Планета Ат от Слънчевата система. Изучаваме по ред имената на планетите от Слънчевата система

Това е най-близката планета до Слънцето, така че Слънцето свети на Меркурий и се нагрява 7 пъти по-силно, отколкото на Земята. От дневната страна на Меркурий е ужасно горещо, има вечен ад. Измерванията показват, че температурата там се повишава до 400 градуса над нулата. Но от нощната страна винаги трябва да има силна слана, която вероятно достига 200 градуса под нулата. И така, Меркурий е царството на пустините. Едната половина от нея е гореща каменна пустиня, другата половина е ледена пустиня, може би покрита със замръзнали газове. Съставът на изключително разредената атмосфера на Меркурий включва: Ar, Ne, He. Повърхността на Меркурий е подобна на тази на Луната. Когато Меркурий е достатъчно далеч от Слънцето, може да се види, че стои ниско на хоризонта. Меркурий никога не се вижда на тъмно небе. Най-добре е да го наблюдавате във вечерното небе или преди зазоряване. Меркурий няма спътници. 80% от масата на живака се съдържа в ядрото му, което се състои главно от желязо. Налягането на повърхността на планетата е приблизително 500 милиарда пъти по-малко от това на повърхността на Земята. Оказа се също, че Меркурий има слабо магнитно поле, чиято сила е само 0,7% от тази на Земята. Меркурий принадлежи към земните планети. В римската митология богът на търговията.

Венера


Втората планета от Слънцето има почти кръгова орбита. Той минава по-близо до Земята от всяка друга планета. Но плътната, облачна атмосфера не ви позволява да видите директно нейната повърхност. Атмосфера: CO2 (97%), N2 (приблизително 3%), H2O (0,05%), примеси CO, SO2, HCl, HF. Поради парниковия ефект повърхностната температура се затопля до стотици градуса. Атмосферата, която представлява плътна покривка от въглероден диоксид, улавя топлината, която идва от слънцето. Това води до факта, че температурата на атмосферата е много по-висока, отколкото във фурната. Радарни изображения показват много голямо разнообразие от кратери, вулкани и планини. Има няколко много големи вулкана, високи до 3 км. и стотици километри широк. Изливането на лава върху Венера отнема много повече време, отколкото на Земята. Повърхностното налягане е около 107 Ра. Повърхностните скали на Венера са подобни по състав на земните седиментни скали.
Намирането на Венера в небето е по-лесно от всяка друга планета. Неговите плътни облаци отразяват добре слънчевата светлина, правейки планетата ярка в нашето небе. На всеки седем месеца в продължение на няколко седмици Венера е най-яркият обект на западното небе вечер. Три месеца и половина по-късно изгрява три часа преди Слънцето, превръщайки се в брилянтната „сутрешна звезда“ на източното небе. Венера може да се наблюдава час след залез или час преди изгрев. Венера няма спътници.

Земята .

.
е третата планета от Слънцето. Скоростта на циркулацията на Земята по елиптична орбита около Слънцето е - 29,765 km/s. Наклонът на земната ос спрямо равнината на еклиптиката е 66 o 33 "22". Земята има естествен спътник - Земята има магнитни и електрически полета Земята се е образувала преди 4,7 милиарда години от разпръсната газопрахова материя в протослънчевата система доминират: желязо (34,6%), кислород (29,5%), силиций (15,2%), магнезий (12,7%) Налягането в центъра на планетата е 3,6 * 10 11 Pa, плътността е около 12 500 kg/m 3, температура 5000-6000 o C. По-голямата част от повърхността е заета от Световния океан (361,1 милиона km 2; 70,8%), сушата е 149,1 милиона km 2 и образува шест континента и острова. нивото на световния океан средно с 875 метра (най-високата височина е 8848 метра - град Чомолунгма). Планините заемат 30% от сушата, пустините покриват около 20% от земната повърхност, саваните и светлите гори - около 20% , гори - около 30%, ледници - 10%.Средната дълбочина на океана е около 3800 метра, най-голямата - 11022 метра (Марианската падина в Тихи океан), обемът на водата е 1370 милиона km 3, средната соленост е 35 g / l. Атмосферата на Земята, чиято обща маса е 5,15 * 10 15 тона, се състои от въздух - смес от основно азот (78,1%) и кислород (21%), останалото е водна пара, въглероден диоксид, благороден и др. газове. Преди около 3-3,5 милиарда години, в резултат на естествената еволюция на материята, на Земята възниква животът и започва развитието на биосферата.

Марс .

.
четвъртата планета от Слънцето, подобна на Земята, но по-малка и по-студена. Марс има дълбоки каньони, гигантски вулкани и огромни пустини. Около Червената планета, както още наричат ​​Марс, летят две малки луни: Фобос и Деймос. Марс е планетата до Земята, ако се брои от Слънцето, и единственият космически свят, освен Луната, до който вече може да се достигне със съвременни ракети. За астронавтите това четиригодишно пътуване може да бъде следващата граница в изследването на космоса. Близо до екватора на Марс, в района, наречен Тарсис, има вулкани с колосални размери. Тарсис е името, което астрономите са дали на хълм, който има 400 км. широк и около 10 км. във височина. На това плато има четири вулкана, всеки от които е просто гигант в сравнение с всеки земен вулкан. Най-грандиозният вулкан на Тарсис, връх Олимп, се издига над околността на 27 км. Около две трети от повърхността на Марс е планински терен с голям брой ударни кратери и заобиколен от отломки от твърди скали. Близо до вулканите на Тарсис извива огромна система от каньони с дължина около една четвърт от екватора. Долината Маринър е широка 600 км, а дълбочината й е такава, че връх Еверест би потънал изцяло до дъното му. Отвесни скали се издигат на хиляди метри от дъното на долината до платото отгоре. В древни времена на Марс е имало много вода, по повърхността на тази планета са течали големи реки. Ледени шапки лежат на южния и северния полюс на Марс. Но този лед не се състои от вода, а от замръзнал атмосферен въглероден диоксид (замръзва при температура -100 o C). Учените смятат, че повърхностната вода се съхранява под формата на ледени блокове, заровени в земята, особено в полярните райони. Състав на атмосферата: CO 2 (95%), N 2 (2,5%), Ar (1,5 - 2%), CO (0,06%), H2O (до 0,1%); налягането близо до повърхността е 5-7 hPa. Общо около 30 междупланетни космически станции бяха изпратени на Марс.

Юпитер - най-голямата планета.

.
- петата планета от Слънцето, най-голямата планета в Слънчевата система. Юпитер не е твърда планета. За разлика от четирите твърди планети, които са най-близо до Слънцето, Юпитер е газова топка.Съставът на атмосферата: H 2 (85%), CH 4 , NH 3 , He (14%). Газовият състав на Юпитер е много подобен на този на слънцето. Юпитер е мощен източник на топлинно радио излъчване. Юпитер има 16 спътника (Адрастея, Метис, Амалтея, Тива, Йо, Лиситея, Елара, Ананке, Карма, Пасифе, Синопа, Европа, Ганимед, Калисто, Леда, Хималия), както и пръстен с ширина 20 000 км, почти близо до него към планетата. Скоростта на въртене на Юпитер е толкова голяма, че планетата изпъква по екватора. Освен това, такова бързо въртене причинява много силни ветрове в горните слоеве на атмосферата, където облаците са изпънати в дълги цветни ленти. В облаците на Юпитер има много голям брой вихрови петна. Най-голямото от тях, така нареченото Голямо червено петно, е по-голямо от Земята. Голямото червено петно ​​е огромна буря в атмосферата на Юпитер, която се наблюдава от 300 години. Вътре в планетата, под огромно налягане, водородът от газ се превръща в течност, а след това от течност в твърдо вещество. На дълбочина 100 км. има огромен океан от течен водород. Под 17 000 км. водородът се компресира толкова силно, че атомите му се разрушават. И тогава започва да се държи като метал; в това състояние той лесно провежда електричество. Електрически ток, протичащ в метален водород, създава силно магнитно поле около Юпитер.

Сатурн .

.
шестата планета от Слънцето, има поразителна система от пръстени. Поради бързото въртене около оста си Сатурн изглежда е сплескан на полюсите. Скоростта на вятъра на екватора достига 1800 км/ч. Пръстените на Сатурн са широки 400 000 км, но са дебели само няколко десетки метра. Вътрешните части на пръстените се въртят около Сатурн по-бързо от външните. Пръстените са съставени предимно от милиарди малки частици, всяка от които обикаля около Сатурн като отделна микроскопична луна. Вероятно тези "микросателити" се състоят от воден лед или скали, покрити с лед. Размерът им варира от няколко сантиметра до десетки метра. В пръстените има и по-големи предмети – каменни блокове и фрагменти с диаметър до стотици метри. Пролуките между пръстените възникват под въздействието на гравитационните сили на седемнадесет луни (Хиперион, Мимас, Тетис, Титан, Енцелад и др.), които причиняват разцепването на пръстените. Съставът на атмосферата включва: CH 4 , H 2 , He, NH 3 .

Уран .

е седмата планета от Слънцето. Открит е през 1781 г. от английския астроном Уилям Хершел и е кръстен на гръцкия бог на небето Уран. Ориентацията на Уран в пространството се различава от останалите планети на Слънчевата система - оста му на въртене лежи сякаш "отстрани" спрямо равнината на въртене на тази планета около Слънцето. Оста на въртене е наклонена под ъгъл 98 o . В резултат на това планетата е обърната към Слънцето последователно със северния полюс, след това с юга, след това с екватора, след това със средните ширини. Уран има повече от 27 спътника (Миранда, Ариел, Умбриел, Титания, Оберон, Корделия, Офелия, Бианка, Кресида, Дездемона, Жулиета, Порция, Розалинда, Белинда, Пак и др.) и система от пръстени. В центъра на Уран има ядро, съставено от камък и желязо. Съставът на атмосферата включва: H 2 , He, CH 4 (14%).

Нептун .

- орбитата му се пресича на места с орбитата на Плутон. Екваториалният диаметър е същият като този на Уран, въпреки че Нептун се намира на 1627 милиона километра по-далеч от Уран (Уран се намира на 2869 милиона километра от Слънцето). Въз основа на тези данни можем да заключим, че тази планета не е могла да бъде забелязана през 17 век. Едно от поразителните постижения на науката, едно от доказателствата за неограничената познаваемост на природата беше откриването на планетата Нептун чрез изчисления - "на върха на писалката". Уран - планетата след Сатурн, която в продължение на много векове се смяташе за най-далечната планета, е открита от В. Хершел през края на XVIIIв Уран почти не се вижда с просто око. До 40-те години на XIX век. точните наблюдения показват, че Уран се отклонява едва от пътя, който трябва да следва, като се имат предвид смущенията от всички известни планети. Така теорията за движението на небесните тела, толкова строга и точна, беше поставена на изпитание. Льо Верие (във Франция) и Адамс (в Англия) предполагат, че ако смущенията от известните планети не обясняват отклонението в движението на Уран, това означава, че върху него действа привличането на все още неизвестно тяло. Те почти едновременно изчислиха къде зад Уран трябва да има неизвестно тяло, което произвежда тези отклонения чрез своето привличане. Те изчислили орбитата на неизвестната планета, нейната маса и посочили мястото в небето, където е трябвало да бъде непознатата планета в дадения момент. Тази планета е открита в телескоп на посоченото от тях място през 1846 г. Нарича се Нептун. Нептун не се вижда с просто око. На тази планета духат ветрове със скорост до 2400 км/ч, насочени срещу въртенето на планетата. Това са най-силните ветрове в Слънчевата система.
Състав на атмосферата: H 2 , He, CH 4 . Има 6 спътника (един от тях е Тритон).
Нептун е богът на моретата в римската митология.

Планетите в Слънчевата система, както можете да видите от описанията, всички са различни една от друга. Учените намират и планети около други звезди, те се наричат ​​екзопланети.

Източници:
www.kosmos19.narod.ru
www.ggreen.chat.ru
http://en.wikipedia.org

Каква е слънчевата система, в която живеем? Отговорът ще бъде следният: това е нашата централна звезда, Слънцето и всички космически тела, които се въртят около него. Това са големи и малки планети, както и техните спътници, комети, астероиди, газове и космически прах.

Името на слънчевата система е дадено от името на нейната звезда. В широк смисъл "слънчева" често се разбира като всяка звездна система.

Как е възникнала Слънчевата система?

Според учените Слънчевата система се е образувала от гигантски междузвезден облак от прах и газове поради гравитационен колапс в отделна част от нея. В резултат на това в центъра се образува протозвезда, след което се превърна в звезда - Слънцето, и огромен протопланетен диск, от който впоследствие се образуваха всички компоненти на Слънчевата система, изброени по-горе. Смята се, че процесът е започнал преди около 4,6 милиарда години. Тази хипотеза е наречена мъглявина. Благодарение на Емануел Сведенборг, Имануел Кант и Пиер-Симон Лаплас, които го предлагат през 18-ти век, той в крайна сметка става общоприет, но в продължение на много десетилетия е усъвършенстван, в него се въвеждат нови данни, като се вземат предвид познания за съвременните науки. И така, се предполага, че поради увеличаването и засилването на сблъсъците на частици една с друга температурата на обекта нараства и след като достигне стойност от няколко хиляди келвина, протозвездата придоби сияние. Когато температурният индикатор достигна милиони келвини, в центъра на бъдещото Слънце започна термоядрен синтез - превръщането на водорода в хелий. Превърна се в звезда.

Слънцето и неговите характеристики

Нашите светила се отнасят към вида жълти джуджета (G2V) според спектралната класификация. Това е най-близката до нас звезда, нейната светлина достига повърхността на планетата само за 8,31 секунди. От Земята излъчването изглежда има жълт оттенък, въпреки че в действителност е почти бял.

Основните компоненти на нашето светило са хелий и водород. Освен това, благодарение на спектралния анализ, беше установено, че на Слънцето присъстват желязо, неон, хром, калций, въглерод, магнезий, сяра, силиций и азот. Благодарение на термоядрената реакция, която непрекъснато протича в нейните дълбини, целият живот на Земята получава необходимата енергия. Слънчевата светлина е неразделна част от фотосинтезата, която произвежда кислород. Без слънчева светлина би било невъзможно, следователно не би могла да се образува атмосфера, подходяща за протеинова форма на живот.

живак

Това е най-близката планета до нашата звезда. Заедно със Земята, Венера и Марс той принадлежи към планетите от т. нар. земна група. Меркурий получи името си поради високата скорост на движение, която, според митовете, отличава бързоногия древен бог. Годината на Меркурий е 88 дни.

Планетата е малка, радиусът й е само 2439,7 и е по-малък по размер от някои от големите спътници на планетите-гиганти Ганимед и Титан. Въпреки това, за разлика от тях, Меркурий е доста тежък (3,3 10 23 кг), а плътността му е малко по-назад от земната. Това се дължи на наличието на тежко плътно ядро ​​от желязо в планетата.

Няма смяна на сезоните на планетата. Пустинната му повърхност наподобява тази на Луната. Той също е покрит с кратери, но още по-малко обитаем. Така от дневната страна на Меркурий температурата достига +510 °C, а от нощната страна -210 °C. Това са най-резките капки в цялата Слънчева система. Атмосферата на планетата е много тънка и разредена.

Венера

Тази планета, кръстена на древногръцката богиня на любовта, е по-подобна на Земята от другите в Слънчевата система по отношение на физическите си параметри – маса, плътност, размер, обем. Дълго време те се смятаха за планети близнаци, но с течение на времето се оказа, че различията им са огромни. Така че Венера изобщо няма спътници. Атмосферата му се състои от почти 98% въглероден диоксид, а налягането върху повърхността на планетата надвишава земното с 92 пъти! Облаците над повърхността на планетата, състоящи се от пари на сярна киселина, никога не се разсейват и температурата тук достига +434 °C. На планетата валят киселинни дъждове, бушуват гръмотевични бури. Тук има висока вулканична активност. Животът, според нашето разбиране, не може да съществува на Венера, освен това спускащите се космически кораби не могат да издържат дълго време на такава атмосфера.

Тази планета се вижда ясно на нощното небе. Това е третият най-ярък обект за земен наблюдател, той свети с бяла светлина и превъзхожда всички звезди по яркост. Разстоянието до Слънцето е 108 милиона км. Той извършва оборот около Слънцето за 224 земни дни, а около собствената си ос - за 243.

Земята и Марс

Това са последните планети от така наречената земна група, чиито представители се характеризират с наличието на твърда повърхност. В тяхната структура се разграничават ядрото, мантията и кората (само Меркурий я няма).

Марс има маса, равна на 10% от масата на Земята, което от своя страна е 5,9726 10 24 kg. Диаметърът му е 6780 км, почти половината от тази на нашата планета. Марс е седмата по големина планета в Слънчевата система. За разлика от Земята, която има 71% от повърхността си, покрита с океани, Марс е напълно суха земя. Под повърхността на планетата се е запазила вода под формата на масивна ледена покривка. Повърхността му има червеникав оттенък поради високото съдържание на железен оксид под формата на магемит.

Атмосферата на Марс е много разредена, а налягането върху повърхността на планетата е 160 пъти по-малко, отколкото сме свикнали. На повърхността на планетата има ударни кратери, вулкани, вдлъбнатини, пустини и долини, а на полюсите има ледени шапки, както на Земята.

Марсианският ден е малко по-дълъг от земния, а годината е 668,6 дни. За разлика от Земята, която има една луна, планетата има два неправилни спътника – Фобос и Деймос. И двете, както Луната към Земята, са постоянно обърнати към Марс от една и съща страна. Фобос постепенно се приближава до повърхността на своята планета, движейки се по спирала, и има вероятност в крайна сметка да падне върху нея или да се разпадне. Деймос, от друга страна, постепенно се отдалечава от Марс и може да напусне орбитата си в далечно бъдеще.

