Размери на планетите в слънчевата система. История на изследването на слънчевата система
СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА
Слънцето и въртящите се около него небесни тела - 9 планети, повече от 63 спътника, четири пръстена от гигантски планети, десетки хиляди астероиди, безброй метеороиди с размери от камъни до прахови частици, както и милиони комети. В пространството между тях се движат частици на слънчевия вятър - електрони и протони. Все още не всички са проучени слънчева система: например повечето от планетите и техните спътници бяха изследвани само за кратко от траектории на прелитане, само едно полукълбо на Меркурий беше снимано и все още нямаше експедиции до Плутон. Но все пак с помощта на телескопи и космически сонди вече са събрани много важни данни.
Почти цялата маса на слънчевата система (99,87%) е съсредоточена в слънцето. Размерът на Слънцето също значително надвишава всяка планета в неговата система: дори Юпитер, който е 11 пъти повече земя, има радиус 10 пъти по-малък от слънцето. Слънцето е обикновена звезда, която свети сама поради високата повърхностна температура. Планетите, от друга страна, светят от отразената слънчева светлина (албедо), защото самите те са доста студени. Те са 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 се отдалечава с 49 AU. Известно е, че кометите отлитат на 50 000 AU. Разстоянието от Земята до най-близката звезда Кентавър е 272 000 AU, или 4,3 светлинни години (т.е. светлината, движеща се със скорост 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 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 в 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 ексцентрицитета, който варира от e = 0 за кръгови орбити до e = 1 за изключително удължени. нечий. 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). Долните планети имат граничен ъгъл на отдалечаване от Слънцето: 28 ° за Меркурий и 47 ° за Венера. Когато такава планета е възможно най-на запад (изток) от Слънцето, се казва, че тя е в най-голямата си западна (източна) елонгация. Когато долна планета се види 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 осветяване от Слънцето по време на синодичния период Ps, времето, необходимо на планетата да се върне 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 със съотношението:
1/Ps = 1/P - 1/Po, където Po е орбиталният период на Земята. За горните планети това отношение 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 (изток или запад). Астероидният пояс, минаващ между орбитите на Марс и Юпитер, разделя планетарната система на Слънцето на две групи. Вътре в него са земните планети (Меркурий, Венера, Земя и Марс), сходни по това, че са малки, скалисти и доста плътни тела: средната им плътност е от 3,9 до 5,5 g / cm3. Те се въртят сравнително бавно около осите си, нямат 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 видимите с просто око планети, т.е. всички вътрешни и външни до Сатурн. В. Хершел открива Уран през 1781г. Първият астероид е открит от J. 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 нептунова планета, организирано от П. Ловел. Четири големи спътника на Юпитер са открити от Галилей през 1610 г. Оттогава с помощта на телескопи и космически сонди са открити множество спътници за всички външни планети. Х. Хюйгенс през 1656 г. установява, че Сатурн е заобиколен от пръстен. Тъмните пръстени на Уран са открити от Земята през 1977 г. при наблюдение на окултацията на звезда. Прозрачните каменни пръстени на Юпитер са открити през 1979 г. от междупланетната сонда Вояджър 1. От 1983 г., в моментите на окултация на звездите, в близост до Нептун са забелязани признаци на нехомогенни пръстени; през 1989 г. изображение на тези пръстени е предадено от Вояджър 2.
Вижте също
АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА;
ЗОДИЯ;
КОСМИЧЕСКА ПРОБА ;
НЕБЕСНА СФЕРА.
СЛЪНЦЕ
Слънцето се намира в центъра на Слънчевата система - типична единична звезда с радиус около 700 000 km и маса 2 * 10 30 kg. Температурата на видимата повърхност на Слънцето – фотосферата – ок. 5800 K. Плътността на газа във фотосферата е хиляди пъти по-малка от плътността на въздуха близо до повърхността на Земята. Вътре в Слънцето температурата, плътността и налягането нарастват с дълбочината, достигайки съответно 16 милиона K, 160 g/cm3 и 3,5*10 11 bar в центъра (налягането на въздуха в помещението е около 1 bar). Под въздействието на висока температура в ядрото на Слънцето водородът се превръща в хелий с отделяне на голямо количество топлина; това предпазва Слънцето от колапс под собствената си гравитация. Енергията, освободена в ядрото, напуска Слънцето главно под формата на фотосферно лъчение с мощност 3,86 * 10 26 W. С такава интензивност Слънцето излъчва от 4,6 милиарда години, като през това време е превърнало 4% от своя водород в хелий; в същото време 0,03% от масата на Слънцето се превръща в енергия. Моделите на еволюцията на звездите показват, че Слънцето сега е в средата на живота си (вижте също ЯДРЕЕН СЪЕДИНЯВАНЕ). За да определят изобилието от различни химически елементи на Слънцето, астрономите изучават линиите на поглъщане и излъчване в спектъра на слънчевата светлина. Абсорбционните линии са тъмни празнини в спектъра, показващи липсата на фотони с дадена честота в него, погълнати от определен химичен елемент. Емисионните линии или емисионните линии са по-ярките части от спектъра, показващи излишък от фотони, излъчвани 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 излъчващо или абсорбиращо светлина вещество; ширината на линията позволява да се прецени 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 доста ясни. 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 „Слънце“) напомня, че е открит спектроскопски на Слънцето по-рано (1899 г.), отколкото на Земята. Тъй като хелият е инертен газ, той е изключително неохотно да реагира с други атоми и също така не е склонен да се покаже в оптичния спектър на Слънцето - само една линия, въпреки че много по-малко разпространени елементи са представени в спектъра на Слънцето от множество линии. Ето състава на "слънчевото" вещество: за 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, според 2 атома никел, натрий и калций, както и малко от всички други елементи. Така по маса Слънцето е около 71% водород и 28% хелий; останалите елементи представляват малко повече от 1%. От гледна точка на планетологията е забележително, че някои обекти от Слънчевата система имат почти същия състав като Слънцето (вижте раздела за метеоритите по-долу). Точно както времето се променя външен видпланетарни атмосфери, външният вид на слънчевата повърхност също се променя с характерното време от часове до десетилетия. Има обаче важна разлика между атмосферите на планетите и Слънцето, която е, че движението на газовете върху Слънцето се контролира от неговото мощно магнитно поле. Слънчевите петна са онези области от повърхността на осветителното тяло, където вертикалното магнитно поле е толкова силно (200-3000 гауса), че предотвратява хоризонталното движение на газа и по този начин потиска конвекцията. В резултат на това температурата в тази област пада с около 1000 К и се появява тъмна централна част на петното - "сянка", заобиколена от по-горещ преходен регион - "полусянка". Размерът на типично слънчево петно е малко по-голям от диаметъра на Земята; има такова петно от няколко седмици. Броят на петната върху Слънцето се увеличава или намалява с продължителността на цикъла от 7 до 17 години, средно 11,1 години. Обикновено колкото повече петна се появяват в един цикъл, толкова по-кратък е самият цикъл. Посоката на магнитната полярност на петната се обръща от цикъл на цикъл, така че истинският цикъл на активност на слънчевите петна е 22,2 години. В началото на всеки цикъл първите петна се появяват на високи географски ширини, ок. 40 ° и постепенно зоната на тяхното раждане се измества към екватора до ширина от прибл. 5°. Вижте същоЗВЕЗДИ ; СЛЪНЦЕ . Колебанията в активността на Слънцето почти не оказват влияние върху 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. в продължение на 70 години на Слънцето почти нямаше петна, а в същото време Земята преживя Малкия ледена епоха. Все още не е ясно дали това 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 (звукови вълни с дълга дължина на вълната), възбудени в тялото на планетата от земетресения, сеизмолозите съставиха подробна карта на вътрешността на Земята: те 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 недрата му. Тези процеси се изучават от хелиосеизмологията. За разлика от земетресенията, които предизвикват кратки изблици на вълни, силната конвекция във вътрешността на Слънцето създава постоянен сеизмичен шум. Хелиосеизмолозите са установили, 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-горе, 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 полярни области - с период от 36 дни (изостава от средното въртене) . Последните опити за прилагане на сеизмологични методи към газови гигантски планети не дадоха резултати, тъй като инструментите все още не са в състояние да коригират произтичащите колебания. Над фотосферата на Слънцето има тънък горещ слой атмосфера, който може да се види само в редки моменти на 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 към горната хромосфера, от която по някаква неизвестна причина енергията, напускаща Слънцето, се освобождава като топлина. Над хромосферата газът се нагрява до 1 милион K. Тази област, наречена корона, се простира на около 1 радиус от Слънцето. 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 силовите линии магнитно поле. Друг интересен и изключително активен феномен са слънчевите изригвания, мощни изхвърляния 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 посоката на магнитното поле се променя рязко, причинено от движението на материята в слънчевите петна. Максималната изригваща активност на Слънцето обикновено се случва една година преди максимума на цикъла на слънчевите петна. Такава предсказуемост е много важна, тъй като вълна от заредени частици, родени от мощно слънчево изригване, може да повреди дори наземните комуникационни и енергийни мрежи, да не говорим за астронавтите и космическите технологии.
СЛЪНЧЕВИ ПРОМИНЕНТИ, наблюдавани в емисионната линия на хелий (дължина на вълната 304) от космическата станция Skylab.
От плазмената корона на Слънцето има постоянно изтичане на заредени частици, наречено слънчев вятър. Съществуването му се подозираше още преди началото на космическите полети, тъй като беше забележимо как нещо "издухва" кометни опашки. В слънчевия вятър се разграничават 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 служат като основен 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 планетарните магнитосфери и кометните опашки, 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 кондензират, 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 много драматична надпревара с времето: Pioneer 10 спря да работи през 1998 г., а другите се опитват да достигнат хелиопаузата, преди батериите им да са изтощени. Според изчисленията Вояджър 1 лети точно в посоката, от която духа междузвездният вятър, и затова пръв ще достигне хелиопаузата.
ПЛАНЕТИ: ОПИСАНИЕ
Живак.Трудно е да се наблюдава Меркурий от Земята с телескоп: той не се отдалечава от Слънцето под ъгъл, по-голям от 28 °. Изследван е с помощта на радар от Земята, а междупланетната сонда Mariner 10 е снимала половината от повърхността му. Меркурий се върти около Слънцето за 88 земни дни в доста удължена орбита с разстояние от Слънцето в перихелий от 0,31 AU. и при афелий 0,47 a.u. 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 завърта към Слънцето само веднъж за 2 години на Меркурий, т.е. един слънчев ден там трае 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 е 75% от радиуса на планетата (заема 50% от радиуса на Земята). Повърхността на Меркурий е подобна на тази на Луната: тъмна, напълно суха и покрита с кратери. Средната светлоотразителна способност (албедо) на повърхността на Меркурий е около 10%, приблизително същата като тази на Луната. Вероятно повърхността му също е покрита с реголит - спечен натрошен материал. Най-голямото ударно образувание върху Меркурий е басейнът Caloris с размери 2000 km, наподобяващи лунни морета. Въпреки това, за разлика от Луната, Меркурий има особени структури - издатини с височина няколко километра, които се простират на стотици километри. Може би те са се образували в резултат на компресията на планетата по време на охлаждането на голямото й метално ядро или под въздействието на мощни слънчеви приливи. Температурата на повърхността на планетата през деня е около 700 K, а през нощта около 100 K. Според радарни данни ледът може да лежи на дъното на полярните кратери в условията 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-близката планета до Земята - най-ярката "звезда" на 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 тези на Земята; вероятно недрата на Венера са подобни на тези на земята. Повърхността на Венера винаги е покрита с дебел слой жълтеникаво-бели облаци, но с помощта на радари тя е изследвана доста подробно. Около оста Венера се върти 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. Ултравиолетово изображение, направено от междупланетната станция Pioneer Venus, показва атмосферата на планетата, плътно изпълнена с облаци, които са по-леки в полярните региони (горната и долната част на изображението).
Атмосферата на Венера се състои предимно от въглероден диоксид (CO2) с малки количества азот (N2) и водни пари (H2O). Солна киселина (HCl) и флуороводородна киселина (HF) бяха открити като малки примеси. Налягането на повърхността е 90 bar (колкото в земните морета на дълбочина 900 m); температурата е около 750 K по цялата повърхност както през деня, така и през нощта. Причината за такава висока температура близо до повърхността на Венера е това, което не е съвсем точно наречено "парников ефект": слънчевите лъчи сравнително лесно преминават през облаците на нейната атмосфера и нагряват повърхността на планетата, но топлинното инфрачервено лъчение 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 - 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, като прави 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 разсеяна слънчева светлина с почти същата интензивност, както в облачен ден на Земята. На Венера през нощта са наблюдавани много светкавици. Станциите Венера предаваха изображения на малки участъци на местата за кацане, където се вижда скалиста почва. 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-малките детайли на най-добрите от тях са с размер около 100 м. За разлика от Земята, на Венера няма ясно очертани континентални плочи, но се отбелязват няколко глобални възвишения, например 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 падането на метеорити. Тъй като близо до повърхността на Венера няма дъжд или силни ветрове, повърхностната ерозия се случва много бавно и геоложките структури остават видими от космоса в продължение на стотици милиони години. Малко се знае за вътрешността на Венера. Вероятно има метална сърцевина, заемаща 50% от радиуса му. Но планетата няма магнитно поле поради много бавното си въртене. Венера няма спътници.
