1 Maa ja selle koht universumis. Maa aadress universumis

Ettekande kirjeldus Maa koht universumis. Siin on slaididel ligikaudsed skaalad

Päikesesüsteem, milles Maa näeb välja nagu väike punkt, sest ainult kaugus Päikesest on umbes 150 miljonit kilomeetrit (ja siin näeb see välja nagu väike segment). Juba nendel skaaladel hakatakse vahemaid mõõtma ajas, kuna valgus neid vahemaid läbib. 1 valgussekund võrdub 300 tuhande km-ga.

Naabertähed. Lähimate tähtede vahelised kaugused on palju suuremad kui tähesüsteemide suurused. Meile lähim täht on Alpha Centauri, tema kaugus on umbes 4 valgusaastat. See on ligikaudu 120–130 miljonit valgussekundit ehk umbes 40 triljonit kilomeetrit.

Kohalik galaktiline rühm. See on gravitatsiooniliselt seotud rühm, mis koosneb enam kui 40 galaktikast meie lähedal (tavaliselt sisaldab see umbes 50–60 galaktikat). Gravitatsiooniline sidumine tähendab, et nende külgetõmbejõud üksteise suhtes mõjutab oluliselt nende liikumist. Kosmoses ei ela galaktikad üksi, vaid paiknevad alati sarnastes rühmades. Ühe rühma galaktikate vaheline iseloomulik kaugus on palju suurem kui ühe galaktika suurus – miljoneid valgusaastaid. Lähim suur galaktika, Andromeeda udukogu, asub 2 miljoni valgusaasta kaugusel. Pildil on see meie omast paremal. Kaks meile kõige lähemat kääbusgalaktikat on Suur ja Väike Magellani Pilv, need asuvad umbes 150 tuhande valgusaasta kaugusel, pildil on need meie omadele väga lähedal (all paremal ja all vasakul).

Kohalik galaktiline superparv. Galaktikarühmad kogunevad lähedalasuvatest rühmadest superparvedeks. Rohkem üksikasju supragalaktiliste struktuuride kohta on teises loengus. Superparved moodustavad galaktilisi filamente – niidilaadseid ja lameda kujuga objekte, mis koosnevad galaktikate parvedest.

Lähedal asuvad superparved. Galaktilised filamendid moodustavad universumi rakulise struktuuri. Rakkude seinad koosnevad erinevatest superparvedest ja sisemus on tühi. Sisse suumides meenutab universum kärgstruktuuri.

Vaadeldav universum (metagalaktika). Vaadeldav universum on palju väiksem kui kogu universum, mis tekkis Suurest paugust. Kogu universumi suuruse üle otsustamine on aga üsna keeruline ja hinnangud selle suuruse kohta tehakse Suure Paugu teooria erinevate mudelite abil. Eelmisel joonisel näidatud ala kuvatakse siin väikese punktina.

Suure Paugu teooria. Miks teadlased usuvad, et universum sai alguse plahvatusest? Astronoomid pakuvad kolm väga erinevat arutluskäiku, mis annavad sellele teooriale kindla aluse. Vaatame neid lähemalt.

1. Universumi vaadeldud paisumine. Universumi paisumise fenomeni avastamine. Võib-olla on kõige veenvamad tõendid Suure Paugu teooria kohta Ameerika astronoomi Edwin Hubble'i 1929. aastal tehtud tähelepanuväärsest avastusest. Enne seda pidas enamik teadlasi universumit staatiliseks – liikumatuks ja muutumatuks. Kuid Hubble avastas, et see paisub: galaktikate rühmad lendasid üksteisest lahku, nii nagu praht hajub pärast kosmilist plahvatust erinevatesse suundadesse. On ilmne, et kui mõned objektid lendavad lahku, siis olid nad kunagi üksteisele lähemal. Universumi paisumist ajas tagasi jälgides jõudsid astronoomid järeldusele, et see oli umbes 14 miljardit aastat tagasi. Universum oli uskumatult kuum ja tihe moodustis, millest tohutu energia vabanemise põhjustas kolossaalse jõu plahvatus.

2. KMB kiirgus. Kosmilise mikrolaine tausta avastamine. 1940. aastatel mõistis füüsik George Gamow, et Suur Pauk pidi tekitama võimsa kiirguse. Tema kaastöötajad väitsid ka, et selle universumi paisumise tagajärjel jahtunud kiirguse jäänused võivad siiski eksisteerida. 1964. aastal avastasid Arno Penzias ja Robert Wilson ettevõttest AT&T Bell Laboratories raadioantenniga taevast skaneerides nõrga ühtlase praksuva heli. See, mida nad algselt pidasid raadiohäireteks, osutus Suurest Paugust järele jäänud kiirguse nõrgaks "kahinaks". See on homogeenne mikrolainekiirgus, mis tungib läbi kogu kosmose (seda nimetatakse ka kosmiliseks mikrolaine taustkiirguseks). Selle kosmilise mikrolaine tausta temperatuur on täpselt see, mida astronoomid eeldavad (2,73 ° Kelvinit), kui jahtumine on toimunud ühtlaselt alates Suurest Paugust. Avastuse eest said A. Penzias ja R. Wilson 1978. aastal Nobeli füüsikaauhinna.

3. Heeliumi rohkus kosmoses. Astronoomid on leidnud, et vesinikuga võrreldes on heeliumi hulk kosmoses 24% (ülejäänud keemilisi elemente on universumis väidetavalt alla 2%). Pealegi ei kesta tähtede sees toimuvad tuumareaktsioonid piisavalt kaua, et tekitada nii palju heeliumi. Kuid heeliumi on täpselt nii palju, kui teoreetiliselt oleks pidanud Suure Paugu ajal tekkima. Keemiliste elementide sisaldus määratakse kosmoseobjektide (peamiselt tähtede) kiirguse analüüsimise teel. Nagu selgus, selgitab Suure Paugu teooria edukalt kosmoses vaadeldud nähtusi, kuid jääb vaid lähtepunktiks Universumi arengu algfaasi uurimisel. Näiteks ei esita see teooria oma nimele vaatamata ühtegi hüpoteesi Suure Paugu põhjustanud "kosmilise dünamiidi" allika kohta.

Kui eeldada, et Suure Paugu hetkest tänapäevani on möödunud 1 aasta, saame selle aasta kohta koostada järgmise sündmuste kalendri: Uus aasta, 1. jaanuar, 0 h 00 m 00 s - Suur Pauk Samal ajal hetk, mil toimus metagalaktika tekkimine 1. jaanuar, keskpäeval tekkisid esimesed aatomid märts moodustusid esimesed galaktikad aprill Meie galaktikad moodustus juunis galaktikate tekkeprotsess oli põhimõtteliselt lõppenud september Päikese tekkimine Päikesesüsteemi tekkimine oktoober elu (mikroorganismide) tekkimine november Mikrobioota, fotosünteesi tekkimine 1. detsember -5 Hapnikuatmosfääri tekkimine 15 Esimesed paljurakulised organismid 20 Selgrootute teke 26 Esimesed dinosaurused 27 Esimesed imetajad 28 Esimesed linnud 29 dinosaurused 30 Esimesed primaadid 31. detsember 14 h Ramapithecus 22 h 30 m Esimesed inimesed Uusaasta 1. jaanuar 00 h 00 m 03 s - 20. saj.

Aine evolutsioon metagalaktikas: 1. Aatomituumad 2. Aatomid 3. Molekulid (tähtedevahelise keskkonna kõige keerulisemad molekulid sisaldavad kuni 13 aatomit) 4. Tolmuterad, aineosakesed, mis sisaldavad kuni 100 aatomit 5. Hiiglaslikud polümeeri molekulid 6. Üherakulised elusorganismid 7. Akordid (selgroogsed) 8. Inimesed

Stsenaariumid universumi saatusest. Universumi arenguvariandid arvutatakse välja üldise relatiivsusteooria – tänapäevase gravitatsiooniteooria – alusel. Universumit vaadeldakse lihtsustatult kui suurt homogeenset paisuvat kuuli. Sellised mudelid näevad ette kolm võimalikku futuuri: kokkutõmbumine, aeglustunud laienemine ja kiirenev laienemine. Praegu on galaktika aine keskmine tihedus r g = 3 × 10 -31 g/cm 3, kuid iga galaktika mass on palju suurem kui kõigi selles vaadeldavate objektide kogumass. Nähtav aine moodustab metagalaktika tihedusest alla 5% ja tundmatu olemusega nähtamatu, "tume" aine - üle 95%! Nüüdseks on kindlaks tehtud, et umbes 20–25% on meile teadaolevad ainetüübid (molekulaarpilved, tähejäänused, raskesti nähtavad kääbustähed jms objektid). Ja 75% tundmatust massist on "tumeaine", mille olemus on siiani teadmata. Esimesed katsed uurida varjatud aine jaotumist metagalaktika ruumis näitasid, et see on heterogeenne ja keerulise kiulaadse struktuuriga. Neid kiude nimetatakse tavaliselt "juukseks". Tulevik sõltub universumi täpsest tihedusest ja tumeda energia hulgast – tundmatu olemusega energiast, mis jaotub ruumis ühtlaselt ja suurendab meie universumi paisumist. On teada, et kui meie mudelid on õiged, siis on meie universumi tihedus kriitilise lähedal (kui see on suurem, siis peaks toimuma kokkusurumine, kui vähem, siis aeglustuv paisumine). Viimastel aastakümnetel on aga avastatud tumeenergiat, mis moodustab umbes 75% kogu universumi energiast ning ülejäänud 25% pärineb teadaolevatest ainetüüpidest (umbes 4-5%) ja tumeainest (umbes 20). %). Tume energia põhjustab meie universumi kiireneva paisumise. Meie universumi edasine saatus sõltub sellest, kui suur see kiirendus on. On 2 võimalust - igavene kiirendatud laienemine ja "maailma lõpp". Teisel juhul ei eksisteeri universum igavesti, selle aine ja aeg hävivad mõne aja pärast täielikult kiirendatud paisumise tõttu.

