Колко са там? Изследване на Слънчевата система Съвременно изследване на планети

Изследване на планетите от Слънчевата система

До края на 20-ти век беше общоприето, че в Слънчевата система има девет планети: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Но наскоро бяха открити много обекти отвъд орбитата на Нептун, някои от тях подобни на Плутон, а други дори по-големи по размер. Затова през 2006 г. астрономите изясниха класификацията: 8-те най-големи тела - от Меркурий до Нептун - се считат за класически планети, а Плутон стана прототип на нов клас обекти - планети джуджета. 4-те най-близки до Слънцето планети обикновено се наричат ​​планети от земната група, а следващите 4 масивни газови тела се наричат ​​планети-гиганти. Планетите джуджета обитават предимно района отвъд орбитата на Нептун - пояса на Кайпер.

Луна

Луната е естественият спътник на Земята и най-яркият обект на нощното небе. Формално Луната не е планета, но е значително по-голяма от всички планети джуджета, повечето сателити на планети и не е много по-малка по размер от Меркурий. На Луната няма позната за нас атмосфера, няма реки и езера, растителност и живи организми. Гравитацията на Луната е шест пъти по-малка от тази на Земята. Денят и нощта с температурни промени до 300 градуса продължават две седмици. И въпреки това Луната все повече привлича земляните с възможността да използват нейните уникални условия и ресурси. Следователно Луната е нашата първа стъпка в опознаването на обектите от Слънчевата система.

Луната е добре изследвана както с помощта на наземни телескопи, така и благодарение на полетите на повече от 50 космически кораба и кораби с астронавти. Съветските автоматични станции Луна-3 (1959 г.) и Зонд-3 (1965 г.) първи заснеха източната и западната част на лунното полукълбо, невидими от Земята. Изкуствените спътници на Луната изучават нейното гравитационно поле и релеф. Самоходните апарати "Луноход-1 и -2" предадоха на Земята много изображения и информация за физическите и механичните свойства на почвата. Дванадесет американски астронавти с помощта на космическия кораб Аполо през 1969-1972 г. посетиха Луната, където проведоха повърхностни проучвания на шест различни места за кацане от видимата страна, инсталираха научно оборудване там и донесоха около 400 кг лунни камъни на Земята. Сондите Луна-16, -20 и -24 автоматично пробиват и доставят лунна почва на Земята. Космическите кораби от ново поколение Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) и Smart-1 (2003-06) получиха по-точна информация за релефа и гравитационното поле на Луната, както и откриха находища на водород-съдържащи материали, вероятно воден лед на повърхността. По-специално, повишени концентрации на тези материали се откриват в постоянно засенчени депресии близо до полюсите.

Китайският космически кораб Chang'e-1, изстрелян на 24 октомври 2007 г., засне лунната повърхност и събра данни, за да състави цифров модел на нейния релеф. На 1 март 2009 г. устройството беше пуснато на повърхността на Луната. На 8 ноември 2008 г. индийският космически кораб Chandrayaan 1 беше изстрелян в селеноцентрична орбита. На 14 ноември сондата се отдели от него и направи твърдо кацане близо до южния полюс на Луната. Апаратът е работил 312 дни и е предавал данни за разпределението на химичните елементи по повърхността и по височините на релефа. Японският спътник Kaguya и два допълнителни микросателита Okina и Oyuna, които действаха през 2007-2009 г., изпълняваха научната програма за изследване на Луната и предаваха данни за височините на релефа и разпределението на гравитацията върху повърхността му с висока точност.

Нов важен етап в изследването на Луната беше изстрелването на 18 юни 2009 г. на два американски спътника „Lunar Reconnaissance Orbiter” (Lunar Reconnaissance Orbiter) и „LCROSS” (сателит за наблюдение и откриване на лунен кратер). На 9 октомври 2009 г. сондата LCROSS беше изпратена до кратера Кабео. Отработената степен на ракетата Atlas-V с тегло 2,2 тона първо падна на дъното на кратера.Около четири минути по-късно там падна и космическият кораб LCROSS (с тегло 891 kg), който преди да падне, се втурна през облака от прах, вдигнат от сцената, след като успя да направи необходимите изследвания, докато устройството умре. Американски изследователи смятат, че все пак са успели да открият малко вода в облак от лунен прах. Lunar Orbiter продължава да изследва Луната от полярна лунна орбита. На борда на космическия кораб е монтиран руският инструмент LEND (Lunar Research Neutron Detector), предназначен за търсене на замръзнала вода. В района на Южния полюс той открива голямо количество водород, което може да е знак за наличието на вода там в свързано състояние.

В близко бъдеще ще започне изследването на Луната. Още днес се разработват детайлно проекти за създаване на постоянна обитаема база на повърхността му. Дългосрочното или постоянното присъствие на Луната на заместващи екипажи на такава база ще позволи решаването на по-сложни научни и приложни проблеми.

Луната се движи под въздействието на гравитацията, главно от две небесни тела - Земята и Слънцето на средно разстояние 384 400 км от Земята. В апогей това разстояние се увеличава до 405 500 км, в перигей намалява до 363 300 км. Периодът на въртене на Луната около Земята по отношение на далечните звезди е около 27,3 дни (звезден месец), но тъй като Луната се върти около Слънцето заедно със Земята, нейното положение спрямо линията Слънце-Земя се повтаря след малко по-дълъг период от време - около 29,5 дни (синодичен месец). През този период се извършва пълна смяна на лунните фази: от новолуние до първа четвърт, след това до пълнолуние, до последна четвърт и отново до новолуние. Луната се върти около оста си с постоянна ъглова скорост в същата посока, в която се върти около Земята, и със същия период от 27,3 дни. Ето защо от Земята ние виждаме само едно полукълбо на Луната, което наричаме видимо; а другото полукълбо е винаги скрито от очите ни. Това полукълбо, което не се вижда от Земята, се нарича обратната страна на Луната. Фигурата, образувана от физическата повърхност на Луната, е много близка до правилна сфера със среден радиус 1737,5 km. Площта на повърхността на лунното кълбо е около 38 милиона km 2, което е само 7,4% от площта на земната повърхност или около една четвърт от площта на земните континенти. Съотношението на масите на Луната и Земята е 1:81,3. Средната плътност на Луната (3,34 g/cm3) е значително по-малка от средната плътност на Земята (5,52 g/cm3). Гравитацията на Луната е шест пъти по-малка от тази на Земята. През летния следобед близо до екватора повърхността се нагрява до +130° C, на места дори по-високо; а през нощта температурата пада до -170 °C. Бързо охлаждане на повърхността се наблюдава и по време на лунни затъмнения. На Луната има два вида зони: светли - континентални, заемащи 83% от цялата повърхност (включително обратната страна) и тъмни зони, наречени морета. Това разделение възниква в средата на 17 век, когато се предполага, че на Луната действително има вода. По минералогичен състав и съдържание на отделни химични елементи лунните скали в тъмните участъци на повърхността (морета) са много близки до земните скали като базалтите, а в светлите участъци (континентите) – до анортозитите.

Въпросът за произхода на Луната все още не е напълно изяснен. Химическият състав на лунните скали предполага, че Луната и Земята са се образували в една и съща област на Слънчевата система. Но разликата в техния състав и вътрешна структура ни кара да мислим, че и двете тела не са били едно цяло в миналото. Повечето от големите кратери и огромни вдлъбнатини (многопръстенови басейни) се появиха на повърхността на лунната топка по време на период на тежко бомбардиране на повърхността. Преди около 3,5 милиарда години, в резултат на вътрешно нагряване, базалтови лави се изляха на повърхността от дълбините на Луната, запълвайки низините и кръглите вдлъбнатини. Така са се образували лунните морета. На обратната страна, поради по-дебелата кора, имаше значително по-малко изливи. На видимото полукълбо моретата заемат 30% от повърхността, а на противоположното полукълбо - само 3%. По този начин еволюцията на лунната повърхност по същество е приключила преди около 3 милиарда години. Метеоритната бомбардировка продължи, но с по-малка интензивност. В резултат на продължителна обработка на повърхността се образува горният рохкав слой от скали на Луната - реголит с дебелина няколко метра.

живак

Най-близката до Слънцето планета е кръстена на древния бог Хермес (за римляните Меркурий) - пратеникът на боговете и богът на зората. Меркурий е на средно разстояние от 58 милиона км или 0,39 AU. от слънцето. Движейки се по силно издължена орбита, в перихелий той се приближава до Слънцето на разстояние 0,31 AU, а на максималното си разстояние е на разстояние 0,47 AU, като прави пълен оборот за 88 земни дни. През 1965 г. с помощта на радарни методи от Земята е установено, че периодът на въртене на тази планета е 58,6 дни, тоест за 2/3 от годината си тя извършва пълно завъртане около оста си. Добавянето на аксиални и орбитални движения води до факта, че когато е на линията Слънце-Земя, Меркурий винаги е обърнат с една и съща страна към нас. Един слънчев ден (периодът от време между горната или долната кулминация на Слънцето) продължава 176 земни дни на планетата.

В края на 19-ти век астрономите се опитаха да скицират тъмните и светли елементи, наблюдавани на повърхността на Меркурий. Най-известни са трудовете на Скиапарели (1881-1889) и американския астроном Пърсивал Ловел (1896-1897). Интересното е, че астрономът T. J. C. дори обяви през 1901 г., че е видял кратери на Меркурий. Малцина повярваха, но впоследствие 625-километровият кратер (Бетховен) се озова на мястото, отбелязано от Си. Френският астроном Юджийн Антониади състави карта на „видимото полукълбо“ на Меркурий през 1934 г., тъй като тогава се смяташе, че само едно полукълбо винаги е осветено. Антониади дава имена на отделни детайли на тази карта, които се използват частично в съвременните карти.

За първи път беше възможно да се съставят наистина надеждни карти на планетата и да се видят фините детайли на релефа на повърхността благодарение на американската космическа сонда Маринър 10, изстреляна през 1973 г. Тя се приближи до Меркурий три пъти и предаде телевизионни изображения на различни части от повърхността му към Земята. Общо 45% от повърхността на планетата е премахната, главно западното полукълбо. Както се оказа, цялата му повърхност е покрита с множество кратери с различни размери. Беше възможно да се изясни стойността на радиуса на планетата (2439 км) и нейната маса. Температурните сензори позволяват да се установи, че през деня температурата на повърхността на планетата се повишава до 510 ° C, а през нощта пада до -210 ° C. Силата на нейното магнитно поле е около 1% от силата на магнитното поле на Земята поле. Повече от 3 хиляди снимки, направени по време на третия подход, имаха резолюция до 50 m.