Земята.Нашата планета е единствената, на която 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 тектониката на плочите, проявяваща 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 над него средно с 860 m (виж също ЗЕМЯТА). 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 заредените частици на слънчевия вятър (протони и електрони) и образува около Земята две изпълнени с тях тороидални области - радиационни пояси (пояси на Ван Алън), локализирани на височини 4000 и 17000 км. от повърхността на Земята.
Вижте същоГЕОЛОГИЯ; ГЕОМАГНЕТИЗЪМ.
Земната атмосфера е 78% азот и 21% кислород; то е резултат от дълга еволюция под въздействието на геоложки, химични и биологични процеси. Може би ранната атмосфера на Земята е била богата на водород, който след това е избягал. Дегазацията на недрата напълни атмосферата с въглероден диоксид и водни пари. Но парата се кондензира в океаните и въглеродният диоксид е уловен в карбонатни скали. (Любопитно е, че ако целият CO2 изпълни атмосферата като газ, тогава налягането ще бъде 90 бара, както на Венера. И ако цялата вода се изпари, тогава налягането ще бъде 257 бара!). Така азотът остава в атмосферата, а кислородът се появява постепенно в резултат на жизнената дейност на биосферата. Още преди 600 милиона години съдържанието на кислород във въздуха е било 100 пъти по-ниско от сегашното (виж също АТМОСФЕРА; ОКЕАН). Има признаци, че климатът на Земята се променя в кратък (10 000 години) и в дълъг (100 милиона години) мащаб. Причината за това може да са промените в орбиталното движение на Земята, наклона на оста на въртене, честотата на вулканичните изригвания. Не са изключени колебания в интензивността на слънчевата радиация. В нашата ера човешката дейност също влияе върху климата: емисиите на газове и прах в атмосферата.
Вижте също
НАМАЛЯВАНЕ НА КИСЕЛИНАТА ;
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 масите 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 се върти около Земята по орбита 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°59° до 5°19°. Дневното въртене и орбиталната циркулация на Луната са синхронизирани, така че винаги виждаме само едно от нейните полукълба. Вярно е, че малките движения (либрации) на Луната позволяват да се видят около 60% от нейната повърхност в рамките на един месец. Основната причина за либрациите е, че денонощното въртене на Луната става с постоянна скорост, а орбиталната циркулация – с променлива (поради ексцентричността на орбитата). Части от лунната повърхност отдавна са условно разделени на "морски" и "континентални". Повърхността на моретата изглежда по-тъмна, лежи по-ниско и е много по-малко покрита с метеоритни кратери, отколкото повърхността на континента. Моретата са наводнени 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 направи горния слой на лунната кора фино фрагментиран и превърна външните няколко метра в прах, наречен реголит. Астронавти и роботизирани сонди донесоха проби от скалиста почва и реголит от Луната. Анализът показа, че възрастта на морската повърхност е около 4 милиарда години. Следователно периодът на интензивно метеоритно бомбардиране пада върху 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 възлиза на един кратер с диаметър 1 км за 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 отлагания от лед, 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 органична материя - само следи от въглеродни хондрити, паднали 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 поради 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 още преди 4 милиарда години. Големите ударни басейни са равномерно разпределени по лунната повърхност, но дебелината на кората е такава видима странаЛуната 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, недрата все още бяха достатъчно горещи за около 1 милиард години и базалтовата лава се изля 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 може да се отдели от Земята по време на периода на формиране. Втората възможност беше популярна доскоро, но в последните годинисериозно се разглежда хипотезата за образуването на Луната от материала, изхвърлен от прото-Земята при сблъсък с голямо небесно тяло. Въпреки неизвестността 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 преустановено (нейният период е станал равен на орбиталния), а въртенето на Земята се забавя, прехвърляйки своя ъглов момент към орбиталното движение на Луната, 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 страна (като Плутон и Харон), а денят и месецът им ще станат равни на 47 текущи дни; в този случай 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;
ПОТОК И ПОТОК.
Марс.Марс е подобен на Земята, но е почти наполовина по-голям 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 земен наблюдател Марс изглежда като червеникава звезда, чиято яркост се променя забележимо; тя е максимална в периоди на конфронтации, 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 голямо противопоставяне, което се случва, ако премине близо до перихелия по време на противопоставяне; това се случва на всеки 15-17 години (следващата е през август 2003 г.). Телескоп на Марс показва ярко оранжеви региони и по-тъмни региони, които променят тона си според сезоните. Ярки бели снежни шапки лежат на полюсите. Червеникавият цвят на планетата се свързва с голямо количество железни оксиди (ръжда) в нейната почва. Съставът на тъмните области вероятно наподобява земните базалти, докато светлите области са съставени от фино диспергиран материал.
ПОВЪРХНОСТТА НА МАРС близо до блока за кацане "Викинг-1". Големите каменни фрагменти са с размер около 30 см.
Основно знанията ни за Марс се получават от автоматични станции. Най-продуктивни бяха два орбитални апарата и два спускаеми апарата на експедицията на Викинг, които кацнаха на Марс на 20 юли и 3 септември 1976 г. в районите на Крис (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. 4 юли 1997 г. сондата "Mars Pathfinder" (САЩ) до долината Арес (19° с.ш., 34° з.д.) - първото автоматично самоходно превозно средство, което открива смесени скали и, вероятно, камъчета, обърнати от вода и смесени с пясък и глина , което показва силни промени в марсианския климат и наличието на голямо количество вода в миналото. Разредената атмосфера на Марс се състои от 95% въглероден диоксид и 3% азот. Присъстват малки количества водна пара, кислород и аргон. 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. По този начин климатът на Марс е климатът на студена, дехидратирана високопланинска пустиня. Във високите географски ширини на Марс температурите падат под 150 K през зимата 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 при Южен полюси 1000 km близо до север), вероятно състоящ се от воден лед, чиято дебелина може да достигне 1-2 km. Понякога на Марс духат силни ветрове, които вдигат облаци от фин пясък във въздуха. Особено силни прашни бури се случват в края на пролетта в южното полукълбо, когато Марс преминава през перихелия на орбитата и слънчевата топлина е особено висока. В продължение на седмици и дори месеци атмосферата става непрозрачна от жълт прах. Орбиталните апарати "Викинги" предават изображения на мощни пясъчни дюни на дъното на големи кратери. Отлаганията на прах променят външния вид на марсианската повърхност от сезон на сезон толкова много, че се забелязва дори от Земята, когато се гледа през телескоп. В миналото тези сезонни променицветовете на повърхността се считат от някои астрономи за знак за растителност на Марс. Геологията на Марс е много разнообразна. Големи пространства на южното полукълбо са покрити със стари кратери, останали от ерата на древните метеоритни бомбардировки (преди 4 милиарда години). Голяма част от северното полукълбо е покрито с по-млади потоци лава. Особено интересно е възвишение Тарсис (10° с.ш., 110° з.д.), върху което 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 сочат някогашната мощна активност на вътрешността на Марс, няма признаци на тектоника на плочите: няма нагънати планински пояси и други индикатори за компресия на земната кора. Въпреки това има мощни рифтови разломи, най-големият от които - долините на Маринър - се простира от Тарсис на изток на 4000 км с максимална ширина 700 км и дълбочина 6 км. Едно от най-интересните геоложки открития, направени въз основа на снимки от космически кораби, са разклонените криволичещи долини с дължина стотици километри, напомнящи пресъхналите корита на земните реки. 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 като лед в полярните шапки и вероятно под повърхността като слой вечна замръзналост. Вътрешната структура на Марс е слабо разбрана. Неговата ниска средна плътност показва липсата на значително метално ядро; във всеки случай не е разтопен, което следва от липсата на магнитно поле на Марс. Сеизмометърът на блока за кацане на апарата "Викинг-2" не регистрира сеизмичната активност на планетата за 2 години работа (сеизмометърът не работи на "Викинг-1"). 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 се върти около планетата в много ниска орбита и продължава да се приближава до Марс под влияние на приливите и отливите; 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 от нея. Ниската му средна плътност (1,3 g/cm3) показва състав, близък до слънчевия: предимно водород и хелий. Бързото въртене на Юпитер около оста му причинява неговата полярна компресия с 6,4%. Телескоп на Юпитер показва облачни ивици, успоредни на екватора; светлите зони в тях са осеяни с червеникави пояси. Вероятно светлите зони са области на възходящи течения, където се виждат върховете на амонячните облаци; червеникавите пояси са свързани с низходящи течения, чийто ярък цвят се определя от амониев хидросулфат, както и 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 са спектроскопски открити в атмосферата на Юпитер. Температурата на върховете на амонячните облаци е 125 K, но се повишава с 2,5 K/km с дълбочина. На дълбочина 60 км трябва да има слой водни облаци. Скоростите на движение на облаците в зоните и съседните пояси се различават значително: например в екваториалния пояс облаците се движат на изток със 100 m/s по-бързо, отколкото в съседните зони. Разликата в скоростите предизвиква силна турбуленция на границите на зоните и поясите, което прави формата им много сложна. Едно от проявленията 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 с дължина 25% от радиуса се състои от течен водород и хелий. По-долу, където налягането надвишава 3 милиона бара и температурата е 10 000 K, водородът преминава в метално състояние. Възможно е близо до центъра на планетата да има течно ядро от по-тежки елементи с обща маса около 10 земни маси. В центъра налягането е около 100 милиона бара, а температурата е 20-30 хиляди K. Течните метални вътрешности и бързото въртене на планетата са причинили нейното мощно магнитно поле, което е 15 пъти по-силно от земното. Огромната магнитосфера на Юпитер с мощни радиационни пояси се простира отвъд орбитите на неговите четири големи спътника. Температурата в центъра на Юпитер винаги е била по-ниска от необходимата за протичане на термоядрени реакции. Но вътрешните запаси от топлина на Юпитер, които са останали от епохата 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 беше ерата на формирането на големи 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 поне 16 спътника и слаб пръстен: той е на 53 000 км от горния облачен слой, има ширина 6000 км 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, те 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 Вояджърите откриха няколко активни вулкана, изхвърлящи материя на стотици километри във въздуха. Повърхността на Йо е покрита с червеникави серни отлагания и светли петна от серен диоксид - продукти от вулканични изригвания. Под формата на газ, серният диоксид образува изключително разредена 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 сателитът силно взаимодейства с магнитосферата, причинявайки 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 на радиационните пояси или директно от повърхността на Йо, или от газовите струи 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 разломите на ледената повърхност на Европа приличат на ледените полета на полярните морета на Земята; вероятно на Европа има течна вода под слой лед. Ганимед е най-голямата луна в Слънчевата система. Плътността му е ниска; вероятно е наполовина скала и наполовина лед. Повърхността му изглежда странно и показва признаци на разширяване на кората, вероятно придружаващо процеса на подповърхностна диференциация. Участъците от древната покрита с кратери повърхност са разделени от по-млади ровове, дълги стотици километри и широки 1-2 km, разположени на разстояние 10-20 km един от друг. Вероятно това е по-млад лед, образуван от изтичането на вода през пукнатини веднага след диференциацията преди около 4 милиарда години. Калисто е подобен на Ганимед, но няма признаци на разломи по повърхността му; всичко това е много старо и покрито с много кратери. Повърхността и на двата спътника е покрита с лед, осеян с реголитни скали. 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 нямат атмосфера, с изключение на разредения SO2 вулканичен газ на Йо. От дузината малки луни на Юпитер четири са по-близо до планетата от галилеевите; най-големият от тях, Амалтея, е обект с кратери с неправилна форма (размери 270*166*150 км). Тъмната му повърхност - много червена - може да е била покрита със сиво от Йо. Външните малки спътници на Юпитер се разделят на две групи в съответствие с техните орбити: 4 по-близки до планетата се въртят в предна (спрямо въртенето на планетата) посока, а 4 по-далечни - в обратна посока. Всички са малки и тъмни; те вероятно са били заловени от Юпитер сред астероидите от троянската група (вижте АСТЕРОИД).
Сатурн.Втората по големина планета гигант. Това е водородно-хелиева планета, но относителното изобилие на хелий в Сатурн е по-малко от това на Юпитер; отдолу и средната му плътност. Бързото въртене на Сатурн води до неговата голяма сплесканост (11%).
САТУРН и неговите луни, заснети по време на преминаването на космическата сонда Вояджър.
