Cik tādu ir? Saules sistēmas izpēte Mūsdienu planētu izpēte

Saules sistēmas planētu izpēte

Līdz 20. gadsimta beigām tika pieņemts, ka Saules sistēmā ir deviņas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns, Plutons. Taču pēdējā laikā ārpus Neptūna orbītas ir atklāti daudzi objekti, daži no tiem ir līdzīgi Plutonam, bet citi pēc izmēra ir pat lielāki. Tāpēc 2006. gadā astronomi precizēja klasifikāciju: 8 lielākie ķermeņi - no Merkura līdz Neptūnam - tiek uzskatīti par klasiskām planētām, un Plutons kļuva par jaunas objektu klases - pundurplanētu - prototipu. 4 Saulei vistuvākās planētas parasti sauc par zemes planētām, bet nākamās 4 masīvās gāzes ķermeņus sauc par milzu planētām. Pundurplanētas galvenokārt apdzīvo reģionu aiz Neptūna orbītas – Kuipera jostu.

Mēness

Mēness ir Zemes dabiskais pavadonis un spožākais objekts naksnīgajās debesīs. Formāli Mēness nav planēta, taču tas ir ievērojami lielāks par visām pundurplanētām, lielāko daļu planētu pavadoņu, un pēc izmēra nav daudz zemāks par Merkuru. Uz Mēness nav mums pazīstamas atmosfēras, nav upju un ezeru, veģetācijas un dzīvo organismu. Gravitācija uz Mēness ir sešas reizes mazāka nekā uz Zemes. Diena un nakts ar temperatūras izmaiņām līdz 300 grādiem ilgst divas nedēļas. Un tomēr Mēness arvien vairāk piesaista zemes iedzīvotājus ar iespēju izmantot savus unikālos apstākļus un resursus. Tāpēc Mēness ir mūsu pirmais solis Saules sistēmas objektu iepazīšanā.

Mēness ir labi izpētīts gan ar uz zemes izvietotu teleskopu palīdzību, gan pateicoties vairāk nekā 50 kosmosa kuģu un kuģu lidojumiem ar astronautiem. Padomju automātiskās stacijas Luna-3 (1959) un Zond-3 (1965) bija pirmās, kas fotografēja no Zemes neredzamās Mēness puslodes austrumu un rietumu daļas. Mākslīgie Mēness pavadoņi pētīja tā gravitācijas lauku un reljefu. Pašgājēji transportlīdzekļi "Lunokhod-1 un -2" nosūtīja uz Zemi daudz attēlu un informāciju par augsnes fizikālajām un mehāniskajām īpašībām. Divpadsmit amerikāņu astronauti ar kosmosa kuģa Apollo palīdzību 1969.-1972. apmeklēja Mēnesi, kur veica virsmas pētījumus sešās dažādās nosēšanās vietās redzamajā pusē, uzstādīja tur zinātnisko aprīkojumu un atveda uz Zemi aptuveni 400 kg Mēness iežu. Zondes Luna-16, -20 un -24 automātiski urbja un nogādāja Zemei Mēness augsni. Jaunās paaudzes kosmosa kuģi Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) un Smart-1 (2003-06) saņēma precīzāku informāciju par Mēness reljefu un gravitācijas lauku, kā arī atklāja ūdeņradi saturošu materiālu atradnes, iespējams, ūdens ledus, uz virsmas. Jo īpaši palielināta šo materiālu koncentrācija ir konstatēta pastāvīgi ēnotās padziļinājumos pie poliem.

Ķīniešu kosmosa kuģis Chang'e-1, kas palaists 2007. gada 24. oktobrī, fotografēja Mēness virsmu un apkopoja datus, lai sastādītu tā reljefa digitālo modeli. 2009. gada 1. martā ierīce tika nomesta uz Mēness virsmas. 2008. gada 8. novembrī Indijas kosmosa kuģis Chandrayaan 1 tika palaists selenocentriskā orbītā. 14. novembrī zonde no tās atdalījās un veica smagu piezemēšanos netālu no Mēness dienvidu pola. Ierīce darbojās 312 dienas un pārraidīja datus par ķīmisko elementu izplatību uz virsmas un reljefa augstumiem. Japānas satelīts Kaguya un divi papildu mikrosatelīti Okina un Oyuna, kas darbojās 2007.-2009.gadā, veica Mēness izpētes zinātnisko programmu un ar augstu precizitāti pārsūtīja datus par reljefa augstumiem un gravitācijas sadalījumu uz tā virsmas.

Jauns svarīgs posms Mēness izpētē bija divu amerikāņu satelītu — Lunar Reconnaissance Orbiter (Lunar Reconnaissance Orbiter) un LCROSS (Mēness krāteru novērošanas un noteikšanas satelīta) — palaišana 2009. gada 18. jūnijā. 2009. gada 9. oktobrī zonde LCROSS tika nosūtīta uz Kabeo krāteri. 2,2 tonnas smagā raķetes Atlas-V izlietotā stadija vispirms nokrita krātera dibenā.Apmēram četras minūtes vēlāk tur nokrita kosmosa kuģis LCROSS (sver 891 kg), kas pirms krišanas metās cauri putekļu mākonim. pacēlis pie skatuves, paspējis veikt nepieciešamo izpēti līdz ierīces iznīcināšanai. Amerikāņu pētnieki uzskata, ka Mēness putekļu mākonī viņiem tomēr izdevies atrast nedaudz ūdens. Lunar Orbiter turpina pētīt Mēnesi no polārās Mēness orbītas. Uz kosmosa kuģa ir uzstādīts Krievijas instruments LEND (Lunar Research Neutron Detector), kas paredzēts sasaluša ūdens meklēšanai. Dienvidpola apgabalā viņš atklāja lielu daudzumu ūdeņraža, kas var liecināt par ūdens klātbūtni tajā saistītā stāvoklī.

Tuvākajā laikā sāksies Mēness izpēte. Jau šobrīd tiek detalizēti izstrādāti projekti, lai uz tās virsmas izveidotu pastāvīgu apdzīvotu bāzi. Šādas bāzes rezerves ekipāžu ilgstoša vai pastāvīga klātbūtne uz Mēness ļaus atrisināt sarežģītākas zinātniskas un lietišķas problēmas.

Mēness pārvietojas gravitācijas ietekmē, galvenokārt no diviem debess ķermeņiem - Zemes un Saules vidēji 384 400 km attālumā no Zemes. Apogejā šis attālums palielinās līdz 405 500 km, perigejā tas samazinās līdz 363 300 km. Mēness apgriezienu periods ap Zemi attiecībā pret tālām zvaigznēm ir aptuveni 27,3 dienas (sidēriskais mēnesis), bet, tā kā Mēness riņķo ap Sauli kopā ar Zemi, tā atrašanās vieta attiecībā pret Saules-Zemes līniju atkārtojas pēc a. nedaudz ilgāks laika posms - apmēram 29,5 dienas (sinodiskais mēnesis). Šajā periodā notiek pilnīga Mēness fāžu maiņa: no jauna mēness līdz pirmajam ceturksnim, tad līdz pilnmēness, uz pēdējo ceturksni un atkal uz jauno mēnesi. Mēness griežas ap savu asi ar nemainīgu leņķisko ātrumu tajā pašā virzienā, kādā tas griežas ap Zemi, un ar tādu pašu 27,3 dienu periodu. Tāpēc no Zemes mēs redzam tikai vienu Mēness puslodi, ko saucam par redzamu; un otra puslode vienmēr ir paslēpta no mūsu acīm. Šo puslodi, kas nav redzama no Zemes, sauc par Mēness tālāko pusi. Mēness fiziskās virsmas veidotā figūra ir ļoti tuvu regulārai sfērai ar vidējo rādiusu 1737,5 km. Mēness globusa virsmas laukums ir aptuveni 38 miljoni km 2, kas ir tikai 7,4% no Zemes virsmas jeb aptuveni ceturtā daļa no Zemes kontinentu platības. Mēness un Zemes masu attiecība ir 1:81,3. Vidējais Mēness blīvums (3,34 g/cm3) ir ievērojami mazāks par Zemes vidējo blīvumu (5,52 g/cm3). Gravitācija uz Mēness ir sešas reizes mazāka nekā uz Zemes. Vasaras pēcpusdienā pie ekvatora virsma uzsilst līdz +130° C, vietām pat augstāk; un naktī temperatūra pazeminās līdz -170 °C. Strauja virsmas atdzišana vērojama arī Mēness aptumsumu laikā. Uz Mēness ir divu veidu apgabali: gaiši – kontinentāli, kas aizņem 83% no visas virsmas (ieskaitot tālāko pusi), un tumšie apgabali, ko sauc par jūrām. Šis dalījums radās 17. gadsimta vidū, kad tika pieņemts, ka uz Mēness patiesībā ir ūdens. Pēc mineraloģiskā sastāva un atsevišķu ķīmisko elementu satura Mēness ieži tumšajos virsmas apgabalos (jūrās) ir ļoti tuvu sauszemes iežiem, piemēram, bazaltiem, bet gaišos apgabalos (kontinentos) - anortozītiem.

Jautājums par Mēness izcelsmi vēl nav pilnībā skaidrs. Mēness iežu ķīmiskais sastāvs liecina, ka Mēness un Zeme veidojušies vienā Saules sistēmas reģionā. Taču to sastāva un iekšējās struktūras atšķirība liek domāt, ka abi šie ķermeņi pagātnē nebija viens veselums. Lielākā daļa lielo krāteru un milzīgo ieplaku (daudzgredzenu baseini) parādījās uz Mēness bumbas virsmas intensīvas virsmas bombardēšanas periodā. Apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu iekšējās sildīšanas rezultātā no Mēness dzīlēm uz virsmas izlija bazalta lavas, kas aizpildīja zemienes un apaļās ieplakas. Tā veidojās Mēness jūras. Otrā pusē biezākas mizas dēļ bija ievērojami mazāk izliešanas. Uz redzamās puslodes jūras aizņem 30% no virsmas, bet pretējā puslodē - tikai 3%. Tādējādi Mēness virsmas evolūcija būtībā beidzās pirms aptuveni 3 miljardiem gadu. Meteorītu bombardēšana turpinājās, taču ar mazāku intensitāti. Virsmas ilgstošas ​​apstrādes rezultātā izveidojās augšējais irdenais Mēness iežu slānis - regolīts, vairāku metru biezs.

Merkurs

Saulei vistuvāk esošā planēta nosaukta senā dieva Hermesa (romiešiem Merkūrija) – dievu vēstneša un rītausmas dieva vārdā. Dzīvsudrabs atrodas vidēji 58 miljonu km vai 0,39 AU attālumā. no saules. Pārvietojoties pa ļoti iegarenu orbītu, perihēlijā tas tuvojas Saulei 0,31 AU attālumā, bet maksimālā attālumā - 0,47 AU attālumā, veicot pilnu apgriezienu 88 Zemes dienās. 1965. gadā, izmantojot radara metodes no Zemes, tika noskaidrots, ka šīs planētas rotācijas periods ir 58,6 dienas, tas ir, 2/3 gada tā veic pilnu rotāciju ap savu asi. Aksiālo un orbitālo kustību pievienošana noved pie tā, ka, atrodoties uz Saules-Zemes līnijas, Merkurs vienmēr ir pagriezts ar vienu un to pašu pusi pret mums. Saules diena (laika periods starp Saules augšējo vai apakšējo kulmināciju) uz planētas ilgst 176 Zemes dienas.

19. gadsimta beigās astronomi mēģināja ieskicēt tumšās un gaišās iezīmes, kas novērotas uz Merkura virsmas. Vispazīstamākie ir Šiaparelli (1881-1889) un amerikāņu astronoma Persivala Lovela (1896-1897) darbi. Interesanti, ka astronoms T. J. C. 1901. gadā pat paziņoja, ka ir redzējis krāterus uz Merkura. Tikai daži tam ticēja, bet vēlāk 625 kilometrus garais krāteris (Bēthovens) nokļuva Sji iezīmētajā vietā. Franču astronoms Eugene Antoniadi 1934. gadā sastādīja Merkura “redzamās puslodes” karti, jo tolaik tika uzskatīts, ka vienmēr ir apgaismota tikai viena puslode. Antoniadi deva nosaukumus atsevišķām šīs kartes detaļām, kuras daļēji tiek izmantotas mūsdienu kartēs.

Pirmo reizi bija iespējams sastādīt patiesi uzticamas planētas kartes un redzēt smalkas virsmas reljefa detaļas, pateicoties amerikāņu kosmosa zondei Mariner 10, kas tika palaists 1973. gadā. Tā trīs reizes tuvojās Merkurijam un pārraidīja televīzijas attēlus no dažādām planētas daļām. tās virsmu uz Zemi. Kopumā tika noņemti 45% planētas virsmas, galvenokārt rietumu puslode. Kā izrādījās, visa tā virsma ir klāta ar daudziem dažāda izmēra krāteriem. Bija iespējams noskaidrot planētas rādiusa (2439 km) vērtību un tās masu. Temperatūras sensori ļāva noteikt, ka dienas laikā planētas virsmas temperatūra paaugstinās līdz 510° C, bet naktī pazeminās līdz -210° C. Tās magnētiskā lauka stiprums ir aptuveni 1% no zemes magnētiskā spēka stipruma. lauks. Vairāk nekā 3 tūkstošiem fotogrāfiju, kas uzņemtas trešās piegājiena laikā, bija līdz 50 m izšķirtspēja.

Gravitācijas paātrinājums uz dzīvsudraba ir 3,68 m/s 2 . Astronauts uz šīs planētas svērs gandrīz trīs reizes mazāk nekā uz Zemes. Tā kā izrādījās, ka dzīvsudraba vidējais blīvums ir gandrīz tāds pats kā Zemei, tiek pieņemts, ka Merkūram ir dzelzs kodols, kas aizņem aptuveni pusi no planētas tilpuma, virs kura atrodas mantija un silikāta apvalks. Dzīvsudrabs uz laukuma vienību saņem 6 reizes vairāk saules gaismas nekā Zeme. Turklāt lielākā daļa saules enerģijas tiek absorbēta, jo planētas virsma ir tumša, atspoguļojot tikai 12-18 procentus no krītošās gaismas. Planētas virsmas slānis (regolīts) ir ļoti drupināts un kalpo kā lieliska siltumizolācija, lai vairāku desmitu centimetru dziļumā no virsmas temperatūra būtu nemainīga - aptuveni 350 grādi K. Dzīvsudrabam ir izveidota ārkārtīgi reta hēlija atmosfēra. ar "saules vēju", kas pūš pāri planētai. Šādas atmosfēras spiediens uz virsmas ir 500 miljardus reižu mazāks nekā uz Zemes virsmas. Papildus hēlijam tika atklāts nenozīmīgs ūdeņraža daudzums, argona un neona pēdas.

