jordens atmosfære. Den direkte forbindelsen mellom meteoritter og sola følger av at grunnstoffsammensetningen til de eldste meteorittene - kondrittene - nøyaktig gjentar sammensetningen av solfotosfæren. De eneste grunnstoffene med forskjellig innhold er flyktige, for eksempel hydrogen og helium, som fordampet rikelig fra meteoritter under avkjøling, samt litium, som ble delvis "brent opp" i solen i kjernefysiske reaksjoner. Begrepene "solsammensetning" og "kondrittsammensetning" brukes om hverandre når de beskriver den ovennevnte "oppskriften på solmateriale". Steinmeteoritter hvis sammensetning er forskjellig fra solens, kalles akondritter.
Små fragmenter. Nær-solrommet er fylt med små partikler, kildene til disse er de kollapsende kjernene til kometer og kollisjoner av kropper, hovedsakelig i asteroidebeltet. De minste partiklene nærmer seg gradvis solen som et resultat av Poynting-Robertson-effekten (den ligger i det faktum at trykket fra sollys på en partikkel i bevegelse ikke rettes nøyaktig langs sol-partikkellinjen, men som et resultat av lysaberrasjon er bøyes tilbake og bremser derfor bevegelsen til partikkelen). Fallet av små partikler på Solen kompenseres av deres konstante reproduksjon, slik at det i ekliptikkplanet alltid er en ansamling av støv som sprer solstrålene. På de mørkeste nettene er det merkbart i form av dyrekretslyset, som strekker seg i en bred stripe langs ekliptikken i vest etter solnedgang og i øst før soloppgang. Nær solen forvandles dyrekretslyset til en falsk korona (F-korona, fra falsk), som bare er synlig under en total formørkelse. Med økende vinkelavstand fra Solen avtar lysstyrken til dyrekretslyset raskt, men ved ekliptikkens antisolare punkt forsterkes den igjen og danner motstråling; dette er forårsaket av det faktum at små støvpartikler intenst reflekterer lys tilbake. Fra tid til annen kommer meteoroider inn i jordens atmosfære. Bevegelseshastigheten deres er så høy (i gjennomsnitt 40 km/s) at nesten alle, bortsett fra de minste og største, brenner opp i en høyde på omtrent 110 km, og etterlater lange lysende haler - meteorer eller stjerneskudd. Mange meteoroider er assosiert med banene til individuelle kometer, så meteorer observeres oftere når jorden passerer i nærheten av slike baner på bestemte tider av året. For eksempel blir mange meteorer observert rundt 12. august hvert år når jorden krysser Perseid-dusjen, assosiert med partikler tapt av kometen 1862 III. En annen dusj – orionidene – rundt 20. oktober er assosiert med støv fra kometen Halley.
se også METEOR. Partikler mindre enn 30 mikron kan bremse ned i atmosfæren og falle til bakken uten å brenne opp; slike mikrometeoritter samles inn for laboratorieanalyse. Hvis partikler på flere centimeter eller mer i størrelse består av et ganske tett stoff, brenner de heller ikke helt og faller til jordens overflate i form av meteoritter. Mer enn 90 % av dem er stein; Bare en spesialist kan skille dem fra jordiske bergarter. De resterende 10% av meteoritter er jern (de er faktisk en legering av jern og nikkel). Meteoritter anses å være asteroidefragmenter. Jernmeteoritter var en gang en del av kjernene til disse kroppene, ødelagt av kollisjoner. Det er mulig at noen løse, flyktige meteoritter stammer fra kometer, men dette er usannsynlig; Mest sannsynlig brenner store partikler av kometer opp i atmosfæren, og bare små er bevart. Med tanke på hvor vanskelig det er for kometer og asteroider å nå Jorden, er det klart hvor nyttig det er å studere meteoritter som uavhengig "kom" til planeten vår fra dypet av solsystemet.
se også METEORITTT.
