Solens struktur. Nærmere bestemt om naboer

Hva er solsystemet vi lever i? Svaret vil være som følger: dette er vår sentrale stjerne, Solen og alle de kosmiske kroppene som kretser rundt den. Dette er store og små planeter, så vel som deres satellitter, kometer, asteroider, gasser og kosmisk støv.

Navnet på solsystemet ble gitt av navnet på stjernen. I vid forstand betyr "solar" ofte et hvilket som helst stjernesystem.

Hvordan oppsto solsystemet?

Ifølge forskere ble solsystemet dannet av en gigantisk interstellar sky av støv og gasser på grunn av gravitasjonskollaps i en egen del av det. Som et resultat ble det dannet en protostjerne i sentrum, som deretter ble til en stjerne - Solen, og en protoplanetarisk skive av enorm størrelse, hvorfra alle komponentene i solsystemet som er oppført ovenfor, senere ble dannet. Prosessen, mener forskere, begynte for rundt 4,6 milliarder år siden. Denne hypotesen ble kalt tåkehypotesen. Takket være Emmanuel Swedenborg, Immanuel Kant og Pierre-Simon Laplace, som foreslo det tilbake på 1700-tallet, ble det til slutt allment akseptert, men i løpet av mange tiår ble det foredlet, nye data ble introdusert i det som tok hensyn til kunnskapen av moderne vitenskaper. Dermed antas det at på grunn av økningen og intensiveringen av kollisjoner av partikler med hverandre, økte temperaturen på objektet, og etter at det nådde flere tusen kelvin, fikk protostjernen en glød. Da temperaturen nådde millioner av kelvin, begynte en termonukleær fusjonsreaksjon i sentrum av fremtidens sol - omdannelsen av hydrogen til helium. Det ble til en stjerne.

Solen og dens egenskaper

Forskere klassifiserer stjernen vår som en gul dverg (G2V) i henhold til dens spektrale klassifisering. Dette er den nærmeste stjernen til oss, lyset når planetens overflate på bare 8,31 sekunder. Fra jorden ser strålingen ut til å ha en gul fargetone, selv om den i virkeligheten er nesten hvit.

Hovedkomponentene i armaturet vårt er helium og hydrogen. I tillegg, takket være spektralanalyse, ble det oppdaget at solen inneholder jern, neon, krom, kalsium, karbon, magnesium, svovel, silisium og nitrogen. Takket være den termonukleære reaksjonen som kontinuerlig skjer i dypet, får alt liv på jorden den nødvendige energien. Sollys er en integrert komponent i fotosyntesen, som produserer oksygen. Uten solens stråler hadde det ikke vært mulig, og derfor ville det ikke ha kunnet dannes en atmosfære egnet for livets proteinform.

Merkur

Dette er den nærmeste planeten til stjernen vår. Sammen med Jorden, Venus og Mars tilhører den de såkalte terrestriske planetene. Merkur fikk navnet sitt på grunn av sin høye bevegelseshastighet, som ifølge mytene kjennetegnet den flåtefotede eldgamle guden. Merkuråret er 88 dager.

Planeten er liten, dens radius er bare 2439,7, og den er mindre i størrelse enn noen av de store satellittene til gigantplanetene Ganymedes og Titan. Men i motsetning til dem er Merkur ganske tung (3,3 x 10 23 kg), og dens tetthet er bare litt bak jordens. Dette skyldes tilstedeværelsen av en tung tett kjerne av jern på planeten.

Det er ingen endring av årstider på planeten. Dens ørkenoverflate ligner månen. Den er også dekket av kratere, men er enda mindre egnet for livet. Således, på dagsiden av Merkur når temperaturen +510 °C, og på nattsiden -210 °C. Dette er de skarpeste endringene i hele solsystemet. Atmosfæren på planeten er veldig tynn og sjeldne.

Venus

Denne planeten, oppkalt etter den gamle greske kjærlighetsgudinnen, ligner mer på jorden enn andre i solsystemet. fysiske parametere- vekt, tetthet, størrelse, volum. I lang tid ble de betraktet som tvillingplaneter, men over tid ble det klart at forskjellene deres er enorme. Så Venus har ingen satellitter i det hele tatt. Atmosfæren består av karbondioksid nesten 98 %, og trykket på planetens overflate overstiger trykket på jorden med 92 ganger! Skyer over overflaten av planeten, bestående av svovelsyredamp, forsvinner aldri, og temperaturen her når +434 ° C. Surt regn faller på planeten og tordenvær raser. Det er høy vulkansk aktivitet her. Liv, slik vi forstår det, kan ikke eksistere på Venus, dessuten kan synkende romfartøy ikke overleve lenge i en slik atmosfære.

Denne planeten er godt synlig på nattehimmelen. Dette er det tredje lyseste objektet for en jordisk observatør; det skinner med hvitt lys og er lysere enn alle stjernene. Avstanden til solen er 108 millioner km. Den kretser rundt solen i 224 jorddager, og rundt sin egen akse i 243.

Jorden og Mars

Dette siste planeter den såkalte terrestriske gruppen, hvis representanter er preget av tilstedeværelsen av en solid overflate. Strukturen deres inkluderer en kjerne, mantel og skorpe (bare Merkur har det ikke).

Mars har en masse lik 10 % av jordens masse, som igjen er 5,9726 10 24 kg. Diameteren er 6780 km, nesten halvparten av planeten vår. Mars er den syvende største planeten i solsystemet. I motsetning til jorden, hvor 71 % av overflaten er dekket av hav, er Mars helt tørt land. Vannet ble bevart under planetens overflate i form av en massiv isdekke. Overflaten har en rødlig fargetone på grunn av det høye innholdet av jernoksid i form av maghemitt.

Atmosfæren på Mars er svært sjelden, og trykket på planetens overflate er 160 ganger mindre enn det vi er vant til. På overflaten av planeten er det nedslagskratere, vulkaner, lavninger, ørkener og daler, og ved polene er det iskapper, akkurat som på jorden.

Mars dager er litt lengre enn jordens, og året er 668,6 dager. I motsetning til jorden, som har én måne, har planeten to uregelmessige satellitter - Phobos og Deimos. Begge, som Månen til Jorden, er konstant vendt mot Mars med samme side. Phobos nærmer seg gradvis overflaten av planeten sin, beveger seg i en spiral, og vil sannsynligvis falle ned på den over tid eller bryte i stykker. Deimos, tvert imot, beveger seg gradvis bort fra Mars og kan forlate sin bane i en fjern fremtid.

Mellom banene til Mars og den neste planeten, Jupiter, er det et asteroidebelte som består av små himmellegemer.

Jupiter og Saturn

Hvilken planet er størst? Det er fire gassgiganter i solsystemet: Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. Jupiter har den største størrelsen. Atmosfæren, som solens, består hovedsakelig av hydrogen. Den femte planeten, oppkalt etter tordenguden, har en gjennomsnittlig radius på 69 911 km og en masse 318 ganger jordens. Planetens magnetfelt er 12 ganger sterkere enn jordens. Overflaten er skjult under ugjennomsiktige skyer. Foreløpig synes forskere det er vanskelig å si med sikkerhet hvilke prosesser som kan skje under dette tette sløret. Det antas at det er et kokende hydrogenhav på overflaten av Jupiter. Astronomer anser denne planeten som en "mislykket stjerne" på grunn av en viss likhet i parameterne deres.

Jupiter har 39 satellitter, hvorav 4 - Io, Europa, Ganymedes og Callisto - ble oppdaget av Galileo.

Saturn er litt mindre enn Jupiter, den er den nest største blant planetene. Dette er den sjette, neste planeten, som også består av hydrogen med tilsetninger av helium, en liten mengde ammoniakk, metan og vann. Her raser orkaner, hvis hastighet kan nå 1800 km/t! Saturns magnetfelt er ikke like kraftig som Jupiters, men sterkere enn jordens. Både Jupiter og Saturn er noe flatete ved polene på grunn av rotasjon. Saturn er 95 ganger tyngre enn jorden, men dens tetthet er mindre enn vann. Dette er den minst tette himmelsk kropp i vårt system.

Et år på Saturn varer i 29,4 jordår, et døgn er 10 timer og 42 minutter. (Jupiter har et år på 11,86 jordår, en dag på 9 timer 56 minutter). Den har et system av ringer som består av faste partikler av forskjellige størrelser. Antagelig kan disse være restene av en ødelagt satellitt på planeten. Totalt har Saturn 62 satellitter.

Uranus og Neptun - de siste planetene

Den syvende planeten i solsystemet er Uranus. Det er 2,9 milliarder km unna solen. Uranus er den tredje største blant planetene i solsystemet (gjennomsnittlig radius - 25 362 km) og den fjerde største i masse (14,6 ganger større enn jordens). Et år her varer i 84 jordår, et døgn varer i 17,5 timer. I atmosfæren til denne planeten, i tillegg til hydrogen og helium, opptar metan et betydelig volum. Derfor, for en jordisk observatør, har Uranus en myk blå farge.

Uranus er den kaldeste planeten i solsystemet. Temperaturen i atmosfæren er unik: -224 °C. Forskere vet ikke hvorfor Uranus har lavere temperatur enn planeter som er lenger fra Solen.

Denne planeten har 27 satellitter. Uranus har tynne, flate ringer.

Neptun, den åttende planeten fra solen, rangerer på fjerde plass i størrelse (gjennomsnittlig radius - 24 622 km) og tredje i masse (17 jordens). For en gassgigant er den relativt liten (bare fire ganger mer enn jorden). Atmosfæren er også hovedsakelig sammensatt av hydrogen, helium og metan. Gasskyer i de øvre lagene beveger seg med rekordfart, den høyeste i solsystemet - 2000 km/t! Noen forskere tror at under overflaten av planeten, under et lag av frosne gasser og vann, skjult, i sin tur av atmosfæren, kan en solid steinete kjerne skjule seg.

Disse to planetene er like i sammensetning, og det er derfor de noen ganger klassifiseres som en egen kategori - isgiganter.

Mindre planeter

Mindre planeter er himmellegemer som også beveger seg rundt solen i sine egne baner, men skiller seg fra andre planeter i sine små størrelser. Tidligere ble bare asteroider klassifisert som sådan, men i senere tid, nemlig siden 2006, inkluderer de også Pluto, som tidligere var inkludert i listen over planeter i solsystemet og var den siste, tiende på den. Dette skyldes endringer i terminologien. Dermed inkluderer mindre planeter nå ikke bare asteroider, men også dvergplaneter - Eris, Ceres, Makemake. De ble kalt plutoider etter Pluto. Banene til alle kjente dvergplaneter ligger utenfor Neptuns bane, i det såkalte Kuiperbeltet, som er mye bredere og mer massivt enn asteroidebeltet. Selv om deres natur, som forskerne tror, er den samme: det er "ubrukt" materiale som er igjen etter dannelsen av solsystemet. Noen forskere har antydet at asteroidebeltet er rusk fra den niende planeten Phaeton, som døde som et resultat av en global katastrofe.

Det man vet om Pluto er at den hovedsakelig består av is og fast stein. Hovedkomponenten i innlandsisen er nitrogen. Stolpene er dekket med evig snø.

Dette er rekkefølgen på planetene i solsystemet, ifølge moderne ideer.

Parade av planeter. Typer parader

Dette er veldig interessant fenomen for de som er interessert i astronomi. Det er vanlig å kalle en parade av planeter en slik posisjon i solsystemet når noen av dem, som kontinuerlig beveger seg i sine baner, i kort tid inntar en bestemt posisjon for en jordisk observatør, som om de stiller seg opp langs en linje.

Den synlige paraden av planeter i astronomi er den spesielle posisjonen til de fem lyseste planetene i solsystemet for folk som ser dem fra jorden - Merkur, Venus, Mars, samt to giganter - Jupiter og Saturn. På dette tidspunktet er avstanden mellom dem relativt liten, og de er godt synlige i en liten del av himmelen.

Det er to typer parader. En stor form kalles når fem himmellegemer står på linje i en linje. Liten - når det bare er fire av dem. Disse fenomenene kan være synlige eller usynlige fra forskjellige deler av kloden. Samtidig forekommer en stor parade ganske sjelden - en gang med noen tiår. Den lille kan observeres en gang med noen års mellomrom, og den såkalte miniparaden, der bare tre planeter deltar, nesten hvert år.

Interessante fakta om planetsystemet vårt

Venus, den eneste av alle de store planetene i solsystemet, roterer rundt sin akse i motsatt retning av rotasjonen rundt solen.

Det høyeste fjellet på de store planetene i solsystemet er Olympus (21,2 km, diameter - 540 km), en utdødd vulkan på Mars. For ikke lenge siden, på den største asteroiden i stjernesystemet vårt, Vesta, ble det oppdaget en topp som var noe overlegen i parametere enn Olympus. Kanskje den er den høyeste i solsystemet.

De fire galileiske månene til Jupiter er de største i solsystemet.

Foruten Saturn har alle gassgiganter, noen asteroider og Saturns måne Rhea ringer.

Hvilket stjernesystem er nærmest oss? Solsystemet er nærmest stjernesystemet til trippelstjernen Alpha Centauri (4,36 lysår). Det antas at planeter som ligner på jorden kan eksistere i den.

Om planeter for barn

Hvordan forklare barn hva solsystemet er? Her vil modellen hennes hjelpe, som du kan lage sammen med barna. For å lage planeter kan du bruke plasticine eller ferdige plastkuler (gummi) som vist nedenfor. Samtidig er det nødvendig å opprettholde forholdet mellom størrelsene på "planetene", slik at modellen av solsystemet virkelig bidrar til å danne de riktige ideene om rommet hos barn.

Du trenger også tannpirkere for å holde himmellegemene våre, og som bakgrunn kan du bruke et mørkt pappark med små prikker malt på for å etterligne stjerner. Ved hjelp av et slikt interaktivt leketøy vil det være lettere for barn å forstå hva solsystemet er.

Fremtiden til solsystemet

Artikkelen beskrev i detalj hva solsystemet er. Til tross for dens tilsynelatende stabilitet, utvikler solen vår seg, som alt i naturen, men denne prosessen, etter våre standarder, er veldig lang. Tilgangen på hydrogendrivstoff i dypet er enorm, men ikke uendelig. Så, ifølge forskernes hypoteser, vil det ende om 6,4 milliarder år. Når den brenner ut, vil solkjernen bli tettere og varmere, og stjernens ytre skall vil bli bredere. Stjernens lysstyrke vil også øke. Det antas at om 3,5 milliarder år, på grunn av dette, vil klimaet på jorden være lik Venus, og liv på den i vanlig forstand for oss vil ikke lenger være mulig. Det vil ikke være noe vann igjen i det hele tatt; under påvirkning av høye temperaturer vil det fordampe ut i verdensrommet. Deretter, ifølge forskere, vil jorden bli absorbert av solen og oppløses i dypet.

Utsiktene er ikke særlig lyse. Fremgangen står imidlertid ikke stille, og kanskje innen den tid vil nye teknologier tillate menneskeheten å utforske andre planeter, som andre soler skinner over. Tross alt vet forskerne ennå ikke hvor mange "solsystemer" det er i verden. Sannsynligvis dem utallige, og blant dem er det fullt mulig å finne en egnet for menneskelig bolig. Hvilket "solsystem" som blir vårt nye hjem er ikke så viktig. Menneskelig sivilisasjon vil bli bevart, og en ny side vil begynne i dens historie...

Hva er solsystemet? Dette er vårt felles hjem. Hva består den av? Hvordan og når ble den dannet? Det er viktig for alle å vite mer om hjørnet av galaksen vi bor i.

Fra de fleste til minst

Leksjonen "Solsystemet" bør begynne med det faktum at sistnevnte er en del av en enorm og grenseløs del som menneskesinnet ikke er i stand til å forstå. Jo sterkere teleskopene våre blir, jo dypere ser vi ut i verdensrommet, jo flere stjerner og galakser ser vi der. I følge moderne konsepter har universet en viss struktur. Og den består av galakser og deres klynger. Stedet der solsystemet befinner seg er en galakse. Den består av hundre milliarder stjerner, hvorav mange ligner på Solen. Stjernen vår er en ganske vanlig gul dverg. Men i stor grad takket være dens beskjedne størrelse og stabile temperatur, kunne liv oppstå i systemet.

Fremkomst

Moderne teorier om solsystemets utseende er integrert forbundet med hypoteser om universets utvikling. Dens opprinnelse er fortsatt et mysterium. Det er bare forskjellige matematiske modeller. I følge de vanligste av dem oppsto universet vårt for sytten milliarder år siden som et resultat av Big Bang. Stjernen vår antas å være 4,7 milliarder år gammel. Solsystemet er omtrent på samme alder. Hvor lenge må hun leve? Om en milliard år vil solen gå inn i den neste utviklingssyklusen og bli til en rød kjempe. I følge beregningene til de fleste forskere vil den øvre grensen for atmosfæren være plassert på avstand. Og hvis menneskeheten fortsatt eksisterer etter en så enorm tidsperiode, vil det for mennesker bli en katastrofe i en virkelig universell skala. Men alt dette er i en fjern fremtid. Hva er situasjonen i dag?

Solsystemets kropper

Så først og fremst er dette selvfølgelig vår stjerne. Siden antikken har folk gitt den et navn og kalt den Solen. Nitti-ni prosent av massen til alle systemer er konsentrert i den. Og bare én faller på planetene, deres satellitter, meteoritter, asteroider, kometer og Kuiper-beltekropper. Så hva er solsystemet? Dette er solen og alt som kretser rundt den. Men først ting først.

Sol

Som nevnt ovenfor er stjernen sentrum av systemet vårt. Størrelsen er fantastisk. Solen er tre hundre og tretti tusen ganger tyngre enn jorden! Og diameteren er hundre og ni ganger større enn jordens. Gjennomsnittlig tetthet av solens materie er bare 1,4 ganger høyere enn tettheten til vann. Men dette bør ikke være misvisende. Faktisk, i de sentrale områdene av stjernen er tettheten hundre og femti ganger større, og kjernefysiske reaksjoner begynner der på grunn av kolossalt trykk. Her dannes helium fra hydrogen.

Deretter overføres den resulterende energien ved konveksjon til de ytre lagene og spres ut i verdensrommet. Ifølge forskere består solen vår nå av syttifem prosent hydrogen, og omtrent 25 % helium, og ikke mer enn 1 % av de gjenværende grunnstoffene. Først og fremst indikerer dette at solen er i full blomst, fordi det fortsatt er mye drivstoff. Vanligvis er levetiden for en stjerne av denne klassen (gul dverg) ti milliarder år. Det er umulig å ikke si noen få ord om solens struktur. I sentrum er en massiv kjerne, etterfulgt av soner med strålingsenergioverføring, konveksjon, fotosfære og kromosfære. Prominenser vises ofte på sistnevnte. Solflekker er områder på overflaten av en stjerne hvor temperaturen er merkbart lavere, og det er derfor de ser mørkere ut. Stjernen vår roterer rundt sin akse med en periode på tjuefem jorddager. Det er neppe en overdrivelse å si at hele solsystemet avhenger av tilstanden til denne stjernen. Fotolaboratorier for å studere prosessene på den er til og med opprettet i bane.

Merkur

Dette er den første kosmiske kroppen vi vil møte når vi beveger oss bort fra solen. Og som et resultat av dens nærhet er det veldig varmt på overflaten og det er praktisk talt ingen atmosfære. Den tilhører de såkalte terrestriske planetene. Deres generelle egenskaper er: ganske høy tetthet, tilstedeværelsen av en gass-vann-atmosfære, et lite antall satellitter, tilstedeværelsen av en kjerne, mantel og skorpe. Men, som nevnt ovenfor, er den praktisk talt fratatt - den blir blåst bort av solvinden. La oss huske at jorden er beskyttet mot den av et sterkt magnetfelt og avstand. Men til tross for dette kan gassskallet på Merkur fortsatt oppdages; det består av metallioner som fordamper fra planetens overflate. Det er (i små mengder) oksygen, nitrogen og inerte gasser.

Merkur beveger seg rundt solen i en langstrakt bane. Dens omløpsperiode er 88 jorddager. Men det tar nesten 59 dager før planeten roterer rundt sin akse. Stort sett på grunn av dette observeres Merkur en stor forskjell temperaturer: fra minus 183 0 til pluss 427 0 Celsius.