Amerikāņu kosmosa kuģis Messenger (Messenger - no angļu valodas Courier), kas palaists 2004. gada 3. augustā, 2008. gada 14. janvārī veica pirmo Merkura lidojumu garām 200 km attālumā no planētas virsmas. Viņa fotografēja planētas iepriekš nefotografētās puslodes austrumu pusi. Dzīvsudraba pētījumi tika veikti divos posmos: pirmkārt, pētījumi no lidojuma trajektorijas divu tikšanās ar planētu laikā (2008), un pēc tam (2009. gada 30. septembrī) - detalizēti. Tika nofotografēta visa planētas virsma dažādos spektrālos diapazonos un iegūti reljefa krāsu attēli, noteikts iežu ķīmiskais un mineraloloģiskais sastāvs, kā arī mērīts gaistošo elementu saturs virszemes augsnes slānī. Lāzera altimetrs mērīja Mercury virsmas reljefa augstumus. Izrādījās, ka reljefa augstumu atšķirība uz šīs planētas ir mazāka par 7 km. Ceturtajā piegājienā, 2011. gada 18. martā, Messenger satelītam vajadzētu nonākt Merkura mākslīgā pavadoņa orbītā.

Saskaņā ar Starptautiskās Astronomijas savienības lēmumu krāteri uz Merkura ir nosaukti figūru vārdā: rakstnieki, dzejnieki, mākslinieki, tēlnieki, komponisti. Piemēram, lielākie krāteri ar diametru no 300 līdz 600 km tika nosaukti par Bēthovenu, Tolstoju, Dostojevski, Šekspīru un citiem. Šim noteikumam ir izņēmumi - viens krāteris ar 60 km diametru ar staru sistēmu ir nosaukts slavenā astronoma Kuipera vārdā, bet cits krāteris ar 1,5 km diametru pie ekvatora, kas ņemts par Merkura garuma izcelsmi, ir. nosaukts Hun Kal, kas seno maiju valodā nozīmē "divdesmit". Tika panākta vienošanās caur šo krāteri novilkt meridiānu ar garumu 20°.

Līdzenumiem ir doti planētas Merkurs nosaukumi dažādās valodās, piemēram, Sobkou līdzenums vai Odina līdzenums. Ir divi līdzenumi, kas nosaukti to atrašanās vietas dēļ: Ziemeļu līdzenums un Karstuma līdzenums, kas atrodas maksimālās temperatūras reģionā 180 ° garuma. Kalnus, kas robežojas ar šo līdzenumu, sauca par Karstuma kalniem. Atšķirīga Merkura topogrāfijas iezīme ir tā pagarinātās dzegas, kas nosauktas jūras pētniecības kuģu vārdā. Ielejas ir nosauktas radioastronomijas observatoriju vārdā. Abas grēdas ir nosauktas Antoniadi un Schiaparelli, par godu astronomiem, kuri sastādīja pirmās šīs planētas kartes.

Venera

Venera ir Zemei vistuvāk esošā planēta, tā atrodas mums tuvāk nekā Saule un tāpēc to apgaismo spožāk; Visbeidzot, tas ļoti labi atspoguļo saules gaismu. Fakts ir tāds, ka Veneras virsma ir pārklāta zem spēcīga atmosfēras pārsega, pilnībā paslēpjot planētas virsmu no mūsu skata. Redzamajā diapazonā to nevar redzēt pat no mākslīgā Veneras pavadoņa orbītas, un, neskatoties uz to, mums ir virsmas “attēli”, kas iegūti ar radaru.

Otrā planēta no Saules ir nosaukta senās mīlestības un skaistuma dievietes Afrodītes vārdā (romiešiem - Venēra). Vidējais Veneras rādiuss ir 6051,8 km, un tās masa ir 81% no Zemes masas. Venera riņķo ap Sauli tādā pašā virzienā kā pārējās planētas, veicot pilnu apgriezienu 225 dienās. Tās griešanās ap savu asi periods (243 dienas) tika noteikts tikai 60. gadu sākumā, kad planētu rotācijas ātrumu mērīšanai sāka izmantot radara metodes. Tādējādi Veneras ikdienas rotācija ir vislēnākā starp visām planētām. Turklāt tas notiek pretējā virzienā: atšķirībā no vairuma planētu, kurām orbītas un rotācijas virzieni ap asi sakrīt, Venera griežas ap savu asi virzienā, kas ir pretējs orbitālajai kustībai. Ja paskatās formāli, tas nav unikāls Veneras īpašums. Piemēram, Urāns un Plutons arī griežas pretējā virzienā. Bet tie griežas praktiski "guļot uz sāniem", un Veneras ass ir gandrīz perpendikulāra orbitālajai plaknei, tāpēc tā ir vienīgā, kas "patiesi" griežas pretējā virzienā. Tāpēc Saules diena uz Veneras ir īsāka nekā laiks, kas nepieciešams, lai grieztos ap savu asi, un ir 117 Zemes dienas (citām planētām Saules diena ir garāka par rotācijas periodu). Un gads uz Veneras ir tikai divreiz ilgāks par Saules dienu.

Veneras atmosfēru veido 96,5% oglekļa dioksīda un gandrīz 3,5% slāpekļa. Citas gāzes – ūdens tvaiki, skābeklis, sēra oksīds un dioksīds, argons, neons, hēlijs un kriptons – kopā veido mazāk nekā 0,1%. Taču jāpatur prātā, ka Venēras atmosfēra ir aptuveni 100 reižu masīvāka par mūsējo, tāpēc tur ir, piemēram, piecas reizes vairāk slāpekļa nekā Zemes atmosfērā.

Miglainā dūmaka Venēras atmosfērā stiepjas augšup līdz 48-49 km augstumam. Tālāk līdz 70 km augstumam ir mākoņu slānis, kurā ir koncentrētas sērskābes pilieni, bet augšējos slāņos ir arī sālsskābe un fluorūdeņražskābe. Veneras mākoņi atstaro 77% no saules gaismas, kas uz tiem nonāk. Venēras augstāko kalnu virsotnē - Maksvela kalnos (augstums aptuveni 11 km) - atmosfēras spiediens ir 45 bāri, bet Diānas kanjona apakšā - 119 bāri. Kā zināms, Zemes atmosfēras spiediens uz planētas virsmu ir tikai 1 bārs. Venēras spēcīgā oglekļa dioksīda atmosfēra absorbē un daļēji pārraida uz virsmu aptuveni 23% saules starojuma. Šis starojums silda planētas virsmu, bet termiskais infrasarkanais starojums no virsmas ar lielām grūtībām pārvietojas pa atmosfēru atpakaļ kosmosā. Un tikai tad, kad virsma sasilst līdz aptuveni 460-470 °C, izejošā enerģijas plūsma izrādās vienāda ar ienākošo enerģijas plūsmu. Tieši šī siltumnīcas efekta dēļ Veneras virsma paliek karsta neatkarīgi no platuma grādiem. Bet kalnos, virs kuriem atmosfēra ir plānāka, temperatūra ir par vairākiem desmitiem grādu zemāka. Venēru izpētīja vairāk nekā 20 kosmosa kuģi: Venus, Mariners, Pioneer-Venus, Vega un Magellan. 2006. gadā ap to orbītā darbojās zonde Venus Express. Zinātnieki varēja redzēt Venēras virsmas topogrāfijas globālās iezīmes, pateicoties radara zondēšanai no Pioneer-Venera orbītiem (1978), Venera-15 un -16 (1983-84) un Magellan (1990-94). .. Uz zemes izvietots radars ļauj “redzēt” tikai 25% virsmas un ar daudz zemāku detaļu izšķirtspēju nekā spēj kosmosa kuģi. Piemēram, Magelāns saņēma visas virsmas attēlus ar izšķirtspēju 300 m. Izrādījās, ka lielāko daļu Venēras virsmas aizņem pauguraini līdzenumi.

Augstkalnes aizņem tikai 8% no virsmas. Visas pamanāmās reljefa detaļas saņēma nosaukumus. Pirmajos uz zemes izvietotajos radiolokācijas attēlos atsevišķiem Veneras virsmas apgabaliem pētnieki izmantoja dažādus nosaukumus, no kuriem tagad palikuši kartēs – Maksvela kalni (nosaukums atspoguļo radiofizikas lomu Veneras izpētē), Alfa. un Beta reģioni (radara attēlos divas spilgtākās Venēras reljefa daļas ir nosauktas pēc grieķu alfabēta pirmajiem burtiem). Taču šie nosaukumi ir izņēmumi no Starptautiskās Astronomijas savienības pieņemtajiem nosaukšanas noteikumiem: astronomi nolēma Venēras virsmas iezīmes nosaukt ar sieviešu vārdiem. Tika nosauktas lielas paaugstinātas teritorijas: Afrodītes zeme, Ištaras zeme (par godu asīriešu mīlestības un skaistuma dievietei) un Ladas zeme (slāvu mīlestības un skaistuma dieviete). Lielie krāteri ir nosaukti par godu izcilām visu laiku un tautu sievietēm, un mazie krāteri nes sieviešu personvārdus. Veneras kartēs var atrast tādus vārdus kā Kleopatra (pēdējā Ēģiptes karaliene), Daškova (Sanktpēterburgas Zinātņu akadēmijas direktore), Akhmatova (krievu dzejniece) un citi slaveni vārdi. Krievu vārdi ir Antoņina, Gaļina, Zina, Zoja, Ļena, Maša, Tatjana un citi.

Marss

Ceturtā planēta no Saules, kas nosaukta kara dieva Marsa vārdā, atrodas 1,5 reizes tālāk no Zemes. Viena orbitāla revolūcija Marsam aizņem 687 Zemes dienas. Marsa orbītai ir ievērojama ekscentriskums (0,09), tāpēc tās attālums no Saules svārstās no 207 miljoniem km perihēlijā līdz 250 miljoniem km afēlijā. Marsa un Zemes orbītas atrodas gandrīz vienā plaknē: leņķis starp tām ir tikai 2°. Ik pēc 780 dienām Zeme un Marss atrodas minimālā attālumā viens no otra, kas var būt no 56 līdz 101 miljonam km. Šādas planētu tuvināšanās tiek sauktas par opozīcijām. Ja šajā brīdī attālums starp planētām ir mazāks par 60 miljoniem km, tad pretestību sauc par lielu. Lielas konfrontācijas notiek ik pēc 15-17 gadiem.

Marsa ekvatoriālais rādiuss ir 3394 km, kas ir par 20 km vairāk nekā polārais. Marss pēc masas ir desmit reizes mazāks par Zemi, un virsmas laukums ir 3,5 reizes mazāks. Marsa aksiālās rotācijas periods tika noteikts, izmantojot uz zemes bāzētus teleskopiskus kontrastējošu virsmas iezīmju novērojumus: tas ir 24 stundas 39 minūtes un 36 sekundes. Marsa rotācijas ass ir sasvērta 25,2° leņķī no perpendikulāra orbitālajai plaknei. Tāpēc arī uz Marsa notiek gadalaiku maiņa, bet gadalaiku ilgums ir gandrīz divas reizes ilgāks nekā uz Zemes. Orbītas pagarinājuma dēļ gadalaiki ziemeļu un dienvidu puslodē ir atšķirīgi: vasara ziemeļu puslodē ilgst 177 Marsa dienas, bet dienvidos tā ir par 21 dienu īsāka, bet siltāka nekā vasara ziemeļu puslodē.

Pateicoties lielākam attālumam no Saules, Marss saņem tikai 43% no enerģijas, kas nokrīt tajā pašā zemes virsmas laukumā. Gada vidējā temperatūra uz Marsa virsmas ir aptuveni -60 °C. Maksimālā temperatūra tur nepārsniedz dažus grādus virs nulles, bet minimālā tika reģistrēta ziemeļu polārajā cepurē un ir -138 °C. Dienas laikā virsmas temperatūra būtiski mainās. Piemēram, dienvidu puslodē pie 50° platuma raksturīgā temperatūra rudens vidū svārstās no -18 °C pusdienlaikā līdz -63 °C naktī. Tomēr jau 25 cm dziļumā zem virsmas temperatūra ir gandrīz nemainīga (apmēram -60 ° C), neatkarīgi no diennakts laika un gadalaika. Lielas temperatūras izmaiņas uz virsmas ir izskaidrojamas ar to, ka Marsa atmosfēra ir ļoti reta, un virsma naktīs ātri atdziest un dienā to ātri uzsilda Saule. Marsa atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda. Pārējās tā sastāvdaļas: 2,5% slāpekļa, 1,6% argona, mazāk nekā 0,4% skābekļa. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 6,1 mbar, t.i., 160 reizes mazāks par zemes gaisa spiedienu jūras līmenī (1 bar). Marsa dziļākajās ieplakās tas var sasniegt 12 milibārus. Planētas atmosfēra ir sausa, tajā praktiski nav ūdens tvaiku.

Marsa polārie vāciņi ir daudzslāņu. Apakšējo, galveno slāni vairāku kilometru biezumā veido parasts ūdens ledus, kas sajaukts ar putekļiem; šis slānis paliek vasarā, veidojot pastāvīgus vāciņus. Un novērotās sezonālās izmaiņas polārajos vāciņos rodas, jo augšējais slānis ir mazāks par 1 metru un sastāv no cieta oglekļa dioksīda, tā sauktā “sausā ledus”. Šī slāņa klātā platība ziemā strauji aug, sasniedzot 50° paralēli un dažkārt pat šķērsojot šo līniju. Pavasarī, temperatūrai paaugstinoties, virsējais slānis iztvaiko, atstājot tikai pastāvīgu vāciņu. Virszemes laukumu “tumšošanas vilnis”, kas novērots līdz ar gadalaiku maiņu, ir skaidrojams ar vēju virziena maiņu, nepārtraukti pūšot virzienā no viena pola uz otru. Vējš aiznes virsējo irdenā materiāla slāni – vieglus putekļus, atsedzot tumšāku iežu vietas. Periodos, kad Marss šķērso perihēliju, palielinās virsmas un atmosfēras sasilšana, tiek izjaukts Marsa vides līdzsvars. Vēja ātrums palielinās līdz 70 km/h, sākas viesuļi un vētras. Dažreiz vairāk nekā miljards tonnu putekļu paceļas un tiek turēti suspensijā, savukārt klimata apstākļi visā Marsa pasaulē krasi mainās. Putekļu vētru ilgums var sasniegt 50 - 100 dienas. Marsa izpēte ar kosmosa kuģiem sākās 1962. gadā, palaižot zondi Mars-1. Pirmos Marsa virsmas daļu attēlus 1965. gadā pārraidīja Mariner 4, bet pēc tam 1969. gadā Mariner 6 un 7. Marsa 3 nolaišanās iekārtai izdevās veikt mīkstu nosēšanos. Pamatojoties uz Mariner 9 attēliem (1971), tika sastādītas detalizētas planētas kartes. Viņš nosūtīja uz Zemi 7329 Marsa fotogrāfijas ar izšķirtspēju līdz 100 m, kā arī tā pavadoņu - Fobosa un Deimos - fotogrāfijas. Vesela četru kosmosa kuģu Mars-4, -5, -6, -7 flotile, kas tika palaisti 1973. gadā, sasniedza Marsa apkārtni 1974. gada sākumā. Borta bremžu sistēmas darbības traucējumu dēļ Mars-4 pabrauca garām plkst. attālums aptuveni 2200 km no planētas virsmas, tikai to fotografējis. Mars-5 veica virsmas un atmosfēras attālo uzrādi no mākslīgā pavadoņa orbītas. Mars 6 nolaišanās aparāts veica mīkstu nosēšanos dienvidu puslodē. Uz Zemi tika pārraidīti dati par atmosfēras ķīmisko sastāvu, spiedienu un temperatūru. Marss 7 pagāja garām 1300 km attālumā no virsmas, nepabeidzot savu programmu.