В телескоп дискът на Сатурн не изглежда толкова грандиозно, колкото Юпитер: 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 наподобява тази на Юпитер: има слой от водни облаци под облачния слой от амониев хидросулфат. В допълнение към водорода и хелия, CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 и PH3 са спектроскопски открити в атмосферата на Сатурн. По 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 генерира 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 планетарни радиуса. Те са лесно различими, когато се гледат през телескоп, а когато се изучават от близко разстояние, показват изключително разнообразие: от масивен B пръстен до тесен F пръстен, от спирални вълни на плътност до напълно неочакваните радиално удължени „спици“, открити от Вояджъри . Частиците, които изпълват пръстените на Сатурн, отразяват светлината много по-добре от материала на тъмните пръстени на Уран и Нептун; тяхното изследване 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. Пръстен B е доста плътен: радиосигналите от Вояджър почти не преминават през него. 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 C пръстен, който преди се наричаше креп пръстен. Близо до външния ръб на А пръстена има по-малко видима фисура на Encke. През 1859 г. Максуел заключава, че пръстените на Сатурн трябва да са съставени от отделни частици, обикалящи около планетата. В края на 19в това беше потвърдено от спектрални наблюдения, които показаха, че вътрешните части на пръстените се въртят по-бързо от външните. Тъй като пръстените лежат в равнината на екватора на планетата, което означава, че 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 празнината на Касини имаше поне пет пръстена. Подробният анализ показа, че пръстените са нехомогенни 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, за които досега не се е подозирало. Вероятно най-необичайният е най-тънкият пръстен F, открит през 1979 г. от Pioneer на разстояние 4000 км от външния ръб на пръстена A. 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 дължи на влиянието на два малки спътника (Прометей и Пандора), движещи се по външния и вътрешния ръб на този пръстен; те се наричат " пазачи". Не е изключено обаче наличието на още по-малки тела или временни натрупвания на материя вътре в самия пръстен F.
Сателити.Сатурн има поне 18 луни. Повечето вероятно са ледени. 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 повече или по-малко примеси на скали. Все още не е ясно дали съдържат метан и амонячен лед. По-високата плътност на титана (1,9 g/cm3) е резултат от неговата голяма маса, което води до компресия на червата. По диаметър и плътност Титан е много подобен на Ганимед; те вероятно имат същата вътрешна структура. 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 течният метан може да бъде на повърхността на Титан. 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 спътници 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 недрата 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 по неговата орбита. Много интересен е спътникът Япет, при който задното (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 материалът, изхвърлен под въздействието на метеоритни удари от повърхността на външния спътник на Сатурн Фийба, да попадне върху предното полукълбо на Япет. По принцип това е възможно, тъй като Фийби се движи по орбитата в обратна посока. Освен това повърхността на Фийби е доста тъмна, но все още няма точни данни за нея.
Уран.Уран е аквамарин и изглежда безизразен, защото горната му атмосфера е пълна с мъгла, през която сондата Вояджър 2, която прелетя близо до него през 1986 г., едва успя да види 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 половин година (42 земни години). Атмосферата на Уран съдържа предимно водород, 12-15% хелий и няколко други газове. Температурата на атмосферата 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 земното на повърхността, а оста му е наклонена към оста на въртене на планетата с 55 °. Малко се знае за вътрешната структура на 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 каменно ядро с радиус 7 000 км.
Пръстени.През 1976 г. са открити уникални пръстени на Уран, състоящи се от отделни тънки пръстени, най-широкият от които е с дебелина 100 km. Пръстените са разположени в диапазона от разстояния от 1,5 до 2,0 радиуса на планетата от нейния център. За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Уран са изградени от големи тъмни скали. Смята се, че малък спътник или дори два спътника се движат във всеки пръстен, както в пръстена F на Сатурн.
Сателити.Открити са 20 луни 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 голямо количество воден лед. Повърхностите на всички спътници са покрити с метеоритни кратери.
Нептун.Външно Нептун е подобен на Уран; неговият спектър също е доминиран от метанови и водородни ленти. Потокът от топлина от Нептун значително надвишава мощността на падащата върху него слънчева топлина, което показва съществуването вътрешен източникенергия. Може би голяма част от вътрешната топлина се освобождава 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 течения. Розовата повърхност на Тритон разкри невероятни геоложки подробности, включително мощни гейзери. Сателитът Proteus, открит от Voyager, се оказа по-голям от Nereid, открит 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 отстранява в афелий на 49,3 AU. Плутон премина перихелия през 1989 г.; 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 повърхностна температура на Плутон е 50 K, тя се променя 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 на преминаване на планетата през перихелия, но нейното налягане е 100 000 пъти по-малко от налягането на земната атмосфера. Плутон не може да задържи атмосфера за дълго, защото е по-малък от Луната. Спътникът на Плутон Харон отнема 6,4 дни, за да направи орбита близо до планетата. Неговата орбита е много силно наклонена към еклиптиката, така че затъмненията се случват само в редки епохи на преминаване на Земята 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. По отношение на размера на планетата Харон е много голям. Плутон-Харон често се нарича "двойна планета". По едно време Плутон беше смятан за "избягал" спътник на Нептун, но след откриването на Харон това изглежда малко вероятно.
ПЛАНЕТИ: СРАВНИТЕЛЕН АНАЛИЗ
Вътрешна структура.Обектите на Слънчевата система по отношение на тяхната 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 са загубили топлината, отделена по време на първичното натрупване, и са се охладили, като не са били достатъчно големи, за да се нагреят поради радиоактивния разпад, протичащ в тях. Планетите от земен тип са много разнообразни: от "железния" Меркурий до мистериозния ледена система Плутон - Харон. В допълнение към най-големите планети, Слънцето понякога се класифицира като газов гигант. Най-важният параметър, който определя състава на планетата, е средната плътност (общата маса, разделена на общия обем). Стойността му веднага показва какъв вид планета - "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 материята под действието 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 нейното екваториално издуване се измерва само на части от метър (при Земята - 21 км) и изобщо не може да каже 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 силна конвекция в нейната мантия. Повърхността на Земята е много по-млада от повърхностите на други тела в Слънчевата система. Причината за това е най-вече интензивната обработка на коровия материал в резултат на тектониката на плочите. Ерозията под действието 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 нейните големи възвишения и низини да бъдат линейни. Пример са планински вериги, които се издигат там, където се сблъскват две плочи; океански ровове, които маркират места, където една плоча преминава под друга (зони на субдукция); както и средноокеански хребети в онези места, където две плочи се разминават под действието на млада кора, излизаща от мантията (зона 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. Известни са ултраосновни включвания (ултраосновни, бедни на силикати и богати на Mg и Fe), съдържащи 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 от прибл. 200 км. Минералогичният състав на дълбоката мантия не е 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 предава напречни сеизмични вълни, следователно е течно. Въпреки това, на дълбочина от 5200 km, материята на ядрото отново започва да провежда напречни вълни, но с ниска скорост; това означава, че вътрешното ядро е частично "замразено". Плътността на ядрото е по-ниска от тази на чиста желязо-никелова течност, вероятно поради примеса на сяра. Една четвърт от повърхността на Марс е заета от хълма Тарсис, който се е издигнал със 7 км спрямо средния радиус на планетата. Именно на него се намират повечето вулкани, при образуването на които лавата се разпространява на голямо разстояние, което е типично за разтопени скали, богати на желязо. 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 джобове в мантията, така че вулканите отнемат много време, за да растат на едно място . Марс няма магнитно поле и не е открита сеизмична активност. В почвата му имаше много железни оксиди, което показва слаба диференциация на вътрешността.
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 нововъзникваща планета метеоритната бомбардировка е основният източник на топлина; тогава топлината се отделя по време на диференциацията на вътрешността, когато най-плътните компоненти, като желязо и никел, се установяват към центъра и образуват ядрото. Юпитер, Сатурн и Нептун (но не и Уран по някаква причина) все още излъчват топлината, която са натрупали, когато са се образували 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 в малки количества в първоначалния хондритен (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 топлинния поток, доставян локално. Може да изглежда странно да се каже, че вътрешността на земните планети е покрита с конвекция, подобно на течност. Не знаем ли, че според сеизмологичните данни в земната мантия се разпространяват напречни вълни и следователно мантията не се състои от течност, а от твърди скали? Но нека вземем обикновена стъклена замазка: при бавен натиск тя се държи като вискозна течност, при рязък натиск - като еластично тяло, а при удар - като камък. Това означава, че за да разберем как се държи материята, трябва да вземем предвид в какъв времеви мащаб се случват процесите. Напречните сеизмични вълни преминават през земните недра за минути. В геоложка времева скала, измерена в 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 предишната си форма, която е имала преди последното заледяване, приключило преди 10 000 години. Изучавайки възрастта на повдигнатите 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 в същото време 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 в гигантските планети, но е много трудно експериментално да се изследва конвекцията във въртяща се сфера с централно привличане. Досега най-точните експерименти от този вид са извършени в микрогравитация в околоземна орбита. Тези експерименти, заедно с теоретични изчисления и числени модели, показаха, че конвекцията възниква в тръби, опънати по оста на въртене на планетата и огънати в съответствие с нейната сферичност. Такива конвективни клетки се наричат "банани" поради тяхната форма. Налягането на планетите газови гиганти варира от 1 бар на нивото на върховете на облаците до около 50 Mbar в центъра. Следователно основният им компонент - водородът - се намира 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 планетата носи важна информация за движението на нейната вътрешност. Това е магнитното поле, което задава референтната рамка, в която се измерва скоростта на вятъра в облачната атмосфера на гигантската планета; това показва, че в течното метално 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 изключителен интензитет, 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 техните центрове; това показва, че техният магнетизъм произхожда от мантиите, а не от ядрата. Спътниците на Юпитер Йо, Европа и Ганимед имат свои собствени магнитни полета, докато Калисто не. Остатъчен магнетизъм, открит в Луната.