Planetens overflate er dekket med kratere, lave fjell og daler. Det er også spor av kompresjon av kvikksølv (på grunn av avkjøling av metallkjernen) - i form av utvidede avsatser). Forskere mistenker tilstedeværelsen av vannis i noen skyggefulle områder av planeten.

Venus

Den andre jordiske planeten fra solen. Den er betydelig større enn Mercury, men litt mindre enn jorden både i vekt og diameter. Det er ingen satellitter. Men det er en tett atmosfære som nesten skjuler seg for øynene våre. Takket være den er temperaturen på overflaten mye høyere enn på Merkur: gjennomsnittsverdier når +475 0 Celsius, uten alvorlige daglige endringer. Et annet trekk ved atmosfæren er de sterkeste vindene i flere kilometers høyde (opptil hundre og femti meter per sekund), ekte orkaner. Hva som forårsaker dem er fortsatt uklart. Atmosfæren består av nittiseks prosent karbondioksid. Oksygen og vanndamp er ubetydelig. Takket være flyreiser til planeten til flere romfartøy, klarte forskere å kompilere ganske en detaljert kart Venus. Planetens overflate er delt inn i sletter og åser. To store kontinenter kan skilles fra hverandre. Det er mange nedslagskratre.

Jord

Vi vil ikke dvele i detalj på planeten vår, siden den fortsatt er den mest studerte og kjente for leseren. Men hva er solsystemet uten Jorden?.. Det må sies at hjemmet vårt fortsatt er fulle av mange mysterier. I tillegg er Jorden en planet i solsystemet, som når det gjelder masse er nest etter gassgigantene, og den eneste som har et vannskall. Revolusjonsperioden rundt stjernen er 365 dager, og avstanden til den - 150 000 000 kilometer - er tatt som en astronomisk enhet. La oss også si at Jorden er en planet i solsystemet, som har en enkelt satellitt av betydelig størrelse, og la oss gå videre.

Mars

Og her foran oss er den røde planeten - drømmen til alle science fiction-forfattere og som folk aldri slutter å tenke på. Det er for tiden et romfartøy som opererer på overflaten av Mars. Og om ti år planlegger de allerede å sende et bemannet romfartøy dit. Hvorfor er folk så interessert i Mars? Ja, for etter forholdene er denne planeten nærmest Jorden. Fortidens astronomer antok generelt at Mars hadde vannkanaler og planteliv. Jakten på sistnevnte pågår for øvrig fortsatt. Kanskje vil dette være den første planeten som mennesket vil begynne å utforske solsystemet fra.

Mars er halvparten av jordens masse. Atmosfæren er ganske sjelden og består hovedsakelig av karbondioksid. gjennomsnittstemperatur på overflaten - minus 60 grader Celsius. Riktignok kan det i noen områder av ekvator stige til null. Marsåret varer seks hundre åttisju jorddager. Og siden planetens bane er ganske langstrakt, varierer årstidene i varighet. Planetens poler er dekket med tynne iskapper. Overflaten på Mars er rik på kratere og åser. Den røde planeten er hjemmet til det høyeste fjellet i solsystemet, Olympus Mons. Høyden er omtrent 12 kilometer. Mars har også to små satellitter - Phobos og Deimos.

Asteroidebelte

Den ligger mellom banene til Mars og Jupiter. Faktisk er dette et veldig stort og interessant område. Du kan finne en million forskjellige gjenstander i den, for det meste små - opptil flere hundre meter. Men det finnes også giganter, som Ceres (diameter - 950 km), Vesta eller Pallas. Først ble de også ansett som asteroider, men i 2006 ble de anerkjent som dvergplaneter, som Pluto. Alle disse objektene ble dannet på tidspunktet for dannelsen av solsystemet. Kanskje alle asteroidene er det som aldri ble en planet på grunn av den sterke innflytelsen fra den raskt dannede Jupiter. Det finnes mange forskjellige typer og familier av asteroider. Blant dem er de som består av forskjellige metaller, slik at de i en fjern fremtid kan brukes i industrien.

Kjempeplaneter

I motsetning til en kosmisk kropp som Jorden, har planetene i solsystemet som ligger utenfor asteroidebeltet en mye større masse. Og først og fremst er disse selvfølgelig Jupiter og Saturn. Disse gigantene har mange satellitter, hvorav noen generelt ligner jordiske planeter i størrelse. Saturn er kjent for sine ringer, som faktisk består av mange små gjenstander. Tettheten til disse planetene er mye mindre enn jordens. Stoffet til Saturn er generelt lettere enn vann. Nesten alle kjemper har en solid kjerne. Atmosfæren deres består av hydrogen, helium, ammoniakk, metan og små mengder andre gasser. Dessuten er sammensetningen av Jupiter og Saturn på mange måter lik sammensetningen til vår sol.

Derfor er det ikke overraskende at de regnes som uformede stjerner. De hadde rett og slett ikke nok masse.

Uranus og Neptun kan bare betraktes som sanne gassgiganter kun betinget, siden de har en kraftig atmosfære. Imidlertid ser de fortsatt ut til å ha en hard overflate. Men hvor det begynner for Jupiter er vanskelig å si. Det antas at kjernen til den største planeten i solsystemet består av metallisk hydrogen. Nesten alle kjemper avgir sin egen energi (varme), og i større mengder enn de mottar fra solen. De har alle ringer og mange satellitter. Orkaner med enestående kraft raser i atmosfæren deres (jo lenger planeten er fra solen, jo sterkere).

Kuiperbelte

Allerede i utkanten av solsystemet. Her er det tidligere planet Pluto (den ble fratatt denne statusen i 2006), samt Makemake, Eris og Huamea, sammenlignbare i masse og størrelse. Dette er de såkalte nye planetene i solsystemet. Og også tusenvis, om ikke millioner, av andre mindre kropper. Tilsynelatende strekker ikke Kuiper-beltet seg utover 100 astronomiske enheter. I følge forskere kommer korttidskometer herfra. Oort-skyen avslutter solsystemet. Det er godt mulig at vi snart vil motta en bilderapport fra disse stedene fra romfartøyet New Horizons.

Så kort fortalt viste vi hva solsystemet er og hvilke elementer det består av. Nå inkluderer den fem store planeter, stjernen vår og mange mindre objekter. Imidlertid utvikler moderne vitenskap aktivt. Og trolig vil vi i morgen kunne finne ut at nye planeter i solsystemet er oppdaget.

I det siste har jeg hatt den samme drømmen oftere og oftere. Som om jeg allerede hadde våknet, åpnet jeg vinduet og fløy ut til friheten. Jeg går opp i verdensrommet i en lett nattkjole, fanger meteoritter med hendene og svømmer forbi planetene. Jeg våkner med forferdelig melankoli - åh, hvis jeg bare kunne, ville jeg utforsket hvert hjørne vårt solsystem, og kanskje ville hun ha gått enda lenger.

Hva er planet- og solsystemet

Planetsystem kalt et system som kobler sammen i seg selv ulike romobjekter gjensidig tiltrukket av hverandre og sammen beveger seg i verdensrommet og utvikle seg i tide.

Eksempler på slike systemer:

Upsilon Andromeda-system.
System 23 Libra.
Solsystemet.

Det viser seg at vår Solsystemet er et spesialtilfelle av et planetsystem hvis sentrum er Solen.

Etter hvilke regler eksisterer planetsystemer?

Både solsystemet og alle andre planetsystemer er underlagt noen generelle lover:

Er det liv utenfor solsystemet?

Forskeres drøm er å oppdage liv utenfor planeten vår. Selv i solsystemet er vi fortsatt alene. I lang tid var Mars en potensiell kandidat for beboelighet - men dessverre fungerte det ikke.

Nå prøver folk å finne i det minste små bakterier på månene til Jupiter. De er dekket med is, som havet kan være skjult under. Under slike forhold, selvfølgelig ikke det er snakk om humanoide intelligente vesener. Men selv en liten mikroorganisme funnet utenfor jorden vil gi oss håp om det Det er liv utenfor solsystemet.

Tross alt kan vi ikke bare fly dit: Millioner av år er ikke nok til å utforske hele universet. Alt som gjenstår er å lete etter levende vesener et sted nærmere, eller håpe at en mer utviklet sivilisasjon vil fly til oss for å bli kjent med oss.

Nyttig9 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

Sannsynligvis har ingenting i universets historie tiltrukket mennesket så mye som det mystiske rommet. Folk har alltid søkt å kjenne dens hemmeligheter. Alle vet at Jorden er en del av solplanetsystemet sammen med 8 eller 7 andre planeter. Hvorfor så vag? La oss finne ut av det med meg.

Den mystiske "Planet Nine" eller hvor mange planeter det er i solsystemet

I lang tid var det klart for alle at i solsystemet er det 9 kjente planeter, inkludert Pluto. Men nylig endret alt seg. Forskere har studert planetene i solsystemet mer nøye og kommet til den konklusjonen at Pluto er IKKE en planet. Og i det siste i 2016 la forskere frem en hypotese om at 90 % bekrefter at det fortsatt er ni planeter i solsystemet, men dette er ikke lenger den glemte Pluto, men nye "Planet Nine".

Forskerne som oppdaget planeten kaller den Fatty. Hvorfor? Hun kan ti ganger større enn jorden! Det er kaldt og passerer rundt solen først etter 10-12 tusen år. Bare forestill deg disse tidsskalaene!

Nærmere bestemt om naboer

Mens forskning om den mystiske "niende planeten" fortsatt pågår, vet menneskeheten allerede med sikkerhet om eksistensen 7 naboplaneter vår jord. Det ville vært interessant å lære mer om dem.

Merkur. Om natten kan temperaturen her nå minus 170 grader, og om dagen stige til pluss 400 grader.
Venus. Den lyseste planeten i solsystemet. Den er innhyllet i skyer som reflekterer solen. Her bryter det stadig ut vulkaner og lynet slår ned.
Mars eller den røde planeten. Det er overraskende at mange jordmikrober opprinnelig oppsto på Mars. Og for mange år siden var Mars rik på vannressurser.
Jupiter. Den største planeten. Det blåser veldig her og det er kraftige lynnedslag, og en rastløs storm har herjet ved ekvator i mer enn 300 år.
Saturn. Ringet planet. Ringene er fragmenter av en av satellittene.
Uranus. En planet som ligger på siden. Har 27 satellitter.
Neptun. Den fjerneste planeten fra solen. Vindstyrken er over 1500 km i timen.

En stjerne kalt solen

Solen dukket opp for rundt 5 milliarder år siden. Det er en brennende stjerne, den brenner 700 milliarder tonn hydrogen hvert sekund. Overflatetemperatur ca. 5500 grader. Det er til og med vanskelig å forestille seg, du er enig. Det antas at solen fortsatt har tid til å leve 5 milliarder år. Dermed kan det om bare 1 milliard år bli vanskelig å leve på jorden, ettersom solen vil bli enda større og varme opp jorden mer intenst. Men la oss ikke være pessimister.

Solen er en liten stjerne som ga oss liv. Hun er vår konstante guide i rommets bunnløse mørke vidder.

Nyttig1 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

I uminnelige tider har de mest nysgjerrige medlemmene av vår art sett til himmelen. Så snart du ser inn i de grenseløse avstandene, virker jordiske problemer allerede som kosmisk støv. Som barn spiste jeg og faren min ofte om natten Store bjørn og kjemmet håret til Veronica, konen til kong Ptolemaios.

Jeg inviterer deg til å ta en imaginær reise. Nei, nei, vi skal mate bjørnen en annen gang, men i dag skal vi besøke søstrene til vår opprinnelige planet.

Introduksjon til solsystemet

Først skal jeg fortelle deg en kort historie upåfallende (bortsett fra det faktum at dette svaret nå skrives på en av planetene) solsystemet.

Det var 9 milliarder et år etter det store smellet, eller 4 milliarder 50 millioner et år før Kristi fødsel (hva enn som passer deg). Den omtrentlige adressen til det som skjer er galaksen Melkeveien, som er i Jomfruens superklynge, Orion-armen. Under påvirkning av urokkelig tyngdekraft i midten gigantisk molekylsky en opphopning av materie dukker opp, som om 4,5 milliarder år vil innbyggerne på en liten planet kalle Sol. Materie som ikke faller inn i midten danner en proto-sol som roterer rundt disk, som senere skal gi liv planeter, satellitter og andre innbyggere i solsystemet.

Tilbake til nåtiden har solsystemet fått en form som allerede er kjent for oss. La oss svare på spørsmålet: "Hva er solsystemet?" Det er et planetsystem med en gul dverg i midten.

Hovedmedlemmene i solfamilien

Solsystemet vårt er hjemsted for et bredt utvalg av innbyggere. Hvis vi glemmer den lokale diktatoren, som holder resten av innbyggerne under streng gravitasjonskontroll (kl. Solen står for 99,86 prosent av systemets masse), kan hovedmedlemmene av familien kalles planeter. Men de kommer ikke alltid overens; av ukjente grunner er planetene delt inn i to selskaper: en fire soler seg nær solen, mens den andre er i anstendig avstand fra stjernen.

Terrestriske planeter(de nær solen):

kvikksølv;
Venus;
Jord;
Mars.

Kjempeplaneter:

Jupiter;
Saturn;
Uranus;
Neptun.

Å ja, et sted i det fjerne er bare Pluto fortsatt trist. Pluto, vi er med deg!

Nyttig1 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

Når jeg så på stjernehimmelen, var jeg alltid fascinert av universets skjønnhet og storhet, og mens jeg satt på en stille kveld og så på den klare himmelen, prøvde jeg å forestille meg de enorme avstandene til stjerner og galakser som trosser menneskelig fantasi. Du kan beundre utallige stjerner i lang tid, som hver kan være enten en stjerne eller en planet, eller en egen galakse. Og er systemet vårt virkelig det eneste blant denne mengden? Astronomer leter døgnet rundt etter systemer og planeter som ligner på våre. I mellomtiden skal jeg forklare hva solsystemet er og hvor grensene går.

Hva er solsystemet

Stedet i verdensrommet hvor det befinner seg Sol, eller andre stjerner og planeter, så vel som mange andre objekter, som asteroider, kometer, meteoritter, kalles system. De beveger seg alle i sine baner takket være de enorme solens tyngdekraft. Her er noen data.

Sol - den viktigste energikilden, dens kraftige tyngdekraft holder banene til planetene på plass, solens energi påvirker klima og for muligheten livets opprinnelse.
Del solsystemet inkluderer planeter: Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto.
99,86 % av den totale massen til systemet står for Sol.
99% av den totale massen til planetene er okkupert av kjemper ( Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun), som hovedsakelig består av gass, helium, hydrogen, metan, ammoniakk.

Hvor slutter solsystemet?

Det har forskere så langt presis definisjon hvor slutter det solsystemet, siden det er flere definisjoner på denne saken.

Kanten av solsystemet kalles ofte regionen der, i en avstand fra 150 astronomiske enheter(1 astronomisk enhet er avstanden lik mellom solen og jorden, i gjennomsnitt 150 millioner km) solpartikler kolliderer med interstellar gass. Dette området kalles heliopause.

Området der solens tyngdekraft blir svakere enn den galaktiske , kalt hill sfære, er tusen ganger lenger unna.

Sonde Voyager 1 ble den første og eneste som var i stand til å overvinne heliopausen og forlate grensen til solsystemet, og dermed bli det meste fjern fra bakken av en gjenstand bygget av menneskehender.

Nyttig0 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

Jeg skal ikke legge skjul på at jeg er en ivrig fan av science fiction, det være seg filmer, bøker eller noe annet. Selvfølgelig er det i den moderne verden mange fiksjoner og gjetninger om verdensrommet, fordi dets endeløse vidder og mysterier er uforståelige for det moderne mennesket på mange måter. Det kan imidlertid sies med sikkerhet menneskeheten er en av livsformene til planeten Jorden, som er inne solsystemet og kretser rundt hovedarmaturen - Solen. Slike systemer i hele universet billioner, men det er hos oss at studiet av den synlige delen av verdensrommet begynner.

Hva inkluderer solsystemet?

solsystemet- nok en liten klynge etter universelle standarder, men det er veldig store himmellegemer her. Den første er Sol, Sannhet, over tid vil den bli mye større, fordi utviklingen av stjernen nå er på et mellomstadium. Nær 5 milliarderår siden, i stedet for systemet vårt var det en enorm molekylær sky, som et resultat av dens kollaps, dukket solen opp, og også protoplanetarisk skive av forskjellig materie, som senere dannet planeter, asteroider og alt annet.

Alle 8 planetene er delt inn i flere kategorier, - terrestrisk gruppe, gassgiganter. Den første ender på Mars og inkluderer Jorden, Venus og Merkur. Den andre begynner med Jupiter, etterfulgt av Saturn, Uranus og Neptun. Det er mulig at det er en niende planet; forskere anslår denne sannsynligheten til å være 90%, men i så fall ligger den helt i utkanten av systemet.

Kjente beboelige eksoplaneter

Alle vil tro det jordisk livsform er ikke den eneste. Innsatsen til mange forskere er fokusert på søket etter utenomjordiske sivilisasjoner, så i dag var det mulig å oppdage flere planeter med forhold som ligner de på jorden, nemlig:

Kepler-438b.
Proxima Centauri f.
Kepler-296e.
KOI-3010.01.
Gliese 667 Cc.

Alle av dem er lokalisert i en slik avstand fra stjernene at sannsynligheten for liv på dem er ganske stor høy. Eksoplaneter av forskjellige størrelser, så vel som stjerner, er en imponerende komponent i universet, så det er usannsynlig at det er livløst.

Nyttig0 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

På skolen min fantes det dessverre ikke noe slikt fag som astronomi. Jeg måtte finne alt jeg var interessert i på egen hånd på bibliotekene, for i barndommen var det rett og slett ikke noe Internett. Jeg lærte mye om astronomi av min bestefar, en belest og allvitende mann. Jeg husker en dag vi dro til planetarium, hvor de demonstrerte enheten til vår MEDsolsystemet.

Kosmiske legemer inkludert i solsystemet

Generell definisjon

solsystemet, hun er den samme planetarisk- system med sentral kropp - stjerne Sol, og gjenstander som roterer rundt den. Systemet vårt ble dannet 4,58 milliarder kroner. År siden. En imponerende del av den totale massen til kroppene i systemet vårt faller på den sentrale stjernen, og resten er fordelt mellom fjerne planeter. Alle planeter har relativt sirkulære baner, plassert innenfor flat disk, kalt ekliptikkens plan.

Strukturen til vårt solsystem

Solsystemets struktur

Vårt system inkluderer Sol og 8 store kosmiske kropper- planeter. Foruten hjemmet vårt - planeten Jord, 7 andre planeter går i bane rundt solkloden:

Merkur- i henhold til funksjonene i strukturen minner meg om månen;
Venus- skiller seg mest ut tett atmosfære, noen ganger kalt "jordens søster", på grunn av likheten mellom komposisjoner og størrelser;
Mars- våre nærmeste "nabo", 53 % mindre enn Jorden;
Jupiter - største kroppen i vårt system, har gassformig struktur;
Saturn - gassgiganten, kjent for sin ringer som består av bittesmå partikler is Og støv;
Uranus- Dens interessante funksjon er rotasjon rundt Sol "på siden", på grunn av en svært skråstilt bane;
Neptun- fire ganger større Jord og, den første planeten oppdaget med matematiske beregninger;

De to siste kan bare skilles i teleskop, resten kan sees på en klar natt og det blotte øye.

Saturn er den sjette planeten fra solen

Planeter vår kjære solsystemet er generelt delt inn i to grupper:

internt, eller terrestriske planeter- Mars, Venus, Jorden og Merkur. De er preget av en høy rate tetthet og tilgjengelighet hard overflate;
ytre, eller gassgiganter - Neptun, Uranus, Saturn og Jupiter. I henhold til deres størrelse, de er mange ganger overlegne vår kjære Jord.

Hjemmet vårt er planeten Jorden

En interessant del av systemet er kometer, i enorme antall pløyer gjennom verdensrommet forskjellige baner. Noen er trygge - banene deres er kl imponerende avstand fra jorden, andre skaper bekymring blant forskere over hele verden. Så for eksempel en av versjonene av døden dinosaurer teller kometkollisjon med planeten vår.

Nyttig0 Ikke veldig nyttig

Kommentarer 0

I fotturer Jeg måtte ganske ofte overnatte under det åpne himmel. Jeg så på natt-"teppet" strødd med stjerner, som om den smuldrer opp diamanter. Inspirert av disse minnene vil jeg fortelle litt om solsystemet.

