Концепция за слънчевата система. Как работят планетите от нашата слънчева система?

слънчева системае система от небесни тела, споени заедно чрез сили на взаимно привличане. Тя включва: централната звезда - Слънцето, 8 големи планети с техните спътници, няколко хиляди малки планети или астероиди, няколкостотин наблюдавани комети и безброй метеороиди, прах, газ и малки частици . Създадена е от гравитационна компресияоблак газ и прах преди приблизително 4,57 милиарда години.

В допълнение към Слънцето, системата включва следните осем големи планети:

слънце

Слънцето е най-близката звезда до Земята, всички останали са неизмеримо по-далеч от нас. Например най-близката до нас звезда е Проксима от систематаа Кентавър е 2500 пъти по-далеч от Слънцето. За Земята Слънцето е мощен източник на космическа енергия. Той осигурява светлината и топлината, необходими за флората и фауната, и формира най-важните свойства на земната атмосфера.. Като цяло Слънцето определя екологията на планетата. Без него нямаше да има въздух, необходим за живот: той би се превърнал в океан от течен азот около замръзнали води и ледена земя. За нас, земляните, най-важната характеристика на Слънцето е, че нашата планета е възникнала близо до него и на нея се е появил живот.

Меркур th

Меркурий е най-близката до Слънцето планета.

Древните римляни смятали Меркурий за покровител на търговията, пътниците и крадците, както и за пратеник на боговете. Не е изненадващо, че малка планета, бързо движеща се по небето след Слънцето, получи неговото име. Меркурий е известен от древни времена, но древните астрономи не са разбрали веднага, че виждат една и съща звезда сутрин и вечер. Меркурий е по-близо до Слънцето от Земята: средното разстояние от Слънцето е 0,387 AU, а разстоянието до Земята варира от 82 до 217 милиона километра. Наклонът на орбитата спрямо еклиптиката i = 7° е един от най-големите в Слънчевата система. Оста на Меркурий е почти перпендикулярна на равнината на неговата орбита, а самата орбита е много удължена (ексцентричност e = 0,206). Средната скорост на орбитата на Меркурий е 47,9 km/s. Поради приливното влияние на Слънцето Меркурий попадна в резонансен капан. Периодът на въртене около Слънцето (87,95 земни дни), измерен през 1965 г., се отнася към периода на въртене около оста си (58,65 земни дни) като 3/2. Меркурий извършва три пълни оборота около оста си за 176 дни. През същия период планетата прави два оборота около Слънцето. Така Меркурий заема същата позиция в орбита спрямо Слънцето, а ориентацията на планетата остава същата. Меркурий няма спътници. Ако са били, то по време на формирането на планетите са паднали върху протомеркурий. Масата на Меркурий е почти 20 пъти по-малка от масата на Земята (0,055M или 3,3 10 23 kg), а плътността му е почти същата като тази на Земята (5,43 g/cm3). Радиусът на планетата е 0,38R (2440 км). Меркурий е по-малък от някои от луните на Юпитер и Сатурн.

Венера

Втората планета от Слънцето има почти кръгова орбита. Преминава по-близо до Земята от всяка друга планета.

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

Земята

Трети от Сол ntsa планета. Скоростта на въртене на Земята по елиптична орбита около Слънцето е 29,765 km/s. Наклонът на земната ос към равнината на еклиптиката е 66 o 33 "22".Земята има естествен спътник - Луната.Земята има магнитно полеИТ и електрически полета. Земята е формирана преди 4,7 милиарда години от газ, разпръснат в протослънчевата система- прах вещества. В състава на Земята преобладават: желязо (34,6%), кислород (29,5%), силиций (15,2%), магнезий (12,7%). Налягането в центъра на планетата е 3,6 * 10 11 Pa, плътността е около 12 500 kg/m 3, температурата е 5000-6000 o C. През повечето времеПовърхността е заета от Световния океан (361,1 милиона km 2; 70,8%); площта на сушата е 149,1 милиона km 2 и образува шест майкизаливи и острови. Той се издига над нивото на Световния океан средно с 875 метра (най-високата надморска височина е 8848 метра - град Джомолунгма). Планините заемат 30% от земната повърхност, пустините покриват около 20% от земната повърхност, саваните и горите - около 20%, горите - около 30%, ледниците - 10%. Средната дълбочина на океана е около 3800 метра, най-голямата е 11022 метра (Марианската падина в Тихи океан), водният обем е 1370 милиона km 3, средната соленост е 35 g/l. Атмосферата на Земята, чиято обща маса е 5,15 * 10 15 тона, се състои от въздух - смес от главно азот (78,1%) и кислород (21%), останалата част е водна пара, въглероден диоксид, благородни и други газове. Преди около 3-3,5 милиарда години, в резултат на естествената еволюция на материята, на Земята възниква живот и започва развитието на биосферата.

Марс

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

Юпитер

Петата планета от Слънцето, най-голямата планета в Слънчевата система. Юпитер не е скалиста планета. За разлика от четирите най-близки до Слънцето скалисти планети, Юпитер е газова топка.Атмосферен състав: H 2 (85%), CH 4, NH 3, He (14%). Газовият състав на Юпитер е много подобен на този на слънцето. Юпитер е мощен източник на топлинно радиоизлъчване. Юпитер има 16 спътника (Адрастея, Метида, Амалтея, Тива, Йо, Лизитея, Елара, Ананке, Карме, Пасифая, Синопе, Европа, Ганимед, Калисто, Леда, Хималия), както и пръстен с ширина 20 000 км, почти плътно съседен към планетата. Скоростта на въртене на Юпитер е толкова висока, че планетата се издува по екватора. В допълнение, това бързо въртене причинява много силни ветрове в горните слоеве на атмосферата, където облаците се простират на дълги цветни ленти. В облаците на Юпитер има много голям брой вихрови петна. Най-голямото от тях, така нареченото Голямо червено петно, е по-голямо от Земята. Голямото червено петно ​​е огромна буря в атмосферата на Юпитер, която се наблюдава от 300 години. Вътре в планетата под огромно налягане водородът се превръща от газ в течност, а след това от течност в твърдо вещество. На дълбочина 100 км. има безкраен океан от течен водород. Под 17 000 км. водородът се компресира толкова силно, че неговите атоми се унищожават. И тогава започва да се държи като метал; в това състояние той лесно провежда електричество. Електрическият ток, протичащ в металния водород, създава силно магнитно поле около Юпитер.