Kometer. Vanligvis kommer kometer fra den fjerne periferien av solsystemet og blir ekstremt spektakulære lyskilder for en kort stund; på dette tidspunktet tiltrekker de alles oppmerksomhet, men mye om deres natur er fortsatt uklart. En ny komet dukker vanligvis uventet opp, og derfor er det nesten umulig å forberede en romsonde for å møte den. Selvfølgelig kan man sakte forberede og sende en sonde for å møte en av de hundrevis av periodiske kometer hvis bane er velkjent; men alle disse kometene, som hadde nærmet seg Solen mange ganger, hadde allerede blitt eldre, nesten fullstendig mistet sine flyktige stoffer og ble bleke og inaktive. Bare én periodisk komet er fortsatt aktiv – Halleys komet. Hennes 30 opptredener har blitt regelmessig registrert siden 240 f.Kr. og kalt kometen til ære for astronomen E. Halley, som spådde dens opptreden i 1758. Halleys komet har en omløpsperiode på 76 år, en perihelavstand på 0,59 AU. og aphelion 35 au. Da hun krysset ekliptikkflyet i mars 1986, stormet en armada av romfartøy med femti vitenskapelige instrumenter for å møte henne. Spesielt viktige resultater ble oppnådd av de to sovjetiske sondene Vega og den europeiske Giotto, som for første gang overførte bilder av kometkjernen. De viser en svært ujevn overflate dekket med kratere, og to gassstråler som fosser på solsiden av kjernen. Volumet av kjernen til Halleys komet var større enn forventet; overflaten, som reflekterer bare 4 % av innfallende lys, er en av de mørkeste i solsystemet.
Omtrent ti kometer observeres per år, bare en tredjedel av disse er tidligere oppdaget. De er ofte klassifisert i henhold til lengden på omløpsperioden deres: kort periode (3 ANDRE PLANETÆRE SYSTEMER
Fra moderne syn på dannelsen av stjerner følger det at fødselen til en stjerne av soltypen må ledsages av dannelsen av et planetsystem. Selv om dette bare gjelder stjerner som er fullstendig lik Solen (dvs. enkeltstjerner av spektralklasse G), så må i dette tilfellet minst 1 % av stjernene i galaksen (som er omtrent 1 milliard stjerner) ha planetsystemer. En mer detaljert analyse viser at alle stjerner kan ha planeter kjøligere enn spektralklasse F, også de som inngår i binære systemer.
De siste årene har det faktisk vært rapporter om oppdagelsen av planeter rundt andre stjerner. Samtidig er planetene selv ikke synlige: deres tilstedeværelse oppdages av den lille bevegelsen til stjernen forårsaket av dens tiltrekning til planeten. Planetens banebevegelse får stjernen til å "svinge" og periodisk endre dens radielle hastighet, som kan måles ved posisjonen til linjene i stjernens spektrum (dopplereffekten). Ved utgangen av 1999 ble det rapportert om oppdagelsen av planeter av Jupiter-typen rundt 30 stjerner, inkludert 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, osv. Alle disse er stjerner i nærheten av Sol, og avstanden til nærmeste er det bare 15 St. av dem (Gliese 876). år. To radiopulsarer (PSR 1257+12 og PSR B1628-26) har også planetsystemer med masser i størrelsesorden jordens. Det har ennå ikke vært mulig å oppdage slike lette planeter rundt normale stjerner ved hjelp av optisk teknologi. Rundt hver stjerne kan du spesifisere en økosfære der temperaturen på planetens overflate tillater flytende vann å eksistere. Solens økosfære strekker seg fra 0,8 til 1,1 AU. Den inneholder jorden, men inkluderer ikke Venus (0,72 AU) og Mars (1,52 AU). Sannsynligvis, i ethvert planetsystem, kommer ikke mer enn 1-2 planeter inn i økosfæren, hvor forholdene er gunstige for livet.