Ускорението на гравитацията на Меркурий е 3,68 m/s 2 . Астронавт на тази планета ще тежи почти три пъти по-малко, отколкото на Земята. Тъй като се оказа, че средната плътност на Меркурий е почти същата като тази на Земята, се предполага, че Меркурий има желязно ядро, заемащо приблизително половината от обема на планетата, над което има мантия и силикатна обвивка. Меркурий получава 6 пъти повече слънчева светлина на единица площ от Земята. Освен това по-голямата част от слънчевата енергия се абсорбира, тъй като повърхността на планетата е тъмна и отразява само 12-18 процента от падащата светлина. Повърхностният слой на планетата (реголит) е силно натрошен и служи за отлична топлоизолация, така че на дълбочина от няколко десетки сантиметра от повърхността температурата е постоянна - около 350 градуса К. Меркурий има създадена изключително разредена хелиева атмосфера от „слънчевия вятър“, който духа над планетата. Налягането на такава атмосфера на повърхността е 500 милиарда пъти по-малко, отколкото на повърхността на Земята. Освен хелий са открити незначително количество водород, следи от аргон и неон.

Американският космически кораб Messenger (Messenger - от англ. Courier), изстрелян на 3 август 2004 г., направи първия си полет край Меркурий на 14 януари 2008 г. на разстояние 200 км от повърхността на планетата. Тя снима източната половина на нефотографираното преди това полукълбо на планетата. Изследванията на Меркурий бяха проведени на два етапа: първо, проучвания от траекторията на полета по време на две срещи с планетата (2008 г.), а след това (30 септември 2009 г.) - подробни. Цялата повърхност на планетата е заснета в различни спектрални диапазони и са получени цветни изображения на терена, определен е химичният и минералогичен състав на скалите и е измерено съдържанието на летливи елементи в приповърхностния слой на почвата. Лазерният алтиметър измерва височините на повърхностния релеф на Меркурий. Оказа се, че разликата във височините на релефа на тази планета е по-малка от 7 км. При четвъртия подход, на 18 март 2011 г., спътникът Messenger трябва да влезе в орбитата на изкуствения спътник на Меркурий.

Според решението на Международния астрономически съюз кратерите на Меркурий са кръстени на личности: писатели, поети, художници, скулптори, композитори. Например най-големите кратери с диаметър от 300 до 600 км са били кръстени на Бетовен, Толстой, Достоевски, Шекспир и др. Има изключения от това правило - един кратер с диаметър 60 km с лъчева система е кръстен на известния астроном Кайпер, а друг кратер с диаметър 1,5 km близо до екватора, взет за начало на географската дължина на Меркурий, е на име Хун Кал, което на езика на древните маи означава "двадесет". Беше договорено през този кратер да се начертае меридиан с дължина 20°.

На равнините са дадени имената на планетата Меркурий на различни езици, като равнината Собку или равнината Один. Има две равнини, наречени заради тяхното местоположение: Северна равнина и Топлинна равнина, разположени в района на максимални температури на 180° географска дължина. Планините, граничещи с тази равнина, се наричаха Горещите планини. Отличителна черта на топографията на Меркурий са неговите разширени первази, които са кръстени на морски изследователски кораби. Долините са кръстени на радиоастрономически обсерватории. Двата хребета са наречени Антониади и Скиапарели в чест на астрономите, съставили първите карти на тази планета.

Венера

Венера е най-близката до Земята планета, тя е по-близо до нас от Слънцето и затова е осветена по-ярко от него; И накрая, отразява много добре слънчевата светлина. Факт е, че повърхността на Венера е покрита под мощно покритие на атмосферата, което напълно скрива повърхността на планетата от нашия поглед. Във видимия диапазон не може да се види дори от орбитата на изкуствения спътник на Венера, но въпреки това имаме „изображения“ на повърхността, получени от радар.

Втората планета от Слънцето е кръстена на древната богиня на любовта и красотата Афродита (за римляните - Венера). Средният радиус на Венера е 6051,8 km, а масата й е 81% от масата на Земята. Венера се върти около Слънцето в същата посока като другите планети, завършвайки пълен оборот за 225 дни. Периодът на нейното въртене около оста си (243 дни) е определен едва в началото на 60-те години, когато започват да се използват радарни методи за измерване на скоростите на въртене на планетите. По този начин дневното въртене на Венера е най-бавното сред всички планети. Освен това се случва в обратна посока: за разлика от повечето планети, за които посоките на орбита и въртене около оста съвпадат, Венера се върти около оста си в посока, обратна на орбиталното движение. Ако го погледнете формално, това не е уникално свойство на Венера. Например Уран и Плутон също се въртят в обратна посока. Но те се въртят практически „легнали на една страна“, а оста на Венера е почти перпендикулярна на орбиталната равнина, така че тя е единствената, която „наистина“ се върти в обратна посока. Ето защо слънчевият ден на Венера е по-кратък от времето за въртене около оста си и е 117 земни дни (за други планети слънчевият ден е по-дълъг от периода на въртене). А една година на Венера е само два пъти по-дълга от един слънчев ден.

Атмосферата на Венера се състои от 96,5% въглероден диоксид и почти 3,5% азот. Други газове - водна пара, кислород, серен оксид и диоксид, аргон, неон, хелий и криптон - събират по-малко от 0,1%. Но трябва да се има предвид, че атмосферата на Венера е около 100 пъти по-масивна от нашата, така че там има например пет пъти повече азот, отколкото в атмосферата на Земята.

Мъгливата мъгла в атмосферата на Венера се простира нагоре до надморска височина от 48-49 км. По-нататък до надморска височина от 70 km има облачен слой, съдържащ капчици концентрирана сярна киселина, а в най-горните слоеве също присъстват солна и флуороводородна киселина. Облаците на Венера отразяват 77% от слънчевата светлина, която ги удря. На върха на най-високите планини на Венера - планините Максуел (надморска височина около 11 км) - атмосферното налягане е 45 бара, а в долната част на каньона Диана - 119 бара. Както знаете, налягането на земната атмосфера на повърхността на планетата е само 1 бар. Мощната атмосфера на Венера с въглероден диоксид абсорбира и частично предава около 23% от слънчевата радиация към повърхността. Тази радиация нагрява повърхността на планетата, но топлинното инфрачервено лъчение от повърхността преминава през атмосферата обратно в космоса с голяма трудност. И само когато повърхността се нагрее до приблизително 460-470 °C, изходящият енергиен поток се оказва равен на входящия енергиен поток. Именно поради този парников ефект повърхността на Венера остава гореща, независимо от географската ширина. Но в планините, над които атмосферата е по-разредена, температурата е с няколко десетки градуса по-ниска. Венера е изследвана от повече от 20 космически кораба: Венера, Маринърс, Пионер-Венера, Вега и Магелан. През 2006 г. сондата Venus Express работи в орбита около него. Учените успяха да видят глобалните характеристики на топографията на повърхността на Венера благодарение на радарно сондиране от орбиталните апарати Pioneer-Venera (1978 г.), Venera-15 и -16 (1983-84 г.) и Magellan (1990-94 г.). Наземният радар ви позволява да „виждате“ само 25% от повърхността и с много по-ниска разделителна способност на детайлите, отколкото са способни космическите кораби. Например Магелан получи изображения на цялата повърхност с разделителна способност 300 м. Оказа се, че по-голямата част от повърхността на Венера е заета от хълмисти равнини.

Възвишенията представляват само 8% от повърхността. Всички забележими детайли на релефа получиха своите имена. В първите наземни радарни изображения на отделни участъци от повърхността на Венера изследователите са използвали различни имена, от които сега са останали на картите - планините на Максуел (името отразява ролята на радиофизиката в изследването на Венера), Алфа и Бета региони (двете най-ярки части от релефа на Венера в радарните изображения са кръстени на първите букви от гръцката азбука). Но тези имена са изключения от правилата за именуване, приети от Международния астрономически съюз: астрономите решиха да назоват повърхностните характеристики на Венера с женски имена. Големи възвишения са наречени: Земята на Афродита, Земята на Ищар (в чест на асирийската богиня на любовта и красотата) и Земята на Лада (славянската богиня на любовта и красотата). Големите кратери са наречени в чест на изключителни жени от всички времена и народи, а малките кратери носят лични женски имена. На картите на Венера можете да намерите имена като Клеопатра (последната царица на Египет), Дашкова (директор на Академията на науките в Санкт Петербург), Ахматова (руска поетеса) и други известни имена. Руските имена включват Антонина, Галина, Зина, Зоя, Лена, Маша, Татяна и други.

Марс

Четвъртата планета от Слънцето, кръстена на бога на войната Марс, е 1,5 пъти по-далеч от Земята. Една орбитална революция отнема на Марс 687 земни дни. Орбитата на Марс има забележим ексцентрицитет (0,09), така че разстоянието му от Слънцето варира от 207 милиона км в перихелий до 250 милиона км в афелий. Орбитите на Марс и Земята лежат почти в една равнина: ъгълът между тях е само 2°. На всеки 780 дни Земята и Марс се оказват на минимално разстояние един от друг, което може да варира от 56 до 101 милиона км. Такива сближавания на планетите се наричат ​​опозиции. Ако в този момент разстоянието между планетите е по-малко от 60 милиона км, тогава противопоставянето се нарича голямо. Големи конфронтации стават на всеки 15-17 години.

Екваториалният радиус на Марс е 3394 км, с 20 км повече от полярния. Марс е десет пъти по-малък по маса от Земята, а по площ е 3,5 пъти по-малък. Периодът на аксиално въртене на Марс е определен чрез наземни телескопични наблюдения на контрастиращи характеристики на повърхността: той е 24 часа 39 минути и 36 секунди. Оста на въртене на Марс е наклонена под ъгъл 25,2° от перпендикуляра към орбиталната равнина. Следователно на Марс също има смяна на сезоните, но продължителността на сезоните е почти два пъти по-голяма от тази на Земята. Поради удължаването на орбитата сезоните в северното и южното полукълбо имат различна продължителност: лятото в северното полукълбо продължава 177 марсиански дни, а в южното е с 21 дни по-кратко, но по-топло от лятото в северното полукълбо.

Поради по-голямото си разстояние от Слънцето, Марс получава само 43% от енергията, която пада върху същата площ от земната повърхност. Средната годишна температура на повърхността на Марс е около -60 °C. Максималната температура там не надвишава няколко градуса над нулата, а минималната е регистрирана на северната полярна шапка и е -138 °C. През деня температурата на повърхността се променя значително. Например в южното полукълбо на ширина 50° характерната температура в средата на есента варира от -18 °C на обяд до -63 °C през нощта. Въпреки това, вече на дълбочина от 25 cm под повърхността, температурата е почти постоянна (около -60 ° C), независимо от времето на деня и сезона. Големите промени в температурата на повърхността се обясняват с факта, че атмосферата на Марс е много разредена и повърхността бързо се охлажда през нощта и бързо се нагрява от Слънцето през деня. Атмосферата на Марс се състои от 95% въглероден диоксид. Другите му компоненти: 2,5% азот, 1,6% аргон, по-малко от 0,4% кислород. Средното атмосферно налягане на повърхността е 6,1 mbar, т.е. 160 пъти по-малко от налягането на земния въздух на морското равнище (1 bar). В най-дълбоките падини на Марс може да достигне 12 милибара. Атмосферата на планетата е суха, в нея практически няма водни пари.