атмосфера. Слънцето, осем от деветте планети и три от шестдесет и трите спътника имат атмосфера. Всяка атмосфера има свой собствен специален химичен състав и поведение, наречено "време". Атмосферите се разделят на две групи: за планетите от земния тип плътната повърхност на континентите или океана определя условията на долната граница на атмосферата, а за газовите гиганти атмосферата е практически бездънна. За земните планети тънък (0,1 km) слой от атмосферата близо 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. Близо до повърхността молекулярният вискозитет има тенденция да „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 отдолу въздухът се нагрява от топла повърхност, става по-лек и плува; докато се издига в области 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 до тропопаузата (гръцки "тропо" - завой, "пауза" - прекратяване), ограничавайки долния слой на атмосферата, наречен тропосфера. Именно тук се случват промените, които наричаме време. Близо до Земята тропопаузата преминава на височини 8-18 km; на екватора е с 10 км по-високо, отколкото на полюсите. Поради експоненциалното намаляване на плътността с височината, 80% от масата на земната атмосфера е затворена в тропосферата. Освен това съдържа почти цялата водна пара, а оттам и облаците, които създават времето. На Венера въглеродният диоксид и водните пари, заедно със сярната киселина и серния диоксид, абсорбират почти цялата инфрачервена радиация, излъчвана 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 водната пара и въглеродният 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 с повърхностните скали. Долната атмосфера на Венера е обогатена със серен диоксид, така че в нея има плътен слой от облаци от сярна киселина на височини от 50 до 80 km. Малко количество вещества, съдържащи сяра, също се намират в земна атмосфера особено след мощни вулканични изригвания. Сярата не е регистрирана в атмосферата на Марс, следователно нейните вулкани са неактивни в настоящата епоха. На Земята стабилното понижение на температурата с височина в тропосферата се променя над тропопаузата до повишаване на температурата с височина. Следователно има изключително стабилен слой, наречен стратосфера (лат. stratum – пласт, настилка). Наличието на постоянни тънки аерозолни слоеве и продължителният престой там на радиоактивни елементи от ядрени експлозии са пряко доказателство за липсата на смесване в стратосферата. В земната стратосфера температурата продължава да се повишава с височина до стратопаузата, преминавайки на надморска височина от ок. 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 км почти целият му се превръща в топлина. Химията на стратосферата е сложна. Озонът се образува главно над екваториалните региони, но най-високата му концентрация се намира над полюсите; това показва, че съдържанието на озон се влияе не само от химията, но и от динамиката на атмосферата. Марс също има по-високи концентрации на озон над полюсите, особено над зимния полюс. Сухата атмосфера на Марс има относително малко хидроксилни радикали (OH), които разрушават озона. Температурните профили на атмосферите на гигантските планети се определят от наземни наблюдения на планетарни окултации 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 забавяне и бързо падане на праховите частици. Тъй като все още има прахови ленти в пръстените на Уран, трябва да има източник на прах там. Въпреки че температурната структура на тропосферата и стратосферата в атмосферите на различни планети има много общи черти, техният химичен състав е много различен. Атмосферите на Венера и Марс са предимно въглероден диоксид, но представляват два екстремни примера за атмосферна еволюция: Венера има плътна и гореща атмосфера, докато Марс има студена и разредена. Важно е да се разбере дали земната атмосфера в крайна сметка ще дойде в един от тези два типа и дали тези три атмосфери винаги са били толкова различни. Съдбата на първоначалната вода на планетата може да се определи чрез измерване на съдържанието на деутерий по отношение на лекия изотоп на водорода: съотношението D / H налага ограничение на 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 в началото това съотношение е било еднакво на Земята и Венера и водните запаси на Венера не са били попълнени по време на нейната еволюция, тогава стократно увеличение на съотношението D / H на Венера означава, че веднъж 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 кондензира вода на повърхността й. Ако водата винаги е изпълвала атмосферата под формата на пара, тогава фотодисоциацията на водните молекули е довела до освобождаването на водород, чийто лек изотоп е излязъл от атмосферата в космоса, а останалата вода е обогатена с деутерий. Голям интерес представлява силната разлика между атмосферите на Земята и Венера. Смята се, че съвременните атмосфери на планетите от земния тип са се образували в резултат на дегазация на недрата; в този случай се отделят главно водни пари и въглероден диоксид. На Земята водата е концентрирана в океана, а въглеродният диоксид е свързан в седиментни скали. Но Венера е по-близо до Слънцето, там е горещо и няма живот; така че въглеродният диоксид остава в атмосферата. Водните пари под действието на слънчевата светлина се дисоциират на водород и кислород; водородът избяга в космоса (земната атмосфера също бързо губи водород), а кислородът се оказа свързан 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 температурата може да бъде малко над нормалната точка на замръзване на водата, но ниското атмосферно налягане не позволява водата на повърхността на Марс да бъде в течно състояние: ледът веднага се превръща в пара. На Марс обаче има няколко каньона, които приличат на пресъхнали речни корита. Някои от тях изглеждат прорязани от краткотрайни, но катастрофално мощни водни течения, докато други показват дълбоки дерета и широка мрежа от долини, което показва вероятното дългосрочно съществуване на низинни реки в ранните периоди от историята на Марс. Има и морфологични индикации, че старите кратери на Марс са унищожени от ерозия много повече от младите и това е възможно само ако атмосферата на Марс е била много по-плътна от 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 разглеждат 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 намаляването на полярните шапки водят до колебания на налягането в атмосферата на Марс с 20% (например в кабините на стари реактивни лайнери спадовете на налягането по време на излитане и кацане също бяха около 20%). Космически снимки на марсианските полярни шапки показват невероятни спирални модели и стъпаловидни тераси, които сондата Mars Polar Lander (1999) трябваше да изследва, но претърпя неуспешно кацане. Не е известно точно защо налягането на марсианската атмосфера е спаднало толкова много, вероятно от няколко бара през първите милиарди години до 7 mbar 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 въглеродното съдържание в земната атмосфера. Около 60 бара въглерод сега е свързан 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 няма. Онези, които гледат Сатурн за първи път през телескоп, често възкликват: „Е, точно като на снимката!“, Виждайки неговите удивително ярки и ясни пръстени. Пръстените на останалите планети обаче са почти невидими в телескоп. Бледият пръстен на Юпитер изпитва мистериозно взаимодействие с магнитното си поле. Уран и Нептун са заобиколени от по няколко тънки пръстена; структурата на тези пръстени отразява тяхното резонансно взаимодействие с близките спътници. Трите пръстеновидни дъги на Нептун са особено интригуващи за изследователите, тъй като те са ясно ограничени както в радиална, така и в азимутална посока. Голяма изненада беше откриването на тесните пръстени на Уран по време на наблюдението на неговото покритие на звезда през 1977 г. Факт е, че има много явления, които биха могли забележимо да разширят тесните пръстени само за няколко десетилетия: 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 да се изясни разпределението на масата в рамките на планетата. Тези, на които им се е налагало да карат 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, като се наблюдават от Земята, т.е. от страната на слънцето. Но всеки път, когато космическата сонда прелетя покрай външната планета и „погледна“ назад, получавахме изображения на пръстените в пропусната светлина. В такива изображения на Уран и Нептун са открити неизвестни досега прахови пръстени, които са много по-широки от тесните пръстени, известни отдавна. Въртящите се дискове са най-важната тема на съвременната астрофизика. Много динамични теории, разработени, за да обяснят структурата на галактиките, могат също да се използват за изследване на планетарни пръстени. Така пръстените на Сатурн се превърнаха в обект за проверка на теорията за самогравитиращите дискове. Свойството на собствената гравитация на тези пръстени се показва от наличието както на спирални вълни на плътност, така и на спирални вълни на огъване в тях, които се виждат на подробните 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 външния дял на Касини. За произхода на пръстените са направени много предположения. 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 от планетата. В зоната на Рош разпръснатите частици не могат да образуват спътник на планетата. Може би веществото на пръстените е останало "непотърсено" 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 цялото вещество на пръстените на Сатурн, получавате тяло с радиус от ок. 200 км. В пръстените на други 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 възприеха името „астероид“, защото в телескоп изглеждат като бледи звезди (астер на гръцки означава „звезда“). Първоначално те смятаха, че това са фрагменти от голяма планета, която някога е съществувала, но след това стана ясно, че астероидите никога не са образували едно тяло; най-вероятно това вещество не може да се обедини в планета поради влиянието на Юпитер. Според оценките 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 елементи на орбитите на повече от 8000 астероида от 33 000 открити до момента. Има най-малко двеста астероида с радиус над 50 км и около хиляда - 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 методи на адаптивна оптика, за да се разграничат детайлите 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 любопитни орбити. И 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 пасват или пресичат орбитата на Марс; сред тях 433 Ерос. Астероидите от групата на Аполо пресичат орбитата на Земята; сред тях 1533 Икар, най-близо до Слънцето. Очевидно рано или късно тези астероиди изпитват опасно приближаване към планетите, което завършва със сблъсък или сериозна промяна в орбитата. И накрая, астероидите от групата на Атон наскоро бяха отделени като специален клас, чиито орбити лежат почти изцяло в орбитата на Земята. Всички те са много малки. Яркостта на много астероиди се променя периодично, което е естествено за въртящите се неправилни тела. Периодите им на въртене са в диапазона от 2,3 до 80 часа и са средно близо 9 часа.Астероидите дължат неправилната си форма на множество взаимни сблъсъци. Примери за екзотична форма са 433 Ерос и 643 Хектор, при които съотношението на дължините на осите достига 2,5. Всичко в миналото вътрешна част Слънчевата система вероятно е била подобна на главния астероиден пояс. Юпитер, разположен близо до този пояс, силно смущава движението на астероидите с привличането си, увеличавайки скоростта им и водейки до сблъсък, а това по-често ги унищожава, отколкото 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, е възможно да научим много за състава на тяхната повърхност. Повечето астероиди, въз основа на тяхната отразяваща способност и цвят, се разпределят в три групи, подобни на метеоритните групи: астероидите от тип C имат тъмна повърхност като въглеродните хондрити (вижте Метеорити по-долу), тип S е по-ярък и по-червен, а тип M е подобен на желязо -никелови метеорити. Например 1 Церера изглежда като въглеродни хондрити, а 4 Веста прилича на базалтов евкрит. 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 удара на метеорити - все пак 20-километров астероид има гравитация 10-3 g, а скоростта на напускане на повърхността е само 10 m/s. В допълнение към цвета, вече е известно, че много характерни инфрачервени и ултравиолетови спектрални линии 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, който сега съдържа други астероиди. От голямата група C-астероиди впоследствие се разграничават класове B, F и G. Съвременната класификация включва 14 вида астероиди, обозначени (в низходящ ред на броя 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, C-астероидите са най-многобройният тип. От сравнение на спектрите на астероиди от различни видове със спектрите на чисти минерали се формират три големи групи: примитивни (C, D, P, Q), метаморфни (F, G, B, T) и магмени (S, M, E, A, V, R). Повърхността на примитивните астероиди е богата на въглерод и вода; метаморфните съдържат по-малко вода и летливи вещества от примитивните; магмените са покрити със сложни минерали, вероятно образувани от стопилката. Вътрешната област на главния астероиден пояс е богато населена с магмени астероиди, метаморфните астероиди преобладават в средната част на пояса, а примитивните астероиди преобладават в периферията. Това показва, че по време на формирането на Слънчевата система е имало рязък температурен градиент в астероидния пояс. Класификацията на астероидите въз основа на техните спектри групира телата според техния повърхностен състав. Но ако вземем предвид елементите на техните орбити (полу-голямата ос, ексцентричност, наклон), тогава се разграничават динамичните семейства на астероидите, описани за първи път от К. Хираяма през 1918 г. Най-населените от тях са семействата на Темида, Еос и Корониди. Вероятно всяко семейство е рояк от фрагменти от сравнително скорошен сблъсък. Систематичното изследване на Слънчевата система ни кара да разберем, че големите сблъсъци са по-скоро правило, отколкото изключение и че Земята също не е имунизирана срещу тях.
метеорити. Метеороидът е малко тяло, което се върти около слънцето. Метеорът е метеороид, който е влязъл в атмосферата на планетата и се е нажежил до блясък. И ако остатъкът му падне на повърхността на планетата, той се нарича метеорит. Един метеорит се счита за "паднал", ако има очевидци, които са наблюдавали полета му в атмосферата; в противен случай се нарича "намерено". Има много повече "намерени" метеорити, отколкото "паднали". Често те 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, където вече са открити хиляди метеорити, са отлично място за тяхното търсене. За първи път метеорит в Антарктика е открит през 1969 г. от група японски геолози, които са изучавали ледниците. Те откриха 9 фрагмента, разположени един до друг, но принадлежащи на четири различни вида метеорити. Оказа се, че метеорити, паднали върху леда на различни места, се събират там, където спират ледените полета, движещи се със скорост няколко метра годишно, почивайки върху 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 лесно се различава 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 беше установено, че някои метеорити, съдържащи бели фрагменти, вградени в по-тъмна основна скала, са 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. Включенията на метеорита Allende, богати на калций и алуминий, които са първите, които се кондензират поради високата си точка на кипене, имат възраст, измерена от 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 върху тях. Чрез изследване на щетите, причинени от космическите лъчи, можем да кажем колко дълго метеоритът е престоял в орбита, преди да попадне под защитата на земната атмосфера. Пряка 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 изобилно от метеоритите по време на охлаждането им, както и литий, който е бил частично „изгорял“ на Слънцето при ядрени реакции. Термините "слънчев състав" и "хондритен състав" се използват взаимозаменяемо в описанието на "рецептата за слънчева материя", спомената по-горе. Каменните метеорити, чийто състав се различава от слънчевия, се наричат ахондрити.
Малки парчета.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 състои в това, че натискът на слънчевата светлина върху движеща се частица не е насочен точно по линията Слънце-частица, а в резултат на светлинна аберация тя се отклонява назад и следователно забавя движението на частицата). Падането на малки частици върху Слънцето се компенсира от тяхното постоянно възпроизвеждане, така че в равнината на еклиптиката винаги има натрупване на прах, който разпръсква слънчевите лъчи. В най-тъмните нощи се вижда като 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 преминава във фалшива корона (F-корона, от false - фалшива), която се вижда само по време на пълно затъмнение. С увеличаване на ъгловото разстояние от Слънцето яркостта на зодиакалната светлина бързо намалява, но в антисоларната точка на еклиптиката отново се увеличава, 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 движението им 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, има много метеори около 12 август всяка година, когато Земята пресича потока Персеиди, свързан с частици, изгубени от кометата 1862 III. Друг дъжд - Ориониди - в района на 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 бъдат изгорени; такива микрометеорити се събират за лабораторен анализ. Ако частици с размери от няколко сантиметра или повече се състоят от достатъчно 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 (всъщност те са съставени от сплав от желязо и никел). Метеоритите се считат за фрагменти от астероиди. Железни метеорити някога са били в състава на ядрата на тези тела, унищожени от сблъсъци. Възможно е някои хлабави и летливи метеорити да са произлезли от комети, но това е малко вероятно; най-вероятно големи частици от комети изгарят в атмосферата и остават 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 идват от далечната периферия на Слънчевата система и за кратко време се превръщат в изключително зрелищни светила; по това време те привличат общото внимание, но голяма част от природата им все още е неясна. Нова комета обикновено се появява неочаквано и затова е почти невъзможно да се подготви космическа сонда, която да я посрещне. Разбира се, можете бавно да подготвите и изпратите сонда, която да се срещне с една от стотиците периодични комети, чиито орбити са добре известни; но всички тези комети, които многократно са се приближавали до Слънцето, вече са остарели, почти напълно са загубили своите летливи вещества и са станали бледи и неактивни. Само една периодична комета все още е активна - кометата на Халей. Нейните 30 появявания са редовно записвани от 240 г. пр.н.е. и наименува кометата в чест на астронома Е. Халей, който предсказа появата й през 1758 г. Кометата на Халей има орбитален период от 76 години, перихелийно разстояние от 0,59 AU. и афелий 35 AU Когато през март 1986 г. пресече равнината на еклиптиката, армада от космически кораби с петдесет научни инструмента се втурнаха да го посрещнат. Особено важни резултати са получени от две съветски сонди "Вега" и европейската "Джото", които за първи път предават изображения на кометно ядро. Те показват много неравна повърхност, покрита с кратери, и две газови струи, бликащи от слънчевата страна на ядрото. Ядрото на Халеевата комета беше по-голямо от очакваното; нейната повърхност, която отразява само 4% от падащата светлина, е една от най-тъмните в Слънчевата система.