DYNAMIKK I ORBITALBEVEGELSE
Bevegelsen av planeter med høy nøyaktighet adlyder tre lover av I. Kepler (1571-1630), avledet av ham fra observasjoner: 1) Planeter beveger seg i ellipser, ved en av brennpunktene som Solen befinner seg i. 2) Radiusvektoren som forbinder solen og planeten sveiper ut like områder i like perioder under planetens banebevegelse. 3) Kvadraten til omløpsperioden er proporsjonal med kuben til halvhovedaksen til den elliptiske banen. Keplers andre lov følger direkte av loven om bevaring av vinkelmomentum og er den mest generelle av de tre. Newton fastslo at Keplers første lov er gyldig hvis tiltrekningskraften mellom to kropper er omvendt proporsjonal med kvadratet på avstanden mellom dem, og den tredje loven - hvis denne kraften også er proporsjonal med massene til kroppene. I 1873 beviste J. Bertrand at generelt bare i to tilfeller vil ikke legemer bevege seg rundt hverandre i en spiral: hvis de tiltrekkes i henhold til Newtons omvendte kvadratlov eller i henhold til Hookes lov om direkte proporsjonalitet (som beskriver elastisiteten til fjærer) . En bemerkelsesverdig egenskap ved solsystemet er at massen til den sentrale stjernen er mye større enn massen til noen av planetene, derfor kan bevegelsen til hvert medlem av planetsystemet beregnes med høy nøyaktighet innenfor rammen av problemet med bevegelsen av to gjensidig graviterende kropper - Solen og den eneste planeten ved siden av den. Dens matematiske løsning er kjent: hvis hastigheten på planeten ikke er for høy, beveger den seg i en lukket periodisk bane, som kan beregnes nøyaktig. Problemet med bevegelse av mer enn to kropper, generelt kalt "N-kroppsproblemet", er mye vanskeligere på grunn av deres kaotiske bevegelse i åpne baner. Denne tilfeldigheten av baner er grunnleggende viktig og lar oss forstå for eksempel hvordan meteoritter faller fra asteroidebeltet til jorden.
se også
KEPLERS LOVER;
HIMLEMEKANIKK;
ORBIT. I 1867 var D. Kirkwood den første som la merke til at tomme rom («luker») i asteroidebeltet er lokalisert i slike avstander fra Solen hvor gjennomsnittlig bevegelse er i samsvar (i et heltallsforhold) med bevegelsen til Jupiter. Med andre ord unngår asteroider baner der deres revolusjonsperiode rundt solen ville være et multiplum av Jupiters revolusjonsperiode. Kirkwoods to største luker oppstår ved proporsjonaliteter på 3:1 og 2:1. Nær 3:2-kommensurbarheten er det imidlertid et overskudd av asteroider som er forent av denne egenskapen til Gilda-gruppen. Det er også et overskudd av 1:1 trojanske gruppeasteroider som kretser rundt Jupiter 60° foran og 60° bak den. Situasjonen med trojanerne er klar - de er fanget nær stabile Lagrange-punkter (L4 og L5) i bane rundt Jupiter, men hvordan forklare Kirkwood-lukene og Gilda-gruppen? Hvis det bare var luker på kommensurabilitetene, så kunne man godta den enkle forklaringen foreslått av Kirkwood selv, at asteroider blir kastet ut av resonansområder av den periodiske påvirkningen fra Jupiter. Men nå virker dette bildet for enkelt. Numeriske beregninger har vist at kaotiske baner trenger gjennom områder i rommet nær 3:1-resonansen, og at fragmenter av asteroider som faller inn i denne regionen endrer sine baner fra sirkulære til langstrakte elliptiske, og fører dem regelmessig til den sentrale delen av solsystemet. I slike interplanetariske baner lever ikke meteoroider lenge (bare noen få millioner år) før de krasjer inn i Mars eller Jorden, og med en liten glipp blir kastet til periferien av solsystemet. Så hovedkilden til meteoritter som faller til jorden er Kirkwood-lukene, som de kaotiske banene til asteroidefragmenter passerer gjennom. Selvfølgelig er det mange eksempler på høyt ordnede resonansbevegelser i solsystemet. Dette er nøyaktig hvordan satellitter nær planetene beveger seg, for eksempel månen, som alltid vender mot jorden med samme halvkule, siden dens omløpsperiode faller sammen med den aksiale. Et eksempel på enda høyere synkronisering er gitt av Pluto-Charon-systemet, der ikke bare på satellitten, men også på planeten, "en dag er lik en måned." Merkurs bevegelse er av middels art, dens aksiale rotasjon og orbitalrotasjon er i et resonansforhold på 3:2. Imidlertid oppfører ikke alle kropper seg så enkelt: for eksempel i det ikke-sfæriske Hyperion, under påvirkning av Saturns tyngdekraft, snur rotasjonsaksen kaotisk. Utviklingen av satellittbaner påvirkes av flere faktorer. Siden planeter og satellitter ikke er punktmasser, men utvidede objekter, og i tillegg tyngdekraften avhenger av avstanden, tiltrekkes forskjellige deler av satellittens kropp, plassert i forskjellige avstander fra planeten, til den på forskjellige måter; det samme gjelder for attraksjonen som virker fra satellitten på planeten. Denne kraftforskjellen får havet til å ebbe og flyte, og gir de synkront roterende satellittene en litt flatere form. Satellitten og planeten forårsaker tidevannsdeformasjoner i hverandre, og dette påvirker deres banebevegelse. Den 4:2:1 gjennomsnittlige bevegelsesresonansen til Jupiters måner Io, Europa og Ganymedes, først studert i detalj av Laplace i hans Celestial Mechanics (Vol. 4, 1805), kalles Laplace-resonansen. Bare noen få dager før Voyager 1s tilnærming til Jupiter, 2. mars 1979, publiserte astronomene Peale, Cassin og Reynolds "The Melting of Io by Tidal Dissipation", som forutså aktiv vulkanisme på denne månen på grunn av dens ledende rolle i å opprettholde en 4:2:1 resonans. Voyager 1 oppdaget faktisk aktive vulkaner på Io, så kraftige at ikke et eneste meteorittkrater er synlig på fotografier av satellittens overflate: overflaten blir så raskt dekket av utbruddsprodukter.