Между орбитите на Марс и следващата планета Юпитер има астероиден пояс, състоящ се от малки небесни тела.

Юпитер и Сатурн

Коя планета е най-голямата? В Слънчевата система има четири газови гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Юпитер е най-големият от тях. Атмосферата му, подобно на тази на Слънцето, е предимно водородна. Петата планета, кръстена на бога на гръмотевиците, има среден радиус от 69 911 км и маса, надвишаваща тази на Земята с 318 пъти. Магнитното поле на планетата е 12 пъти по-силно от земното. Повърхността му е скрита под непрозрачни облаци. Засега учените се затрудняват да кажат какви точно процеси могат да възникнат под този плътен воал. Предполага се, че на повърхността на Юпитер има кипящ водороден океан. Астрономите смятат тази планета за "пропаднала звезда" поради известно сходство в параметрите им.

Юпитер има 39 спътника, 4 от които - Йо, Европа, Ганимед и Калисто - са открити от Галилей.

Сатурн е малко по-малък от Юпитер, той е вторият по големина сред планетите. Това е шестата, следващата планета, също се състои от водород с примеси от хелий, малко количество амоняк, метан, вода. Тук бушуват урагани, чиято скорост може да достигне 1800 км/ч! Магнитното поле на Сатурн не е толкова силно, колкото на Юпитер, но е по-силно от земното. И Юпитер, и Сатурн са донякъде сплескани на полюсите поради въртене. Сатурн е 95 пъти по-тежък от Земята, но плътността му е по-малка от тази на водата. Това е най-малко плътното небесно тяло в нашата система.

Една година на Сатурн продължава 29,4 земни дни, денят е 10 часа 42 минути. (Юпитер има година - 11,86 Земя, ден - 9 часа 56 минути). Има система от пръстени, състоящи се от твърди частици с различни размери. Предполага се, че това може да са останките от рухналия спътник на планетата. Общо Сатурн има 62 спътника.

Уран и Нептун са последните планети

Седмата планета от Слънчевата система е Уран. Отстои на 2,9 милиарда километра от Слънцето. Уран е третият по големина сред планетите на Слънчевата система (среден радиус - 25 362 km) и четвъртият по големина (превишава Земята с 14,6 пъти). Една година тук продължава 84 земни часа, един ден - 17,5 часа. В атмосферата на тази планета, освен водород и хелий, значителен обем е зает от метан. Следователно за земен наблюдател Уран има бледосин цвят.

Уран е най-студената планета в Слънчевата система. Температурата на атмосферата му е уникална: -224 °C. Защо Уран има по-ниска температура от планетите по-далеч от Слънцето, учените не знаят.

Тази планета има 27 луни. Уран има тънки, плоски пръстени.

Нептун, осмата планета от Слънцето, се нарежда на четвърто място по размер (среден радиус - 24 622 km) и на трето по маса (17 Земята). За газов гигант той е сравнително малък (само четири пъти повече земя). Атмосферата му също се състои главно от водород, хелий и метан. Газовите облаци в горните му слоеве се движат с рекордна скорост, най-високата в Слънчевата система - 2000 км/ч! Някои учени смятат, че под повърхността на планетата, под дебелината на замръзнали газове и вода, скрити от своя страна от атмосферата, може да се скрие твърдо каменно ядро.

Тези две планети са близки по състав и затова понякога се класифицират като отделна категория - ледени гиганти.

Малки планети

Малките планети се наричат ​​небесни тела, които също се движат около Слънцето по свои орбити, но се различават от другите планети с незначителни размери. Преди това в тях бяха включени само астероиди, но наскоро, а именно от 2006 г., към тях принадлежи Плутон, който преди това беше включен в списъка на планетите в Слънчевата система и беше последният, десети. Това се дължи на промени в терминологията. По този начин малките планети вече включват не само астероиди, но и планети джуджета - Ерида, Церера, Макемаке. Те са наречени плутоиди на Плутон. Орбитите на всички известни планети джуджета са отвъд орбитата на Нептун, в така наречения пояс на Кайпер, който е много по-широк и по-масивен от астероидния пояс. Въпреки че тяхната природа, както смятат учените, е една и съща: това е "неизползваният" материал, останал след образуването на Слънчевата система. Някои учени предполагат, че астероидният пояс е отломките на деветата планета Фаетон, която загина в резултат на глобална катастрофа.

Известно е, че Плутон се състои предимно от лед и твърда скала. Основният компонент на ледената му покривка е азотът. Полюсите му са покрити с вечни снегове.

Това е редът на планетите от Слънчевата система, според съвременните представи.

Парад на планетите. Видове паради

Това е много интересно явление за тези, които се интересуват от астрономия. Прието е да се нарича парад на планети такова положение в Слънчевата система, когато някои от тях, непрекъснато движещи се по орбитите си, за кратко време заемат определено положение за земен наблюдател, сякаш се подреждат по една линия.

Видимият парад на планетите в астрономията е специално положение на петте най-ярки планети от Слънчевата система за хората, които ги виждат от Земята – Меркурий, Венера, Марс, както и два гиганта – Юпитер и Сатурн. По това време разстоянието между тях е сравнително малко и те се виждат ясно в малък сектор на небето.

Има два вида паради. Голяма е появата му, когато пет небесни тела се подреждат в една линия. Малки - когато са само четири. Тези явления могат да бъдат видими или невидими от различни части на земното кълбо. В същото време голям парад е доста рядък - веднъж на няколко десетилетия. Малкият може да се наблюдава веднъж на няколко години, а така нареченият мини-парад, в който участват само три планети, е почти всяка година.

Интересни факти за нашата планетарна система

Венера, единствената от всички големи планети в Слънчевата система, се върти около оста си в посока, обратна на въртенето си около Слънцето.

Най-високата планина на големите планети на Слънчевата система е Олимп (21,2 км, диаметър - 540 км), изчезнал вулкан на Марс. Не толкова отдавна на най-големия астероид в нашата звездна система Веста беше открит връх, който донякъде надминава Олимп по отношение на параметрите. Може би той е най-високият в Слънчевата система.

Четирите галилееви спътника на Юпитер са най-големите в Слънчевата система.

В допълнение към Сатурн, всички газови гиганти, някои астероиди и луната на Сатурн Рея имат пръстени.

Коя система от звезди е най-близо до нас? Слънчевата система е най-близо до звездната система на тройната звезда Алфа Кентавър (4,36 светлинни години). Предполага се, че в него могат да съществуват планети, подобни на Земята.

На децата за планетите

Как да обясним на децата какво е Слънчевата система? Тук ще помогне нейният модел, който може да се направи с децата. За да създадете планети, можете да използвате пластилин или готови пластмасови (гумени) топки, както е показано по-долу. В същото време е необходимо да се наблюдава съотношението между размерите на „планетите“, така че моделът на Слънчевата система наистина да помогне за формиране на правилните представи за пространството у децата.

Ще ви трябват и клечки за зъби, които ще държат небесните ни тела, а като фон можете да използвате тъмен лист картон с малки точки, имитиращи звезди, нарисувани с боя. С помощта на такава интерактивна играчка децата ще разберат по-лесно какво представлява слънчевата система.

Бъдещето на слънчевата система

Статията описва подробно какво представлява слънчевата система. Въпреки привидната си стабилност, нашето Слънце, както всичко в природата, се развива, но този процес, според нашите стандарти, е много дълъг. Снабдяването с водородно гориво в недрата му е огромно, но не безкрайно. И така, според хипотезите на учените, той ще свърши след 6,4 милиарда години. Докато изгаря, слънчевото ядро ​​ще става по-плътно и по-горещо, а външната обвивка на звездата ще става все по-широка и по-широка. Светимостта на звездата също ще се увеличи. Предполага се, че след 3,5 милиарда години поради това климатът на Земята ще бъде подобен на венерианския и животът на нея в обичайния за нас смисъл вече няма да е възможен. Вода изобщо няма да остане, под въздействието на високи температури тя ще се изпари в космоса. Впоследствие, според учените, Земята ще бъде погълната от Слънцето и ще се разтвори в неговите дълбини.

Перспективата не е много светла. Въпреки това, напредъкът не стои на едно място и може би по това време новите технологии ще позволят на човечеството да овладее други планети, над които светят други слънца. В края на краищата, колко "слънчеви" системи в света, учените все още не знаят. Сигурно са безброй и сред тях е напълно възможно да се намери подходящ за обитаване на човека. Коя "слънчева" система ще се превърне в нашия нов дом не е толкова важно. Човешката цивилизация ще бъде запазена и ще започне още една страница в нейната история...

Бърз отговор: 8 планети.

Слънчевата система е планетна система, която включва централната звезда, която е Слънцето, както и всички други естествени космически обекти, които от своя страна се въртят около Слънцето.

Интересното е, че по-голямата част от цялата маса на Слънчевата система пада върху себе си, докато останалата част пада върху 8 планети. Да, да, има 8 планети в Слънчевата система, а не 9, както смятат някои хора. Защо мислят така? Една от причините е, че бъркат Слънцето с друга планета, но всъщност това е единствената звезда, която е част от Слънчевата система. Но всъщност всичко е по-просто - Плутон се е смятал за планета, но сега се смята за планета джудже.

Нека започнем прегледа на планетите, като започнем от най-близките до Слънцето.

живак

Тази планета е кръстена на древния римски бог на търговията - бързоногият Меркурий. Факт е, че се движи много по-бързо от другите планети.

Меркурий се върти напълно около Слънцето за 88 земни дни, докато продължителността на един звезден ден на Меркурий е 58,65 земни дни.

Сравнително малко се знае за планетата и една от причините е, че Меркурий е твърде близо до Слънцето.

Венера

Венера е втората така наречена вътрешна планета на Слънчевата система, която е кръстена на богинята на любовта Венера. Струва си да се отбележи, че това е единствената планета, която получи името си в чест на женско божество, а не на мъжко.

Венера е много подобна на Земята, не само по размер, но и по състав и дори гравитация.

Смята се, че някога на Венера е имало много океани, подобни на тези, които имаме. Преди време обаче планетата се затопли толкова много, че цялата вода се изпари, оставяйки след себе си само скали. Водните пари бяха изнесени в космоса.

Земята

Третата планета е Земята. Това е най-голямата планета сред земните планети.

Образувано е преди около 4,5 милиарда години, след което почти веднага към него се присъединява единственият му спътник, който е Луната. Смята се, че животът на Земята се е появил преди около 3,9 милиарда години и с течение на времето нейната биосфера започва да се променя в по-добра страна, което направи възможно образуването на озоновия слой, увеличаване на растежа на аеробни организми и др. Всичко това, освен всичко друго, ни позволява да съществуваме и сега.

Марс

Марс затваря четирите земни планети. Планетата е кръстена на древния римски бог на войната Марс. Тази планета се нарича още червена, защото повърхността й има червеникав оттенък поради железен оксид.

Марс има повърхностно налягане 160 пъти по-ниско от земното. На повърхността има кратери, подобни на тези, които могат да се наблюдават на Луната. Има и вулкани, пустини, долини и дори ледени шапки.

Марс има две луни: Деймос и Фобос.

Юпитер

Това е петата планета от Слънцето и първата сред планетите-гиганти. Между другото, най-големият в Слънчевата система, който получи името си в чест на древния римски върховен бог на гръмотевиците.

Юпитер е познат от дълго време, което е отразено в древните митове и легенди. Има много голям брой спътници - 67 по-точно. Интересното е, че някои от тях са открити преди няколко века. И така, самият Галилео Галилей открива 4 спътника през 1610 г.

Понякога Юпитер може да се види с просто око, както беше през 2010 г.

Сатурн

Сатурн е втората по големина планета в Слънчевата система. Той е кръстен на римския бог на земеделието.

Известно е, че Сатурн се състои от водород с признаци на вода, хелий, амоняк, метан и др. тежки елементи. На планетата е забелязана необичайна скорост на вятъра - около 1800 километра в час.

Сатурн има видими пръстени, които са предимно лед, прах и други елементи. Сатурн също има 63 луни, една от които, Титан, превъзхожда дори Меркурий по размер.

Уран

Седмата планета по отношение на разстоянието от Слънцето. Открит е сравнително наскоро (през 1781 г.) от Уилям Хершел и е кръстен на бога на небето.

Уран е първата планета, открита с телескоп между Средновековието и Новото време. Интересното е, че въпреки факта, че понякога планетата може да се види с просто око, преди откриването й, обикновено се смяташе, че тя е неясна звезда.

Уран има много лед, но няма метален водород. Атмосферата на планетата е съставена от хелий и водород, както и от метан.

Уран има сложна система от пръстени, има и 27 спътника наведнъж.

Нептун

Най-накрая стигнахме до осмата и последна планета на Слънчевата система. Планетата е кръстена на римския бог на моретата.

Нептун е открит през 1846 г. и, интересно, не с помощта на наблюдения, а благодарение на математически изчисления. Първоначално е открит само един от неговите спътници, въпреки че останалите 13 са били известни едва през 20-ти век.

Атмосферата на Нептун се състои от водород, хелий и вероятно азот. Тук бушуват най-силните ветрове, чиято скорост достига фантастичните 2100 км/ч. В горните слоеве на атмосферата температурата е около 220°C.

Нептун има слабо развита пръстенна система.

Нашият дом в космоса е Слънчевата система, звездна система, съставена от осем планети и част от галактиката Млечния път. В центъра е звезда, наречена Слънце. Слънчевата система е на четири и половина милиарда години. Живеем на третата планета от слънцето. Знаете ли за други планети в Слънчевата система? Сега ще ви разкажем малко за тях.

живаке най-малката планета в Слънчевата система. Радиусът му е 2440 км. Периодът на въртене около Слънцето е 88 земни дни. През това време Меркурий има време да извърши оборот около собствената си ос само един и половина пъти. Един ден на Меркурий продължава приблизително 59 земни дни. Орбитата на Меркурий е една от най-нестабилните: там се променят не само скоростта на движение и разстоянието му от Слънцето, но и самата позиция. Няма сателити.

Нептуне осмата планета в Слънчевата система. Достатъчно близо е до Уран. Радиусът на планетата е 24547 км. Една година на Нептун е равна на 60190 дни, тоест някъде около 164 земни години. Има 14 спътника. Има атмосфера, в която се регистрира най-силен вятър - до 260 m/s.
Между другото, Нептун е открит не с помощта на наблюдения, а чрез математически изчисления.

Уране седмата планета в Слънчевата система. Радиус - 25267 км. Най-студената планета е с температура на повърхността от -224 градуса. Една година на Уран е равна на 30 685 земни дни, тоест приблизително 84 години. Ден - 17 часа. Има 27 спътника.

Сатурне шестата планета в Слънчевата система. Радиусът на планетата е 57350 км. Той е вторият по големина след Юпитер. Една година на Сатурн е равна на 10759 дни, което е почти 30 земни години. Един ден на Сатурн е почти равен на ден на Юпитер – 10,5 земни часа. Най-подобен на Слънцето в състава на химичните елементи.
Има 62 спътника.
Основната характеристика на Сатурн са неговите пръстени. Произходът им все още не е установен.

Юпитере петата планета от слънцето. Това е най-голямата планета в Слънчевата система. Радиусът на Юпитер е 69912 км. Това вече е 19 пъти по-голямо от Земята. Една година там продължава цели 4333 земни дни, тоест почти непълни 12 години. Един ден има продължителност от около 10 земни часа.
Юпитер има 67 луни. Най-големите от тях са Калисто, Ганимед, Йо и Европа. В същото време Ганимед е с 8% по-голям от Меркурий, най-малката планета в нашата система, и има атмосфера.

Марсе четвъртата планета в Слънчевата система. Радиусът му е 3390 км, което е почти два пъти по-малък от Земята. Една година на Марс е 687 земни дни. Има 2 спътника - Фобос и Деймос.
Атмосферата на планетата е разредена. Водата, открита на някои части от повърхността, предполага, че някакъв вид примитивен живот на Марс е съществувал преди или дори съществува сега.

Венерае втората планета в Слънчевата система. По маса и радиус е подобен на Земята. Няма сателити.
Атмосферата на Венера е почти изцяло съставена от въглероден диоксид. Процентът на въглероден диоксид в атмосферата е 96%, азотът е приблизително 4%. Водна пара и кислород също присъстват, но в много малки количества. Поради факта, че такава атмосфера създава парников ефект, температурата на повърхността на планетата достига 475 ° C. Един ден на Венера е равен на 243 земни дни. Една година на Венера е 255 дни.

Плутоне планета джудже в краищата на Слънчевата система, която е доминиращият обект в далечна система от 6 малки космически тела. Радиусът на планетата е 1195 км. Периодът на въртене на Плутон около Слънцето е приблизително 248 земни години. Един ден на Плутон е 152 часа. Масата на планетата е приблизително 0,0025 от масата на Земята.
Прави впечатление, че Плутон беше изключен от категорията планети през 2006 г. поради факта, че в пояса на Кайпер има обекти, които са по-големи или равни по размер на Плутон, поради което, дори и да се приеме като пълноправен планета, тогава в този случай е необходимо да добавите Ерис към тази категория - тя има почти същия размер като Плутон.