Visefektīvākie lidojumi bija divi 1975. gadā palaisti amerikāņu vikingi. Uz klāja atradās televīzijas kameras, infrasarkanie spektrometri ūdens tvaiku reģistrēšanai atmosfērā un radiometri temperatūras datu iegūšanai. Nolaišanās vienība Viking 1 veica vieglu nosēšanos uz Chrysus Planitia 1976. gada 20. jūlijā, bet Viking 2 desanta vienība uz Utopia Planitia 1976. gada 3. septembrī. Nolaišanās vietās tika veikti unikāli eksperimenti, lai atklātu dzīvības pazīmes. Marsa augsne. Speciāla ierīce paņēma augsnes paraugu un ievietoja to vienā no traukiem, kas saturēja ūdens vai barības vielu krājumus. Tā kā visi dzīvie organismi maina savu dzīvotni, instrumentiem tas bija jāreģistrē. Lai gan tika novērotas dažas izmaiņas vidē cieši noslēgtā traukā, spēcīga oksidētāja klātbūtne augsnē var radīt tādus pašus rezultātus. Tāpēc zinātnieki nevarēja droši saistīt šīs izmaiņas ar baktēriju darbību. Detalizētas Marsa un tā pavadoņu virsmas fotogrāfijas tika uzņemtas no orbitālajām stacijām. Pamatojoties uz iegūtajiem datiem, tika sastādītas detalizētas planētas virsmas kartes, ģeoloģiskās, termiskās un citas speciālās kartes.

Padomju staciju “Phobos-1, -2”, kas tika palaists pēc 13 gadu pārtraukuma, uzdevums bija izpētīt Marsu un tā pavadoni Fobosu. Nepareizas komandas no Zemes rezultātā Fobos-1 zaudēja orientāciju, un saziņu ar to nevarēja atjaunot. “Fobos-2” iekļuva Marsa mākslīgā pavadoņa orbītā 1989. gada janvārī. Ar attālinātām metodēm tika iegūti dati par temperatūras izmaiņām uz Marsa virsmas un jauna informācija par Fobosu veidojošo iežu īpašībām. Tika iegūti 38 attēli ar izšķirtspēju līdz 40 m, un tika izmērīta tās virsmas temperatūra, kas karstākajos punktos bija 30 °C. Diemžēl nebija iespējams īstenot galveno programmu Fobosa pētīšanai. Kontakts ar ierīci tika zaudēts 1989. gada 27. martā. Ar to neveiksmju sērija nebeidzās. Arī amerikāņu kosmosa kuģis Mars Observer, kas tika palaists 1992. gadā, nespēja pabeigt savu misiju. Sakari ar viņu pazuda 1993. gada 21. augustā. Krievijas staciju “Mars-96” nebija iespējams novietot lidojuma trajektorijā uz Marsu.

Viens no NASA veiksmīgākajiem projektiem ir Mars Global Surveyor stacija, kas tika uzsākta 1996. gada 7. novembrī, lai nodrošinātu detalizētu Marsa virsmas kartēšanu. Ierīce kalpo arī kā telekomunikāciju satelīts Spirit un Opportunity roveriem, kas tika piegādāti 2003. gadā un turpina darboties līdz šai dienai. 1997. gada jūlijā Mars Pathfinder uz planētu nogādāja pirmo automātisko roveri Sogerner, kas svēra mazāk nekā 11 kg un kas veiksmīgi pētīja virsmas ķīmisko sastāvu un meteoroloģiskos apstākļus. Roveris uzturēja kontaktu ar Zemi, izmantojot nosēšanās moduli. NASA automātiskā starpplanētu stacija "Mars Reconnaissance Satellite" darbu orbītā sāka 2006. gada martā. Izmantojot augstas izšķirtspējas kameru uz Marsa virsmas, bija iespējams atšķirt pazīmes, kuru izmērs ir 30 cm. "Mars Odyssey", "Mars Express" un "Mars Reconnaissance Satellite" "Izpēte no orbītas turpinās. Aparāts Phoenix darbojās polārajā reģionā no 2008. gada 25. maija līdz 2. novembrim. Viņš pirmo reizi urbja virsmu un atklāja ledu. Phoenix piegādāja planētai digitālu zinātniskās fantastikas bibliotēku. Tiek izstrādātas programmas astronautu lidošanai uz Marsu. Šāda ekspedīcija prasīs vairāk nekā divus gadus, jo, lai atgrieztos, viņiem būs jāgaida ērts Zemes un Marsa relatīvais stāvoklis.

Mūsdienu Marsa kartēs kopā ar nosaukumiem, kas piešķirti reljefa formām, kas identificētas no kosmosa attēliem, tiek izmantoti arī Schiaparelli piedāvātie senie ģeogrāfiskie un mitoloģiskie nosaukumi. Lielākā paaugstinātā teritorija, aptuveni 6000 km diametrā un līdz 9 km augstumā, tika saukta par Tharsis (tā Irāna tika saukta senajās kartēs), bet milzīgo gredzenu ieplaku dienvidos ar diametru vairāk nekā 2000 km sauca par Hellas. (Grieķija). Ar krāteriem blīvi klātas virsmas apgabalus sauca par zemēm: Prometeja zeme, Noasa zeme un citas. Ielejām ir doti planētas Marsa nosaukumi no dažādu tautu valodām. Lielie krāteri ir nosaukti zinātnieku vārdā, bet mazie krāteri ir nosaukti pēc apdzīvotām Zemes vietām. Virs apkārtnes 26 m augstumā paceļas četri milzu izdzisuši vulkāni.Lielākais no tiem, Olimpa kalns, kas atrodas Arsīdas kalnu rietumu malā, ir ar 600 km diametru pamatu un kalderu (krāteri) plkst. virsotne ar diametru 60 km. Trīs vulkāni - Askrian kalns, Pavolina kalns un Arsijas kalns - atrodas vienā taisnā līnijā Tarsis kalnu virsotnē. Paši vulkāni paceļas vēl 17 km virs Tharsis. Papildus šiem četriem uz Marsa ir atrasti vairāk nekā 70 izdzisuši vulkāni, taču tie ir daudz mazāki pēc platības un augstuma.

Uz dienvidiem no ekvatora atrodas milzu ieleja līdz 6 km dziļa un vairāk nekā 4000 km gara. To sauca par Valles Marineris. Ir konstatētas arī daudzas mazākas ielejas, kā arī rievas un plaisas, kas liecina, ka senatnē uz Marsa bija ūdens un līdz ar to atmosfēra bija blīvāka. Zem Marsa virsmas dažos apgabalos vajadzētu būt vairāku kilometru biezam mūžīgā sasaluma slānim. Šādos apgabalos uz virsmas pie krāteriem ir redzamas sauszemes planētām neparastas sasalušas straumes, pēc kurām var spriest par pazemes ledus klātbūtni.

Izņemot līdzenumus, Marsa virsma ir stipri krāteri. Krāteri mēdz izskatīties vairāk iznīcināti nekā tie, kas atrodas uz Merkura un Mēness. Visur redzamas vēja erozijas pēdas.

Foboss un Deimos - dabiskie Marsa pavadoņi

Marsa pavadoņus atklāja amerikāņu astronoms A. Hols lielās opozīcijas laikā 1877. gadā. Viņus sauca par Fobosu (tulkojumā no grieķu Bailes) un Deimos (Šausmas), jo senajos mītos kara dievu vienmēr pavadīja viņa bērni - Bailes un Šausmas. Satelīti ir ļoti mazi un tiem ir neregulāras formas. Fobosas daļēji lielākā ass ir 13,5 km gara, bet mazā ass ir 9,4 km; Deimos ir attiecīgi 7,5 un 5,5 km. Mariner 7 zonde fotografēja Fobosu uz Marsa fona 1969. gadā, un Mariner 9 nosūtīja daudzus abu pavadoņu attēlus, parādot to raupjās, stipri krāterētās virsmas. Zondes Viking un Phobos-2 veica vairākas tuvas pieejas satelītiem. Labākajās Phobos fotogrāfijās redzamas reljefa detaļas līdz 5 metriem.

Satelītu orbītas ir apļveida. Foboss riņķo ap Marsu 6000 km attālumā no virsmas ar laika periodu 7 stundas 39 minūtes. Deimos atrodas 20 tūkstošu km attālumā no planētas virsmas, un tā orbītas periods ir 30 stundas 18 minūtes. Satelītu rotācijas periodi ap savu asi sakrīt ar to apgriezienu ap Marsu periodiem. Satelītu figūru galvenās asis vienmēr ir vērstas uz planētas centru. Foboss paceļas rietumos un riet austrumos 3 reizes Marsa dienā. Fobosa vidējais blīvums ir mazāks par 2 g/cm 3, un brīvā kritiena paātrinājums uz tā virsmas ir 0,5 cm/s 2 . Cilvēks uz Fobosa svērtu tikai dažus desmitus gramu un, ar roku metot akmeni, varētu likt tam uz visiem laikiem aizlidot kosmosā (pacelšanās ātrums uz Fobosa virsmas ir aptuveni 13 m/s). Lielākā Fobos krātera diametrs ir 8 km, kas ir salīdzināms ar paša satelīta mazāko diametru. Uz Deimos lielākās ieplakas diametrs ir 2 km. Satelītu virsmas ir izraibinātas ar maziem krāteriem līdzīgi kā Mēness. Neskatoties uz vispārējo līdzību, smalki sasmalcināta materiāla pārpilnību, kas pārklāj satelītu virsmas, Phobos izskatās vairāk “saplēsts”, un Deimos virsma ir gludāka, ar putekļiem klāta. Uz Fobos ir atklātas noslēpumainas rievas, kas šķērso gandrīz visu satelītu. Vagas ir 100-200 m platas un stiepjas desmitiem kilometru. To dziļums ir no 20 līdz 90 metriem. Ir vairāki par šo rievu izcelsmi, taču pagaidām nav pietiekami pārliecinoša skaidrojuma, kā arī pašu pavadoņu izcelsmes skaidrojuma. Visticamāk, tie ir Marsa notvertie asteroīdi.

Jupiters

Ne velti Jupiteru sauc par "planētu karali". Tā ir lielākā planēta Saules sistēmā, kas pārsniedz Zemi diametrā 11,2 reizes un masu 318 reizes. Jupiteram ir zems vidējais blīvums (1,33 g/cm3), jo tas gandrīz pilnībā sastāv no ūdeņraža un hēlija. Tas atrodas vidēji 779 miljonu km attālumā no Saules un pavada aptuveni 12 gadus vienā orbitālajā apgriezienā. Neskatoties uz savu gigantisko izmēru, šī planēta griežas ļoti ātri – ātrāk nekā Zeme vai Marss. Pārsteidzošākais ir tas, ka Jupiteram nav cietas virsmas vispārpieņemtā izpratnē – tas ir gāzes gigants. Jupiters vada milzu planētu grupu. Nosaukts senās mitoloģijas augstākā dieva (senie grieķi - Zevs, romieši - Jupiters) vārdā, tas atrodas piecas reizes tālāk no Saules nekā Zeme. Ātrās rotācijas dēļ Jupiters ir ievērojami saplacināts: tā ekvatoriālais rādiuss (71 492 km) ir par 7% lielāks nekā polārais rādiuss, ko ir viegli pamanīt, novērojot caur teleskopu. Gravitācijas spēks pie planētas ekvatora ir 2,6 reizes lielāks nekā uz Zemes. Jupitera ekvators ir tikai 3° noslīps pret savu orbītu, tāpēc planēta nepiedzīvo gadalaiku maiņu. Orbītas slīpums pret ekliptikas plakni ir vēl mazāks - tikai 1°. Ik pēc 399 dienām opozīcijas starp Zemi un Jupiteru atkārtojas.

Ūdeņradis un hēlijs ir šīs planētas galvenās sastāvdaļas: pēc tilpuma šo gāzu attiecība ir attiecīgi 89% ūdeņraža un 11% hēlija un pēc masas attiecīgi 80% un 20%. Visa Jupitera redzamā virsma ir blīvi mākoņi, veidojot tumšu joslu un gaišu zonu sistēmu uz ziemeļiem un dienvidiem no ekvatora līdz 40° ziemeļu un dienvidu platuma paralēlēm. Mākoņi veido brūnganu, sarkanu un zilganu nokrāsu slāņus. Izrādījās, ka šo mākoņu slāņu rotācijas periodi nav vienādi: jo tuvāk tie atrodas ekvatoram, jo ​​īsāks ir to rotācijas periods. Tātad netālu no ekvatora viņi apgriezienu ap planētas asi veic 9 stundās 50 minūtēs, bet vidējos platuma grādos - 9 stundās 55 minūtēs. Jostas un zonas ir atmosfērā lejupejošu un augšupejošu plūsmu apgabali. Atmosfēras straumes, kas ir paralēlas ekvatoram, uztur siltuma plūsmas no planētas dzīlēm, kā arī Jupitera straujā rotācija un enerģija no Saules. Zonu redzamā virsma atrodas aptuveni 20 km virs jostām. Jostu un zonu robežās tiek novērotas spēcīgas turbulentas gāzes kustības. Jupitera ūdeņraža-hēlija atmosfēra ir milzīga. Mākoņu sega atrodas aptuveni 1000 km augstumā virs "virsmas", kur augsta spiediena ietekmē gāzveida stāvoklis mainās uz šķidrumu.

Jau pirms kosmosa kuģu lidojumiem uz Jupiteru tika konstatēts, ka siltuma plūsma no Jupitera dzīlēm divreiz pārsniedz Saules siltuma pieplūdumu, ko saņem planēta. Tas var būt saistīts ar smagāku vielu lēnu nogrimšanu planētas centra virzienā un vieglāku pacelšanos. Uz planētas krītošie meteorīti var būt arī enerģijas avots. Jostu krāsa ir izskaidrojama ar dažādu ķīmisko savienojumu klātbūtni. Tuvāk planētas poliem augstos platuma grādos mākoņi veido nepārtrauktu lauku ar brūniem un zilganiem plankumiem līdz 1000 km diametrā. Jupitera slavenākā iezīme ir Lielais sarkanais plankums, dažāda izmēra ovāls elements, kas atrodas dienvidu tropiskajā zonā. Pašlaik tā izmēri ir 15 000 × 30 000 km (t.i., tajā var viegli ietilpt divi globusi), un pirms simts gadiem novērotāji atzīmēja, ka Plankuma izmērs ir divreiz lielāks. Dažreiz tas nav ļoti skaidri redzams. Lielais sarkanais plankums ir ilgmūžīgs virpulis Jupitera atmosfērā, kas 6 Zemes dienās veic pilnu apgriezienu ap savu centru. Pirmais Jupitera pētījums tuvā attālumā (130 tūkstoši km) notika 1973. gada decembrī, izmantojot zondi Pioneer 10. Šī aparāta veiktie novērojumi ultravioletajos staros parādīja, ka uz planētas ir plaši ūdeņraža un hēlija koronai. Šķiet, ka mākoņu virsotne sastāv no amonjaka spalvu mākoņiem, bet zemāk ir ūdeņraža, metāna un saldētu amonjaka kristālu maisījums. Infrasarkanais radiometrs rādīja, ka ārējā mākoņu segas temperatūra bija aptuveni -133 °C. Tika atklāts spēcīgs magnētiskais lauks un visintensīvākā starojuma zona tika reģistrēta 177 tūkstošu km attālumā no planētas. Jupitera magnetosfēras spārns ir redzams pat aiz Saturna orbītas.