Полярните шапки на Марс са многопластови. Долният, основен слой, дебел няколко километра, се образува от обикновен воден лед, смесен с прах; този слой остава през лятото, образувайки постоянни шапки. А наблюдаваните сезонни промени в полярните шапки се дължат на горния слой с дебелина под 1 метър, състоящ се от твърд въглероден диоксид, така наречения „сух лед“. Площта, покрита от този слой, нараства бързо през зимата, достигайки паралел от 50°, а понякога дори пресича тази линия. През пролетта, когато температурата се повиши, горният слой се изпарява, оставяйки само постоянна шапка. „Вълната на потъмняване“ на повърхностните площи, наблюдавана при смяната на сезоните, се обяснява с промяната в посоката на ветровете, които постоянно духат в посока от единия към другия полюс. Вятърът отнася горния слой от рохкав материал - лек прах, разкривайки участъци от по-тъмни скали. В периоди, когато Марс преминава през перихелия, нагряването на повърхността и атмосферата се увеличава и балансът на марсианската среда се нарушава. Скоростта на вятъра се увеличава до 70 км/ч, започват вихри и бури. Понякога повече от един милиард тона прах се издигат и задържат в суспензия, докато климатичните условия на цялото марсианско кълбо се променят драстично. Продължителността на прашните бури може да достигне 50 - 100 дни. Изследването на Марс от космически кораби започва през 1962 г. с изстрелването на сондата Марс-1. Първите изображения на части от повърхността на Марс бяха предадени от Маринър 4 през 1965 г., а след това от Маринър 6 и 7 през 1969 г. Спускаемият модул Марс 3 успя да направи меко кацане. Въз основа на снимките на Маринър 9 (1971 г.) са съставени подробни карти на планетата. Той предава на Земята 7329 снимки на Марс с резолюция до 100 м, както и снимки на неговите спътници - Фобос и Деймос. Цяла флотилия от четири космически кораба Марс-4, -5, -6, -7, изстреляни през 1973 г., достигна околностите на Марс в началото на 1974 г. Поради неизправност на бордовата спирачна система Марс-4 премина на разстояние около 2200 км от повърхността на планетата, като само я снима. Марс-5 извърши дистанционно наблюдение на повърхността и атмосферата от орбитата на изкуствен спътник. Спускаемият апарат Марс 6 направи меко кацане в южното полукълбо. На Земята бяха предадени данни за химическия състав, налягането и температурата на атмосферата. Марс 7 премина на разстояние 1300 км от повърхността, без да изпълни програмата си.

Най-ефективните полети бяха двата американски Vikings, изстреляни през 1975 г. На борда на устройствата имаше телевизионни камери, инфрачервени спектрометри за запис на водни пари в атмосферата и радиометри за получаване на температурни данни. Кацащият блок Viking 1 направи меко кацане на Chrysus Planitia на 20 юли 1976 г., а кацащият блок Viking 2 на Utopia Planitia на 3 септември 1976 г. На местата за кацане бяха проведени уникални експерименти, за да се открият признаци на живот в марсианската почва. Специално устройство улови проба от почвата и я постави в един от контейнерите, съдържащ запас от вода или хранителни вещества. Тъй като всеки жив организъм променя местообитанието си, инструментите трябваше да запишат това. Въпреки че са наблюдавани някои промени в околната среда в плътно затворен контейнер, наличието на силен окислител в почвата може да доведе до същите резултати. Ето защо учените не могат уверено да припишат тези промени на активността на бактериите. Подробни снимки на повърхността на Марс и неговите спътници са направени от орбитални станции. Въз основа на получените данни бяха съставени подробни карти на повърхността на планетата, геоложки, термични и други специални карти.

Задачата на съветските станции "Фобос-1, -2", изстреляни след 13-годишно прекъсване, беше да изследват Марс и неговия спътник Фобос. В резултат на неправилна команда от Земята Фобос-1 загуби ориентация и връзката с него не можеше да бъде възстановена. "Фобос-2" влезе в орбитата на изкуствения спътник на Марс през януари 1989 г. Данните за температурните промени на повърхността на Марс и новата информация за свойствата на скалите, които изграждат Фобос, бяха получени с дистанционни методи. Получени са 38 изображения с резолюция до 40 m, като е измерена температурата на повърхността му, която в най-горещите точки е 30 °C. За съжаление не беше възможно да се изпълни основната програма за изучаване на Фобос. Контактът с устройството е загубен на 27 март 1989 г. Това не слага край на поредицата от неуспехи. Американският космически кораб Mars Observer, изстрелян през 1992 г., също не успя да изпълни мисията си. Контактът с него беше загубен на 21 август 1993 г. Не беше възможно да се постави руската станция "Марс-96" на пътя на полета до Марс.

Един от най-успешните проекти на НАСА е станцията Mars Global Surveyor, изстреляна на 7 ноември 1996 г., за да предостави подробна карта на повърхността на Марс. Устройството също така служи като телекомуникационен сателит за марсоходите Spirit и Opportunity, които бяха доставени през 2003 г. и продължават да работят и до днес. През юли 1997 г. Mars Pathfinder достави на планетата първия автоматичен марсоход Sogerner с тегло под 11 kg, който успешно изследва химическия състав на повърхността и метеорологичните условия. Марсоходът поддържаше контакт със Земята чрез модул за кацане. Автоматичната междупланетна станция на НАСА "Mars Reconnaissance Satellite" започна своята работа в орбита през март 2006 г. С помощта на камера с висока разделителна способност на повърхността на Марс беше възможно да се разграничат детайли с размери 30 см. "Mars Odyssey", "Mars Express" и „Марсиански разузнавателен сателит“ „Изследванията от орбита продължават. Апаратът "Феникс" работи в полярния регион от 25 май до 2 ноември 2008 г. Той пробива повърхността за първи път и открива лед. Финикс достави на планетата цифрова библиотека от научна фантастика. Разработват се програми за летене на астронавти до Марс. Подобна експедиция ще отнеме повече от две години, тъй като за да се върнат, ще трябва да изчакат удобно относително положение на Земята и Марс.

На съвременните карти на Марс, заедно с имената, присвоени на земни форми, идентифицирани от космически изображения, се използват и стари географски и митологични имена, предложени от Скиапарели. Най-голямата издигната област с диаметър около 6000 км и височина до 9 км се нарича Тарсис (както Иран е наричан на древните карти), а огромна пръстеновидна падина на юг с диаметър над 2000 км се нарича Елада (Гърция). Области на повърхността, гъсто покрити с кратери, се наричаха земи: Земята на Прометей, Земята на Ной и други. На долините са дадени имената на планетата Марс от езиците на различни народи. Големите кратери са кръстени на учени, а малките кратери са кръстени на населени места на Земята. Четири гигантски изгаснали вулкана се издигат над околността на височина 26 м. Най-големият от тях, планината Олимп, разположен на западния край на планината Арсида, има основа с диаметър 600 km и калдера (кратер) на върха с диаметър 60 км. Три вулкана - планината Аскриан, планината Паволина и планината Арсия - са разположени на една права линия на върха на планината Тарсис. Самите вулкани се издигат на още 17 км над Тарсис. Освен тези четири, на Марс са открити още над 70 изгаснали вулкана, но те са много по-малки по площ и височина.

На юг от екватора има гигантска долина с дълбочина до 6 км и дължина над 4000 км. Наричаше се Valles Marineris. Много по-малки долини, както и жлебове и пукнатини също са идентифицирани, което показва, че в древни времена на Марс е имало вода и следователно атмосферата е била по-плътна. Под повърхността на Марс в някои райони трябва да има слой от вечна замръзналост с дебелина няколко километра. В такива райони на повърхността близо до кратерите се виждат замръзнали потоци, необичайни за земните планети, по които може да се съди за наличието на подповърхностен лед.

С изключение на равнините, повърхността на Марс е покрита с много кратери. Кратерите изглеждат по-разрушени от тези на Меркурий и Луната. Следи от ветрова ерозия могат да се видят навсякъде.

Фобос и Деймос - естествени спътници на Марс

Спътниците на Марс са открити по време на голямото противопоставяне през 1877 г. от американския астроном А. Хол. Те се наричаха Фобос (в превод от гръцки Страх) и Деймос (Ужас), тъй като в древните митове богът на войната винаги е бил придружен от своите деца - Страх и Ужас. Сателитите са с много малки размери и неправилни форми. Голямата полуос на Фобос е 13,5 km, а малката ос е 9,4 km; Деймос има съответно 7,5 и 5,5 км. Сондата Маринър 7 снима Фобос на фона на Марс през 1969 г., а Маринър 9 изпрати множество изображения на двете луни, показващи грапавите им повърхности с много кратери. Сондите Viking и Phobos-2 направиха няколко близки подхода към сателитите. Най-добрите снимки на Фобос показват релефни детайли с размер до 5 метра.

Орбитите на сателитите са кръгли. Фобос обикаля около Марс на разстояние 6000 км от повърхността с период от 7 часа и 39 минути. Деймос се намира на 20 хиляди километра от повърхността на планетата, а орбиталният му период е 30 часа 18 минути. Периодите на въртене на спътниците около оста им съвпадат с периодите на тяхното въртене около Марс. Главните оси на сателитните фигури винаги са насочени към центъра на планетата. Фобос изгрява на запад и залязва на изток 3 пъти на марсиански ден. Средната плътност на Фобос е по-малка от 2 g/cm 3 , а ускорението на свободното падане върху повърхността му е 0,5 cm/s 2 . Човек на Фобос би тежал само няколко десетки грама и би могъл, като хвърли камък с ръка, да го накара да отлети завинаги в космоса (скоростта на излитане на повърхността на Фобос е около 13 m/s). Най-големият кратер на Фобос е с диаметър 8 км, сравним с най-малкия диаметър на самия спътник. На Деймос най-голямата падина е с диаметър 2 км. Повърхностите на спътниците са осеяни с малки кратери по същия начин като Луната. Въпреки общото сходство, изобилието от фино натрошен материал, покриващ повърхностите на спътниците, Фобос изглежда по-„разкъсан“, а Деймос има по-гладка, покрита с прах повърхност. На Фобос са открити загадъчни бразди, пресичащи почти целия спътник. Браздите са широки 100-200 м и се простират на десетки километри. Дълбочината им е от 20 до 90 метра. Има няколко за произхода на тези бразди, но засега няма достатъчно убедително обяснение, както и обяснение за произхода на самите сателити. Най-вероятно това са астероиди, заснети от Марс.