Kuidas saab "maailma lõpp" juhtuda? See stsenaarium eeldab lõpmatu paisumiskiiruse saavutamist piiratud aja jooksul. See tähendab aine, ruumi ja aja täielikku hävimist meie universumis, et mõista, mida see tähendab, peate teadma, mis juhtus enne Suurt Pauku. Taevas on näha esimesi maailmalõpu märke – tähed lähevad esmalt punaseks ja siis me lõpetame nende nägemise. Esiteks juhtub see kaugemate tähtede ja galaktikatega, seejärel lähedal asuvatega. Siis saavutab paisumine sellise kiiruse, et hakkab Maad Päikesest eemale rebima, kuid meil pole aega külmuda, kuna Maa hakkab kokku kukkuma. Maakoore ja tuuma destabiliseerimine põhjustab suuri maavärinaid, vulkaanilist tegevust ja uusi lõhesid maakoores. Meid ootavad sellega seotud tohutud katastroofid – näiteks maavärinatest põhjustatud tsunamid, vulkaanipursetest tingitud tohutud tulekahjud. Lõppkokkuvõttes hävib elu planeedil maakoore hävimise tagajärjel. Kuum laava tuleb pinnale ja kõik põleb, isegi ookeanid aurustuvad. Pärast seda lagunevad isegi aine ja aatomid, ruum ja aeg. Kogu universum lakkab olemast (võib-olla naaseb see tundmatusse olekusse, mis eksisteeris enne Suurt Pauku). Kui Linde kosmilise inflatsiooni teooria on õige (moodsate teoreetiliste füüsikute seas hetkel populaarseim), siis Big Bang on lihtsalt mulli tekkimine esmases vaakumis, mis pidevalt “keeb”. Mullid-universumid tekivad kogu aeg (neist igaühe jaoks on see Suure Paugu hetk) ja lagunevad ühe mulli lagunemist võib kirjeldada kui maailma lõppu.

Kõik inimesed kogevad selgel ööl tähistaevasse vaadates vastakaid tundeid. Kõik tavainimese probleemid hakkavad tunduma tähtsusetuna ja igaüks hakkab mõtlema oma olemasolu mõttele. Öine taevas tundub valdavalt tohutu, kuid tegelikkuses näeme vaid lähiümbrust.

See on Maa. See on koht, kus me elame.

Ja see on koht, kus me oma päikesesüsteemis oleme.

Maa ja Kuu vaheline mõõtkava. Ei tundu liiga suur, eks?

Tasub siiski uuesti mõelda. Selle vahemaa piires saate paigutada
kõik meie päikesesüsteemi planeedid, ilusad ja korralikud.

Kuid Maa suurus (noh, kuus Maad) võrreldes Saturniga.

Kui meie planeedil oleksid rõngad nagu Saturn, näeksid need välja sellised.

Meie planeetide vahel on tonni komeete.
Selline näeb üks neist välja võrreldes Los Angelesega.

Kuid see pole meie Päikesega võrreldes ikkagi midagi. Lihtsalt vaadake.

Sellised me Marsilt välja näeme.

Vaadates Saturni rõngaste tagant välja.

Selline näeb meie planeet välja Päikesesüsteemi servalt.

Maa ja Päikese mõõtkavade võrdlus. See on hirmutav, kas pole?

Ja siin on seesama Päike Marsi pinnalt.

Aga see pole midagi. Nad ütlevad, et kosmoses on rohkem tähti kui kõigis Maa randades on liivaterasid.

Ja on tähti, mis on palju suuremad kui meie väike päike. Vaadake vaid, kui pisike see on võrreldes tähega Canis Major tähtkujus.

Kuid ükski neist ei saa võrrelda galaktika suurusega.
Kui vähendate Päikest valgete vereliblede suuruseks ja vähendate
samas vahekorras oleks Linnutee galaktika USA suurune.

Linnutee on tohutu. Me oleme kuskil siin.

Kuid see on kõik, mida me näeme.

Kuid isegi meie galaktika on mõne teisega võrreldes lühike. Siin on Linnutee võrreldes IC 1011-ga.


Mõelge lihtsalt kõigele, mis seal sees olla võib.

Liigume edasi. Sellel Hubble'i pildil on tuhandeid ja tuhandeid galaktikaid, millest igaüks sisaldab miljoneid tähti, millest igaühel on oma planeedid.

Pidage lihtsalt meeles – illustratsioon väga väikesest osast universumist.
Väike osa öötaevast.

Ja on täiesti võimalik eeldada, et seal on mustad augud.
Siin on naljaks musta augu suurus võrreldes Maa orbiidiga

Nii et kui olete kunagi häiritud, et ilma jäite
teie lemmik telesaade... lihtsalt pidage meeles...
See on sinu kodu

See on teie kodu päikesesüsteemi mastaabis

Ja see juhtub, kui suumite välja.

Jätkame...

Ja natuke veel...

See on peaaegu...

Ja siin see on. See on kõik, mis vaadeldavas universumis on.
Ja see on meie koht selles. Lihtsalt pisike sipelgas hiiglaslikus purgis

Läbi teadusajaloo on geoteaduste huvide hulka kuulunud ka inimesi ümbritseva maailma – planeet Maa, päikesesüsteemi, universumi – ideede arendamine. Esimeseks matemaatiliselt põhjendatud universumi mudeliks oli C. Ptolemaiose (165-87 eKr) geotsentriline süsteem, mis peegeldas tolle aja kohta õigesti seda maailma osa, mis oli kättesaadav otseseks vaatluseks. Vaid 1500 aastat hiljem loodi N. Koperniku (1473-1543) päikesesüsteemi heliotsentriline mudel.

Füüsikalise teooria ja astronoomia edusammud 19. sajandi lõpus. ja esimeste optiliste teleskoopide tulek viis ideede loomiseni muutumatust universumist. Relatiivsusteooria areng ja rakendamine kosmoloogiliste paradokside (gravitatsiooniline, fotomeetriline) lahendamisel lõi Universumi relativistliku teooria, mille A. Einstein esitles esialgu staatilise mudelina. Aastatel 1922-1924 gt. A.A. Friedman sai kogu ruumi ühtlaselt täitva aine üldrelatiivsusteooria võrranditele lahendused (homogeense isotroopse Universumi mudel), mis näitas Universumi mittestatsionaarset olemust – see peab paisuma või kokku tõmbuma. 1929. aastal avastas E. Hubble Universumi paisumise, lükates ümber idee selle puutumatusest. A.A. Friedmani ja E. Hubble’i teoreetilised tulemused võimaldasid universumi evolutsiooni juurutada “alguse” mõiste ja selgitada selle struktuuri.

Aastatel 1946-1948. G. Gamow töötas välja “kuuma” Universumi teooria, mille kohaselt oli Universumi ainel evolutsiooni alguses eksperimentaalselt saavutamatu temperatuur ja tihedus. 1965. aastal avastati reliktne mikrolaine taustkiirgus, millel oli algselt väga kõrge temperatuur, mis eksperimentaalselt kinnitas G. Gamowi teooriat.

Nii avardusid meie ettekujutused maailmast ruumiliselt ja ajalises plaanis. Kui pikka aega peeti Universumit keskkonnaks, mis hõlmas erineva järgu taevakehi, siis tänapäevaste ideede kohaselt on Universum korrastatud süsteem, mis areneb ühesuunaliselt. Koos sellega tekkis ka oletus, et Universum ei pruugi materiaalse maailma mõistet ammendada ja võib-olla on ka teisi universumeid, kus teadaolevad universumi seadused ei pruugi kehtida.

Universum

Universum- see on meid ümbritsev materiaalne maailm, mis on ajas ja ruumis piiramatu. Universumi piirid suure tõenäosusega laienevad, kui tekivad uued otsese vaatluse võimalused, s.t. need on suhtelised iga ajahetke kohta.

Universum on üks eksperimentaaluuringute konkreetseid teaduslikke objekte. Eeldatakse, et loodusteaduste põhiseadused kehtivad kogu universumis.

Universumi seisund. Universum on mittestatsionaarne objekt, mille olek oleneb ajast. Valitseva teooria kohaselt Universum praegu paisub: enamik galaktikaid (välja arvatud meie omadele kõige lähemal olevad) liigub meist eemale ja üksteise suhtes. Mida kaugemal galaktika – kiirgusallikas – asub, seda suurem on taganemise (hajumise) kiirus. Seda sõltuvust kirjeldab Hubble'i võrrand:

Kus v- eemaldamise kiirus, km/s; R- kaugus galaktikast, St. aasta; N - proportsionaalsuskoefitsient ehk Hubble’i konstant, H = 15×10 -6 km/(s×sa. aasta). On kindlaks tehtud, et kiirenduse kiirus suureneb.