Сатурн

Шестата планета от Слънцето има удивителна система от пръстени. Поради бързото си въртене около оста си, Сатурн изглежда като сплескан в полюсите. Скоростта на вятъра на екватора достига 1800 км/ч. Ширината на пръстените на Сатурн е 400 000 км, но те са дебели само няколко десетки метра. Вътрешните части на пръстените се въртят около Сатурн по-бързо от външните. Пръстените се състоят основно от милиарди малки частици, всяка от които обикаля около Сатурн като свой собствен микроскопичен спътник. Тези „микросателити“ вероятно са направени от воден лед или скали, покрити с лед. Размерът им варира от няколко сантиметра до десетки метри. В пръстените има и по-големи предмети - каменни блокове и фрагменти с диаметър до стотици метри. Пролуките между пръстените възникват под въздействието на гравитационните сили на седемнадесет луни (Хиперион, Мимас, Тетис, Титан, Енцелад и др.), които причиняват разцепването на пръстените. Съставът на атмосферата включва: CH 4, H 2, He, NH 3.

Уран

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

Нептун

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

Съдържанието на статията:

Небесните тела са обекти, разположени в Наблюдаваната Вселена. Такива обекти могат да бъдат естествени физически тела или техните асоциации. Всички те се характеризират с изолация, а също така представляват една структура, свързана чрез гравитация или електромагнетизъм. Астрономията изучава тази категория. Тази статия представя на вашето внимание класификацията на небесните тела на Слънчевата система, както и описание на основните им характеристики.

Класификация на небесните тела на Слънчевата система

Всяко небесно тяло има специални характеристики, например метод на генериране, химичен състав, размер и т.н. Това дава възможност да се класифицират обекти, като се комбинират в групи. Ще опишем какви небесни тела има в Слънчевата система: звезди, планети, спътници, астероиди, комети и др.

Класификация на небесните тела на Слънчевата система по състав:

• Силикатни небесни тела. Тази група небесни тела се нарича силикатна, т.к. основният компонент на всички негови представители са каменно-метални скали (около 99% от общата телесна маса). Силикатният компонент е представен от такива огнеупорни вещества като силиций, калций, желязо, алуминий, магнезий, сяра и др. Компонентите на лед и газ (вода, лед, азот, въглероден диоксид, кислород, водород хелий) също присъстват, но тяхното съдържание е незначителен. Тази категория включва 4 планети (Венера, Меркурий, Земя и Марс), спътници (Луна, Йо, Европа, Тритон, Фобос, Деймос, Амалтея и др.), повече от милион астероида, обикалящи между орбитите на две планети - Юпитер и Марс (Палада, Хигия, Веста, Церера и др.). Индикаторът за плътност е от 3 грама на кубичен сантиметър или повече.
• Ледени небесни тела. Тази група е най-голямата в Слънчевата система. Основният компонент е леденият компонент (въглероден диоксид, азот, воден лед, кислород, амоняк, метан и др.). Силикатният компонент присъства в по-малки количества, а обемът на газа е изключително незначителен. Тази група включва една планета Плутон, големи спътници (Ганимед, Титан, Калисто, Харон и др.), както и всички комети.
• Комбинирани небесни тела. Съставът на представителите на тази група се характеризира с наличието и на трите компонента в големи количества, т.е. силикат, газ и лед. Небесните тела с комбиниран състав включват Слънцето и гигантските планети (Нептун, Сатурн, Юпитер и Уран). Тези обекти се характеризират с бързо въртене.

Характеристики на звездата Слънце

Слънцето е звезда, т.е. е натрупване на газ с невероятни обеми. Той има собствена гравитация (взаимодействие, характеризиращо се с привличане), с помощта на която се задържат всички негови компоненти. Във всяка звезда и следователно в Слънцето протичат реакции на термоядрен синтез, чийто продукт е колосална енергия.

Слънцето има ядро, около което се образува радиационна зона, където се извършва пренос на енергия. Следва зоната на конвекция, в която възникват магнитни полета и движения на слънчевата материя. Видимата част на Слънцето може да се нарече повърхността на тази звезда само условно. По-правилна формулировка е фотосферата или светлинната сфера.

Гравитацията вътре в Слънцето е толкова силна, че са необходими стотици хиляди години на фотон от ядрото му, за да достигне повърхността на звездата. Освен това пътят му от повърхността на Слънцето до Земята е само 8 минути. Плътността и размерът на Слънцето правят възможно привличането на други обекти в Слънчевата система. Ускорението на гравитацията (гравитацията) в повърхностната зона е почти 28 m/s 2 .

Характеристиките на небесното тяло на звездата Слънце имат следната форма:

1. Химичен състав. Основните компоненти на Слънцето са хелий и водород. Естествено звездата включва и други елементи, но тяхното специфично тегло е много незначително.
2. температура. Температурата варира значително в различните зони, като например в ядрото достига 15 000 000 градуса по Целзий, а във видимата част - 5500 градуса по Целзий.
3. Плътност. Тя е 1,409 g/cm3. Най-високата плътност се отбелязва в ядрото, най-ниската - на повърхността.
4. Тегло. Ако опишем масата на Слънцето без математически съкращения, числото ще изглежда като 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Сила на звука. Пълната стойност е 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 кубически килограма.
6. Диаметър. Тази цифра е 1 391 000 км.
7. Радиус. Радиусът на слънчевата звезда е 695 500 км.
8. Орбита на небесно тяло. Слънцето има своя собствена орбита, която минава около центъра на Млечния път. Една пълна революция отнема 226 милиона години. Изчисленията на учените показват, че скоростта е невероятно висока - почти 782 000 километра в час.