Solsystemets grenser

Ha det spørsmålet er åpent, men de viktigste er uthevet faktorer, som bestemmer disse grenser: solgravitasjon og solvind. Den ytre grensen til solvinden kalles heliopause, bak som vind og interstellar materie bland og løs opp i hverandre. Det ligger i 400 en gang lengre Pluto. Det antas at grensen er inne 1000 ganger videre på grunn av dominans gravitasjonsfelt Sol over galaktikken.

Solsystemets grenser

9 planet

I 2016 noe uvanlig skjedde i år - K. Batygin og M. Brown oppdaget en ny den niende planeten Solsystem, med ekte mulighet henne eksistens V 90% , det var det de kalte henne "Planet 9". Hun er visstnok på avstand fra 90 milliarder km. fra Sola. Planet 10 ganger mer enn vår Jord, A omsetning rundt solen tar 10-20 tusen år. Nå blir dens eksistens aktivt studert av forskere.

Dimensjoner på Planet 9 og Jorden

Det svenske solsystemet

Det er hun tilfeldigvis største modellen av solsystemet på jorden, skala hvilken 1:20 millioner ( , ). Denne installasjonen er "i live" og du kan gå inn i det sette noe ny. En gigantisk sfærisk struktur kalt Ericsson-Globe, er "Sol". Jordgruppe planeter som ligger i Stockholm, A hvile- utover, langs det Baltiske hav . I tillegg til disse himmellegemene inneholder modellen:

Når vil solsystemet dø?

I følge teorier, et system som består av 3 eller flere kropper, i stand til bevegelse Og kaster bort en av dem er utenfor henne. I tillegg pga gravitasjon, kropper kan komme inn i " Veiulykke"hvis de passerer nær med hverandre altså systemet vil krympe før en enorm gjenstand. I dag, denne oppgaven ikke løst, men av analyse det ble beregnet at systemet var mest sannsynlig stabil, Hvis snakke om utgivelse planeter fra den. derimot ingen stabilitet relativt kollisjoner av planeter med hverandre. jeg vil ha deg vær så snill, dette kan skje ikke tidligere enn gjennom 4,57 milliarder år :)

SOLSYSTEMET
Solen og himmellegemene som kretser rundt den - 9 planeter, mer enn 63 satellitter, fire ringsystemer til de gigantiske planetene, titusenvis av asteroider, et mylder av meteoroider som varierer i størrelse fra steinblokker til støvkorn, samt millioner av kometer. I rommet mellom dem beveger solvindpartikler – elektroner og protoner – seg. Ikke hele solsystemet er ennå utforsket: for eksempel har de fleste planetene og deres satellitter bare blitt undersøkt kort fra flybanene deres, bare én halvkule av Merkur er fotografert, og det har ikke vært noen ekspedisjoner til Pluto ennå. Men likevel er mye viktig data allerede samlet inn ved hjelp av teleskoper og romsonder.
Nesten hele massen av solsystemet (99,87 %) er konsentrert i solen. Solens størrelse er også betydelig større enn noen planet i systemet: til og med Jupiter, som er 11 ganger større enn jorden, har en radius som er 10 ganger mindre enn solenergien. Solen er en vanlig stjerne som skinner uavhengig på grunn av den høye overflatetemperaturen. Planetene skinner med reflektert sollys (albedo), siden de selv er ganske kalde. De er plassert i følgende rekkefølge fra solen: Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto. Avstander i solsystemet måles vanligvis i enheter av den gjennomsnittlige avstanden til jorden fra solen, kalt den astronomiske enheten (1 AU = 149,6 millioner km). For eksempel er Plutos gjennomsnittlige avstand fra solen 39 AU, men noen ganger beveger den seg så langt som 49 AU. Det er kjent at kometer flyr bort ved 50 000 AU. Avstanden fra jorden til nærmeste stjerne en Centauri er 272 000 AU, eller 4,3 lysår (det vil si at lys som reiser med en hastighet på 299 793 km/s reiser denne avstanden på 4,3 år). Til sammenligning reiser lyset fra solen til jorden på 8 minutter, og til Pluto på 6 timer.

Planetene kretser rundt solen i nesten sirkulære baner som ligger omtrent i samme plan, mot klokken sett fra siden Nordpolen Jord. Jordens baneplan (planet til ekliptikken) ligger nær gjennomsnittsplanet for planetenes bane. Derfor passerer de synlige banene til planetene, solen og månen på himmelen nær den ekliptiske linjen, og de selv er alltid synlige mot bakgrunnen av stjernebildene til dyrekretsen. Banehellinger måles fra ekliptikkplanet. Hellingsvinkler mindre enn 90° tilsvarer forovergående banebevegelse (mot klokken), og vinkler større enn 90° tilsvarer omvendt banebevegelse. Alle planeter i solsystemet beveger seg fremover; Pluto har den høyeste banehellingen (17°). Mange kometer beveger seg i motsatt retning, for eksempel er banehellingen til Halleys komet 162°. Banene til alle solsystemlegemer er svært nær ellipser. Størrelsen og formen til en elliptisk bane er preget av ellipsens semi-hovedakse (gjennomsnittlig avstand til planeten fra solen) og eksentrisitet, som varierer fra e = 0 for sirkulære baner til e = 1 for ekstremt langstrakte. Punktet i banen nærmest Solen kalles perihelion, og det fjerneste punktet kalles aphelion.
se også ORBIT ; KONISKE SNITT. Fra synspunktet til en jordisk observatør er planetene i solsystemet delt inn i to grupper. Merkur og Venus, som er nærmere Solen enn Jorden, kalles de nedre (indre) planetene, og de fjernere (fra Mars til Pluto) kalles de øvre (ytre) planetene. De nedre planetene har grensevinkel avstand fra solen: 28° for Merkur og 47° for Venus. Når en slik planet er lengst vest (øst) fra Solen, sies den å ha sin største vestlige (østlige) forlengelse. Når en underordnet planet er synlig rett foran Solen, sies det å være i underordnet konjunksjon; når rett bak solen - i overlegen sammenheng. I likhet med Månen går disse planetene gjennom alle faser av solbelysning i løpet av den synodiske perioden Ps - tiden da planeten vender tilbake til sin opprinnelige posisjon i forhold til Solen fra en jordisk observatørs synspunkt. Den sanne omløpsperioden til en planet (P) kalles siderisk. For de nedre planetene er disse periodene relatert av forholdet:
1/Ps = 1/P - 1/Po hvor Po er jordens omløpsperiode. For de øvre planetene har et lignende forhold en annen form: 1/Ps = 1/Po - 1/P De øvre planetene er preget av et begrenset spekter av faser. Maksimal fasevinkel (sol-planet-jord) er 47° for Mars, 12° for Jupiter og 6° for Saturn. Når den øvre planeten er synlig bak solen, er den i konjunksjon, og når den er i motsatt retning av solen, er den i opposisjon. En planet observert i en vinkelavstand på 90° fra solen er i kvadratur (østlig eller vestlig). Asteroidebeltet, som passerer mellom banene til Mars og Jupiter, deler solplanetsystemet i to grupper. Inne i den er de terrestriske planetene (Merkur, Venus, Jorden og Mars), like ved at de er små, steinete og ganske tette kropper: deres gjennomsnittlige tettheter er fra 3,9 til 5,5 g/cm3. De roterer relativt sakte rundt aksene sine, er blottet for ringer og har få naturlige satellitter: Jordens måne og Mars-phobos og Deimos. Utenfor asteroidebeltet er de gigantiske planetene: Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. De er preget av store radier, lav tetthet (0,7-1,8 g/cm3) og dype atmosfærer rike på hydrogen og helium. Jupiter, Saturn og muligens andre kjemper mangler en solid overflate. De roterer alle raskt, har mange satellitter og er omgitt av ringer. Den fjerne lille Pluto og de store satellittene til de gigantiske planetene ligner på mange måter de jordiske planetene. Gamle mennesker kjente planeter som var synlige for det blotte øye, dvs. alt internt og eksternt opp til Saturn. W. Herschel oppdaget Uranus i 1781. Den første asteroiden ble oppdaget av G. Piazzi i 1801. Ved å analysere avvik i bevegelsen til Uranus, oppdaget W. Le Verrier og J. Adams teoretisk Neptun; på den beregnede plasseringen ble den oppdaget av I. Galle i 1846. Den fjerneste planeten - Pluto - ble oppdaget i 1930 av K. Tombaugh som et resultat av et langt søk etter en trans-neptunsk planet, organisert av P. Lovell. De fire store satellittene til Jupiter ble oppdaget av Galileo i 1610. Siden den gang, ved hjelp av teleskoper og romsonder, har alle ytre planeter Det er funnet mange satellitter. H. Huygens slo fast i 1656 at Saturn er omgitt av en ring. De mørke ringene til Uranus ble oppdaget fra jorden i 1977 mens de observerte okkultasjonen av stjernen. De gjennomsiktige bergringene til Jupiter ble oppdaget i 1979 av den interplanetariske sonden Voyager 1. Siden 1983, i øyeblikk av okkultasjon av stjerner, har det blitt observert tegn på inhomogene ringer rundt Neptun; i 1989 ble et bilde av disse ringene overført av Voyager 2.
se også
ASTRONOMI OG ASTROFYSIKK;
ZODIAC;
ROMSONDE ;
HIMMELSK KULE.
SOL
I sentrum av solsystemet er solen - en typisk enkeltstjerne med en radius på omtrent 700 000 km og en masse på 2 * 10 30 kg. Temperaturen på Solens synlige overflate - fotosfæren - er ca. 5800 K. Tettheten av gass i fotosfæren er tusenvis av ganger mindre enn tettheten til luft ved jordoverflaten. Inne i solen øker temperatur, tetthet og trykk med dybden, og når i midten henholdsvis 16 millioner K, 160 g/cm3 og 3,5 * 10 11 bar (lufttrykket i rommet er ca. 1 bar). Under påvirkning av høy temperatur i kjernen av solen, blir hydrogen til helium, og frigjør en stor mengde varme; dette hindrer solen i å kollapse under sin egen tyngdekraft. Energien som frigjøres i kjernen forlater solen hovedsakelig i form av stråling fra fotosfæren med en effekt på 3,86 * 10 26 W. Solen har sendt ut med en slik intensitet i 4,6 milliarder år, etter å ha omdannet 4 % av hydrogenet til helium i løpet av denne tiden; mens 0,03 % av solens masse ble omdannet til energi. Modeller av stjerneutvikling indikerer at solen nå er midt i livet sitt (se også atomfusjon). For å bestemme overfloden av ulike kjemiske elementer i solen, studerer astronomer absorpsjons- og utslippslinjene i sollysspekteret. Absorpsjonslinjer er mørke hull i spekteret, som indikerer fraværet av fotoner med en gitt frekvens absorbert av et bestemt kjemisk element. Emisjonslinjer, eller emisjonslinjer, er de lysere delene av spekteret som indikerer et overskudd av fotoner som sendes ut av et kjemisk grunnstoff. Frekvensen (bølgelengden) til en spektrallinje indikerer hvilket atom eller molekyl som er ansvarlig for dets forekomst; kontrasten til linjen indikerer mengden stoff som sender ut eller absorberer lys; bredden på linjen lar oss bedømme dens temperatur og trykk. Å studere den tynne (500 km) fotosfæren til solen gjør det mulig å vurdere den kjemiske sammensetningen av dens indre, siden de ytre områdene av solen er godt blandet ved konveksjon, solspektrene er av høy kvalitet og de fysiske prosessene ansvarlig for dem er helt forståelig. Det skal imidlertid bemerkes at bare halvparten av linjene i solspekteret er identifisert så langt. Solens sammensetning er dominert av hydrogen. På andre plass er helium, hvis navn ("helios" på gresk betyr "sol") minner om at det ble oppdaget spektroskopisk på solen tidligere (1899) enn på jorden. Siden helium er en inert gass, er det ekstremt motvillig til å reagere med andre atomer og manifesterer seg også motvillig i det optiske spekteret til solen - med bare én linje, selv om mange mindre tallrike grunnstoffer er representert i solens spektrum med mange linjer . Her er sammensetningen av "solar"-stoffet: per 1 million hydrogenatomer er det 98 000 heliumatomer, 851 oksygen, 398 karbon, 123 neon, 100 nitrogen, 47 jern, 38 magnesium, 35 silisium, 16 svovel, 4 argon, 3 aluminium, 2 atomer nikkel, natrium og kalsium, samt litt av alle andre grunnstoffer. Solen er således, målt i masse, omtrent 71 % hydrogen og 28 % helium; de resterende elementene utgjør litt mer enn 1 %. Fra et planetarisk vitenskapelig perspektiv er det verdt å merke seg at noen objekter i solsystemet har nesten samme sammensetning som Solen (se avsnittet om meteoritter nedenfor). Lik værforhold endre utseendet til planetariske atmosfærer, utseende soloverflate endres også med en karakteristisk tid fra timer til tiår. Det er imidlertid en viktig forskjell mellom atmosfæren til planeter og solen, som er at bevegelsen av gasser i solen styres av dens kraftige magnetfelt. Solflekker er de områdene på stjernens overflate der det vertikale magnetfeltet er så sterkt (200-3000 Gauss) at det hindrer horisontal bevegelse av gass og derved undertrykker konveksjon. Som et resultat synker temperaturen i denne regionen med omtrent 1000 K, og en mørk sentral del av stedet vises - "skyggen", omgitt av et varmere overgangsområde - "penumbra". Størrelsen på en typisk solflekk er litt større enn jordens diameter; Dette stedet eksisterer i flere uker. Antall solflekker øker og avtar med en syklusvarighet på 7 til 17 år, med et gjennomsnitt på 11,1 år. Vanligvis er det slik at jo flere flekker som vises i en syklus, jo kortere er selve syklusen. Retningen til den magnetiske polariteten til solflekker endres til det motsatte fra syklus til syklus, så den sanne syklusen av solflekkaktiviteten til solen er 22,2 år. I begynnelsen av hver syklus vises de første flekkene på høye breddegrader, ca. 40°, og gradvis skifter fødselssonen deres mot ekvator til en breddegrad på ca. 5°. se også STJERNER ; SOL . Svingninger i solens aktivitet har nesten ingen effekt på den totale kraften til strålingen (hvis den endret seg med bare 1 %, ville dette føre til alvorlige endringer i klimaet på jorden). Det har vært mange forsøk på å finne en sammenheng mellom solflekksykluser og jordens klima. Den mest bemerkelsesverdige hendelsen i denne forstand er "Maunder Minimum": fra 1645 var det nesten ingen solflekker på solen på 70 år, og samtidig opplevde jorden den lille istiden. Det er fortsatt ikke klart om dette overraskende faktum var en ren tilfeldighet eller om det indikerer en årsakssammenheng.
se også
KLIMA ;
METEOROLOGI OG KLIMATOLOGI. Det er 5 enorme roterende hydrogen-helium-kuler i solsystemet: Solen, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. I dypet av disse gigantiske himmellegemene, utilgjengelige for direkte studier, er nesten all materie i solsystemet konsentrert. Jordens indre er også utilgjengelig for oss, men ved å måle forplantningstiden til seismiske bølger (langbølgelydvibrasjoner) som ble opphisset i planetens kropp av jordskjelv, kompilerte seismologer et detaljert kart over jordens indre: de lærte størrelsene og tettheter av jordens kjerne og dens mantel, og oppnådde også tredimensjonale bilder ved hjelp av seismisk tomografi, bilder av bevegelige plater av jordskorpen. Lignende metoder kan brukes på solen, siden det er bølger på overflaten med en periode på ca. 5 minutter, forårsaket av mange seismiske vibrasjoner som forplanter seg i dypet. Helioseismologi studerer disse prosessene. I motsetning til jordskjelv, som produserer korte bølger, skaper energisk konveksjon i solens indre konstant seismisk støy. Helioseismologer har oppdaget at under den konvektive sonen, som okkuperer de ytre 14% av solens radius, roterer materie synkront med en periode på 27 dager (ingenting er ennå kjent om solkjernens rotasjon). Høyere oppe, i selve konveksjonssonen, skjer rotasjon synkront bare langs kjegler med lik breddegrad, og jo lenger fra ekvator, jo langsommere: ekvatorregioner roterer med en periode på 25 dager (forut for gjennomsnittlig rotasjon av solen), og polar regioner med en periode på 36 dager (lagre etter gjennomsnittlig rotasjon). Nylige forsøk på å bruke seismologiske metoder på gassgigantiske planeter har mislyktes fordi instrumenter ennå ikke er i stand til å oppdage de resulterende vibrasjonene. Over fotosfæren til solen er det et tynt, varmt lag med atmosfære som bare kan sees i sjeldne øyeblikk med solformørkelser. Dette er en kromosfære som er flere tusen kilometer tykk, oppkalt etter sin røde farge på grunn av utslippslinjen for hydrogen Ha. Temperaturen dobles nesten fra fotosfæren til de øvre lagene av kromosfæren, hvorfra energien som forlater Solen, av årsaker som ikke er helt klare, frigjøres i form av varme. Over kromosfæren varmes gassen opp til 1 million K. Denne regionen, kalt koronaen, strekker seg omtrent 1 solradius. Gasstettheten i koronaen er svært lav, men temperaturen er så høy at koronaen er en kraftig kilde til røntgenstråler. Noen ganger dukker det opp gigantiske formasjoner i solens atmosfære - eruptive prominenser. De ser ut som buer som stiger opp fra fotosfæren til en høyde på opptil halve solradiusen. Observasjoner indikerer tydelig at formen på prominenser bestemmes av magnetiske feltlinjer. Et annet interessant og ekstremt aktivt fenomen er solflammer, kraftige energiutbrudd og partikler som varer i opptil to timer. Strømmen av fotoner som genereres av en slik solflamme når jorden med lysets hastighet på 8 minutter, og strømmen av elektroner og protoner - på flere dager. Solutbrudd forekommer stedvis plutselig endring retningen til magnetfeltet forårsaket av bevegelse av materie i solflekker. Maksimal solflossaktivitet skjer vanligvis et år før maksimum av solflekksyklusen. En slik forutsigbarhet er svært viktig, fordi en bølge av ladede partikler generert av en kraftig solfloss kan skade selv bakkebaserte kommunikasjons- og energinettverk, for ikke å snakke om astronauter og romteknologi.

SOLPROMINENSER observert i heliumutslippslinjen (bølgelengde 304) fra ombord romstasjon"Skylab".