Юпитер

Не напразно Юпитер е наричан "царят на планетите". Това е най-голямата планета в Слънчевата система, превишаваща Земята с 11,2 пъти в диаметър и 318 пъти в маса. Юпитер има ниска средна плътност (1,33 g/cm3), защото се състои почти изцяло от водород и хелий. Намира се на средно разстояние от 779 милиона км от Слънцето и прекарва около 12 години на едно орбитално завъртане. Въпреки гигантските си размери, тази планета се върти много бързо – по-бързо от Земята или Марс. Най-изненадващото е, че Юпитер няма твърда повърхност в общоприетия смисъл - той е газов гигант. Юпитер води групата на гигантските планети. Наречен на върховния бог на древната митология (древните гърци - Зевс, римляните - Юпитер), той е пет пъти по-далеч от Слънцето, отколкото Земята. Поради бързото си въртене Юпитер е силно сплескан: неговият екваториален радиус (71 492 km) е със 7% по-голям от полярния му радиус, което лесно се забелязва, когато се наблюдава с телескоп. Силата на гравитацията на екватора на планетата е 2,6 пъти по-голяма от тази на Земята. Екваторът на Юпитер е наклонен само на 3° спрямо неговата орбита, така че планетата не изпитва смяна на сезоните. Наклонът на орбитата към равнината на еклиптиката е още по-малък - само 1°. На всеки 399 дни се повтарят противопоставянията между Земята и Юпитер.

Водородът и хелият са основните компоненти на тази планета: по обем съотношението на тези газове е 89% водород и 11% хелий, а по маса съответно 80% и 20%. Цялата видима повърхност на Юпитер представлява плътни облаци, образуващи система от тъмни пояси и светли зони на север и юг от екватора до паралелите на 40° северна и южна ширина. Облаците образуват слоеве от кафеникави, червени и синкави нюанси. Оказа се, че периодите на въртене на тези облачни слоеве не са еднакви: колкото по-близо са до екватора, толкова по-кратък е техният период на въртене. И така, близо до екватора те извършват революция около оста на планетата за 9 часа 50 минути, а в средните ширини - за 9 часа 55 минути. Поясите и зоните са области на низходящи и възходящи потоци в атмосферата. Атмосферните течения, успоредни на екватора, се поддържат от топлинни потоци от дълбините на планетата, както и от бързото въртене на Юпитер и енергия от Слънцето. Видимата повърхност на зоните се намира на около 20 km над поясите. На границите на пояси и зони се наблюдават силни турбулентни газови движения. Водородно-хелиевата атмосфера на Юпитер е огромна. Облачната покривка се намира на височина около 1000 км над „повърхността“, където газообразното състояние преминава в течно поради високо налягане.

Още преди полетите на космически кораби до Юпитер беше установено, че топлинният поток от дълбините на Юпитер е два пъти по-голям от притока на слънчева топлина, получена от планетата. Това може да се дължи на бавното потъване на по-тежките вещества към центъра на планетата и издигането на по-леките. Метеоритите, падащи върху планетата, също могат да бъдат източник на енергия. Цветът на коланите се обяснява с наличието на различни химични съединения. По-близо до полюсите на планетата, на високи географски ширини, облаците образуват непрекъснато поле с кафяви и синкави петна с диаметър до 1000 км. Най-известната характеристика на Юпитер е Голямото червено петно, овална характеристика с различни размери, разположена в южната тропическа зона. В момента той има размери 15 000 × 30 000 км (т.е. два глобуса могат лесно да се поберат в него), а преди сто години наблюдателите отбелязват, че размерът на Петното е два пъти по-голям. Понякога не се вижда много ясно. Голямото червено петно ​​е дълготраен вихър в атмосферата на Юпитер, който прави пълен оборот около центъра си за 6 земни дни. Първото изследване на Юпитер от близко разстояние (130 хиляди км) се проведе през декември 1973 г. с помощта на сондата Pioneer 10. Наблюденията, извършени от този апарат в ултравиолетови лъчи, показаха, че планетата има обширни водородни и хелиеви корони. Горната част на облака изглежда е съставена от перести облаци от амоняк, докато отдолу е смес от водород, метан и замръзнали амонячни кристали. Инфрачервен радиометър показа, че температурата на външната облачна покривка е около -133 °C. Открито е мощно магнитно поле и е регистрирана зоната на най-интензивното излъчване на разстояние 177 хил. км от планетата. Шлейфът на магнитосферата на Юпитер се вижда дори отвъд орбитата на Сатурн.

Маршрутът на Pioneer 11, който прелетя на разстояние 43 хиляди км от Юпитер през декември 1974 г., е изчислен по различен начин. Той премина между радиационните пояси и самата планета, избягвайки опасна доза радиация за електронно оборудване. Анализът на цветни изображения на облачния слой, получени с фотополяриметър, позволи да се идентифицират характеристиките и структурата на облаците. Височината на облаците се оказа различна в пояси и зони. Още преди полетите на Pioneer 10 и 11 от Земята, с помощта на астрономическа обсерватория, летяща на самолет, беше възможно да се определи съдържанието на други газове в атмосферата на Юпитер. Очаквано е открито наличието на фосфин - газообразно съединение на фосфор с водород (PH 3), което придава цвят на облачната покривка. При нагряване се разлага, за да се освободи червен фосфор. Уникалното относително положение в орбитите на Земята и гигантските планети, което се случи от 1976 до 1978 г., беше използвано за последователно изследване на Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун с помощта на сондите Вояджър 1 и 2. Техните маршрути са изчислени по такъв начин, че е възможно да се използва гравитацията на самите планети за ускоряване и завъртане на траекторията на полета от една планета на друга. В резултат на това полетът до Уран отне 9 години, а не 16, както би било по традиционната схема, а полетът до Нептун отне 12 години вместо 20. Такова относително разположение на планетите ще се повтори едва след 179 години.

Въз основа на данни, получени от космически сонди и теоретични изчисления, бяха построени математически модели на облачната покривка на Юпитер и бяха усъвършенствани представите за нейната вътрешна структура. В малко опростена форма Юпитер може да бъде представен като черупки с нарастваща плътност към центъра на планетата. В дъното на атмосферата с дебелина 1500 km, чиято плътност нараства бързо с дълбочината, има слой от газообразен водород с дебелина около 7000 km. На ниво 0,9 радиуса на планетата, където налягането е 0,7 Mbar и температурата е около 6500 K, водородът преминава в течно молекулярно състояние, а след още 8000 km - в течно метално състояние. Заедно с водород и хелий, слоевете съдържат малко количество тежки елементи. Вътрешното ядро ​​с диаметър 25 000 км е металосиликатно, включващо вода, амоняк и метан. Температурата в центъра е 23 000 K, а налягането е 50 Mbar. Сатурн има подобна структура.

Известни са 63 спътника, обикалящи около Юпитер, които могат да се разделят на две групи – вътрешни и външни или правилни и неправилни; първата група включва 8 спътника, втората - 55. Сателитите от вътрешната група обикалят в почти кръгови орбити, практически лежащи в равнината на екватора на планетата. Четирите най-близки до планетата спътника - Адрастея, Метида, Амалтея и Тива - имат диаметри от 40 до 270 km и се намират на 2-3 радиуса от Юпитер от центъра на планетата. Те се различават рязко от следващите ги четири спътника, разположени на разстояние от 6 до 26 радиуса на Юпитер и имащи значително по-големи размери, близки до размера на Луната. Тези големи спътници - Йо, Европа, Ганимед и Калисто са открити в началото на 17 век. почти едновременно от Галилео Галилей и Симон Мариус. Те обикновено се наричат ​​галилеевите спътници на Юпитер, въпреки че първите таблици на движението на тези спътници са съставени от Мариус.

Външната група се състои от малки спътници с диаметър от 1 до 170 км, движещи се по издължени орбити, силно наклонени към екватора на Юпитер. В същото време пет спътника по-близо до Юпитер се движат по орбитите си в посоката на въртене на Юпитер, а почти всички по-отдалечени спътници се движат в обратната посока. Подробна информация за естеството на повърхностите на сателитите е получена от космически кораби. Нека се спрем по-подробно на галилейските спътници. Диаметърът на най-близкия до Юпитер спътник Йо е 3640 km, а средната му плътност е 3,55 g/cm 3 . Вътрешността на Йо се нагрява поради приливното влияние на Юпитер и смущенията, въведени в движението на Йо от неговите съседи - Европа и Ганимед. Приливните сили деформират външните слоеве на Йо и ги нагряват. В този случай натрупаната енергия избива на повърхността под формата на вулканични изригвания. От кратерите на вулканите серен диоксид и серни пари се излъчват със скорост около 1 km/s на височина стотици километри над повърхността на сателита. Въпреки че средната температура на повърхността на Йо е около -140 °C близо до екватора, има горещи точки с размер от 75 до 250 km, където температурите достигат 100-300 °C. Повърхността на Йо е покрита с продукти от изригване и е оранжева на цвят. Средната възраст на частите по него е малка – около 1 милион години. Топографията на Йо е предимно плоска, но има няколко планини с височина от 1 до 10 км. Атмосферата на Йо е много разредена (на практика е вакуум), но зад спътника се простира газова опашка: радиация от кислород, натриеви пари и сяра - продукти от вулканични изригвания - беше открита по протежение на орбитата на Йо.

Вторият от спътниците на Галилей, Европа, е малко по-малък по размери от Луната, диаметърът му е 3130 km, а средната плътност на материята е около 3 g/cm3. Повърхността на сателита е осеяна с мрежа от светли и тъмни линии: очевидно това са пукнатини в ледената кора, получени в резултат на тектонични процеси. Ширината на тези разломи варира от няколко километра до стотици километри, а дължината им достига хиляди километри. Оценките за дебелината на кората варират от няколко километра до десетки километра. В дълбините на Европа също се освобождава енергията на приливното взаимодействие, което поддържа мантията в течна форма - подледников океан, може би дори топъл. Ето защо не е изненадващо, че има предположение за възможността за съществуването на най-простите форми на живот в този океан. Въз основа на средната плътност на сателита би трябвало да има силикатни скали под океана. Тъй като има много малко кратери на Европа, която има сравнително гладка повърхност, възрастта на елементите на тази оранжево-кафява повърхност се оценява на стотици хиляди и милиони години. Изображения с висока разделителна способност, получени от Галилео, показват отделни полета с неправилна форма с удължени успоредни хребети и долини, напомнящи магистрали. На редица места се открояват тъмни петна, най-вероятно това са отлагания на вещество, изнесено изпод ледения слой.