Universumi paisumise üheks tõendiks on "spektrijoonte punane nihe" (Doppleri efekt): vaatlejast eemalduvate objektide spektraalneeldumisjooned nihkuvad alati spektri pikkade (punaste) lainete suunas ja lähenevatele. - lühikese poole (sinine).

Kõigi galaktikate spektri neeldumisjooned on oma olemuselt punanihked, mis tähendab paisumist.

Aine tihedus universumis. Ainetiheduse jaotus Universumi üksikutes osades erineb enam kui 30 suurusjärku. Suurim tihedus, kui te ei võta arvesse mikrokosmost (näiteks aatomituum), on omane neutrontähtedele (umbes 10 14 g/cm 3), madalaim (10 -24 g/cm 3) - galaktikat tervikuna. F.Yu järgi on tähtedevahelise aine normaalne tihedus vesinikuaatomites üks molekul (2 aatomit) 10 cm 3 kohta, tihedates pilvedes - udukogudes ulatub see mitme tuhande molekulini. Kui kontsentratsioon ületab 20 vesinikuaatomit 1 cm 3 kohta, siis algab lähenemisprotsess, mis areneb akretsiooniks (kokkukleepumiseks).

Materjali koostis. Universumi aine kogumassist on nähtav (helendav) vaid umbes 1/10, ülejäänud 9/10 on nähtamatu (mittehelendav) aine. Nähtav aine, mille koostist saab kindlalt hinnata emissioonispektri olemuse järgi, on esindatud peamiselt vesiniku (80-70%) ja heeliumiga (20-30%). Aine helendavas massis on nii vähe muid keemilisi elemente, et neid võib tähelepanuta jätta. Universumis ei leidu märkimisväärsel hulgal antiainet, välja arvatud väike osa antiprootoneid kosmilistes kiirtes.

Universum on täidetud elektromagnetkiirgusega, mida nimetatakse relikt, need. Universumi evolutsiooni algfaasidest järele jäänud.

Homogeensus, isotroopia ja struktuur. Globaalses mastaabis peetakse Universumit isotroopne Ja homogeenne. Isotroopia märk, st. Objektide omaduste sõltumatus suunast ruumis on reliktkiirguse jaotuse ühtsus. Kõige täpsemad tänapäevased mõõtmised ei ole tuvastanud selle kiirguse intensiivsuse hälbeid eri suundades ja olenevalt kellaajast, mis viitab samas Universumi suurele homogeensusele.

Universumi teine ​​omadus on heterogeensus Ja struktuur(diskreetsus) väikeses ulatuses. Universumi ainet võib sadadest megaparsekidest koosnevas globaalses mastaabis pidada homogeenseks pidevaks keskkonnaks, mille osakesteks on galaktikad ja isegi galaktikate parved. Üksikasjalikum uurimine paljastab Universumi struktureeritud olemuse. Universumi struktuurielemendid on kosmilised kehad, peamiselt tähed, mis moodustavad erineva järgu tähesüsteeme: galaktika- galaktikaparv- metagalaktika, Neid iseloomustab lokaliseerimine ruumis, liikumine ühise keskpunkti ümber, teatud morfoloogia ja hierarhia.

Linnutee galaktika koosneb 10 11 tähest ja tähtedevahelisest keskkonnast. See kuulub spiraalsüsteemidesse, millel on sümmeetriatasand (ketta tasapind) ja sümmeetriatelg (pöörlemistelg). Visuaalselt vaadeldav Galaxy ketta lamavus näitab selle märkimisväärset pöörlemiskiirust ümber oma telje. Selle objektide absoluutne lineaarkiirus on konstantne ja võrdne 220-250 km/s (keskmest väga kaugel asuvate objektide puhul on võimalik, et see suureneb). Päikese pöörlemisperiood ümber Galaktika keskpunkti on 160-200 miljonit aastat (keskmiselt 180 miljonit aastat) ja seda nimetatakse galaktiline aasta.

Universumi evolutsioon. A. A. Friedmani poolt A. Einsteini üldrelatiivsusteooria alusel välja töötatud paisuva universumi mudeli kohaselt on kindlaks tehtud, et:

1) evolutsiooni alguses koges Universum kosmoloogilise singulaarsuse seisundit, mil tema aine tihedus oli võrdne lõpmatusega ja temperatuur ületas 10 28 K (tihedusega üle 10 93 g/cm 3 on aine uurimata aegruumi ja gravitatsiooni kvantomadused);

2) ainsuses olev aine läbis äkilise paisumise, mida võib võrrelda plahvatusega (“Suur pauk”);

3) paisuva Universumi mittestatsionaarsuse tingimustes väheneb aine tihedus ja temperatuur ajaga, s.t. evolutsiooni protsessis;

4) temperatuuril suurusjärgus 10 9 K viidi läbi nukleosüntees, mille tulemusena toimus aine keemiline diferentseerumine ja tekkis Universumi keemiline struktuur;

5) selle põhjal ei saaks Universum igavesti eksisteerida ja selle vanus on määratud 13-18 miljardit aastat.

päikesesüsteem

Päikesesüsteem - see on Päike ja taevakehade kogum: 9 planeeti ja nende satelliite (2002. aasta seisuga oli nende arv 100), paljud asteroidid, komeedid ja meteoorid, mis tiirlevad ümber Päikese või sisenevad (nagu komeedid) Päikesesüsteemi. Põhiteave päikesesüsteemi objektide kohta on toodud joonisel fig. 3.1 ja tabel. 3.1.

Tabel 3.1. Mõned Päikesesüsteemi planeetide füüsikalised parameetrid

Päikesesüsteemi objekt	Kaugus Päikesest	raadius, km	maa raadiuste arv	kaal, 10 23 kg	mass Maa suhtes	keskmine tihedus, g/cm3	orbiidiperiood, Maa päevade arv	pöörlemisperiood ümber oma telje	satelliitide arv (kuud)	albeedo	gravitatsioonikiirendus ekvaatoril, m/s 2	eraldumise kiirus planeedi gravitatsioonist, m/s	atmosfääri olemasolu ja koostis, %	keskmine pinnatemperatuur, °C
miljonit km	a.e.
Päike	-		695 400		1989 × 10 7	332,80	1,41		25-36	9	-		618,0	Puudub
Merkuur	57,9	0,39		0,38	3,30	0,05	5,43		59 päeva		0,11	3,70	4,4	Puudub
Veenus	108,2	0,72		0,95	48,68	0,89	5,25		243 päeva		0,65	8,87	10,4	CO 2, N 2, H2O
Maa	149,6	1,0		1,0	59,74	1,0	5,52	365,26	23 h 56 min 4 s		0,37	9,78	11,2	N 2, O 2, CO 2, Ar, H 2 O
Kuu		1,0		0,27	0,74	0,0123	3,34	29,5	27 h 32 min	-	0,12	1,63	2,4	Väga riides	-20
Marss	227,9	1,5		0,53	6,42	0,11	3,95		24 h 37 min 23 s		0,15	3,69	5,0	CO2 (95,3), N2 (2,7), Ar (1,6), O2 (0,15), H20 (0,03)	-53
Jupiter	778,3	5,2			18986,0		1,33	11,86 aastat	9 h 30 min 30 s		0,52	23,12	59,5	N (77), mitte (23)	-128
Saturn	1429,4	9,5			5684,6		0,69	29,46 aastat	10 tundi 14 minutit		0,47	8,96	35,5	N, mitte	-170
Uraan	2871,0	19,2	25 362		868,3		1,29	84,07 aastat	11 h3		0,51	8,69	21,3	N (83), He (15), CH4 (2)	-143
Neptuun	4504,3	30,1	24 624		1024,3		1,64	164,8 aastat	16h		0,41	11,00	23,5	N, He, CH 4	-155
Pluuto	5913,5	39,5		0,18	0,15	0,002	2,03	247,7	6,4 päeva		0,30	0,66	1,3	N2, CO, NH4	-210

Päike on kuuma gaasipall, millest leiti umbes 60 keemilist elementi (tabel 3.2). Päike pöörleb ümber oma telje tasapinnal, mis on Maa orbiidi tasandi suhtes 7°15" nurga all. Päikese pinnakihtide pöörlemiskiirus on erinev: ekvaatoril on pöördeperiood 25,05 päeva. , laiuskraadil 30° – 26,41 päeva, polaaraladel – 36 päeva Päikese energia allikaks on tuumareaktsioonid, mis muudavad vesiniku heeliumiks aastal jõuab Maale vaid üks kahemiljardik päikeseenergiast.