Det er en konstant utstrømning av ladede partikler fra plasmakoronaen til solen, kalt solvinden. Dens eksistens ble mistenkt allerede før starten av romflyvninger, siden det var merkbart hvordan noe "blåste bort" komethaler. Solvinden har tre komponenter: en høyhastighetsstrøm (mer enn 600 km/s), en lavhastighetsstrøm og ikke-stasjonære strømmer fra solflammer. Røntgenbilder av solen har vist at det jevnlig dannes enorme «hull» – områder med lav tetthet – i koronaen. Disse koronale hullene er hovedkilden til høyhastighets solvind. I området rundt jordens bane er den typiske hastigheten til solvinden omtrent 500 km/s, og tettheten er omtrent 10 partikler (elektroner og protoner) per 1 cm3. Solvindstrømmen samhandler med magnetosfærene til planeter og halene til kometer, og påvirker deres form og prosessene som skjer i dem betydelig.
se også
GEOMAGNETISME;
;
KOMET. Under trykket fra solvinden dannet det seg en gigantisk hule – heliosfæren – i det interstellare mediet rundt Solen. Ved grensen - heliopausen - bør det være en sjokkbølge der solvinden og interstellar gass kolliderer og blir tettere, og utøver likt trykk på hverandre. Fire romsonder nærmer seg nå heliopausen: Pioneer 10 og 11, Voyager 1 og 2. Ingen av dem møtte henne på en avstand på 75 AU. fra Sola. Det er et dramatisk kappløp med tiden: Pioneer 10 sluttet å operere i 1998, og de andre prøver å nå heliopausen før batteriene deres går tomme. Etter beregningene å dømme flyr Voyager 1 nøyaktig i den retningen den interstellare vinden blåser fra, og vil derfor være den første som når heliopausen.
PLANETTER: BESKRIVELSE
Merkur. Det er vanskelig å observere Merkur gjennom et teleskop fra jorden: det beveger seg ikke bort fra solen i en vinkel på mer enn 28°. Den ble studert ved hjelp av radar fra jorden, og den interplanetariske sonden Mariner 10 fotograferte halvparten av overflaten. Merkur kretser rundt Solen hver 88. jorddag i en ganske langstrakt bane med en avstand fra Solen ved perihelium på 0,31 AU. og ved aphelion 0,47 au. Den roterer rundt sin akse med en periode på 58,6 dager, nøyaktig lik 2/3 av omløpsperioden, så hvert punkt på overflaten snur seg mot solen bare én gang i løpet av 2 Mercury-år, dvs. solfylte dager der varer i 2 år! Av de store planetene er det bare Pluto som er mindre enn Merkur. Men når det gjelder gjennomsnittlig tetthet, er Merkur på andreplass etter Jorden. Den har sannsynligvis en stor metallisk kjerne, som står for 75 % av planetens radius (for Jorden opptar den 50 % av radiusen). Overflaten til Merkur ligner på månen: mørk, helt tørr og dekket med kratere. Gjennomsnittlig koeffisient Refleksjonen av lys (albedo) av overflaten til Merkur er omtrent 10 %, omtrent det samme som Månens. Sannsynligvis er overflaten også dekket med regolit - sintret knust materiale. Den største nedslagsformasjonen på Merkur er Caloris-bassenget, 2000 km stort, som minner om månens maria. Imidlertid, i motsetning til Månen, har Merkur særegne strukturer - avsatser som strekker seg hundrevis av kilometer, flere kilometer høye. Kanskje de ble dannet som et resultat av komprimeringen av planeten da dens store metallkjerne ble avkjølt eller under påvirkning av kraftige tidevann. Overflatetemperaturen på planeten på dagtid er omtrent 700 K, og om natten omtrent 100 K. I følge radardata kan is ligge på bunnen av polarkratrene under forhold med evig mørke og kulde. Merkur har praktisk talt ingen atmosfære - bare et ekstremt sjeldne heliumskall med tettheten til jordens atmosfære i en høyde på 200 km. Helium dannes sannsynligvis under forfallet av radioaktive grunnstoffer i planetens tarm. Merkur har et svakt magnetfelt og ingen satellitter.
Venus. Dette er den andre planeten fra solen og nærmest jorden - den lyseste "stjernen" på himmelen vår; noen ganger er det synlig selv om dagen. Venus ligner på jorden på mange måter: dens størrelse og tetthet er bare 5 % mindre enn jordens; sannsynligvis er Venus indre lik jordens indre. Overflaten til Venus er alltid dekket med et tykt lag av gulhvite skyer, men ved hjelp av radar er det studert i noen detalj. Venus roterer rundt sin akse motsatt retning(med klokken, sett fra nordpolen) med en periode på 243 jorddager. Omløpstiden er 225 dager; derfor varer en venusisk dag (fra soloppgang til neste soloppgang) 116 jorddager.
se også RADAR ASTRONOMI.

VENUS. Det ultrafiolette bildet tatt av den interplanetære stasjonen Pioneer Venus viser planetens atmosfære tett fylt med skyer, lysere i polområdene (øverst og nederst på bildet).

Atmosfæren til Venus består hovedsakelig av karbondioksid (CO2), med små mengder nitrogen (N2) og vanndamp (H2O). Saltsyre (HCl) og flussyre (HF) ble funnet som mindre urenheter. Trykket på overflaten er 90 bar (som i havet på jorden på 900 m dyp); temperatur er ca 750 K over hele overflaten både dag og natt. Årsaken til så høye temperaturer nær overflaten av Venus er det som ikke helt nøyaktig kalles "drivhuseffekten": solstråler passerer relativt lett gjennom atmosfærens skyer og varmer opp planetens overflate, men den termiske infrarøde strålingen fra selve overflaten går ut gjennom atmosfæren tilbake til verdensrommet med store vanskeligheter. Venusskyene består av mikroskopiske dråper konsentrert svovelsyre (H2SO4). Det øverste skylaget er 90 km unna overflaten, temperaturen der er ca. 200 K; nedre lag - ved 30 km, temperatur ca. 430 K. Enda lavere er det så varmt at det ikke er skyer. Selvfølgelig er det ikke flytende vann på overflaten av Venus. Atmosfæren til Venus på nivået av det øvre skylaget roterer i samme retning som planetens overflate, men mye raskere, og fullfører en revolusjon på 4 dager; dette fenomenet kalles superrotasjon, og det er ennå ikke funnet noen forklaring på det. Automatiske stasjoner kom ned på dag- og nattsiden av Venus. I løpet av dagen blir planetens overflate opplyst av diffust sollys med omtrent samme intensitet som på en overskyet dag på jorden. Mye lyn er sett på Venus om natten. Venus-stasjonen overførte bilder av små områder ved landingsstedene der steinete grunn var synlig. Generelt har topografien til Venus blitt studert fra radarbilder overført av Pioneer-Venera (1979), Venera-15 og -16 (1983) og Magellan (1990) orbitere. De fineste trekkene på de beste av dem måler omtrent 100 m. I motsetning til Jorden har ikke Venus klart definerte kontinentalplater, men flere globale høyder er notert, for eksempel landet Ishtar på størrelse med Australia. Det er mange meteorittkratre og vulkanske kupler på overflaten av Venus. Tilsynelatende er skorpen til Venus tynn, slik at smeltet lava kommer nær overflaten og lett renner ut på den etter at meteoritter faller. Siden det ikke er regn eller sterk vind på overflaten av Venus, skjer overflateerosjon veldig sakte, og geologiske strukturer forblir synlige fra verdensrommet i hundrevis av millioner av år. Lite er kjent om den indre strukturen til Venus. Den har sannsynligvis en metallkjerne som opptar 50 % av radiusen. Men planeten har ikke et magnetfelt på grunn av dens veldig langsomme rotasjon. Venus har heller ingen satellitter.
Jord. Planeten vår er den eneste der mesteparten av overflaten (75%) er dekket med flytende vann. Jorden er en aktiv planet og kanskje den eneste hvis overflatefornyelse skyldes platetektonikkens prosesser, som manifesterer seg som midthavsrygger, øybuer og foldede fjellbelter. Fordelingen av høyder på jordens faste overflate er bimodal: gjennomsnittsnivået på havbunnen er 3900 m under havoverflaten, og kontinentene stiger i gjennomsnitt 860 m over den (se også JORD). Seismiske data indikerer følgende struktur av jordens indre: skorpe (30 km), mantel (opp til en dybde på 2900 km), metallisk kjerne. En del av kjernen smeltes; der genereres jordens magnetfelt, som fanger opp ladede partikler av solvinden (protoner og elektroner) og danner to toroidale områder rundt jorden fylt med dem - strålingsbelter (Van Allen-belter), lokalisert i høyder på 4000 og 17.000 km. fra jordens overflate.
se også GEOLOGI; GEOMAGNETISME.
Jordens atmosfære består av 78 % nitrogen og 21 % oksygen; det er et resultat av lang utvikling under påvirkning av geologiske, kjemiske og biologiske prosesser. Det er mulig at jordens uratmosfære var rik på hydrogen, som så slapp unna. Avgassing av undergrunnen fylte atmosfæren med karbondioksid og vanndamp. Men dampen kondenserte i havene, og karbondioksidet ble fanget i karbonatbergarter. (Merkelig nok, hvis all CO2 fylte atmosfæren som en gass, ville trykket være 90 bar, som på Venus. Og hvis alt vannet fordampet, ville trykket være 257 bar!). Dermed ble nitrogen værende i atmosfæren, og oksygen oppsto gradvis som et resultat av livsaktiviteten i biosfæren. Selv for 600 millioner år siden var oksygeninnholdet i luften 100 ganger lavere enn det er nå (se også ATMOSFÆRE; HAVET). Det er indikasjoner på at jordens klima endres på kort (10 000 år) og lang (100 millioner år) skalaer. Årsaken til dette kan være endringer i jordens banebevegelse, rotasjonsaksens helning og hyppigheten av vulkanutbrudd. Svingninger i intensiteten av solstråling kan ikke utelukkes. I vår tid er klimaet også påvirket av menneskelig aktivitet: utslipp av gasser og støv til atmosfæren.
se også
SYREUTBELL;
LUFTFORURENSING ;
VANNFORURENSNING ;
MILJØØDELEGGELSER.
Jorden har en satellitt - Månen, hvis opprinnelse ennå ikke er løst.

JORD OG MÅNE fra romsonden Lunar Orbiter.

Måne. En av de største satellittene, månen er på andreplass etter Charon (en satellitt av Pluto) når det gjelder masseforholdet mellom satellitten og planeten. Dens radius er 3,7 og massen er 81 ganger mindre enn jordens. Månens gjennomsnittlige tetthet er 3,34 g/cm3, noe som indikerer at den ikke har en betydelig metallisk kjerne. Tyngdekraften på månens overflate er 6 ganger mindre enn jordens. Månen går i bane rundt jorden med en eksentrisitet på 0,055. Helningen til planet i dets bane til planet jordens ekvator varierer fra 18,3° til 28,6°, og i forhold til ekliptikken - fra 4°59° til 5°19°. Månens daglige rotasjon og omløpsrevolusjon er synkronisert, så vi ser alltid bare én av dens halvkuler. Riktignok lar en liten gynging (libreringer) av månen deg se omtrent 60 % av overflaten i løpet av en måned. Hovedårsaken til libreringer er at Månens daglige rotasjon skjer med konstant hastighet, og orbitalrotasjonen er variabel (på grunn av eksentrisiteten til banen). Områder på månens overflate har lenge vært konvensjonelt delt inn i "marine" og "kontinentale". Havets overflate ser mørkere ut, ligger lavere og er mye sjeldnere dekket av meteorittkratere enn den kontinentale overflaten. Havet er fylt med basaltiske lavaer, og kontinentene er sammensatt av anortositiske bergarter rike på feltspat. Etter det store antallet kratere å dømme er kontinentale overflater mye eldre enn havoverflater. Intense meteorittbombardementer knuste det øvre laget av måneskorpen og gjorde de ytre meterne til et pulver kalt regolit. Astronauter og robotsonder brakte tilbake prøver av stein og regolit fra månen. Analysen viste at havoverflatens alder er rundt 4 milliarder år. Følgelig inntreffer perioden med intenst meteorittbombardement i de første 0,5 milliarder årene etter dannelsen av Månen for 4,6 milliarder år siden. Da forble frekvensen av meteorittfall og kraterdannelse tilnærmet uendret og er fortsatt ett krater med en diameter på 1 km hvert 105. år.
se også ROMUTSPEKING OG BRUK.
Månebergarter er fattige på flyktige grunnstoffer (H2O, Na, K, etc.) og jern, men rike på ildfaste elementer (Ti, Ca, etc.). Bare i bunnen av månens polare kratere kan det være isavsetninger, slik som på Merkur. Månen har praktisk talt ingen atmosfære, og det er ingen bevis for det månejord noen gang blitt utsatt for flytende vann. Det er heller ingen organiske stoffer i den - kun spor av karbonholdige kondritter som fulgte med meteoritter. Mangelen på vann og luft, samt sterke svingninger i overflatetemperaturen (390 K om dagen og 120 K om natten) gjør Månen ubeboelig. Seismometre levert til Månen gjorde det mulig å lære noe om månens indre. Svake "måneskjelv" forekommer ofte der, sannsynligvis relatert til tidevannspåvirkningen fra jorden. Månen er ganske homogen, har en liten tett kjerne og en skorpe som er omtrent 65 km tykk laget av lettere materialer, og de øverste 10 km av skorpen ble knust av meteoritter for 4 milliarder år siden. Store støtbassenger er jevnt fordelt over måneoverflaten, men tykkelsen på jordskorpen på den synlige siden av Månen er mindre, så 70 % av havoverflaten er konsentrert om den. Historien til måneoverflaten er generelt kjent: etter slutten av det intensive meteorittbombardementstadiet for 4 milliarder år siden, var undergrunnen i omtrent 1 milliard år ganske varm og basaltisk lava strømmet ut i havet. Da endret bare et sjeldent fall av meteoritter ansiktet til satellitten vår. Men opprinnelsen til Månen er fortsatt diskutert. Den kunne dannes av seg selv og deretter bli fanget av jorden; kunne ha dannet seg sammen med jorden som sin satellitt; endelig kunne ha skilt seg fra jorden under dannelsesperioden. Den andre muligheten var nylig populær, men i de senere årene har hypotesen om dannelsen av Månen fra materie som ble kastet ut av proto-jorden under en kollisjon med et stort himmellegeme blitt alvorlig vurdert. Til tross for usikkerheten om opprinnelsen til Jord-Måne-systemet, kan deres videre utvikling spores ganske pålitelig. Tidevannsinteraksjon påvirker bevegelsen til himmellegemer betydelig: Månens daglige rotasjon har praktisk talt stoppet (dens periode er lik den orbitale), og jordens rotasjon bremser ned, og overfører dens vinkelmomentum til orbitalbevegelsen til Månen, som som et resultat beveger seg bort fra jorden med omtrent 3 cm per år. Dette stopper når jordens rotasjon er på linje med månens. Da vil Jorden og Månen hele tiden være vendt mot hverandre på samme side (som Pluto og Charon), og deres dag og måned vil være lik 47 nåværende dager; samtidig vil Månen bevege seg bort fra oss 1,4 ganger. Riktignok vil denne situasjonen ikke vedvare for alltid, fordi tidevann fra solenergi vil ikke slutte å påvirke jordens rotasjon. se også
MÅNE ;
MÅNENS OPPRINNELSE OG HISTORIE;
Ebb og flom.
Mars. Mars ligner på jorden, men er nesten halvparten av størrelsen og har en litt lavere gjennomsnittlig tetthet. Perioden med daglig rotasjon (24 timer 37 minutter) og aksens helning (24°) er nesten ikke forskjellig fra de på jorden. For en observatør på jorden fremstår Mars som en rødlig stjerne, hvis lysstyrke endres merkbart; det er maksimalt i perioder med konfrontasjon som gjentar seg etter litt over to år (for eksempel i april 1999 og juni 2001). Mars er spesielt nær og lyssterk i perioder med store motsetninger, som oppstår hvis den passerer nær perihelium i motstandsøyeblikket; dette skjer hvert 15.-17. år (den nærmeste er i august 2003). Et teleskop på Mars avslører lyse oransje områder og mørkere områder som endrer tone avhengig av årstid. Det er knallhvite snøhetter ved polene. Den rødlige fargen på planeten er assosiert med en stor mengde jernoksider (rust) i jorden. Sammensetningen av de mørke områdene minner trolig om terrestriske basalter, mens de lyse områdene er sammensatt av fint materiale.

OVERFLATE AV MARS nær landingsblokken Viking 1. Store steinfragmenter er ca 30 cm store.

Mesteparten av vår kunnskap om Mars hentes fra automatiske stasjoner. De mest effektive var to orbitere og to landingskjøretøyer fra vikingekspedisjonen, som landet på Mars 20. juli og 3. september 1976 i regionene Chrys (22° N, 48° W) og Utopia (48° N). . , 226° V), med Viking 1 i drift frem til november 1982. Begge landet i klassiske lyse områder og havnet i en rødlig sandørken strødd med mørke steiner. Den 4. juli 1997 gikk Mars Pathfinder-sonden (USA) inn i Ares-dalen (19° N, 34° W), det første automatiske selvkjørende kjøretøyet som oppdaget blandede steiner og muligens småstein malt av vann og blandet med sand og leire. , som indikerer sterke endringer i Mars-klimaet og tilstedeværelsen av store mengder vann i fortiden. Den tynne atmosfæren på Mars består av 95 % karbondioksid og 3 % nitrogen. Vanndamp, oksygen og argon finnes i små mengder. Gjennomsnittlig trykk på overflaten er 6 mbar (dvs. 0,6 % av jordens). Ved så lavt trykk kan det ikke være flytende vann. Den gjennomsnittlige daglige temperaturen er 240 K, og maksimum om sommeren ved ekvator når 290 K. Daglige temperatursvingninger er omtrent 100 K. Dermed er klimaet på Mars et klima med en kald, dehydrert høyfjellsørken. På de høye breddegradene på Mars om vinteren faller temperaturen under 150 K og atmosfærisk karbondioksid (CO2) fryser og faller til overflaten som hvit snø og danner polarhetten. Periodisk kondensering og sublimering av polarhettene forårsaker sesongmessige svingninger i atmosfærisk trykk med 30 %. Mot slutten av vinteren faller grensen for polarhetten til 45°-50° breddegrad, og om sommeren gjenstår det et lite område av den (300 km i diameter ved sørpolen og 1000 km ved nord), sannsynligvis bestående av vannis, hvis tykkelse kan nå 1-2 km. Noen ganger blåser sterke vinder på Mars, og løfter skyer av fin sand opp i luften. Spesielt kraftige støvstormer oppstår på slutten av våren på den sørlige halvkule, når Mars passerer gjennom perihelium av sin bane og solvarmen er spesielt høy. I uker og til og med måneder blir atmosfæren ugjennomsiktig med gult støv. Viking-banene sendte bilder av kraftige sanddyner på bunnen av store kratere. Støvavsetninger endrer utseendet til Mars-overflaten så mye fra sesong til sesong at det er merkbart selv fra jorden når det observeres gjennom et teleskop. Tidligere ble disse sesongmessige endringene i overflatefarge ansett av noen astronomer for å være et tegn på vegetasjon på Mars. Geologien til Mars er veldig mangfoldig. Store områder på den sørlige halvkule er dekket med gamle kratere som er igjen fra epoken med eldgamle meteorittbombardementer (for 4 milliarder år siden). År siden). Mye av den nordlige halvkule er dekket av yngre lavastrømmer. Spesielt interessant er Tharsis-høyden (10° N, 110° W), der flere gigantiske vulkanfjell ligger. Den høyeste blant dem - Mount Olympus - har en diameter ved bunnen av 600 km og en høyde på 25 km. Selv om det ikke er tegn til vulkansk aktivitet nå, overstiger ikke lavastrømmenes alder 100 millioner år, noe som er lite sammenlignet med planetens alder på 4,6 milliarder år.

Selv om eldgamle vulkaner indikerer en gang kraftig aktivitet i Mars indre, er det ingen tegn til platetektonikk: det er ingen foldede fjellbelter og andre indikatorer på jordskorpekompresjon. Imidlertid er det kraftige riftforkastninger, hvorav den største - Valles Marineris - strekker seg fra Tharsis mot øst i 4000 km med en maksimal bredde på 700 km og en dybde på 6 km. En av de mest interessante geologiske oppdagelsene gjort fra bilder fra romfartøyer var forgrenede, snirklete daler hundrevis av kilometer lange, som minner om tørkede elveleier på jorden. Dette tyder på et mer gunstig klima tidligere, da temperaturer og trykk kan ha vært høyere og elver strømmet over overflaten av Mars. Riktignok indikerer plasseringen av dalene i de sørlige, kraftige kraterområdene på Mars at det var elver på Mars for veldig lenge siden, sannsynligvis i de første 0,5 milliarder årene av dens utvikling. Vann ligger nå på overflaten som isen til de polare iskappene og kanskje under overflaten som et lag permafrost. Den indre strukturen til Mars er dårlig studert. Dens lave gjennomsnittlige tetthet indikerer fraværet av en betydelig metallisk kjerne; i alle fall er det ikke smeltet, noe som følger av fraværet av et magnetfelt på Mars. Seismometeret på landingsblokken til Viking-2-apparatet registrerte ikke den seismiske aktiviteten til planeten i løpet av 2 års drift (seismometeret på Viking-1 fungerte ikke). Mars har to små satellitter - Phobos og Deimos. Begge er uregelmessig formet, dekket av meteorittkratere, og er sannsynligvis asteroider fanget av planeten i en fjern fortid. Phobos går i bane rundt planeten i en veldig lav bane og fortsetter å nærme seg Mars under påvirkning av tidevann; den vil senere bli ødelagt av planetens tyngdekraft.
Jupiter. Den største planeten i solsystemet, Jupiter, er 11 ganger større enn jorden og 318 ganger mer massiv. Dens lave gjennomsnittlige tetthet (1,3 g/cm3) indikerer en sammensetning nær solens: hovedsakelig hydrogen og helium. Jupiters raske rotasjon rundt sin akse forårsaker dens polare kompresjon med 6,4 %. Et teleskop på Jupiter avslører skybånd parallelt med ekvator; lyssoner i dem er ispedd rødlige belter. Det er sannsynlig at de lyse områdene er områder med oppstrømming der toppene av ammoniakkskyer er synlige; rødlige belter er assosiert med nedadgående strømmer, hvis lyse farge bestemmes av ammoniumhydrogensulfat, samt forbindelser av rødt fosfor, svovel og organiske polymerer. I tillegg til hydrogen og helium ble CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 og GeH4 spektroskopisk påvist i Jupiters atmosfære. Temperaturen på toppen av ammoniakkskyer er 125 K, men med dybden øker den med 2,5 K/km. På 60 km dyp skal det være et lag med vannskyer. Skyenes bevegelseshastigheter i soner og nærliggende soner varierer betydelig: for eksempel i ekvatorialbeltet beveger skyer seg østover 100 m/s raskere enn i nabosoner. Forskjellen i hastighet forårsaker sterk turbulens ved grensene til soner og belter, noe som gjør formen deres svært intrikat. En manifestasjon av dette er ovale roterende flekker, hvorav den største, den store røde flekken, ble oppdaget for mer enn 300 år siden av Cassini. Denne flekken (25 000-15 000 km) er større enn jordskiven; den har en spiralsyklonstruktur og gjør en omdreining rundt sin akse på 6 dager. De resterende flekkene er mindre og av en eller annen grunn helt hvite.