Според американския учен Ричард Грийнбърг условията за живот на Европа трябва да се търсят не в дълбокия подледников океан, а в множество пукнатини. Поради приливния ефект пукнатините периодично се стесняват и разширяват до ширина 1 м. Когато пукнатината се стеснява, океанската вода се спуска надолу, а когато започне да се разширява, водата се издига по нея почти до повърхността. Слънчевите лъчи проникват през ледената тапа, която пречи на водата да достигне повърхността, носейки необходимата за живите организми енергия.

Най-големият спътник в системата на Юпитер, Ганимед, има диаметър 5268 km, но средната му плътност е само два пъти по-голяма от тази на водата; това предполага, че около 50% от масата на сателита е лед. Много кратери, покриващи тъмнокафяви области, показват древната възраст на тази повърхност, около 3-4 милиарда години. По-младите зони са покрити със системи от успоредни бразди, образувани от по-лек материал в процеса на разтягане на ледената кора. Дълбочината на тези бразди е няколкостотин метра, ширината е десетки километри, а дължината може да достигне няколко хиляди километра. Някои кратери на Ганимед съдържат не само системи от светлинни лъчи (подобни на лунните), но понякога и тъмни.

Диаметърът на Калисто е 4800 км. Въз основа на средната плътност на сателита (1,83 g/cm3) се приема, че водният лед съставлява около 60% от масата му. Дебелината на ледената кора, подобно на тази на Ганимед, се оценява на десетки километри. Цялата повърхност на този спътник е изцяло осеяна с кратери с различни размери. Няма разширени равнини или системи от бразди. Кратерите на Калисто имат слабо дефинирана шахта и малка дълбочина. Уникална особеност на релефа е многопръстенова структура с диаметър 2600 km, състояща се от десет концентрични пръстена. Температурата на повърхността на екватора на Калисто достига -120 °C по обяд. Установено е, че сателитът има собствено магнитно поле.

На 30 декември 2000 г. сондата Касини премина близо до Юпитер на път за Сатурн. В същото време бяха проведени редица експерименти в близост до „краля на планетите“. Една от тях беше насочена към откриване на много разредените атмосфери на галилейските спътници по време на затъмнението им от Юпитер. Друг експеримент се състои в записване на радиацията от радиационните пояси на Юпитер. Интересното е, че успоредно с работата на Касини, същото лъчение е регистрирано с помощта на наземни телескопи от ученици и студенти в САЩ. Резултатите от техните изследвания са използвани заедно с данните на Касини.

В резултат на изследването на Галилеевите спътници беше изложена интересна хипотеза, че в ранните етапи на своята еволюция гигантските планети излъчват огромни потоци топлина в космоса. Радиация от Юпитер може да разтопи лед на повърхността на три галилееви луни. На четвъртата - Калисто - това не трябваше да се случва, тъй като е на 2 млн. км от Юпитер. Ето защо повърхността му е толкова различна от повърхностите на спътниците, които са по-близо до планетата.

Сатурн

Сред планетите-гиганти Сатурн се откроява със своята забележителна система от пръстени. Подобно на Юпитер, това е огромна, бързо въртяща се топка от предимно течен водород и хелий. Обикаляйки около Слънцето на разстояние 10 пъти по-голямо от Земята, Сатурн завършва пълна орбита в почти кръгова орбита на всеки 29,5 години. Ъгълът на наклона на орбитата спрямо равнината на еклиптиката е само 2°, докато екваториалната равнина на Сатурн е наклонена с 27° спрямо равнината на неговата орбита, така че смяната на сезоните е присъща на тази планета.

Името на Сатурн се връща към римския аналог на древния титан Кронос, син на Уран и Гея. Тази втора по големина планета е 800 пъти по-голяма от Земята по обем и 95 пъти по-голяма по маса. Лесно се изчислява, че нейната средна плътност (0,7 g/cm3) е по-малка от плътността на водата – уникално ниска за планетите от Слънчевата система. Екваториалният радиус на Сатурн по горната граница на облачния слой е 60 270 км, а полярният радиус е няколко хиляди километра по-малък. Периодът на въртене на Сатурн е 10 часа 40 минути. Атмосферата на Сатурн съдържа 94% водород и 6% хелий (по обем).

Нептун

Нептун е открит през 1846 г. в резултат на точна теоретична прогноза. След като изучава движението на Уран, френският астроном Льо Верие установява, че седмата планета се влияе от привличането на също толкова масивно неизвестно тяло и изчислява нейното положение. Водени от тази прогноза, немските астрономи Хале и Д'Арест откриват Нептун.По-късно се оказва, че като се започне от Галилей, астрономите отбелязват положението на Нептун на картите, но го приемат за звезда.

Нептун е четвъртата от гигантските планети, кръстена на бога на моретата в древната митология. Екваториалният радиус на Нептун (24 764 км) е почти 4 пъти по-голям от радиуса на Земята, а масата на Нептун е 17 пъти по-голяма от нашата планета. Средната плътност на Нептун е 1,64 g/cm3. Той обикаля около Слънцето на разстояние от 4,5 милиарда км (30 AU), завършвайки пълен цикъл за почти 165 земни години. Равнината на орбитата на планетата е наклонена с 1,8° спрямо равнината на еклиптиката. Наклонът на екватора спрямо орбиталната равнина е 29,6°. Поради голямата му отдалеченост от Слънцето, осветеността на Нептун е 900 пъти по-малка от тази на Земята.

Данните, предадени от Вояджър 2, който премина на 5000 км от облачния слой на Нептун през 1989 г., разкриха подробности за облачната покривка на планетата. Ивиците на Нептун са слабо изразени. Голямо тъмно петно ​​с размерите на нашата планета, открито в южното полукълбо на Нептун, е гигантски антициклон, който завършва революция на всеки 16 земни дни. Това е зона с високо налягане и температура. За разлика от Голямото червено петно ​​на Юпитер, което се движи със скорост 3 m/s, Голямото тъмно петно ​​на Нептун се движи на запад със скорост 325 m/s. Тъмно петно ​​с по-малък размер, разположено на 74° южна ширина. ш., за седмица се измести с 2000 км на север. Леко образувание в атмосферата, така нареченият „скутер“, също се отличаваше с доста бързото си движение. На места скоростта на вятъра в атмосферата на Нептун достига 400-700 m/s.

Подобно на други планети гиганти, атмосферата на Нептун е предимно водород. Хелият представлява около 15%, а метанът е 1%. Видимият облачен слой съответства на налягане от 1,2 бара. Предполага се, че в дъното на атмосферата на Нептун има океан от вода, наситена с различни йони. Изглежда, че значителни количества метан се съдържат по-дълбоко в ледената мантия на планетата. Дори при температури от хиляди градуси, при налягане от 1 Mbar, смес от вода, метан и амоняк може да образува твърд лед. Горещата, ледена мантия вероятно представлява 70% от масата на планетата. Около 25% от масата на Нептун, според изчисленията, трябва да принадлежи на ядрото на планетата, състоящо се от оксиди на силиций, магнезий, желязо и неговите съединения, както и скали. Модел на вътрешната структура на планетата показва, че налягането в центъра й е около 7 Mbar, а температурата е около 7000 K. За разлика от Уран, топлинният поток от дълбините на Нептун е почти три пъти по-голям от топлината, получена от слънцето. Това явление се свързва с отделянето на топлина по време на радиоактивния разпад на вещества с високо атомно тегло.

Магнитното поле на Нептун е половината от това на Уран. Ъгълът между оста на магнитния дипол и оста на въртене на Нептун е 47°. Центърът на дипола е изместен на 6000 км към южното полукълбо, така че магнитната индукция на южния магнитен полюс е 10 пъти по-висока, отколкото на северния.

Пръстените на Нептун като цяло са подобни на пръстените на Уран, с единствената разлика, че общата площ на материята в пръстените на Нептун е 100 пъти по-малка, отколкото в пръстените на Уран. Отделни дъги на пръстените, обграждащи Нептун, са открити по време на закриване на звезди от планетата. Изображенията на Вояджър 2 около Нептун показват отворени образувания, наречени арки. Те са разположени върху непрекъснат най-външен пръстен с ниска плътност. Диаметърът на външния пръстен е 69,2 хиляди км, а ширината на арките е приблизително 50 км. Други пръстени, разположени на разстояния от 61,9 хил. км до 62,9 хил. км, са затворени. По време на наблюдения от Земята до средата на ХХ век са открити 2 спътника на Нептун - Тритон и Нереида. Вояджър 2 откри още 6 спътника с размери от 50 до 400 км и изясни диаметрите на Тритон (2705 км) и Нереида (340 км). През 2002-03г По време на наблюдения от Земята са открити още 5 далечни спътника на Нептун.

Най-големият спътник на Нептун, Тритон, обикаля около планетата на разстояние 355 хиляди км с период от около 6 дни по кръгова орбита, наклонена на 23° спрямо екватора на планетата. Освен това той е единственият от вътрешните спътници на Нептун, който се движи в орбита в обратна посока. Периодът на аксиално въртене на Тритон съвпада с неговия орбитален период. Средната плътност на Тритон е 2,1 g/cm3. Температурата на повърхността е много ниска (38 K). На сателитни изображения по-голямата част от повърхността на Тритон изглежда като равнина с много пукнатини, което я прави да прилича на кора от пъпеш. Южният полюс е заобиколен от светла полярна шапка. В равнината са открити няколко падини с диаметър 150 - 250 km. Вероятно ледената кора на спътника е била преработвана многократно в резултат на тектонична активност и падане на метеорит. Тритон изглежда има скалисто ядро ​​с радиус около 1000 км. Предполага се, че ледена кора с дебелина около 180 км покрива воден океан с дълбочина около 150 км, наситен с амоняк, метан, соли и йони. Тънката атмосфера на Тритон е предимно азот, с малки количества метан и водород. Снегът на повърхността на Тритон е азотен скреж. Полярната шапка също се формира от азотна слана. Удивителните образувания, идентифицирани на полярната шапка, са тъмни петна, разширени на североизток (около петдесет от тях бяха открити). Те се оказаха газови гейзери, издигащи се на височина до 8 км и след това се превръщат в струи, простиращи се на около 150 км.

За разлика от другите вътрешни спътници, Нереида се движи по много издължена орбита, като нейният ексцентрицитет (0,75) е по-близък до орбитата на кометите.

Плутон

Плутон, след откриването му през 1930 г., е смятан за най-малката планета в Слънчевата система. През 2006 г. с решение на Международния астрономически съюз тя беше лишена от статута на класическа планета и стана прототип на нов клас обекти - планети джуджета. Досега групата планети джуджета включва също астероида Церера и няколко наскоро открити обекта в пояса на Кайпер, отвъд орбитата на Нептун; един от тях е дори по-голям от Плутон. Няма съмнение, че други подобни обекти ще бъдат открити в пояса на Кайпер; така че може да има доста планети джуджета в слънчевата система.