Характеристики на планетите от слънчевата система

Планетите са небесни тела, които обикалят около звезда или нейни останки. Голямо теглопозволява на планетите да стават кръгли под въздействието на собствената си гравитация. Размерът и теглото обаче не са достатъчни за започване на термоядрени реакции. Нека разгледаме по-подробно характеристиките на планетите, като използваме примери за някои представители на тази категория, които са част от Слънчевата система.

Марс е на второ място по изучаваност сред планетите. Той е 4-ти по отдалеченост от Слънцето. Размерите му позволяват да заеме 7-мо място в класацията на най-обемните небесни тела в Слънчевата система. Марс има вътрешно ядро, заобиколено от външно течно ядро. Следва силикатната мантия на планетата. А след междинния слой идва кората, която има различна дебелина в различните части на небесното тяло.

Нека разгледаме по-отблизо характеристиките на Марс:

• Химичен състав на небесното тяло. Основните елементи, които изграждат Марс, са желязо, сяра, силикати, базалт и железен оксид.
• температура. Средно аритметично- -50°C.
• Плътност - 3,94 g/cm3.
• Тегло - 641.850.000.000.000.000.000.000 кг.
• Обем - 163 180 000 000 км 3.
• Диаметър - 6780 км.
• Радиус - 3390 км.
• Гравитационното ускорение е 3,711 m/s 2 .
• Орбита. Обикаля около Слънцето. Има заоблена траектория, която далеч не е идеална, т.к в различно време разстоянието на небесното тяло от центъра на Слънчевата система има различни показатели - 206 и 249 милиона км.

Плутон принадлежи към категорията на планетите джуджета. Има каменисто ядро. Някои изследователи предполагат, че се образува не само от скали, но може да включва и лед. Покрит е с ледена мантия. На повърхността има замръзнала вода и метан. Предполага се, че атмосферата включва метан и азот.

Плутон има следните характеристики:

1. Съединение. Основните компоненти са камък и лед.
2. температура. Средната температура на Плутон е -229 градуса по Целзий.
3. Плътност - около 2 g на 1 cm3.
4. Масата на небесното тяло е 13.105.000.000.000.000.000.000 кг.
5. Обем - 7 150 000 000 km 3 .
6. Диаметър - 2374 км.
7. Радиус - 1187 км.
8. Гравитационното ускорение е 0,62 m/s 2 .
9. Орбита. Планетата се върти около Слънцето, но орбитата се характеризира с ексцентричност, т.е. в един период се отдалечава до 7,4 млрд. км, в друг се доближава до 4,4 млрд. км. Орбиталната скорост на небесното тяло достига 4,6691 km/s.

Уран е планета, открита с помощта на телескоп през 1781 г. Има система от пръстени и магнитосфера. Вътре в Уран има ядро, състоящо се от метали и силиций. Заобиколен е от вода, метан и амоняк. Следва слой от течен водород. На повърхността има газова атмосфера.

Основни характеристики на Уран:

• Химичен състав. Тази планета е съставена от комбинация от химически елементи. В големи количества включва силиций, метали, вода, метан, амоняк, водород и др.
• Температура на небесно тяло. Средната температура е -224°C.
• Плътност - 1,3 g/cm3.
• Тегло - 86.832.000.000.000.000.000.000 кг.
• Обем - 68 340 000 000 km 3 .
• Диаметър - 50724 км.
• Радиус - 25362 км.
• Гравитационното ускорение е 8,69 m/s2.
• Орбита. Центърът, около който се върти Уран, също е Слънцето. Орбитата е леко удължена. Орбиталната скорост е 6,81 km/s.

Характеристики на спътниците на небесните тела

Сателитът е обект, разположен във видимата Вселена, който обикаля не около звезда, а около друго небесно тяло под въздействието на своята гравитация и по определена траектория. Нека опишем някои спътници и характеристики на тези космически небесни тела.

Деймос, спътникът на Марс, който се смята за един от най-малките, е описан по следния начин:

1. Форма - подобна на триаксиален елипсоид.
2. Размери - 15х12,2х10,4 км.
3. Тегло - 1.480.000.000.000.000 кг.
4. Плътност - 1,47 g/cm3.
5. Съединение. Съставът на сателита включва главно скалисти скали и реголит. Няма атмосфера.
6. Гравитационното ускорение е 0,004 m/s 2 .
7. Температура - -40°C.

Калисто е един от многото спътници на Юпитер. Той е вторият по големина в сателитната категория и е на първо място сред небесните тела по брой кратери на повърхността.

Характеристики на Калисто:

• Формата е кръгла.
• Диаметър - 4820 км.
• Тегло - 107.600.000.000.000.000.000.000 кг.
• Плътност - 1.834 g/cm3.
• Състав - въглероден диоксид, молекулярен кислород.
• Гравитационното ускорение е 1,24 m/s 2 .
• Температура - -139.2°C.

Оберон или Уран IV е естественият спътник на Уран. Той е 9-ият по големина в Слънчевата система. Няма магнитно поле и атмосфера. На повърхността са открити множество кратери, така че някои учени го смятат за доста стар спътник.

Помислете за характеристиките на Oberon:

1. Формата е кръгла.
2. Диаметър - 1523 км.
3. Тегло - 3.014.000.000.000.000.000.000 кг.
4. Плътност - 1,63 g/cm3.
5. Състав: камък, лед, органична материя.
6. Гравитационното ускорение е 0,35 m/s 2 .
7. Температура - -198°C.