Jupiter har ikke en fast overflate. Det øvre laget av planeten, som strekker seg 25 % av radiusen, består av flytende hydrogen og helium. Nedenfor, der trykket overstiger 3 millioner bar og temperaturen overstiger 10 000 K, går hydrogen over i metallisk tilstand. Kanskje nær sentrum av planeten er det en flytende kjerne av tyngre grunnstoffer med total masse ca 10 jordmasser. I sentrum er trykket omtrent 100 millioner bar og temperaturen er 20-30 tusen K. Det flytende metalliske indre og den raske rotasjonen av planeten forårsaket dets kraftige magnetfelt, som er 15 ganger sterkere enn jordens. Jupiters enorme magnetosfære, med sine kraftige strålingsbelter, strekker seg utover banene til de fire store månene. Temperaturen i sentrum av Jupiter har alltid vært lavere enn nødvendig for at termonukleære reaksjoner skal oppstå. Men Jupiters interne varmereserver, som gjenstår fra dannelsestiden, er store. Selv nå, 4,6 milliarder år senere, avgir den omtrent samme mengde varme som den mottar fra Solen; i de første millioner årene av evolusjonen var strålingskraften til Jupiter 104 ganger høyere. Siden dette var epoken for dannelsen av planetens store satellitter, er det ikke overraskende at sammensetningen deres avhenger av avstanden til Jupiter: de to nærmest den - Io og Europa - har en ganske høy tetthet (3,5 og 3,0 g/cm3) ), og de mer fjerne - Ganymedes og Callisto - inneholder mye vannis og er derfor mindre tette (1,9 og 1,8 g/cm3).
Satellitter. Jupiter har minst 16 satellitter og en svak ring: den er 53 tusen km unna det øvre skylaget, har en bredde på 6000 km og består tilsynelatende av små og veldig mørke faste partikler. De fire største månene til Jupiter kalles Galilean fordi de ble oppdaget av Galileo i 1610; uavhengig av ham, samme år ble de oppdaget av den tyske astronomen Marius, som ga dem deres nåværende navn - Io, Europa, Ganymede og Callisto. Den minste av satellittene, Europa, er litt mindre enn Månen, og Ganymedes er større enn Merkur. Alle er synlige gjennom en kikkert.

På overflaten av Io oppdaget Voyagers flere aktive vulkaner som skyter ut materiale hundrevis av kilometer oppover. Ios overflate er dekket med rødlige svovelavsetninger og lyse flekker av svoveldioksid - produkter av vulkanutbrudd. Som en gass danner svoveldioksid Ios ekstremt tynne atmosfære. Energien til vulkansk aktivitet hentes fra tidevannspåvirkningen fra planeten på satellitten. Ios bane går gjennom strålingsbeltene til Jupiter, og det har lenge vært fastslått at satellitten samhandler sterkt med magnetosfæren, og forårsaker radioutbrudd i den. I 1973 ble en torus av lysende natriumatomer oppdaget langs Ios bane; senere ble svovel-, kalium- og oksygenioner funnet der. Disse stoffene blir slått ut av energiske protoner fra strålingsbeltene enten direkte fra Ios overflate eller fra gass-"plumene" til vulkaner. Selv om Jupiters tidevannspåvirkning på Europa er svakere enn på Io, kan dets indre også være delvis smeltet. Spektralstudier viser at Europa har vannis på overflaten, og den rødlige fargetonen skyldes sannsynligvis svovelforurensning fra Io. Det nesten fullstendige fraværet av nedslagskratre indikerer den geologiske ungdommen til overflaten. Foldene og bruddene på Europas isete overflate ligner isfeltene i jordens polarhav; Det er sannsynligvis flytende vann under et islag på Europa. Ganymedes er den største månen i solsystemet. Dens tetthet er lav; den består sannsynligvis av halvt stein og halvt is. Overflaten ser merkelig ut og inneholder spor av skorpeutvidelse, som kan ha fulgt prosessen med differensiering av undergrunnen. Deler av den gamle krateroverflaten er atskilt av yngre skyttergraver, hundrevis av kilometer lange og 1-2 km brede, som ligger i en avstand på 10-20 km fra hverandre. Dette er sannsynligvis yngre is, dannet ved at vann strømmer ut gjennom sprekker umiddelbart etter differensiering for rundt 4 milliarder år siden. Callisto ligner på Ganymedes, men det er ingen spor av feil på overflaten; det hele er veldig gammelt og sterkt krateret. Overflaten til begge satellittene er dekket med is blandet med bergarter av regolittypen. Men hvis isen på Ganymedes er omtrent 50 %, så er den på Callisto mindre enn 20 %. Sammensetningen av bergartene til Ganymedes og Callisto er sannsynligvis lik den til karbonholdige meteoritter. Jupiters måner er blottet for atmosfære, bortsett fra den tynne SO2 vulkangassen på Io. Av Jupiters dusin små satellitter er fire plassert nærmere planeten enn de galileiske; den største av dem, Amalthea, er et kraterformet objekt med uregelmessig form (dimensjoner 270*166*150 km). Dens mørke overflate - veldig rød - er muligens dekket av svovel fra Io. De ytre små satellittene til Jupiter er delt inn i to grupper i henhold til deres baner: 4 nærmere planetens bane i foroverretningen (i forhold til planetens rotasjon), og 4 fjernere i motsatt retning. De er alle små og mørke; de er sannsynligvis fanget av Jupiter blant asteroidene til den trojanske gruppen (se ASTEROID).
Saturn. Den nest største gigantiske planeten. Det er en hydrogen-helium-planet, men Saturn har et lavere relativ heliuminnhold enn Jupiter; lavere er dens gjennomsnittlige tetthet. Den raske rotasjonen av Saturn fører til dens store oblatitet (11%).

SATURN og dens måner fotografert under flybyen til Voyager-romsonden.