Плутон обикаля около Слънцето на всеки 245,7 години. По време на откриването си тя е била доста далеч от Слънцето, заемайки мястото на деветата планета в Слънчевата система. Но орбитата на Плутон, както се оказва, има значителен ексцентрицитет, така че във всеки орбитален цикъл той е по-близо до Слънцето от Нептун в продължение на 20 години. В края на ХХ век имаше точно такъв период: на 23 януари 1979 г. Плутон пресече орбитата на Нептун, така че беше по-близо до Слънцето и формално се превърна в осмата планета. Той остана в този статус до 15 март 1999 г. След като премина през перихелия на своята орбита (29,6 AU) през септември 1989 г., Плутон сега се отдалечава към афелия (48,8 AU), който ще достигне през 2112 г. и ще завърши първата пълна революция около Слънцето след откриването му едва през 2176 г.

За да разберем интереса на астрономите към Плутон, трябва да си припомним историята на откриването му. В началото на ХХ век, наблюдавайки движението на Уран и Нептун, астрономите забелязаха някаква странност в поведението им и предположиха, че отвъд орбитите на тези планети има друга, неоткрита, гравитационното влияние на която влияе върху движението на известните планети. гигантски планети. Астрономите дори са изчислили предполагаемото местоположение на тази планета - "Планетата X" - макар и не много уверено. След дълго търсене през 1930 г. американският астроном Клайд Томбо открива деветата планета, наречена на бога на подземния свят – Плутон. Откритието обаче очевидно е случайно: последвалите измервания показват, че масата на Плутон е твърде малка, за да може неговата гравитация да повлияе значително на движението на Нептун и особено на Уран. Орбитата на Плутон се оказа значително по-издължена от тази на другите планети и забележимо наклонена (17°) спрямо еклиптиката, което също не е характерно за планетите. Някои астрономи са склонни да смятат Плутон за "погрешна" планета, по-скоро като стероид или изгубена луна на Нептун. Плутон обаче има свои собствени спътници и понякога има атмосфера, когато ледът, покриващ повърхността му, се изпарява в областта на перихелия на орбитата. Като цяло Плутон е много слабо проучен, тъй като все още нито една сонда не е достигнала до него; Доскоро дори такива опити не бяха правени. Но през януари 2006 г. космическият кораб New Horizons (НАСА) се изстреля към Плутон, който трябва да прелети покрай планетата през юли 2015 г.

Чрез измерване на интензитета на слънчевата светлина, отразена от Плутон, астрономите са установили, че видимата яркост на планетата варира периодично. Този период (6,4 дни) беше приет за период на аксиално въртене на Плутон. През 1978 г. американският астроном Дж. Кристи обърна внимание на неправилната форма на изображението на Плутон в снимки, направени с най-добра ъглова разделителна способност: размазано петно ​​от изображението често замъглява издатината от едната страна; позицията му също се променя с период от 6,4 дни. Кристи заключава, че Плутон има доста голям спътник, който се нарича Харон на името на митичния лодкар, който транспортира душите на мъртвите по реките в подземното царство на мъртвите (владетелят на това царство, както е известно, беше Плутон). Харон се появява или от север, или от юг на Плутон, така че стана ясно, че орбитата на спътника, подобно на оста на въртене на самата планета, е силно наклонена към равнината на нейната орбита. Измерванията показаха, че ъгълът между оста на въртене на Плутон и равнината на неговата орбита е около 32°, а въртенето е обратно. Орбитата на Харон лежи в екваториалната равнина на Плутон. През 2005 г. бяха открити още два малки спътника - Хидра и Никс, орбитиращи по-далеч от Харон, но в същата равнина. Така Плутон и неговите спътници приличат на Уран, който се върти „легнал на една страна“.

Периодът на въртене на Харон от 6,4 дни съвпада с периода на движение около Плутон. Подобно на Луната, Харон винаги е обърнат към планетата с една страна. Това е характерно за всички спътници, които се движат близо до планетата. Друго нещо е изненадващо - Плутон също винаги е обърнат към Харон с една и съща страна; в този смисъл те са равни. Плутон и Харон са уникална бинарна система, много компактна и с безпрецедентно високо съотношение на масата сателит към планета (1:8). Съотношението на масите на Луната и Земята например е 1:81, а други планети имат подобни съотношения, които са много по-малки. По същество Плутон и Харон са двойна планета джудже.

Най-добрите изображения на системата Плутон-Харон са получени от космическия телескоп Хъбъл. От тях беше възможно да се определи разстоянието между спътника и планетата, което се оказа само около 19 400 км. Използвайки затъмнения на звезди от Плутон, както и взаимни затъмнения на планетата от нейния спътник, беше възможно да се изяснят техните размери: диаметърът на Плутон, според последните оценки, е 2300 км, а диаметърът на Харон е 1200 км. Средната плътност на Плутон е от 1,8 до 2,1 g/cm 3 , а на Харон от 1,2 до 1,3 g/cm 3 . Очевидно вътрешната структура на Плутон, състояща се от скали и воден лед, се различава от структурата на Харон, която е по-скоро като ледените спътници на гигантските планети. Повърхността на Харон е с 30% по-тъмна от тази на Плутон. Цветът на планетата и сателита също са различни. Очевидно те са се образували независимо един от друг. Наблюденията показват, че яркостта на Плутон се увеличава забележимо в перихелия на неговата орбита. Това даде основание да се предположи появата на временна атмосфера на Плутон. По време на окултирането на звездата от Плутон през 1988 г., яркостта на тази звезда намалява постепенно в продължение на няколко секунди, от което най-накрая се установява, че Плутон има атмосфера. Основният му компонент най-вероятно е азот, а други компоненти могат да включват метан, аргон и неон. Дебелината на слоя мъгла се оценява на 45 км, а дебелината на самата атмосфера е 270 км. Съдържанието на метан трябва да варира в зависимост от позицията на Плутон в орбита. Плутон премина през перихелия през 1989 г. Изчисленията показват, че част от отлаганията на замръзнал метан, азот и въглероден диоксид, присъстващи на повърхността му под формата на лед и скреж, когато планетата се приближи до Слънцето, преминава в атмосферата. Максималната температура на повърхността на Плутон е 62 K. Повърхността на Харон изглежда е образувана от воден лед.

И така, Плутон е единствената планета (макар и джудже), чиято атмосфера се появява и изчезва, като тази на комета по време на движението й около Слънцето. С помощта на космическия телескоп Хъбъл през май 2005 г. бяха открити два нови спътника на планетата джудже Плутон, наречени Никта и Хидра. Орбитите на тези спътници са разположени извън орбитата на Харон. Никс е на около 50 000 км от Плутон, а Хидра е на около 65 000 км. Мисията New Horizons, стартирана през януари 2006 г., е предназначена да изследва околностите на Плутон и пояса на Кайпер.

История и структура

Слънчевата система е нашата планетна система, която включва Слънцето и всички природни обекти, въртящи се около него. Появи се преди 4,57 милиарда години, когато температурата и налягането, създадени от гравитацията в първичния облак от газ и прах, доведоха до началото на термоядрена реакция.

По-голямата част от масата на слънчевата система се съдържа в Слънцето, а останалата част се съдържа в планети, планети джуджета, астероиди, комети, прах и газ. Осем относително самотни планети имат относително кръгови орбити и се намират в границите на почти плосък диск - равнината на еклиптиката. Земята е част от така наречената земна група, която включва първите четири планети от Слънцето - Меркурий, Венера, Земя и, състояща се главно от силикати и метали. Следват ги група от четири по-отдалечени от Слънцето планети - , Уран и Нептун (наричани още газови гиганти), в сравнение с планетите от земния тип, техните размери са огромни. Особено големи са Юпитер и Сатурн, най-големите в Слънчевата система, състоящи се главно от хелий и водород; Освен водород и хелий, съставът на Уран и Нептун съдържа също въглероден окис и метан. Тези планети се наричат ​​още "ледени гиганти". Всички газови гиганти са заобиколени от пръстени от прах и други частици.

Нашата система има две области с малки тела. Астероиден пояс между Марс и Юпитервключва много обекти, състоящи се от силикати и метали, което показва сходство с планетите от земна група. Най-големите обекти в него са планетата джудже и астероидите Веста, Хигия и Палада. Отвъд орбитата на Нептун се намира така нареченият пояс на Кайпер, чиито обекти се състоят от воден лед, амоняк и метан. Най-големите обекти от пояса на Кайпероткрити на този ден се считат за Седна, Хаумеа, Макемаке, Кваоар, Оркус и Ериду.

В Слънчевата система има и други популации от малки тела, като планетарни квазисателити и троянци, близки до Земята астероиди, кентаври, дамоклоиди, както и комети, метеороиди и космически прах, движещи се през системата.

Слънчевият вятър (плазмен поток от Слънцето) създава мехур в междузвездната среда, наречен хелиосфера, който се простира до ръба на разпръснатия диск. Хипотетичният облак на Оорт, който служи като източник на комети с дълъг период, може да се простира на разстояние около хиляда пъти по-далеч от хелиосферата.

Слънчевата система е част от галактиката Млечен път.

Централният обект на системата, Слънцето, е така нареченото жълто джудже и принадлежи към звездите от главната последователност от спектрален клас G2V. Въпреки името си, Слънцето съвсем не е малка звезда. Масата му е приблизително 99,866% от масата на цялата система. Около 99% от останалата маса идва от газовите гиганти (от които най-много се падат на Юпитер и Сатурн - около 90%).

Движението на повечето големи обекти в Слънчевата система става практически в една и съща равнина, т.нар еклиптична равнина, но движението на кометите и много обекти от пояса на Кайпер често се характеризира с голям ъгъл на наклон към тази равнина.

Следва посоката на въртене на всички планети и повечето други обекти посока на въртене на Слънцето, има изключения от това правило, например Халеевата комета.

Най-високата ъглова скорост е регистрирана за Меркурий - необходими са му 88 земни дни, за да завърши една обиколка около Слънцето, а за най-отдалечената планета Нептун една обиколка около Слънцето се случва за 165 земни години.

За повечето планети посоката на въртене около оста им и посоката на въртене около Слънцето са еднакви, изключения от това правило са Венера и Уран. Венера се върти в обратна посока и много бавно, едно завъртане се случва на всеки 243 земни дни, а оста на въртене на Уран е наклонена спрямо оста на еклиптиката с почти 90°, на практика той „лежи на една страна“.

Много планети в Слънчевата система имат луни, някои от които са по-големи от Меркурий. Често големите спътници се въртят синхронно, което означава, че сателитът винаги е обърнат към планетата с една страна.