На година се наблюдават около десет комети, от които само една трета са открити по-рано. Често се класифицират според продължителността на орбиталния период: краткопериодични (3 ДРУГИ ПЛАНЕТНИ СИСТЕМИ
От съвременните възгледи за образуването на звездите следва, че раждането на звезда от слънчев тип трябва да бъде придружено от образуването на планетарна система. Дори ако това се отнася само за звезди, които са напълно подобни на Слънцето (т.е. единични звезди от спектрален клас G), тогава в този случай поне 1% от звездите в Галактиката (а това е около 1 милиард звезди) трябва имат планетарни системи. По-подробен анализ показва, че всички звезди могат да имат планети, по-хладни от спектралния тип F, дори тези, включени в двойните 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 нейната радиална скорост да се променя периодично, което може да се измери от 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 от тях (Gliese 876) само 15 St. години. Два радиопулсара (PSR 1257+12 и PSR B1628-26) също имат системи от планети с маса от порядъка на тази на Земята. Все още не е възможно да се забележат толкова леки планети в нормални звезди с помощта на оптична технология. Около всяка звезда можете да посочите екосферата, в която повърхностната температура на планетата позволява съществуването на течна вода. Слънчевата екосфера се простира от 0,8 до 1,1 AU. Той съдържа Земята, но Венера (0,72 AU) и Марс (1,52 AU) не падат. Вероятно във всяка планетна система в екосферата попадат 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 трите закона на И. Кеплер (1571-1630), които той извежда от наблюдения: 1) Планетите се движат по елипси, в един от фокусите на които е Слънцето. 2) Радиус-векторът, свързващ Слънцето и планетата, замита равни площи за равни интервали от време от орбитата 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 пряката пропорционалност на Хук (който описва еластичността на извори). Забележително свойство на слънчевата система е, че масата на централната звезда е много по-голяма от масата на която и да е от планетите, така че 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 за движението на повече от две тела, наричан най-общо "проблем с N-тела", е много по-труден поради хаотичното им движение по незатворени орбити. Тази произволност на орбитите е фундаментално важна и дава възможност да се разбере например как метеоритите стигат от астероидния пояс до 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 периодът на тяхната революция около Слънцето би бил кратен на периода на революция на Юпитер. Двата най-големи люка на Kirkwood попадат в пропорции 3:1 и 2:1. Въпреки това, близо до съизмеримостта 3:2, има излишък от астероиди, групирани според тази характеристика в групата Gilda. Има и излишък от астероиди от троянската група при съизмеримост 1:1, движещи се в орбитата на Юпитер на 60° пред и 60° зад него. Ситуацията с троянците е ясна - те са заловени в близост до стабилните точки на Лагранж (L4 и L5) в орбитата на Юпитер, но как да обясним люковете Kirkwood и групата Gilda? Ако имаше само щриховки върху съизмерванията, тогава можеше да се приеме простото обяснение, предложено от самия Къркууд, че астероидите се изхвърлят от резонансните 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 астероидните фрагменти, които попадат в този регион, променят своите орбити от кръгли към удължени елиптични, като редовно ги довеждат до централната част на Слънчевата система. В такива орбити, които пресичат планетарни пътеки, метеороидите не живеят дълго (само няколко милиона години), преди да се разбият в Марс или Земята, и с малък пропуск биват 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, чиято аксиална ротация и орбитална циркулация са в резонансно отношение 3:2. Но не всички тела се държат толкова просто: например в несферичния Хиперион, под влиянието на привличането на Сатурн, оста на въртене произволно 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 гравитационната сила зависи от разстоянието, различни части от тялото на спътника, отдалечени от планетата на различни разстояния, се привличат към него по различни начини; същото важи и за привличането, действащо от страната на спътника на планетата. Тази разлика в силите причинява приливите и отливите на морето 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), се нарича резонанс на Лаплас. Само няколко дни преди приближаването на Вояджър 1 до Юпитер, на 2 март 1979 г., астрономите Пийл, Касен и Рейнолдс публикуваха „Топене на приливното разсейване на Йо“, което прогнозира активен вулканизъм на този спътник поради водещата му роля в поддържането на 4:2: 1 резонанс. Вояджър 1 наистина откри активни вулкани на Йо, толкова мощни, че на изображенията на повърхността на спътника не се вижда нито един метеоритен кратер: повърхността му се покрива с изригвания толкова бързо.
ФОРМИРАНЕ НА СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА
Въпросът как се е образувала слънчевата система е може би най-трудният в планетарната наука. За да отговорим на него, все още разполагаме с малко данни, които биха помогнали да се възстановят сложните физични и химични процеси, протекли в онази далечна епоха. Една теория 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 е естествено образуван от компресията на самогравитираща система със запазване на ъгловия импулс и последващото увеличаване на ъгловата скорост. (Ъгловият импулс или импулсът на една планета е произведението на нейната маса, умножено по разстоянието от Слънцето и нейната орбитална скорост. Импулсът на Слънцето се определя от аксиалното му въртене и е приблизително равен на произведението на неговата маса, умножено по неговата радиус, умножен по скоростта му на въртене; аксиалните моменти на планетите са незначителни.) Слънцето съдържа в себе си 99% от масата на Слънчевата система, но само прибл. 1% от нейния ъглов момент. Теорията трябва да обясни защо по-голямата част от масата на системата е концентрирана в Слънцето, а по-голямата част от ъгловия момент е във външните планети. Наличните теоретични модели за формирането на Слънчевата система показват, че първоначално Слънцето се е въртяло много по-бързо, отколкото сега. Тогава ъгловият импулс от младото Слънце беше прехвърлен към външните части на Слънчевата система; астрономите смятат, че гравитационните и магнитните сили забавят въртенето на Слънцето и ускоряват движението на планетите. От два века е известно приблизително правило за правилното разпределение на планетарните разстояния от Слънцето (правилото на Тициус-Боде), но няма обяснение за него. В системите от спътници на външните планети могат да се проследят същите закономерности, както в планетната система като цяло; вероятно процесите на тяхното формиране са имали много общо.
Вижте същоЗАКОН БОДЕ.
Химичен състав.В Слънчевата система има силен градиент (разлика) на химичния състав: планетите и спътниците в близост до Слънцето са направени от огнеупорни материали, а в състава на далечните тела има 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 протопланетния облак е бил близък до състава на междузвездната среда и Слънцето: по отношение на масата до 75% водород, до 25% хелий и по-малко от 1% на всички останали 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 средната им 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 все още не е ясен.
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 в процеса на колапс на междузвездния облак, който е родил Слънчевата система, в него са попаднали продуктите на експлозията на близка супернова.
Вижте същоИЗОТОП ; 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 експлозии на свръхнови могат да компресират междузвездната материя и да стимулират облаците да се разпаднат в звезди.
Вижте същоГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС. Преди млада звезда да достигне стабилно състояние, тя преминава през етап на гравитационно свиване 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 масите им са 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 в ултравиолетовото и рентгеновото лъчение. Много от тях имат мощно инфрачервено лъчение и спектрални линии от силиций - това показва, че звездите са заобиколени от облаци прах. И накрая, звездите T Телец имат мощни звездни ветрове. Смята се, че в ранния период от своята еволюция Слънцето също е преминало през етапа на Т Телец и че именно през този период летливите елементи са били изтласкани от вътрешните региони на Слънчевата система. Някои образуващи се звезди с умерена маса показват силно увеличение на яркостта и изхвърляне на черупки за по-малко от година. Такива явления се наричат FU изригвания на Орион. Поне веднъж подобно избухване е преживяла звезда от T Телец. Смята се, че повечето млади звезди преминават през етап на FU Orionic изригване. Мнозина виждат причината за избухването във факта, че от време на време скоростта на натрупване на материя върху младата звезда от заобикалящия я газово-прахов диск се увеличава. Ако Слънцето също е претърпяло едно или повече изригвания от орионски FU тип в началото на своята еволюция, това трябва да е имало силен ефект върху летливите вещества в централната слънчева система. Наблюденията и изчисленията показват, че винаги има остатъци от протозвездна материя в близост до формираща се звезда. Може да образува 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 възникването 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 Буфон (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) струя материя, от която са се образували планетите. Тази идея се сблъсква с много физически проблеми; например, горещата материя, изхвърлена от звезда, трябва да бъде изпръскана, а не кондензирана. 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 материала на бъдещата планетарна система, летейки през плътен междузвезден облак. Наистина младите звезди обикновено се намират близо до големи междузвездни облаци. Но в рамките на теорията за акрецията е трудно да се обясни градиентът на химичния състав в планетарната система. Небуларната хипотеза, предложена от Кант в края на 18 век, е най-развитата и общоприета сега. Основната му идея е, че Слънцето и планетите са се образували едновременно от един въртящ се облак. Свивайки се, той се превърнал в диск, в центъра на който се образувало Слънцето, а по периферията – планетите. Имайте предвид, че тази идея се различава от хипотезата на Лаплас, според която Слънцето първо се е образувало от облак, а след това, докато е било компресирано, центробежната сила е откъснала газови пръстени 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-успешен съвременна версиянебуларната теория е създадена от А. Камерън и колеги. В техния модел протопланетната мъглявина е около два пъти по-масивна от настоящата планетарна система. През първите 100 милиона години формиращото се Слънце активно изхвърля материя от него. Такова поведение е характерно за младите звезди, които се наричат звезди T Телец по името на прототипа. Разпределението на налягането и температурата на материята на мъглявината в модела на Камерън е в добро съответствие с градиента на химичния състав на слънчевата система. По този начин е най-вероятно Слънцето и планетите да 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 придружава ранната еволюция на всички звезди като Слънцето.
Растеж на планетата.Има много сценарии за растеж на планетите. Може би планетите са се образували в резултат на случайни сблъсъци и слепване на малки тела, наречени планетезимали. Но може би малките тела са се обединили в по-големи веднага в големи групи в резултат на гравитационна нестабилност. Не е ясно дали планетите са се натрупали в газова или безгазова среда. В газова мъглявина спадовете на температурата се изглаждат, но когато част от газа се кондензира в прахови частици, 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 на кондензация на газ в прахови частици, натрупване на прахови зърна в планетезимали и натрупване 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 съществува сега. Появата на космическите технологии направи възможно започването на директно тестване на тази хипотеза. Меркурий беше твърде горещ и лишен от атмосфера и вода. Венера също е много гореща - на повърхността й е разтопено олово. Възможността за живот в горния облачен слой на Венера, където условията са много по-меки, не е нищо повече от фантазия. Луната и астероидите изглеждат напълно стерилни. На Марс се възлагаха големи надежди. Гледани през телескоп преди 100 години, системи от тънки прави линии - "канали" - тогава дадоха основание да се говори за изкуствени напоителни съоръжения 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 блоковете за кацане на 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, тъй като подробните изображения на планетата показват следи от водна ерозия, напомнящи дерета и сухи речни корита. Дългосрочните промени в марсианския климат могат да бъдат свързани с промяна 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 някога да е съществувал живот на Марс. На този въпрос ще можем да отговорим само след подробно изследване на пробите от марсианска почва. Но доставката им до 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, тъй като първите от тях са открити в близост до селищата Шерготи (Шерготи, Индия), Накла (Накла, Египет) и Шассини (Шассиньоа, Франция). Метеоритът ALH 84001, открит в Антарктика, е много по-стар от останалите и съдържа полициклични ароматни въглеводороди, вероятно от биологичен произход. Смята се, че той е дошъл на Земята от Марс, тъй като съотношението на изотопите на кислорода в него не е същото като в земните скали или не-SNC метеорити, а същото като в метеорита EETA 79001, който съдържа стъкла с включвания на мехурчета , в който съставът на благородните газове е различен от земния, но съответства на атмосферата на Марс. Въпреки че в атмосферата на гигантските планети има много органични молекули, трудно е да се повярва, че при липса на твърда повърхност там може 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 продуктите на синтеза. Вярно е, че температурата на тази повърхност (90 K) е по-подходяща за втечняване на кислород. Следователно вниманието на биолозите е по-привлечено от луната на Юпитер Европа, макар и лишена от атмосфера, но очевидно има океан от течна вода под ледената си повърхност. Някои комети почти със сигурност съдържат сложни органични молекули, датиращи от формирането на Слънчевата система. Но е трудно да си представим живот на комета. И така, докато имаме доказателства, че животът в Слънчевата система съществува някъде извън Земята. Човек може да зададе въпроси: 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, може ли космическият кораб "Галилео" да е открил живот и интелект на Земята, когато е прелетял покрай нея два пъти в гравитационни маневри? На изображенията на Земята, предадени от сондата, не беше възможно да се забележат признаци на интелигентен живот, но сигналите на 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 издават присъствието на техническа цивилизация на Земята. И как се проявява неразумният живот? Телевизионната камера "Галилео" направи изображения на Земята в шест тесни спектрални ленти. Във филтрите 0,73 и 0,76 µm някои участъци от земята 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 със сигурност, 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 в състояние да открият 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.