I et teleskop ser ikke Saturns skive like imponerende ut som Jupiter: den har en brunoransje farge og svakt definerte belter og soner. Årsaken er at de øvre delene av atmosfæren er fylt med lysspredende ammoniakktåke (NH3). Saturn er lenger unna solen, så temperaturen i dens øvre atmosfære (90 K) er 35 K lavere enn Jupiter, og ammoniakk er i kondensert tilstand. Med dybden øker temperaturen i atmosfæren med 1,2 K/km, så skystrukturen ligner Jupiters: under et lag med ammoniumhydrosulfatskyer er det et lag med vannskyer. I tillegg til hydrogen og helium ble CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 og PH3 spektroskopisk påvist i Saturns atmosfære. Når det gjelder sin indre struktur, ligner Saturn også på Jupiter, selv om den på grunn av sin mindre masse har lavere trykk og temperatur i sentrum (75 millioner bar og 10 500 K). Saturns magnetfelt er sammenlignbart med jordens. I likhet med Jupiter avgir Saturn indre varme, dobbelt så mye som den mottar fra solen. Riktignok er dette forholdet større enn Jupiter, fordi Saturn, som ligger dobbelt så langt unna, mottar fire ganger mindre varme fra solen.
Ringer av Saturn. Saturn er omgitt av et unikt kraftig system av ringer opp til en avstand på 2,3 planetradier. De er lett å skille når de observeres gjennom et teleskop, og når de studeres på nært hold viser de eksepsjonelt mangfold: fra den massive B-ringen til den smale F-ringen, fra spiraltetthetsbølger til de helt uventede radielle "eikene" oppdaget av Voyagers. Partiklene som fyller ringene til Saturn reflekterer lys mye bedre enn materialet i de mørke ringene til Uranus og Neptun; Studien deres i forskjellige spektralområder viser at dette er "skitne snøballer" med dimensjoner i størrelsesorden en meter. De tre klassiske ringene til Saturn, i rekkefølge fra ytre til indre, er betegnet med bokstavene A, B og C. B-ringen er ganske tett: radiosignaler fra Voyager passerte gjennom den med vanskeligheter. Gapet på 4000 km mellom A- og B-ringen, kalt Cassini-fisjon (eller gap), er faktisk ikke tomt, men kan sammenlignes i tetthet med den bleke C-ringen, tidligere kalt crepe-ringen. Det er et mindre synlig Encke-gap nær ytterkanten av A-ringen. I 1859 konkluderte Maxwell med at ringene til Saturn må bestå av individuelle partikler som kretser rundt planeten. På slutten av 1800-tallet. dette ble bekreftet av spektrale observasjoner som viste at de indre delene av ringene roterer raskere enn de ytre. Siden ringene ligger i planet til planetens ekvator, og derfor skråner 27° til baneplanet, faller jorden inn i ringenes plan to ganger på 29,5 år, og vi observerer dem på kanten. I dette øyeblikket "forsvinner ringene", noe som beviser deres svært lille tykkelse - ikke mer enn noen få kilometer. Detaljerte bilder av ringene tatt av Pioneer 11 (1979) og Voyagers (1980 og 1981) viste en mye mer kompleks struktur enn forventet. Ringene er delt inn i hundrevis av individuelle ringletter med en typisk bredde på flere hundre kilometer. Selv i Cassini-spalten var det minst fem ringer. En detaljert analyse viste at ringene er heterogene både i størrelse og muligens i partikkelsammensetning. Kompleks struktur ringene skyldes sannsynligvis gravitasjonspåvirkning fra små satellitter nær dem, som tidligere ikke var mistenkt. Den mest uvanlige er trolig den tynneste F-ringen, oppdaget i 1979 av Pioneer i en avstand på 4000 km fra ytterkanten av A-ringen. Voyager 1 fant ut at F-ringen var vridd og flettet som en flette, men fløy forbi i 9 måneder. senere fant Voyager 2 strukturen til F-ringen mye enklere: "trådene" av materie var ikke lenger sammenvevd. Denne strukturen og dens raske utvikling er delvis forklart av påvirkningen fra to små måner (Prometheus og Pandora) som beveger seg på ytre og indre kant av denne ringen; de kalles "vakthunder". Det er imidlertid mulig at det kan være enda mindre kropper eller midlertidige ansamlinger av materie inne i selve F-ringen.
Satellitter. Saturn har minst 18 måner. De fleste av dem er sannsynligvis is. Noen har veldig interessante baner. For eksempel har Janus og Epimetheus nesten samme baneradier. I Diones bane, 60° foran den (denne posisjonen kalles det ledende Lagrange-punktet), beveger den mindre satellitten Helena seg. Tethys er ledsaget av to små satellitter - Telesto og Calypso - ved de ledende og etterslepende Lagrange-punktene i sin bane. Radiene og massene til syv satellitter til Saturn (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan og Iapetus) ble målt med god nøyaktighet. De er alle stort sett isete. De som er mindre har en tetthet på 1-1,4 g/cm3, som er nær tettheten til vannis med større eller mindre innblanding av bergarter. Det er ennå ikke klart om de inneholder metan og ammoniakk-is. Titans høyere tetthet (1,9 g/cm3) er et resultat av dens store masse, som forårsaker komprimering av interiøret. Titan er veldig lik Ganymedes i diameter og tetthet; Sannsynligvis er deres indre struktur lik. Titan er den nest største månen i solsystemet, og den er unik ved at den har en permanent, kraftig atmosfære som hovedsakelig består av nitrogen og en liten mengde metan. Trykket på overflaten er 1,6 bar, temperaturen er 90 K. Under slike forhold kan det være flytende metan på overflaten av Titan. De øvre lagene i atmosfæren opp til høyder på 240 km er fylt med oransje skyer, sannsynligvis bestående av partikler av organiske polymerer syntetisert under påvirkning av ultrafiolette stråler fra solen. De gjenværende månene til Saturn er for små til å ha en atmosfære. Overflatene deres er dekket med is og sterkt krateret. Bare på overflaten av Enceladus er det betydelig færre kratere. Det er sannsynlig at tidevannspåvirkningen fra Saturn opprettholder sitt indre i en smeltet tilstand, og meteorittnedslag fører til at vann strømmer ut og fyller kratrene. Noen astronomer mener at partikler fra overflaten til Enceladus dannet en bred E-ring som strekker seg langs dens bane. En veldig interessant satellitt er Iapetus, hvis bakre (i forhold til banebevegelsesretningen) halvkule er dekket med is og reflekterer 50 % av det innfallende lyset, og den fremre halvkulen er så mørk at den reflekterer bare 5 % av lyset; den er dekket med noe som stoffet til karbonholdige meteoritter. Kanskje den fremre halvkulen til Iapetus er utsatt for materiale som kastes ut fra overflaten av meteorittnedslag ekstern satellitt Saturn Phoebe. I prinsippet er dette mulig, siden Phoebe beveger seg i bane i motsatt retning. I tillegg er Phoebes overflate ganske mørk, men det er ingen eksakte data om det ennå.
Uranus. Uranus er sjøgrønn i fargen og ser funksjonsløs ut fordi de øvre lagene av atmosfæren er fylt med tåke, som Voyager 2-sonden som fløy nær den i 1986 hadde problemer med å se noen få skyer. Planetens akse er skråstilt til baneaksen med 98,5°, dvs. ligger nesten i banens plan. Derfor vender hver av polene direkte mot solen i noen tid, og går deretter inn i skyggen i seks måneder (42 jordår). Atmosfæren til Uranus inneholder hovedsakelig hydrogen, 12-15 % helium og noen få andre gasser. Den atmosfæriske temperaturen er omtrent 50 K, selv om den i de øvre sjeldne lagene stiger til 750 K om dagen og 100 K om natten. Magnetfeltet til Uranus er litt svakere enn jordens i styrke ved overflaten, og dets akse er skråstilt til planetens rotasjonsakse med 55°. Lite er kjent om planetens indre struktur. Skylaget strekker seg trolig til en dybde på 11 000 km, etterfulgt av et varmtvannshave på 8 000 km dyp, og under det en smeltet steinkjerne med en radius på 7 000 km.
Ringer. I 1976 ble de unike ringene til Uranus oppdaget, bestående av individuelle tynne ringer, hvor den bredeste er 100 km tykk. Ringene er plassert i avstander fra 1,5 til 2,0 radier av planeten fra sentrum. I motsetning til ringene til Saturn, er ringene til Uranus laget av store, mørke bergarter. Det antas at hver ring inneholder en liten satellitt eller til og med to satellitter, som i Saturns F-ring.
Satellitter. 20 satellitter av Uranus er oppdaget. Den største - Titania og Oberon - med en diameter på 1500 km. Det er 3 større, mer enn 500 km store, resten er veldig små. Overflatespektrene til fem store satellitter indikerer store mengder vannis. Overflaten til alle satellitter er dekket med meteorittkratere.
Neptun. Utad er Neptun lik Uranus; spekteret er også dominert av bånd av metan og hydrogen. Varmestrømmen fra Neptun overskrider merkbart kraften til hendelsen solvarme, som indikerer eksistensen intern kilde energi. Det er mulig at mye av den indre varmen frigjøres som følge av tidevann forårsaket av den massive månen Triton, som kretser i motsatt retning i en avstand på 14,5 planetradier. Voyager 2, som fløy i 1989 i en avstand på 5000 km fra skylaget, oppdaget 6 flere satellitter og 5 ringer nær Neptun. Den store mørke flekken og et komplekst system av virvelstrømmer ble oppdaget i atmosfæren. Tritons rosa overflate avslørte fantastiske geologiske trekk, inkludert kraftige geysirer. Månen Proteus oppdaget av Voyager viste seg å være større enn Nereid, oppdaget fra jorden tilbake i 1949.
Pluto. Pluto har en svært langstrakt og skråstilt bane; ved perihelium nærmer den seg solen med 29,6 AU. og beveger seg bort ved aphelion ved 49,3 AU. I 1989 passerte Pluto perihelium; fra 1979 til 1999 var det nærmere Solen enn Neptun. Men på grunn av den høye helningen til Plutos bane, krysser banen aldri Neptun. Den gjennomsnittlige overflatetemperaturen til Pluto er 50 K, den varierer fra aphelion til perihelion med 15 K, noe som er ganske merkbart ved så lave temperaturer. Spesielt fører dette til utseendet til en forseldet metanatmosfære i perioden når planeten passerer perihelium, men trykket er 100 000 ganger mindre enn trykket i jordens atmosfære. Pluto kan ikke beholde atmosfæren lenge fordi den er mindre enn månen. Plutos måne Charon går i bane rundt planeten hver 6,4 dag. Dens bane er veldig sterkt tilbøyelig til ekliptikken, slik at formørkelser bare forekommer under sjeldne epoker når jorden passerer gjennom planet til Charons bane. Plutos lysstyrke endres regelmessig med en periode på 6,4 dager. Følgelig roterer Pluto synkront med Charon og har store flekker på overflaten. I forhold til størrelsen på planeten er Charon veldig stor. Pluto-Charon-paret kalles ofte en «dobbelplanet». På en gang ble Pluto antatt å være en løpsk måne av Neptun, men med oppdagelsen av Charon virker dette usannsynlig.
PLANETER: SAMMENLIGNENDE ANALYSE
Intern struktur. Objekter i solsystemet, sett fra deres indre struktur, kan deles inn i 4 kategorier: 1) kometer, 2) små kropper, 3) jordiske planeter, 4) gasskjemper. Kometer er enkle iskalde kropper med en spesiell sammensetning og historie. Kategorien smålegemer inkluderer alle andre himmellegemer med radier mindre enn 200 km: interplanetære støvkorn, partikler av planetringer, små satellitter og de fleste asteroider. Under utviklingen av solsystemet mistet de alle varmen som ble frigjort under den første akkresjonen og ble avkjølt, og var ikke store nok til å varmes opp på grunn av det radioaktive forfallet i dem. Terrestriske planeter er veldig forskjellige: fra "jernet" Merkur til det mystiske issystemet Pluto - Charon. I tillegg til de største planetene, i henhold til formelle kriterier, er solen noen ganger klassifisert som en gassgigant. Den viktigste parameteren som bestemmer sammensetningen av planeten er gjennomsnittlig tetthet (total masse delt på totalt volum). Betydningen indikerer umiddelbart hva slags planet det er - "stein" (silikater, metaller), "is" (vann, ammoniakk, metan) eller "gass" (hydrogen, helium). Selv om overflatene til Merkur og Månen er slående like, er deres indre sammensetning helt annerledes, siden den gjennomsnittlige tettheten til Merkur er 1,6 ganger høyere enn Månens. Samtidig er massen til kvikksølv liten, noe som betyr at dens høye tetthet hovedsakelig ikke skyldes komprimering av stoffet under påvirkning av tyngdekraften, men en spesiell kjemisk sammensetning: kvikksølv inneholder 60-70% metaller og 30 -40 % silikater etter masse. Metallinnholdet per masseenhet av Merkur er betydelig høyere enn på noen annen planet. Venus roterer så sakte at dens ekvatorialbule kun måler brøkdeler av en meter (Jordens er 21 km) og ikke kan avsløre noe som helst om planetens indre struktur. Gravitasjonsfeltet korrelerer med overflatetopografien, i motsetning til Jorden, hvor kontinentene "flyter". Det er mulig at kontinentene til Venus er fiksert av stivheten til mantelen, men det er mulig at topografien til Venus opprettholdes dynamisk av energetisk konveksjon i mantelen. Jordens overflate er betydelig yngre enn overflatene til andre kropper i solsystemet. Årsaken til dette er hovedsakelig den intensive bearbeidingen av skorpemateriale som følge av platetektonikk. Erosjon under påvirkning av flytende vann har også en merkbar effekt. Overflatene til de fleste planeter og måner er dominert av ringstrukturer knyttet til nedslagskratere eller vulkaner; På jorden har platetektonikken gjort at dets største høyland og lavland er lineært. Et eksempel er fjellkjeder, vokser på steder der to plater kolliderer; oseaniske skyttergraver, som markerer steder hvor en plate glir under en annen (subduksjonssoner); samt midthavsrygger på steder hvor to plater divergerer under påvirkning av ung skorpe som stiger opp fra mantelen (spredningssoner). Dermed reflekterer relieffet av jordoverflaten dynamikken i dens indre. Små prøver av jordens øvre mantel blir tilgjengelig for laboratoriestudier når de stiger til overflaten som en del av magmatiske bergarter. Ultramafiske inneslutninger (ultrabasitter, fattige på silikater og rike på Mg og Fe) er kjent for å inneholde mineraler som bare dannes ved høyt trykk (for eksempel diamant), samt sammenkoblede mineraler som bare kan eksistere side om side hvis de ble dannet ved høyt trykk. Disse inneslutningene gjorde det mulig å estimere med tilstrekkelig nøyaktighet sammensetningen av den øvre mantelen til en dybde på ca. 200 km. Den mineralogiske sammensetningen av den dype mantelen er ikke så godt kjent, siden det fortsatt ikke er nøyaktige data om fordelingen av temperatur med dybde og hovedfasene til dype mineraler ikke er reprodusert i laboratoriet. Jordens kjerne er delt inn i ytre og indre. Ytre kjerne sender ikke tverrgående seismiske bølger, derfor er den flytende. Imidlertid, på en dybde på 5200 km, begynner kjernematerialet igjen å lede tverrgående bølger, men med lav hastighet; dette betyr at den indre kjernen er delvis frossen. Tettheten til kjernen er lavere enn den ville vært for en ren jern-nikkel væske, sannsynligvis på grunn av svovel urenheter. En fjerdedel av Mars-overflaten er okkupert av Tharsis-stigningen, som stiger 7 km i forhold til planetens gjennomsnittlige radius. Det er der de fleste vulkanene ligger, under dannelsen som lava sprer seg over en lang avstand, noe som er typisk for smeltede bergarter rike på jern. En av grunnene til den enorme størrelsen på vulkaner fra Mars (den største i solsystemet) er at Mars, i motsetning til Jorden, ikke har plater som beveger seg i forhold til varme punkter i mantelen, så vulkaner vokser på ett sted i lang tid. Mars har ikke noe magnetfelt og ingen seismisk aktivitet er påvist. Jordsmonnet inneholdt mye jernoksider, noe som indikerer dårlig differensiering av undergrunnen.
Indre varme. Mange planeter avgir mer varme enn de mottar fra solen. Mengden varme som genereres og lagres i innvollene på planeten avhenger av dens historie. For en formende planet er hovedkilden til varme meteorittbombardement; Varme frigjøres så under differensiering av undergrunnen, når de tetteste komponentene, som jern og nikkel, legger seg mot midten og danner kjernen. Jupiter, Saturn og Neptun (men av en eller annen grunn ikke Uranus) stråler fortsatt ut varmen de lagret under dannelsen for 4,6 milliarder år siden. For jordiske planeter er en viktig oppvarmingskilde i den nåværende epoken nedbrytningen av radioaktive elementer - uran, thorium og kalium - som ble inkludert i små mengder i den opprinnelige kondritiske (sol) sammensetningen. Spredningen av bevegelsesenergi i tidevannsdeformasjoner - den såkalte "tidevannsspredningen" - er hovedkilden til oppvarming av Io og spiller en betydelig rolle i utviklingen av noen planeter, hvis rotasjon (for eksempel Merkur) ble bremset nede ved tidevann.
Konveksjon i mantelen. Hvis væsken varmes opp sterkt nok, utvikles det konveksjon i den, siden termisk ledningsevne og stråling ikke kan takle den lokalt tilførte varmestrømmen. Det kan virke rart å si at det indre av jordiske planeter er dekket av konveksjon, som en væske. Vet vi ikke at tverrbølger ifølge seismologi forplanter seg i jordkappen, og at mantelen derfor ikke består av væske, men av fast bergart? Men la oss ta vanlig glasskitt: Når den presses sakte, oppfører den seg som en tyktflytende væske, når den presses skarpt, oppfører den seg som en elastisk kropp, og når den blir slått, oppfører den seg som en stein. Dette betyr at for å forstå hvordan et stoff oppfører seg, må vi ta hensyn til tidsskalaen som prosesser skjer på. Tverrgående seismiske bølger beveger seg gjennom jordens indre på minutter. På en geologisk tidsskala på millioner av år, deformeres bergarter plastisk hvis det hele tiden påføres betydelig belastning på dem. Utrolig nok er jordskorpen fortsatt i ferd med å rette seg ut, og går tilbake til den formen den hadde før den siste istiden, som tok slutt for 10 000 år siden. Etter å ha studert alderen til de stigende kystene i Skandinavia, beregnet N. Haskel i 1935 at viskositeten til jordmantelen er 1023 ganger større enn viskositeten til flytende vann. Men selv på dette viser matematisk analyse at jordens mantel er i en tilstand av intens konveksjon (slik bevegelse av jordens indre kan sees i en akselerert film, der en million år går i et sekund). Lignende beregninger viser at Venus, Mars og i mindre grad Merkur og Månen også sannsynligvis har konvektive manteler. Vi har akkurat begynt å avdekke naturen til konveksjon i gassgigantiske planeter. Det er kjent at konveksjonsbevegelser er sterkt påvirket av den raske rotasjonen som finnes rundt de gigantiske planetene, men det er svært vanskelig å eksperimentelt studere konveksjon i en roterende kule med sentral tyngdekraft. Til nå har de mest nøyaktige eksperimentene av denne typen blitt utført under mikrogravitasjonsforhold i lav bane rundt jorden. Disse eksperimentene, sammen med teoretiske beregninger og numeriske modeller, viste at konveksjon skjer i rør som er langstrakt langs planetens rotasjonsakse og buet i samsvar med dens sfærisitet. Slike konveksjonsceller kalles "bananer" for sin form. Press gassgigantiske planeter varierer fra 1 bar ved skytoppene til ca 50 Mbar i sentrum. Derfor forblir hovedkomponenten deres - hydrogen - på forskjellige nivåer i ulike faser. Ved trykk over 3 Mbar blir vanlig molekylært hydrogen til et flytende metall som ligner på litium. Beregninger viser at Jupiter hovedsakelig består av metallisk hydrogen. Og Uranus og Neptun har tilsynelatende en utvidet mantel av flytende vann, som også er en god leder.
Et magnetfelt. Det ytre magnetfeltet til en planet bærer viktig informasjon om bevegelsen til dens indre. Det er magnetfeltet som setter referanserammen der vindhastigheten måles i den overskyede atmosfæren til den gigantiske planeten; Det er nettopp dette som indikerer at det eksisterer kraftige strømmer i den flytende metallkjernen på jorden, og aktiv blanding skjer i vannmantlene til Uranus og Neptun. Tvert imot, mangelen på et sterkt magnetfelt på Venus og Mars pålegger begrensninger på deres indre dynamikk. Blant de terrestriske planetene har jordens magnetfelt enestående intensitet, noe som indikerer en aktiv dynamoeffekt. Mangelen på et sterkt magnetfelt på Venus betyr ikke at kjernen har stivnet: mest sannsynlig forhindrer planetens langsomme rotasjon dynamoeffekten. Uranus og Neptun har identiske magnetiske dipoler med en stor helning til planetenes akser og en forskyvning i forhold til sentrene deres; dette indikerer at deres magnetisme har sin opprinnelse i mantlene og ikke i kjernene. Jupiters satellitter – Io, Europa og Ganymedes – har sine egne magnetfelt, men det har ikke Callisto. Restmagnetisme er oppdaget på månen.