Характеристики на астероидите в Слънчевата система

Астероидите са големи скални блокове. Те се намират главно в астероидния пояс между орбитите на Юпитер и Марс. Те могат да напуснат орбитите си към Земята и Слънцето.

Ярък представител на този клас е Хигия, един от най-големите астероиди. Това небесно тяло се намира в главния астероиден пояс. Можете дори да го видите с бинокъл, но не винаги. Ясно се вижда през периода на перихелия, т.е. в момента, когато астероидът е в точката на своята орбита, най-близка до Слънцето. Има матова тъмна повърхност.

Основни характеристики на Hygeia:

• Диаметър - 4 07 км.
• Плътност - 2,56 g/cm3.
• Тегло - 90.300.000.000.000.000.000 кг.
• Гравитационното ускорение е 0,15 m/s 2 .
• Орбитална скорост. Средната стойност е 16,75 km/s.

Астероид Матилда се намира в главния пояс. Той има доста ниска скорост на въртене около оста си: 1 оборот се извършва за 17,5 земни дни. Съдържа много въглеродни съединения. Изследването на този астероид е извършено с помощта на космически кораб. Най-големият кратер на Матилда е дълъг 20 км.

Основните характеристики на Матилда са:

1. Диаметърът е почти 53 км.
2. Плътност - 1,3 g/cm3.
3. Тегло - 103.300.000.000.000.000 кг.
4. Гравитационното ускорение е 0,01 m/s 2 .
5. Орбита. Матилда завършва орбитата си за 1572 земни дни.

Веста е един от най-големите астероиди в главния астероиден пояс. Може да се наблюдава без използване на телескоп, т.е. с просто око, защото Повърхността на този астероид е доста ярка. Ако формата на Веста беше по-заоблена и симетрична, тя можеше да бъде класифицирана като планета джудже.

Този астероид има желязо-никелово ядро, покрито от скалиста мантия. Най-големият кратер на Веста е с дължина 460 км и дълбочина 13 км.

Нека изброим основните физически характеристики на Vesta:

• Диаметър - 525 км.
• Тегло. Стойността е от порядъка на 260 000 000 000 000 000 000 кг.
• Плътността е около 3,46 g/cm 3 .
• Гравитационно ускорение - 0,22 m/s 2 .
• Орбитална скорост. Средната орбитална скорост е 19,35 km/s. Един оборот около оста на Веста отнема 5,3 часа.

Характеристики на кометите на Слънчевата система

Кометата е небесно тяло с малки размери. Орбитите на кометите минават около Слънцето и имат продълговата форма. Тези обекти, приближавайки се до Слънцето, образуват следа, състояща се от газ и прах. Понякога той остава под формата на кома, т.е. облак, който се простира на огромно разстояние - от 100 000 до 1,4 милиона км от ядрото на кометата. В други случаи следата остава под формата на опашка, чиято дължина може да достигне 20 милиона км.

Халей е небесно тяло от група комети, познато на човечеството от древността, т.к може да се види с просто око.

Характеристики на Халей:

1. Тегло. Приблизително равно на 220 000 000 000 000 кг.
2. Плътност - 600 кг/м3.
3. Периодът на въртене около Слънцето е по-малко от 200 години. Приближаването до звездата се случва след приблизително 75-76 години.
4. Състав: замръзнала вода, метал и силикати.

Кометата Хейл-Боп е наблюдавана от човечеството почти 18 месеца, което говори за нейния дълъг период. Наричана е още Голямата комета от 1997 г. Отличителна черта на тази комета е наличието на 3 вида опашки. Заедно с газовите и праховите опашки, тя е последвана от натриева опашка, чиято дължина достига 50 милиона км.

Състав на кометата: деутерий (тежка вода), органични съединения (мравчена, оцетна киселина и др.), аргон, крипто и др. Периодът на въртене около Слънцето е 2534 години. Няма надеждни данни за физическите характеристики на тази комета.

Кометата Темпел е известна с това, че е първата комета, чиято сонда е изведена на повърхността от Земята.

Характеристики на кометата Темпел:

• Тегло - в рамките на 79 000 000 000 000 кг.
• Размери. Дължина - 7,6 км, ширина - 4,9 км.
• Съединение. Вода, въглероден диоксид, органични съединения и др.
• Орбита. Тя се променя, докато кометата минава близо до Юпитер, като постепенно намалява. Последни данни: един оборот около Слънцето е 5,52 години.

През годините на изучаване на Слънчевата система учените са събрали много интересни факти за небесните тела. Нека разгледаме тези, които зависят от химични и физични характеристики:

• Най-голямото небесно тяло по маса и диаметър е Слънцето, на второ място е Юпитер, а на трето Сатурн.
• Най-голямата гравитация е присъща на Слънцето, второ място заема Юпитер, а трето - Нептун.
• Гравитацията на Юпитер активно привлича космическите отпадъци. Нивото му е толкова голямо, че планетата е в състояние да изтегли отломки от орбитата на Земята.
• Най-горещото небесно тяло в Слънчевата система е Слънцето - това не е тайна за никого. Но следващият индикатор от 480 градуса по Целзий е записан на Венера - втората най-отдалечена от центъра планета. Логично би било да се предположи, че на второ място трябва да бъде Меркурий, чиято орбита е по-близо до Слънцето, но всъщност температурата там е по-ниска - 430°C. Това се дължи на присъствието на Венера и липсата на атмосфера на Меркурий, която да задържа топлината.
• Уран се счита за най-студената планета.
• На въпроса кое небесно тяло има най-голяма плътност в рамките на Слънчевата система, отговорът е прост - плътността на Земята. На второ място е Меркурий, а на трето Венера.
• Траекторията на орбитата на Меркурий гарантира, че продължителността на един ден на планетата е равна на 58 земни дни. Продължителността на един ден на Венера е равна на 243 земни дни, докато една година продължава само 225.