DANNING AV SOLSYSTEMET
Spørsmålet om hvordan solsystemet ble dannet er kanskje det vanskeligste innen planetvitenskapen. For å svare på dette spørsmålet har vi fortsatt lite data som vil hjelpe oss å rekonstruere de komplekse fysiske og kjemiske prosessene som fant sted i den fjerne epoken. Teorien om dannelsen av solsystemet må forklare mange fakta, inkludert dets mekaniske tilstand, kjemiske sammensetning og isotopkronologidata. I dette tilfellet er det ønskelig å stole på virkelige fenomener observert nær dannelse og unge stjerner.
Mekanisk tilstand. Planetene kretser rundt Solen i samme retning, i nesten sirkulære baner som ligger nesten i samme plan. De fleste av dem roterer rundt sin akse i samme retning som solen. Alt dette indikerer at forgjengeren til solsystemet var en roterende skive, som naturlig dannes under komprimeringen av et selvgraviterende system med bevaring av vinkelmomentum og den resulterende økningen i vinkelhastighet. (En planets vinkelmoment, eller vinkelmomentum, er produktet av dens masse ganger dens avstand fra solen og dens banehastighet. Solens vinkelmoment bestemmes av dens aksiale rotasjon og er omtrent lik dens masse ganger dens radius og ganger dens. rotasjonshastighet; de aksiale momentene til planetene er ubetydelige.) Solen inneholder inneholder 99% av massen til solsystemet, men bare ca. 1 % av vinkelmomentet. Teorien skal forklare hvorfor mesteparten av massen til systemet er konsentrert i solen, og det overveldende flertallet av vinkelmomentet er i de ytre planetene. Tilgjengelige teoretiske modeller for dannelsen av solsystemet indikerer at solen i begynnelsen roterte mye raskere enn den gjør nå. Vinkelmomentet fra den unge solen ble deretter overført til de ytre delene av solsystemet; Astronomer tror at gravitasjons- og magnetiske krefter bremset solens rotasjon og akselererte bevegelsen til planetene. Den omtrentlige regelen for regelmessig fordeling av planetavstander fra Solen (Titius-Bode-regelen) har vært kjent i to århundrer, men det er ingen forklaring på det. I systemene til satellitter til de ytre planetene kan de samme mønstrene spores som i planetsystemet som helhet; Sannsynligvis hadde prosessene for dannelsen deres mye til felles.
se også BODES LOV.
Kjemisk oppbygning. Det er en sterk gradient (forskjell) i kjemisk sammensetning i solsystemet: planeter og satellitter nær solen består av ildfaste materialer, mens fjerne kropper inneholder mange flyktige grunnstoffer. Dette betyr at under dannelsen av solsystemet var det en stor temperaturgradient. Moderne astrofysiske modeller for kjemisk kondensering antyder at den opprinnelige sammensetningen av den protoplanetariske skyen var nær sammensetningen av det interstellare mediet og solen: i massevis opptil 75 % hydrogen, opptil 25 % helium og mindre enn 1 % av alle andre grunnstoffer . Disse modellene forklarer vellykket observerte variasjoner i kjemisk sammensetning i solsystemet. Den kjemiske sammensetningen av fjerne objekter kan bedømmes basert på deres gjennomsnittlige tetthet, samt spektrene til overflaten og atmosfæren. Dette kan gjøres mye mer nøyaktig ved å analysere prøver av planetarisk materie, men foreløpig har vi bare prøver fra Månen og meteoritter. Ved å studere meteoritter begynner vi å forstå de kjemiske prosessene i urtåken. Imidlertid er prosessen med agglomerering av store planeter fra små partikler fortsatt uklar.