Atmosfære. Solen, åtte av de ni planetene og tre av de seksti-tre satellittene har en atmosfære. Hver atmosfære har sin egen spesielle kjemiske sammensetning og type oppførsel som kalles "vær". Atmosfærer er delt inn i to grupper: For jordiske planeter bestemmer den tette overflaten av kontinentene eller havet forholdene ved den nedre grensen av atmosfæren, mens for gassgiganter er atmosfæren nesten bunnløs. For jordiske planeter opplever et tynt (0,1 km) lag av atmosfæren nær overflaten konstant oppvarming eller avkjøling fra det, og under bevegelse, friksjon og turbulens (på grunn av ujevnt terreng); dette laget kalles overflaten eller grenselaget. På selve overflaten "limer" molekylær viskositet atmosfæren til bakken, så selv en lett bris skaper en sterk vertikal hastighetsgradient som kan forårsake turbulens. Endringen i lufttemperatur med høyden styres av konvektiv ustabilitet, siden luften under varmes opp av den varme overflaten, blir lettere og flyter; klatring i området lavtrykk , utvider det seg og stråler varme ut i rommet, noe som får det til å avkjøles, blir tettere og synker. Som et resultat av konveksjon etableres en adiabatisk vertikal temperaturgradient i de nedre lagene av atmosfæren: for eksempel i jordens atmosfære synker lufttemperaturen med høyden med 6,5 K/km. Denne situasjonen eksisterer helt frem til tropopausen (gresk "tropo" - sving, "pause" - opphør), og begrenser det nedre laget av atmosfæren, kalt troposfæren. Det er her endringene vi kaller vær skjer. Nær Jorden skjer tropopausen i høyder på 8-18 km; ved ekvator er det 10 km høyere enn ved polene. På grunn av den eksponentielle reduksjonen i tetthet med høyden, er 80 % av massen av jordens atmosfære inneholdt i troposfæren. Den inneholder også nesten all vanndampen, og derfor skyene som skaper været. På Venus absorberer karbondioksid og vanndamp, sammen med svovelsyre og svoveldioksid, nesten all den infrarøde strålingen som sendes ut av overflaten. Dette gir en sterk drivhuseffekt, d.v.s. fører til at overflatetemperaturen til Venus er 500 K høyere enn hva den ville hatt i en atmosfære som er gjennomsiktig for infrarød stråling. De viktigste "drivhus"-gassene på jorden er vanndamp og karbondioksid, som øker temperaturen med 30 K. På Mars forårsaker karbondioksid og atmosfærisk støv en svak drivhuseffekt på kun 5 K. Den varme overflaten til Venus hindrer frigjøring av svovel fra atmosfæren ved å binde det i overflaterasene Den nedre atmosfæren til Venus er beriket med svoveldioksid, så i høyder fra 50 til 80 km er det et tett lag av svovelsyreskyer. En liten mengde svovelholdige stoffer finnes også i jordens atmosfære, spesielt etter kraftige vulkanutbrudd. Svovel har ikke blitt oppdaget i atmosfæren til Mars, derfor er vulkanene inaktive i den nåværende epoken. På jorden erstattes en stabil temperaturnedgang med høyden i troposfæren over tropopausen med en økning i temperatur med høyden. Derfor er det et ekstremt stabilt lag der, kalt stratosfæren (latin stratum - lag, gulvbelegg). Eksistensen av permanente tynne aerosollag og det lange oppholdet av radioaktive elementer fra atomeksplosjoner der tjener som direkte bevis på fraværet av blanding i stratosfæren. I jordas stratosfære fortsetter temperaturen å øke med høyden frem til stratopausen, som inntreffer i en høyde av ca. 50 km. Varmekilden i stratosfæren er de fotokjemiske reaksjonene av ozon, hvis konsentrasjon er maksimal i en høyde på ca. 25 km. Ozon absorberer ultrafiolett stråling, så under 75 km blir nesten alt omdannet til varme. Kjemien i stratosfæren er kompleks. Ozon dannes hovedsakelig over ekvatoriale områder, men den største konsentrasjonen finnes over polene; dette indikerer at ozonnivåer ikke bare påvirkes av kjemi, men også av atmosfærisk dynamikk. Mars har også høyere ozonkonsentrasjoner over polene, spesielt vinterpolen. Den tørre atmosfæren på Mars har relativt få hydroksylradikaler (OH), som ødelegger ozon. Temperaturprofilene til atmosfærene til de gigantiske planetene ble bestemt fra bakkebaserte observasjoner av planetariske okkultasjoner av stjerner og fra sondedata, spesielt fra dempningen av radiosignaler når sonden kommer inn på planeten. Hver planet har en tropopause og en stratosfære, over disse ligger termosfæren, eksosfæren og ionosfæren. Temperaturen på termosfærene til henholdsvis Jupiter, Saturn og Uranus er ca. 1000, 420 og 800 K. Den høye temperaturen og relativt lave tyngdekraften på Uranus gjør at atmosfæren strekker seg til ringene. Dette fører til bremsing og raskt fall av støvpartikler. Siden det fortsatt observeres støvbaner i Uranus-ringene, må det være en støvkilde der. Selv om temperaturstrukturen til troposfæren og stratosfæren i atmosfæren til forskjellige planeter har mye til felles, er deres kjemiske sammensetning svært forskjellig. Atmosfærene til Venus og Mars er for det meste sammensatt av karbondioksid, men representerer to ekstreme eksempler på atmosfærisk evolusjon: Venus har en tett og varm atmosfære, mens Mars har en kald og tynn atmosfære. Det er viktig å forstå om jordens atmosfære til slutt vil slå seg ned i en av disse to typene, og om disse tre atmosfærene alltid har vært så forskjellige. Skjebnen til en planets kildevann kan bestemmes ved å måle deuteriuminnholdet i forhold til den lette isotopen av hydrogen: D/H-forholdet setter en grense for mengden hydrogen som forlater planeten. Vannmassen i Venus atmosfære er nå 10-5 av massen til jordens hav. Men D/H-forholdet på Venus er 100 ganger høyere enn på jorden. Hvis dette forholdet først var det samme på Jorden og Venus og vannreservene på Venus ikke ble fylt opp under utviklingen, betyr en hundredobling av D/H-forholdet på Venus at den en gang hadde hundre ganger mer vann enn nå. Forklaringen på dette søkes vanligvis i form av teorien om "drivhusfordampning", som sier at Venus aldri var kald nok til at vann kunne kondensere på overflaten. Hvis vann alltid fylte atmosfæren i form av damp, førte fotodissosiasjonen av vannmolekyler til frigjøring av hydrogen, en lett isotop som fordampet fra atmosfæren til verdensrommet, og det gjenværende vannet ble beriket i deuterium. Av stor interesse er den sterke forskjellen i atmosfærene til Jorden og Venus. Det er trodd at moderne atmosfære terrestriske planeter ble dannet som et resultat av avgassing av interiøret; i dette tilfellet ble hovedsakelig vanndamp og karbondioksid frigjort. På jorden var vann konsentrert i havet, og karbondioksid ble bundet inn sedimentære bergarter. Men Venus er nærmere Solen, det er varmt og det er ikke noe liv; derfor forble karbondioksid i atmosfæren. Vanndamp dissosiert til hydrogen og oksygen under påvirkning av sollys; hydrogen fordampet ut i verdensrommet (jordens atmosfære mister også raskt hydrogen), og oksygen ble bundet i bergarter. Riktignok kan forskjellen mellom disse to atmosfærene vise seg å være dypere: det er fortsatt ingen forklaring på at det er mye mer argon i Venus atmosfære enn i jordens atmosfære. Overflaten på Mars er nå en kald og tørr ørken. I løpet av den varmeste delen av dagen kan temperaturene ligge litt over vannets normale frysepunkt, men lavt atmosfærisk trykk hindrer vann på overflaten av Mars i å være kl. flytende tilstand: Isen blir umiddelbart til damp. Imidlertid er det flere kløfter på Mars som ligner tørre elveleier. Noen av dem ser ut til å ha blitt gravd av korte, men katastrofalt kraftige vannstrømmer, mens andre viser dype raviner og et omfattende nettverk av daler, noe som indikerer den sannsynlige lange eksistensen av lavlandselver i de tidlige periodene av Mars 'historie. Det er også morfologiske indikasjoner på at de gamle kratrene på Mars er mye mer ødelagt av erosjon enn de unge, og dette er bare mulig hvis atmosfæren på Mars var mye tettere enn den er nå. På begynnelsen av 1960-tallet ble polhettene på Mars antatt å være sammensatt av vannis. Men i 1966 undersøkte R. Leighton og B. Murray den termiske balansen til planeten og viste at karbondioksid bør kondensere i store mengder ved polene, og en balanse mellom fast og gassformig karbondioksid bør opprettholdes mellom polkappene og atmosfære. Det er merkelig at den sesongmessige veksten og sammentrekningen av polarhettene fører til trykksvingninger i Mars-atmosfæren med 20 % (for eksempel, i kabinene til gamle jetfly, var trykkforskjellene under start og landing også ca. 20 %). Romfotografier av polhettene på Mars viser fantastiske spiralmønstre og trappetrinn, som Mars Polar Lander-sonden (1999) skulle utforske, men den klarte ikke å lande. Det er ikke kjent nøyaktig hvorfor trykket i Mars-atmosfæren falt så mye, sannsynligvis fra noen få bar i de første milliardene år til 7 millibar nå. Det er mulig at forvitring av overflatebergarter fjernet karbondioksid fra atmosfæren, og binder karbonet i karbonatbergarter, slik som skjedde på jorden. Ved en overflatetemperatur på 273 K kan denne prosessen ødelegge karbondioksidatmosfæren på Mars med et trykk på flere bar på bare 50 millioner år; Tilsynelatende har det vist seg svært vanskelig å opprettholde et varmt og fuktig klima på Mars gjennom solsystemets historie. En lignende prosess påvirker også karboninnholdet i jordens atmosfære. Omtrent 60 barer karbon er nå bundet i karbonatbergartene på jorden. Det er klart at tidligere inneholdt jordens atmosfære mye mer karbondioksid enn den gjør nå, og temperaturen i atmosfæren var høyere. Hovedforskjellen mellom utviklingen av atmosfæren til Jorden og Mars er at platetektonikken på Jorden støtter karbonsyklusen, mens den på Mars er "låst" i bergarter og polarhetter.
Cirkumplanetære ringer. Det er merkelig at hver av de gigantiske planetene har ringsystemer, men ikke en eneste jordisk planet. De som ser på Saturn gjennom et teleskop for første gang utbryter ofte: «Vel, akkurat som bildet!» når de ser dens utrolig lyse og klare ringer. Ringene til de gjenværende planetene er imidlertid nesten usynlige gjennom et teleskop. Jupiters bleke ring opplever en mystisk interaksjon med magnetfeltet. Uranus og Neptun er hver omgitt av flere tynne ringer; strukturen til disse ringene gjenspeiler deres resonansinteraksjon med satellitter i nærheten. Neptuns tre ringbuer er spesielt spennende for forskere fordi de er klart definert i både radielle og asimutale retninger. En stor overraskelse var oppdagelsen av de smale ringene til Uranus under observasjoner av dens okkultasjon av stjernen i 1977. Faktum er at det er mange fenomener som i løpet av bare noen tiår merkbart kan utvide de smale ringene: disse er gjensidige kollisjoner av partikler , Poynting-Robertson-effekten (strålingsbremsing) og plasmabremsing. Fra et praktisk synspunkt har smale ringer, hvis posisjon kan måles med høy nøyaktighet, vist seg å være en veldig praktisk indikator på banebevegelsen til partikler. Presesjonen til Uranus-ringene har gjort det mulig å bestemme massefordelingen på planeten. De som noen gang har kjørt en bil med støvete frontrute mot sol opp eller ned, vet at støvpartikler sprer lys kraftig i retningen den faller. Dette er grunnen til at det er vanskelig å oppdage støv i planetringer når man observerer dem fra jorden, dvs. fra siden av solen. Men hver gang romsonden fløy forbi den ytre planeten og «så tilbake» fikk vi bilder av ringene i gjennomlyst lys. I slike bilder av Uranus og Neptun ble det oppdaget tidligere ukjente støvringer, som var mye bredere enn de lenge kjente smale ringene. Det viktigste temaet i moderne astrofysikk er roterende disker. Mange dynamiske teorier utviklet for å forklare strukturen til galakser kan også brukes til å studere planetringer. Dermed ble ringene til Saturn et objekt for å teste teorien om selvgraviterende skiver. Selvgravitasjonsegenskapene til disse ringene indikeres av tilstedeværelsen av både spiraltetthetsbølger og spiralbøyningsbølger i dem, som er synlige i detaljerte bilder. Bølgepakken som ble oppdaget i Saturns ringer er blitt tilskrevet planetens sterke horisontale resonans med månen Iapetus, som eksiterer spiraltetthetsbølger i den ytre delen av Cassini-divisjonen. Det har vært mange spekulasjoner om opprinnelsen til ringene. Det er viktig at de ligger innenfor Roche-sonen, d.v.s. i en slik avstand fra planeten hvor den gjensidige tiltrekningen av partikler er mindre enn forskjellen i tiltrekningskreftene mellom dem og planeten. Inne i Roche-sonen kan ikke en planetarisk satellitt dannes av spredte partikler. Kanskje har materialet til ringene forblitt "uavhentet" siden dannelsen av selve planeten. Men kanskje er dette spor etter en nylig katastrofe - en kollisjon av to satellitter eller ødeleggelsen av en satellitt av tidevannskreftene på planeten. Hvis du samler alt materialet fra Saturns ringer, vil du få en kropp med en radius på ca. 200 km. Det er mye mindre substans i ringene til de andre planetene.
SMÅ KROPP AV SOLSYSTEMET
Asteroider. Mange små planeter - asteroider - kretser rundt solen hovedsakelig mellom banene til Mars og Jupiter. Astronomer tok navnet "asteroide" fordi de i et teleskop ser ut som svake stjerner (aster er gresk for "stjerne"). Først trodde de at dette var fragmenter av en en gang eksisterende stor planet, men så ble det klart at asteroidene aldri dannet et eneste legeme; mest sannsynlig var dette stoffet ikke i stand til å forene seg til en planet på grunn av påvirkning fra Jupiter. Det er anslått at den totale massen til alle asteroider i vår tid bare er 6 % av Månens masse; halvparten av denne massen er inneholdt i de tre største - 1 Ceres, 2 Pallas og 4 Vesta. Tallet i asteroidens betegnelse indikerer rekkefølgen den ble oppdaget i. Asteroider med nøyaktig kjente baner tildeles ikke bare serienummer, men også navn: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. De nøyaktige orbitale elementene til mer enn 8000 asteroider av 33 000 oppdaget til dags dato er kjent. Det er minst to hundre asteroider med en radius på mer enn 50 km og rundt tusen med en radius på mer enn 15 km. Det er anslått at rundt en million asteroider har en radius større enn 0,5 km. Den største av dem er Ceres, en ganske mørk og vanskelig gjenstand å observere. Spesielle adaptive optikkteknikker kreves for å skjelne overflateegenskaper til selv store asteroider ved bruk av bakkebaserte teleskoper. Orbitalradiene til de fleste asteroider ligger mellom 2,2 og 3,3 AU, denne regionen kalles "asteroidebeltet". Men den er ikke helt fylt med asteroidebaner: i avstander på 2,50, 2,82 og 2,96 AU. De er ikke her; disse "vinduene" ble dannet under påvirkning av forstyrrelser fra Jupiter. Alle asteroider går i bane fremover, men banene til mange av dem er merkbart langstrakte og skråstilte. Noen asteroider har veldig interessante baner. Dermed beveger en gruppe trojanere seg i bane rundt Jupiter; de fleste av disse asteroidene er veldig mørke og røde. Amur-gruppens asteroider har baner som nærmer seg eller skjærer banen til Mars; blant dem 433 Eros. Apollogruppeasteroider krysser jordens bane; blant dem 1533 Ikaros, som kommer nærmest Solen. Tydeligvis opplever disse asteroidene før eller siden en farlig tilnærming til planetene, som ender i en kollisjon eller en alvorlig endring i bane. Endelig har nylig asteroider fra Aten-gruppen, hvis baner ligger nesten utelukkende innenfor jordens bane, blitt identifisert som en spesiell klasse. De er alle veldig små i størrelse. Lysstyrken til mange asteroider endres med jevne mellomrom, noe som er naturlig for roterende uregelmessige kropper. Deres rotasjonsperiode varierer fra 2,3 til 80 timer og er i gjennomsnitt nær 9 timer.Asteroider skylder sin uregelmessige form til mange gjensidige kollisjoner. Eksempler på eksotiske former er gitt av 433 Eros og 643 Hector, hvis aksellengdeforhold når 2,5. Tidligere var hele det indre solsystemet sannsynligvis lik hovedasteroidebeltet. Jupiter, som ligger i nærheten av dette beltet, forstyrrer med sin attraksjon i stor grad bevegelsen til asteroider, øker hastigheten og fører til kollisjoner, og dette ødelegger oftere enn forener dem. Som en uferdig planet gir asteroidebeltet oss en unik mulighet til å se deler av strukturen før de forsvinner inne i den ferdige planetkroppen. Ved å studere lyset som reflekteres av asteroider, kan vi lære mye om sammensetningen av overflaten deres. De fleste asteroider, basert på deres reflektans og farge, er klassifisert i tre grupper, lik gruppene av meteoritter: type C asteroider har mørke overflater som karbonholdige kondritter (se Meteoritter nedenfor), type S er lysere og rødere, og type M er like til jern-nikkel-meteoritter . For eksempel ligner 1 Ceres på karbonholdige kondritter, og 4 Vesta ligner på basaltiske eukritt. Dette indikerer at opprinnelsen til meteoritter er assosiert med asteroidebeltet. Overflaten til asteroider er dekket med finknust stein - regolit. Det er ganske merkelig at den forblir på overflaten etter å ha blitt truffet av meteoritter - tross alt har en 20 km lang asteroide en gravitasjonskraft på 10-3 g, og hastigheten på å forlate overflaten er bare 10 m/s. I tillegg til farge er det nå kjent mange karakteristiske infrarøde og ultrafiolette spektrallinjer som brukes til å klassifisere asteroider. I følge disse dataene skilles 5 hovedklasser ut: A, C, D, S og T. Asteroidene 4 Vesta, 349 Dembovska og 1862 Apollo passet ikke inn i denne klassifiseringen: hver av dem inntok en spesiell posisjon og ble prototypen til nye klassene, henholdsvis V, R og Q, som nå inneholder andre asteroider. Fra den store gruppen av C-asteroider ble klassene B, F og G senere skilt ut. Moderne klassifisering har 14 typer asteroider, utpekt (i rekkefølge etter avtagende antall medlemmer) med bokstavene S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Siden albedoen av C-asteroider er lavere, enn for S-asteroider skjer observasjonsseleksjon: mørke C-asteroider er vanskeligere å oppdage. Tatt i betraktning, er den mest tallrike typen C-asteroider. Fra en sammenligning av spektrene til asteroider av ulike typer med spektrene til rene mineralprøver, ble det dannet tre store grupper: primitive (C, D, P, Q), metamorfe (F, G, B, T) og magmatiske (S) M, E, A, V, R). Overflatene til primitive asteroider er rike på karbon og vann; metamorfe inneholder mindre vann og flyktige stoffer enn primitive; Magmatiske er dekket med komplekse mineraler, sannsynligvis dannet fra en smelte. Den indre delen av hovedasteroidebeltet er rikt befolket av magmatiske asteroider, metamorfe asteroider dominerer i den midtre delen av beltet, og primitive asteroider dominerer i periferien. Dette indikerer at under dannelsen av solsystemet var det en skarp temperaturgradient i asteroidebeltet. Klassifiseringen av asteroider, basert på deres spektre, grupperer kropper i henhold til deres overflatesammensetning. Men hvis vi vurderer elementene i banene deres (halvhovedakse, eksentrisitet, helning), så skiller dynamiske familier av asteroider seg ut, først beskrevet av K. Hirayama i 1918. De mest befolkede av dem er familiene til Themis, Eos og Coronids. Hver familie representerer sannsynligvis en sverm av fragmenter fra en relativt nylig kollisjon. Systematisk studie av solsystemet fører oss til å forstå at store påvirkninger er snarere en regel, enn et unntak, og at jorden heller ikke er immun mot dem.
Meteoritter. En meteoroid er et lite legeme som kretser rundt solen. En meteor er en meteoroid som fløy inn i atmosfæren til en planet og ble oppvarmet til et punkt av glans. Og hvis restene falt på overflaten av planeten, kalles det en meteoritt. En meteoritt anses å ha "falt" hvis det er øyenvitner som observerte dens flukt i atmosfæren; ellers kalles det "funnet". Det er betydelig flere "funne" meteoritter enn "falne". De blir ofte funnet av turister eller bønder som jobber på åkrene. Siden meteoritter er mørke i fargen og lett synlige i snøen, er antarktiske isfelt et utmerket sted å lete etter dem, hvor tusenvis av meteoritter allerede er funnet. Meteoritten ble først oppdaget i Antarktis i 1969 av en gruppe japanske geologer som studerte isbreer. De fant 9 fragmenter som lå i nærheten, men som tilhørte fire forskjellige typer meteoritter. Det viste seg at meteoritter som falt på isen forskjellige steder samles der isfelt som beveger seg med en hastighet på flere meter per år stopper, og hviler mot fjellkjeder. Vinden ødelegger og tørker de øvre islagene (tørr sublimering skjer - ablasjon), og meteoritter konsentrerer seg på overflaten av breen. Slik is har en blåaktig farge og er lett synlig fra luften, noe forskerne bruker når de studerer steder som er lovende for å samle meteoritter. Et viktig meteorittfall skjedde i 1969 i Chihuahua (Mexico). Det første av mange store fragmenter ble funnet i nærheten av et hus i landsbyen Pueblito de Allende, og etter tradisjon ble alle de funnet fragmentene av denne meteoritten forent under navnet Allende. Fallet til Allende-meteoritten falt sammen med begynnelsen måneprogram Apollo ga forskere muligheten til å utvikle metoder for å analysere utenomjordiske prøver. De siste årene har noen meteoritter som inneholder hvitt rusk innebygd i mørkere moderbergart blitt identifisert som månefragmenter. Allende-meteoritten tilhører kondrittene, en viktig undergruppe av steinmeteoritter. De kalles det fordi de inneholder kondruler (fra gresk chondros, korn) - de eldste sfæriske partiklene som kondenserte seg i en protoplanetarisk tåke og deretter ble en del av senere bergarter. Slike meteoritter gjør det mulig å anslå alderen til solsystemet og dets opprinnelige sammensetning. De kalsium- og aluminiumrike inneslutningene av Allende-meteoritten, de første som kondenserer på grunn av deres høye kokepunkt, har en radioaktivt forfallsalder på 4,559 ± 0,004 milliarder år. Dette er det mest nøyaktige estimatet av alderen til solsystemet. I tillegg har alle meteoritter "historiske registreringer" forårsaket av langvarig påvirkning av galaktiske kosmiske stråler, solstråling og solvind. Ved å studere skadene forårsaket av kosmiske stråler, kan vi fortelle hvor lenge meteoritten var i bane før den kom under beskyttelse av jordens atmosfære. Den direkte forbindelsen mellom meteoritter og sola følger av at grunnstoffsammensetningen til de eldste meteorittene - kondrittene - nøyaktig gjentar sammensetningen av solfotosfæren. De eneste grunnstoffene med forskjellig innhold er flyktige, for eksempel hydrogen og helium, som fordampet rikelig fra meteoritter under avkjøling, samt litium, som ble delvis "brent opp" i solen i kjernefysiske reaksjoner. Begrepene "solsammensetning" og "kondrittsammensetning" brukes om hverandre når de beskriver den ovennevnte "oppskriften på solmateriale". Steinmeteoritter, hvis sammensetning er forskjellig fra solenergien, kalles achondrites.
Små fragmenter. Nær-solrommet er fylt med små partikler, kildene til disse er de kollapsende kjernene til kometer og kollisjoner av kropper, hovedsakelig i asteroidebeltet. De minste partiklene nærmer seg gradvis solen som et resultat av Poynting-Robertson-effekten (den ligger i det faktum at trykket fra sollys på en partikkel i bevegelse ikke rettes nøyaktig langs sol-partikkellinjen, men som et resultat av lysaberrasjon er bøyes tilbake og bremser derfor bevegelsen til partikkelen). Fallet av små partikler på Solen kompenseres av deres konstante reproduksjon, slik at det i ekliptikkplanet alltid er en ansamling av støv som sprer solstrålene. På selveste mørke netter det er merkbart i form av dyrekretslys, som strekker seg i en bred stripe langs ekliptikken i vest etter solnedgang og i øst før soloppgang. I nærheten av solen forvandles dyrekretslyset til en falsk korona (F-korona, fra falsk), som bare er synlig når total formørkelse. Med økende vinkelavstand fra Solen avtar lysstyrken til dyrekretslyset raskt, men ved ekliptikkens antisolare punkt forsterkes den igjen og danner motstråling; dette er forårsaket av det faktum at små støvpartikler intenst reflekterer lys tilbake. Fra tid til annen kommer meteoroider inn i jordens atmosfære. Bevegelseshastigheten deres er så høy (i gjennomsnitt 40 km/s) at nesten alle, bortsett fra de minste og største, brenner opp i en høyde på omtrent 110 km, og etterlater lange lysende haler - meteorer eller stjerneskudd. Mange meteoroider er assosiert med banene til individuelle kometer, så meteorer observeres oftere når jorden passerer i nærheten av slike baner på bestemte tider av året. For eksempel blir mange meteorer observert rundt 12. august hvert år når jorden krysser Perseid-dusjen, assosiert med partikler tapt av kometen 1862 III. En annen dusj – orionidene – rundt 20. oktober er assosiert med støv fra kometen Halley.
se også METEOR. Partikler mindre enn 30 mikron kan bremse ned i atmosfæren og falle til bakken uten å brenne opp; slike mikrometeoritter samles inn for laboratorieanalyse. Hvis partikler på flere centimeter eller mer i størrelse består av et ganske tett stoff, brenner de heller ikke helt og faller til jordens overflate i form av meteoritter. Mer enn 90 % av dem er stein; Bare en spesialist kan skille dem fra jordiske bergarter. De resterende 10% av meteoritter er jern (de er faktisk en legering av jern og nikkel). Meteoritter anses å være asteroidefragmenter. Jernmeteoritter var en gang en del av kjernene til disse kroppene, ødelagt av kollisjoner. Det er mulig at noen løse, flyktige meteoritter stammer fra kometer, men dette er usannsynlig; Mest sannsynlig brenner store partikler av kometer opp i atmosfæren, og bare små er bevart. Med tanke på hvor vanskelig det er for kometer og asteroider å nå jorden, er det klart hvor nyttig det er å studere meteoritter som uavhengig "kom" til planeten vår fra dypet av solsystemet.
se også METEORITTT.
Kometer. Vanligvis kommer kometer fra den fjerne periferien av solsystemet og blir ekstremt spektakulære lyskilder for en kort stund; på denne tiden tiltrekker de seg alles oppmerksomhet, men mye om deres natur er fortsatt uklart. En ny komet dukker vanligvis uventet opp, og derfor er det nesten umulig å forberede en romsonde for å møte den. Selvfølgelig kan man sakte forberede og sende en sonde for å møte en av de hundrevis av periodiske kometer hvis bane er velkjent; men alle disse kometene, som hadde nærmet seg Solen mange ganger, hadde allerede blitt eldre, nesten fullstendig mistet sine flyktige stoffer og ble bleke og inaktive. Bare én periodisk komet er fortsatt aktiv – Halleys komet. Hennes 30 opptredener har blitt regelmessig registrert siden 240 f.Kr. og kalt kometen til ære for astronomen E. Halley, som spådde dens opptreden i 1758. Halleys komet har en omløpsperiode på 76 år, en perihelavstand på 0,59 AU. og aphelion 35 au. Da hun krysset ekliptikkflyet i mars 1986, stormet en armada av romfartøy med femti vitenskapelige instrumenter for å møte henne. Spesielt viktige resultater ble oppnådd av de to sovjetiske sondene Vega og den europeiske Giotto, som for første gang overførte bilder av kometkjernen. De viser en svært ujevn overflate dekket med kratere, og to gassstråler som fosser på solsiden av kjernen. Volumet av kjernen til Halleys komet var større enn forventet; overflaten, som reflekterer bare 4 % av innfallende lys, er en av de mørkeste i solsystemet.