Pioneer 11 maršruts, kas 1974. gada decembrī lidoja 43 tūkstošu km attālumā no Jupitera, tika aprēķināts citādi. Viņš izgāja starp radiācijas jostām un pašu planētu, izvairoties no bīstamas radiācijas devas elektroniskajām iekārtām. Ar fotopolarimetru iegūto mākoņu slāņa krāsu attēlu analīze ļāva identificēt mākoņu pazīmes un struktūru. Mākoņu augstums joslās un zonās izrādījās atšķirīgs. Jau pirms Pioneer 10 un 11 lidojumiem no Zemes ar astronomiskās observatorijas palīdzību, kas lidoja lidmašīnā, bija iespējams noteikt citu gāzu saturu Jupitera atmosfērā. Kā gaidīts, tika atklāta fosfīna klātbūtne - gāzveida fosfora savienojums ar ūdeņradi (PH 3), kas piešķir krāsu mākoņu segai. Sildot, tas sadalās, izdalot sarkano fosforu. Unikālā relatīvā pozīcija Zemes un milzu planētu orbītās, kas radās no 1976. līdz 1978. gadam, tika izmantota, lai secīgi pētītu Jupiteru, Saturnu, Urānu un Neptūnu, izmantojot Voyager 1 un 2 zondes. Viņu maršruti tika aprēķināti tā, ka bija iespējams izmantot pašu planētu gravitāciju, lai paātrinātu un pagrieztu lidojuma trajektoriju no vienas planētas uz otru. Rezultātā lidojums uz Urānu aizņēma 9 gadus, nevis 16, kā tas būtu bijis pēc tradicionālās shēmas, un lidojums uz Neptūnu aizņēma 12, nevis 20. Šāds relatīvs planētu izvietojums atkārtosies tikai pēc tam, kad 179 gadi.

Balstoties uz kosmosa zondēs iegūtajiem datiem un teorētiskajiem aprēķiniem, tika konstruēti Jupitera mākoņu segas matemātiskie modeļi un pilnveidotas idejas par tā iekšējo struktūru. Nedaudz vienkāršotā veidā Jupiteru var attēlot kā čaulas, kuru blīvums palielinās virzienā uz planētas centru. Atmosfēras dibenā 1500 km biezumā, kura blīvums strauji pieaug līdz ar dziļumu, atrodas aptuveni 7000 km biezs gāzveida-šķidra ūdeņraža slānis. Planētas 0,9 rādiusa līmenī, kur spiediens ir 0,7 Mbar un temperatūra ir aptuveni 6500 K, ūdeņradis pāriet šķidrā molekulārā stāvoklī, bet vēl pēc 8000 km - šķidrā metāliskā stāvoklī. Kopā ar ūdeņradi un hēliju slāņi satur nelielu daudzumu smago elementu. Iekšējais kodols, kura diametrs ir 25 000 km, ir metalsilikāts, ieskaitot ūdeni, amonjaku un metānu. Temperatūra centrā ir 23 000 K un spiediens ir 50 Mbar. Saturnam ir līdzīga struktūra.

Ir zināmi 63 satelīti, kas riņķo ap Jupiteru, kurus var iedalīt divās grupās – iekšējā un ārējā jeb regulārajā un neregulārajā; pirmajā grupā ietilpst 8 pavadoņi, otrajā - 55. Iekšējās grupas satelīti riņķo gandrīz apļveida orbītās, praktiski guļot planētas ekvatora plaknē. Četri planētai tuvākie pavadoņi - Adrastea, Metis, Amalthea un Theba - ir ar diametru no 40 līdz 270 km un atrodas 2-3 rādiusos no Jupitera no planētas centra. Tie krasi atšķiras no četriem pavadoņiem, kas tiem seko un atrodas 6–26 Jupitera rādiusu attālumā un ir ievērojami lielāki, tuvu Mēness izmēram. Šie lielie satelīti – Io, Eiropa, Ganimēds un Kalisto tika atklāti 17.gadsimta sākumā. gandrīz vienlaikus Galileo Galilejs un Simons Mariuss. Tos parasti sauc par Jupitera Galilejas satelītiem, lai gan pirmās šo satelītu kustības tabulas ir sastādījis Mariuss.

Ārējo grupu veido mazi pavadoņi, kuru diametrs svārstās no 1 līdz 170 km un pārvietojas pa iegarenām orbītām, kas ir stipri noslieces uz Jupitera ekvatoru. Tajā pašā laikā pieci satelīti, kas atrodas tuvāk Jupiteram, pārvietojas savās orbītās Jupitera rotācijas virzienā, un gandrīz visi tālākie satelīti pārvietojas pretējā virzienā. Detalizētu informāciju par satelītu virsmu raksturu ieguva kosmosa kuģi. Pakavēsimies sīkāk pie Galilejas satelītiem. Jupiteram tuvākā satelīta Io diametrs ir 3640 km, un tā vidējais blīvums ir 3,55 g/cm 3 . Io iekšpusi sakarsē Jupitera plūdmaiņu ietekme un traucējumi, ko Io kustībā ieviesa tā kaimiņi - Eiropa un Ganimēds. Paisuma spēki deformē Io ārējos slāņus un uzsilda tos. Šajā gadījumā uzkrātā enerģija izlaužas uz virsmas vulkāna izvirdumu veidā. No vulkānu krāteriem sēra dioksīds un sēra tvaiki tiek izvadīti ar ātrumu aptuveni 1 km/s līdz simtiem kilometru augstumam virs satelīta virsmas. Lai gan Io virsmas vidējā temperatūra pie ekvatora ir aptuveni -140 °C, ir karstie punkti, kuru izmērs svārstās no 75 līdz 250 km, kur temperatūra sasniedz 100-300 °C. Io virsma ir pārklāta ar izvirduma produktiem un ir oranžā krāsā. Vidējais detaļu vecums uz tā ir mazs - apmēram 1 miljons gadu. Io reljefs lielākoties ir līdzens, taču ir vairāki kalni, kuru augstums svārstās no 1 līdz 10 km. Io atmosfēra ir ļoti reta (tas praktiski ir vakuums), bet aiz satelīta stiepjas gāzes aste: gar Io orbītu tika konstatēts skābekļa, nātrija tvaiku un sēra - vulkāna izvirdumu produktu - starojums.

Otrais no Galilejas satelītiem Eiropa ir nedaudz mazāks par Mēnesi, tā diametrs ir 3130 km, bet vidējais matērijas blīvums ir aptuveni 3 g/cm3. Satelīta virsma ir punktēta ar gaišu un tumšu līniju tīklu: acīmredzot tās ir plaisas ledus garozā, kas radušās tektonisku procesu rezultātā. Šo defektu platums svārstās no vairākiem kilometriem līdz simtiem kilometru, un to garums sasniedz tūkstošiem kilometru. Aplēses par garozas biezumu svārstās no dažiem kilometriem līdz desmitiem kilometru. Eiropas dzīlēs izdalās arī plūdmaiņu mijiedarbības enerģija, kas uztur mantiju šķidrā veidā – subglaciālā okeānā, iespējams, pat siltā. Tāpēc nav pārsteidzoši, ka pastāv pieņēmums par vienkāršāko dzīvības formu pastāvēšanas iespējamību šajā okeānā. Pamatojoties uz satelīta vidējo blīvumu, zem okeāna jābūt silikāta akmeņiem. Tā kā Eiropā, kam ir diezgan gluda virsma, ir ļoti maz krāteru, šīs oranži brūnās virsmas iezīmju vecums tiek lēsts simtiem tūkstošu un miljonu gadu. Ar Galileo iegūtajos augstas izšķirtspējas attēlos redzami atsevišķi neregulāras formas lauki ar iegarenām paralēlām grēdām un ielejām, kas atgādina šosejas. Vairākās vietās izceļas tumši plankumi, visticamāk, tie ir vielu nogulsnes, kas iznestas no zem ledus slāņa.

Pēc amerikāņu zinātnieka Ričarda Grīnberga domām, apstākļi dzīvībai Eiropā ir jāmeklē nevis dziļajā subglaciālajā okeānā, bet gan daudzās plaisās. Paisuma efekta dēļ plaisas periodiski sašaurinās un paplašinās līdz 1 m platumam.Kad plaisa sašaurinās, okeāna ūdens iet uz leju, un, kad tas sāk paplašināties, ūdens paceļas pa to gandrīz līdz virsmai. Saules stari iekļūst caur ledus korķi, kas neļauj ūdenim nokļūt virspusē, nesot dzīviem organismiem nepieciešamo enerģiju.

Jupitera sistēmas lielākā satelīta Ganimēda diametrs ir 5268 km, bet tā vidējais blīvums ir tikai divas reizes lielāks nekā ūdens; tas liecina, ka aptuveni 50% no satelīta masas ir ledus. Daudzi krāteri, kas klāj tumši brūnas zonas, norāda uz šīs virsmas seno vecumu, aptuveni 3-4 miljardus gadu. Jaunākās zonas ir pārklātas ar paralēlu rievu sistēmām, kuras ledus garozas stiepšanās procesā veido vieglāks materiāls. Šo vagu dziļums ir vairāki simti metru, platums ir desmitiem kilometru, un garums var sasniegt vairākus tūkstošus kilometru. Dažos Ganimīda krāteros ir ne tikai gaismas staru sistēmas (līdzīgas Mēness), bet dažreiz arī tumšās.

Callisto diametrs ir 4800 km. Pamatojoties uz satelīta vidējo blīvumu (1,83 g/cm3), tiek pieņemts, ka ūdens ledus veido aptuveni 60% no tā masas. Ledus garozas biezums, tāpat kā Ganimēdam, tiek lēsts desmitiem kilometru. Visa šī satelīta virsma ir pilnībā izraibināta ar dažāda izmēra krāteriem. Tam nav plašu līdzenumu vai vagu sistēmu. Kalisto krāteriem ir slikti definēta vārpsta un mazs dziļums. Reljefa unikāla iezīme ir vairāku gredzenu struktūra ar diametru 2600 km, kas sastāv no desmit koncentriskiem gredzeniem. Virsmas temperatūra pie Kalisto ekvatora pusdienlaikā sasniedz -120 °C. Ir atklāts, ka satelītam ir savs magnētiskais lauks.

2000. gada 30. decembrī zonde Cassini pabrauca garām netālu no Jupitera ceļā uz Saturnu. Tajā pašā laikā “planētu karaļa” tuvumā tika veikti vairāki eksperimenti. Viena no tām bija paredzēta, lai atklātu ļoti reto Galilejas satelītu atmosfēru Jupitera aptumsuma laikā. Vēl viens eksperiments sastāvēja no Jupitera starojuma jostu starojuma reģistrēšanas. Interesanti, ka paralēli Cassini darbam tādu pašu starojumu, izmantojot uz zemes izvietotus teleskopus, fiksēja skolēni un studenti ASV. Viņu pētījumu rezultāti tika izmantoti kopā ar Cassini datiem.

Galilejas pavadoņu izpētes rezultātā tika izvirzīta interesanta hipotēze, ka savas evolūcijas sākumposmā milzu planētas izplatīja milzīgas siltuma plūsmas kosmosā. Jupitera radiācija varētu izkausēt ledu uz trīs Galilejas pavadoņu virsmas. Ceturtajā - Kalisto - tam nevajadzēja notikt, jo tas atrodas 2 miljonu km attālumā no Jupitera. Tāpēc tā virsma tik ļoti atšķiras no planētai tuvāko satelītu virsmām.

Saturns

Starp milzu planētām Saturns izceļas ar savu ievērojamo gredzenu sistēmu. Tāpat kā Jupiters, tā ir milzīga, ātri griežoša bumbiņa, kas sastāv galvenokārt no šķidrā ūdeņraža un hēlija. Riņķojot ap Sauli 10 reizes tālāk par Zemi, Saturns ik pēc 29,5 gadiem veic pilnīgu orbītu gandrīz apļveida orbītā. Orbītas slīpuma leņķis pret ekliptikas plakni ir tikai 2°, savukārt Saturna ekvatoriālā plakne ir par 27° slīpi pret orbītas plakni, tāpēc šai planētai ir raksturīga gadalaiku maiņa.

Saturna nosaukums cēlies uz senā titāna Kronosa, Urāna un Gajas dēla, romiešu līdzinieku. Šī otrā lielākā planēta ir 800 reizes lielāka par Zemi pēc tilpuma un 95 reizes lielāka pēc masas. Ir viegli aprēķināt, ka tā vidējais blīvums (0,7 g/cm3) ir mazāks par ūdens blīvumu – Saules sistēmas planētām unikāli zems. Saturna ekvatoriālais rādiuss gar mākoņu slāņa augšējo robežu ir 60 270 km, bet polārais rādiuss ir par vairākiem tūkstošiem kilometru mazāks. Saturna rotācijas periods ir 10 stundas 40 minūtes. Saturna atmosfērā ir 94% ūdeņraža un 6% hēlija (pēc tilpuma).

Neptūns

Neptūns tika atklāts 1846. gadā precīzas teorētiskas prognozes rezultātā. Izpētījis Urāna kustību, franču astronoms Le Verjē konstatēja, ka septīto planētu ietekmē tikpat masīva nezināma ķermeņa pievilkšanās, un aprēķināja tās atrašanās vietu. Vadoties pēc šīs prognozes, vācu astronomi Halle un D'Arests atklāja Neptūnu.Vēlāk izrādījās, ka, sākot ar Galileo, astronomi atzīmēja Neptūna atrašanās vietu kartēs, taču to sajauca ar zvaigzni.

Neptūns ir ceturtā no milzu planētām, kas senajā mitoloģijā nosaukta jūru dieva vārdā. Neptūna ekvatoriālais rādiuss (24 764 km) ir gandrīz 4 reizes lielāks par Zemes rādiusu, un Neptūna masa ir 17 reizes lielāka nekā mūsu planētas. Vidējais Neptūna blīvums ir 1,64 g/cm3. Tas riņķo ap Sauli 4,5 miljardu km (30 AU) attālumā, pilnu ciklu pabeidzot gandrīz 165 Zemes gados. Planētas orbitālā plakne ir par 1,8° slīpi pret ekliptikas plakni. Ekvatora slīpums pret orbītas plakni ir 29,6°. Pateicoties lielajam attālumam no Saules, Neptūna apgaismojums ir 900 reizes mazāks nekā uz Zemes.