Isotopdata. Den isotopiske sammensetningen av meteoritter indikerer at dannelsen av solsystemet skjedde for 4,6 ± 0,1 milliarder år siden og varte ikke mer enn 100 millioner år. Anomalier i isotoper av neon, oksygen, magnesium, aluminium og andre elementer indikerer at under kollapsen av den interstellare skyen som fødte solsystemet, falt produkter fra eksplosjonen av en nærliggende supernova inn i den.
se også ISOTOPER; SUPERNOVA .
Stjernedannelse. Stjerner blir født i prosessen med kollaps (kompresjon) av interstellare gass- og støvskyer. Denne prosessen er ennå ikke studert i detalj. Det er observasjonsbevis på at sjokkbølger fra supernovaeksplosjoner kan komprimere interstellar materie og stimulere sammenbruddet av skyer til stjerner.
se også GRAVITASJONSSAMLING. Før en ung stjerne når en stabil tilstand, gjennomgår den et stadium med gravitasjonskompresjon fra den protostellare tåken. Grunnleggende informasjon om dette stadiet av stjerneutviklingen oppnås ved å studere unge T Tauri-stjerner. Tilsynelatende er disse stjernene fortsatt i en tilstand av kompresjon og deres alder overstiger ikke 1 million år. Vanligvis varierer massene deres fra 0,2 til 2 solmasser. De viser tegn på sterk magnetisk aktivitet. Spektrene til noen T Tauri-stjerner inneholder forbudte linjer som bare vises i gass med lav tetthet; Dette er sannsynligvis rester av en protostellar tåke som omgir stjernen. T Tauri-stjerner er preget av raske svingninger av ultrafiolett og røntgenstråling. Mange av dem viser kraftige infrarøde utslipp og silisiumspektrallinjer, noe som indikerer at stjernene er omgitt av støvskyer. Endelig har T Tauri-stjerner kraftige stjernevinder. Det antas at solen i løpet av den tidlige utviklingsperioden også passerte gjennom T Tauri-stadiet, og at det var i denne perioden de flyktige elementene ble drevet ut av de indre områdene av solsystemet. Noen formende stjerner med moderat masse viser en sterk økning i lysstyrke og avgir konvoluttene sine på mindre enn ett år. Slike fenomener kalles FU Orion-bluss. En T Tauri-stjerne opplevde et slikt utbrudd minst én gang. Det antas at de fleste unge stjerner går gjennom utbruddsstadiet av FU Orionis-typen. Mange ser årsaken til blusset som det faktum at fra tid til annen øker akkresjonshastigheten til den unge stjernen av materie fra den omkringliggende gassstøvskiven. Hvis solen også opplevde ett eller flere FU Orionis-oppbluss tidlig i sin utvikling, ville dette ha påvirket de flyktige stoffene i det sentrale solsystemet i stor grad. Observasjoner og beregninger viser at det i nærheten av en stjernedannende stjerne alltid er rester av protostellart materie. Det kan dannes til en følgestjerne eller planetsystem. Faktisk danner mange stjerner binære og multiple systemer. Men hvis massen til følgesvennen ikke overstiger 1 % av solens masse (10 masser av Jupiter), vil temperaturen i kjernen aldri nå den verdien som er nødvendig for at termonukleære reaksjoner skal oppstå. Et slikt himmellegeme kalles en planet.