Науката

Космически кораби, които изучават планетите днес:

Планета Меркурий

От планетите от земния тип може би най-малко изследователи са обърнали внимание на Меркурий. За разлика от Марс и Венера, Меркурий е най-малко подобната на Земята планета в тази група.. Това е най-малката планета в Слънчевата система и най-близката до Слънцето.

Снимки на повърхността на планетата, направени от безпилотния космически кораб Messenger през 2011 и 2012 г.

Досега само 2 космически кораба са изпратени до Меркурий - Моряк 10(НАСА) и "Пратеник"(НАСА). Първото устройство е все още през 1974-75гобиколи планетата три пъти и се приближи възможно най-близо до Меркурий 320 километра.

Благодарение на тази мисия са получени хиляди полезни снимки, направени са изводи за нощните и дневните температури, релефа и атмосферата на Меркурий. Измерено е и магнитното му поле.

Космически кораб Mariner 10 преди изстрелване

Информация, получена от кораба Моряк 10, се оказа недостатъчно, така че през 2004 гАмериканците пуснаха втори апарат за изследване на Меркурий - "Пратеник", който достигна орбитата на планетата 18 март 2011 г.

Работа върху космическия кораб Messenger в космическия център Кенеди, Флорида, САЩ

Въпреки факта, че Меркурий е сравнително близка планета от Земята, за да влезе в нейната орбита, космически кораб "Пратеник"необходими повече от 6 години. Това се дължи на факта, че е невъзможно да се стигне директно от Земята до Меркурий поради високата скорост на Земята, така че учените трябва да разработят сложни гравитационни маневри.

Космическият кораб Messenger в полет (компютърно изображение)

"Пратеник"все още е в орбита на Меркурий и продължава да прави открития, въпреки че мисията е проектирана за по-кратък период. Задачата на учените при работа с апарата е да открият каква е геоложката история на Меркурий, какво магнитно поле има планетата, каква е структурата на нейното ядро, какви необичайни материали има на полюсите и т.н.

В края на ноември 2012гизползване на устройството "Пратеник"Изследователите успяха да направят невероятно и доста неочаквано откритие: На полюсите на Меркурий има вода под формата на лед.

Кратери на един от полюсите на Меркурий, където е открита вода

Странното при това явление е, че тъй като планетата се намира много близо до Слънцето, температурата на нейната повърхност може да се повиши до 400 градуса по Целзий! Но поради аксиалния си наклон полюсите на планетите се намират в сянката, където остават ниски температури, така че ледът не се топи.

Бъдещи полети до Меркурий

Наречена е нова мисия за изследване на Меркурий "БепиКоломбо", което е съвместно усилие между Европейската космическа агенция (ESA) и японската JAXA. Този кораб е планиран за изстрелване през 2015г, въпреки че едва накрая ще успее да постигне целта си след 6 години.

Проектът BepiColombo ще включва два космически кораба, всеки със свои собствени задачи

Руснаците също планират да пуснат свой кораб до Меркурий "Меркурий-П" през 2019 г. Въпреки това, датата на стартиране вероятно ще бъде отложена. Тази междупланетна станция и спускаем апарат ще бъде първият космически кораб, който ще кацне на повърхността на най-близката до Слънцето планета.

Планета Венера

Вътрешната планета Венера, съседката на Земята, е интензивно изследвана от стартиращи космически мисии от 1961г. От тази година съветските космически кораби започнаха да се изпращат на планетата - "Венера"И "Вега".

Сравнение на планетите Венера и Земя

Полети до Венера

В същото време американците изследваха планетата с помощта на устройства "Мариер", "Пионер-Венера-1", "Пионер-Венера-2", "Магелан". Европейската космическа агенция в момента работи с устройството "Венера експрес", който действа от 2006г. В 2010Японски кораб отиде до Венера "Акацуки".

Апарат "Венера експрес"достигнах дестинацията си през април 2006 г. Беше планирано този кораб да изпълни мисията след 500 дниили 2 венериански години, но с течение на времето мисията беше удължена.

Космическият кораб "Венера експрес" в работа по идеи на художника

Целта на този проект беше да се проучи по-подробно сложната химия на планетата, характеристиките на планетата, взаимодействието между атмосферата и повърхността и др. Учените също искат да знаят повече за историята на планетатаи разберете защо планета, толкова подобна на Земята, е поела по напълно различен еволюционен път.

"Венера експрес" по време на строителството

японски космически кораб "Акацуки", също известен като ПЛАНЕТА-C, стартира през май 2010 г, но след приближаване на Венера декември, не успя да влезе в орбитата му.

Все още не е ясно какво да се прави с това устройство, но учените не губят надежда, че все пак ще бъде ще може да изпълни задачата си,макар и много късно. Най-вероятно корабът не е достигнал орбита поради проблеми с клапан в горивопровода, което е причинило преждевременното изключване на двигателя.

Нови космически кораби

През ноември 2013гстартирането е планирано „Европейски изследовател на Венера“- сонда на Европейската космическа агенция, която се подготвя да изследва атмосферата на нашата съседка. Проектът ще включва два сателита,който, обикаляйки планетата в различни орбити, ще събира необходимата информация.

Повърхността на Венера е гореща и земните кораби трябва да имат добра защита

Също през 2016 гРусия планира да изпрати космически кораб до Венера "Венера-Д"да изследваме атмосферата и повърхността, за да разберем къде изчезна водата от тази планета?

Спускаемият апарат и балонната сонда ще трябва да работят на повърхността на Венера около седмица.

Планетата Марс

Днес Марс се изучава и изследва най-интензивно и не само защото тази планета е толкова близо до Земята, но и защото условията на Марс са най-сходни с тези на Земята, следователно те търсят предимно извънземен живот там.

В момента работи на Марс три орбитални сателита и 2 роувъра, а преди тях Марс беше посетен от огромен брой земни космически кораби, някои от които, за съжаление, се провалиха.

През октомври 2001гОрбитален апарат на НАСА "Марс Одисей"влезе в орбитата на Червената планета. Той предположи, че под повърхността на Марс може да има отлагания на вода под формата на лед. Това е потвърдено през 2008гслед години на изучаване на планетата.

Сонда Mars Odyssey (компютърно изображение)

Апарат "Марс Одисей"работи успешно и днес, което е рекорд за продължителността на работа на подобни устройства.

През 2004гв различни части на планетата в Кратер Гусеви на Меридианно платоМарсоходите кацнаха съответно "дух"И "Възможност", които трябваше да открият доказателства за съществуването в миналото на течна вода на Марс.

Марсоход "дух"заседнал в пясъка след 5 години успешна работа и в крайна сметка Контактът с него е прекъснат от март 2010 г. Тъй като зимата на Марс беше твърде сурова, температурата не беше достатъчна, за да поддържа енергията на батерията. Втори марсоход на проекта "Възможност"Освен това се оказа доста издръжлив и все още работи на Червената планета.

Панорама на кратера Еребус, заснета от марсохода Opportunity през 2005 г

От 6 август 2012гНай-новият марсоход на НАСА работи на повърхността на Марс "любопитство", който е няколко пъти по-голям и по-тежък от предишните марсоходи. Неговата задача е да анализира марсианската почва и компонентите на атмосферата. Но основната задача на устройството е да установи Има ли живот на Марс, или може би е била тук в миналото. Целта е също да се получи подробна информация за геологията на Марс и неговия климат.

Сравнение на марсоходите от най-малкия към най-големия: Sojourner, Oppotunity и Curiosity

Също и с помощта на марсохода "любопитство"изследователите искат да се подготвят за човешки полет до Червената планета. Мисията откри следи от кислород и хлор в атмосферата на Марс, а също така откри следи от пресъхнала река.

Марсоходът "Кюриосити" работи. февруари 2013 г

Преди няколко седмици марсоходът успя да пробие малка дупка в земятаМарс, който се оказа, че изобщо не е червен, а сив отвътре. Проби от почвата от плитки дълбочини бяха взети от марсохода за анализ.

С бормашина е направена дупка с дълбочина 6,5 сантиметра в земята и са взети проби за анализ.

Мисии до Марс в бъдеще

В близко бъдеще изследователи от различни космически агенции планират още няколко мисии до Марс, чиято цел е да получи по-подробна информация за Червената планета. Сред тях е и междупланетна сонда "MAVEN"(NASA), който ще отиде до Червената планета през ноември 2013 г.

Европейска мобилна лаборатория планира да отиде на Марс през 2018 г, който ще продължи да работи "любопитство", ще пробие почвата и ще анализира проби.

Руска автоматична междупланетна станция "Фобос-Грунт 2"планирани за стартиране през 2018 ги също така ще вземе проби от почвата от Марс, за да ги пренесе на Земята.

Работа по апарата Phobos-Grunt 2 след неуспешен опит за изстрелване на Phobos-Grunt-1

Както е известно, отвъд орбитата на Марс има астероиден пояс, който разделя земните планети от останалите външни планети. Много малко космически кораби са изпратени до далечните краища на нашата слънчева система, което се дължи на огромни разходи за енергияи други трудности при летенето на такива огромни разстояния.

Предимно американци подготвяха космически мисии за далечни планети. През 70-те години на миналия век беше наблюдаван парад на планетите, което се случва много рядко, така че тази възможност да обиколите всички планети наведнъж не може да бъде пропусната.

Планета Юпитер

Досега към Юпитер са изстрелвани само космически кораби на НАСА. Краят на 80-те - началото на 90-те годиниСССР планира своите мисии, но поради разпадането на Съюза те така и не бяха изпълнени.

Първите апарати, които долетяха до Юпитер бяха "Пионер-10"И "Пионер-11", който се приближи до планетата гигант през 1973-74. През 1979гизображения с висока разделителна способност са направени от устройства "Пътешественици".

Последният космически кораб в орбита на Юпитер беше "Галилео", чиято мисия започна през 1989ги приключи през 2003 г. Това устройство беше първото, което влезе в орбита на планетата, а не просто прелетя. Той помогна да се проучи атмосферата на газовия гигант отвътре, неговите спътници, а също така помогна да се наблюдава падането на фрагменти Комета Шумейкър-Леви 9, който се блъсна в Юпитер през юли 1994 г.

Космически кораб Галилео (компютърно изображение)

Използване на устройството "Галилео"успя да запише силни гръмотевични бури и мълниив атмосферата на Юпитер, които са хиляди пъти по-силни от тези на Земята! Устройството също засне Голямото червено петно ​​на Юпитер, които астрономите са заменили преди 300 години. Диаметърът на тази гигантска буря е по-голям от диаметъра на Земята.

Направени са и открития, свързани със спътниците на Юпитер – много интересни обекти. Например, "Галилео"помогна да се установи, че под повърхността на спътника Европа има океан от течна вода, а спътникът Йо има неговото магнитно поле.