Omtrent ti kometer observeres per år, bare en tredjedel av disse er tidligere oppdaget. De er ofte klassifisert i henhold til lengden på omløpsperioden deres: kort periode (3 ANDRE PLANETÆRE SYSTEMER
Fra moderne syn på dannelsen av stjerner følger det at fødselen til en stjerne av soltypen må ledsages av dannelsen av et planetsystem. Selv om dette bare gjelder stjerner som er fullstendig lik Solen (dvs. enkeltstjerner av spektralklasse G), så må i dette tilfellet minst 1 % av stjernene i galaksen (som er omtrent 1 milliard stjerner) ha planetsystemer. En mer detaljert analyse viser at alle stjerner kan ha planeter kjøligere enn spektralklasse F, også de som inngår i binære systemer.

De siste årene har det faktisk vært rapporter om oppdagelsen av planeter rundt andre stjerner. Samtidig er planetene selv ikke synlige: deres tilstedeværelse oppdages av den lille bevegelsen til stjernen forårsaket av dens tiltrekning til planeten. Planetens banebevegelse får stjernen til å "svinge" og periodisk endre dens radielle hastighet, som kan måles ved posisjonen til linjene i stjernens spektrum (dopplereffekten). Ved utgangen av 1999 ble det rapportert om oppdagelsen av planeter av Jupiter-typen rundt 30 stjerner, inkludert 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, osv. Alle disse er stjerner i nærheten av Sol, og avstanden til nærmeste er det bare 15 St. av dem (Gliese 876). år. To radiopulsarer (PSR 1257+12 og PSR B1628-26) har også planetsystemer med masser i størrelsesorden jordens. Det har ennå ikke vært mulig å oppdage slike lette planeter rundt normale stjerner ved hjelp av optisk teknologi. Rundt hver stjerne kan du spesifisere en økosfære der temperaturen på planetens overflate tillater flytende vann å eksistere. Solens økosfære strekker seg fra 0,8 til 1,1 AU. Den inneholder jorden, men inkluderer ikke Venus (0,72 AU) og Mars (1,52 AU). Sannsynligvis, i ethvert planetsystem, kommer ikke mer enn 1-2 planeter inn i økosfæren, hvor forholdene er gunstige for livet.
DYNAMIKK I ORBITALBEVEGELSE
Bevegelsen av planeter med høy nøyaktighet adlyder tre lover av I. Kepler (1571-1630), avledet av ham fra observasjoner: 1) Planeter beveger seg i ellipser, ved en av brennpunktene som Solen befinner seg i. 2) Radiusvektoren som forbinder sola og planeten sveiper ut like områder i like perioder under planetens banebevegelse. 3) Kvadraten til omløpsperioden er proporsjonal med kuben til halvhovedaksen til den elliptiske banen. Keplers andre lov følger direkte av loven om bevaring av vinkelmomentum og er den mest generelle av de tre. Newton fastslo at Keplers første lov er gyldig hvis tiltrekningskraften mellom to kropper er omvendt proporsjonal med kvadratet på avstanden mellom dem, og den tredje loven - hvis denne kraften også er proporsjonal med massene til kroppene. I 1873 beviste J. Bertrand at generelt bare i to tilfeller vil ikke legemer bevege seg rundt hverandre i en spiral: hvis de tiltrekkes i henhold til Newtons omvendte kvadratlov eller i henhold til Hookes lov om direkte proporsjonalitet (som beskriver elastisiteten til fjærer) . En bemerkelsesverdig egenskap ved solsystemet er at massen til den sentrale stjernen er mye større enn massen til noen av planetene, derfor kan bevegelsen til hvert medlem av planetsystemet beregnes med høy nøyaktighet innenfor rammen av problemet med bevegelsen av to gjensidig graviterende kropper - Solen og den eneste planeten ved siden av den. Dens matematiske løsning er kjent: hvis hastigheten på planeten ikke er for høy, beveger den seg i en lukket periodisk bane, som kan beregnes nøyaktig. Problemet med bevegelse av mer enn to kropper, generelt kalt "N-kroppsproblemet", er mye vanskeligere på grunn av deres kaotiske bevegelse i åpne baner. Denne tilfeldigheten av baner er grunnleggende viktig og lar oss forstå for eksempel hvordan meteoritter faller fra asteroidebeltet til jorden.
se også
KEPLERS LOVER;
HIMLEMEKANIKK;
ORBIT. I 1867 var D. Kirkwood den første som la merke til at tomme rom («luker») i asteroidebeltet er lokalisert i slike avstander fra Solen hvor gjennomsnittlig bevegelse er i samsvar (i et heltallsforhold) med bevegelsen til Jupiter. Med andre ord unngår asteroider baner der deres revolusjonsperiode rundt solen ville være et multiplum av Jupiters revolusjonsperiode. Kirkwoods to største luker oppstår ved proporsjonaliteter på 3:1 og 2:1. Nær 3:2-kommensurbarheten er det imidlertid et overskudd av asteroider som er forent av denne egenskapen til Gilda-gruppen. Det er også et overskudd av 1:1 trojanske gruppeasteroider som kretser rundt Jupiter 60° foran og 60° bak den. Situasjonen med trojanerne er klar - de er fanget nær stabile Lagrange-punkter (L4 og L5) i bane rundt Jupiter, men hvordan forklare Kirkwood-lukene og Gilda-gruppen? Hvis det bare var luker på kommensurabilitetene, så kunne man godta den enkle forklaringen foreslått av Kirkwood selv, at asteroider blir kastet ut av resonansområder av den periodiske påvirkningen fra Jupiter. Men nå virker dette bildet for enkelt. Numeriske beregninger har vist at kaotiske baner trenger gjennom områder i rommet nær 3:1-resonansen, og at fragmenter av asteroider som faller inn i denne regionen endrer sine baner fra sirkulære til langstrakte elliptiske, og fører dem regelmessig til den sentrale delen av solsystemet. I slike interplanetariske baner lever ikke meteoroider lenge (bare noen få millioner år) før de krasjer inn i Mars eller Jorden, og med en liten glipp blir kastet til periferien av solsystemet. Så hovedkilden til meteoritter som faller til jorden er Kirkwood-lukene, som de kaotiske banene til asteroidefragmenter passerer gjennom. Selvfølgelig er det mange eksempler på høyt ordnede resonansbevegelser i solsystemet. Dette er nøyaktig hvordan satellitter nær planetene beveger seg, for eksempel månen, som alltid vender mot jorden med samme halvkule, siden dens omløpsperiode faller sammen med den aksiale. Et eksempel på enda høyere synkronisering er gitt av Pluto-Charon-systemet, der ikke bare på satellitten, men også på planeten, "en dag er lik en måned." Merkurs bevegelse er av middels art, dens aksiale rotasjon og orbitalrotasjon er i et resonansforhold på 3:2. Imidlertid oppfører ikke alle kropper seg så enkelt: for eksempel, i det ikke-sfæriske Hyperion, under påvirkning av Saturns tyngdekraft, snur rotasjonsaksen kaotisk. Utviklingen av satellittbaner påvirkes av flere faktorer. Siden planeter og satellitter ikke er punktmasser, men utvidede objekter, og i tillegg tyngdekraften avhenger av avstand, tiltrekkes forskjellige deler av satellittens kropp, plassert i forskjellige avstander fra planeten, til den på forskjellige måter; det samme gjelder for attraksjonen som virker fra satellitten på planeten. Denne forskjellen i kraft forårsaker havvann og lavvann, og gir de synkront roterende satellittene en litt flatere form. Satellitten og planeten forårsaker tidevannsdeformasjoner i hverandre, og dette påvirker deres orbital bevegelse. Den 4:2:1 gjennomsnittlige bevegelsesresonansen til Jupiters måner Io, Europa og Ganymedes, først studert i detalj av Laplace i hans Celestial Mechanics (Vol. 4, 1805), kalles Laplace-resonansen. Bare noen få dager før Voyager 1s tilnærming til Jupiter, 2. mars 1979, publiserte astronomene Peale, Cassin og Reynolds "The Melting of Io by Tidal Dissipation", som forutså aktiv vulkanisme på denne månen på grunn av dens ledende rolle i å opprettholde en 4:2:1 resonans. Voyager 1 oppdaget faktisk aktive vulkaner på Io, så kraftige at ikke et eneste meteorittkrater er synlig på fotografier av satellittens overflate: overflaten blir så raskt dekket av utbruddsprodukter.
DANNING AV SOLSYSTEMET
Spørsmålet om hvordan solsystemet ble dannet er kanskje det vanskeligste innen planetvitenskapen. For å svare på dette spørsmålet har vi fortsatt lite data som vil hjelpe oss å rekonstruere de komplekse fysiske og fysiske prosessene som fant sted i den fjerne epoken. kjemiske prosesser. Teorien om dannelsen av solsystemet må forklare mange fakta, inkludert dets mekaniske tilstand, kjemiske sammensetning og isotopkronologidata. I dette tilfellet er det ønskelig å stole på virkelige fenomener observert nær dannelse og unge stjerner.
Mekanisk tilstand. Planetene kretser rundt Solen i samme retning, i nesten sirkulære baner som ligger nesten i samme plan. De fleste av dem roterer rundt sin akse i samme retning som solen. Alt dette indikerer at forgjengeren til solsystemet var en roterende skive, som naturlig dannes under komprimeringen av et selvgraviterende system med bevaring av vinkelmomentum og den resulterende økningen i vinkelhastighet. (En planets vinkelmomentum, eller vinkelmomentum, er produktet av dens masse ganger dens avstand fra solen og dens banehastighet. Solens vinkelmomentum bestemmes av dens aksial rotasjon og er omtrent lik masseproduktet etter radius og rotasjonshastighet; de aksiale momentene til planetene er ubetydelige.) Solen inneholder 99 % av massen til solsystemet, men bare ca. 1 % av vinkelmomentet. Teorien skal forklare hvorfor mesteparten av massen til systemet er konsentrert i solen, og det overveldende flertallet av vinkelmomentet er i de ytre planetene. Tilgjengelige teoretiske modeller for dannelsen av solsystemet indikerer at solen i begynnelsen roterte mye raskere enn den gjør nå. Vinkelmomentet fra den unge solen ble deretter overført til de ytre delene av solsystemet; Astronomer tror at gravitasjons- og magnetiske krefter bremset solens rotasjon og akselererte bevegelsen til planetene. Den omtrentlige regelen for regelmessig fordeling av planetavstander fra Solen (Titius-Bode-regelen) har vært kjent i to århundrer, men det er ingen forklaring på det. I systemene til satellitter til de ytre planetene kan de samme mønstrene spores som i planetsystemet som helhet; Sannsynligvis hadde prosessene for dannelsen deres mye til felles.
se også BODES LOV.
Kjemisk oppbygning. Det er en sterk gradient (forskjell) i kjemisk sammensetning i solsystemet: planeter og satellitter nær solen består av ildfaste materialer, mens fjerne kropper inneholder mange flyktige grunnstoffer. Dette betyr at under dannelsen av solsystemet var det en stor temperaturgradient. Moderne astrofysiske modeller for kjemisk kondensering antyder at den opprinnelige sammensetningen av den protoplanetariske skyen var nær sammensetningen av det interstellare mediet og solen: i massevis opptil 75 % hydrogen, opptil 25 % helium og mindre enn 1 % av alle andre grunnstoffer . Disse modellene forklarer vellykket observerte variasjoner i kjemisk sammensetning i solsystemet. Den kjemiske sammensetningen av fjerne objekter kan bedømmes basert på deres gjennomsnittlige tetthet, så vel som spektrene til overflaten og atmosfæren. Dette kan gjøres mye mer nøyaktig ved å analysere prøver av planetarisk materie, men så langt har vi bare prøver fra Månen og meteoritter. Ved å studere meteoritter begynner vi å forstå de kjemiske prosessene i urtåken. Imidlertid er prosessen med agglomerering av store planeter fra små partikler fortsatt uklar.
Isotopdata. Den isotopiske sammensetningen av meteoritter indikerer at dannelsen av solsystemet skjedde for 4,6 ± 0,1 milliarder år siden og varte ikke mer enn 100 millioner år. Anomalier i isotoper av neon, oksygen, magnesium, aluminium og andre elementer indikerer at under kollapsen av den interstellare skyen som fødte solsystemet, falt produkter fra eksplosjonen av en nærliggende supernova inn i den.
se også ISOTOPER; SUPERNOVA .
Stjernedannelse. Stjerner blir født i prosessen med kollaps (kompresjon) av interstellare gass- og støvskyer. Denne prosessen er ennå ikke studert i detalj. Det er observasjonsbevis på at sjokkbølger fra supernovaeksplosjoner kan komprimere interstellar materie og stimulere sammenbruddet av skyer til stjerner.
se også GRAVITASJONSKOLLAPSE. Før en ung stjerne når en stabil tilstand, gjennomgår den et stadium med gravitasjonskompresjon fra den protostellare tåken. Grunnleggende informasjon om dette stadiet av stjerneutviklingen oppnås ved å studere unge T Tauri-stjerner. Tilsynelatende er disse stjernene fortsatt i en tilstand av kompresjon og deres alder overstiger ikke 1 million år. Vanligvis varierer massene deres fra 0,2 til 2 solmasser. De viser tegn på sterk magnetisk aktivitet. Spektrene til noen T Tauri-stjerner inneholder forbudte linjer som bare vises i gass med lav tetthet; Dette er sannsynligvis rester av en protostellar tåke som omgir stjernen. T Tauri-stjerner er preget av raske svingninger av ultrafiolett og røntgenstråling. Mange av dem viser kraftig infrarød stråling og spektrallinjer silisium - dette indikerer at stjernene er omgitt av støvskyer. Endelig har T Tauri-stjerner kraftige stjernevinder. Det antas at i tidlig periode I sin utvikling passerte solen også gjennom T Tauri-stadiet, og at det var i denne perioden at de flyktige elementene ble tvunget ut av de indre områdene av solsystemet. Noen formende stjerner med moderat masse viser en sterk økning i lysstyrke og avgir konvoluttene sine på mindre enn ett år. Slike fenomener kalles FU Orion-bluss. En T Tauri-stjerne opplevde et slikt utbrudd minst én gang. Det antas at de fleste unge stjerner går gjennom utbruddsstadiet av FU Orionis-typen. Mange ser årsaken til blusset som det faktum at fra tid til annen øker akkresjonshastigheten til den unge stjernen av materie fra den omkringliggende gassstøvskiven. Hvis solen også opplevde ett eller flere FU Orionis-oppbluss tidlig i sin utvikling, ville dette ha påvirket de flyktige stoffene i det sentrale solsystemet i stor grad. Observasjoner og beregninger viser at det i nærheten av en stjernedannende stjerne alltid er rester av protostellart materie. Det kan dannes til en følgestjerne eller planetsystem. Faktisk danner mange stjerner binære og multiple systemer. Men hvis massen til følgesvennen ikke overstiger 1 % av solens masse (10 masser av Jupiter), vil temperaturen i kjernen aldri nå den verdien som er nødvendig for at termonukleære reaksjoner skal oppstå. Et slikt himmellegeme kalles en planet.
Teorier om dannelse. Vitenskapelige teorier om dannelsen av solsystemet kan deles inn i tre kategorier: tidevann, akkresjonær og tåke. Sistnevnte tiltrekker seg for tiden størst interesse. Tidevannsteorien, tilsynelatende først foreslått av Buffon (1707-1788), kobler ikke direkte sammen dannelsen av stjerner og planeter. Det antas at en annen stjerne som fløy forbi Solen, gjennom tidevannsinteraksjon, trakk ut fra den (eller fra seg selv) en strøm av materie som planetene ble dannet av. Denne ideen møter mange fysiske problemer; for eksempel bør varmt materiale som kastes ut fra en stjerne sprute ut i stedet for å kondensere. Nå er tidevannsteorien upopulær fordi den ikke kan forklare de mekaniske egenskapene til solsystemet og representerer dets fødsel som en tilfeldig og ekstremt sjelden hendelse. Akkresjonsteorien antyder at den unge solen fanget materiale fra et fremtidig planetsystem mens hun fløy gjennom en tett interstellar sky. Faktisk er unge stjerner vanligvis funnet i nærheten av store interstellare skyer. Innenfor rammen av akkresjonsteori er det imidlertid vanskelig å forklare gradienten av kjemisk sammensetning i et planetsystem. Den mest utviklede og generelt aksepterte nå er tåkehypotesen, foreslått av Kant på slutten av 1700-tallet. Den grunnleggende ideen er at solen og planetene ble dannet samtidig fra en enkelt roterende sky. Krympende ble den til en skive, i midten av hvilken solen ble dannet, og i periferien - planeter. Legg merke til at denne ideen skiller seg fra Laplaces hypotese, ifølge hvilken Solen først dannet seg fra en sky, og deretter, mens den trakk seg sammen, rev sentrifugalkraften av gassringer fra ekvator, som senere kondenserte til planeter. Laplaces hypotese står overfor fysiske vanskeligheter som ikke har blitt overvunnet på 200 år. Den mest vellykkede moderne versjonen av tåketeorien ble skapt av A. Cameron og hans kolleger. I modellen deres var den protoplanetariske tåken omtrent dobbelt så massiv som det nåværende planetsystemet. I løpet av de første 100 millioner årene kastet den dannede solen aktivt ut stoff fra den. Denne oppførselen er typisk for unge stjerner, som kalles T Tauri-stjerner etter prototypen. Trykk- og temperaturfordelingen til tåkestoff i Camerons modell stemmer godt overens med gradienten til den kjemiske sammensetningen til solsystemet. Dermed er det mest sannsynlig at solen og planetene dannet seg fra en enkelt kollapsende sky. I dens sentrale del, hvor tettheten og temperaturen var høyere, ble det kun bevart ildfaste stoffer, og flyktige stoffer ble også bevart i periferien; dette forklarer gradienten av kjemisk sammensetning. I følge denne modellen skulle dannelsen av et planetsystem følge med den tidlige utviklingen av alle stjerner av soltypen.
Vekst av planeter. Det er mange scenarier for planetarisk vekst. Planetene kan ha dannet seg gjennom tilfeldige kollisjoner og adhesjoner av små kropper kalt planetesimals. Men kanskje små kropper forenet seg til større i store grupper på en gang som følge av gravitasjonsustabilitet. Det er ikke klart om akkumuleringen av planeter fant sted i et gassformig eller gassløst miljø. I en gasståke jevnes temperaturforskjellene ut, men når en del av gassen kondenserer til støvkorn, og den gjenværende gassen blir feid bort av stjernevinden, øker gjennomsiktigheten av tåken kraftig, og det oppstår en sterk temperaturgradient i system. Det er fortsatt ikke helt klart hva de karakteristiske tidene er for kondensering av gass til støvkorn, akkumulering av støvkorn til planetesimaler og akkresjon av planetesimaler til planeter og deres satellitter.
LIV I SOLSYSTEMET
Det har blitt antydet at liv i solsystemet en gang eksisterte utenfor jorden, og kanskje fortsatt eksisterer. Innkomsten av romteknologi gjorde det mulig å begynne direkte testing av denne hypotesen. Kvikksølv viste seg å være for varmt og uten atmosfære og vann. Venus er også veldig varm - bly smelter på overflaten. Muligheten for liv i det øvre skylaget på Venus, hvor forholdene er mye mildere, er fortsatt ikke annet enn en fantasi. Månen og asteroidene ser helt sterile ut. Store forhåpninger ble tildelt Mars. Systemer med tynne rette linjer - "kanaler", lagt merke til gjennom et teleskop for 100 år siden, ga deretter opphav til å snakke om kunstige vanningsstrukturer på overflaten av Mars. Men nå vet vi at forholdene på Mars er ugunstige for livet: kald, tørr, veldig tynn luft og, som et resultat, sterk ultrafiolett stråling fra solen, steriliserer overflaten av planeten. Instrumentene oppdaget ikke Viking-landingsblokkene organisk materiale i jorda på Mars. Riktignok er det tegn på at klimaet på Mars har endret seg betydelig og en gang kan ha vært mer gunstig for livet. Det er kjent at det i en fjern fortid var vann på overflaten av Mars, ettersom detaljerte bilder av planeten viser spor av vannerosjon, som minner om raviner og tørre elveleier. Langsiktige variasjoner i Mars-klimaet kan være assosiert med endringer i polaraksens helning. Med en liten økning i temperaturen på planeten kan atmosfæren bli 100 ganger tettere (på grunn av fordampning av is). Dermed er det mulig at det en gang eksisterte liv på Mars. Vi vil bare kunne svare på dette spørsmålet etter en detaljert studie av jordprøver fra Mars. Men å levere dem til jorden er en vanskelig oppgave. Heldigvis er det sterke bevis på at av de tusenvis av meteoritter funnet på jorden, kom minst 12 fra Mars. De kalles SNC-meteoritter fordi de første av dem ble funnet i nærheten av bosetningene Shergotty (Shergotty, India), Nakhla (Nakhla, Egypt) og Chassigny (Chassigny, Frankrike). ALH 84001-meteoritten, funnet i Antarktis, er mye eldre enn de andre og inneholder polysykliske aromatiske hydrokarboner, muligens av biologisk opprinnelse. Det antas å ha kommet til jorden fra Mars fordi oksygenisotopforholdet ikke er det samme som i terrestriske bergarter eller ikke-SNC-meteoritter, men snarere det samme som i EETA 79001-meteoritten, som inneholder glass som inneholder bobler som inneholder edelgasser forskjellig fra Jorden, men i samsvar med atmosfæren til Mars. Selv om atmosfærene til de gigantiske planetene inneholder mange organiske molekyler, er det vanskelig å tro at i fravær av en fast overflate kan det eksistere liv der. I denne forstand er Saturns satellitt Titan mye mer interessant, som ikke bare har en atmosfære med organiske komponenter, men også en solid overflate der fusjonsprodukter kan samle seg. Riktignok er temperaturen på denne overflaten (90 K) mer egnet for flytende oksygen. Derfor er oppmerksomheten til biologer mer tiltrukket av Jupiters satellitt Europa, selv om den er blottet for en atmosfære, men tilsynelatende har et hav av flytende vann under sin iskalde overflate. Noen kometer inneholder nesten helt sikkert komplekse organiske molekyler dannet under dannelsen av solsystemet. Men det er vanskelig å forestille seg livet på en komet. Så så langt har vi ingen bevis for at liv i solsystemet eksisterer noe sted utenfor jorden. Man kan spørre: Hvilke muligheter har vitenskapelige instrumenter i forbindelse med søken etter utenomjordisk liv? Kan en moderne romsonde oppdage tilstedeværelsen av liv på en fjern planet? Kunne for eksempel Galileo oppdage liv og intelligens på jorden når den fløy forbi den to ganger mens den utførte gravitasjonsmanøvrer? På bildene av jorden som ble overført av sonden, var det ikke mulig å legge merke til tegn på intelligent liv, men signalene fra våre radio- og TV-stasjoner fanget av Galileo-mottakere ble åpenbare bevis på dens tilstedeværelse. De er helt forskjellige fra strålingen fra naturlige radiostasjoner - nordlys, plasmasvingninger i jordens ionosfære, solutbrudd - og avslører umiddelbart tilstedeværelsen av teknisk sivilisasjon på jorden. Hvordan manifesterer urimelig liv seg? TV-kameraet Galileo tok bilder av jorden i seks smale spektralområder. I filtrene på 0,73 og 0,76 mikron virker enkelte landområder grønne på grunn av sterk absorpsjon av rødt lys, noe som ikke er typisk for ørkener og steiner. Den enkleste måten å forklare dette på er at en bærer av et ikke-mineralsk pigment som absorberer rødt lys er tilstede på planetens overflate. Vi vet at denne uvanlige lysabsorpsjonen skyldes klorofyll, som planter bruker til fotosyntese. Ingen andre kropper i solsystemet har en så grønn farge. I tillegg registrerte Galileo infrarøde spektrometer tilstedeværelsen av molekylært oksygen og metan i jordens atmosfære. Tilstedeværelsen av metan og oksygen i jordens atmosfære indikerer biologisk aktivitet på planeten. Så vi kan konkludere med at våre interplanetariske sonder er i stand til å oppdage tegn aktivt liv på overflaten av planetene. Men hvis livet er gjemt under Europas iskalde skall, er det usannsynlig at et kjøretøy som flyr forbi vil oppdage det.
Ordbok for geografi