Dati, ko pārraidīja Voyager 2, kas 1989. gadā šķērsoja 5000 km no Neptūna mākoņu slāņa, atklāja detaļas par planētas mākoņu segumu. Neptūna svītras ir vāji izteiktas. Neptūna dienvidu puslodē atklāts liels tumšs plankums mūsu planētas lielumā ir milzīgs anticiklons, kas pabeidz revolūciju ik pēc 16 Zemes dienām. Šī ir augsta spiediena un temperatūras zona. Atšķirībā no Lielā sarkanā plankuma uz Jupitera, kas dreifē ar ātrumu 3 m/s, Lielais tumšais plankums uz Neptūna virzās uz rietumiem ar ātrumu 325 m/s. Mazāka izmēra tumšs plankums, kas atrodas 74° uz dienvidiem. sh., nedēļas laikā nobīdījās 2000 km uz ziemeļiem. Viegls veidojums atmosfērā, tā sauktais “skūteris”, izcēlās arī ar diezgan ātru kustību. Vietām vēja ātrums Neptūna atmosfērā sasniedz 400-700 m/s.

Tāpat kā citas milzu planētas, Neptūna atmosfērā pārsvarā ir ūdeņradis. Hēlijs veido aptuveni 15%, bet metāns veido 1%. Redzamais mākoņu slānis atbilst 1,2 bāru spiedienam. Tiek pieņemts, ka Neptūna atmosfēras apakšā atrodas ūdens okeāns, kas piesātināts ar dažādiem joniem. Šķiet, ka planētas ledainajā apvalkā dziļāk atrodas ievērojams metāna daudzums. Pat tūkstošiem grādu temperatūrā pie 1 Mbar spiediena ūdens, metāna un amonjaka maisījums var veidot cietu ledu. Karstā, ledainā mantija, iespējams, veido 70% no planētas masas. Apmēram 25% no Neptūna masas, pēc aprēķiniem, vajadzētu piederēt planētas kodolam, kas sastāv no silīcija, magnija, dzelzs un tā savienojumu oksīdiem, kā arī iežiem. Planētas iekšējās struktūras modelis parāda, ka spiediens tās centrā ir aptuveni 7 Mbar, bet temperatūra ir aptuveni 7000 K. Atšķirībā no Urāna siltuma plūsma no Neptūna dzīlēm ir gandrīz trīs reizes lielāka nekā siltums, kas saņemts no saule. Šī parādība ir saistīta ar siltuma izdalīšanos vielām ar lielu atommasu radioaktīvās sabrukšanas laikā.

Neptūna magnētiskais lauks ir uz pusi mazāks nekā Urāns. Leņķis starp magnētiskā dipola asi un Neptūna rotācijas asi ir 47°. Dipola centrs ir nobīdīts par 6000 km uz dienvidu puslodi, tāpēc magnētiskā indukcija dienvidu magnētiskajā polā ir 10 reizes lielāka nekā ziemeļos.

Neptūna gredzeni parasti ir līdzīgi Urāna gredzeniem, ar vienīgo atšķirību, ka kopējais matērijas laukums Neptūna gredzenos ir 100 reizes mazāks nekā Urāna gredzenos. Atsevišķi Neptūnu apņemošo gredzenu loki tika atklāti planētas zvaigžņu okultācijas laikā. Voyager 2 attēlos ap Neptūnu redzami atklāti veidojumi, ko sauc par arkām. Tie atrodas uz nepārtraukta tālākā zema blīvuma gredzena. Ārējā gredzena diametrs ir 69,2 tūkstoši km, bet arku platums ir aptuveni 50 km. Citi gredzeni, kas atrodas attālumā no 61,9 tūkstošiem km līdz 62,9 tūkstošiem km, ir slēgti. Veicot novērojumus no Zemes, līdz divdesmitā gadsimta vidum tika atrasti 2 Neptūna pavadoņi - Tritons un Nereids. Voyager 2 atklāja vēl 6 satelītus ar izmēru no 50 līdz 400 km un noskaidroja Triton (2705 km) un Nereid (340 km) diametrus. 2002.-03 Veicot novērojumus no Zemes, tika atklāti vēl 5 tālāki Neptūna pavadoņi.

Neptūna lielākais satelīts Tritons riņķo ap planētu 355 tūkstošu km attālumā ar aptuveni 6 dienu periodu apļveida orbītā, kas ir 23° slīpi pret planētas ekvatoru. Turklāt tas ir vienīgais no Neptūna iekšējiem satelītiem, kas pārvietojas orbītā pretējā virzienā. Tritona aksiālās rotācijas periods sakrīt ar tā orbītas periodu. Tritona vidējais blīvums ir 2,1 g/cm3. Virsmas temperatūra ir ļoti zema (38 K). Satelītattēlos lielākā daļa Tritona virsmas parādās kā līdzenums ar daudzām plaisām, kas padara to līdzīgu melones garozai. Dienvidpolu ieskauj gaišs polārais vāciņš. Līdzenumā tika atklātas vairākas ieplakas ar diametru 150 - 250 km. Visticamāk, ka satelīta ledainā garoza daudzkārt tika pārstrādāta tektoniskās aktivitātes un meteorītu kritienu rezultātā. Šķiet, ka Tritonam ir akmeņains kodols, kura rādiuss ir aptuveni 1000 km. Tiek pieņemts, ka aptuveni 180 km bieza ledus garoza klāj apmēram 150 km dziļu ūdens okeānu, kas piesātināts ar amonjaku, metānu, sāļiem un joniem. Tritona plānā atmosfērā pārsvarā ir slāpeklis, ar nelielu daudzumu metāna un ūdeņraža. Sniegs uz Tritona virsmas ir slāpekļa sals. Polāro cepuri veido arī slāpekļa sals. Apbrīnojami veidojumi, kas identificēti uz polārā vāciņa, ir tumši plankumi, kas stiepjas uz ziemeļaustrumiem (apmēram piecdesmit no tiem tika atrasti). Tie izrādījās gāzes geizeri, kas paceļas līdz 8 km augstumam un pēc tam pārvēršas par plūmēm, kas stiepjas aptuveni 150 km garumā.

Atšķirībā no citiem iekšējiem satelītiem, Nereids pārvietojas pa ļoti iegarenu orbītu, ar savu ekscentriskumu (0,75) vairāk līdzinās komētu orbītai.

Plutons

Plutons pēc tā atklāšanas 1930. gadā tika uzskatīts par mazāko planētu Saules sistēmā. 2006. gadā ar Starptautiskās Astronomijas savienības lēmumu tai tika atņemts klasiskās planētas statuss un tā kļuva par jaunas objektu klases - pundurplanētu - prototipu. Līdz šim pundurplanētu grupā ietilpst arī asteroīds Cerera un vairāki nesen atklāti objekti Kuipera joslā aiz Neptūna orbītas; viens no tiem ir pat lielāks par Plutonu. Nav šaubu, ka Koipera joslā tiks atrasti arī citi līdzīgi objekti; tāpēc Saules sistēmā var būt diezgan daudz pundurplanētu.

Plutons riņķo ap Sauli ik pēc 245,7 gadiem. Atklāšanas brīdī tā atradās diezgan tālu no Saules, ieņemot devītās planētas vietu Saules sistēmā. Bet Plutona orbītai, kā izrādās, ir ievērojama ekscentriskums, tāpēc katrā orbitālajā ciklā tas 20 gadus atrodas tuvāk Saulei nekā Neptūns. Divdesmitā gadsimta beigās bija tieši šāds periods: 1979. gada 23. janvārī Plutons šķērsoja Neptūna orbītu tā, ka tas bija tuvāk Saulei un formāli pārvērtās par astoto planētu. Šajā statusā tas palika līdz 1999. gada 15. martam. Izbraucis cauri orbītas perihēlijai (29,6 AU) 1989. gada septembrī, Plutons tagad virzās uz afēliju (48,8 AU), kuru tas sasniegs 2112. gadā un pabeigs. pirmā pilnā revolūcija ap Sauli pēc tās atklāšanas tikai 2176. gadā.

Lai saprastu astronomu interesi par Plutonu, mums jāatceras tā atklāšanas vēsture. Divdesmitā gadsimta sākumā, novērojot Urāna un Neptūna kustību, astronomi pamanīja zināmas dīvainības viņu uzvedībā un ierosināja, ka aiz šo planētu orbītām ir vēl viena, neatklāta, kuras gravitācijas ietekme ietekmē zināmo planētu kustību. milzu planētas. Astronomi pat ir aprēķinājuši šīs planētas – “planētas X” – iespējamo atrašanās vietu, lai gan ne pārāk pārliecinoši. Pēc ilgiem meklējumiem 1930. gadā amerikāņu astronoms Klaids Tombo atklāj devīto planētu, kas nosaukta pazemes dieva - Plutona vārdā. Tomēr atklājums acīmredzot bija nejaušs: turpmākie mērījumi parādīja, ka Plutona masa ir pārāk maza, lai tā gravitācija būtiski ietekmētu Neptūna un jo īpaši Urāna kustību. Plutona orbīta izrādījās ievērojami garāka nekā citām planētām un manāmi slīpa (17°) pret ekliptiku, kas arī planētām nav raksturīgi. Daži astronomi mēdz uzskatīt Plutonu par "nepareizu" planētu, vairāk kā steroīdu vai pazaudētu Neptūna pavadoni. Tomēr Plutonam ir savi pavadoņi, un dažreiz ir atmosfēra, kad tā virsmu klājošais ledus iztvaiko orbītas perihēlija reģionā. Kopumā Plutons ir pētīts ļoti vāji, jo to vēl nav sasniegusi neviena zonde; Vēl nesen pat šādi mēģinājumi nebija veikti. Taču 2006. gada janvārī Plutona virzienā startēja kosmosa kuģis New Horizons (NASA), kuram 2015. gada jūlijā vajadzētu lidot garām planētai.

Mērot Plutona atstarotās saules gaismas intensitāti, astronomi ir noskaidrojuši, ka planētas šķietamais spilgtums periodiski mainās. Šis periods (6,4 dienas) tika uzskatīts par Plutona aksiālās rotācijas periodu. 1978. gadā amerikāņu astronoms Dž.Kristi vērsa uzmanību uz Plutona attēla neregulāro formu fotogrāfijās, kas uzņemtas ar vislabāko leņķisko izšķirtspēju: attēla izplūdušais plankums bieži izplūda izvirzījumu vienā pusē; tā pozīcija arī mainījās ar 6,4 dienām. Kristijs secināja, ka Plutonam ir diezgan liels pavadonis, kuru sauca par Charonu pēc mītiskā laivinieka, kurš pa upēm pārvadāja mirušo dvēseles pazemes mirušo valstībā (šīs valstības valdnieks, kā zināms, bija Plutons). Šarons parādās vai nu no Plutona ziemeļiem vai dienvidiem, tāpēc kļuva skaidrs, ka satelīta orbīta, tāpat kā pašas planētas rotācijas ass, ir stipri nosliece uz tās orbītas plakni. Mērījumi parādīja, ka leņķis starp Plutona rotācijas asi un tā orbītas plakni ir aptuveni 32°, un rotācija ir apgriezta. Šarona orbīta atrodas Plutona ekvatoriālajā plaknē. 2005. gadā tika atklāti vēl divi mazi pavadoņi - Hidra un Nikss, kas riņķo tālāk par Šaronu, bet tajā pašā plaknē. Tādējādi Plutons un tā pavadoņi atgādina Urānu, kas griežas "guļot uz sāniem".

Šarona 6,4 dienu rotācijas periods sakrīt ar tā pārvietošanās periodu ap Plutonu. Tāpat kā Mēness, arī Šarons vienmēr ir vērsts pret planētu ar vienu pusi. Tas ir raksturīgi visiem satelītiem, kas pārvietojas tuvu planētai. Pārsteidz arī cita lieta – arī Plutons vienmēr ir pretī Šaronam ar vienu un to pašu pusi; šajā ziņā viņi ir vienlīdzīgi. Plutons un Šarons ir unikāla bināra sistēma, ļoti kompakta un tai ir nepieredzēti augsta satelīta un planētas masas attiecība (1:8). Piemēram, Mēness un Zemes masu attiecība ir 1:81, un citām planētām ir līdzīgas attiecības, kas ir daudz mazākas. Būtībā Plutons un Šarons ir dubultā pundurplanēta.

Labākos Plutona-Šarona sistēmas attēlus ieguva Habla kosmiskais teleskops. Pēc tiem varēja noteikt attālumu starp satelītu un planētu, kas izrādījās tikai aptuveni 19 400 km. Izmantojot Plutona zvaigžņu aptumsumus, kā arī savstarpējos planētas aptumsumus ar tā satelītu, bija iespējams noskaidrot to izmērus: Plutona diametrs saskaņā ar jaunākajiem aprēķiniem ir 2300 km, bet Charon diametrs ir 1200 km. Plutona vidējais blīvums svārstās no 1,8 līdz 2,1 g/cm 3, bet Šarona blīvums svārstās no 1,2 līdz 1,3 g/cm 3 . Acīmredzot Plutona iekšējā struktūra, kas sastāv no akmeņiem un ūdens ledus, atšķiras no Charon struktūras, kas vairāk līdzinās milzu planētu ledainajiem pavadoņiem. Šarona virsma ir par 30% tumšāka nekā Plutona virsma. Arī planētas un satelīta krāsa atšķiras. Acīmredzot viņi veidojās neatkarīgi viens no otra. Novērojumi liecina, ka Plutona spilgtums ievērojami palielinās tā orbītas perihēlijā. Tas deva iemeslu pieņemt pagaidu atmosfēras izskatu Plutonā. Plutonam 1988. gadā aizsegot zvaigzni, šīs zvaigznes spilgtums pakāpeniski samazinājās vairāku sekunžu laikā, no kā beidzot tika noskaidrots, ka Plutonam ir atmosfēra. Tā galvenā sastāvdaļa, visticamāk, ir slāpeklis, un citas sastāvdaļas var ietvert metānu, argonu un neonu. Tiek lēsts, ka dūmakas slāņa biezums ir 45 km, bet pašas atmosfēras biezums ir 270 km. Metāna saturam vajadzētu atšķirties atkarībā no Plutona stāvokļa orbītā. Plutons šķērsoja perihēliju 1989. gadā. Aprēķini liecina, ka daļa no sasalušā metāna, slāpekļa un oglekļa dioksīda nogulsnēm, kas atrodas uz tā virsmas ledus un sarmas veidā, planētai tuvojoties Saulei, nonāk atmosfērā. Plutona maksimālā virsmas temperatūra ir 62 K. Šķiet, ka Šarona virsmu veido ūdens ledus.

Tātad Plutons ir vienīgā planēta (kaut arī punduris), kuras atmosfēra parādās un pazūd, tāpat kā komētai tās kustības laikā ap Sauli. Izmantojot Habla kosmisko teleskopu 2005. gada maijā, tika atklāti divi jauni pundurplanētas Plutona pavadoņi ar nosaukumu Nikta un Hydra. Šo satelītu orbītas atrodas aiz Charon orbītas. Nyx atrodas aptuveni 50 000 km attālumā no Plutona, un Hidra ir aptuveni 65 000 km attālumā. Misija New Horizons, kas tika uzsākta 2006. gada janvārī, ir paredzēta Plutona un Kuipera jostas apkārtnes izpētei.

Vēsture un struktūra

Saules sistēma ir mūsu planētu sistēma, kurā ietilpst Saule un visi ap to riņķojošie dabas objekti. Tas parādījās pirms 4,57 miljardiem gadu, kad gravitācijas radītā temperatūra un spiediens pirmatnējā gāzu un putekļu mākonī izraisīja kodoltermiskās reakcijas sākšanos.