Päikesel on kesta struktuur (joon. 3.2). Keskel nad tõstavad esile tuum mille raadius on ligikaudu 1/3 päikesest, rõhk 250 miljardit atm, temperatuur üle 15 miljoni K ja tihedus 1,5 × 10 5 kg/m 3 (150 korda suurem vee tihedus). Peaaegu kogu päikeseenergia tekib tuumas, mis kandub läbi kiirgustsoon, kus aines neeldub korduvalt valgust ja kiirgab seda uuesti. Üleval asub konvektsiooni tsoon(segamine), mille käigus aine hakkab liikuma ebaühtlase soojusülekande tõttu (protsess, mis sarnaneb energia ülekandega keevas veekeetjas). Päikese nähtava pinna moodustab tema õhkkond. Selle alumine osa paksusega umbes 300 km, mis kiirgab põhiosa kiirgusest, on nn. fotosfäär. See on Päikese "kõige külmem" koht, mille temperatuur langeb ülemistes kihtides 6000 K-lt 4500 K-le. Fotosfääri moodustavad 1000–2000 km läbimõõduga graanulid, mille vaheline kaugus on 300–600 km. Graanulid loovad üldise fooni erinevatele päikesemoodustistele – väljaulatuvustele, faculae'dele, laigudele. Fotosfääri kohal asub 14 tuhande km kõrgusel kromosfäär. Täieliku kuuvarjutuse ajal on see nähtav tumedat ketast ümbritseva roosa halona. Temperatuur kromosfääris tõuseb ja ülemistes kihtides ulatub mitmekümne tuhande kraadini. Päikese atmosfääri välimine ja õhem osa on päikese kroon- ulatub mitmekümne päikeseraadiuse kaugusele. Temperatuur ületab siin 1 miljonit kraadi.

Tabel 3.2. Päikese ja maapealsete planeetide keemiline koostis, % (A. A. Marakushevi järgi, 1999)

Element	Päike	Merkuur	Veenus	Maa	Marss
Si	34,70	16,45	33,03	31,26	36,44
Fe	30,90	63,07	30,93	34,50	24,78
Mg	27,40	15,65	31,21	29,43	34,33
Na	2,19	-	-	-	-
Al	1,74	0,97	2,03	1,90	2,29
Ca	1,56	0,88	1,62	1,53	1,73
Ni	0,90	2,98	1,18	1,38	0,43

Riis. 3.2. Päikese struktuur

Planeedid Päikesesüsteem jaguneb kahte rühma: sisemine, või maapealsed planeedid – Merkuur, Veenus, Maa, Marss ja väline, või hiidplaneedid – Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto. Planeetide hinnanguline materjali koostis on näidatud joonisel fig. 3.3.

Maapealsed planeedid. Siseplaneetidel on suhteliselt väikesed mõõtmed, suur tihedus ja aine sisemine diferentseerumine. Neid eristab süsiniku, lämmastiku ja hapniku suurenenud kontsentratsioon ning vesiniku ja heeliumi puudus. Maapealseid planeete iseloomustab tektooniline asümmeetria: planeetide põhjapoolkerade maakoore struktuur erineb lõunapoolsetest.

Merkuur - Päikesele lähim planeet. Päikesesüsteemi planeetide seas eristub see kõige piklikuma elliptilise orbiidiga. Temperatuur valgustatud poolel on 325-437°C, öösel -123 kuni -185°C. Ameerika kosmoseaparaat Mariner 10 avastas 1974. aastal Merkuuril haruldase atmosfääri (rõhk 10–11 atm), mis koosnes heeliumist ja vesinikust vahekorras 50:1. Merkuuri magnetväli on 100 korda nõrgem kui Maa oma, mis on suuresti tingitud planeedi aeglasest pöörlemisest ümber oma telje. Merkuuri pinnal on palju ühist Kuu pinnaga, kuid domineerib mandri topograafia. Koos erineva suurusega Kuu-laadsete kraatritega märgitakse ära ka kaljud, mis Kuul puuduvad - 2–3 km kõrgused ja sadade ja tuhandete kilomeetrite pikkused kaljud.

Riis. 3.3. Planeetide struktuur ja hinnanguline materjali koostis (G.V. Voitkevitši järgi): A - maa rühm: 1, 2, 3 - vastavalt silikaat-, metall-, metallsulfiidained; b- hiiglased: 1 - molekulaarne vesinik; 2 - metalliline vesinik; 3 - vesijää; 4 - kivist või raud-kivimaterjalist koosnev südamik

Merkuuri mass on 1/18 Maa massist. Vaatamata oma väiksusele on Merkuuril ebatavaliselt kõrge tihedus (5,42 g/cm3), mis on lähedane Maa tihedusele. Suur tihedus viitab kuumale ja tõenäoliselt sulanud metallilisele südamikule, mis moodustab umbes 62% planeedi massist. Südamikku ümbritseb umbes 600 km paksune silikaatkest. Merkuuri pinnakivimite ja aluspinnase keemilise koostise üle saab otsustada ainult kaudsete andmete põhjal. Merkuuri regoliidi peegelduvus näitab, et see koosneb samadest kivimitest, mis moodustavad Kuu pinnase.

Veenus pöörleb ümber oma telje isegi aeglasemalt (244 Maa päevaga) kui Merkuur ja vastupidises suunas, nii et Päike Veenusel tõuseb läänes ja loojub idas. Veenuse mass moodustab 81% Maa massist. Veenuse objektide kaal on vaid 10% väiksem kui nende kaal Maal. Arvatakse, et planeedi maakoor on õhuke (15-20 km) ja selle põhiosa moodustavad silikaadid, mis asenduvad 3224 km sügavusel raudsüdamikuga. Planeedi topograafiat lahkatakse – kuni 8 km kõrgused mäeahelikud vahelduvad kümnete kilomeetrite (maksimaalselt kuni 160 km) läbimõõduga ja kuni 0,5 km sügavusega kraatritega. Hiiglaslikud tasandatud ruumid on kaetud terava nurga all oleva killustikuga. Ekvaatori lähedal avastati kuni 1500 km pikkune ja 150 km laiune hiiglaslik lineaarne süvend, mille sügavus ulatus kuni 2 km. Veenusel ei ole dipoolmagnetvälja, mis on seletatav selle kõrge temperatuuriga. Planeedi pinnal on temperatuur (468+7)°C ja sügavusel ilmselgelt 700-800°C.

Veenusel on väga tihe atmosfäär. Pinnal on atmosfäärirõhk vähemalt 90-100 atm, mis vastab Maa merede rõhule 1000 m sügavusel Atmosfääri keemiline koostis koosneb peamiselt süsinikdioksiidist koos lämmastiku, veeauru seguga. , hapnik, väävelhape, vesinikkloriid ja vesinikfluoriid. Arvatakse, et Veenuse atmosfäär vastab ligikaudu Maa atmosfäärile selle tekke algfaasis (3,8–3,3 miljardit aastat tagasi). Atmosfääri pilvekiht ulatub 35 km kõrguselt 70 km-ni. Alumine pilvede kiht koosneb 75-80% ulatuses väävelhappest, lisaks esineb vesinikfluoriid- ja vesinikkloriidhapet. Olles Maast Päikesele 50 miljonit km lähemal, saab Veenus kaks korda rohkem soojust kui meie planeet – 3,6 cal/(cm 2 × min). Seda energiat kogub süsinikdioksiidi atmosfäär, mis põhjustab tohutu kasvuhooneefekti ja Veenuse pinna kõrge temperatuuri - kuuma ja ilmselt kuiva. Kosmiline informatsioon viitab Veenuse omapärasele särale, mis on ilmselt seletatav pinnakivimite kõrgete temperatuuridega.

Veenust iseloomustab keeruline pilvedünaamika. Tõenäoliselt on umbes 40 km kõrgusel võimsad polaarpöörised ja tugev tuul. Planeedi pinna lähedal on tuuled nõrgemad - umbes 3 m/s (ilmselgelt pinnatemperatuuri oluliste erinevuste puudumise tõttu), mida kinnitab tolmu puudumine Veenuse jaama laskumismoodulite maandumiskohtades. Tihe atmosfäär ei võimaldanud pikka aega hinnata Veenuse pinna kivimeid. Uraani, tooriumi ja kaaliumi isotoopide loodusliku radioaktiivsuse analüüs pinnases näitas tulemusi, mis on lähedased maapealsete basaltide ja osaliselt graniitide omadele. Pinnapealsed kivimid on magnetiseeritud.

Marss asub Päikesest 75 miljonit km kaugemal kui Maa, seega on Marsi päev Maa omast pikem ja päikeseenergiat, mida ta saab, on Maaga võrreldes 2,3 korda väiksem. Pöörlemisperiood ümber oma telje on peaaegu sama, mis Maal. Telje kalle orbitaaltasandile tagab aastaaegade vaheldumise ja "kliimavööndite" olemasolu - kuuma ekvatoriaalse, kahe parasvöötme ja kahe polaarse. Sissetuleva päikeseenergia vähese hulga tõttu on termiliste tsoonide ja aastaaegade kontrastid vähem väljendunud kui Maal.

Marsi atmosfääri tihedus on 130 korda väiksem kui Maa oma ja on vaid 0,01 atm. Atmosfäär sisaldab süsinikdioksiidi, lämmastikku, argooni, hapnikku ja veeauru. Päevased temperatuurikõikumised ületavad 100°C: ekvaatoril päeval - umbes 10-20°C ja poolustel alla -100°C. Täheldatakse suuri temperatuuride erinevusi planeedi päeval ja öösel: 10-30 kuni -120°C. Umbes 40 km kõrgusel on Marss ümbritsetud osoonikihiga. Marsi puhul on täheldatud nõrka dipoolmagnetvälja (ekvaatoril on see Maa omast 500 korda nõrgem).