Гледайте видео за небесните тела на Слънчевата система:

Изучаването на характеристиките на небесните тела позволява на човечеството да прави интересни открития, да обосновава определени закономерности и също така да разширява общите познания за Вселената.

Слънчевата система е група от планети, въртящи се по специфични орбити около ярка звезда - Слънцето. Тази звезда е основният източник на топлина и светлина в Слънчевата система.

Смята се, че нашата планетна система се е образувала в резултат на експлозията на една или повече звезди и това се е случило преди около 4,5 милиарда години. Първоначално Слънчевата система беше натрупване на частици газ и прах, но с течение на времето и под влиянието на собствената си маса възникнаха Слънцето и други планети.

Планети от Слънчевата система

В центъра на Слънчевата система е Слънцето, около което по своите орбити се движат осем планети: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

До 2006 г. Плутон също принадлежеше към тази група планети; той се смяташе за 9-та планета от Слънцето, но поради значителното си разстояние от Слънцето и малкия размер беше изключен от този списък и наречен планета джудже. По-точно, това е една от няколкото планети джуджета в пояса на Кайпер.

Всички горепосочени планети обикновено се разделят на две големи групи: земната група и газовите гиганти.

Земната група включва такива планети като: Меркурий, Венера, Земя, Марс. Те се отличават с малкия си размер и скалиста повърхност, а освен това се намират най-близо до Слънцето.

Газовите гиганти включват: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Те се характеризират с големи размери и наличие на пръстени, които представляват леден прах и скални късове. Тези планети се състоят главно от газ.

слънце

Слънцето е звездата, около която се въртят всички планети и сателити в Слънчевата система. Състои се от водород и хелий. Възрастта на Слънцето е 4,5 милиарда години, то е само в средата на своя жизнен цикъл, като постепенно се увеличава по размер. Сега диаметърът на Слънцето е 1 391 400 км. След точно толкова години тази звезда ще се разшири и ще достигне орбитата на Земята.

Слънцето е източникът на топлина и светлина за нашата планета. Активността му се увеличава или отслабва на всеки 11 години.

Поради изключително високите температури на повърхността му подробно проучванеСлънцето е изключително трудно, но опитите за изстрелване на специален апарат възможно най-близо до звездата продължават.

Земна група планети

живак

Тази планета е една от най-малките в Слънчевата система, нейният диаметър е 4879 км. Освен това е най-близо до Слънцето. Тази близост предопредели значителна температурна разлика. Средната температура на Меркурий през деня е +350 градуса по Целзий, а през нощта - -170 градуса.

Ако вземем за ориентир земната година, Меркурий прави пълна обиколка около Слънцето за 88 дни, а един ден продължава 59 земни дни. Беше забелязано, че тази планета може периодично да променя скоростта на въртене около Слънцето, разстоянието от него и позицията си.

На Меркурий няма атмосфера, поради което той често е атакуван от астероиди и оставя след себе си много кратери на повърхността си. На тази планета са открити натрий, хелий, аргон, водород и кислород.

Подробното изследване на Меркурий е много трудно поради близостта му до Слънцето. Понякога Меркурий може да се види от Земята с просто око.

Според една теория се смята, че Меркурий преди това е бил спътник на Венера, но това предположение все още не е доказано. Меркурий няма собствен спътник.

Венера

Тази планета е втората от Слънцето. По размер е близък до диаметъра на Земята, диаметърът е 12 104 км. Във всички останали аспекти Венера се различава значително от нашата планета. Един ден тук продължава 243 земни дни, а годината продължава 255 дни. Атмосферата на Венера е 95% съставена от въглероден диоксид, който се образува на нейната повърхност Парников ефект. Това води до средна температура на планетата от 475 градуса по Целзий. Атмосферата също съдържа 5% азот и 0,1% кислород.

За разлика от Земята, чиято по-голямата част от повърхността е покрита с вода, на Венера няма течност и почти цялата повърхност е заета от втвърдена базалтова лава. Според една теория на тази планета е имало океани, но в резултат на вътрешно нагряване те са се изпарили и парите са били отнесени от слънчевия вятър в открития космос. В близост до повърхността на Венера духат слаби ветрове, но на надморска височина от 50 км скоростта им се увеличава значително и достига 300 метра в секунда.

Венера има много кратери и хълмове, които приличат на земните континенти. Образуването на кратери се свързва с факта, че планетата преди това е имала по-малко плътна атмосфера.

Отличителна черта на Венера е, че за разлика от други планети, нейното движение не се извършва от запад на изток, а от изток на запад. Може да се види от Земята дори без помощта на телескоп след залез слънце или преди изгрев. Това се дължи на способността на атмосферата му да отразява добре светлината.

Венера няма спътник.

Земята

Нашата планета се намира на разстояние 150 милиона км от Слънцето и това ни позволява да създадем на нейната повърхност температура, подходяща за съществуването на течна вода и следователно за появата на живот.

Повърхността му е 70% покрита с вода и това е единствената планета, която съдържа такова количество течност. Смята се, че преди много хиляди години парата, съдържаща се в атмосферата, е създала температурата на повърхността на Земята, необходима за образуването на вода в течна форма, а слънчевата радиация е допринесла за фотосинтезата и раждането на живота на планетата.

Особеността на нашата планета е, че под земната кора има огромни тектонични плочи, които, движейки се, се сблъскват един с друг и водят до промени в ландшафта.

Диаметърът на Земята е 12 742 км. Един земен ден продължава 23 часа 56 минути 4 секунди, а годината продължава 365 дни 6 часа 9 минути 10 секунди. Атмосферата му се състои от 77% азот, 21% кислород и малък процент други газове. Нито една от атмосферите на други планети в Слънчевата система няма такова количество кислород.