Географски речник
Слънчевата система се състои от Слънцето, девет планети, шестдесет и шест спътника на планетите, голям брой малки тела (комети и астероиди) и междупланетната среда. Вътрешната слънчева система включва Слънцето, Меркурий, Венера, Земята и Марс:
Планетите във външната слънчева система включват Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон:
Орбитите на планетите са елиптични със Слънцето във фокус, с изключение на Меркурий и Плутон, чиито орбити са почти кръгли. Орбитите на всички планети лежат повече или по-малко в една и съща равнина, наречена еклиптика, и се определя от равнината на орбитата на Земята. Еклиптиката е наклонена на около 7 градуса спрямо равнината на екватора на Слънцето. Орбитата на Плутон се отклонява най-много от равнината на еклиптиката - със 17 градуса.
Фигурата по-долу показва относителните размери на орбитите на девет планети от точка малко над еклиптиката. Всички планети обикалят около Слънцето в една и съща посока (обратно на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на Слънцето); всички освен Венера, Уран и Плутон също се въртят в същата посока.
Един от начините да си представим относителния размер на слънчевата система е да си представим модел, в който всичко е намалено по размер с фактор един милиард. В този случай диаметърът на земното кълбо ще бъде приблизително 1,3 см (размера на грозде). В същото време Луната обикаля около Земята на разстояние около 30 см. Диаметърът на Слънцето е 1,5 метра, а разстоянието от него до Земята е 150 метра. Диаметърът на Юпитер е 15 см (колкото голям грейпфрут), разстоянието до Слънцето е 750 метра. Сатурн е с размерите на портокал – на 1,5 км от Слънцето; Уран и Нептун (лимони) - 3 и 4,5 км от Слънцето. Човек в този мащаб би бил с размерите на атом; най-близката звезда ще бъде на повече от 40 000 км от нас.
Множество малки тела не са показани на горните фигури: спътници на планети; голям брой астероиди (малки скалисти тела), движещи се в орбита около Слънцето, предимно между Марс и Юпитер, и комети (малки ледени тела), движещи се в силно удължени орбити, произволно ориентирани към равнината на еклиптиката. С малки изключения, орбитите на спътниците на планетите, както и самите планети, са разположени приблизително в равнината на еклиптиката, но това не се отнася за кометите и астероидите.
Класификация
Класификацията на тези обекти предизвиква малко спорове. Традиционно Слънчевата система е разделена на планети (големи тела, обикалящи около Слънцето), техните спътници (така наречените луни - обекти с различни размери, обикалящи около планетите), астероиди (малки плътни обекти, обикалящи около Слънцето) и комети (малки ледени обекти със силно ексцентрични орбити). За съжаление, слънчевата система се оказа по-сложна, отколкото може да се предположи:
Има няколко луни, по-големи от Плутон и две по-големи от Меркурий;
Има няколко малки луни, които вероятно са уловени астероиди;
Кометите понякога се изчерпват и стават неразличими от астероидите;
Обекти от пояса на Кайпер и други като Хирон не се вписват съвсем в тази схема;
Системите Земя/Луна и Плутон/Харон понякога се наричат „двойни планети”.
Други класификации, като тези, базирани на химичния състав, обикновено включват твърде много класове или позволяват твърде много изключения. Освен това много от телата са уникални. Съвременното познание просто не е достатъчно, за да се установят точни и ясни категории. Ще използваме стандартната класификация. И така, деветте тела, традиционно наричани планети, често се класифицират допълнително по няколко начина:
по състав:
Земни или скалисти планети:
Меркурий, Венера, Земя и Марс: Земните планети са съставени предимно от скала (скала) и метал и имат относително висока плътност, бавно въртене, твърди повърхности, малко сателити и нямат пръстени.
Газови планети:
Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун: Тези планети са съставени предимно от водород и хелий и обикновено имат ниска плътност, бързо въртене, дълбоки атмосфери, пръстени и голям брой спътници.
до размер:
Малки планети: Меркурий, Венера, Земя, Марс и Плутон. Диаметърът им е не повече от 13 000 км.
Гигантски планети:
Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Планетите гиганти са с диаметър над 48 000 км.
Меркурий и Плутон понякога се наричат малки планети (да не се бъркат с „малки планети“, което е официалният термин за астероиди).
Гигантските планети понякога се наричат още газови гиганти.
по местоположение спрямо слънцето:
Вътрешни планети:
Меркурий, Венера, Земя и Марс.
Външни планети:
Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон.
Астероидният пояс между Марс и Юпитер формира границата между вътрешната и външната слънчева система.
по местоположение спрямо земята:
Долни планети:
Меркурий и Венера. Те са разположени по-близо до Слънцето, отколкото до Земята;
Тези планети имат фази, подобни на тези на Луната.
Висши планети:
Винаги се вижда изцяло.
от историческа гледна точка:
Класически планети:
Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн.
познат от праисторически времена; видими с просто око. Съвременни планети:
Уран, Нептун и Плутон.
открити в наше време; видими само през телескоп.
Предполага се, че планетите са възникнали едновременно (или почти едновременно) преди 4,6 милиарда години от газово-прахова мъглявина, която е имала формата на диск, в центъра на който се е намирало младото Слънце. Тази протопланетна мъглявина се е образувала, очевидно, заедно със Слънцето от междузвездна материя, чиято плътност надвишава критичната граница. Според някои доклади (наличието на специфични изотопи в метеоритите) такова уплътняване е настъпило в резултат на сравнително близка експлозия на супернова.
От повърхността до ядрото: осем пътешествия през недрата на планетите от Слънчевата система.
Осем планети от нашата слънчева система обикновено се разделят на вътрешни (Меркурий, Венера, Земя, Марс), разположени по-близо до звездата, и външни (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Те се различават не само по разстоянието до Слънцето, но и по редица други характеристики. Вътрешните планети са плътни и скалисти, малки по размер; външните са газови гиганти. Интериорът има малко или никакви естествени спътници; външните имат десетки от тях, а Сатурн също има пръстени.
Сравнителни размери на планетите (отляво надясно: Меркурий, Венера, Земя, Марс)
НАСА
Основната "анатомия" на вътрешните планети на Слънчевата система е проста: всички те са изградени от кора, мантия и ядро. Освен това при някои ядрото се дели на вътрешно и външно. Например, как е устроена Земята? Твърда кора покрива полуразтопената мантия, а в центъра има "двуслойно" ядро - течно външно и твърдо вътрешно. Между другото, именно наличието на ядро от течен метал създава глобално магнитно поле на планетата. На Марс, например, всичко е малко по-различно: твърда кора, твърда мантия, твърдо ядро - прилича на твърда билярдна топка и няма магнитно поле.
Газовите гиганти Сатурн и Юпитер са построени по съвсем различен начин. От самото име на този тип планети става ясно, че те са огромни топки от газ, които нямат твърда повърхност. Ако някой случайно се спусне на някоя от тези планети, ще падне и ще падне към центъра й, където се намира малко твърдо ядро. На Уран и Нептун амонякът, метанът и други познати ни газове могат да съществуват само в твърда форма, така че двете далечни планети са огромни топки от лед и твърди фрагменти - ледени гиганти. Нека обаче ги разгледаме всички подред, един по един.
Меркурий: огромно ядро
Най-близката до Слънцето планета е една от най-плътните в нашия списък: малко по-малка от луната на Сатурн Титан, тя е повече от два пъти по-тежка от нея. Само Земята е по-плътна от Меркурий, но Земята е достатъчно голяма, че собствената й гравитация също я кондензира и ако този ефект не се прояви, тогава Меркурий щеше да е шампион.
Тук царува тежко желязо-никелово ядро. Тя е изключително голяма за планета с такъв размер - според някои предположения ядрото може да заема по-голямата част от обема на Меркурий и да има радиус от около 1800-1900 км, приблизително колкото Луната. Но силициевата мантия и кората около нея са сравнително тънки, с дебелина не повече от 500-600 km. Съдейки по факта, че планетата се върти леко неравномерно (като сурово яйце), ядрото й е разтопено и създава глобално магнитно поле на планетата.
Произходът на голямото, плътно, изключително богато на желязо ядро на Меркурий остава загадка. Може би някога Меркурий е бил няколко пъти по-голям и ядрото му не е било нещо аномално, но в резултат на сблъсък с неизвестно тяло от него е „паднало“ справедливо парче кора и мантия. За съжаление тази теория все още не е потвърдена.
1. Кора, дебелина - 100-300 км. 2. Мантия, дебелина - 600 км. 3. Ядро, радиус - 1800 км.
Джоел Холдсуърт
Венера: дебела кора
Най-неспокойната и гореща планета в Слънчевата система. Неговата изключително плътна и турбулентна атмосфера се състои от въглероден диоксид, метан и сероводород, които се отделят от множество активни вулкани. Повърхността на Венера е 90% покрита с базалтова лава, тук има огромни хълмове като земни континенти - жалко е, че тук не може да съществува вода в течна форма, всичко отдавна се е изпарило.
Вътрешната структура на Венера е слабо разбрана. Смята се, че дебелата му силикатна кора достига няколко десетки километра дълбочина. Съдейки по някои данни, преди 300-500 милиона години планетата е напълно обновила кората си в резултат на катастрофалния мащаб на вулканизма. Предполага се, че топлината, която се генерира в недрата на планетата поради радиоактивен разпад, не може да бъде постепенно "издълбана" на Венера, както на Земята, чрез тектоника на плочите. Тук няма тектоника на плочите и тази енергия се натрупва дълго време и от време на време "пробива" такива глобални вулканични "бури".
Под кората на Венера започва 3000-километров слой разтопена мантия с неизвестен състав. И тъй като Венера принадлежи към същия тип планети като Земята, се предполага също, че тя има желязо-никелово ядро с диаметър около 3000 km. От друга страна, наблюденията не показват, че Венера има собствено магнитно поле. Това може да означава, че заредените частици в ядрото не се движат и то е в твърдо състояние.
Възможна вътрешна структура на Венера
Wikimedia/ Vzb83
Земя: всичко е перфектно
Нашата любима родна планета, разбира се, е най-добре проучена, включително геологично. Ако се преместите от повърхността му в дълбочина, твърдата кора ще се простира до около 40 км. Континенталната и океанската кора се различават рязко: дебелината на първата може да достигне до 70 km, докато дебелината на втората практически никога не надвишава 10 km. Първият съдържа много вулканични скали, вторият е покрит с дебел слой седименти.
Кората, подобно на напукана суха кал, е разделена на литосферни плочи, движещи се една спрямо друга. Според съвременните данни тектониката на плочите е уникално явление в Слънчевата система, което осигурява постоянно и некатастрофално, като цяло спокойно обновяване на нейната повърхност. Много удобно за всеки!
Под мантията започват слоеве: горен (40-400 км), долен (до 2700 км). Мантията представлява лъвският дял от масата на планетата - почти 70%. По отношение на обема мантията е още по-впечатляваща: без атмосферата тя заема около 83% от нашата планета. Съставът на мантията най-вероятно прилича на състава на каменисти метеорити, богат е на силиций, желязо, кислород и магнезий. Въпреки постоянното смесване, мантията не трябва да се счита за течност в обичайния смисъл на думата. Поради огромното налягане почти цялото му вещество е в кристално състояние.
Накрая ще влезем в желязо-никеловото ядро: разтопеното външно (на дълбочина до 5100 км) и твърдото вътрешно (до 6400 км). Ядрото представлява почти 30% от масата на Земята, а конвекцията на течен метал във външното ядро създава глобално магнитно поле на планетата.
Общо устройство на планетата Земя
Wikimedia/ Джеръми Кемп
Марс: замразени чинии
Въпреки че самият Марс е значително по-малък от Земята, интересно е, че повърхността му е приблизително равна на площта на земята. Но промените във височината тук са много по-забележими: най-високите планини в Слънчевата система се намират на Червената планета. Местният Еверест - Олимп Монс - се издига на височина от 24 км, а огромни планински вериги над 10 км могат да се простират на хиляди километри.
Кората на планетата, покрита с базалтови скали, в северното полукълбо е с дебелина около 35 km, а в южното - до 130 km. Смята се, че някога на Марс също е имало движение на литосферни плочи, но от някакъв момент те са спрели. Поради това вулканичните точки спряха да променят местоположението си и вулканите започнаха да растат и растат в продължение на стотици милиони години, създавайки изключително могъщи планински върхове.
Средната плътност на планетата е доста ниска - очевидно поради малкия размер на ядрото и наличието в него на значително (до 20%) количество леки елементи - да речем, сяра. Съдейки по наличните данни, ядрото на Марс има радиус около 1500-1700 км и остава само частично течно, което означава, че е в състояние да създаде само много слабо магнитно поле на планетата.
Сравнение на структурата на Марс и други планети от земна група
НАСА
Юпитер: гравитация и леки газове
Днес няма технически възможности за изследване на структурата на Юпитер: тази планета е твърде голяма, нейната гравитация е твърде силна, атмосферата е твърде плътна и неспокойна. Трудно е обаче да се каже къде свършва атмосферата тук и започва самата планета: този газов гигант всъщност няма ясни вътрешни граници.
Според съществуващите теории в центъра на Юпитер има твърдо ядро, 10-15 пъти по-голямо по маса от Земята и един и половина пъти по-голямо по размер. Въпреки това, на фона на гигантска планета (масата на Юпитер е по-голяма от масата на всички останали планети от Слънчевата система взети заедно), тази стойност е съвсем незначителна. Като цяло Юпитер се състои от 90% от обикновен водород, а останалите 10% от хелий, с известно количество прости въглеводороди, азот, сяра, кислород. Но не мислете, че поради това структурата на газовия гигант е „проста“.