Planeedi pinnal on palju vulkaanilise ja meteoriidi päritolu kraatreid. Keskmine kõrguste vahe on 12-14 km, kuid Nixi olümpiamängude vulkaani hiiglaslik kaldeera (Snows of Olympus) tõuseb 24 km-ni. Selle aluse läbimõõt on 500 km ja kraatri läbimõõt on 65 km. Mõned vulkaanid on aktiivsed. Planeedi eripäraks on tohutute tektooniliste pragude olemasolu (näiteks Marinerise kanjon, pikkusega 4000 km ja laiusega kuni 6 km), mis meenutavad maapealseid grabeene ja jõeorgudele vastavaid morfoskulptuure.

Marsi piltidel on heledad alad ("mandrilised" alad, mis koosnevad ilmselt graniidist), kollased ("merealad", mis koosnevad ilmselt basaltidest) ja lumivalged (liustiku polaarkübarad). Planeedi polaaralade vaatlused on tuvastanud jäämassiivide piirjoonte varieeruvust. Teadlaste sõnul koosnevad liustiku polaarmütsid külmunud süsihappegaasist ja võib-olla ka vesijääst. Marsi pinna punakas värvus on tõenäoliselt tingitud kivimite hematiseerumisest ja limoniseerumisest (raua oksüdatsioon), mis on võimalik vee ja hapniku juuresolekul. Ilmselgelt tulevad need seestpoolt, kui pind päeva jooksul soojeneb või igikeltsa sulatavate gaaside väljahingamisel.

Kivimite uuring näitas järgmist keemiliste elementide suhet (%): ränidioksiid - 13-15, raudoksiidid - 12-16, kaltsium - 3-8, alumiinium - 2-7, magneesium - 5, väävel - 3, samuti kaalium, titaan, fosfor, kroom, nikkel, vanaadium. Marsi pinnase koostis sarnaneb mõne maapealse vulkaanilise kivimiga, kuid on rikastatud rauaühenditega ja vaesestatud ränidioksiidiga. Pinnalt orgaanilisi moodustisi ei leitud. Planeedi maapinnalähedastes kihtides (alates 50 cm sügavusest) seob muldasid igikelts, mis ulatub kuni 1 km sügavusele. Planeedi sügavustes ulatub temperatuur 800-1500°C-ni. Eeldatakse, et madalal sügavusel peaks temperatuur olema 15–25 ° C ja vesi võib olla vedelas olekus. Nendes tingimustes võivad eksisteerida kõige lihtsamad elusorganismid, kelle elutegevuse jälgi pole veel leitud.

Marsil on kaks satelliiti – Phobos (27x21x19 km) ja Deimos (15x12x11 km), mis on ilmselgelt asteroidide killud. Esimese orbiit möödub planeedist 5000 km, teise - 20 000 km kaugusel.

Tabelis Joonis 3.2 näitab maapealsete planeetide keemilist koostist. Tabelis on näha, et elavhõbedat iseloomustab kõrgeim raua ja nikli kontsentratsioon ning madalaim räni ja magneesiumi kontsentratsioon.

Hiiglaslikud planeedid. Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun erinevad maapealsetest planeetidest märgatavalt. Hiidplaneetidele, eriti Päikesele kõige lähemal asuvatele planeetidele, on Päikesesüsteemi summaarne nurkimpulss (Maa ühikutes) koondunud: Neptuun - 95, Uraan - 64, Saturn - 294, Jupiter - 725. Nende planeetide kaugus Päikesest Päike võimaldas neil säilitada märkimisväärse koguse primaarset vesinikku ja heeliumi, mille maapealsed planeedid kaotasid päikesetuule mõjul ja nende endi gravitatsioonijõudude ebapiisavuse tõttu. Kuigi välisplaneetide aine tihedus on väike (0,7-1,8 g/cm 3), on nende mahud ja massid tohutud.

Suurim planeet on Jupiter, mille maht on 1300 korda suurem ja mass üle 318 korra suurem kui Maa. Sellele järgneb Saturn, mille mass on 95 korda suurem kui Maa mass. Need planeedid sisaldavad 92,5% kõigi Päikesesüsteemi planeetide massist (71,2% Jupiteril ja 21,3% Saturnil). Välisplaneetide rühma täiendavad kaks kaksikhiiglast – Uraan ja Neptuun. Oluliseks tunnuseks on kiviste satelliitide olemasolu neil planeetidel, mis ilmselt viitab nende välisele kosmilisele päritolule ega ole seotud planeetide endi substantsi diferentseerumisega, mis moodustub peamiselt gaasilises olekus kondenseerumisest. Paljud teadlased usuvad, et nende planeetide keskosad on kivised.

Jupiter mille pinnal on iseloomulikud laigud ja triibud, mis on paralleelsed ekvaatoriga ja millel on erinevad piirjooned, on see kõige paremini ligipääsetav planeet uurimiseks. Jupiteri mass on vaid kaks suurusjärku väiksem kui Päike. Telg on orbiidi tasapinnaga peaaegu risti.

Jupiteril on võimas atmosfäär ja tugev magnetväli (10 korda tugevam kui Maal), mis määrab planeedi ümber võimsate prootonite ja elektronide kiirgusvööde, mis on püütud Jupiteri magnetvälja poolt "päikesetuulest". Jupiteri atmosfäär sisaldab lisaks molekulaarsele vesinikule ja heeliumile mitmesuguseid lisandeid (metaan, ammoniaak, süsinikmonooksiid, veeaur, fosfiini molekulid, vesiniktsüaniid jne). Nende ainete olemasolu võib olla kosmosest pärit heterogeense materjali assimilatsiooni tagajärg. Kihiline vesinik-heeliumi mass ulatub 4000 km paksuseni ja moodustab ebaühtlase lisandite jaotumise tõttu triipe ja laike.

Jupiteri tohutu mass viitab võimsa vedela või poolvedela astenosfääri tüüpi tuuma olemasolule, mis võib olla vulkanismi allikas. Viimane seletab suure tõenäosusega Suure Punase Laigu olemasolu, mida on täheldatud alates 17. sajandist. Kui planeedil on poolvedel või tahke tuum, peab seal olema tugev kasvuhooneefekt.

Mõnede teadlaste sõnul mängib Jupiter päikesesüsteemis omamoodi “tolmuimeja” rolli - selle võimas magnet-gravitatsiooniväli püüab kinni komeete, asteroide ja muid universumis ekslevaid kehasid. Ilmekas näide oli komeedi Shoemaker-Levy 9 kinnipüüdmine ja kukkumine Jupiterile aastal 1994. Gravitatsioonijõud osutus nii tugevaks, et komeet lagunes eraldi kildudeks, mis paiskusid kiirusega üle Jupiteri atmosfääri. 200 tuhat km/h. Iga plahvatus jõudis miljonite megatonnide võimsuseni ja Maa vaatlejad nägid plahvatuse plekke ja erutunud atmosfääri lahknevaid laineid.

2003. aasta alguses ulatus Jupiteri satelliitide arv 48-ni, millest kolmandikul on oma nimi. Paljusid neist iseloomustab vastupidine pöörlemine ja väikesed mõõtmed - 2–4 km. Neli suurimat satelliiti – Ganymedes, Callisto, Io, Europa – kutsutakse galilealasteks. Satelliidid koosnevad kõvast kivimaterjalist, ilmselt silikaatkompositsioonist. Nendelt leiti aktiivseid vulkaane, jääjälgi ja võib-olla ka vedelikke, sealhulgas vett.

Saturn,"Rõngastatud" planeet pole vähem huvitav. Selle näiva raadiuse järgi arvutatud keskmine tihedus on väga madal – 0,69 g/cm 3 (ilma atmosfäärita – umbes 5,85 g/cm 3). Atmosfäärikihi paksuseks hinnatakse 37-40 tuhat km. Saturni eripäraks on selle rõngas, mis asub atmosfääri pilvekihi kohal. Selle läbimõõt on 274 tuhat km, mis on peaaegu kaks korda suurem kui planeedi läbimõõt, ja selle paksus on umbes 2 km. Kosmosejaamade vaatluste põhjal on kindlaks tehtud, et rõngas koosneb paljudest väikestest rõngastest, mis asuvad üksteisest erineval kaugusel. Rõngaste ainet esindavad tahked killud, ilmselt silikaatkivimid ja jääplokid, mille suurus ulatub tolmukübemest mitme meetrini. Atmosfäärirõhk Saturnil on 1,5 korda kõrgem kui Maal ja keskmine pinnatemperatuur on umbes –180°C. Planeedi magnetväli on peaaegu poole tugevam kui Maa oma ja selle polaarsus on vastupidine Maa välja polaarsusele.

Saturni lähedalt on avastatud 30 satelliiti (2002. aasta seisuga). Neist kõige kaugem Phoebe (läbimõõt umbes km) asub planeedist 13 miljoni km kaugusel ja tiirleb selle ümber 550 päevaga. Lähim on Mimas (läbimõõt 195 km), mis asub 185,4 tuhande km kõrgusel ja teeb täispöörde 2266 tunniga. Müsteerium on süsivesinike olemasolu Saturni satelliitidel ja võib-olla ka planeedil endal.