Teorier om dannelse. Vitenskapelige teorier om dannelsen av solsystemet kan deles inn i tre kategorier: tidevann, akkresjonær og tåke. Sistnevnte tiltrekker seg for tiden størst interesse. Tidevannsteorien, tilsynelatende først foreslått av Buffon (1707-1788), kobler ikke direkte sammen dannelsen av stjerner og planeter. Det antas at en annen stjerne som fløy forbi Solen, gjennom tidevannsinteraksjon, trakk ut fra den (eller fra seg selv) en strøm av materie som planetene ble dannet av. Denne ideen møter mange fysiske problemer; for eksempel bør varmt materiale som kastes ut fra en stjerne sprute ut i stedet for å kondensere. Nå er tidevannsteorien upopulær fordi den ikke kan forklare de mekaniske egenskapene til solsystemet og representerer dets fødsel som en tilfeldig og ekstremt sjelden hendelse. Akkresjonsteorien antyder at den unge solen fanget materiale fra et fremtidig planetsystem mens hun fløy gjennom en tett interstellar sky. Faktisk er unge stjerner vanligvis funnet i nærheten av store interstellare skyer. Innenfor rammen av akkresjonsteori er det imidlertid vanskelig å forklare gradienten av kjemisk sammensetning i et planetsystem. Den mest utviklede og generelt aksepterte nå er tåkehypotesen, foreslått av Kant på slutten av 1700-tallet. Den grunnleggende ideen er at solen og planetene ble dannet samtidig fra en enkelt roterende sky. Krympende ble den til en skive, i midten av hvilken solen ble dannet, og i periferien - planeter. Legg merke til at denne ideen skiller seg fra Laplaces hypotese, ifølge hvilken Solen først dannet seg fra en sky, og deretter, mens den trakk seg sammen, rev sentrifugalkraften av gassringer fra ekvator, som senere kondenserte til planeter. Laplaces hypotese står overfor fysiske vanskeligheter som ikke har blitt overvunnet på 200 år. Den mest vellykkede moderne versjonen av tåketeorien ble skapt av A. Cameron og hans kolleger. I modellen deres var den protoplanetariske tåken omtrent dobbelt så massiv som det nåværende planetsystemet. I løpet av de første 100 millioner årene kastet den dannede solen aktivt ut stoff fra den. Denne oppførselen er typisk for unge stjerner, som kalles T Tauri-stjerner etter prototypen. Trykk- og temperaturfordelingen til tåkestoff i Camerons modell stemmer godt overens med gradienten til den kjemiske sammensetningen til solsystemet. Dermed er det mest sannsynlig at solen og planetene dannet seg fra en enkelt kollapsende sky. I dens sentrale del, hvor tettheten og temperaturen var høyere, ble det kun bevart ildfaste stoffer, og flyktige stoffer ble også bevart i periferien; dette forklarer gradienten av kjemisk sammensetning. I følge denne modellen skulle dannelsen av et planetsystem følge med den tidlige utviklingen av alle stjerner av soltypen.
Vekst av planeter. Det er mange scenarier for planetarisk vekst. Planetene kan ha dannet seg gjennom tilfeldige kollisjoner og adhesjoner av små kropper kalt planetesimals. Men kanskje små kropper forenet seg til større i store grupper på en gang som følge av gravitasjonsustabilitet. Det er ikke klart om akkumuleringen av planeter fant sted i et gassformig eller gassløst miljø. I en gasståke jevnes temperaturforskjellene ut, men når en del av gassen kondenserer til støvkorn, og den gjenværende gassen blir feid bort av stjernevinden, øker gjennomsiktigheten av tåken kraftig, og det oppstår en sterk temperaturgradient i system. Det er fortsatt ikke helt klart hva de karakteristiske tidene er for kondensering av gass til støvkorn, akkumulering av støvkorn til planetesimaler og akkresjon av planetesimaler til planeter og deres satellitter.
LIV I SOLSYSTEMET
Det har blitt antydet at liv i solsystemet en gang eksisterte utenfor jorden, og kanskje fortsatt eksisterer. Innkomsten av romteknologi gjorde det mulig å begynne direkte testing av denne hypotesen. Kvikksølv viste seg å være for varmt og uten atmosfære og vann. Venus er også veldig varm - bly smelter på overflaten. Muligheten for liv i det øvre skylaget på Venus, hvor forholdene er mye mildere, er fortsatt ikke annet enn en fantasi. Månen og asteroidene ser helt sterile ut. Det ble satt store forhåpninger til Mars. Systemer med tynne rette linjer - "kanaler", lagt merke til gjennom et teleskop for 100 år siden, ga deretter opphav til å snakke om kunstige vanningsstrukturer på overflaten av Mars. Men nå vet vi at forholdene på Mars er ugunstige for livet: kald, tørr, veldig