Според учените възрастта на Земята е 4,5 милиарда години, приблизително на същата възраст, на която е съществувал единственият й спътник Луната. Той винаги е обърнат към нашата планета само с една страна. На повърхността на Луната има много кратери, планини и равнини. Той отразява много слабо слънчевата светлина, така че се вижда от Земята на бледата лунна светлина.

Марс

Тази планета е четвъртата от Слънцето и е 1,5 пъти по-отдалечена от Земята. Диаметърът на Марс е по-малък от земния и е 6779 км. Средната температура на въздуха на планетата варира от -155 градуса до +20 градуса на екватора. Магнитното поле на Марс е много по-слабо от това на Земята, а атмосферата е доста тънка, което позволява на слънчевата радиация безпрепятствено да въздейства на повърхността. В тази връзка, ако има живот на Марс, той не е на повърхността.

При изследване с помощта на марсоходите беше установено, че на Марс има много планини, както и пресъхнали речни корита и ледници. Повърхността на планетата е покрита с червен пясък. Именно железният оксид придава цвета на Марс.

Едно от най-честите събития на планетата са прашните бури, които са мащабни и разрушителни. Не беше възможно да се открие геоложка активност на Марс, но е надеждно известно, че преди това на планетата са се случили значителни геоложки събития.

Атмосферата на Марс се състои от 96% въглероден диоксид, 2,7% азот и 1,6% аргон. Кислородът и водните пари присъстват в минимални количества.

Денонощието на Марс е подобно на това на Земята и е 24 часа 37 минути 23 секунди. Една година на планетата продължава два пъти по-дълго от тази на Земята – 687 дни.

Планетата има два спътника Фобос и Деймос. Те са малки по размер и неравномерна форма, напомнящи астероиди.

Понякога Марс се вижда и от Земята с просто око.

Газови гиганти

Юпитер

Тази планета е най-голямата в Слънчевата система и има диаметър от 139 822 km, което е 19 пъти по-голямо от Земята. Един ден на Юпитер продължава 10 часа, а една година е приблизително 12 земни години. Юпитер се състои основно от ксенон, аргон и криптон. Ако беше 60 пъти по-голяма, можеше да се превърне в звезда поради спонтанна термоядрена реакция.

Средната температура на планетата е -150 градуса по Целзий. Атмосферата се състои от водород и хелий. На повърхността му няма нито кислород, нито вода. Има предположение, че в атмосферата на Юпитер има лед.

Юпитер има огромен брой спътници - 67. Най-големите от тях са Йо, Ганимед, Калисто и Европа. Ганимед е една от най-големите луни в Слънчевата система. Диаметърът му е 2634 км, което е приблизително колкото Меркурий. Освен това на повърхността му се вижда дебел слой лед, под който може да има вода. Калисто се счита за най-древния от спътниците, тъй като на повърхността му има най-голям брой кратери.

Сатурн

Тази планета е втората по големина в Слънчевата система. Диаметърът му е 116 464 км. По състав е най-близък до Слънцето. Една година на тази планета продължава доста дълго време, почти 30 земни години, а денят продължава 10,5 часа. Средната температура на повърхността е -180 градуса.

Атмосферата му се състои основно от водород и малко количество хелий. В горните му слоеве често се случват гръмотевични бури и полярни сияния.

Сатурн е уникален с това, че има 65 луни и няколко пръстена. Пръстените са съставени от малки частици лед и скални образувания. Леденият прах перфектно отразява светлината, така че пръстените на Сатурн се виждат много ясно през телескоп. Това обаче не е единствената планета с диадема; просто е по-малко забележима на други планети.

Уран

Уран е третата по големина планета в Слънчевата система и седмата от Слънцето. Има диаметър 50 724 km. Наричат ​​я още „ледената планета“, тъй като температурата на повърхността й е -224 градуса. Един ден на Уран продължава 17 часа, а годината продължава 84 земни години. Още повече, че лятото продължава колкото зимата - 42 години. Това природен феноменТова се дължи на факта, че оста на тази планета е разположена под ъгъл от 90 градуса спрямо орбитата и се оказва, че Уран изглежда „лежи на една страна“.

Уран има 27 луни. Най-известните от тях са: Оберон, Титания, Ариел, Миранда, Умбриел.

Нептун

Нептун е осмата планета от Слънцето. Той е подобен по състав и размер на съседа си Уран. Диаметърът на тази планета е 49 244 км. Един ден на Нептун продължава 16 часа, а една година е равна на 164 земни години. Нептун е леден гигант и дълго време се смяташе, че на ледената му повърхност не се случват метеорологични явления. Наскоро обаче беше открито, че Нептун има бушуващи вихри и скорости на вятъра, които са най-високите сред планетите в Слънчевата система. Достига 700 км/ч.

Нептун има 14 луни, най-известната от които е Тритон. Известно е, че има своя собствена атмосфера.

Нептун също има пръстени. Тази планета има 6 от тях.

Интересни факти за планетите от Слънчевата система

В сравнение с Юпитер, Меркурий изглежда като точка в небето. Това са действителните пропорции в Слънчевата система:

Венера често се нарича Утринна и Вечерна звезда, тъй като тя е първата от звездите, видими в небето при залез слънце и последната, която изчезва от видимостта на зазоряване.

Интересен факт за Марс е фактът, че на него е открит метан. Поради тънката атмосфера той постоянно се изпарява, което означава, че планетата има постоянен източник на този газ. Такъв източник могат да бъдат живи организми вътре в планетата.

На Юпитер няма сезони. Най-голямата мистерия е така нареченото „Голямото червено петно“. Произходът му на повърхността на планетата все още не е напълно изяснен, учените предполагат, че се е образувал от огромен ураган, който се върти с много висока скорост в продължение на няколко века.