Uraan. Uraani pöörlemistelg asub peaaegu tema orbiidi tasapinnal. Planeedil on magnetväli, mille polaarsus on vastupidine Maa omale ja mille intensiivsus on väiksem kui Maa oma.

Uraani tihedas atmosfääris, mille paksus on 8500 km, avastati rõngamoodustisi, laike, keeriseid ja jugavooge, mis viitab õhumasside rahutule ringlusele. Tuule suunad langevad üldiselt kokku planeedi pöörlemisega, kuid kõrgetel laiuskraadidel nende kiirus suureneb. Uraani külma atmosfääri rohekassinine värvus võib olla tingitud [OH - ] radikaalide olemasolust. Heeliumi sisaldus atmosfääris ulatub 15%-ni, alumistest kihtidest on leitud metaanipilvi.

Planeedi ümber avastati 10 rõngast, mille laius ulatus mitmesajast meetrist mitme kilomeetrini ja mis koosnesid umbes 1 m läbimõõduga osakestest. Rõngaste sees liiguvad ebakorrapärase kujuga ja 16-24 km läbimõõduga kiviplokid, mida nimetatakse "karjase" satelliitideks (tõenäoliselt asteroidideks).

Uraani 20 satelliidist paistavad viis silma oma märkimisväärsete suuruste poolest (läbimõõt on 1580–470 km), ülejäänud on alla 100 km. Nad kõik näevad välja nagu Uraani gravitatsioonivälja püütud asteroidid. Mõne neist sfäärilisel pinnal märgati hiiglaslikke lineaarseid triipe - pragusid, võib-olla jälgi meteoriitide pilgutamisest.

Neptuun- Päikesest kõige kaugemal asuv planeet. Atmosfääripilved moodustuvad peamiselt metaanist. Atmosfääri ülemistes kihtides on ülehelikiirusel kihutavad tuulevoolud. See tähendab temperatuuri- ja rõhugradientide olemasolu atmosfääris, mis on ilmselt põhjustatud planeedi sisemisest kuumenemisest.

Neptuunil on 8 kivist satelliiti, millest kolm on märkimisväärse suurusega: Triton (läbimõõt 2700 km), Nerida (340 km) ja Proteus (400 km), ülejäänud on väiksemad - 50–190 km.

Pluuto– 1930. aastal avastatud planeetidest kõige kaugem ei kuulu hiidplaneetide hulka. Selle mass on 10 korda väiksem kui Maa mass.

Kiiresti ümber oma telje pöörleval Pluutol on väga piklik elliptiline orbiit ja seetõttu on ta aastatel 1969–2009 Päikesele lähemal kui Neptuun. See asjaolu võib olla täiendav tõend selle "mitteplanetaarse" olemuse kohta. Tõenäoliselt kuulub Pluuto kehadele, mis pärinevad 20. sajandi 90ndatel avastatud Kuiperi vööst, mis on asteroidivöö analoog, kuid jääb Neptuuni orbiidist kaugemale. Praegu on avastatud umbes 40 sellist keha läbimõõduga 100–500 km, väga hämarad ja peaaegu mustad, albeedoga 0,01 - 0,02 (Kuu albeedo on 0,05). Pluuto võib olla üks neist. Planeedi pind on ilmselgelt jäine. Pluutol on üks 1190 km läbimõõduga satelliit Charon, mille orbiit möödub sellest 19 tuhande km kaugusel ja tiirlemisperiood on 6,4 Maa päeva.

Planeedi Pluuto liikumise olemuse põhjal viitavad teadlased veel ühe ülikauge ja väikese (kümnenda) planeedi olemasolule. 1996. aasta lõpus teatati, et Hawaii Observatooriumi astronoomid avastasid jääplokkidest koosneva taevakeha, mis pöörleb Päikeselähedasel orbiidil Pluutost kaugemale. Sellel väikeplaneedil pole veel nime ja see on registreeritud numbri 1996TL66 all.

Kuu- Maa satelliit, mis pöörleb sellest 384 tuhande km kaugusel ja mille suurus ja struktuur toovad selle planeetidele lähemale. Teljelise ja külgsuunalise pöörlemise perioodid ümber Maa on peaaegu võrdsed (vt tabel 3.1), mistõttu on Kuu meie poole alati ühe küljega. Kuu välimus maise vaatleja jaoks muutub pidevalt vastavalt selle faasidele - noorkuu, esimene veerand, täiskuu, viimane veerand. Kuufaaside täieliku muutumise perioodi nimetatakse sünoodiline kuu mis on keskmiselt võrdne 29,53 Maa päevaga. See ei sobi kokku sidereaalne(tähtede poole) kuu moodustab 27,32 päeva, mille jooksul Kuu teeb täistiiru ümber Maa ja samal ajal - pöörde ümber oma telje Päikese suhtes. Noorkuu ajal on Kuu Maa ja Päikese vahel ega ole Maalt nähtav. Täiskuu ajal on Maa Kuu ja Päikese vahel ning Kuu on nähtav täiskettana. Seotud Päikese, Maa ja Kuu positsioonidega päikeseenergia Ja kuuvarjutused- valgustite asukohad, kus Kuu heidetud vari langeb Maa pinnale (päikesevarjutus) või Maa poolt heidetud vari langeb Kuu pinnale (kuuvarjutus).

Kuu pind on vaheldumine tumedatest aladest - "mered", mis vastavad tasasele tasandikule, ja heledad alad - "mandrid", mille moodustavad küngas. Kõrguste vahed ulatuvad 12-13 km-ni, kõrgeimad tipud (kuni 8 km) asuvad lõunapooluse lähedal. Arvukad kraatrid, mille suurus ulatub mitme meetri kuni sadade kilomeetriteni, on meteoriidi või vulkaanilise päritoluga (Alphonse'i kraatris avastati 1958. aastal keskmäe kuma ja süsiniku eraldumine). Kuule varases arengujärgus iseloomulikud intensiivsed vulkaanilised protsessid on nüüdseks nõrgenenud.

Kuu pinnase ülemise kihi proovid - regoliit, Nõukogude kosmoselaevad ja Ameerika astronaudid, näitasid, et Kuu pinnale kerkivad põhikoostisega tardkivimid – basaltid ja anortosiidid. Esimesed on iseloomulikud "meredele", teised - "mandritele". Regoliidi väike tihedus (0,8-1,5 g/cm3) on seletatav selle suure poorsusega (kuni 50%). Tumedamate “mereliste” basaltide keskmine tihedus on 3,9 g/cm3 ja heledamate “mandriliste” anortosiitide keskmine tihedus 2,9 g/cm3, mis on suurem kui maakoore kivimite keskmine tihedus (2,67 g/cm3). Kuu kivimite keskmine tihedus (3,34 g/cm3) on väiksem kui Maa kivimite keskmine tihedus (5,52 g/cm3). Nad eeldavad selle sisemuse homogeenset struktuuri ja ilmselt märkimisväärse metallilise südamiku puudumist. Kuni 60 km sügavuseni koosneb Kuu maakoor samadest kivimitest, mis pinnapealnegi. Kuu ei ole tuvastanud enda dipoolmagnetvälja.

Keemilise koostise poolest on Kuu kivimid lähedased Maa kivimitele ja neid iseloomustavad järgmised näitajad (%): SiO 2 - 49,1 - 46,1; MgO - 6,6-7,0; FeO - 12,1-2,5; A12O3 - 14,7-22,3; CaO -12,9-18,3; Na20 - 0,6-0,7; TiO 2 - 3,5-0,1 (esimesed numbrid on Kuu "merede" pinnase jaoks, teised - mandri pinnase jaoks). Maa ja Kuu kivimite lähedane sarnasus võib viidata sellele, et mõlemad taevakehad tekkisid üksteisest suhteliselt väikesel kaugusel. Kuu tekkis Maa-lähedases "satelliitparves" umbes 4,66 miljardit aastat tagasi. Suurema osa rauast ja sulavatest elementidest oli Maa juba sel ajal kinni püüdnud, mis tõenäoliselt määras raudsüdamiku puudumise Kuul.

Selle väike mass võimaldab Kuul säilitada ainult väga haruldast atmosfääri, mis koosneb heeliumist ja argoonist. Atmosfäärirõhk Kuul on päeval 10 -7 atm ja öösel ~10 -9 atm. Atmosfääri puudumine määrab suured igapäevased pinnatemperatuuri kõikumised -130 kuni 180C.

Kuu uurimist alustati 2. jaanuaril 1959, kui Kuu poole startis esimene Nõukogude automaatjaam Luna-1. Esimesed inimesed olid Ameerika astronaudid Neil Armstrong ja Edwin Aldrin, kes maandusid Kuule 21. juulil 1969 kosmoseaparaadiga Apollo 11.

Uskumatud faktid

Kas olete kunagi mõelnud, kui suur on universum?

8. See pole aga midagi võrreldes Päikesega.

Foto Maast kosmosest

9. Ja see vaade meie planeedile Kuult.

10. Need oleme meie Marsi pinnalt.

11. Ja see vaade Maale Saturni rõngaste taga.

12. Ja see on kuulus foto" Kahvatu sinine täpp", kus Maad on pildistatud Neptuunist, peaaegu 6 miljardi kilomeetri kauguselt.