Юпитер и неговите луни

След приключване на мисията "Галилео"разтопени в горните слоеве на атмосферата на Юпитер.

Полет до Юпитер

През 2011НАСА изстреля нов апарат към Юпитер - космическа станция "Джуно", който трябва да достигне планетата и да влезе в орбита през 2016 г. Целта му е да помогне за изучаването на магнитното поле на планетата, както и "Джуно"трябва да разбере дали Юпитер има твърдо ядро, или е само хипотеза.

Космическият кораб Juno ще достигне целта си едва след 3 години

Миналата година Европейската космическа агенция обяви намерението си да се подготви за 2022 гнова европейско-руска мисия за изследване на Юпитер и неговите спътници Ганимед, Калисто и Европа. Плановете включват и кацане на апарата на сателита Ganymede. през 2030 г.

Планета Сатурн

За първи път космически кораб прелетя близо до планетата Сатурн "Пионер-11"и това се случи през 1979 г. Година по-късно посетих планетата Вояджър 1, а година по-късно - Вояджър 2. Тези три космически кораба прелетяха покрай Сатурн, но успяха да направят много изображения, полезни за изследователите.

Получени са подробни изображения на известните пръстени на Сатурн, открито е магнитното поле на планетата и са наблюдавани мощни бури в атмосферата.

Сатурн и неговият спътник Титан

Автоматичната космическа станция отне 7 години "Касини-Хюйгенс", да се през юли 2007 гвлизат в орбитата на планетата. Този апарат, състоящ се от два елемента, трябваше, освен самия Сатурн, да го изучава най-големият спътник Титан, която приключи успешно.

Космически кораб Касини-Хюйгенс (компютърно изображение)

Луната на Сатурн Титан

Доказано е съществуването на течност и атмосфера на спътника Титан. Учените предполагат, че сателитът е доста може да съществуват най-простите форми на живот, но това все още трябва да се докаже.

Снимка на спътника на Сатурн Титан

Първоначално беше планирано мисията "Касини"ще бъде до 2008г, но по-късно е удължаван няколко пъти. В близко бъдеще се планират нови съвместни мисии на американци и европейци до Сатурн и неговите луни. Титан и Енцелад.

Планети Уран и Нептун

Тези далечни планети, които не се виждат с просто око, се изучават от астрономите главно от Земята с помощта на телескопи. Единственото превозно средство, което се доближи до тях, беше Вояджър 2, който, след като посети Сатурн, се насочи към Уран и Нептун.

Първо Вояджър 2прелетя покрай Уран през 1986 ги направи снимки отблизо. Уран се оказа напълно неизразителен: на него не бяха забелязани бури или облачни ивици, които имат други планети гиганти.

Вояджър 2 лети покрай Уран (компютърно изображение)

Използване на космически кораб Вояджър 2успя да открие много подробности, включително пръстени на Уран, нови спътници. Всичко, което знаем за тази планета днес, е известно благодарение на Вояджър 2, който прелетя с голяма скорост покрай Уран и направи няколко снимки.

Вояджър 2 лети покрай Нептун (компютърно изображение)

През 1989г Вояджър 2стигна до Нептун, правейки снимки на планетата и нейния спътник. Тогава беше потвърдено, че планетата има магнитно поле и Голямото тъмно петно, което е постоянна буря. Слаби пръстени и нови сателити също бяха открити близо до Нептун.

Планирано е изстрелването на нови космически кораби към Уран през 2020 г, но точните дати все още не са обявени. НАСА възнамерява да изпрати не само орбитален апарат до Уран, но и атмосферна сонда.

Космическият кораб Urane Orbiter се насочва към Уран (компютърно изображение)

Планета Плутон

В миналото планетата, а днес планета джудже Плутон- един от най-отдалечените обекти в Слънчевата система, което затруднява изучаването му. Прелитайки покрай другите далечни планети, също Вояджър 1, нито имам Вояджър 2не беше възможно да посетим Плутон, така че всичките ни знания за този обект получихме благодарение на телескопите.

Космически кораб New Horizons (компютърно изображение)

До края на 20 векастрономите не се интересуваха особено от Плутон, но посветиха всичките си усилия на изучаването на по-близки планети. Поради отдалечеността на планетата бяха необходими големи разходи, особено за да може потенциалното устройство да се захранва с енергия, докато е далеч от Слънцето.

Накрая просто в началото на 2006гКосмическият кораб на НАСА успешно изстрелян "Нови хоризонти". Той все още е на път: планирано е, че през август 2014 гтой ще бъде близо до Нептун и ще достигне само системата на Плутон през юли 2015г.

Изстрелване на ракета с космическия кораб New Horizons от Кейп Канаверал, Флорида, САЩ, 2006 г.

За съжаление съвременните технологии все още няма да позволят на устройството да навлезе в орбитата на Плутон и да намали скоростта му, така че просто ще мине покрай планета джудже. В рамките на шест месеца изследователите ще имат възможност да проучат данните, които ще получат с помощта на устройството "Нови хоризонти".

През януари 2016 г. учени обявиха, че в Слънчевата система може да има друга планета. Много астрономи го търсят; изследванията досега са довели до двусмислени заключения. Въпреки това откривателите на планетата Х са уверени в нейното съществуване. говори за последните резултати от работата в тази посока.

За възможното откриване на Планета X извън орбитата на Плутон, астрономите и Константин Батигин от Калифорнийския технологичен институт (САЩ). Деветата планета от Слънчевата система, ако съществува, е около 10 пъти по-тежка от Земята, а свойствата й наподобяват Нептун - газов гигант, най-отдалечената от известните планети, обикалящи около нашата звезда.

Според оценките на авторите периодът на въртене на планетата X около Слънцето е 15 хиляди години, нейната орбита е силно издължена и наклонена спрямо равнината на орбитата на Земята. Максималното разстояние от Слънцето на планетата X се оценява на 600-1200 астрономически единици, което отвежда нейната орбита отвъд пояса на Кайпер, в който се намира Плутон. Произходът на планетата X е неизвестен, но Браун и Батигин смятат, че този космически обект е бил изваден от протопланетен диск близо до Слънцето преди 4,5 милиарда години.

Астрономите откриха тази планета теоретично, като анализираха гравитационното смущение, което тя упражнява върху други небесни тела в пояса на Кайпер - траекториите на шест големи транснептунови обекта (тоест разположени извън орбитата на Нептун) бяха комбинирани в един клъстер (с подобен перихелий аргументи, дължина на възходящия възел и наклон). Браун и Батигин първоначално оцениха вероятността за грешка в своите изчисления на 0,007 процента.

Къде точно се намира Планетата Х не е известно, не е ясно каква част от небесната сфера трябва да се проследява с телескопи. Небесното тяло е разположено толкова далеч от Слънцето, че е изключително трудно да се забележи излъчването му със съвременни средства. А доказателствата за съществуването на Планетата X въз основа на гравитационното влияние, което упражнява върху небесните тела в пояса на Кайпер, са само косвени.

Видео: caltech / YouTube

През юни 2017 г. астрономи от Канада, Великобритания, Тайван, Словакия, САЩ и Франция потърсиха Планета Х, използвайки OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) каталог на транснептунови обекти. Изследвани са орбиталните елементи на осем транснептунови обекта, чието движение би било повлияно от Планетата Х - обектите биха били групирани по определен начин (групирани) според техния наклон. Сред осемте обекта четири са изследвани за първи път, като всички те се намират на разстояние повече от 250 астрономически единици от Слънцето. Оказа се, че параметрите на един обект, 2015 GT50, не се вписват в групирането, което поставя под съмнение съществуването на Планетата X.

Откривателите на Planet X обаче смятат, че 2015 GT50 не противоречи на изчисленията им. Както отбеляза Батигин, числените симулации на динамиката на Слънчевата система, включително Планетата X, показват, че отвъд голямата полуос от 250 астрономически единици трябва да има два клъстера от небесни тела, чиито орбити са подравнени с Планетата X: единият стабилен, други метастабилни. Въпреки че 2015 GT50 не е включен в нито един от тези клъстери, той все още се възпроизвежда от симулацията.

Батигин смята, че може да има няколко такива обекта. Вероятно с тях е свързано положението на малката полуос на планетата X. Астрономът подчертава, че от публикуването на данни за планетата X не шест, а 13 транснептунови обекта показват нейното съществуване, от които 10 небесни тела принадлежат на стабилният клъстер.

Докато някои астрономи се съмняват в планетата Х, други откриват нови доказателства в нейна полза. Испанските учени Карлос и Раул де ла Фуенте Маркос изследваха параметрите на орбитите на комети и астероиди в пояса на Кайпер. Откритите аномалии в движението на обектите (корелации между дължината на възходящия възел и наклона) се обясняват лесно, според авторите, с присъствието в Слънчевата система на масивно тяло, чиято орбитална голяма полуос е 300-400 астрономически единици.

Освен това в Слънчевата система може да има не девет, а десет планети. Наскоро астрономи от университета на Аризона (САЩ) откриха съществуването на друго небесно тяло в пояса на Кайпер, с размери и маса близки до Марс. Изчисленията показват, че хипотетичната десета планета е отдалечена от звездата на разстояние 50 астрономически единици, а орбитата й е наклонена към равнината на еклиптиката с осем градуса. Небесното тяло смущава известни обекти от пояса на Кайпер и най-вероятно е било по-близо до Слънцето в древността. Експертите отбелязват, че наблюдаваните ефекти не се обясняват с влиянието на планетата X, разположена много по-далеч от „втория Марс“.

В момента са известни около две хиляди транснептунови обекта. С въвеждането на нови обсерватории, по-специално LSST (Large Synoptic Survey Telescope) и JWST (James Webb Space Telescope), учените планират да увеличат броя на известните обекти в пояса на Кайпер и извън него до 40 хиляди. Това ще даде възможност не само да се определят точните параметри на траекториите на транснептунови обекти и в резултат на това косвено да се докаже (или опровергае) съществуването на планетата X и „втория Марс“, но и директно да се открие тях.

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

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

Планети от Слънчевата система

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

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

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

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

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

слънце

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

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

Заради изключително високите температури на повърхността му, детайлното изследване на Слънцето е изключително трудно, но опитите за изстрелване на специален апарат възможно най-близо до звездата продължават.

Земна група планети

живак

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

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

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

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

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

Венера

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

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

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

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

Венера няма спътник.

Земята

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

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

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

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

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

Марс

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

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

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

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

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

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

Понякога Марс се вижда и от Земята с просто око.

Газови гиганти

Юпитер

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

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

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

Сатурн

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

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

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

Уран

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

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

Нептун

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

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

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

Интересни факти за планетите от Слънчевата система

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

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

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

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

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

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

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

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