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

Планетите се въртят около Слънцето в почти кръгови орбити, лежащи приблизително в една и съща равнина, в посока обратна на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на Земята. Равнината на земната орбита (равнината на еклиптиката) лежи близо до средната равнина на орбитите на планетите. Ето защо видими пътекипланетите, Слънцето и Луната в небето минават близо до линията на еклиптиката и самите те винаги се виждат на фона на съзвездията на Зодиака. Орбиталните наклони се измерват от равнината на еклиптиката. Ъглите на наклон, по-малки от 90°, съответстват на орбитално движение напред (обратно на часовниковата стрелка), а ъгли, по-големи от 90°, съответстват на движението назад. Всички планети в Слънчевата система се движат в посока напред; Плутон има най-голям орбитален наклон (17°). Много комети се движат в обратна посока, например орбиталният наклон на Халеевата комета е 162°. Орбитите на всички тела в Слънчевата система са много близки до елипсите. Размерът и формата на елипсовидна орбита се характеризират с голямата полуос на елипсата (средното разстояние на планетата от Слънцето) и ексцентриситета, който варира от e = 0 за кръгови орбити до e = 1 за изключително удължени нечий. Точката в орбитата, която е най-близо до Слънцето, се нарича перихелий, а най-отдалечената точка се нарича афелий.
Вижте същоОРБИТА ; КОНИЧНИ СЕЧЕНИЯ . От гледна точка на земния наблюдател, планетите от Слънчевата система са разделени на две групи. Меркурий и Венера, които са по-близо до Слънцето от Земята, се наричат ​​долни (вътрешни) планети, а по-отдалечените (от Марс до Плутон) се наричат ​​горни (външни). Долните планети имат ограничаващ ъгъл на отдалечаване от Слънцето: 28° за Меркурий и 47° за Венера. Когато такава планета е възможно най-на запад (изток) от Слънцето, се казва, че е в най-голямото си западно (източно) удължение. Когато една по-ниска планета се види точно пред Слънцето, се казва, че е в по-нисш съвпад; когато е точно зад Слънцето - в превъзходен съвпад. Подобно на Луната, тези планети преминават през всички фази на осветяване от Слънцето през синодичния период Ps, времето, необходимо на планетата да се върне в първоначалното си положение спрямо Слънцето от гледна точка на земния наблюдател. Истинският орбитален период на планета (P) се нарича звезден. За по-ниските планети тези периоди са свързани чрез съотношението:
1/Ps = 1/P - 1/Po, където Po е орбиталният период на Земята. За горните планети това съотношение има различна форма: 1/Ps = 1/Po - 1/P Горните планети се характеризират с ограничен диапазон от фази. Максималният фазов ъгъл (Слънце-планета-Земя) е 47° за Марс, 12° за Юпитер и 6° за Сатурн. Когато горната планета се вижда зад Слънцето, тя е в съвпад, а когато е в посока, обратна на Слънцето, е в опозиция. Планета, наблюдавана на ъглово разстояние 90° от Слънцето, е в квадратура (изток или запад). Астероидният пояс, минаващ между орбитите на Марс и Юпитер, разделя планетарната система на Слънцето на две групи. Вътре в него се намират земните планети (Меркурий, Венера, Земята и Марс), подобни по това, че са малки, скалисти и доста плътни тела: средната им плътност е от 3,9 до 5,5 g / cm3. Те се въртят сравнително бавно около осите си, нямат пръстени и имат малко естествени спътници: земната Луна и марсианските Фобос и Деймос. Извън астероидния пояс са планетите-гиганти: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Те се характеризират с големи радиуси, ниска плътност (0,7-1,8 g/cm3) и дълбоки атмосфери, богати на водород и хелий. Юпитер, Сатурн и евентуално други гиганти нямат твърда повърхност. Всички те се въртят бързо, имат много сателити и са заобиколени от пръстени. Далечният малък Плутон и големите спътници на планетите-гиганти в много отношения са подобни на земните планети. Древните хора са познавали планетите, видими с просто око, т.е. всичко вътрешно и външно до Сатурн. В. Хершел открива Уран през 1781г. Първият астероид е открит от J. Piazzi през 1801 г. Анализирайки отклоненията в движението на Уран, W. Le Verrier и J. Adams теоретично откриват Нептун; на изчисленото място е открита от И. Гале през 1846 г. Най-далечната планета - Плутон - е открита през 1930 г. от К. Томбо в резултат на продължително търсене на планета, която не е Нептун, организирана от П. Ловел. Четири големи спътника на Юпитер са открити от Галилей през 1610 г. Оттогава с помощта на телескопи и космически сонди са открити множество спътници за всички външни планети. Х. Хюйгенс през 1656 г. установява, че Сатурн е заобиколен от пръстен. Тъмните пръстени на Уран са открити от Земята през 1977 г. при наблюдение на затъмняването на звезда. Прозрачните каменни пръстени на Юпитер са открити през 1979 г. от междупланетната сонда Вояджър 1. От 1983 г., в моментите на затъмняване на звездите, в близост до Нептун се забелязват признаци на нехомогенни пръстени; през 1989 г. изображение на тези пръстени е предадено от Вояджър 2.
Вижте също
АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА;
ЗОДИЯ;
КОСМИЧЕСКА ПРОБА ;
НЕБЕСНА СФЕРА.
СЛЪНЦЕ
Слънцето се намира в центъра на Слънчевата система – типична единична звезда с радиус около 700 000 км и маса 2*10 30 кг. Температурата на видимата повърхност на Слънцето - фотосферата - прибл. 5800 К. Плътността на газа във фотосферата е хиляди пъти по-малка от плътността на въздуха близо до земната повърхност. Вътре в Слънцето температурата, плътността и налягането се увеличават с дълбочината, достигайки съответно 16 милиона K, 160 g/cm3 и 3,5*10 11 bar в центъра (налягането на въздуха в помещението е около 1 bar). Под въздействието на висока температура в ядрото на Слънцето водородът се превръща в хелий с отделяне на голямо количество топлина; това предпазва Слънцето от колапс под собствената си гравитация. Освободената в ядрото енергия напуска Слънцето главно под формата на фотосферно излъчване с мощност 3,86 * 10 26 W. С такъв интензитет Слънцето излъчва в продължение на 4,6 милиарда години, като през това време е превърнало 4% от водорода си в хелий; в същото време 0,03% от масата на Слънцето се превърна в енергия. Моделите на звездната еволюция показват, че Слънцето сега е в средата на живота си (вижте също ЯДРЕН СЯД). За да определят изобилието от различни химични елементи на Слънцето, астрономите изучават абсорбционните и емисионните линии в спектъра на слънчевата светлина. Абсорбционните линии са тъмни пролуки в спектъра, показващи отсъствието на фотони с дадена честота в него, погълнати от определена химичен елемент. Емисионните линии или емисионните линии са по-ярките части на спектъра, което показва излишък от фотони, излъчвани от химичен елемент. Честотата (дължината на вълната) на спектралната линия показва кой атом или молекула е отговорен за нейното възникване; контрастът на линията показва количеството излъчващо или поглъщащо светлина вещество; ширината на линията позволява да се прецени нейната температура и налягане. Изследването на тънката (500 km) фотосфера на Слънцето дава възможност да се оцени химическият състав на вътрешността му, тъй като външните участъци на Слънцето са добре смесени от конвекция, спектрите на Слънцето са с високо качество и физическите процеси, отговорни за тях, са съвсем ясни. Трябва обаче да се отбележи, че само половината от линиите в слънчевия спектър са идентифицирани досега. Съставът на Слънцето е доминиран от водород. На второ място е хелият, чието име („хелиос“ на гръцки „Слънце“) напомня, че е открит спектроскопски на Слънцето по-рано (1899 г.), отколкото на Земята. Тъй като хелият е инертен газ, той е изключително неохотен да реагира с други атоми и също така не е склонен да се показва в оптичния спектър на Слънцето - само една линия, въпреки че много по-малко изобилни елементи са представени в спектъра на Слънцето от множество линии. Ето състава на "слънчевата" субстанция: за 1 милион водородни атома има 98 000 атома хелий, 851 кислород, 398 въглерод, 123 неона, 100 азот, 47 желязо, 38 магнезий, 35 силиций, 16 сяра, 4 аргон, 3 алуминий, според 2 атома никел, натрий и калций, както и по малко от всички други елементи. Така, по маса, Слънцето е приблизително 71% водород и 28% хелий; останалите елементи представляват малко повече от 1%. От гледна точка на планетологията, заслужава да се отбележи, че някои обекти от Слънчевата система имат почти същия състав като Слънцето (вижте раздела за метеоритите по-долу). Точно както времето се променя външен видпланетарни атмосфери, външният вид на слънчевата повърхност също се променя с характерното време от часове до десетилетия. Има обаче важна разлика между атмосферите на планетите и Слънцето, която е, че движението на газовете върху Слънцето се контролира от мощното му магнитно поле. Слънчевите петна са онези области от повърхността на осветителното тяло, където вертикалното магнитно поле е толкова силно (200-3000 гауса), че предотвратява хоризонталното движение на газа и по този начин потиска конвекцията. В резултат на това температурата в тази област пада с около 1000 К и се появява тъмна централна част на петното - "сянка", заобиколена от по-гореща преходна област - "пенумбра". Размерът на типичното слънчево петно ​​е малко по-голям от диаметъра на Земята; има такова петно ​​от няколко седмици. Броят на петната на Слънцето се увеличава или намалява с продължителността на цикъла от 7 до 17 години, средно 11,1 години. Обикновено колкото повече петна се появяват в цикъл, толкова по-кратък е самият цикъл. Посоката на магнитната полярност на петната се променя от цикъл на цикъл, така че истинският цикъл на активност на слънчевите петна е 22,2 години. В началото на всеки цикъл първите петна се появяват на високи географски ширини, ок. 40° и постепенно зоната на тяхното раждане се измества към екватора до географска ширина от прибл. 5°. Вижте същоЗВЕЗДИ ; СЛЪНЦЕ . Флуктуациите в активността на Слънцето почти не влияят върху общата мощност на излъчването му (ако се промени само с 1%, това би довело до сериозни климатични промени на Земята). Имаше много опити да се намери връзка между циклите на слънчевите петна и климата на Земята. Най-забележителното събитие в този смисъл е „минимумът на Маундер“: от 1645 г. в продължение на 70 години на Слънцето почти няма петна, а в същото време Земята преживява Малката ледникова епоха. Все още не е ясно дали този удивителен факт е просто съвпадение или насочва към причинно-следствена връзка.
Вижте също
КЛИМАТ;
МЕТЕОРОЛОГИЯ И КЛИМАТОЛОГИЯ. В Слънчевата система има 5 огромни въртящи се водородно-хелиеви топки: Слънцето, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В дълбините на тези гигантски небесни тела, недостъпни за пряко изследване, е съсредоточена почти цялата материя на Слънчевата система. Вътрешността на Земята също е недостъпна за нас, но чрез измерване на времето на разпространение на сеизмичните вълни (звукови вълни с дълги вълни), възбудени в тялото на планетата от земетресения, сеизмолозите съставиха подробна карта на вътрешността на Земята: те научиха размерите и плътности на ядрото на Земята и нейната мантия, както и получени триизмерни изображения с помощта на сеизмична томография изображения на движещи се плочи на нейната кора. Подобни методи могат да бъдат приложени и към Слънцето, тъй като на повърхността му има вълни с период от прибл. 5 минути, причинено от много сеизмични вибрации, разпространяващи се в недрата му. Тези процеси се изучават от хелиосеизмологията. За разлика от земетресенията, които произвеждат кратки изблици на вълни, енергичната конвекция във вътрешността на Слънцето създава постоянен сеизмичен шум. Хелиоизмолозите са открили, че под конвективната зона, която заема външните 14% от радиуса на Слънцето, материята се върти синхронно с период от 27 дни (все още не се знае нищо за въртенето на слънчевото ядро). По-горе, в самата конвективна зона, въртенето става синхронно само по конуси с еднаква географска ширина и колкото по-далече от екватора, толкова по-бавно: екваториалните области се въртят с период от 25 дни (преди средното въртене на Слънцето), а полярни региони - с период от 36 дни (изостване от средното въртене) . Последните опити за прилагане на сеизмологични методи върху планети газови гиганти не дадоха резултати, тъй като инструментите все още не са в състояние да фиксират произтичащите трептения. Над фотосферата на Слънцето има тънък горещ слой от атмосферата, който може да се види само в редки моменти. слънчеви затъмнения. Това е хромосфера с дебелина няколко хиляди километра, наречена така заради червения си цвят поради емисионната линия на водород Ha. Температурата почти се удвоява от фотосферата до горната хромосфера, от която по неизвестна причина енергията, напускаща Слънцето, се отделя като топлина. Над хромосферата газът се нагрява до 1 милион К. Тази област, наречена корона, се простира на около 1 радиус от Слънцето. Плътността на газа в короната е много ниска, но температурата е толкова висока, че короната е мощен източник на рентгенови лъчи. Понякога в атмосферата на Слънцето се появяват гигантски образувания – изригващи протуберанси. Те изглеждат като арки, издигащи се от фотосферата на височина до половината от слънчевия радиус. Наблюденията ясно показват, че формата на изпъкналостите се определя от линиите на магнитното поле. Друго интересно и изключително активно явление са слънчевите изригвания, мощни изхвърляния на енергия и частици с продължителност до два часа. Потокът от фотони, генерирани от такова слънчево изригване, достига Земята със скоростта на светлината за 8 минути, а потокът от електрони и протони - за няколко дни. Слънчевите изригвания се появяват на места, където посоката на магнитното поле се променя рязко, причинено от движението на материята в слънчевите петна. Максималната изригваща активност на Слънцето обикновено настъпва една година преди максимума на цикъла на слънчевите петна. Подобна предсказуемост е много важна, защото поток от заредени частици, родени от мощно слънчево изригване, може да повреди дори наземните комуникации и енергийните мрежи, да не говорим за астронавтите и космическите технологии.

СЛЪНЧЕВИТЕ ПРОМИНАНТИ, наблюдавани в линията на емисии на хелий (дължина на вълната 304) от дъската космическа станция"Скайлаб".

От плазмената корона на Слънцето има постоянен изтичане на заредени частици, наречени слънчев вятър. За съществуването му се подозираха още преди началото на космическите полети, тъй като се забелязваше как нещо „издухва“ кометните опашки. В слънчевия вятър се разграничават три компонента: поток с висока скорост (повече от 600 km/s), поток с ниска скорост и нестабилни потоци от слънчеви изригвания. Рентгеновите изображения на Слънцето показват, че в короната редовно се образуват огромни "дупки" - области с ниска плътност. Тези коронални дупки служат като основен източник на високоскоростен слънчев вятър. В областта на орбитата на Земята типичната скорост на слънчевия вятър е около 500 km/s, а плътността е около 10 частици (електрони и протони) на 1 cm3. Потокът на слънчевия вятър взаимодейства с планетарните магнитосфери и опашките на кометите, което значително влияе върху тяхната форма и протичащите в тях процеси.
Вижте също
ГЕОМАГНЕТИЗЪМ;
;
КОМЕТА. Под натиска на слънчевия вятър в междузвездната среда около Слънцето се образува гигантска пещера - хелиосферата. На нейната граница – хелиопаузата – трябва да има ударна вълна, при която слънчевият вятър и междузвездният газ се сблъскват и кондензират, оказвайки еднакъв натиск един върху друг. Четири космически сонди сега се приближават до хелиопаузата: Pioneer 10 и 11, Voyager 1 и 2. Никой от тях не я срещна на разстояние 75 AU. от слънцето. Това е много драматична надпревара с времето: Pioneer 10 спря да работи през 1998 г., а останалите се опитват да стигнат до хелиопаузата, преди батериите им да са се изчерпали. Според изчисленията "Вояджър 1" лети точно в посоката, от която духа междузвездният вятър, и следователно ще бъде първият, който ще достигне хелиопаузата.
ПЛАНЕТИТЕ: ОПИСАНИЕ
Живак.Трудно е да се наблюдава Меркурий от Земята с телескоп: той не се отдалечава от Слънцето под ъгъл повече от 28 °. Изследван е с помощта на радар от Земята, а междупланетната сонда Mariner 10 снима половината от повърхността му. Меркурий се върти около Слънцето за 88 земни дни по доста удължена орбита с разстояние от Слънцето в перихелий 0,31 AU. и при афелий 0,47 a.u. Той се върти около оста си с период от 58,6 дни, точно равен на 2/3 от орбиталния период, така че всяка точка от повърхността му се завърта към Слънцето само веднъж на 2 години на Меркурий, т.е. слънчев ден там продължава 2 години! От големите планети само Плутон е по-малък от Меркурий. Но по средна плътност Меркурий е на второ място след Земята. Вероятно има голямо метално ядро, което е 75% от радиуса на планетата (заема 50% от радиуса на Земята). Повърхността на Меркурий е подобна на тази на Луната: тъмна, напълно суха и покрита с кратери. Средното отражение на светлината (албедо) на повърхността на Меркурий е около 10%, приблизително същото като това на Луната. Вероятно повърхността му също е покрита с реголит - синтерован натрошен материал. Най-голямото ударно образувание върху Меркурий е басейнът Калорис, с размери 2000 км, наподобяващ лунни морета. Въпреки това, за разлика от Луната, Меркурий има особени структури - издатини с височина няколко километра, които се простират на стотици километри. Може би те са се образували в резултат на компресията на планетата по време на охлаждането на голямото й метално ядро ​​или под въздействието на мощни слънчеви приливи. Температурата на повърхността на планетата през деня е около 700 К, а през нощта около 100 К. Според радарни данни на дъното на полярните кратери може да лежи лед в условия на вечен мрак и студ. Меркурий практически няма атмосфера - само изключително разредена хелиева обвивка с плътността на земната атмосфера на височина от 200 км. Вероятно хелият се образува по време на разпадането на радиоактивни елементи в недрата на планетата. Меркурий има слабо магнитно поле и няма спътници.
Венера.Това е втората планета от Слънцето и най-близката планета до Земята – най-ярката „звезда“ на нашето небе; понякога се вижда дори през деня. Венера е подобна на Земята в много отношения: нейният размер и плътност са само с 5% по-малки от тези на Земята; вероятно недрата на Венера са подобни на тези на земята. Повърхността на Венера винаги е покрита с дебел слой жълтеникаво-бели облаци, но с помощта на радари е проучена доста подробно. Около оста Венера се върти в обратна посока (по часовниковата стрелка, погледнато от северния полюс) с период от 243 земни дни. Орбиталният му период е 225 дни; следователно ден на Венера (от изгрев до следващия изгрев) продължава 116 земни дни.
Вижте същоРАДАРНА АСТРОНОМИЯ.