Saules sistēmas masas lielāko daļu satur Saule, bet pārējā daļa atrodas planētās, pundurplanētās, asteroīdos, komētās, putekļos un gāzēs. Astoņām salīdzinoši vientuļām planētām ir relatīvi apļveida orbītas un tās atrodas gandrīz plakana diska – ekliptikas plaknes – robežās. Zeme ir daļa no tā sauktās zemes grupas, kurā ietilpst pirmās četras planētas no Saules - Merkurs, Venera, Zeme un, kas sastāv galvenokārt no silikātiem un metāliem. Viņiem seko četru planētu grupa, kas atrodas tālāk no Saules - , Urāns un Neptūns (saukti arī par gāzes milžiem), salīdzinot ar sauszemes planētām, to izmēri ir milzīgi. Īpaši lieli ir Jupiters un Saturns, lielākie Saules sistēmā, kas sastāv galvenokārt no hēlija un ūdeņraža; Papildus ūdeņradim un hēlijam Urāna un Neptūna sastāvā ir arī oglekļa monoksīds un metāns. Šīs planētas sauc arī par "ledus milžiem". Visus gāzes milžus ieskauj putekļu un citu daļiņu gredzeni.

Mūsu sistēmai ir divi reģioni ar maziem ķermeņiem. Asteroīdu josla starp Marsu un Jupiteru ietver daudzus objektus, kas sastāv no silikātiem un metāliem, kas liecina par līdzību ar sauszemes planētām. Lielākie objekti tajā ir pundurplanēta un asteroīdi Vesta, Hygiea un Pallas. Aiz Neptūna orbītas atrodas tā sauktā Kuipera josta, kuras objekti sastāv no ūdens ledus, amonjaka un metāna. Lielākie Koipera jostas objektišajā dienā atklātie tiek uzskatīti par Sednu, Haumea, Makemake, Quaoar, Orcus un Eridu.

Saules sistēmā ir arī citas mazu ķermeņu populācijas, piemēram, planētu kvazisatelīti un Trojas zirgi, Zemei tuvi asteroīdi, kentauri, damokloīdi, kā arī komētas, meteoroīdi un kosmiskie putekļi, kas pārvietojas pa sistēmu.

Saules vējš (plazmas plūsma no Saules) starpzvaigžņu vidē rada burbuli, ko sauc heliosfēra, kas sniedzas līdz izkliedētā diska malai. Hipotētiskais Oort mākonis, kas kalpo kā ilgtermiņa komētu avots, varētu sasniegt apmēram tūkstoš reižu tālāk par heliosfēru.

Saules sistēma ir daļa no Piena Ceļa galaktikas.

Sistēmas centrālais objekts Saule ir tā sauktais dzeltenais punduris un pieder pie G2V spektrālās klases galvenās secības zvaigznēm. Neskatoties uz savu nosaukumu, Saule nemaz nav maza zvaigzne. Tās masa ir aptuveni 99,866% no visas sistēmas masas. Apmēram 99% no atlikušās masas nāk no gāzu milžiem (no tiem Jupiters un Saturns veido visvairāk - aptuveni 90%).

Lielākās daļas lielo objektu kustība Saules sistēmā notiek praktiski vienā plaknē, ko sauc ekliptiskā plakne, bet komētu un daudzu Kuipera jostas objektu kustībai bieži raksturīgs liels slīpuma leņķis pret šo plakni.

Tālāk seko visu planētu un vairuma citu objektu rotācijas virziens Saules griešanās virziens, šim noteikumam ir izņēmumi, piemēram, Halija komēta.

Vislielākais leņķiskais ātrums tika reģistrēts Merkūram – ap Sauli apgriezienu veikšanai nepieciešamas 88 Zemes dienas, bet tālākajai planētai Neptūnam viens apgrieziens ap Sauli notiek 165 Zemes gados.

Lielākajai daļai planētu rotācijas virziens ap savu asi un rotācijas virziens ap Sauli ir vienāds, izņēmumi no šī noteikuma ir Venēra un Urāns. Venera griežas pretējā virzienā, un ļoti lēni, viens apgrieziens notiek ik pēc 243 Zemes dienām, un Urāna rotācijas ass ir gandrīz par 90° slīpi pret ekliptikas asi, praktiski tā "guļ uz sāniem".

Daudzām Saules sistēmas planētām ir pavadoņi, no kuriem daži ir lielāki par Merkuru. Bieži vien lielie satelīti griežas sinhroni, kas nozīmē, ka satelīts vienmēr ir pagriezts pret planētu ar vienu pusi.

Zinātne

Kosmosa kuģis, kas šodien pēta planētas:

Planēta Merkurs

No sauszemes planētām, iespējams, vismazāk pētnieki ir pievērsuši uzmanību Merkūram. Atšķirībā no Marsa un Veneras, Merkurs ir vismazāk Zemei līdzīgā planēta šajā grupā.. Tā ir mazākā planēta Saules sistēmā un vistuvāk Saulei.

Planētas virsmas fotoattēli, kas uzņemti ar bezpilota kosmosa kuģi Messenger 2011. un 2012. gadā

Līdz šim uz Merkūriju ir nosūtīti tikai 2 kosmosa kuģi - Jūrnieks 10(NASA) un "Ziņnesis"(NASA). Pirmā ierīce joprojām ir 1974.-75.gadā trīs reizes apbrauca ap planētu un pienāca pēc iespējas tuvāk Merkuram 320 kilometri.

Pateicoties šai misijai, tika iegūti tūkstošiem noderīgu fotogrāfiju, izdarīti secinājumi par nakts un dienas temperatūru, reljefu un Merkura atmosfēru. Tika izmērīts arī tā magnētiskais lauks.

Mariner 10 kosmosa kuģis pirms palaišanas

Informācija saņemta ar kuģi Jūrnieks 10, izrādījās par maz, tāpēc 2004. gadā Amerikāņi palaida otru aparātu dzīvsudraba pētīšanai - "Ziņnesis", kas sasniedza planētas orbītu 2011. gada 18. marts.

Darbs pie Messenger kosmosa kuģa Kenedija kosmosa centrā, Floridā, ASV

Neskatoties uz to, ka Merkurs ir salīdzinoši tuvu planēta no Zemes, lai iekļūtu tās orbītā, kosmosa kuģis "Ziņnesis" nepieciešams vairāk nekā 6 gadus. Tas ir saistīts ar faktu, ka Zemes lielā ātruma dēļ nav iespējams tieši nokļūt no Zemes uz Merkuru, tāpēc zinātniekiem vajadzētu attīstīties sarežģīti gravitācijas manevri.

Kosmosa kuģis Messenger lidojumā (datora attēls)

"Ziņnesis" joprojām atrodas Merkura orbītā un turpina veikt atklājumus, lai gan misija bija paredzēta īsākam periodam. Zinātnieku uzdevums, strādājot ar aparātu, ir noskaidrot, kāda ir Merkura ģeoloģiskā vēsture, kāds ir planētas magnētiskais lauks, kāda ir tās kodola uzbūve, kādi neparasti materiāli atrodas polios utt.

2012. gada novembra beigās izmantojot ierīci "Ziņnesis" Pētnieki varēja veikt neticamu un diezgan negaidītu atklājumu: Dzīvsudraba polios ir ūdens ledus veidā.

Viena no Merkura poliem krāteri, kur tika atklāts ūdens

Šīs parādības dīvainā lieta ir tāda, ka, tā kā planēta atrodas ļoti tuvu Saulei, temperatūra uz tās virsmas var paaugstināties līdz 400 grādiem pēc Celsija! Taču to aksiālā slīpuma dēļ planētu poli atrodas ēnā, kur saglabājas zemas temperatūras, tāpēc ledus nekūst.

Turpmākie lidojumi uz Mercury

Jauna Mercury izpētes misija sauca "BepiColombo", kas ir Eiropas Kosmosa aģentūras (ESA) un Japānas JAXA kopīgs darbs. Šo kuģi ir plānots palaist ūdenī 2015. gadā, lai gan viņš tikai beidzot varēs sasniegt savu mērķi 6 gadu laikā.

BepiColombo projektā tiks iekļauti divi kosmosa kuģi, katram no kuriem būs savi uzdevumi

Krievi arī plāno palaist savu kuģi uz Merkūriju "Mercury-P" 2019. gadā. tomēr palaišanas datums, visticamāk, tiks pārcelts. Šī starpplanētu stacija un nosēšanās būs pirmais kosmosa kuģis, kas nolaidīsies uz Saulei tuvākās planētas virsmas.

Planēta Venēra

Iekšējā planēta Venēra, Zemes kaimiņiene, ir intensīvi pētīta, uzsākot kosmosa misijas kopš 1961. gada. No šī gada uz planētu sāka sūtīt padomju kosmosa kuģus - "Venera" Un "Vega".

Planētu Venera un Zeme salīdzinājums

Lidojumi uz Venēru

Tajā pašā laikā amerikāņi pētīja planētu, izmantojot ierīces "Marier", "Pioneer-Venus-1", "Pioneer-Venus-2", "Magellan". Pašlaik ar ierīci strādā Eiropas Kosmosa aģentūra "Venēras ekspresis", kas darbojas kopš 2006. 2010. gadā Japāņu kuģis devās uz Venēru "Akatsuki".

Aparāts "Venēras ekspresis" sasniedza savu galamērķi 2006. gada aprīlī. Bija plānots, ka šis kuģis pabeigs misiju 500 dienu laikā vai 2 Venēras gadi, bet laika gaitā misija tika pagarināta.

Kosmosa kuģis "Venus Express" darbojas pēc mākslinieka idejām

Šī projekta mērķis bija sīkāk izpētīt planētas sarežģīto ķīmiju, planētas īpašības, atmosfēras un virsmas mijiedarbību un daudz ko citu. Zinātnieki arī vēlas uzzināt vairāk par planētas vēsturi un saprast, kāpēc Zemei tik līdzīga planēta izvēlējās pavisam citu evolūcijas ceļu.

"Venus Express" būvniecības laikā

Japānas kosmosa kuģis "Akatsuki", zināms arī kā PLANĒTA-C, tika palaists gadā 2010. gada maijs, bet pēc tuvošanās Venērai decembris, nevarēja iekļūt tās orbītā.

Pagaidām nav skaidrs, ko ar šo ierīci iesākt, taču zinātnieki nezaudē cerību, ka tā joprojām būs spēs izpildīt savu uzdevumu, kaut arī ļoti vēlu. Visticamāk, kuģis nav sasniedzis orbītu, jo bija problēmas ar vārstu degvielas padeves caurulē, kā rezultātā priekšlaicīgi apstājās dzinējs.

Jauni kosmosa kuģi

2013. gada novembrī ir plānota palaišana "Eiropas Veneras pētnieks"- Eiropas Kosmosa aģentūras zonde, kas tiek gatavota mūsu kaimiņa atmosfēras izpētei. Projektā tiks iekļauti divi satelīti, kas, riņķojot ap planētu dažādās orbītās, savāks nepieciešamo informāciju.

Veneras virsma ir karsta, un zemes kuģiem ir jābūt labai aizsardzībai

Arī 2016. gadā Krievija plāno nosūtīt kosmosa kuģi uz Venēru "Venera-D" izpētīt atmosfēru un virsmu, lai to noskaidrotu kur ūdens pazuda no šīs planētas?

Nosēdētājam un balona zondei būs jāstrādā uz Veneras virsmas apmēram nedēļu.

Planēta Marss

Mūsdienās Marss tiek pētīts un izpētīts visintensīvāk, un ne tikai tāpēc, ka šī planēta atrodas tik tuvu Zemei, bet arī tāpēc, ka apstākļi uz Marsa ir vislīdzīgākie apstākļiem uz Zemes, tāpēc viņi tur galvenokārt meklē ārpuszemes dzīvību.

Pašlaik strādā uz Marsa trīs orbītā esošie pavadoņi un 2 roveri, un pirms tiem Marsu apmeklēja milzīgs skaits sauszemes kosmosa kuģu, no kuriem daži diemžēl neizdevās.

2001. gada oktobrī NASA orbīta "Marss Odisejs" iegāja Sarkanās planētas orbītā. Viņš ierosināja, ka zem Marsa virsmas var būt ūdens nogulsnes ledus veidā. Tas ir apstiprināts 2008. gadā pēc gadiem ilgas planētas izpētes.

Mars Odyssey zonde (datora attēls)

Aparāts "Marss Odisejs" veiksmīgi darbojas arī šodien, kas ir šādu ierīču darbības ilguma rekords.

2004. gadā dažādās planētas daļās Guseva krāteris un tālāk Meridiāna plato Marsa roveri attiecīgi nolaidās "Gars" Un "Iespēja", kuriem vajadzēja atrast pierādījumus par šķidra ūdens pastāvēšanu pagātnē uz Marsa.

Marsa roveris "Gars" iestrēdzis smiltīs pēc 5 gadu veiksmīga darba, un galu galā Saziņa ar viņu ir pārtraukta kopš 2010. gada marta. Tā kā ziema uz Marsa bija pārāk barga, temperatūra nebija pietiekama, lai uzturētu akumulatora enerģiju. Projekta otrais roveris "Iespēja" Tas arī izrādījās diezgan sīksts un joprojām strādā uz Sarkanās planētas.

Erebus krātera panorāma, kas uzņemta ar Opportunity rover 2005. gadā

Kopš 2012. gada 6. augusta NASA jaunākais roveris strādā uz Marsa virsmas "Ziņkāre", kas ir vairākas reizes lielāks un smagāks par iepriekšējiem Marsa roveriem. Tās uzdevums ir analizēt Marsa augsnes un atmosfēras komponentus. Bet ierīces galvenais uzdevums ir izveidot Vai uz Marsa ir dzīvība, vai varbūt viņa ir bijusi šeit pagātnē. Mērķis ir arī iegūt detalizētu informāciju par Marsa ģeoloģiju un tā klimatu.

Marsa roveru salīdzinājums no mazākajiem līdz lielākajiem: Sojourner, Oppotunity un Curiosity

Arī ar Marsa rovera palīdzību "Ziņkāre" pētnieki vēlas sagatavoties cilvēka lidojums uz Sarkano planētu. Misija atklāja skābekļa un hlora pēdas Marsa atmosfērā, kā arī atrada izžuvušas upes pēdas.

Marsa rover "Curiosity" darbā. 2013. gada februāris

Pirms pāris nedēļām roverim izdevās urbt mazs caurums zemē Marss, kas izrādījās nemaz ne sarkans, bet iekšā pelēks. Roveris analīzei paņēma augsnes paraugus no sekla dziļuma.

Izmantojot urbi, zemē tika izveidots 6,5 centimetrus dziļš caurums un tika ņemti paraugi analīzei.

Nākotnes misijas uz Marsu

Tuvākajā laikā dažādu kosmosa aģentūru pētnieki plāno vēl vairāk vairākas misijas uz Marsu, kura mērķis ir iegūt sīkāku informāciju par Sarkano planētu. Starp tiem ir starpplanētu zonde "MAVEN"(NASA), kas dosies uz Sarkano planētu 2013. gada novembrī.

Eiropas mobilā laboratorija plānoja doties uz Marsu 2018. gadā, kas turpinās darboties "Ziņkāre", urbs augsni un analizēs paraugus.