Интересен факт е, че Уран, подобно на много планети в Слънчевата система, има своя система от пръстени. Поради факта, че частиците, които ги изграждат, не отразяват добре светлината, пръстените не могат да бъдат открити веднага след откриването на планетата.

Нептун има наситен син цвят, така че е кръстен на древния римски бог - господарят на моретата. Поради далечното си местоположение тази планета е една от последните открити. В същото време местоположението му беше изчислено математически и след време можеше да се види, и то точно на изчисленото място.

Светлината от Слънцето достига до повърхността на нашата планета за 8 минути.

Слънчевата система, въпреки дългото и внимателно изучаване, все още крие много мистерии и тайни, които тепърва ще бъдат разкривани. Една от най-очарователните хипотези е предположението за наличието на живот на други планети, чието търсене продължава активно.

Слънчевата система е система от планети, която включва нейния център, Слънцето, както и други обекти в космоса. Те се въртят около Слънцето. Доскоро "планета" беше името, дадено на 9 обекта в космоса, които се въртят около Слънцето. Учените вече са установили, че отвъд границите на Слънчевата система има планети, които обикалят около звезди.

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

Планети в Слънчевата система: видове

Разположение на земната група спрямо Слънцето

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

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

Газови гиганти

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

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

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

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

Планета на джуджета

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

Планети от Слънчевата система: процесът на възникване

Според хипотезата за космическата мъглявина звездите се раждат в облаци от прах и газ, в мъглявини.
Благодарение на силата на привличане веществата се събират. Под въздействието на концентрираната сила на гравитацията центърът на мъглявината се свива и се образуват звезди. Прахът и газовете се превръщат в пръстени. Пръстените се въртят под въздействието на гравитацията и във водовъртежите се образуват планетазимали, които увеличават размерите си и привличат към себе си козметични предмети.

Под въздействието на гравитацията планетезималите се компресират и придобиват сферични форми. Сферите могат да се обединят и постепенно да се превърнат в протопланети.



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

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

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

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

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

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

Атмосферата на Венера се състои главно от въглероден диоксид (CO2), с малки количества азот (N2) и водни пари (H2O). Солна киселина (HCl) и флуороводородна киселина (HF) бяха открити като незначителни примеси. Налягането на повърхността е 90 бара (колкото в моретата на Земята на дълбочина 900 м); температурата е около 750 K по цялата повърхност както през деня, така и през нощта. Причината за такава висока температура в близост до повърхността на Венера е, че тя не се нарича съвсем точно „парников ефект“: слънчевите лъчи преминават през облаците на нейната атмосфера сравнително лесно и нагряват повърхността на планетата, но топлинната инфрачервена радиацията от самата повърхност излиза през атмосферата обратно в космоса с голяма трудност. Облаците на Венера са съставени от микроскопични капчици концентрирана сярна киселина (H2SO4). Горният слой облаци е на 90 км от повърхността, температурата там е ок. 200 K; долен слой - на 30 км, температура ок. 430 K. Още по-ниско е толкова горещо, че няма облаци. Разбира се, на повърхността на Венера няма течна вода. Атмосферата на Венера на нивото на горния облачен слой се върти в същата посока като повърхността на планетата, но много по-бързо, завършвайки революция за 4 дни; това явление се нарича суперротация и все още не е намерено обяснение за него. Автоматичните станции се спуснаха на дневната и нощната страна на Венера. През деня повърхността на планетата е осветена от дифузна слънчева светлина с приблизително същата интензивност, както в облачен ден на Земята. На Венера през нощта са наблюдавани много светкавици. Станцията Venus предаде изображения на малки зони на местата за кацане, където се виждаше скалиста земя. Като цяло топографията на Венера е изследвана от радарни изображения, предадени от орбиталните апарати Pioneer-Venera (1979), Venera-15 и -16 (1983) и Magellan (1990). Най-фините характеристики на най-добрите от тях са с размери около 100 м. За разлика от Земята, Венера няма ясно дефинирани континентални плочи, но се отбелязват няколко глобални височини, като земята на Ищар с размерите на Австралия. На повърхността на Венера има много метеоритни кратери и вулканични куполи. Очевидно кората на Венера е тънка, така че разтопената лава се доближава до повърхността и лесно се излива върху нея след падане на метеорити. Тъй като на повърхността на Венера няма дъжд или силни ветрове, повърхностната ерозия протича много бавно и геоложките структури остават видими от космоса в продължение на стотици милиони години. Малко се знае за вътрешната структура на Венера. Вероятно има метална сърцевина, заемаща 50% от радиуса. Но планетата няма магнитно поле поради много бавното си въртене. Венера също няма спътници.
Земята.Нашата планета е единствената, където по-голямата част от повърхността (75%) е покрита с течна вода. Земята е активна планета и може би единствената, чието обновяване на повърхността се дължи на процесите на тектониката на плочите, проявяващи се като средноокеански хребети, островни дъги и нагънати планински пояси. Разпределението на височините на твърдата повърхност на Земята е бимодално: средното ниво на океанското дъно е 3900 m под морското равнище, а континентите се издигат средно на 860 m над него (виж също ЗЕМЯ). Сеизмичните данни показват следния строеж на земните недра: кора (30 km), мантия (до дълбочина 2900 km), метално ядро. Част от ядрото се разтопява; там се генерира земното магнитно поле, което улавя заредени частици на слънчевия вятър (протони и електрони) и образува две изпълнени с тях тороидални области около Земята - радиационни пояси (пояси на Ван Алън), локализирани на височини от 4000 и 17 000 км. от повърхността на Земята.
Вижте същоГЕОЛОГИЯ; ГЕОМАГНЕТИЗЪМ.
Атмосферата на Земята се състои от 78% азот и 21% кислород; то е резултат от дълга еволюция под въздействието на геоложки, химични и биологични процеси. Възможно е първичната атмосфера на Земята да е била богата на водород, който след това да е избягал. Дегазирането на подпочвата напълни атмосферата с въглероден диоксид и водни пари. Но парата се кондензира в океаните и въглеродният диоксид се улавя в карбонатни скали. (Любопитното е, че ако целият CO2 изпълваше атмосферата като газ, налягането щеше да бъде 90 бара, както на Венера. А ако цялата вода се изпари, налягането щеше да бъде 257 бара!). Така азотът остава в атмосферата, а кислородът се появява постепенно в резултат на жизнената активност на биосферата. Дори преди 600 милиона години съдържанието на кислород във въздуха е било 100 пъти по-ниско, отколкото е сега (вижте също АТМОСФЕРА; ОКЕАН). Има признаци, че климатът на Земята се променя в кратки (10 000 години) и дълги (100 милиона години) мащаби. Причината за това може да са промените в орбиталното движение на Земята, наклона на оста на въртене и честотата на вулканичните изригвания. Не могат да бъдат изключени колебания в интензитета на слънчевата радиация. В нашата ера климатът също се влияе от човешката дейност: емисиите на газове и прах в атмосферата.
Вижте също
КИСЕЛИНСКИ ВАЛЕЖКИ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВЪЗДУХА ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВОДИТЕ ;
ДЕГРАДАЦИЯ НА ОКОЛНАТА СРЕДА.
Земята има спътник - Луната, чийто произход все още не е разгадан.