ВЕНЕРА. Ултравиолетово изображение, направено от междупланетната станция Pioneer Venus, показва атмосферата на планетата, гъсто изпълнена с облаци, които са по-светли в полярните региони (отгоре и отдолу на изображението).

Атмосферата на Венера се състои предимно от въглероден диоксид (CO2) с малки количества азот (N2) и водна пара (H2O). Открити под формата на малки примеси солна киселина(HCl) и флуороводородна киселина (HF). Налягането на повърхността е 90 bar (както в земните морета на дълбочина 900 m); температурата е около 750 К по цялата повърхност както през деня, така и през нощта. Причината за толкова висока температура близо до повърхността на Венера е това, което не е съвсем точно наречено „парников ефект“: слънчевите лъчи относително лесно преминават през облаците на нейната атмосфера и загряват повърхността на планетата, но топлинното инфрачервено излъчване от самата повърхност се измъква през атмосферата обратно в космоса с голяма трудност. Облаците на Венера са съставени от микроскопични капчици концентрирана сярна киселина (H2SO4). Горният облачен слой е на 90 км от повърхността, температурата там е ок. 200 К; долен слой - 30 км, температура ок. 430 К. Още по-ниско е толкова горещо, че няма облаци. Разбира се, на повърхността на Венера няма течна вода. Атмосферата на Венера на нивото на горния облачен слой се върти в същата посока като повърхността на планетата, но много по-бързо, като прави оборот за 4 дни; това явление се нарича суперротация и все още не е намерено обяснение за него. Автоматични станции се спуснаха от дневната и нощната страна на Венера. През деня повърхността на планетата е осветена от разпръсната слънчева светлина с приблизително същата интензивност, както в облачен ден на Земята. През нощта на Венера са наблюдавани много светкавици. Станциите на Венера предаваха изображения на малки площи на местата за кацане, където се вижда камениста земя. Като цяло топографията на Венера е изследвана от радарни изображения, предадени от орбиталните апарати Pioneer-Venera (1979), Venera-15 и -16 (1983) и Magellan (1990). Най-малките детайли на най-добрите от тях са с размери около 100 м. За разлика от Земята, на Венера няма ясно очертани континентални плочи, но се отбелязват няколко глобални възвишения, например земята на Ищар с размерите на Австралия. На повърхността на Венера има много метеоритни кратери и вулканични куполи. Очевидно кората на Венера е тънка, така че разтопената лава се доближава до повърхността и лесно се излива върху нея след падането на метеорити. Тъй като в близост до повърхността на Венера няма дъжд или силни ветрове, повърхностната ерозия се случва много бавно и геоложките структури остават видими от космоса в продължение на стотици милиони години. Малко се знае за вътрешността на Венера. Вероятно има метално ядро, което заема 50% от радиуса му. Но планетата няма магнитно поле поради много бавното си въртене. Венера няма спътници.
Земята.Нашата планета е единствената, на която по-голямата част от повърхността (75%) е покрита с течна вода. Земята е активна планета и може би единствената, чието обновяване на повърхността се дължи на тектоника на плочите, проявяваща се като средноокеански хребети, островни дъги и нагънати планински пояси. Разпределението на височините на твърдата повърхност на Земята е бимодално: средното ниво на океанското дъно е 3900 m под морското равнище, а континентите средно се издигат над него с 860 m (вижте също ЗЕМЯТА). Сеизмичните данни показват следната структура на земните недра: кора (30 km), мантия (до дълбочина 2900 km), метално ядро. Част от сърцевината се разтопява; там се генерира земното магнитно поле, което улавя заредените частици на слънчевия вятър (протони и електрони) и образува около Земята две тороидални области, изпълнени с тях - радиационни пояси (пояси на Ван Алън), локализирани на височини от 4000 и 17000 км. от земната повърхност.
Вижте същоГЕОЛОГИЯ; ГЕОМАГНЕТИЗЪМ.
Земната атмосфера е 78% азот и 21% кислород; той е резултат от продължителна еволюция под влиянието на геоложки, химични и биологични процеси. Може би ранната атмосфера на Земята е била богата на водород, който след това е избягал. Дегазирането на червата изпълни атмосферата с въглероден диоксид и водна пара. Но парата се кондензира в океаните и въглеродният диоксид е уловен в карбонатни скали. (Любопитно е, че ако целият CO2 изпълни атмосферата като газ, тогава налягането ще бъде 90 бара, както на Венера. И ако цялата вода се изпари, тогава налягането ще бъде 257 бара!). Така азотът остава в атмосферата, а кислородът се появява постепенно в резултат на жизнената дейност на биосферата. Дори преди 600 милиона години съдържанието на кислород във въздуха е било 100 пъти по-ниско от сегашното (вижте също АТМОСФЕРА; ОКЕАН). Има индикации, че климатът на Земята се променя в кратки (10 000 години) и дълги (100 милиона години) мащаби. Причината за това може да са промените в орбиталното движение на Земята, наклона на оста на въртене, честотата на вулканичните изригвания. Не са изключени и колебания в интензитета на слънчевата радиация. В нашата ера човешката дейност също влияе на климата: емисии на газове и прах в атмосферата.
Вижте също
НАМАЛЯВАНЕ НА КИСЕЛИНА ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВЪЗДУХА ;
ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВОДИТЕ ;
ДЕГРАДАЦИЯ НА ОКОЛНАТА СРЕДА.
Земята има спътник - Луната, чийто произход все още не е разкрит.

ЗЕМЯ И ЛУНА от космическата сонда Lunar Orbiter.

луна.Един от най-големите спътници, Луната е на второ място след Харон (спътника на Плутон) по отношение на масите на спътника и планетата. Радиусът му е 3,7, а масата му е 81 пъти по-малка от тази на Земята. Средната плътност на Луната е 3,34 g/cm3, което показва, че тя няма значително метално ядро. Силата на гравитацията върху лунната повърхност е 6 пъти по-малка от тази на Земята. Луната се върти около Земята в орбита с ексцентриситет 0,055. Наклонът на равнината на нейната орбита спрямо равнината на земния екватор варира от 18,3° до 28,6°, а по отношение на еклиптиката - от 4°59° до 5°19°. Ежедневното въртене и орбиталната циркулация на Луната са синхронизирани, така че винаги виждаме само едно от нейните полукълба. Вярно е, че малките раздвижвания (либрации) на Луната позволяват да се видят около 60% от нейната повърхност в рамките на един месец. Основната причина за либрациите е, че ежедневното въртене на Луната става с постоянна скорост, а орбиталната циркулация - с променлива (поради ексцентриситета на орбитата). Части от лунната повърхност отдавна са условно разделени на "морски" и "континентални". Повърхността на моретата изглежда по-тъмна, лежи по-ниско и е много по-малко покрита с метеоритни кратери, отколкото континенталната повърхност. Моретата са наводнени с базалтови лави, а континентите са изградени от анортозитни скали, богати на фелдшпати. Съдейки по големия брой кратери, континенталните повърхности са много по-стари от морските. Интензивната метеоритна бомбардировка направи горния слой на лунната кора фино фрагментиран и превърна външните няколко метра в прах, наречен реголит. Астронавтите и роботизирани сонди са върнали проби от скалиста почва и реголит от Луната. Анализът показа, че възрастта на морската повърхност е около 4 милиарда години. Следователно, периодът на интензивно метеоритно бомбардиране пада върху първите 0,5 милиарда години след образуването на Луната преди 4,6 милиарда години. Тогава честотата на падане на метеорити и образуване на кратер остава практически непроменена и все още възлиза на един кратер с диаметър 1 км на 105 години.
Вижте същоИЗСЛЕДВАНЕ И ИЗПОЛЗВАНЕ НА КОСМОС.
Лунните скали са бедни на летливи елементи (H2O, Na, K и др.) и желязо, но са богати на огнеупорни елементи (Ti, Ca и др.). Само на дъното на лунните полярни кратери може да има отлагания на лед, като например на Меркурий. Луната практически няма атмосфера и няма доказателства, че лунната почва някога е била изложена на течна вода. В него също няма органична материя - само следи от въглеродни хондрити, паднали с метеорити. Липсата на вода и въздух, както и силните колебания в температурата на повърхността (390 К през деня и 120 К през нощта), правят Луната необитаема. Сеизмометрите, доставени на Луната, позволиха да се научи нещо за лунния интериор. Там често се случват слаби "лунни трусове", вероятно поради приливното влияние на Земята. Луната е доста хомогенна, има малко плътно ядро ​​и кора с дебелина около 65 км от по-леки материали, като горните 10 км от кората са смачкани от метеорити още преди 4 милиарда години. Големите ударни басейни са равномерно разпределени върху лунната повърхност, но дебелината на кората от видимата страна на Луната е по-малка, така че 70% от морската повърхност е концентрирана върху нея. Историята на лунната повърхност е общоизвестна: след края на етапа на интензивно метеоритно бомбардиране преди 4 милиарда години, за около 1 милиард години, вътрешността е била доста гореща и базалтова лава се излива в моретата. Тогава само рядко падане на метеорити промени лицето на нашия спътник. Но произходът на луната все още се обсъжда. Тя може да се образува самостоятелно и след това да бъде уловена от Земята; биха могли да се образуват заедно със Земята като неин спътник; накрая, може да се отдели от Земята по време на периода на формиране. Втората възможност беше популярна доскоро, но през последните години сериозно се разглежда хипотезата за образуването на Луната от материала, изхвърлен от протоЗемята при сблъсък с голямо небесно тяло. Въпреки неяснотата на произхода на системата Земя-Луна, по-нататъшната им еволюция може да се проследи доста надеждно. Приливното взаимодействие оказва значително влияние върху движението на небесните тела: дневното въртене на Луната практически е спряло (периодът му е равен на орбиталния), а въртенето на Земята се забавя, прехвърляйки своя ъглов импулс към орбиталното движение на Луната, която в резултат на това се отдалечава от Земята с около 3 см годишно. Това ще спре, когато въртенето на Земята се изравни с въртенето на Луната. Тогава Земята и Луната ще бъдат постоянно обърнати една към друга от едната страна (като Плутон и Харон), а денят и месецът им ще станат равни на 47 текущи дни; в този случай Луната ще се отдалечи от нас с 1,4 пъти. Вярно е, че тази ситуация няма да продължи вечно, защото слънчевите приливи няма да спрат да влияят на въртенето на Земята. Вижте също
ЛУНА ;
ПРОИЗХОД И ИСТОРИЯ НА ЛУНАТА;
ПОТОК И ПОТОК.
Марс.Марс е подобен на Земята, но почти половината от неговия размер и има малко по-ниска средна плътност. Периодът на дневно въртене (24 часа 37 минути) и наклонът на оста (24°) почти не се различават от тези на Земята. За земен наблюдател Марс изглежда като червеникава звезда, чиято яркост се променя забележимо; той е максимален в периоди на конфронтации, които се повтарят след малко повече от две години (например през април 1999 г. и юни 2001 г.). Марс е особено близо и ярък по време на периоди на голямо противопоставяне, което се случва, ако минава близо до перихелий по време на опозиция; това се случва на всеки 15-17 години (следващата е през август 2003 г.). Телескоп на Марс показва ярко оранжеви региони и по-тъмни области, които се променят в тона със сезоните. Ярко бели снежни шапки лежат на полюсите. Червеникавият цвят на планетата се свързва с голямо количество железни оксиди (ръжда) в нейната почва. Съставът на тъмните области вероятно наподобява земни базалти, докато светлите области са съставени от фино диспергиран материал.

ПОВЪРХНОСТ НА МАРС в близост до площадката за кацане "Викинг-1". Големи каменни фрагменти са с размер около 30 см.

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

Въпреки че древните вулкани сочат към някогашната мощна дейност във вътрешността на Марс, няма признаци на тектоника на плочите: няма нагънати планински пояси и други индикатори за компресия на кората. Съществуват обаче мощни рифтови разломи, най-големият от които - долините Маринър - се простира от Тарсис на изток на 4000 km с максимална ширина 700 km и дълбочина 6 km. Едно от най-интересните геоложки открития, направени въз основа на снимки от космически кораби, бяха разклонените криволичещи долини с дължина стотици километри, напомнящи за пресъхналите канали на земните реки. Това предполага по-благоприятен климат в миналото, когато температурите и наляганията може да са били по-високи и реките са текли по повърхността на Марс. Вярно е, че местоположението на долините в южните, силно кратерни райони на Марс показва, че на Марс е имало реки много отдавна, вероятно през първите 0,5 милиарда години от неговата еволюция. Сега водата лежи на повърхността като лед при полярните шапки и вероятно под повърхността като слой от вечна замръзналост. Вътрешната структура на Марс е слабо разбрана. Ниската му средна плътност показва липсата на значително метално ядро; във всеки случай не се стопява, което следва от липсата на магнитно поле на Марс. Сеизмометърът на блока за кацане на апарата Викинг-2 не регистрира сеизмичната активност на планетата за 2 години работа (сеизмометърът не работеше на Викинг-1). Марс има два малки спътника - Фобос и Деймос. И двете са с неправилна форма, покрити с метеоритни кратери и вероятно са астероиди, уловени от планетата в далечното минало. Фобос се върти около планетата в много ниска орбита и продължава да се приближава до Марс под влиянието на приливите и отливите; по-късно ще бъде унищожен от гравитацията на планетата.
Юпитер.Най-голямата планета в Слънчевата система, Юпитер, е 11 пъти по-голяма от Земята и 318 пъти по-масивна от нея. Ниската му средна плътност (1,3 g/cm3) показва състав, близък до слънчевия: предимно водород и хелий. Бързото въртене на Юпитер около оста му причинява полярното му компресиране с 6,4%. Телескоп на Юпитер показва облачни ленти, успоредни на екватора; светлинните зони в тях са осеяни с червеникави пояси. Вероятно светлите зони са области на възходящо течение, където се виждат върховете на амонячни облаци; червеникавите колани са свързани с низходящи течения, чийто ярък цвят се определя от амониев хидросулфат, както и от съединения на червения фосфор, сяра и органични полимери. В допълнение към водорода и хелия, спектроскопски в атмосферата на Юпитер са открити CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 и GeH4. Температурата на върховете на амонячните облаци е 125 K, но се увеличава с 2,5 K/km с дълбочина. На дълбочина от 60 км трябва да има слой водни облаци. Скоростите на движение на облаците в зоните и съседните пояси се различават значително: например в екваториалния пояс облаците се движат на изток със 100 m/s по-бързо, отколкото в съседните зони. Разликата в скоростите причинява силна турбуленция по границите на зоните и поясите, което прави формата им много сложна. Едно от проявите на това са овални въртящи се петна, най-голямото от които - Голямото червено петно ​​- е открито преди повече от 300 години от Касини. Това петно ​​(25 000-15 000 км) е по-голямо от земния диск; има спираловидна циклонна структура и прави един оборот около оста си за 6 дни. Останалите петна са по-малки и по някаква причина са изцяло бели.

Юпитер няма твърда повърхност. Горният слой на планетата с дължина 25% от радиуса се състои от течен водород и хелий. Отдолу, където налягането надвишава 3 милиона бара и температурата е 10 000 K, водородът преминава в метално състояние. Възможно е близо до центъра на планетата да има течно ядро ​​от по-тежки елементи с обща маса около 10 земни маси. В центъра налягането е около 100 милиона бара, а температурата е 20-30 хил. К. Течните метални вътрешности и бързото въртене на планетата предизвикаха мощното й магнитно поле, което е 15 пъти по-силно от земното. Огромната магнитосфера на Юпитер с мощни радиационни пояси се простира отвъд орбитите на четирите му големи спътника. Температурата в центъра на Юпитер винаги е била по-ниска от необходимата за термоядрени реакции. Но вътрешните топлинни резерви на Юпитер, които са останали от епохата на формиране, са големи. Дори сега, 4,6 милиарда години по-късно, той излъчва приблизително същото количество топлина, каквото получава от Слънцето; през първия милион години от еволюцията, радиационната мощност на Юпитер е била 104 пъти по-висока. Тъй като това е ерата на формирането на големи спътници на планетата, не е изненадващо, че техният състав зависи от разстоянието до Юпитер: двата най-близки до него - Йо и Европа - имат доста висока плътност (3,5 и 3,0 g/ cm3), а по-далечните - Ганимед и Калисто - съдържат много воден лед и поради това са по-малко плътни (1,9 и 1,8 g/cm3).
сателити.Юпитер има най-малко 16 спътника и слаб пръстен: той е на 53 000 km от горния облачен слой, има ширина от 6 000 km и очевидно се състои от малки и много тъмни твърди частици. Четирите най-големи спътника на Юпитер се наричат ​​Галилееви, защото са открити от Галилей през 1610 г.; независимо от него, през същата година те са открити от немския астроном Мариус, който им дава сегашните им имена – Йо, Европа, Ганимед и Калисто. Най-малкият от спътниците - Европа - е малко по-малък от Луната, а Ганимед е по-голям от Меркурий. Всички те се виждат с бинокъл.