Krievijas automātiskā starpplanētu stacija "Phobos-Grunt 2" plānots palaišanai 2018. gadā un arī gatavojas ņemt augsnes paraugus no Marsa, lai tos nogādātu uz Zemi.

Darbs pie Phobos-Grunt 2 aparāta pēc neveiksmīga mēģinājuma palaist Phobos-Grunt-1

Kā zināms, aiz Marsa orbītas ir asteroīdu josla, kas atdala sauszemes planētas no pārējām ārējām planētām. Ļoti maz kosmosa kuģu ir nosūtīti uz mūsu Saules sistēmas tālākajiem stūriem, kas ir saistīts ar milzīgas enerģijas izmaksas un citas grūtības lidot tik lielos attālumos.

Pārsvarā amerikāņi gatavoja kosmosa misijas tālām planētām. Pagājušā gadsimta 70. gados tika novērota planētu parāde, kas notiek ļoti reti, tāpēc šo iespēju aplidot visas planētas uzreiz nevarēja laist garām.

Planēta Jupiters

Līdz šim uz Jupiteru ir palaisti tikai NASA kosmosa kuģi. 80. gadu beigas - 90. gadu sākums PSRS plānoja savas misijas, taču Savienības sabrukuma dēļ tās netika īstenotas.

Pirmās ierīces, kas lidoja uz Jupiteru, bija "Pioneer-10" Un "Pioneer-11" gadā, kas tuvojās milzu planētai 1973-74. 1979. gadā augstas izšķirtspējas attēlus uzņēma ierīces "Ceļotāji".

Pēdējais kosmosa kuģis, kas riņķoja ap Jupiteru, bija "Galileo", kura misija ir sākusies 1989. gadā un beidzās 2003. gadā. Šī ierīce bija pirmā, kas iegāja planētas orbītā, nevis vienkārši lidoja garām. Viņš palīdzēja izpētīt gāzes giganta atmosfēru no iekšpuses, tā pavadoņus, kā arī palīdzēja novērot fragmentu krišanu Komēta Shoemaker-Levy 9, kas ietriecās Jupiterā 1994. gada jūlijā.

Galileo kosmosa kuģis (datora attēls)

Ierīces lietošana "Galileo" izdevās ierakstīt stiprs pērkona negaiss un zibens Jupitera atmosfērā, kas ir tūkstoš reižu spēcīgāki par tiem, kas atrodas uz Zemes! Ierīce arī filmēja Jupitera lielais sarkanais plankums, ko astronomi ir aizstājuši pirms 300 gadiem. Šīs milzu vētras diametrs ir lielāks par Zemes diametru.

Tika veikti arī atklājumi saistībā ar Jupitera pavadoņiem – ļoti interesantiem objektiem. Piemēram, "Galileo" palīdzēja konstatēt, ka zem satelīta Europa virsmas ir šķidrā ūdens okeāns, un satelītam Io ir tā magnētiskais lauks.

Jupiters un tā pavadoņi

Pēc misijas pabeigšanas "Galileo" izkusis Jupitera atmosfēras augšējos slāņos.

Lidojums uz Jupiteru

2011. gadā NASA uz Jupiteru palaida jaunu ierīci – kosmosa staciju "Juno", kam jāsasniedz planēta un jāieiet orbītā 2016. gadā. Tās mērķis ir palīdzēt pētīt planētas magnētisko lauku, kā arī "Juno" jānoskaidro, vai Jupiteram ir cietais kodols, vai tā ir tikai hipotēze.

Kosmosa kuģis Juno savu mērķi sasniegs tikai pēc 3 gadiem

Pagājušajā gadā Eiropas Kosmosa aģentūra paziņoja par nodomu gatavoties 2022. gads jauna Eiropas un Krievijas misija Jupitera un tā pavadoņu izpētei Ganimēds, Kalisto un Eiropa. Plānos ietilpst arī ierīces nosēšanās uz Ganymede satelītu. 2030. gadā.

Planēta Saturns

Pirmo reizi kosmosa kuģis ir pielidojis tuvu planētai Saturns "Pioneer-11" un tas notika 1979. gadā. Gadu vēlāk es apmeklēju planētu Ceļotājs 1, un gadu vēlāk - Ceļotājs 2. Šie trīs kosmosa kuģi lidoja garām Saturnam, taču spēja uzņemt daudz pētniekiem noderīgu attēlu.

Tika iegūti detalizēti Saturna slaveno gredzenu attēli, atklāts planētas magnētiskais lauks un atmosfērā novērotas spēcīgas vētras.

Saturns un tā pavadonis Titāns

Automātiskajai kosmosa stacijai bija nepieciešami 7 gadi "Cassini-Huygens", uz 2007. gada jūlijā ieiet planētas orbītā. Šim aparātam, kas sastāv no diviem elementiem, papildus pašam Saturnam bija paredzēts to izpētīt lielākais satelīts Titāns, kas tika veiksmīgi pabeigts.

Cassini-Huygens kosmosa kuģis (datora attēls)

Saturna pavadonis Titāns

Šķidruma un atmosfēras esamība uz Titāna satelīta tika pierādīta. Zinātnieki ir ierosinājuši, ka satelīts ir diezgan var pastāvēt vienkāršākās dzīvības formas tomēr tas vēl ir jāpierāda.

Saturna pavadoņa Titāna fotogrāfija

Sākumā bija plānots, ka misija "Cassini" būs līdz 2008. gadam, bet vēlāk tas tika vairākas reizes pagarināts. Tuvākajā laikā plānotas jaunas amerikāņu un eiropiešu kopīgas misijas uz Saturnu un tā pavadoņiem. Titāns un Encelāds.

Planētas Urāns un Neptūns

Šīs tālās planētas, kuras nav redzamas ar neapbruņotu aci, astronomi pēta galvenokārt no Zemes izmantojot teleskopus. Vienīgais transportlīdzeklis, kas viņiem tuvojās, bija Ceļotājs 2, kas, apmeklējis Saturnu, devās Urāna un Neptūna virzienā.

Vispirms Ceļotājs 2 lidoja garām Urānam 1986. gadā un fotografēja tuvplānā. Urāns izrādījās pilnīgi neizteiksmīgs: uz tā netika pamanītas vētras vai mākoņu joslas, kādas ir citām milzu planētām.

Voyager 2 lido garām Urānam (datora attēls)

Izmantojot kosmosa kuģi Ceļotājs 2 izdevās atklāt daudz detaļu, tostarp Urāna gredzeni, jauni pavadoņi. Viss, ko mēs šodien zinām par šo planētu, ir zināms, pateicoties Ceļotājs 2, kas lielā ātrumā aizlidoja garām Urānam un uzņēma vairākas bildes.

Voyager 2 lido garām Neptūnam (datora attēls)

1989. gadā Ceļotājs 2 nokļuva Neptūnā, fotografējot planētu un tās pavadoni. Tad tika apstiprināts, ka planētai ir magnētiskais lauks un Lielais tumšais plankums, kas ir pastāvīga vētra. Netālu no Neptūna tika atklāti arī vāji gredzeni un jauni pavadoņi.

Uz Urānu plānots palaist jaunus kosmosa kuģus 2020. gados, tomēr precīzi datumi vēl nav paziņoti. NASA plāno uz Urānu nosūtīt ne tikai orbītu, bet arī atmosfēras zondi.

Kosmosa kuģis Urane Orbiter dodas uz Urānu (datora attēls)

Planēta Plutons

Agrāk planēta un šodien pundurplanēta Plutons- viens no attālākajiem objektiem Saules sistēmā, kas apgrūtina pētniecību. Lidojot garām citām tālām planētām, nevienai Ceļotājs 1, nevienam nav Ceļotājs 2 nebija iespējams apmeklēt Plutonu, tāpēc visas mūsu zināšanas par šo objektu mēs saņēmām, pateicoties teleskopiem.

Kosmosa kuģis New Horizons (datora attēls)

Līdz 20. gadsimta beigām astronomi īpaši neinteresējās par Plutonu, bet visus savus spēkus veltīja tuvāku planētu izpētei. Planētas attāluma dēļ bija vajadzīgas lielas izmaksas, jo īpaši tādēļ, lai potenciālo ierīci varētu darbināt ar enerģiju, atrodoties prom no Saules.

Visbeidzot, tikai 2006. gada sākumā NASA kosmosa kuģis veiksmīgi palaists "Jaunie horizonti". Viņš joprojām ir ceļā: tas ir plānots 2014. gada augustā viņš atradīsies tuvu Neptūnam un sasniegs tikai Plutona sistēmu 2015. gada jūlijā.

Raķetes palaišana ar kosmosa kuģi New Horizons no Kanaveralas zemesraga, Florida, ASV, 2006.

Diemžēl mūsdienu tehnoloģijas vēl neļaus ierīcei iekļūt Plutona orbītā un samazināt tās ātrumu, tāpēc tā vienkārši paies garām pundurplanētai. Sešu mēnešu laikā pētniekiem būs iespēja izpētīt datus, ko viņi saņems, izmantojot ierīci "Jaunie horizonti".

2016. gada janvārī zinātnieki paziņoja, ka Saules sistēmā varētu būt vēl kāda planēta. Daudzi astronomi to meklē; līdz šim veiktie pētījumi ir noveduši pie neviennozīmīgiem secinājumiem. Neskatoties uz to, planētas X atklājēji ir pārliecināti par tās esamību. stāsta par jaunākajiem darba rezultātiem šajā virzienā.

Par iespējamo planētas X noteikšanu ārpus Plutona orbītas, astronomi un Konstantīns Batigins no Kalifornijas Tehnoloģiju institūta (ASV). Saules sistēmas devītā planēta, ja tāda pastāv, ir aptuveni 10 reizes smagāka par Zemi, un tās īpašības atgādina Neptūnu – gāzes milzi, visattālāko no zināmajām planētām, kas riņķo ap mūsu zvaigzni.

Pēc autoru aplēsēm, planētas X apgriezienu ap Sauli periods ir 15 tūkstoši gadu, tās orbīta ir ļoti iegarena un slīpa attiecībā pret Zemes orbītas plakni. Tiek lēsts, ka planētas X maksimālais attālums no Saules ir 600-1200 astronomiskās vienības, kas veic savu orbītu aiz Kuipera jostas, kurā atrodas Plutons. Planētas X izcelsme nav zināma, taču Brauns un Batigins uzskata, ka šis kosmiskais objekts pirms 4,5 miljardiem gadu tika izsists no protoplanetāra diska netālu no Saules.

Astronomi atklāja šo planētu teorētiski, analizējot gravitācijas traucējumus, ko tā iedarbojas uz citiem Kuipera jostas debess ķermeņiem - sešu lielu trans-Neptūna objektu (tas ir, kas atrodas aiz Neptūna orbītas) trajektorijas tika apvienotas vienā klasterī (ar līdzīgu perihēliju argumenti, augošā mezgla garums un slīpums). Brauns un Batigins kļūdas iespējamību savos aprēķinos sākotnēji novērtēja uz 0,007 procentiem.

Kur tieši atrodas planēta X, nav zināms, nav skaidrs, kāda debess sfēras daļa būtu jāseko ar teleskopiem. Debess ķermenis atrodas tik tālu no Saules, ka ar mūsdienu līdzekļiem ir ārkārtīgi grūti pamanīt tā starojumu. Un pierādījumi par planētas X esamību, pamatojoties uz gravitācijas ietekmi, ko tā iedarbojas uz debess ķermeņiem Kuipera joslā, ir tikai netieši.

Video: caltech / YouTube

2017. gada jūnijā astronomi no Kanādas, Lielbritānijas, Taivānas, Slovākijas, ASV un Francijas meklēja planētu X, izmantojot OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) trans-Neptūna objektu katalogu. Tika pētīti astoņu transneptūna objektu orbitālie elementi, kuru kustību būtu ietekmējusi planēta X - objekti būtu sagrupēti noteiktā veidā (grupēti) atbilstoši to slīpumiem. No astoņiem objektiem četri tika pārbaudīti pirmo reizi, tie visi atrodas vairāk nekā 250 astronomisko vienību attālumā no Saules. Izrādījās, ka viena objekta, 2015 GT50, parametri neatbilst klasterizēšanai, kas lika šaubīties par planētas X esamību.

Tomēr planētas X atklājēji uzskata, ka 2015. gada GT50 nav pretrunā ar viņu aprēķiniem. Kā atzīmēja Batigins, Saules sistēmas, tostarp planētas X, dinamikas skaitliskās simulācijas parāda, ka aiz 250 astronomisko vienību daļēji galvenās ass ir jābūt divām debess ķermeņu kopām, kuru orbītas ir saskaņotas ar planētu X: vienai stabilai, cits metastabils. Lai gan 2015. gada GT50 nav iekļauts nevienā no šīm kopām, tas joprojām tiek reproducēts ar simulāciju.

Batigins uzskata, ka šādi objekti varētu būt vairāki. Iespējams, ar tiem saistīts planētas X mazās pusass novietojums.Astronoms uzsver, ka kopš datu publicēšanas par planētu X par tās eksistenci liecina nevis seši, bet 13 transneptūna objekti, no kuriem 10 debess ķermeņi pieder stabilais klasteris.

Lai gan daži astronomi šaubās par planētu X, citi atrod jaunus pierādījumus par labu tai. Spāņu zinātnieki Karloss un Rauls de la Fuente Markosi pētīja komētu un asteroīdu orbītu parametrus Kuipera joslā. Atklātās objektu kustības anomālijas (korelācijas starp augšupejošā mezgla garumu un slīpumu), pēc autoru domām, ir viegli izskaidrojamas ar to, ka Saules sistēmā atrodas masīvs ķermenis, kura orbītas daļēji galvenā ass ir 300-400 astronomiskās vienības.

Turklāt Saules sistēmā var būt nevis deviņas, bet desmit planētas. Nesen Arizonas Universitātes (ASV) astronomi Koipera joslā atklāja cita debess ķermeņa esamību, kura izmērs un masa ir tuvu Marsam. Aprēķini liecina, ka hipotētiskā desmitā planēta atrodas 50 astronomisko vienību attālumā no zvaigznes, un tās orbīta ir par astoņiem grādiem slīpa pret ekliptikas plakni. Debesu ķermenis traucē zināmus objektus no Kuipera jostas un, visticamāk, senos laikos atradās tuvāk Saulei. Eksperti atzīmē, ka novērotās sekas nav izskaidrojamas ar planētas X ietekmi, kas atrodas daudz tālāk par "otro Marsu".

Pašlaik ir zināmi aptuveni divi tūkstoši trans-Neptūna objektu. Ieviešot jaunas observatorijas, jo īpaši LSST (Lielais sinoptiskais apsekošanas teleskops) un JWST (Džeimsa Veba kosmiskais teleskops), zinātnieki plāno palielināt zināmo objektu skaitu Kuipera joslā un tālāk līdz 40 tūkstošiem. Tas ļaus ne tikai noteikt precīzus trans-Neptūna objektu trajektoriju parametrus un rezultātā netieši pierādīt (vai atspēkot) planētas X un “otrā Marsa” esamību, bet arī tieši noteikt. viņiem.

Saules sistēma ir planētu grupa, kas riņķo noteiktās orbītās ap spilgtu zvaigzni - Sauli. Šī zvaigzne ir galvenais siltuma un gaismas avots Saules sistēmā.