ЗЕМЯТА И ЛУНАТА от космическата сонда Lunar Orbiter.

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

ПОВЪРХНОСТТА НА МАРС близо до блока за кацане на Viking 1. Големите каменни фрагменти са с размери около 30 см.

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

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

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

На повърхността на Йо Вояджъри откриха няколко активни вулкана, които изхвърлят материал на стотици километри нагоре. Повърхността на Йо е покрита с червеникави серни отлагания и светли петна от серен диоксид – продукти от вулканични изригвания. Като газ, серният диоксид образува изключително тънката атмосфера на Йо. Енергията на вулканичната дейност се черпи от приливното влияние на планетата върху сателита. Орбитата на Йо минава през радиационните пояси на Юпитер и отдавна е установено, че спътникът силно взаимодейства с магнитосферата, предизвиквайки радиоизблици в нея. През 1973 г. по орбитата на Йо е открит тор от светещи натриеви атоми; по-късно там са открити йони на сяра, калий и кислород. Тези вещества се изхвърлят от енергийни протони от радиационните пояси или директно от повърхността на Йо, или от газовите "струми" на вулканите. Въпреки че приливното влияние на Юпитер върху Европа е по-слабо, отколкото върху Йо, нейната вътрешност също може да бъде частично разтопена. Спектралните изследвания показват, че на повърхността на Европа има воден лед и червеникавият му оттенък вероятно се дължи на замърсяването със сяра от Йо. Почти пълното отсъствие на ударни кратери показва геоложката младост на повърхността. Гънките и пукнатините на ледената повърхност на Европа приличат на ледените полета на полярните морета на Земята; Вероятно има течна вода под слой лед на Европа. Ганимед е най-голямата луна в Слънчевата система. Плътността му е ниска; вероятно се състои от половината скала и половината лед. Повърхността му изглежда странно и съдържа следи от разширение на земната кора, което може да е съпътствало процеса на диференциация на подповърхността. Участъци от повърхността на древния кратер са разделени от по-млади ровове, дълги стотици километри и широки 1-2 км, разположени на разстояние 10-20 км един от друг. Това вероятно е по-млад лед, образуван от изливането на вода през пукнатини веднага след диференциацията преди около 4 милиарда години. Калисто е подобен на Ганимед, но по повърхността му няма следи от разломи; всичко е много старо и покрито с много кратери. Повърхността и на двата спътника е покрита с лед, примесен със скали тип реголит. Но ако на Ганимед ледът е около 50%, то на Калисто е по-малко от 20%. Съставът на скалите на Ганимед и Калисто вероятно е подобен на този на въглеродните метеорити. Спътниците на Юпитер са лишени от атмосфера, с изключение на разредения вулканичен газ SO2 на Йо. От дузината малки спътници на Юпитер четири са разположени по-близо от галилеевите спътници до планетата; най-големият от тях, Амалтея, е обект с кратери с неправилна форма (размери 270*166*150 км). Тъмната му повърхност - много червена - вероятно е покрита със сяра от Йо. Външните малки спътници на Юпитер се разделят на две групи според техните орбити: 4 по-близки до планетата орбита в посока напред (спрямо въртенето на планетата) и 4 по-отдалечени в обратна посока. Всички са малки и тъмни; те вероятно са заловени от Юпитер сред астероидите от троянската група (вижте АСТЕРОИД).
Сатурн.Втората по големина планета гигант. Това е водородно-хелиева планета, но Сатурн има по-ниско относително съдържание на хелий от Юпитер; по-ниска е средната му плътност. Бързото въртене на Сатурн води до голямото му сплесване (11%).

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

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

Около десет комети се наблюдават годишно, само една трета от които са били открити преди това. Те често се класифицират според продължителността на техния орбитален период: кратък период (3 ДРУГИ ПЛАНЕТНИ СИСТЕМИ
От съвременните възгледи за формирането на звездите следва, че раждането на звезда от слънчев тип трябва да бъде придружено от формирането на планетарна система. Дори ако това се отнася само за звезди, напълно подобни на Слънцето (т.е. единични звезди от спектрален клас G), тогава в този случай поне 1% от звездите в Галактиката (което е около 1 милиард звезди) трябва да имат планетарни системи. По-подробен анализ показва, че всички звезди могат да имат планети, по-хладни от спектрален клас F, дори тези, включени в двойни системи.

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