На повърхността на Йо, Вояджърите са открили няколко активни вулкана, които изхвърлят материя на стотици километри във въздуха. Повърхността на Йо е покрита с червеникави отлагания на сяра и светли петна от серен диоксид - продукти на вулканични изригвания. Под формата на газ, серен диоксид образува изключително разредена атмосфера на Йо. Енергията на вулканичната дейност се черпи от приливното влияние на планетата върху спътника. Орбитата на Йо минава през радиационните пояси на Юпитер и отдавна е установено, че спътникът взаимодейства силно с магнитосферата, причинявайки радиоизблици в нея. През 1973 г. по орбитата на Йо е открит тор от светещи натриеви атоми; по-късно там са открити йони на сяра, калий и кислород. Тези вещества се избиват от енергични протони на радиационните пояси или директно от повърхността на Йо, или от газовите струи на вулкани. Въпреки че приливното влияние на Юпитер върху Европа е по-слабо, отколкото върху Йо, вътрешността му също може да бъде частично разтопена. Спектралните изследвания показват, че Европа има воден лед на повърхността си и червеникавият й оттенък вероятно се дължи на замърсяването със сяра от Йо. Почти пълната липса на ударни кратери показва геоложката младост на повърхността. Гънките и разломите на ледената повърхност на Европа наподобяват ледените полета на полярните морета на Земята; вероятно на Европа има течна вода под слой лед. Ганимед е най-голямата луна в Слънчевата система. Плътността му е ниска; вероятно е наполовина скала и наполовина лед. Повърхността му изглежда странна и показва признаци на разширяване на земната кора, вероятно съпътстващо процеса на подземна диференциация. Участъците от древната кратерирана повърхност са разделени от по-млади ровове, дълги стотици километри и широки 1-2 km, разположени на разстояние 10-20 km един от друг. Вероятно това е по-млад лед, образуван от изливането на вода през пукнатини веднага след диференциацията преди около 4 милиарда години. Калисто е подобен на Ганимед, но по повърхността му няма признаци на разломи; всичко е много старо и с много кратери. Повърхността на двата спътника е покрита с лед, осеян със скали от тип реголит. Но ако на Ганимед ледът е около 50%, то на Калисто е по-малко от 20%. Съставът на скалите на Ганимед и Калисто вероятно е подобен на този на въглеродните метеорити. Спътниците на Юпитер нямат атмосфера, с изключение на разредения вулканичен газ SO2 на Йо. От дузината малки спътници на Юпитер четири са по-близо до планетата от галилеевите; най-големият от тях, Амалтея, представлява кратериран обект с неправилна форма (размери 270*166*150 км). Тъмната му повърхност - много червена - може да е била покрита със сиво от Йо. Външните малки спътници на Юпитер са разделени на две групи в съответствие с техните орбити: 4 по-близо до планетата се въртят в посока напред (спрямо въртенето на планетата) и 4 по-далечни - в обратна посока. Всички те са малки и тъмни; те вероятно са били заловени от Юпитер измежду астероидите от троянската група (виж АСТЕРОЙД).
Сатурн.Втората по големина планета-гигант. Това е планета водород-хелий, но относителното изобилие на хелий в Сатурн е по-малко от това на Юпитер; по-долу и средната му плътност. Бързото въртене на Сатурн води до голямото му сгъстяване (11%).

САТУРН и неговите спътници, заснети по време на преминаването на космическата сонда "Вояджър".