Tiek uzskatīts, ka mūsu planētu sistēma izveidojās vienas vai vairāku zvaigžņu eksplozijas rezultātā, un tas notika apmēram pirms 4,5 miljardiem gadu. Sākumā Saules sistēma bija gāzu un putekļu daļiņu uzkrāšanās, taču laika gaitā un savas masas ietekmē radās Saule un citas planētas.

Saules sistēmas planētas

Saules sistēmas centrā atrodas Saule, ap kuru savās orbītās pārvietojas astoņas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns.

Līdz 2006. gadam šai planētu grupai piederēja arī Plutons, tas tika uzskatīts par 9. planētu no Saules, tomēr ievērojamā attāluma no Saules un mazā izmēra dēļ tika izslēgts no šī saraksta un nosaukts par pundurplanētu. Precīzāk, tā ir viena no vairākām pundurplanētām Kuipera joslā.

Visas iepriekš minētās planētas parasti iedala divās lielās grupās: sauszemes grupā un gāzes giganti.

Sauszemes grupā ietilpst tādas planētas kā: Merkurs, Venera, Zeme, Marss. Tie izceļas ar mazo izmēru un akmeņaino virsmu, turklāt tie atrodas vistuvāk Saulei.

Gāzes milži ir: Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns. Tiem raksturīgi lieli izmēri un gredzenu klātbūtne, kas ir ledus putekļi un akmeņaini gabali. Šīs planētas galvenokārt sastāv no gāzes.

Sv

Saule ir zvaigzne, ap kuru riņķo visas Saules sistēmas planētas un satelīti. Tas sastāv no ūdeņraža un hēlija. Saules vecums ir 4,5 miljardi gadu, tā ir tikai dzīves cikla vidū, pakāpeniski pieaugot. Tagad Saules diametrs ir 1 391 400 km. Tikpat gadu laikā šī zvaigzne paplašināsies un sasniegs Zemes orbītu.

Saule ir mūsu planētas siltuma un gaismas avots. Tās aktivitāte palielinās vai kļūst vājāka ik pēc 11 gadiem.

Tā kā uz tās virsmas ir ārkārtīgi augsta temperatūra, detalizēta Saules izpēte ir ārkārtīgi sarežģīta, taču turpinās mēģinājumi palaist īpašu ierīci pēc iespējas tuvāk zvaigznei.

Zemes planētu grupa

Merkurs

Šī planēta ir viena no mazākajām Saules sistēmā, tās diametrs ir 4879 km. Turklāt tas ir vistuvāk Saulei. Šis tuvums iepriekš noteica ievērojamu temperatūras starpību. Vidējā temperatūra uz Merkura dienā ir +350 grādi pēc Celsija, bet naktī - -170 grādi.

Ja par ceļvedi ņemam Zemes gadu, Merkurs veic pilnu apgriezienu ap Sauli 88 dienās, un viena diena tur ilgst 59 Zemes dienas. Tika pamanīts, ka šī planēta var periodiski mainīt savu rotācijas ātrumu ap Sauli, attālumu no tās un atrašanās vietu.

Uz dzīvsudraba nav atmosfēras, tāpēc tam bieži uzbrūk asteroīdi un uz tā virsmas atstāj daudz krāteru. Uz šīs planētas tika atklāts nātrijs, hēlijs, argons, ūdeņradis un skābeklis.

Detalizēta dzīvsudraba izpēte ir ļoti sarežģīta, jo tas atrodas tuvu Saulei. Dažreiz dzīvsudrabu var redzēt no Zemes ar neapbruņotu aci.

Saskaņā ar vienu teoriju tiek uzskatīts, ka Merkurs iepriekš bija Veneras satelīts, tomēr šis pieņēmums vēl nav pierādīts. Dzīvsudrabam nav sava satelīta.

Venera

Šī planēta ir otrā no Saules. Pēc izmēra tas ir tuvu Zemes diametram, diametrs ir 12 104 km. Visos citos aspektos Venera būtiski atšķiras no mūsu planētas. Viena diena šeit ilgst 243 Zemes dienas, bet gads - 255 dienas. Veneras atmosfērā 95% ir oglekļa dioksīds, kas uz tās virsmas rada siltumnīcas efektu. Tā rezultātā vidējā temperatūra uz planētas ir 475 grādi pēc Celsija. Atmosfērā ir arī 5% slāpekļa un 0,1% skābekļa.

Atšķirībā no Zemes, kuras virsmas lielāko daļu klāj ūdens, uz Veneras nav šķidruma, un gandrīz visu virsmu aizņem sacietējusi bazalta lava. Saskaņā ar vienu teoriju uz šīs planētas kādreiz bija okeāni, taču iekšējās apkures rezultātā tie iztvaikoja, un tvaikus Saules vējš aiznesa kosmosā. Netālu no Veneras virsmas pūš vāji vēji, taču 50 km augstumā to ātrums ievērojami palielinās un sasniedz 300 metrus sekundē.

Venērā ir daudz krāteru un pauguru, kas atgādina zemes kontinentus. Krāteru veidošanās ir saistīta ar faktu, ka uz planētas iepriekš bija mazāk blīva atmosfēra.

Veneras atšķirīgā iezīme ir tā, ka atšķirībā no citām planētām tās kustība notiek nevis no rietumiem uz austrumiem, bet gan no austrumiem uz rietumiem. To var redzēt no Zemes pat bez teleskopa palīdzības pēc saulrieta vai pirms saullēkta. Tas ir saistīts ar tās atmosfēras spēju labi atspoguļot gaismu.

Venērai nav satelīta.

Zeme

Mūsu planēta atrodas 150 miljonu km attālumā no Saules, un tas ļauj mums uz tās virsmas izveidot temperatūru, kas ir piemērota šķidra ūdens pastāvēšanai un līdz ar to dzīvības rašanās.

Tās virsmu 70% klāj ūdens, un tā ir vienīgā planēta, kas satur tik daudz šķidruma. Tiek uzskatīts, ka pirms daudziem tūkstošiem gadu atmosfērā esošais tvaiks radīja Zemes virsmas temperatūru, kas nepieciešama ūdens veidošanās šķidrā veidā, un saules starojums veicināja fotosintēzi un dzīvības dzimšanu uz planētas.

Mūsu planētas īpatnība ir tāda, ka zem zemes garozas atrodas milzīgas tektoniskās plātnes, kuras, kustoties, saduras viena ar otru un izraisa ainavas izmaiņas.

Zemes diametrs ir 12 742 km. Zemes diena ilgst 23 stundas 56 minūtes 4 sekundes, bet gads - 365 dienas 6 stundas 9 minūtes 10 sekundes. Tās atmosfērā ir 77% slāpekļa, 21% skābekļa un neliela daļa citu gāzu. Nevienā no citu Saules sistēmas planētu atmosfērām nav tik daudz skābekļa.

Saskaņā ar zinātniskiem pētījumiem Zemes vecums ir 4,5 miljardi gadu, kas ir aptuveni tikpat vecs, cik ir pastāvējis tās vienīgais pavadonis Mēness. Tas vienmēr ir vērsts pret mūsu planētu tikai ar vienu pusi. Uz Mēness virsmas ir daudz krāteru, kalnu un līdzenumu. Tas ļoti vāji atstaro saules gaismu, tāpēc bālā mēness gaismā ir redzams no Zemes.

Marss

Šī planēta ir ceturtā no Saules un atrodas 1,5 reizes tālāk no tās nekā Zeme. Marsa diametrs ir mazāks par Zemes diametru un ir 6779 km. Vidējā gaisa temperatūra uz planētas svārstās no -155 grādiem līdz +20 grādiem pie ekvatora. Magnētiskais lauks uz Marsa ir daudz vājāks nekā uz Zemes, un atmosfēra ir diezgan plāna, kas ļauj saules starojumam netraucēti ietekmēt virsmu. Šajā sakarā, ja uz Marsa ir dzīvība, tā nav uz virsmas.

Apsekojot ar Marsa roveriem, tika konstatēts, ka uz Marsa ir daudz kalnu, kā arī izžuvušas upju gultnes un ledāji. Planētas virsmu klāj sarkanas smiltis. Tas ir dzelzs oksīds, kas piešķir Marsam krāsu.

Viens no biežākajiem notikumiem uz planētas ir putekļu vētras, kas ir apjomīgas un postošas. Nebija iespējams noteikt ģeoloģisko aktivitāti uz Marsa, tomēr ir ticami zināms, ka iepriekš uz planētas ir notikuši nozīmīgi ģeoloģiski notikumi.

Marsa atmosfēru veido 96% oglekļa dioksīda, 2,7% slāpekļa un 1,6% argona. Skābeklis un ūdens tvaiki ir minimālā daudzumā.

Diena uz Marsa ir līdzīga garumam kā uz Zemes un ir 24 stundas 37 minūtes 23 sekundes. Gads uz planētas ilgst divreiz ilgāk nekā uz Zemes – 687 dienas.

Planētai ir divi satelīti Foboss un Deimos. Tie ir maza izmēra un nevienmērīgas formas, kas atgādina asteroīdus.

Dažreiz Marss ir redzams arī no Zemes ar neapbruņotu aci.

Gāzes giganti

Jupiters

Šī planēta ir lielākā Saules sistēmā, un tās diametrs ir 139 822 km, kas ir 19 reizes lielāks nekā Zeme. Diena uz Jupitera ilgst 10 stundas, un gads ir aptuveni 12 Zemes gadi. Jupiters galvenokārt sastāv no ksenona, argona un kriptona. Ja tas būtu 60 reizes lielāks, tas varētu kļūt par zvaigzni spontānas kodoltermiskās reakcijas dēļ.

Vidējā temperatūra uz planētas ir -150 grādi pēc Celsija. Atmosfēra sastāv no ūdeņraža un hēlija. Uz tās virsmas nav ne skābekļa, ne ūdens. Pastāv pieņēmums, ka Jupitera atmosfērā ir ledus.

Jupiteram ir milzīgs satelītu skaits – 67. Lielākie no tiem ir Io, Ganimēds, Kalisto un Eiropa. Ganimēds ir viens no lielākajiem pavadoņiem Saules sistēmā. Tā diametrs ir 2634 km, kas ir aptuveni Merkura lielums. Turklāt uz tās virsmas redzama bieza ledus kārta, zem kuras var atrasties ūdens. Callisto tiek uzskatīts par senāko no satelītiem, jo ​​uz tā virsmas ir vislielākais krāteru skaits.

Saturns

Šī planēta ir otrā lielākā Saules sistēmā. Tās diametrs ir 116 464 km. Sastāvā tas visvairāk līdzinās Saulei. Gads uz šīs planētas ilgst diezgan ilgu laiku, gandrīz 30 Zemes gadus, un diena ilgst 10,5 stundas. Vidējā virsmas temperatūra ir -180 grādi.

Tās atmosfēru galvenokārt veido ūdeņradis un neliels daudzums hēlija. Tā augšējos slāņos bieži notiek pērkona negaiss un polārblāzma.

Saturns ir unikāls ar to, ka tam ir 65 pavadoņi un vairāki gredzeni. Gredzeni sastāv no mazām ledus daļiņām un akmeņu veidojumiem. Ledus putekļi lieliski atstaro gaismu, tāpēc Saturna gredzeni ir ļoti skaidri redzami caur teleskopu. Tomēr tā nav vienīgā planēta ar diadēmu; tā vienkārši ir mazāk pamanāma uz citām planētām.

Urāns

Urāns ir trešā lielākā planēta Saules sistēmā un septītā no Saules. Tā diametrs ir 50 724 km. To sauc arī par “ledus planētu”, jo temperatūra uz tās virsmas ir -224 grādi. Diena uz Urāna ilgst 17 stundas, bet gads - 84 Zemes gadus. Turklāt vasara ilgst tikpat ilgi kā ziema - 42 gadus. Šī dabas parādība ir saistīta ar to, ka šīs planētas ass atrodas 90 grādu leņķī pret orbītu un izrādās, ka Urāns šķiet "guļ uz sāniem".

Urānam ir 27 pavadoņi. Slavenākie no tiem ir: Oberon, Titania, Ariel, Miranda, Umbriel.

Neptūns

Neptūns ir astotā planēta no Saules. Pēc sastāva un izmēra tas ir līdzīgs kaimiņam Urānam. Šīs planētas diametrs ir 49 244 km. Diena uz Neptūna ilgst 16 stundas, un gads ir vienāds ar 164 Zemes gadiem. Neptūns ir ledus gigants, un ilgu laiku tika uzskatīts, ka uz tā ledus virsmas nenotiek nekādi laikapstākļi. Tomēr nesen tika atklāts, ka Neptūnā ir nikni virpuļi un vēja ātrums, kas ir augstākais starp Saules sistēmas planētām. Tas sasniedz 700 km/h.

Neptūnam ir 14 pavadoņi, no kuriem slavenākais ir Tritons. Ir zināms, ka tai ir sava atmosfēra.

Neptūnam ir arī gredzeni. Uz šīs planētas ir 6 no tiem.

Interesanti fakti par Saules sistēmas planētām

Salīdzinot ar Jupiteru, Merkurs šķiet kā punkts debesīs. Šīs ir faktiskās proporcijas Saules sistēmā:

Veneru bieži sauc par Rīta un Vakara zvaigzni, jo tā ir pirmā no zvaigznēm, kas redzama debesīs saulrieta laikā un pēdējā, kas pazūd no redzamības rītausmā.

Interesants fakts par Marsu ir fakts, ka uz tā tika atrasts metāns. Plānās atmosfēras dēļ tā pastāvīgi iztvaiko, kas nozīmē, ka uz planētas ir pastāvīgs šīs gāzes avots. Šāds avots varētu būt dzīvi organismi planētas iekšienē.

Uz Jupitera nav gadalaiku. Lielākais noslēpums ir tā sauktais “Lielais sarkanais plankums”. Tā izcelsme uz planētas virsmas vēl nav pilnībā noskaidrota.Zinātnieki liek domāt, ka to veidojusi milzīga viesuļvētra, kas jau vairākus gadsimtus griežas ļoti lielā ātrumā.

Interesants fakts ir tas, ka Urānam, tāpat kā daudzām Saules sistēmas planētām, ir sava gredzenu sistēma. Sakarā ar to, ka daļiņas, kas tos veido, slikti atstaro gaismu, gredzenus nevarēja atklāt uzreiz pēc planētas atklāšanas.

Neptūnam ir piesātināta zila krāsa, tāpēc tas tika nosaukts seno romiešu dieva - jūru pavēlnieka vārdā. Tā kā šī planēta atradās tālu, tā bija viena no pēdējām, kas tika atklāta. Tajā pašā laikā tā atrašanās vieta tika aprēķināta matemātiski, un pēc laika to varēja redzēt, turklāt precīzi aprēķinātajā vietā.

Saules gaisma sasniedz mūsu planētas virsmu 8 minūtēs.

Saules sistēma, neskatoties uz tās ilgo un rūpīgo izpēti, joprojām slēpj daudzus noslēpumus un noslēpumus, kas vēl jāatklāj. Viena no aizraujošākajām hipotēzēm ir pieņēmums par dzīvības klātbūtni uz citām planētām, kuras meklēšana aktīvi turpinās.