13. Siin on suurus Maa võrreldes Päikesega, mis isegi ei mahu täielikult fotole.

Suurim täht

14. Ja see Päike Marsi pinnalt.

15. Nagu kuulus astronoom Carl Sagan kunagi ütles, kosmoses rohkem tähti kui liivaterasid kõigis Maa randades.

16. Neid on palju tähed, mis on palju suuremad kui meie Päike. Vaadake, kui väike on Päike.

Foto Linnutee galaktikast

18. Aga galaktika suurusega ei saa midagi võrrelda. Kui vähendate Päike kuni leukotsüüdi suuruseni(valgete vereliblede) ja Linnutee galaktikat sama skaalat kasutades kahandada, oleks Linnutee Ameerika Ühendriikide suurune.

19. Seda seetõttu, et Linnutee on lihtsalt tohutu. See on koht, kus päikesesüsteem on selle sees.

20. Aga me näeme ainult väga palju väike osa meie galaktikast.

21. Kuid isegi meie galaktika on teistega võrreldes pisike. Siin Linnutee võrreldes galaktika IC 1011-ga, mis asub Maast 350 miljoni valgusaasta kaugusel.

22. Mõelge sellele Hubble'i teleskoobiga tehtud fotol, tuhandeid galaktikaid, millest igaüks sisaldab miljoneid tähti, millest igaühel on oma planeedid.

23. Siin on üks galaktika UDF 423, mis asub 10 miljardi valgusaasta kaugusel. Seda fotot vaadates vaatate miljardeid aastaid minevikku. Mõned neist galaktikatest tekkisid mitusada miljonit aastat pärast Suurt Pauku.

24. Kuid pidage meeles, et see foto on väga, väga väike osa universumist. See on lihtsalt tühine osa öötaevast.

25. Võime üsna kindlalt oletada, et kuskil on mustad augud. Siin on musta augu suurus võrreldes Maa orbiidiga.

Kas teate, et meil on vedanud sündida mitte ainult tähe "eluvööndis", vaid ka kogu galaktikas?

Kuidas teised tähed väljastpoolt välja näevad, oleme juba öelnud, aga kuidas välisvaatleja näeks meie päikesesüsteemi ja meie päikesetähte?

Ümbritseva väliskosmose analüüsi põhjal otsustades liigub päikesesüsteem praegu läbi lokaalse, mis koosneb peamiselt vesinikust ja veidi heeliumist. Eeldatakse, et see kohalik tähtedevaheline pilv ulatub 30 valgusaasta kaugusele, mis kilomeetrites on umbes 180 miljonit km.

“Meie” pilv omakorda asub pikliku gaasipilve sees nn kohalik mull, mille moodustavad iidsete supernoovade osakesed. Mull ulatub üle 300 valgusaasta ja asub ühe spiraaliharu siseservas.

Kuid nagu ma varem ütlesin, on meie täpne asukoht Linnutee harude suhtes meile teadmata – mida iganes võib öelda, meil lihtsalt pole võimalust seda väljastpoolt vaadata ja olukorda hinnata.

Mida teha: kui peaaegu kõikjal planeedil saate oma asukoha piisava täpsusega kindlaks teha, siis galaktikakaaludega on see võimatu - meie galaktika läbimõõt on 100 tuhat valgusaastat. Isegi meid ümbritsevat avakosmost uurides jääb palju ebaselgeks.

Kui kasutame galaktikatevahelist positsioneerimissüsteemi, leiame end tõenäoliselt Linnutee tipu ja põhja vahel ning poolel teel galaktika keskpunkti ja välisserva vahel. Ühe hüpoteesi kohaselt asusime elama galaktika üsna prestiižses piirkonnas.

On oletatud, et galaktika keskpunktist teatud kaugusel asuvad tähed on nn. elamiskõlblik tsoon st seal, kus elu on teoreetiliselt võimalik. Ja elu on võimalik ainult õiges kohas õige temperatuuriga - planeedil, mis asub tähest nii kaugel, et sellel on vedel vesi. Alles siis saab elu tekkida ja areneda. Üldiselt ulatub elamiskõlblik tsoon Linnutee keskpunktist 13–35 tuhande aasta kaugusele. Arvestades, et meie päikesesüsteem asub galaktika tuumast 20–29 valgusaasta kaugusel, oleme täpselt "elu optimumi" keskel.

Kuid praegu on päikesesüsteem tõepoolest väga vaikne kosmose "piirkond". Süsteemi planeedid tekkisid ammu, “rändplaneetid” kas põrkasid naabrite vastu või kadusid väljapoole meie tähekodu ning asteroidide ja meteoriitide arv on võrreldes umbes 4 miljardi aasta eest valitsenud kaosega oluliselt vähenenud.

Usume, et varajased tähed tekkisid ainult vesinikust ja heeliumist. Kuid kuna tähed on omamoodi tähed, tekkisid aja jooksul raskemad elemendid. See on äärmiselt oluline, sest kui tähed surevad ja plahvatavad,. Nende jäänused muutuvad ehitusmaterjaliks galaktika raskemate elementide ja omapäraste seemnete jaoks. Kust nad mujalt tuleksid, kui mitte tähtede sisikonnas asuvatelt "keemiliste elementide seppadelt"?

Näiteks süsinik meie rakkudes, hapnik kopsudes, kaltsium meie luudes, raud meie veres – kõik need on samad rasked elemendid.

Asustamata tsoonis puudusid ilmselt protsessid, mis võimaldasid elu Maal. Galaktika servale lähemal plahvatas vähem massiivseid tähti, mis tähendab, et vähem raskeid elemente paiskus välja. Galaktikas kaugemal ei leia elu jaoks selliste oluliste elementide aatomeid nagu hapnik, süsinik, lämmastik. Elamiskõlblikku tsooni iseloomustab nende raskemate aatomite olemasolu ja väljaspool selle piire on elu lihtsalt võimatu.

Kui galaktika välimine osa on "halb ala", on selle keskosa veelgi hullem. Ja mida lähemal galaktika tuumale, seda ohtlikum see on. Koperniku ajal uskusime, et oleme universumi keskmes. Näib, et pärast kõike, mida oleme taeva kohta õppinud, oleme otsustanud, et oleme galaktika keskmes. Nüüd, kui teame veelgi rohkem, mõistame, kuidas saame õnnelik olla keskpunktist väljas.

Linnutee keskosas on tohutu massiga objekt - Ambur A, must auk umbes 14 miljonit km, selle mass on 3700 korda suurem kui meie Päikese mass. Galaktika keskel asuv must auk kiirgab võimsaid raadioemissioone, millest piisab kõigi teadaolevate eluvormide põletamiseks. Nii et talle on võimatu ligi pääseda. Galaktikas on ka teisi piirkondi, mis on elamiskõlbmatud. Näiteks tugevaima kiirguse tõttu.

O-tüüpi tähed- need on Päikesest palju kuumemad hiiglased, mis on sellest 10–15 korda suuremad ja eraldavad kosmosesse kolossaalseid ultraviolettkiirguse doose. Sellise tähe kiirte all hukkub kõik. Sellised tähed on võimelised hävitama planeete enne, kui nad isegi moodustuvad. Neist lähtuv kiirgus on nii suur, et rebib moodustuvatelt planeetidelt ja planeedisüsteemidelt lihtsalt ainet ning sõna otseses mõttes rebib planeedid orbiidilt välja.

O-tüüpi tähed on tõelised "surmatähed". Neist 10 või enama valgusaasta raadiuses pole elu võimalik.

Nii et meie galaktika nurk on nagu õitsev aed kõrbe ja ookeani vahel. Meil on olemas kõik eluks vajalikud elemendid. Meie piirkonnas on kosmiliste kiirte peamiseks barjääriks Päikese magnetväli ja Maa magnetväli kaitseb meid Päikese kiirguse eest. Päikese magnetväli vastutab päikese tuul, mis on kaitse hädade eest, mis päikesesüsteemi servalt meieni jõuavad. Päikese magnetväli keerutab päikesetuult, mis on laetud prootonite ja elektronide voog, mis paiskub Päikesest välja kiirusega miljon kilomeetrit tunnis.

Päikesetuul kannab magnetvälja Neptuuni orbiidist kolm korda suuremal kaugusel. Aga miljard kilomeetrit hiljem kohas nimega heliopaus, päikesetuul kuivab ja peaaegu kaob. Olles aeglustunud, ei ole see enam takistuseks tähtedevahelisest ruumist tulevatele kosmilistele kiirtele. See koht on piir heliosfäär.

Kui heliosfääri poleks, tungiksid kosmilised kiired meie päikesesüsteemi takistamatult läbi. Heliosfäär töötab nagu puur haidega sukeldumiseks, ainult haide asemel on kiirgus ja sukelduja asemel on meie planeet.