При колосално налягане и температура тук трябва да съществува водород (и според някои източници хелий), главно в необичайна метална форма - този слой вероятно се простира на дълбочина от 40-50 хиляди км. Тук електронът се отделя от протона и започва да се държи свободно, както при металите. Такъв течен метален водород, разбира се, е отличен проводник и създава изключително мощно магнитно поле на планетата.
Модел на вътрешната структура на Юпитер
НАСА
Сатурн: система за самонагряване
Въпреки всички външни различия, липсата на известното Червено петно и наличието на още по-известни пръстени, Сатурн е много подобен на съседния Юпитер. Състои се от 75% водород и 25% хелий, със следи от вода, метан, амоняк и твърди частици, концентрирани предимно в горещото ядро. Подобно на Юпитер, той има дебел слой метален водород, който създава мощно магнитно поле.
Може би основната разлика между двата газови гиганта са топлите недра на Сатурн: процесите в дълбините вече доставят на планетата повече енергия от слънчевата радиация - самата тя излъчва 2,5 пъти повече енергия, отколкото получава от Слънцето.
Очевидно има два от тези процеси (отбелязваме, че те също работят на Юпитер, те са по-важни само на Сатурн) - радиоактивен разпад и механизмът на Келвин-Хелмхолц. Можете да си представите как този механизъм работи доста лесно: планетата се охлажда, налягането в нея пада и тя се свива малко, а компресията създава допълнителна топлина. Не може обаче да се изключи наличието на други ефекти, които създават енергия в недрата на Сатурн.
Вътрешната структура на Сатурн
Wikimedia
Уран: лед и камък
Но на Уран вътрешната топлина очевидно не е достатъчна и то толкова много, че все още изисква специално обяснение и озадачава учените. Дори Нептун, който много прилича на Уран, излъчва многократно повече топлина, докато Уран не само получава много малко от Слънцето, но и отдава около 1% от тази енергия. Това е най-студената планета в Слънчевата система, температурата тук може да падне до 50 Келвина.
Смята се, че по-голямата част от Уран пада върху смес от лед - вода, метан и амоняк. Има десет пъти по-малко водород и хелий в маса и още по-малко твърди скали, най-вероятно концентрирани в сравнително малко каменно ядро. Основният дял се пада на ледената мантия. Вярно е, че този лед не е съвсем веществото, с което сме свикнали, той е течен и плътен.
Това означава, че леденият гигант също няма твърда повърхност: газовата атмосфера, състояща се от водород и хелий, преминава без ясна граница в течните горни слоеве на самата планета.
Вътрешната структура на Уран
Уикимедия/ФранческоА
Нептун: диамантен дъжд
Подобно на Уран, Нептун има особено изразена атмосфера, която представлява 10-20% от общата маса на планетата и се простира на 10-20% от разстоянието до ядрото в нейния център. Състои се от водород, хелий и метан, което придава на планетата синкав цвят. Влизайки по-дълбоко през него, ще забележим как атмосферата постепенно се сгъстява, бавно се превръща в течна и гореща електропроводима мантия.
Мантията на Нептун е десет пъти по-тежка от цялата ни Земя и е богата на амоняк, вода и метан. Наистина е горещо - температурата може да достигне хиляди градуси - но традиционно това вещество се нарича ледено, а Нептун, подобно на Уран, се класифицира като леден гигант.
Съществува хипотеза, според която по-близо до ядрото налягането и температурата достигат такава стойност, че метанът се „разпада” и „компресира” в диамантени кристали, които на дълбочина под 7000 км образуват океан от „диамантена течност”, който „дъждове“ в ядрото на планетата. Желязно-никеловото ядро на Нептун е богато на силикати и само малко по-голямо от земното, въпреки че налягането в централни районигигант е много по-висок.
1. Горна атмосфера, горни облаци 2. Атмосфера, състояща се от водород, хелий и метан 3. Мантия, състояща се от вода, амоняк и метанов лед 4. Желязно-никелова сърцевина
Гола наука
http://naked-science.ru/article/nakedscience/kak-ustroeny-planety
Каква е слънчевата система, в която живеем? Отговорът ще бъде: това е нашата централна звезда, Слънцето и всичко останало космически телакоито се въртят около него. Това са големи и малки планети, както и техните спътници, комети, астероиди, газове и космически прах.
Името на слънчевата система е дадено от името на нейната звезда. В широк смисъл "слънчева" често се разбира като всяка звездна система.
Как е възникнала слънчевата система?
Според учените Слънчевата система се е образувала от гигантски междузвезден облак от прах и газове поради гравитационен колапс в отделна част от него. В резултат на това в центъра се образува протозвезда, след което се превърна в звезда - Слънцето и огромен протопланетарен диск, от който впоследствие се образуват всички компоненти на слънчевата система, изброени по-горе. Смята се, че процесът е започнал преди около 4,6 милиарда години. Тази хипотеза е наречена небуларна. Благодарение на Емануел Сведенборг, Имануел Кант и Пиер-Симон Лаплас, които го предлагат още през 18 век, той в крайна сметка става общоприет, но в течение на много десетилетия се усъвършенства, в него се въвеждат нови данни, като се вземат предвид познания за съвременните науки. По този начин се предполага, че поради увеличаването и засилването на сблъсъци на частици помежду си, температурата на обекта се е увеличила и след като е достигнала стойност от няколко хиляди келвина, протозвездата е придобила блясък. Когато температурният индикатор достигна милиони келвини, в центъра на бъдещото Слънце започна реакция на термоядрен синтез - превръщането на водорода в хелий. Превърна се в звезда.
Слънцето и неговите характеристики
Нашите учени по светила се отнасят към типа жълти джуджета (G2V) според спектралната класификация. Това е най-близката до нас звезда, нейната светлина достига повърхността на планетата само за 8,31 секунди. От Земята изглежда, че радиацията има жълт оттенък, въпреки че в действителност е почти бяла.
Основните компоненти на нашето осветително тяло са хелий и водород. Освен това, благодарение на спектралния анализ, беше установено, че на Слънцето присъстват желязо, неон, хром, калций, въглерод, магнезий, сяра, силиций и азот. Благодарение на термоядрената реакция, която непрекъснато протича в нейните дълбини, целият живот на Земята получава необходимата енергия. Слънчевата светлина е неразделна част от фотосинтезата, която произвежда кислород. Без слънчева светлина би било невъзможно, следователно атмосфера, подходяща за протеинова форма на живот, не би могла да се образува.
живак
Това е най-близката планета до нашето слънце. Заедно със Земята, Венера и Марс принадлежи към планетите от така наречената земна група. Меркурий получи името си поради високата скорост на движение, която според митовете отличава бързия древен бог. Годината на Меркурий е 88 дни.
Планетата е малка, нейният радиус е само 2439,7 и е по-малка по размер от някои от големите спътници на гигантските планети Ганимед и Титан. Въпреки това, за разлика от тях, Меркурий е доста тежък (3,3 10 23 кг), а плътността му е малко по-малка от тази на Земята. Това се дължи на наличието на тежко плътно желязно ядро на планетата.
На планетата няма смяна на сезоните. Пустинната му повърхност наподобява тази на Луната. Той също е покрит с кратери, но още по-малко обитаем. Така от дневната страна на Меркурий температурата достига +510 °C, а от нощната страна -210 °C. Това са най-резките спадове в цялата слънчева система. Атмосферата на планетата е много тънка и разредена.
Венера
Тази планета, кръстена на древногръцката богиня на любовта, прилича повече на Земята от останалите в Слънчевата система по отношение на своите физически параметри – маса, плътност, размер, обем. Дълго време те бяха смятани за планети близнаци, но с течение на времето се оказа, че различията им са огромни. И така, Венера изобщо няма спътници. Атмосферата му се състои от почти 98% въглероден диоксид, а налягането върху повърхността на планетата надвишава земното 92 пъти! Облаците над повърхността на планетата, състоящи се от пари на сярна киселина, никога не се разсейват и температурата тук достига +434 °C. На планетата валят киселинни дъждове, бушуват гръмотевични бури. Тук има висока вулканична активност. Животът, според нашето разбиране, не може да съществува на Венера; освен това спускаемите космически кораби не могат да издържат на такава атмосфера за дълго време.
Тази планета се вижда ясно на нощното небе. Това е третият най-ярък обект за земен наблюдател, той свети с бяла светлина и надминава всички звезди по яркост. Разстоянието до Слънцето е 108 милиона километра. Прави обиколка около Слънцето за 224 земни дни, а около собствената си ос - за 243.
Земята и Марс
Това са последните планети от така наречената земна група, чиито представители се характеризират с наличието на твърда повърхност. В структурата им се разграничават ядрото, мантията и кората (само Меркурий го няма).
Марс има маса, равна на 10% от масата на Земята, която от своя страна е 5,9726 10 24 kg. Диаметърът му е 6780 км, почти половината от този на нашата планета. Марс е седмата по големина планета в Слънчевата система. За разлика от Земята, чиято повърхност е покрита с 71% от океани, Марс е напълно суха земя. Водата се е запазила под повърхността на планетата под формата на масивна ледена покривка. Повърхността му има червеникав оттенък поради високото съдържание на железен оксид под формата на магхемит.
Атмосферата на Марс е много разредена и налягането върху повърхността на планетата е 160 пъти по-малко, отколкото сме свикнали. На повърхността на планетата има ударни кратери, вулкани, падини, пустини и долини, а на полюсите има ледени шапки, както на Земята.
Марсианският ден е малко по-дълъг от земния, а годината е 668,6 дни. За разлика от Земята, която има една луна, планетата има два неправилни спътника - Фобос и Деймос. И двете, подобно на Луната към Земята, са постоянно обърнати към Марс от една и съща страна. Фобос постепенно се приближава до повърхността на своята планета, движейки се по спирала, и е вероятно в крайна сметка да падне върху нея или да се разпадне. Деймос, от друга страна, постепенно се отдалечава от Марс и може да напусне орбитата му в далечно бъдеще.
Между орбитите на Марс и следващата планета, Юпитер, има астероиден пояс, състоящ се от малки небесни тела.
Юпитер и Сатурн
Коя планета е най-голямата? В Слънчевата система има четири газови гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Юпитер е най-големият от тях. Атмосферата му, подобно на тази на Слънцето, е предимно водородна. Петата планета, кръстена на бога на гръмотевиците, има среден радиус от 69 911 km и маса, превишаваща тази на земята 318 пъти. Магнитното поле на планетата е 12 пъти по-силно от земното. Повърхността му е скрита под непрозрачни облаци. Засега учените се затрудняват да кажат точно какви процеси могат да протичат под този плътен воал. Предполага се, че на повърхността на Юпитер има кипящ водороден океан. Астрономите смятат тази планета за "неуспешна звезда" поради известно сходство в техните параметри.
Юпитер има 39 спътника, 4 от които - Йо, Европа, Ганимед и Калисто - са открити от Галилей.
Сатурн е малко по-малък от Юпитер, той е вторият по големина сред планетите. Това е шестата, следващата планета, също състояща се от водород с примеси на хелий, малко количество амоняк, метан, вода. Тук бушуват урагани, чиято скорост може да достигне 1800 км / ч! Магнитното поле на Сатурн не е толкова силно, колкото това на Юпитер, но е по-силно от земното. И Юпитер, и Сатурн са донякъде сплескани на полюсите поради ротация. Сатурн е 95 пъти по-тежък от земята, но плътността му е по-малка от тази на водата. Това е небесното тяло с най-малка плътност в нашата система.
Една година на Сатурн продължава 29,4 земни дни, един ден е 10 часа 42 минути. (Юпитер има година - 11,86 Земя, ден - 9 часа 56 минути). Има система от пръстени, състоящи се от твърди частици с различни размери. Предполага се, че това може да са останките от разпадналия се спътник на планетата. Общо Сатурн има 62 спътника.
Уран и Нептун са последните планети
Седмата планета от Слънчевата система е Уран. Намира се на 2,9 милиарда километра от Слънцето. Уран е третата по големина сред планетите на Слънчевата система (среден радиус - 25 362 km) и четвъртата по големина (превишава земята 14,6 пъти). Една година тук продължава 84 земни часа, един ден - 17,5 часа. В атмосферата на тази планета, в допълнение към водорода и хелия, значителен обем е зает от метан. Следователно за земен наблюдател Уран има бледосин цвят.
Уран е най-студената планета в Слънчевата система. Температурата на атмосферата му е уникална: -224 °C. Защо Уран има по-ниска температура от планетите, които са по-далеч от Слънцето, не е известно на учените.
Тази планета има 27 луни. Уран има тънки, плоски пръстени.
Нептун, осмата планета от Слънцето, се нарежда на четвърто място по размер (среден радиус - 24 622 km) и на трето място по маса (17 земни). За газов гигант той е относително малък (само четири пъти по-голям от Земята). Атмосферата му също е съставена главно от водород, хелий и метан. Газовите облаци в горните й слоеве се движат с рекордна скорост, най-високата в Слънчевата система – 2000 км/ч! Някои учени смятат, че под повърхността на планетата, под дебелината на замръзнали газове и вода, скрити от своя страна от атмосферата, може да се скрие твърдо каменно ядро.