В телескоп дискът на Сатурн не изглежда толкова ефектен като Юпитер: той има кафеникаво-оранжев цвят и слабо изразени пояси и зони. Причината е, че горните части на атмосферата му са изпълнени с разсейваща светлина амонячна (NH3) мъгла. Сатурн е по-далеч от Слънцето, така че температурата на горната му атмосфера (90 К) е с 35 К по-ниска от тази на Юпитер, а амонякът е в кондензирано състояние. С дълбочина температурата на атмосферата се повишава с 1,2 K/km, така че структурата на облака наподобява тази на Юпитер: под слоя на облака от амониев хидросулфат има слой от водни облаци. В допълнение към водорода и хелия, спектроскопски в атмосферата на Сатурн са открити CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 и PH3. По вътрешна структура Сатурн също прилича на Юпитер, въпреки че поради по-малката си маса има по-ниско налягане и температура в центъра (75 милиона бара и 10 500 K). Магнитното поле на Сатурн е сравнимо с това на Земята. Подобно на Юпитер, Сатурн генерира вътрешна топлина, два пъти повече, отколкото получава от Слънцето. Вярно е, че това съотношение е по-голямо от това на Юпитер, тъй като Сатурн, разположен два пъти по-далеч, получава четири пъти по-малко топлина от Слънцето.
Пръстени на Сатурн. Сатурн е заобиколен от уникално мощна система от пръстени на разстояние до 2,3 планетарни радиуса. Те са лесно различими, когато се гледат през телескоп, а когато се изследват от близко разстояние, те показват изключително разнообразие: от масивен B пръстен до тесен F пръстен, от вълни със спирална плътност до напълно неочакваните радиално удължени „спици“, открити от Voyagers . Частиците, които запълват пръстените на Сатурн, отразяват светлината много по-добре от материала на тъмните пръстени на Уран и Нептун; тяхното изследване в различни спектрални диапазони показва, че това са "мръсни снежни топки" с размери от порядъка на метър. Трите класически пръстена на Сатурн, подредени от външен към вътрешен, са обозначени като A, B и C. Пръстен B е доста плътен: радиосигналите от Voyager трудно преминават през него. Пропастта от 4000 км между пръстените A и B, наречена делене на Касини (или празнина), всъщност не е празна, но е сравнима по плътност с бледия пръстен C, който преди се наричаше креп пръстен. Близо до външния ръб на пръстена А има по-малко видима пукнатина на Encke. През 1859 г. Максуел стига до заключението, че пръстените на Сатурн трябва да са съставени от отделни частици, обикалящи около планетата. В края на 19 век това беше потвърдено от спектрални наблюдения, които показаха, че вътрешните части на пръстените се въртят по-бързо от външните. Тъй като пръстените лежат в равнината на екватора на планетата, което означава, че са наклонени към орбиталната равнина с 27 °, Земята пада в равнината на пръстените два пъти за 29,5 години и ние ги наблюдаваме от ръба. В този момент пръстените "изчезват", което доказва тяхната много малка дебелина - не повече от няколко километра. Подробните изображения на пръстените, направени от Pioneer 11 (1979) и Voyagers (1980 и 1981), показаха много по-сложна структура от очакваното. Пръстените са разделени на стотици отделни пръстени с типична ширина от няколкостотин километра. Дори в пролуката на Касини имаше поне пет пръстена. Подробен анализ показа, че пръстените са нехомогенни както по размер, така и вероятно по състав на частиците. Сложната структура на пръстените вероятно се дължи на гравитационното влияние на близки до тях малки спътници, за които преди не се подозира. Вероятно най-необичайният е най-тънкият F пръстен, открит през 1979 г. от Pioneer на разстояние 4000 км от външния ръб на пръстена A. по-късно Voyager 2 установи, че структурата на пръстена F е много по-проста: „нишките“ на материята вече не са преплетени. Тази структура и нейната бърза еволюция отчасти се дължат на влиянието на два малки спътника (Прометей и Пандора), движещи се по външния и вътрешния ръб на този пръстен; те се наричат ​​"кучета стражи". Не е изключено обаче наличието на още по-малки тела или временни натрупвания на материя в самия F пръстен.
сателити.Сатурн има най-малко 18 луни. Повечето от тях вероятно са ледени. Някои имат много интересни орбити. Например Янус и Епиметей имат почти еднакви орбитални радиуси. В орбитата на Диона, на 60 ° пред нея (тази позиция се нарича водеща точка на Лагранж), се движи по-малкият спътник Елена. Тетис е придружен от два малки спътника - Телесто и Калипсо - в водещите и изоставащи точки на Лагранж на своята орбита. Радиусите и масите на седем спътника на Сатурн (Мимас, Енцелад, Тетида, Диона, Рея, Титан и Япет) са измерени с добра точност. Всички те са предимно ледени. Тези, които са по-малки, имат плътност 1-1,4 g/cm3, което е близко до плътността на водния лед с повече или по-малко примеси на скали. Все още не е ясно дали съдържат метан и амонячен лед. По-високата плътност на Титан (1,9 g/cm3) е резултат от голямата му маса, която причинява компресия на вътрешността. По диаметър и плътност Титанът е много подобен на Ганимед; вероятно имат една и съща вътрешна структура. Титан е вторият по големина спътник в Слънчевата система и е уникален с това, че има постоянна мощна атмосфера, състояща се главно от азот и малко количество метан. Налягането на повърхността му е 1,6 бара, температурата е 90 К. При такива условия течен метан може да бъде на повърхността на Титан. Горните слоеве на атмосферата до височини от 240 км са изпълнени с оранжеви облаци, вероятно състоящи се от частици от органични полимери, синтезирани под въздействието на ултравиолетовите лъчи на Слънцето. Останалите луни на Сатурн са твърде малки, за да имат атмосфера. Повърхностите им са покрити с лед и силно кратерирани. Само на повърхността на Енцелад има значително по-малко кратери. Вероятно приливното влияние на Сатурн поддържа недрата му в разтопено състояние, а ударите на метеорити водят до изливане на вода и запълване на кратерите. Някои астрономи смятат, че частици от повърхността на Енцелад образуват широк E пръстен по орбитата му. Много интересен е спътникът Япет, при който задното (спрямо посоката на орбитално движение) полукълбо е покрито с лед и отразява 50% от падащата светлина, а предното полукълбо е толкова тъмно, че отразява само 5% от светлината ; той е покрит с нещо като веществото на въглеродните метеорити. Възможно е материалът, изхвърлен под въздействието на метеоритни удари от повърхността на външния спътник на Сатурн Фийби, да падне върху предното полукълбо на Япет. По принцип това е възможно, тъй като Фийби се движи в орбитата в обратна посока. Освен това повърхността на Фийби е доста тъмна, но все още няма точни данни за нея.
Уран.Уран има морскозелен цвят и изглежда безлики, защото горната му атмосфера е изпълнена с мъгла, през която летящата близо до него през 1986 г. сондата Вояджър 2 почти не виждаше няколко облака. Оста на планетата е наклонена спрямо орбиталната ос с 98,5°, т.е. лежи почти в равнината на орбитата. Следователно всеки от полюсите е обърнат директно към Слънцето за известно време, а след това отива в сянка за половин година (42 земни години). Атмосферата на Уран съдържа предимно водород, 12-15% хелий и няколко други газове. Температурата на атмосферата е около 50 К, въпреки че в горните разредени слоеве се повишава до 750 К през деня и 100 К през нощта. Магнитното поле на Уран е малко по-слабо от земното по сила на повърхността, а оста му е наклонена към оста на въртене на планетата с 55 °. Малко се знае за вътрешната структура на планетата. Облачният слой вероятно се простира до дълбочина от 11 000 km, последван от океан с гореща вода с дълбочина 8 000 km, а под него разтопено каменно ядро ​​с радиус от 7 000 km.
Пръстени.През 1976 г. са открити уникални пръстени на Уран, състоящи се от отделни тънки пръстени, най-широкият от които е с дебелина 100 км. Пръстените са разположени в диапазона от разстояния от 1,5 до 2,0 радиуса на планетата от нейния център. За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Уран са изградени от големи тъмни скали. Смята се, че във всеки пръстен се движат малък спътник или дори два спътника, както в пръстена F на Сатурн.
сателити.Открити са 20 спътника на Уран. Най-големите - Титания и Оберон - с диаметър 1500 км. Има още 3 големи, с размер над 500 км, останалите са много малки. Повърхностните спектри на пет големи спътника показват голямо количество воден лед. Повърхностите на всички спътници са покрити с метеоритни кратери.
Нептун.Външно Нептун е подобен на Уран; спектърът му също е доминиран от метанови и водородни ленти. Топлинният поток от Нептун значително надвишава мощността на падащата върху него слънчева топлина, което показва наличието на вътрешен източник на енергия. Може би голяма част от вътрешната топлина се отделя в резултат на приливи, причинени от масивната луна Тритон, която се върти в обратна посока на разстояние от 14,5 планетарни радиуса. Voyager 2, летящ през 1989 г. на разстояние 5000 км от облачния слой, открива още 6 спътника и 5 пръстена близо до Нептун. В атмосферата бяха отворени Big Тъмно мястои сложна система от вихрови потоци. Розовата повърхност на Тритон разкри невероятни геоложки детайли, включително мощни гейзери. Спътникът Протей, открит от Вояджър, се оказа по-голям от Нереид, открита от Земята през далечната 1949 година.
Плутон.Плутон има силно издължена и наклонена орбита; в перихелий се приближава до Слънцето на 29,6 AU. и се отстранява при афелия на 49,3 AU. Плутон премина през перихелий през 1989 г.; от 1979 до 1999 г. беше по-близо до Слънцето, отколкото до Нептун. Въпреки това, поради големия наклон на орбитата на Плутон, пътят му никога не се пресича с Нептун. Средната температура на повърхността на Плутон е 50 К, тя се променя от афелий до перихелий с 15 К, което е доста забележимо при толкова ниски температури. По-специално, това води до появата на разредена метанова атмосфера през периода на преминаване на планетата през перихелий, но налягането му е 100 000 пъти по-малко от налягането на земната атмосфера. Плутон не може да задържи атмосфера за дълго, защото е по-малък от луната. Спътникът на Плутон Харон отнема 6,4 дни, за да обиколи близо до планетата. Орбитата му е много силно наклонена към еклиптиката, така че затъмнения се случват само в редки епохи от преминаването на Земята през равнината на орбитата на Харон. Яркостта на Плутон се променя редовно с период от 6,4 дни. Следователно Плутон се върти синхронно с Харон и има големи петна по повърхността. По отношение на размера на планетата Харон е много голям. Плутон-Харон често се нарича "двойна планета". Едно време Плутон се смяташе за "избягал" спътник на Нептун, но след откриването на Харон това изглежда малко вероятно.
ПЛАНЕТИТЕ: СРАВНИТЕЛЕН АНАЛИЗ
Вътрешна структура.Обектите на Слънчевата система по отношение на тяхната вътрешна структура могат да бъдат разделени на 4 категории: 1) комети, 2) малки тела, 3) планети земни групи, 4) газови гиганти. Кометите са прости ледени тела със специален състав и история. Категорията на малките тела включва всички други небесни обекти с радиуси под 200 km: междупланетни прахови зърна, частици от планетарни пръстени, малки спътници и повечето астероиди. По време на еволюцията на Слънчевата система всички те губят топлината, освободена по време на първичното натрупване и се охлаждат, като не са достатъчно големи, за да се нагреят поради радиоактивния разпад, протичащ в тях. Планетите от земен тип са много разнообразни: от "железния" Меркурий до мистериозната ледена система Плутон-Харон. В допълнение към най-големите планети, Слънцето понякога се класифицира като газов гигант. Най-важният параметър, който определя състава на планетата, е средната плътност (общата маса, разделена на общия обем). Стойността му веднага показва каква планета - "камък" (силикати, метали), "лед" (вода, амоняк, метан) или "газ" (водород, хелий). Въпреки че повърхностите на Меркурий и Луната са поразително сходни, техните вътрешен съставе съвсем различно, тъй като средната плътност на Меркурий е 1,6 пъти по-висока от тази на Луната. В същото време масата на живака е малка, което означава, че неговата висока плътност се дължи главно не на компресията на материята под действието на гравитацията, а на специален химичен състав: живакът съдържа 60-70% метали и 30 -40% силикати от масата. Съдържанието на метал на единица маса на Меркурий е значително по-високо от това на всяка друга планета. Венера се върти толкова бавно, че нейното екваториално набъбване се измерва само в части от метър (при Земята - 21 km) и изобщо не може да каже нищо за вътрешното устройство на планетата. Гравитационното му поле корелира с топографията на повърхността, за разлика от Земята, където континентите "плуват". Възможно е континентите на Венера да са фиксирани от твърдостта на мантията, но е възможно топографията на Венера да се поддържа динамично чрез енергична конвекция в мантията. Повърхността на Земята е много по-млада от повърхностите на други тела в Слънчевата система. Причината за това е основно интензивната обработка на земния материал в резултат на тектоника на плочите. Ерозията под действието на течна вода също има забележим ефект. Повърхностите на повечето планети и луни са доминирани от пръстеновидни структури, свързани с ударни кратери или вулкани; на Земята тектониката на плочите е довела до линейни основни възвишения и низини. Пример са планински вериги, които се издигат там, където се сблъскват две плочи; океански ровове, които маркират места, където една плоча преминава под друга (зони на субдукция); както и средноокеански хребети на тези места, където две плочи се разминават под действието на млада кора, излизаща от мантията (зона на разпространение). Така релефът на земната повърхност отразява динамиката на нейната вътрешност. Малки проби от горната мантия на Земята стават достъпни за лабораторно изследване, когато се издигат на повърхността като част от магматични скали. Известни са ултрабазични включвания (ултрабазити, бедни на силикати и богати на Mg и Fe), съдържащи минерали, които се образуват само когато високо налягане(например диамант), както и сдвоени минерали, които могат да съществуват съвместно само ако са се образували при високо налягане. Тези включвания позволиха да се оцени с достатъчна точност състава на горната мантия до дълбочина от прибл. 200 км. Минералогичният състав на дълбоката мантия не е добре известен, тъй като все още няма точни данни за разпределението на температурата с дълбочина, а основните фази на дълбоките минерали не са възпроизведени в лабораторията. Ядрото на Земята е разделено на външно и вътрешно. Външното ядро ​​не пропуска напречни сеизмични вълни, следователно е течно. Въпреки това, на дълбочина от 5200 km основната материя отново започва да провежда напречни вълни, но с ниска скорост; това означава, че вътрешното ядро ​​е частично "замръзнало". Плътността на сърцевината е по-ниска от тази на чиста желязо-никелова течност, вероятно поради примес на сяра. Една четвърт от марсианската повърхност е заета от хълма Тарсис, който се е издигнал със 7 км спрямо средния радиус на планетата. Именно върху него са разположени повечето вулкани, при образуването на които лавата се разпространява на голямо разстояние, което е характерно за разтопените скали, богати на желязо. Една от причините за огромния размер на марсианските вулкани (най-големият в Слънчевата система) е, че за разлика от Земята, Марс няма плочи, движещи се спрямо горещите джобове в мантията, така че вулканите отнемат много време, за да растат на едно място. . Марс няма магнитно поле и не е открита сеизмична активност. В почвата му имаше много железни оксиди, което показва слаба диференциация на вътрешността.
Вътрешна топлина.Много планети излъчват повече топлина, отколкото получават от Слънцето. Количеството топлина, генерирано и съхранявано в недрата на планетата, зависи от нейната история. За една нововъзникваща планета бомбардирането с метеорит е основният източник на топлина; тогава топлината се отделя по време на диференциацията на вътрешността, когато най-плътните компоненти, като желязо и никел, се утаят към центъра и образуват ядрото. Юпитер, Сатурн и Нептун (но не и Уран по някаква причина) все още излъчват топлината, която са натрупали, когато са се образували преди 4,6 милиарда години. За земните планети важен източник на отопление в днешната ера е разпадането на радиоактивни елементи - уран, торий и калий - които са били в малки количества в първоначалния хондритен (слънчев) състав. Разсейването на енергията на движение при приливни деформации - така нареченото "приливно разсейване" - е основният източник на нагряване на Йо и играе значителна роля в еволюцията на някои планети, чието въртене (например Меркурий) беше забавен от приливите и отливите.
Конвекция в мантията.Ако течността се нагрява достатъчно силно, в нея се развива конвекция, тъй като топлопроводимостта и излъчването не могат да се справят с топлинния поток, доставян локално. Може да изглежда странно да се каже, че вътрешностите на земните планети са покрити от конвекция, като течност. Не знаем ли, че според сеизмологичните данни в земната мантия се разпространяват напречните вълни и следователно мантията не се състои от течни, а от твърди скали? Но нека вземем обикновена стъклена замазка: при бавно натиск тя се държи като вискозна течност, при рязък натиск - като еластично тяло, а при удар - като камък. Така че, за да разберем как се държи материята, трябва да вземем предвид в какъв времеви мащаб протичат процесите. Напречните сеизмични вълни преминават през земните недра за минути. В геоложка времева скала, измерена в милиони години, скалите се деформират пластично, ако върху тях постоянно се прилага значително напрежение. Удивително е, че земната кора все още се изправя, връщайки се към предишната си форма, която е имала преди последното заледяване, приключило преди 10 000 години. След като изучава възрастта на издигнатите брегове на Скандинавия, Н. Хаскел изчислява през 1935 г., че вискозитетът на земната мантия е 1023 пъти по-голям от вискозитета на течната вода. Но дори в същото време математическият анализ показва, че земната мантия е в състояние на интензивна конвекция (такова движение на земната вътрешност може да се види в ускорен филм, където милион години минават за секунда). Подобни изчисления показват, че Венера, Марс и в по-малка степен Меркурий и Луната вероятно също имат конвективни мантии. Тепърва започваме да разкриваме природата на конвекцията в планетите газови гиганти. Известно е, че конвективните движения са силно повлияни от бързото въртене, което съществува в планетите-гиганти, но е много трудно експериментално да се изследва конвекцията във въртяща се сфера с централно привличане. Досега най-точните експерименти от този вид са провеждани в микрогравитация в околоземна орбита. Тези експерименти, заедно с теоретични изчисления и числени модели, показаха, че конвекция възниква в тръби, опънати по оста на въртене на планетата и огънати в съответствие с нейната сферичност. Такива конвективни клетки се наричат ​​"банани" поради тяхната форма. Налягането на планетите газови гиганти варира от 1 бар на нивото на върховете на облака до около 50 Mbar в центъра. Следователно техният основен компонент - водородът - се намира на различни нивав различни фази. При налягане над 3 Mbar обикновеният молекулен водород се превръща в течен метал, подобен на лития. Изчисленията показват, че Юпитер се състои главно от метален водород. А Уран и Нептун, очевидно, имат удължена мантия от течна вода, която също е добър проводник.
Магнитно поле.Външното магнитно поле на планетата носи важна информацияза движението на червата му. Това е магнитното поле, което задава референтната система, в която се измерва скоростта на вятъра в облачната атмосфера на гигантската планета; това показва, че в течнометалното ядро ​​на Земята съществуват мощни потоци, а активното смесване се извършва във водните мантии на Уран и Нептун. Напротив, липсата на силно магнитно поле във Венера и Марс налага ограничения върху вътрешната им динамика. Сред земните планети магнитното поле на Земята има изключителна интензивност, което показва активен динамо ефект. Липсата на силно магнитно поле на Венера не означава, че нейното ядро ​​се е втвърдило: най-вероятно бавното въртене на планетата предотвратява динамо ефекта. Уран и Нептун имат еднакви магнитни диполи с голям наклон към осите на планетите и изместване спрямо техните центрове; това показва, че техният магнетизъм произхожда от мантиите, а не от ядрата. Спътниците на Юпитер Йо, Европа и Ганимед имат свои собствени магнитни полета, докато Калисто няма. Оставащият магнетизъм е открит в луната.
Атмосфера. Слънцето, осем от деветте планети и три от шестдесет и трите спътника имат атмосфера. Всяка атмосфера има свой специален химичен състав и поведение, наречено "време". Атмосферите са разделени на две групи: за земните планети плътната повърхност на континентите или океана определя условията на долната граница на атмосферата, а за газовите гиганти атмосферата е практически бездънна. За земните планети тънък (0,1 km) слой от атмосферата близо до повърхността постоянно изпитва нагряване или охлаждане от нея, а по време на движение - триене и турбуленция (поради неравен терен); този слой се нарича повърхностен или граничен слой. Близо до повърхността, молекулярният вискозитет има тенденция да "залепи" атмосферата към земята, така че дори лек бриз създава силен вертикален градиент на скоростта, който може да причини турбуленция. Промяната на температурата на въздуха с височината се контролира от конвективна нестабилност, тъй като отдолу въздухът се нагрява от топла повърхност, става по-лек и плува; докато се издига в области с ниско налягане, се разширява и излъчва топлина в пространството, което го кара да се охлади, да стане по-плътно и да потъне. В резултат на конвекцията в долните слоеве на атмосферата се установява адиабатичен вертикален температурен градиент: например в земната атмосфера температурата на въздуха намалява с височината с 6,5 K/km. Тази ситуация съществува до тропопаузата (на гръцки "tropo" - завой, "пауза" - край), ограничаваща долния слой на атмосферата, наречен тропосфера. Тук се случват промените, които наричаме времето. В близост до Земята тропопаузата преминава на височини 8-18 km; на екватора е с 10 км по-високо, отколкото на полюсите. Поради експоненциалното намаляване на плътността с височината, 80% от масата на земната атмосфера е затворена в тропосферата. Той също така съдържа почти цялата водна пара, а оттам и облаците, които създават времето. На Венера въглеродният диоксид и водната пара, заедно със сярната киселина и серен диоксид, абсорбират почти цялата инфрачервена радиация, излъчвана от повърхността. Това предизвиква силен парников ефект, т.е. води до факта, че повърхностната температура на Венера е с 500 К по-висока от тази, която би имала в атмосфера, прозрачна за инфрачервено лъчение. Основните "парникови" газове на Земята са водна пара и въглероден диоксид, които повишават температурата с 30 K. На Марс въглеродният диоксид и атмосферният прах причиняват слаб парников ефект от само 5 K. Горещата повърхност на Венера предотвратява отделянето на сяра от атмосферата, като я свързва с повърхностните скали. Долната атмосфера на Венера е обогатена със серен диоксид, така че в нея има плътен слой от облаци от сярна киселина на височини от 50 до 80 km. Незначително количество сяросъдържащи вещества се открива и в земната атмосфера, особено след мощни вулканични изригвания. Сярата не е регистрирана в атмосферата на Марс, следователно неговите вулкани са неактивни в настоящата епоха. На Земята стабилно понижение на температурата с височина в тропосферата се променя над тропопаузата до повишаване на температурата с височина. Следователно има изключително стабилен слой, наречен стратосфера (лат. stratum – слой, настилка). Наличието на постоянни тънки аерозолни слоеве и продължителният престой там на радиоактивни елементи от ядрени експлозии са пряко доказателство за липсата на смесване в стратосферата. В земната стратосфера температурата продължава да се повишава с височина до стратопаузата, преминавайки на надморска височина от прибл. 50 км. Източникът на топлина в стратосферата са фотохимичните реакции на озона, чиято концентрация е максимална на височина от прибл. 