tynn luft og, som et resultat, sterk ultrafiolett stråling fra solen, steriliserer overflaten av planeten. Vikinglanderinstrumentene oppdaget ikke organisk materiale i jorda på Mars. Riktignok er det tegn på at klimaet på Mars har endret seg betydelig og en gang kan ha vært mer gunstig for livet. Det er kjent at det i en fjern fortid var vann på overflaten av Mars, ettersom detaljerte bilder av planeten viser spor av vannerosjon, som minner om raviner og tørre elveleier. Langsiktige variasjoner i Mars-klimaet kan være assosiert med endringer i polaraksens helning. Med en liten økning i temperaturen på planeten kan atmosfæren bli 100 ganger tettere (på grunn av fordampning av is). Dermed er det mulig at det en gang eksisterte liv på Mars. Vi vil bare kunne svare på dette spørsmålet etter en detaljert studie av jordprøver fra Mars. Men å levere dem til jorden er en vanskelig oppgave. Heldigvis er det sterke bevis på at av de tusenvis av meteoritter funnet på jorden, kom minst 12 fra Mars. De kalles SNC-meteoritter fordi de første av dem ble funnet i nærheten av bosetningene Shergotty (Shergotty, India), Nakhla (Nakhla, Egypt) og Chassigny (Chassigny, Frankrike). ALH 84001-meteoritten, funnet i Antarktis, er mye eldre enn de andre og inneholder polysykliske aromatiske hydrokarboner, muligens av biologisk opprinnelse. Det antas å ha kommet til jorden fra Mars fordi oksygenisotopforholdet ikke er det samme som i terrestriske bergarter eller ikke-SNC-meteoritter, men snarere det samme som i EETA 79001-meteoritten, som inneholder glass som inneholder bobler som inneholder edelgasser forskjellig fra Jorden, men i samsvar med atmosfæren til Mars. Selv om atmosfærene til de gigantiske planetene inneholder mange organiske molekyler, er det vanskelig å tro at i fravær av en fast overflate kan det eksistere liv der. I denne forstand er Saturns satellitt Titan mye mer interessant, som ikke bare har en atmosfære med organiske komponenter, men også en solid overflate der fusjonsprodukter kan samle seg. Riktignok er temperaturen på denne overflaten (90 K) mer egnet for flytende oksygen. Derfor er oppmerksomheten til biologer mer tiltrukket av Jupiters satellitt Europa, selv om den er blottet for en atmosfære, men tilsynelatende har et hav av flytende vann under sin iskalde overflate. Noen kometer inneholder nesten helt sikkert komplekse organiske molekyler dannet under dannelsen av solsystemet. Men det er vanskelig å forestille seg livet på en komet. Så så langt har vi ingen bevis for at liv i solsystemet eksisterer noe sted utenfor jorden. Man kan spørre: Hvilke muligheter har vitenskapelige instrumenter i forbindelse med søken etter utenomjordisk liv? Kan en moderne romsonde oppdage tilstedeværelsen av liv på en fjern planet? Kunne for eksempel Galileo oppdage liv og intelligens på jorden når den fløy forbi den to ganger mens den utførte gravitasjonsmanøvrer? På bildene av jorden som ble overført av sonden, var det ikke mulig å legge merke til tegn på intelligent liv, men signalene fra våre radio- og TV-stasjoner fanget av Galileo-mottakere ble åpenbare bevis på dens tilstedeværelse. De er helt forskjellige fra strålingen fra naturlige radiostasjoner - nordlys, plasmasvingninger i jordens ionosfære, solutbrudd - og avslører umiddelbart tilstedeværelsen av teknisk sivilisasjon på jorden. Hvordan manifesterer urimelig liv seg? TV-kameraet Galileo tok bilder av jorden i seks smale spektralområder. I filtrene på 0,73 og 0,76 mikron virker enkelte landområder grønne på grunn av sterk absorpsjon av rødt lys, noe som ikke er typisk for ørkener og steiner. Den enkleste måten å forklare dette på er at en bærer av et ikke-mineralsk pigment som absorberer rødt lys er tilstede på planetens overflate. Vi vet at denne uvanlige lysabsorpsjonen skyldes klorofyll, som planter bruker til fotosyntese. Ingen andre kropper i solsystemet har en så grønn farge. I tillegg registrerte Galileo infrarøde spektrometer tilstedeværelsen av molekylært oksygen og metan i jordens atmosfære. Tilstedeværelsen av metan og oksygen i jordens atmosfære indikerer biologisk aktivitet på planeten. Så vi kan konkludere med at våre interplanetariske sonder er i stand til å oppdage tegn på aktivt liv på overflaten av planeter. Men hvis livet er gjemt under Europas iskalde skall, er det usannsynlig at et kjøretøy som flyr forbi vil oppdage det.
Ordbok for geografi
Laster inn...