Тези две планети са близки по състав и затова понякога се класифицират като отделна категория - ледени гиганти.
Малки планети
Малки планети се наричат небесни тела, които също се движат около Слънцето по свои орбити, но се различават от другите планети с незначителни размери. Преди това в тях бяха включени само астероиди, но наскоро, а именно от 2006 г., към тях принадлежи Плутон, който преди това беше включен в списъка на планетите в Слънчевата система и беше последният, десети. Това се дължи на промени в терминологията. Така малките планети вече включват не само астероиди, но и планети джуджета - Ерис, Церера, Макемаке. Те бяха наречени плутоиди на името на Плутон. Орбитите на всички известни планети джуджета са извън орбитата на Нептун, в така наречения пояс на Кайпер, който е много по-широк и по-масивен от пояса на астероидите. Въпреки че тяхната природа, както смятат учените, е една и съща: това е "неизползваният" материал, останал след формирането на Слънчевата система. Някои учени предполагат, че астероидният пояс е отломките на деветата планета Фаетон, която загина в резултат на глобална катастрофа.
Известно е, че Плутон е съставен предимно от лед и твърди скали. Основният компонент на ледената му покривка е азотът. Полюсите му са покрити с вечни снегове.
Това е редът на планетите от Слънчевата система, според съвременните представи.
Парад на планетите. Видове паради
Това е много интересно явление за тези, които се интересуват от астрономия. Обичайно е да се нарича парад на планетите такава позиция в Слънчевата система, когато някои от тях, непрекъснато се движат по орбитите си, за кратко време заемат определена позиция за земен наблюдател, сякаш се подреждат по една линия.
Видимият парад на планетите в астрономията е специалното положение на петте най-ярки планети от Слънчевата система за хората, които ги виждат от Земята - Меркурий, Венера, Марс, както и два гиганта - Юпитер и Сатурн. По това време разстоянието между тях е сравнително малко и те се виждат ясно в малък сектор на небето.
Има два вида паради. Голяма е появата му, когато пет небесни тела се нареждат в една линия. Малък - когато има само четири от тях. Тези явления могат да бъдат видими или невидими от различни части на земното кълбо. В същото време голям парад е доста рядък - веднъж на няколко десетилетия. Малкият може да се наблюдава веднъж на няколко години, а така нареченият минипарад, в който участват само три планети, е почти всяка година.
Интересни факти за нашата планетна система
Венера, единствената от всички големи планети в Слънчевата система, се върти около оста си в посока, обратна на въртенето си около Слънцето.
Най-високата планина на големите планети на Слънчевата система е Олимп (21,2 км, диаметър - 540 км), изгаснал вулкан на Марс. Не толкова отдавна на най-големия астероид в нашата звездна система, Веста, беше открит връх, който донякъде надвишава Олимп по отношение на параметрите. Може би е най-високата в Слънчевата система.
Четирите галилееви луни на Юпитер са най-големите в Слънчевата система.
В допълнение към Сатурн, всички газови гиганти, някои астероиди и спътникът на Сатурн Рея имат пръстени.
Коя система от звезди е най-близо до нас? Слънчевата система е най-близо до звездната система на тройната звезда Алфа Кентавър (4,36 светлинни години). Предполага се, че в него могат да съществуват планети, подобни на Земята.
За деца за планетите
Как да обясним на децата какво е слънчевата система? Тук ще помогне нейният модел, който може да се направи с децата. За да създадете планети, можете да използвате пластилин или готови пластмасови (гумени) топки, както е показано по-долу. В същото време е необходимо да се спазва съотношението между размерите на "планетите", така че моделът на слънчевата система наистина да помогне за формирането на правилните идеи за космоса у децата.
Ще ви трябват и клечки за зъби, които ще държат нашите небесни тела, а за фон можете да използвате тъмен лист картон с малки точки, имитиращи звезди, нарисувани с боя. С помощта на такава интерактивна играчка ще бъде по-лесно за децата да разберат какво представлява слънчевата система.
Бъдещето на слънчевата система
Статията описва подробно какво представлява слънчевата система. Въпреки привидната си стабилност нашето Слънце, както всичко в природата, се развива, но този процес по нашите стандарти е много дълъг. Запасите от водородно гориво в недрата му са огромни, но не безкрайни. Така че, според хипотезите на учените, той ще приключи след 6,4 милиарда години. Докато изгаря, слънчевото ядро ще става по-плътно и по-горещо, а външната обвивка на звездата ще става все по-широка. Светимостта на звездата също ще се увеличи. Предполага се, че след 3,5 милиарда години поради това климатът на Земята ще бъде подобен на венерианския и животът на нея в обичайния за нас смисъл вече няма да е възможен. Вода изобщо няма да остане, под въздействието на високи температури тя ще се изпари в открития космос. Впоследствие, според учените, Земята ще бъде погълната от Слънцето и ще се разтвори в неговите дълбини.
Перспективата не е много светла. Прогресът обаче не стои неподвижен и може би по това време новите технологии ще позволят на човечеството да овладее други планети, над които блестят други слънца. В края на краищата учените все още не знаят колко "слънчеви" системи в света. Вероятно има безброй от тях и сред тях е напълно възможно да се намери подходящ за човешко обитаване. Коя "слънчева" система ще стане нашият нов дом не е толкова важно. Човешката цивилизация ще бъде запазена и ще започне друга страница в нейната история...
Нашият роден дом "Земя" е сред 7 големи и 5 планети джуджета, които се движат около най-важната звезда "Слънце"! Името "Слънчева система" идва, защото всички планети зависят от Слънцето и се движат през системата.
Планетна или слънчева система!
За тези, които все още не знаят за какво говорим сега, ви информираме: Слънчевата система е такава планетна система, която се състои от осем големи и пет планети джуджета, а в центъра й има една много ярка, гореща и привличане на други планети - "Звезда". И в тази слънчева система от планети е нашата обител - Земята.
Нашата слънчева система съдържа не само далечни горещи и студени планети, но и всички други обекти, живеещи в космоса, включително огромен брой комети, астероиди, голям брой спътници, планетоиди и много, много повече, като цяло всичко, което се движи наоколо Слънцето и попада в зоната на неговото привличане и гравитация.
Карта на слънчевата система в съвременния свят!
Нашата планетарна система се е формирала преди повече от 4,5 милиарда години!
Преди повече от 4,5 милиарда години, когато нашата слънчева система все още не е съществувала, се е появила първата звезда и около нея е имало гигантски диск, в който е имало огромно количество газ, прах и други материали. , от газов облак, върху фрагментите от диска, заобикалящ нашата звезда и поради гравитационно свиване, започнаха да се появяват планети. Въртенето около Слънцето избута частици прах, които растяха и растяха, като снежна топка, която се търкаля надолу по планината и става все по-голяма и по-голяма, така че частиците прах в крайна сметка се превърнаха в камъни и след много години тези камъни се превърнаха в калдъръмени камъни и се сблъскаха със същите други. С течение на времето те придобиват огромни размери и приемат формата на огромни топки, които днес познаваме като планети. Това формиране отне милиарди години, но някои планети от Слънчевата система са се образували доста бързо по отношение на други и любопитното е, че това не винаги зависи от разстоянието до огнения гигант и химичния състав на физическото тяло, науката установи все още няма нищо определено за това състояние.
Настоящата структура на слънчевата система.
Въпреки факта, че всички планети на Слънчевата система са разположени близо до равнината на еклиптиката (на латински - ecliptica), те не се движат около главната звезда строго по екватора (самата звезда има ос на въртене с наклон от 7 градуса), някои се движат по различен начин. Например Плутон се отклонява от тази равнина със 17 градуса, защото е най-далече, а планетата не е голяма (наскоро престана да се смята за планета и сега е планетоид).
Най-малката планета в Слънчевата система днес- това е живак, има отклонение от цели 7 градуса, което е напълно неразбираемо, тъй като се намира най-близо до Слънцето и върху него се упражнява огромна гравитационна сила на звездата, но въпреки това Меркурий и повечето други планети се опитват да бъдат в въртене на плосък диск.
Почти цялата маса на Слънчевата система, а това е 99,6 процента от масата, се пада на нашата звезда - Слънцето, а малката останала част се разделя между планетите на Слънчевата система и всичко останало: комети, метеори и т.н. Измеренията на системата не свършват с най-отдалечените планети или планетоиди, а с мястото, където свършва привличането на нашата златна звезда, а тя свършва на облака на Оорт.
Това огромно разстояние, една трета от разстоянието до следващата звезда за нас, Проксима Кентавър, говори колко огромна е нашата слънчева система. Струва си да се каже, че облакът на Оорт съществува чисто хипотетично, това е сфера, заобикаляща нашата звезда на разстояние 2 светлинни години от нея, в която има огромен брой комети, които от своя страна, както предполага нашата наука, попадат под влиянието на нашето Слънце и се втурват към центъра на системата, носейки със себе си газове и лед. Там, в покрайнините на тази огромна сфера, привличането на нашето гигантско светило вече не действа, на това място има открито междузвездно пространство, звезден вятър и огромно междузвездно излъчване.
Слънчевата система се състои предимно от газови гиганти!
Трябва също да се отбележи, че основно нашата слънчева система съдържа най-много газови гиганти: Уран, Нептун, Юпитер и Сатурн. Последната планета, въпреки факта, че заема втората линия в нашата слънчева система по размер, на второ място след Юпитер, тя е най-леката. Ако например на Сатурн имаше океан (въпреки че това не може да бъде, тъй като планетата няма твърда повърхност), тогава самата планета щеше да плава в този океан.
Повечето голяма планетаслънчева система- определено е Юпитер, също така е гигантска прахосмукачка, която засмуква големи комети и други космически тела в себе си. Неговото силно привличане спасява нашата планета, както и всички вътрешни планети в Слънчевата система, от ужасяващи катаклизми. В допълнение, голямата му сила предотвратява образуването на нова планета между Юпитер и Марс в астероидния пояс, която може да бъде сглобена от голямо количество астероиден материал.
Най-горещата планета в нашата слънчева система- ясно е Венера, въпреки факта, че е два пъти по-далеч от най-близкия до Слънцето Меркурий. Венера е най-горещата и това се дължи на факта, че има много плътни облаци, топлината, която навлиза на повърхността на Венера, не може да се охлади, това е нещо като гигантска парна баня с температура 400 градуса по Целзий. В тази връзка именно Венера блести много ярко от Земята и това е не само защото е най-близката до нас планета, но и защото нейните облаци отразяват голям брой Слънчева светлина. На Венера, освен всичко друго, една година е по-кратка от един ден, това се дължи на факта, че тя се върти около оста си по-бавно, отколкото около звезда в Слънчевата система. За разлика от всички останали, той има обратно въртене, въпреки че Уран е още по-необичаен, той се върти легнал на края.
Подробна схема на слънчевата система!
Учените разказаха колко планети, звезди и сателити има в Слънчевата система.
В нашата Слънчева система има 8 големи и 5 планети джуджета. Големите включват: "Меркурий", "Венера", "Земя", "", "Юпитер", "Сатурн", "Уран" и "Нептун". Към джуджета: "Церес", "Плутон", "Хаумея", "Макемаке" и "Ерис". Всички планети в Слънчевата система имат свой собствен размер, маса, възраст и местоположение.
Ако подредите планетите в ред, тогава списъкът ще изглежда така: "Меркурий", "Венера", "Земя", "Марс", "Церера" (планета джудже), "Юпитер", "Сатурн", "Уран" “, „Нептун” и само планетите джуджета „Плутон”, „Хаумеа”, „Макемаке” и „Ерис” ще отидат по-далеч.
В планетарната система има само една значима звезда - Слънцето. Животът на Земята зависи от Слънцето, ако тази звезда стане студена, тогава животът на Земята ще престане да съществува.
В нашата Слънчева система имаме 415 спътника, като само 172 са планети, а останалите 243 са спътници на много малки небесни тела.
Модел на слънчевата система в 2D и 3D формат.
Модел на планетарната система в 2D формат!
Модел на планетарната система в 3D!
Слънчева система (Снимки)
Името "Слънчева система" идва от факта, че всички планети зависят от Слънцето и се движат около него по определен модел. Планетата Земя е сред 7 големи и 5 планети джуджета, които се движат около най-важната звезда "Слънце"!
Картината показва така наречената правилна карта на Слънчевата система в съвременния свят! Това изображение показва реда на планетите спрямо Слънцето.
Въпреки факта, че структурата на Слънчевата система изглежда плашеща и всички планети са разположени близо до равнината на еклиптиката (на латински - ecliptica), те не се движат около главната звезда строго по екватора (самата звезда има ос на въртене с наклон от 7 градуса), някои се движат по друг начин.
Картината показва подробна официална диаграма на слънчевата система, която е начертана от служители на НАСА с помощта на специални алгоритми и програми.
Зареждане...