25 км. Озонът поглъща ултравиолетовата радиация, така че под 75 км почти целият се превръща в топлина. Химията на стратосферата е сложна. Озонът се образува главно в екваториалните райони, но най-високата му концентрация се намира над полюсите; това показва, че съдържанието на озон се влияе не само от химията, но и от динамиката на атмосферата. Марс също има по-високи концентрации на озон над полюсите, особено над зимния полюс. Сухата атмосфера на Марс има сравнително малко хидроксилни радикали (OH), които разрушават озона. Температурните профили на атмосферите на планетите-гиганти се определят от наземни наблюдения на планетарните затъмнения на звездите и от данните от сондата, по-специално от затихването на радиосигналите, когато сондата навлезе в планетата. Всяка планета има тропопауза и стратосфера, над които се намират термосферата, екзосферата и йоносферата. Температурата на термосферите на Юпитер, Сатурн и Уран, съответно, е прибл. 1000, 420 и 800 К. Високата температура и относително ниската гравитация на Уран позволяват на атмосферата да се простира до пръстените. Това причинява забавяне и бързо падане на праховите частици. Тъй като все още има прахови ленти в пръстените на Уран, там трябва да има източник на прах. Въпреки че температурната структура на тропосферата и стратосферата в атмосферите на различни планети има много общо, техният химичен състав е много различен. Атмосферите на Венера и Марс са предимно въглероден диоксид, но представляват два екстремни примера за атмосферна еволюция: Венера има плътна и гореща атмосфера, докато Марс има студена и разредена. Важно е да се разбере дали земната атмосфера в крайна сметка ще стигне до един от тези два типа и дали тези три атмосфери винаги са били толкова различни. Съдбата на първоначалната вода на планетата може да се определи чрез измерване на съдържанието на деутерий по отношение на лекия изотоп на водорода: съотношението D / H налага ограничение на количеството водород, напускащ планетата. Масата на водата в атмосферата на Венера сега е 10-5 от масата на земните океани. Но съотношението D/H на Венера е 100 пъти по-високо, отколкото на Земята. Ако първоначално това съотношение е било същото на Земята и Венера и водните запаси на Венера не са се попълвали по време на нейната еволюция, тогава стократното увеличение на съотношението D/H на Венера означава, че някога на Венера е имало сто пъти повече вода, отколкото сега. Обяснението за това обикновено се търси в теорията за "изпаряване на парникови газове", която гласи, че Венера никога не е била достатъчно студена, за да може водата да кондензира на повърхността й. Ако водата винаги изпълваше атмосферата под формата на пара, тогава фотодисоциацията на водните молекули доведе до освобождаването на водород, чийто лек изотоп избяга от атмосферата в космоса, а останалата вода беше обогатена с деутерий. Голям интерес представлява силната разлика между атмосферите на Земята и Венера. Смята се, че съвременните атмосфери на земните планети са се образували в резултат на дегазирането на недрата; в този случай се отделят основно водна пара и въглероден диоксид. На Земята водата е била концентрирана в океана, а въглеродният диоксид е свързан в седиментните скали. Но Венера е по-близо до Слънцето, там е горещо и няма живот; така че въглеродният диоксид остана в атмосферата. Водна пара под действието на слънчева светлина се дисоциира на водород и кислород; водородът избяга в космоса (земната атмосфера също бързо губи водород), а кислородът се оказа свързан в скалите. Вярно е, че разликата между тези две атмосфери може да се окаже по-дълбока: все още няма обяснение за факта, че в атмосферата на Венера има много повече аргон, отколкото в атмосферата на Земята. Повърхността на Марс сега е студена и суха пустиня. През най-топлата част от деня температурата може да е малко над нормалната точка на замръзване на водата, но ниска Атмосферно наляганене позволява на водата на повърхността на Марс да бъде в течно състояние: ледът веднага се превръща в пара. На Марс обаче има няколко каньона, които приличат на сухи речни корита. Някои от тях изглежда са прорязани от краткотрайни, но катастрофално мощни водни потоци, докато други показват дълбоки дерета и обширна мрежа от долини, което показва вероятното дългосрочно съществуване на равнинни реки в ранните периоди от историята на Марс. Има и морфологични индикации, че старите кратери на Марс са унищожени от ерозия много повече от младите, а това е възможно само ако атмосферата на Марс е много по-плътна от сега. В началото на 60-те години се смяташе, че полярните шапки на Марс са съставени от воден лед. Но през 1966 г. Р. Лейтън и Б. Мъри разглеждат топлинния баланс на планетата и показват, че въглеродният диоксид трябва да кондензира в големи количества на полюсите, а балансът на твърд и газообразен въглероден диоксид трябва да се поддържа между полярните шапки и атмосфера. Любопитно е, че сезонният растеж и намаляването на полярните шапки водят до колебания на налягането в марсианската атмосфера с 20% (например в кабините на стари реактивни лайнери спадът на налягането по време на излитане и кацане също е около 20%). Космическите снимки на марсианските полярни шапки показват невероятни спираловидни модели и стъпаловидни тераси, които сондата Mars Polar Lander (1999) трябваше да изследва, но претърпя неуспешно кацане. Не е известно точно защо налягането на марсианската атмосфера е спаднало толкова много, вероятно от няколко бара през първите милиарди години до 7 mbar сега. Възможно е изветряването на повърхностните скали да е отстранило въглеродния диоксид от атмосферата, отделяйки въглерод в карбонатните скали, както се случи на Земята. При повърхностна температура от 273 К този процес може да унищожи атмосферата на въглероден диоксид на Марс с налягане от няколко бара само за 50 милиона години; очевидно се е оказало много трудно да се поддържа топъл и влажен климат на Марс през цялата история на Слънчевата система. Подобен процес се отразява и на съдържанието на въглерод в земната атмосфера. Около 60 бара въглерод сега е свързан в земните карбонатни скали. Очевидно в миналото земната атмосфера съдържаше много повече въглероден диоксид, отколкото сега, а температурата на атмосферата беше по-висока. Основната разлика между еволюцията на атмосферата на Земята и Марс е, че на Земята тектониката на плочите поддържа въглеродния цикъл, докато на Марс е "заключен" в скали и полярни шапки.
околопланетни пръстени. Любопитно е, че всяка от планетите-гиганти има пръстенни системи, но нито една планета земя няма. Тези, които гледат Сатурн за първи път през телескоп, често възкликват: „Е, точно като на снимката!“, Виждайки неговите невероятно ярки и ясни пръстени. Пръстените на останалите планети обаче са почти невидими в телескоп. Бледият пръстен на Юпитер изпитва мистериозно взаимодействие с магнитното му поле. Уран и Нептун са заобиколени от няколко тънки пръстена всеки; структурата на тези пръстени отразява тяхното резонансно взаимодействие с близките спътници. Трите пръстеновидни дъги на Нептун са особено интригуващи за изследователите, тъй като те са ясно ограничени както в радиална, така и в азимутална посока. Голяма изненада беше откриването на тесните пръстени на Уран по време на наблюдението на покритието му на звезда през 1977 г. Факт е, че има много явления, които биха могли забележимо да разширят тесните пръстени само за няколко десетилетия: това са взаимни сблъсъци на частици , ефектът на Пойнтинг-Робъртсън (радиационно спиране) и плазмено спиране. От практическа гледна точка тесните пръстени, чието положение може да се измери с висока точност, се оказаха много удобен индикатор за орбиталното движение на частиците. Прецесията на пръстените на Уран направи възможно да се изясни разпределението на масата в планетата. Тези, на които им се е налагало да карат кола с прашно предно стъкло към изгряващото или залязващо слънце, знаят, че праховите частици силно разпръскват светлината в посоката, в която пада. Ето защо е трудно да се открие прах в планетарните пръстени, като се наблюдават от Земята, т.е. от страната на слънцето. Но всеки път, когато космическата сонда прелетя покрай външната планета и „погледне“ назад, получавахме изображения на пръстените в пропусната светлина. В такива изображения на Уран и Нептун са открити неизвестни досега прахови пръстени, които са много по-широки от тесните пръстени, познати от дълго време. Въртящите се дискове са най-важната тема на съвременната астрофизика. Много динамични теории, разработени за обяснение на структурата на галактиките, могат да се използват и за изследване на планетарните пръстени. Така пръстените на Сатурн са се превърнали в обект за проверка на теорията за самогравитиращите дискове. Свойството на самогравитацията на тези пръстени се показва от наличието както на спирални вълни на плътност, така и на спираловидни вълни на огъване в тях, които се виждат на подробните изображения. Вълновият пакет, открит в пръстените на Сатурн, се дължи на силния хоризонтален резонанс на планетата с нейната луна Япет, която задвижва вълни със спирална плътност във външното разделение на Касини. За произхода на пръстените са направени много предположения. Важно е те да лежат вътре в зоната на Рош, т.е. на такова разстояние от планетата, където взаимното привличане на частиците е по-малко от разликата в силите на привличане между тях от планетата. В зоната на Рош разпръснатите частици не могат да образуват спътник на планетата. Може би субстанцията на пръстените е останала "непотърсена" от образуването на самата планета. Но може би това са следи от скорошна катастрофа - сблъсък на два спътника или унищожаване на спътник от приливните сили на планетата. Ако съберете цялото вещество на пръстените на Сатурн, ще получите тяло с радиус от прибл. 200 км. В пръстените на други планети има много по-малко вещество.
МАЛКИ ТЕЛА НА СЛЪНЧАТА СИСТЕМА
астероиди. Много малки планети - астероиди - се въртят около Слънцето главно между орбитите на Марс и Юпитер. Астрономите приеха името "астероид", тъй като в телескоп те изглеждат като бледи звезди (aster е гръцки за "звезда"). Отначало те мислеха, че това са фрагменти от голяма планета, която някога е съществувала, но след това стана ясно, че астероидите никога не са образували едно тяло; най-вероятно това вещество не може да се обедини в планета поради влиянието на Юпитер. Според оценките, общата маса на всички астероиди в нашата ера е само 6% от масата на Луната; половината от тази маса се съдържа в трите най-големи - 1 Церера, 2 Палада и 4 Веста. Числото в обозначението на астероида показва реда, в който е открит. На астероидите с точно известни орбити се приписват не само серийни номера, но и имена: 3 Юнона, 44 Низа, 1566 Икар. Известни са точните елементи на орбитите на повече от 8 000 астероида от 33 000, открити до момента. Има най-малко двеста астероиди с радиус над 50 км и около хиляда - повече от 15 км. Смята се, че около милион астероиди имат радиус по-голям от 0,5 km. Най-големият от тях е Церера, доста тъмен и труден за наблюдение обект. Необходими са специални методи на адаптивна оптика, за да се разграничат детайлите на повърхността дори на големи астероиди с помощта на наземни телескопи. Орбиталните радиуси на повечето астероиди са между 2,2 и 3,3 AU, този регион се нарича "астероиден пояс". Но той не е изцяло изпълнен с орбити на астероиди: на разстояния от 2,50, 2,82 и 2,96 AU. Те не са тук; тези "прозорци" са се образували под влияние на смущения от Юпитер. Всички астероиди орбитират в посока напред, но орбитите на много от тях са забележимо удължени и наклонени. Някои астероиди имат много любопитни орбити. И така, група троянци се движи в орбитата на Юпитер; повечето от тези астероиди са много тъмни и червени. Астероидите от групата на Амур имат орбити, които пасват или пресичат орбитата на Марс; сред тях 433 Ерос. Астероидите от групата Аполон пресичат орбитата на Земята; сред тях 1533 Икар, най-близо до Слънцето. Очевидно рано или късно тези астероиди преживяват опасно приближаване към планетите, което завършва със сблъсък или сериозна промяна в орбитата. И накрая, астероидите от групата на Атон наскоро бяха обособени като специален клас, чиито орбити лежат почти изцяло в орбитата на Земята. Всички те са много малки. Яркостта на много астероиди се променя периодично, което е естествено за въртящи се неправилни тела. Периодите им на въртене са в диапазона от 2,3 до 80 часа и са средно близо до 9 часа. Астероидите дължат неправилната си форма на многобройни взаимни сблъсъци. Примери за екзотична форма са 433 Ерос и 643 Хектор, в които съотношението на дължините на осите достига 2,5. В миналото цялата вътрешност на Слънчевата система вероятно е била подобна на главния астероиден пояс. Юпитер, разположен близо до този пояс, силно смущава движението на астероидите със своето привличане, увеличавайки скоростта им и води до сблъсък, а това по-често ги унищожава, отколкото обединява. Подобно на незавършена планета, астероидният пояс ни дава уникална възможност да видим части от структурата, преди да изчезнат вътре в готовото тяло на планетата. Изучавайки светлината, отразена от астероидите, човек може да научи много за състава на тяхната повърхност. Повечето астероиди, въз основа на тяхното отражение и цвят, се причисляват към три групи, подобни на метеоритните групи: астероидите тип C имат тъмна повърхност като въглеродни хондрити (вижте Метеоритите по-долу), тип S е по-ярък и по-червен, а тип M е подобен на желязо -никелови метеорити. Например, 1 Церера изглежда като въглеродни хондрити, а 4 Веста приличат на базалтови еукрити. Това показва, че произходът на метеоритите е свързан с астероидния пояс. Повърхността на астероидите е покрита със ситно натрошен камък - реголит. Доста странно е, че се задържа на повърхността след удара на метеорити - все пак 20-километров астероид има гравитация 10-3 g, а скоростта на излизане от повърхността е само 10 m/s. В допълнение към цвета, сега е известно, че много характерни инфрачервени и ултравиолетови спектрални линии се използват за класифициране на астероиди. Според тези данни се разграничават 5 основни класа: A, C, D, S и T. Астероидите 4 Веста, 349 Дембовска и 1862 Аполон не се вписват в тази класификация: всеки от тях заема специална позиция и се превръща в прототип на нови класове, съответно V, R и Q, който сега съдържа други астероиди. От голямата група C-астероиди впоследствие бяха разграничени класове B, F и G. Съвременна класификацияима 14 вида астероиди, обозначени (в низходящ ред на броя на членовете) с буквите S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Тъй като албедото на C-астероидите е по-ниско, отколкото на S-астероидите, наблюдава се селекция: тъмните C-астероиди са по-трудни за откриване. Имайки предвид това, C-астероидите са най-многобройният тип. От сравнение на спектрите на астероиди от различни типове със спектрите на чистите минерали се формират три големи групи: примитивни (C, D, P, Q), метаморфни (F, G, B, T) и магматични (S, M, E, A, V, R). Повърхността на примитивните астероиди е богата на въглерод и вода; метаморфните съдържат по-малко вода и летливи вещества от примитивните; магматични са покрити със сложни минерали, вероятно образувани от стопилката. Вътрешният регион на главния астероиден пояс е богато населен от магматични астероиди, метаморфичните астероиди преобладават в средната част на пояса, а примитивните астероиди преобладават в периферията. Това показва, че по време на формирането на Слънчевата система е имало рязък температурен градиент в астероидния пояс. Класификацията на астероидите въз основа на техните спектри групира телата според техния повърхностен състав. Но ако разгледаме елементите на техните орбити (главна полуос, ексцентриситет, наклон), тогава се разграничават динамичните семейства астероиди, описани за първи път от К. Хираяма през 1918 г. Най-населените от тях са семействата на Темида, Еос и Корониди. Вероятно всяко семейство е рояк от фрагменти от сравнително скорошен сблъсък. Системното изследване на Слънчевата система ни кара да разберем, че големите сблъсъци са по-скоро правило, отколкото изключение, и че Земята също не е имунизирана срещу тях.
Метеорити.Метеороидът е малко тяло, което се върти около слънцето. Метеорът е метеороид, който влетя в атмосферата на планетата и стана нажежен до блясък. И ако остатъкът му падне на повърхността на планетата, се нарича метеорит. Метеоритът се счита за „паднал“, ако има очевидци, които са наблюдавали полета му в атмосферата; иначе се нарича "намерено". Има много повече "намерени" метеорити, отколкото "паднали". Често те се намират от туристи или селяни, работещи на полето. Тъй като метеоритите имат тъмен цвят и са лесно различими в снега, антарктическите ледени полета, където вече са открити хиляди метеорити, служат като отлично място за търсенето им. За първи път метеорит в Антарктида е открит през 1969 г. от група японски геолози, които са изследвали ледниците. Те откриха 9 фрагмента, лежащи един до друг, но принадлежащи на четири различни вида метеорити. Оказа се, че падналите върху леда метеорити на различни места се събират там, където спират ледените полета, движещи се със скорост от няколко метра годишно, почивайки върху планински вериги. Вятърът разрушава и изсушава горните слоеве лед (появява се суха сублимация - аблация), а метеоритите се концентрират върху повърхността на ледника. Такъв лед има синкав цвят и е лесно различим от въздуха, което учените използват, когато изучават места, обещаващи за събиране на метеорити. Важно падане на метеорит се случи през 1969 г. в Чихуахуа (Мексико). Първият от многото големи фрагменти е намерен близо до къща в село Пуеблито де Алиенде и, следвайки традицията, всички намерени фрагменти от този метеорит са обединени под името Алиенде. Падането на метеорита Алиенде съвпадна с началото на лунната програма Аполо и даде възможност на учените да разработят методи за анализ на извънземни проби. През последните години беше установено, че някои метеорити, съдържащи бели фрагменти, вградени в по-тъмна основна скала, са лунни фрагменти. Метеоритът Allende принадлежи към хондритите, важна подгрупа каменни метеорити. Наричат ​​се така, защото съдържат хондрули (от гръцки chondros, зърно) - най-старите сферични частици, които се кондензират в протопланетна мъглявина и след това стават част от по-късните скали. Такива метеорити позволяват да се оцени възрастта на Слънчевата система и нейния първоначален състав. Включенията на метеорита Алиенде, богати на калций и алуминий, които първи кондензират поради високата си точка на кипене, имат възраст, измерена от радиоактивен разпад от 4,559 ± 0,004 милиарда години. Това е най-точната оценка за възрастта на Слънчевата система. Освен това всички метеорити носят "исторически записи", причинени от дългосрочното влияние на галактическите космически лъчи, слънчевата радиация и слънчевия вятър върху тях. Чрез изследване на щетите, причинени от космическите лъчи, можем да кажем колко време е престоял метеоритът в орбита, преди да попадне под защитата на земната атмосфера. Пряка връзка между метеоритите и Слънцето произтича от факта, че елементният състав на най-старите метеорити - хондрити - точно повтаря състава на слънчевата фотосфера. Единствените елементи, чието съдържание се различава, са летливи, като водород и хелий, които се изпаряват обилно от метеоритите при тяхното охлаждане, както и литий, частично „изгорял“ на Слънцето при ядрени реакции. Термините "слънчев състав" и "хондритен състав" се използват взаимозаменяемо в описанието на "рецептата за слънчева материя", спомената по-горе. Каменните метеорити, чийто състав се различава от слънчевите, се наричат ​​ахондрити.
Малки парченца.Почти слънчевото пространство е изпълнено с малки частици, чиито източници са колапсиращите ядра на комети и сблъсъци на тела, главно в астероидния пояс. Най-малките частици постепенно се приближават до Слънцето в резултат на ефекта на Пойнтинг-Робъртсън (той се състои във факта, че налягането на слънчевата светлина върху движеща се частица не е насочено точно по линията на слънчевите частици, а в резултат на аберация на светлината тя се отклонява назад и следователно забавя движението на частицата). Падането на малки частици върху Слънцето се компенсира с постоянното им възпроизвеждане, така че в равнината на еклиптиката винаги има натрупване на прах, който разпръсква слънчевите лъчи. В най-тъмните нощи се вижда като зодиакална светлина, простираща се в широка лента по еклиптиката на запад след залез и на изток преди изгрев слънце. В близост до Слънцето зодиакалната светлина преминава в фалшива корона (F-корона, от фалшив - фалшива), която се вижда само по време на пълно затъмнение. С увеличаване на ъгловото разстояние от Слънцето яркостта на зодиакалната светлина бързо намалява, но в антислънчевата точка на еклиптиката отново се увеличава, образувайки противосияние; това се дължи на факта, че малките прахови частици интензивно отразяват светлината обратно. От време на време метеороидите навлизат в земната атмосфера. Скоростта на тяхното движение е толкова висока (средно 40 km/s), че почти всички от тях, с изключение на най-малките и най-големите, изгарят на височина от около 110 km, оставяйки дълги светещи опашки - метеори или падащи звезди . Много метеороиди са свързани с орбитите на отделни комети, така че метеорите се наблюдават по-често, когато Земята минава близо до такива орбити в определени периоди от годината. Например, има много метеори около 12 август всяка година, когато Земята пресича дъжда Персеиди, свързан с частици, загубени от кометата 1862 III. Друг дъжд - Ориониди - в района на 20 октомври е свързан с прах от Халеевата комета.
Вижте същоМЕТЕОР. Частици по-малки от 30 микрона могат да се забавят в атмосферата и да паднат на земята, без да бъдат изгорени; такива микрометеорити се събират за лабораторен анализ. Ако частиците с размери няколко сантиметра или повече се състоят от достатъчно плътно вещество, тогава те също не изгарят напълно и падат на повърхността на Земята под формата на метеорити. Повече от 90% от тях са каменни; само специалист може да ги различи от земните скали. Останалите 10% от метеоритите са желязо (всъщност те са съставени от сплав от желязо и никел). Метеоритите се считат за фрагменти от астероиди. Железните метеорити някога са били в състава на ядрата на тези тела, унищожени от сблъсъци. Възможно е някои насипни и летливи метеорити да произхождат от комети, но това е малко вероятно; най-вероятно големи частици от комети изгарят в атмосферата и остават само малки. Като се има предвид колко трудно е кометите и астероидите да достигнат Земята, става ясно колко полезно е да се изследват метеорити, които независимо "пристигнаха" на нашата планета от дълбините на Слънчевата система.
Вижте същоМЕТЕОРИТ.
Комети.Обикновено кометите идват от далечната периферия на Слънчевата система и за кратко време се превръщат в изключително зрелищни светила; по това време те привличат всеобщо внимание, но голяма част от тяхната природа все още е неясна. Нова комета обикновено се появява неочаквано и затова е почти невъзможно да се подготви космическа сонда, която да я срещне. Разбира се, можете бавно да подготвите и изпратите сонда за среща с една от стотиците периодични комети, чиито орбити са добре известни; но всички тези комети, които многократно са се приближавали до Слънцето, вече са остарели, почти напълно са загубили летливите си вещества и са станали бледи и неактивни. Все още е активна само една периодична комета - Халеевата комета. Нейните 30 изяви се записват редовно от 240 г. пр.н.е. и нарече кометата в чест на астронома Е. Халей, който предсказва появата й през 1758 г. Кометата на Халей има орбитален период от 76 години, перихелийно разстояние от 0,59 AU. и афелий 35 AU Когато през март 1986 г. пресича равнината на еклиптиката, армада от космически кораби с петдесет научни инструмента се втурва да го посрещне. Особено важни резултати са получени от две съветски сонди "Вега" и европейската "Джото", които за първи път предават изображения на кометно ядро. Те показват много неравна повърхност, покрита с кратери, и две газови струи, бликащи от слънчевата страна на ядрото. Ядрото на Халеевата комета беше по-голямо от очакваното; повърхността му, която отразява само 4% от падащата светлина, е една от най-тъмните в Слънчевата система.