Osa kosmilistest kiirtest tungib läbi barjääri. Kuid samal ajal kaotavad nad suurema osa oma jõust. Varem arvasime, et heliosfäär on elegantne barjäär, midagi nagu magnetvälja volditud kardin. Kuni andmete laekumiseni 1997. aastal välja lastud Voyager 1-lt ja Voyager 2-lt. 21. sajandi alguses hakati seadmete andmeid töötlema. Selgus, et heliosfääri piiril olev magnetväli on midagi magnetvahu taolist, mille iga mull on umbes 100 miljonit km lai. Oleme harjunud arvama, et põllu pind on pidev, luues usaldusväärse barjääri. Kuid nagu selgus, koosneb see mullidest ja mustritest.

Kui uurime oma galaktilist keskkonda, segavad tolm ja gaas meie võimet objekte üksikasjalikumalt uurida. Pika vaatluste ajaloo jooksul oleme välja selgitanud järgmist. Kui uurime öist taevast palja silmaga või teleskoobiga, näeme spektri nähtavas osas palju. Kuid see on vaid osa sellest, mis seal tegelikult on. Mõned teleskoobid näevad tänu kosmilisele tolmule läbi infrapuna nägemine.

Tähed on väga kuumad, kuid on peidetud tolmu kestadesse. Ja me saame neid jälgida infrapuna teleskoobiga. Objektid võivad olla läbipaistvad või läbipaistmatud, olenevalt valguslainetest, st valgusest, mis neid läbib või ei saa. Kui midagi nagu gaas või kosmiline tolm satub objekti ja teleskoobi vahele, võib see liikuda spektri teise ossa, kus valguslainetel on erinev sagedus. Sel juhul võib see takistus nähtavaks saada.

Infrapuna- ja muude seadmetega relvastatud avastasime enda ümber palju kosmosenaabreid, kelle olemasolu me ei kahtlustanud. Kosmiliste kehade ja tähtede vaatlemiseks spektri erinevates osades on mitmeid instrumente.

Olles avastanud enda ümber palju uusi kosmilisi kehasid, imestame, kuidas nad käituvad, kuidas mõjutasid Maad elu tekkimise ajal Maal. Mõned neist on "head naabrid", see tähendab, et nad käituvad etteaimatavalt ja liiguvad mööda ennustatavat trajektoori. "Halvad naabrid" on ettearvamatud. See võib olla sureva tähe plahvatus või kokkupõrge, mille killud lendavad meie poole.

Mõned meie naabrid võisid iidsetel aegadel tuua meile "kingi", mis muutis kõike. Kui meie Maa moodustamine lõpetas ja jahtus, oli pind veel väga kuum. Ja kuna vesi lihtsalt aurustus, võisid selle taas Maale tuua arvukad komeedid või asteroidid. Vee hankimise kohta on palju teooriaid.

Neist ühe arvates võisid vett tuua jäised kehad, mis tulid päikesesüsteemi väljastpoolt või jäid alles pärast Päikese ja planeetide teket. Ühe viimase teooria kohaselt saatis raskegaasihiiglase Jupiteri gravitatsioon umbes 4 miljonit aastat tagasi jäised asteroidid Marsi, Maa ja Veenuse suunas. Kuid ainult Maal suutis jää vahevöösse tungida. Vesi pehmendas Maad ja algatas laamtektoonika protsessi, mille tulemusel tekkisid mandrid ja ookeanid.

Kuidas tekkis elu ookeanides? Äkki sattusid kosmosest neisse vajalikud orgaanilised ühendid? Mõnes meteoriidis, mida nimetatakse süsihappegaasiks, on teadlased avastanud orgaanilisi ühendeid, mis võivad aidata kaasa elu arengule Maal. Need ühendid on sarnased Antarktika meteoriitidest, tähtedevahelistest tolmuproovidest ja NASA poolt 2005. aastal tähetolmust saadud komeedi fragmentidest kogutud ühenditega.

Elu päritolu on orgaaniliste ühendite pikk reaktsioonide ahel. Kõik orgaanilised ühendid sisaldavad süsinikku ja on võimalik, et erinevad asjaolud viisid erinevate orgaaniliste ühendite tekkeni. Mõned võivad tekkida siin planeedil ja teised kosmoses. On täiesti võimalik, et ilma nende galaktikatevaheliste kingitusteta meie naabritelt poleks elu Maal kunagi tekkinud.

Kuid on ka ettearvamatuid naabreid. Näiteks täht on oranž kääbus Gliese 710. See täht on Päikesest 60% massiivsem, asub praegu Maast vaid 63 valgusaasta kaugusel ja jätkab lähenemist Päikesesüsteemile.

Oorti pilv on päikesesüsteemi ümbritsev hiiglaslik külmunud kivimitest ja jääplokkidest koosnev kera (keskel). Komeetide ja rändavate meteoriitide allikas "väljastpoolt" meie süsteemi

Ka Maast 1 valgusaasta kaugusel asub nn Oort pilv. Oorti pilvest saame vaadelda komeete, kui need mööduvad Päikesele piisavalt lähedalt, kuid tavaliselt see nii ei ole ja me neid ei näe.

On ka lihtsalt “veidrad naabrid”. Üks neist (õigemini terve perekond) on Centauruse tähtkuju tähed.

Täht Alfa Centauri, Kentauruse tähtkuju eredaim täht, on meie jaoks öises taevas ereduselt kolmas täht. Ta on meie lähim naaber, kes asub meist 4 valgusaasta kaugusel. Kuni 20. sajandini arvati, et tegemist on kaksiktähega, kuid hiljem selgus, et me ei vaatle midagi muud kui kolmest tähest koosnevat tähesüsteemi, mis tiirlevad korraga üksteise ümber!

Alfa Centauri A on väga sarnane meie Päikesele ja selle mass on sama. Alpha Centauri B on veidi väiksem ja kolmas täht Proxima Centrauri on M-tüüpi täht, mille mass moodustab umbes 12% Päikese massist. See on nii väike, et me ei saa seda palja silmaga jälgida.

Selgub, et ka paljudel teistel meie naabertähtedel on mitu süsteemi. Umbes 8,5 valgusaasta kaugusel asuv Siirius, mis on tuntud kui üks heledamaid tähti taevas, on samuti kaksiktäht. Enamik tähti on väiksemad kui meie Päike ja on sageli kahendkujulised. Seega on meie üksik Päike pigem erand reeglist.

Enamik ümberkaudsetest tähtedest on punased või pruunid kääbused. Punased kääbused moodustavad kuni 70% kõigist tähtedest mitte ainult meie galaktikas, vaid ka universumis. Oleme oma Päikesega harjunud, meile tundub see etalon, aga punaseid kääbusi on palju rohkem.

Me polnud kuni 1990. aastani kindlad, kas naabrite seas on pruune kääbusi. Need kosmoseobjektid on samuti ainulaadsed – mitte päris tähed, aga ka mitte planeedid ning nende värvus pole üldse pruun.

Pruunid kääbused on meie päikesesüsteemi üks salapärasemaid elanikke, sest nad on tõepoolest väga külmad ja väga tumedad. Nad kiirgavad vähe valgust, mistõttu on neid väga raske jälgida. 2011. aastal avastas üks NASA Wide-Field Infrared Explorer teleskoobid Maast kuskil 9–40 valgusaasta kaugusel palju pruune kääbusi, mille pinnatemperatuuri peeti kunagi võimatuks. Mõned neist pruunidest kääbustest on nii lahedad, et võite neid isegi puudutada. Nende pinnatemperatuur on vaid 26°C. Tähed toatemperatuuril – mida iganes sa universumis näed!

Kuid väljaspool meie “kohalikku mulli” pole mitte ainult tähed, vaid ka planeedid või õigemini eksoplaneedid- see tähendab, et ei tiirle ümber Päikese. Selliste planeetide avastamine on äärmiselt raske sündmus. See on nagu vaataks öösel Las Vegases ühte lambipirni! Tegelikult me ​​isegi ei näe neid planeete, vaid aitame nende kohta ainult siis, kui Kepleri teleskoop, mis jälgib tähtede heleduse muutusi, registreerib tähe heleduse ebaolulise muutuse, kui üks eksoplaneetidest läbib selle ketta. .

Meile teadaolevalt asub meie lähim eksoplanetaarne naaber meist sõna otseses mõttes "all tänaval", "ainult" 10 valgusaasta kaugusel ja tiirleb ümber oranži tähe Epsilon Eridani. Kuid eksoplaneet sarnaneb rohkem Jupiteriga kui Maaga, kuna see on tohutu gaasihiiglane. Kui aga arvestada, et eksoplaneetide esimestest avastustest on möödas vähem kui kaks aastakümmet, siis kes teab, mis meid järgmisena ees ootab.

2011. aastal avastasid astronoomid meie piirkonnas uut tüüpi planeedid - kodutud planeedid. Selgub, et on planeete, mis ei tiirle ümber oma ematähe. Nad alustasid oma elu nagu kõik teised planeedid, kuid ühel või teisel põhjusel tõrjuti nad oma orbiidilt välja, lahkusid oma päikesesüsteemist ja rändavad nüüd sihitult mööda galaktikat, ilma et oleks võimalik koju naasta. See on üllatav, kuid seda tüüpi planeetide nimetamiseks on vaja uut määratlust nende planeetide jaoks, mis eksisteerivad väljaspool oma ematähtede gravitatsioonijõudu.

Silmapiiril on aga terendamas paar sündmust, mis võivad saada tõeliseks sensatsiooniks isegi kosmilises mastaabis.