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

Всъщност през последните години се появиха съобщения за откриване на планети около други звезди. В същото време самите планети не се виждат: тяхното присъствие се засича от лекото движение на звездата, причинено от привличането й към планетата. Орбиталното движение на планетата кара звездата да се „люлее“ и нейната радиална скорост да се променя периодично, което може да бъде измерено от позицията на линиите в спектъра на звездата (ефектът на Доплер). До края на 1999 г. се съобщава за откриването на планети от тип Юпитер около 30 звезди, включително 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg и т.н. Всички това са звезди, близки до Слънце, а разстоянието до най-близкия от тях (Gliese 876) е само 15 St. години. Два радиопулсара (PSR 1257+12 и PSR B1628-26) също имат системи от планети с маси от порядъка на земните. Все още не е възможно да се забелязват такива леки планети в нормалните звезди с помощта на оптична технология. Около всяка звезда можете да посочите екосферата, в която повърхностната температура на планетата позволява съществуването на течна вода. Слънчевата екосфера се простира от 0,8 до 1,1 AU. Той съдържа Земята, но Венера (0,72 AU) и Марс (1,52 AU) не падат. Вероятно във всяка планетарна система не повече от 1-2 планети попадат в екосферата, на която условията са благоприятни за живот.
ДИНАМИКА НА ОРБИТАЛНОТО ДВИЖЕНИЕ
Движението на планетите се подчинява с висока точност на трите закона на И. Кеплер (1571-1630), които той извежда от наблюдения: 1) Планетите се движат по елипси, в един от фокусите на които е Слънцето. 2) Радиус-векторът, свързващ Слънцето и планетата, измита равни площи през равни интервали от време от орбитата на планетата. 3) Квадратът на орбиталния период е пропорционален на куба на голямата полуос на елиптичната орбита. Вторият закон на Кеплер следва директно от закона за запазване на ъгловия импулс и е най-общият от трите. Нютон установи, че първият закон на Кеплер е валиден, ако силата на привличане между две тела е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието между тях, а третият закон - ако тази сила също е пропорционална на масите на телата. През 1873 г. Дж. Бертран доказва, че като цяло само в два случая телата няма да се движат едно около друго по спирала: ако се привличат според закона за обратния квадрат на Нютон или според закона за пряката пропорционалност на Хук (който описва еластичността на пружини). Забележително свойство на Слънчевата система е, че масата на централната звезда е много по-голяма от масата на която и да е от планетите, така че движението на всеки член на планетарната система може да се изчисли с висока точност в рамките на проблема за движението на две взаимно гравитиращи тела – Слънцето и единствената планета до него. Неговото математическо решение е известно: ако скоростта на планетата не е твърде висока, тогава тя се движи по затворена периодична орбита, която може да бъде точно изчислена. Проблемът с движението на повече от две тела, наричан най-общо "проблем с N-тела", е много по-труден поради хаотичното им движение в незатворени орбити. Тази случайност на орбитите е фундаментално важна и позволява да се разбере например как метеоритите достигат от астероидния пояс до Земята.
Вижте също
ЗАКОНИ НА КЕПЛЕР;
НЕБЕСНА МЕХАНИКА;
ОРБИТА. През 1867 г. Д. Къркууд е първият, който отбелязва, че празните пространства („люкове“) в астероидния пояс се намират на такива разстояния от Слънцето, където средното движение е в съизмеримост (в цяло число) с движението на Юпитер. С други думи, астероидите избягват орбити, в които периодът на тяхното въртене около Слънцето би бил кратен на периода на въртене на Юпитер. Двата най-големи люка на Kirkwood попадат в пропорции 3:1 и 2:1. Въпреки това, близо до съизмеримостта 3:2, има излишък от астероиди, групирани според тази характеристика в групата на Gilda. Има и излишък от астероиди от троянската група при съизмеримост 1:1, движещи се в орбитата на Юпитер на 60° напред и 60° зад него. Ситуацията с троянците е ясна – те са заловени близо до стабилните точки на Лагранж (L4 и L5) в орбитата на Юпитер, но как да се обяснят люкове на Къркууд и групата на Гилда? Ако имаше само люкове на съизмерванията, тогава можеше да се приеме простото обяснение, предложено от самия Къркууд, че астероидите се изхвърлят от резонансните региони от периодичното влияние на Юпитер. Но сега тази картина изглежда твърде проста. Числените изчисления показват, че хаотичните орбити проникват в области на пространството близо до резонанса 3:1 и че астероидните фрагменти, които попадат в тази област, променят орбитите си от кръгови към удължени елиптични, като редовно ги довеждат до централната част на Слънчевата система. В такива междупланетни орбити метеороидите не живеят дълго (само няколко милиона години), преди да се разбият в Марс или Земята, и с малък пропуск се изхвърлят в периферията на Слънчевата система. И така, основният източник на метеорити, падащи към Земята, са люкове Kirkwood, през които преминават хаотичните орбити на астероидни фрагменти. Разбира се, има много примери за силно подредени резонансни движения в Слънчевата система. Точно по този начин се движат спътници близо до планетите, например Луната, която винаги е обърната към Земята с едно и също полукълбо, тъй като орбиталният й период съвпада с аксиалния. Пример за още по-висока синхронизация дава системата Плутон-Харон, в която не само на спътника, но и на планетата „ден е равен на месец“. Движението на Меркурий има междинен характер, чието аксиално въртене и орбитална циркулация са в резонансно съотношение 3:2. Не всички тела обаче се държат толкова просто: например в несферичен Хиперион, под влияние на привличането на Сатурн, оста на въртене произволно се преобръща. Еволюцията на сателитните орбити се влияе от няколко фактора. Тъй като планетите и спътниците не са точкови маси, а разширени обекти и освен това гравитационната сила зависи от разстоянието, различните части на тялото на спътника, отдалечени от планетата на различни разстояния, се привличат към него по различни начини; същото важи и за привличането, действащо от страната на спътника на планетата. Тази разлика в силите причинява морските приливи и отливи и придава на синхронно въртящите се спътници леко сплескана форма. Сателитът и планетата причиняват приливни деформации един в друг и това се отразява на орбиталното им движение. Средният резонанс на движението 4:2:1 на спътниците на Юпитер Йо, Европа и Ганимед, изследван за първи път подробно от Лаплас в неговата Небесна механика (том 4, 1805), се нарича резонанс на Лаплас. Само няколко дни преди приближаването на Вояджър 1 към Юпитер, на 2 март 1979 г., астрономите Пийл, Касин и Рейнолдс публикуват „Стапянето на Йо под действието на приливно разсейване“, в което предсказват активен вулканизъм на този спътник поради водещата му роля в поддържане на резонанс 4:2:1. Вояджър 1 наистина открива активни вулкани на Йо, толкова мощни, че на повърхностните изображения на спътника не се вижда нито един метеоритен кратер: повърхността му е покрита с изригвания толкова бързо.
ФОРМИРАНЕ НА СЛЪНЧАТА СИСТЕМА
Въпросът за това как се е образувала Слънчевата система е може би най-трудният в планетарната наука. За да отговорим на него, все още разполагаме с малко данни, които биха помогнали за възстановяването на сложните физични и химични процеси, протичали в онази далечна епоха. Една теория за образуването на Слънчевата система трябва да обясни много факти, включително нейното механично състояние, химичен състав и данни за изотопната хронология. В този случай е желателно да се разчита на реални явления, наблюдавани в близост до формиращи се и млади звезди.
механично състояние.Планетите се въртят около Слънцето в една и съща посока, в почти кръгови орбити, лежащи почти в една и съща равнина. Повечето от тях се въртят около оста си в същата посока като Слънцето. Всичко това показва, че предшественикът на Слънчевата система е бил въртящ се диск, който естествено се образува от компресия на самогравитираща система със запазване на ъгловия импулс и последващото увеличение на ъгловата скорост. (Ъгловият импулс или ъгловият импулс на планетата е произведението на нейната маса, умножена на разстоянието й от Слънцето и нейната орбитална скорост. Импулсът на Слънцето се определя от аксиалното му въртене и е приблизително равен на произведението на неговата маса, умножено на неговата радиус, умножен на неговата скорост на въртене; аксиалните моменти на планетите са незначителни.) Слънцето съдържа в себе си 99% от масата на Слънчевата система, но само прибл. 1% от нейния ъглов момент. Теорията трябва да обясни защо по-голямата част от масата на системата е концентрирана в Слънцето, а по-голямата част от ъгловия импулс е във външните планети. Наличните теоретични модели за формирането на Слънчевата система показват, че Слънцето първоначално се е въртело много по-бързо, отколкото сега. Тогава ъгловият импулс от младото Слънце беше пренесен към външните части на Слънчевата система; астрономите смятат, че гравитационните и магнитните сили забавят въртенето на Слънцето и ускоряват движението на планетите. От два века е известно приблизително правило за редовното разпределение на планетарните разстояния от Слънцето (правилото на Тиций-Боде), но няма обяснение за него. В системите от спътници на външните планети могат да се проследят същите закономерности като в планетарната система като цяло; вероятно процесите на тяхното формиране имат много общо.
Вижте същоЗАКОН БОДЕ.
Химичен състав.Има силен градиент в Слънчевата система (разлика) химичен състав: планетите и спътниците в близост до Слънцето се състоят от огнеупорни материали, а в състава на далечни тела има много летливи елементи. Това означава, че по време на формирането на Слънчевата система е имало голям температурен градиент. Съвременните астрофизични модели на химическа кондензация предполагат, че първоначалният състав на протопланетарния облак е близък до състава на междузвездната среда и Слънцето: по отношение на масата до 75% водород, до 25% хелий и по-малко от 1% на всички останали елементи. Тези модели успешно обясняват наблюдаваните вариации в химическия състав в Слънчевата система. За химичния състав на отдалечените обекти може да се съди въз основа на тяхната средна плътност, както и спектрите на тяхната повърхност и атмосфера. Това би могло да стане много по-точно чрез анализиране на проби от планетарна материя, но засега имаме само проби от Луната и метеорити. Изучавайки метеоритите, ние започваме да разбираме химичните процеси в първичната мъглявина. Въпреки това, процесът на агломерация на големи планети от малки частици все още е неясен.
изотопни данни.Изотопният състав на метеоритите показва, че формирането на Слънчевата система е станало преди 4,6 ± 0,1 милиарда години и е продължило не повече от 100 милиона години. Аномалиите в изотопите на неон, кислород, магнезий, алуминий и други елементи показват, че в процеса на срутване на междузвездния облак, който е родил Слънчевата система, в нея са попаднали експлозивните продукти на близката свръхнова.
Вижте същоИЗОТОПИ ; СУПЕРНОВА .
Формиране на звезди.Звездите се раждат в процеса на колапс (компресия) на междузвездни газови и прахови облаци. Този процес все още не е проучен подробно. Има наблюдателни факти, че ударни вълниот експлозиите на свръхнова могат да компресират междузвездната материя и да стимулират колапса на облаците в звезди.
Вижте същоГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС. Преди млада звезда да достигне стабилно състояние, тя преминава през етап на гравитационно свиване от протозвездната мъглявина. Основна информация за този етап от еволюцията на звездите се получава чрез изучаване на младите звезди Т Телец. Очевидно тези звезди все още са в състояние на компресия и възрастта им не надвишава 1 милион години. Обикновено масите им са от 0,2 до 2 слънчеви маси. Те показват признаци на силна магнитна активност. Спектрите на някои звезди Т Телец съдържат забранени линии, които се появяват само в газ с ниска плътност; това вероятно са останки от протозвездна мъглявина около звездата. Звездите Т Телец се характеризират с бързи флуктуации в ултравиолетовата и рентгеновата радиация. Много от тях имат мощно инфрачервено лъчение и спектрални линии на силиций - това показва, че звездите са заобиколени от облаци прах. И накрая, звездите от Т Телец имат мощни звездни ветрове. Смята се, че в ранен периодВ своята еволюция Слънцето също е преминало през стадия Т Телец и именно през този период летливите елементи са били изтласкани от вътрешните региони на Слънчевата система. Някои звезди с умерена маса показват силно увеличение на осветеността и изхвърлянето на черупката за по-малко от година. Такива явления се наричат ​​FU Орион изригвания. Поне веднъж такъв изблик е преживяла звезда от Т Телец. Смята се, че повечето млади звезди преминават през етап на изригване на FU Orionic. Мнозина виждат причината за избухването във факта, че от време на време скоростта на натрупване върху младата звезда на материята от заобикалящия я газопрахов диск се увеличава. Ако Слънцето също е имало едно или повече изригвания от Орионски FU тип в началото на еволюцията си, това трябва да е имало силен ефект върху летливите вещества в централната слънчева система. Наблюденията и изчисленията показват, че винаги има остатъци от протозвездна материя в близост до образуваща се звезда. Може да образува звезда-придружител или планетарна система. Всъщност много звезди образуват двоични и множествени системи. Но ако масата на спътника не надвишава 1% от масата на Слънцето (10 маси на Юпитер), тогава температурата в ядрото му никога няма да достигне стойността, необходима за възникването на термоядрени реакции. Такова небесно тяло се нарича планета.
Теории за формиране. Научните теории за формирането на Слънчевата система могат да бъдат разделени на три категории: приливни, акреционни и мъглявини. Последните в момента привличат най-голям интерес. Приливната теория, очевидно за първи път предложена от Буфон (1707-1788), не свързва пряко образуването на звезди и планети. Предполага се, че друга звезда, летяща покрай Слънцето, чрез приливно взаимодействие е извадила от него (или от себе си) струя материя, от която са се образували планетите. Тази идея се сблъсква с много физически проблеми; например горещата материя, изхвърлена от звезда, трябва да се разпръсква, а не да се кондензира. Сега теорията за приливите и отливите е непопулярна, защото не може да обясни механичните характеристики на Слънчевата система и представя нейното раждане като случайно и изключително рядко събитие. Теорията за натрупване предполага, че младото Слънце е уловило материала на бъдещата планетарна система, летейки през плътен междузвезден облак. Всъщност младите звезди обикновено се намират близо до големи междузвездни облаци. Въпреки това, в рамките на теорията на акрецията е трудно да се обясни градиента на химичния състав в планетарната система. Небуларната хипотеза, предложена от Кант в края на 18 век, е най-развитата и общоприета сега. Основната му идея е, че Слънцето и планетите са се образували едновременно от един въртящ се облак. Свивайки се, тя се превърна в диск, в центъра на който се образува Слънцето, а по периферията - планетите. Обърнете внимание, че тази идея се различава от хипотезата на Лаплас, според която Слънцето първо се е образувало от облак, а след това, когато се свива, центробежната сила откъсва газовите пръстени от екватора, които по-късно се кондензират в планети. Хипотезата на Лаплас е изправена пред физически трудности, които не са били преодоляни в продължение на 200 години. Най-успешната съвременна версия на мъглявината е създадена от А. Камерън и колеги. В техния модел протопланетната мъглявина е била около два пъти по-масивна от сегашната планетарна система. През първите 100 милиона години формиращото се Слънце активно изхвърля материята от него. Такова поведение е характерно за младите звезди, които се наричат ​​звезди Т Телец по името на прототипа. Разпределението на налягането и температурата на материята на мъглявината в модела на Камерън е в добро съответствие с градиента на химическия състав на Слънчевата система. Следователно е най-вероятно Слънцето и планетите да са се образували от един-единствен, срутващ се облак. В централната му част, където плътността и температурата са били по-високи, са запазени само огнеупорни вещества, а по периферията са запазени и летливи вещества; това обяснява градиента на химичния състав. Според този модел формирането на планетарна система трябва да съпътства ранната еволюция на всички звезди като Слънцето.
Растеж на планетата.Има много сценарии за растеж на планетите. Може би планетите са се образували в резултат на случайни сблъсъци и слепване на малки тела, наречени планетезимали. Но, може би, малките тела се обединяват в по-големи наведнъж в големи групи в резултат на гравитационна нестабилност. Не е ясно дали планетите са се натрупали в газообразна или безгазова среда. В газовата мъглявина температурните спадове се изглаждат, но когато част от газа се кондензира в прахови частици, а останалият газ се помете от звездния вятър, прозрачността на мъглявината се увеличава рязко и в нея възниква силен температурен градиент. система. Все още не е напълно ясно какви са характерните времена на кондензация на газ в прахови частици, натрупване на прахови зърна в планетезимали и натрупване на планетезимали в планети и техните спътници.
ЖИВОТ В СЛЪНЧАТА СИСТЕМА
Предполага се, че животът в Слънчевата система някога е съществувал отвъд Земята, а може би съществува и сега. Появата на космическите технологии даде възможност да се започне директно тестване на тази хипотеза. Меркурий беше твърде горещ и лишен от атмосфера и вода. Венера също е много гореща – на повърхността й се топи олово. Възможността за живот в горния облачен слой на Венера, където условията са много по-меки, не е нищо повече от фантазия. Луната и астероидите изглеждат напълно стерилни. Големи надежди бяха възложени на Марс. Погледнати през телескоп преди 100 години, системи от тънки прави линии - "канали" - тогава дадоха основание да се говори за съоръжения за изкуствено напояване на повърхността на Марс. Но сега знаем, че условията на Марс са неблагоприятни за живот: студен, сух, много разреден въздух и в резултат на това силно ултравиолетово лъчение от Слънцето, което стерилизира повърхността на планетата. Инструментите на викингските блокове за кацане не са открили органична материя в почвата на Марс. Вярно е, че има признаци, че климатът на Марс се е променил значително и някога може би е бил по-благоприятен за живот. Известно е, че в далечното минало е имало вода на повърхността на Марс, тъй като детайлните изображения на планетата показват следи от водна ерозия, напомнящи дерета и сухи речни корита. Дългосрочните вариации в марсианския климат могат да бъдат свързани с промяна в наклона на полярната ос. С леко повишаване на температурата на планетата атмосферата може да стане 100 пъти по-плътна (поради изпаряването на леда). Следователно е възможно живот на Марс някога да е съществувал. На този въпрос ще можем да отговорим едва след подробно проучване на проби от марсианска почва. Но доставянето им на Земята е трудна задача. За щастие има убедителни доказателства, че от хилядите метеорити, открити на Земята, поне 12 идват от Марс. Те се наричат ​​SNC метеорити, тъй като първите от тях са открити в близост до селищата Shergotty (Shergotti, Индия), Nakhla (Nakla, Египет) и Chassigny (Chassignoy, Франция). Метеоритът ALH 84001, открит в Антарктида, е много по-стар от останалите и съдържа полициклични ароматни въглеводороди, вероятно от биологичен произход. Смята се, че е дошъл на Земята от Марс, тъй като съотношението на кислородните изотопи в него не е същото като в земните скали или не-SNC метеорити, но същото като в метеорита EETA 79001, който съдържа стъкла с включвания на мехурчета , в който съставът на благородните газове е различен от земния, но съответства на атмосферата на Марс. Въпреки че има много органични молекули в атмосферите на планетите-гиганти, трудно е да се повярва, че при липсата на твърда повърхност там би могъл да съществува живот. В този смисъл много по-интересен е спътникът на Сатурн Титан, който има не само атмосфера с органични компоненти, но и твърда повърхност, където могат да се натрупват продукти от синтез. Вярно е, че температурата на тази повърхност (90 K) е по-подходяща за втечняване на кислород. Следователно вниманието на биолозите е по-привлечено от спътника на Юпитер Европа, макар и лишена от атмосфера, но очевидно има океан от течна вода под ледената си повърхност. Някои комети почти сигурно съдържат сложни органични молекули, датиращи от образуването на Слънчевата система. Но е трудно да си представим живот на комета. И така, докато имаме доказателства, че живот в Слънчевата система съществува навсякъде извън Земята. Човек може да зададе въпроси: какви са възможностите на научните инструменти във връзка с търсенето на извънземен живот? Може ли съвременна космическа сонда да открие наличието на живот на далечна планета? Например, може ли космическият кораб „Галилео“ да е открил живот и интелигентност на Земята, когато е прелетял два пъти покрай нея при гравитационни маневри? На изображенията на Земята, предавани от сондата, не беше възможно да се забележат признаци на интелигентен живот, но сигналите на нашите радио и телевизионни станции, уловени от приемниците на Галилео, станаха очевидно доказателство за нейното присъствие. Те са напълно различни от излъчването на естествените радиостанции – сияния, плазмени трептения в земната йоносфера, слънчеви изригвания – и веднага издават наличието на техническа цивилизация на Земята. И как се проявява неразумният живот? Телевизионната камера на Галилео направи снимки на Земята в шест тесни спектрални ленти. Във филтрите 0,73 и 0,76 µm някои участъци от земята изглеждат зелени поради силното поглъщане на червена светлина, което не е типично за пустини и скали. Най-лесният начин да се обясни това е, че на повърхността на планетата присъства някакъв носител на неминерален пигмент, който абсорбира червена светлина. Знаем със сигурност, че това необичайно поглъщане на светлината се дължи на хлорофила, който растенията използват за фотосинтеза. Никое друго тяло в Слънчевата система няма такъв зелен цвят. В допълнение, инфрачервеният спектрометър на Галилео регистрира наличието на молекулен кислород и метан в земната атмосфера. Наличието на метан и кислород в земната атмосфера показва биологична активност на планетата. И така, можем да заключим, че нашите междупланетни сонди са в състояние да откриват признаци на активен живот на повърхността на планетите. Но ако животът е скрит под ледената черупка на Европа, тогава е малко вероятно едно устройство, което минава покрай него, да го открие.
Географски речник