Ile tu tego jest? Eksploracja Układu Słonecznego Nowoczesna eksploracja planet

Badanie planet Układu Słonecznego

Do końca XX wieku powszechnie panowało przekonanie, że w Układzie Słonecznym znajduje się dziewięć planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Jednak ostatnio poza orbitą Neptuna odkryto wiele obiektów, niektóre podobne do Plutona, a inne nawet większe. Dlatego w 2006 roku astronomowie wyjaśnili klasyfikację: 8 największych ciał - od Merkurego po Neptuna - uważa się za planety klasyczne, a Pluton stał się prototypem nowej klasy obiektów - planet karłowatych. Cztery planety najbliżej Słońca nazywane są zwykle planetami ziemskimi, a kolejne 4 masywne ciała gazowe nazywane są planetami olbrzymami. Planety karłowate zamieszkują głównie obszar poza orbitą Neptuna – Pas Kuipera.

Księżyc

Księżyc jest naturalnym satelitą Ziemi i najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie. Formalnie Księżyc nie jest planetą, ale jest znacznie większy niż wszystkie planety karłowate, większość satelitów planet i niewiele gorszy od Merkurego. Na Księżycu nie ma znanej nam atmosfery, nie ma rzek i jezior, roślinności i żywych organizmów. Grawitacja na Księżycu jest sześciokrotnie mniejsza niż na Ziemi. Dzień i noc ze zmianami temperatury dochodzącymi do 300 stopni trwają dwa tygodnie. A jednak Księżyc coraz bardziej przyciąga Ziemian możliwością wykorzystania jego unikalnych warunków i zasobów. Dlatego Księżyc jest naszym pierwszym krokiem w poznawaniu obiektów Układu Słonecznego.

Księżyc został dobrze zbadany zarówno za pomocą naziemnych teleskopów, jak i dzięki lotom ponad 50 statków kosmicznych i statków z astronautami. Radzieckie stacje automatyczne Łuna-3 (1959) i Zond-3 (1965) jako pierwsze sfotografowały niewidoczną z Ziemi wschodnią i zachodnią część półkuli księżycowej. Sztuczne satelity Księżyca badały jego pole grawitacyjne i rzeźbę terenu. Pojazdy samobieżne „Łunochod-1 i -2” przesłały na Ziemię wiele zdjęć i informacji o właściwościach fizycznych i mechanicznych gleby. Dwunastu amerykańskich astronautów przy pomocy statku kosmicznego Apollo w latach 1969-1972. odwiedzili Księżyc, gdzie przeprowadzili badania powierzchni w sześciu różnych miejscach lądowania po stronie widocznej, zainstalowali tam sprzęt naukowy i sprowadzili na Ziemię około 400 kg księżycowych skał. Sondy Luna-16, -20 i -24 automatycznie wierciły i dostarczały księżycową glebę na Ziemię. Sondy kosmiczne nowej generacji Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) i Smart-1 (2003-06) otrzymały dokładniejsze informacje o rzeźbie i polu grawitacyjnym Księżyca, a także odkryły złoża materiałów zawierających wodór, prawdopodobnie lód wodny na powierzchni. W szczególności zwiększone stężenia tych materiałów stwierdza się w stale zacienionych zagłębieniach w pobliżu biegunów.

Chińska sonda kosmiczna Chang'e-1, wystrzelona 24 października 2007 roku, sfotografowała powierzchnię Księżyca i zebrała dane w celu stworzenia cyfrowego modelu jej rzeźby. 1 marca 2009 roku urządzenie zostało zrzucone na powierzchnię Księżyca. 8 listopada 2008 roku indyjski statek kosmiczny Chandrayaan 1 został wystrzelony na orbitę selenocentryczną. 14 listopada sonda oddzieliła się od niej i twardo wylądowała w pobliżu południowego bieguna Księżyca. Urządzenie działało przez 312 dni i przesyłało dane o rozmieszczeniu pierwiastków chemicznych na powierzchni i wysokościach reliefu. Japoński satelita Kaguya oraz dwa dodatkowe mikrosatelity Okina i Oyuna, które działały w latach 2007-2009, realizowały naukowy program badań Księżyca i z dużą dokładnością przesyłały dane o wysokości płaskorzeźby i rozkładzie grawitacji na jej powierzchni.

Nowym ważnym etapem badań Księżyca było wystrzelenie 18 czerwca 2009 roku dwóch amerykańskich satelitów „Lunar Reconnaissance Orbiter” (Lunar Reconnaissance Orbiter) i „LCROSS” (satelita obserwujący i wykrywający krater księżycowy). 9 października 2009 roku sonda LCROSS została wysłana do krateru Cabeo. W pierwszej kolejności na dno krateru spadł zużyty stopień rakiety Atlas-V o wadze 2,2 tony. Około czterech minut później spadł tam również statek kosmiczny LCROSS (ważący 891 kg), który przed spadkiem przeleciał przez chmurę kurz uniesiony przez scenę, po przeprowadzeniu niezbędnych badań, aż do śmierci urządzenia. Amerykańscy badacze uważają, że w chmurze księżycowego pyłu udało im się jeszcze znaleźć trochę wody. Lunar Orbiter kontynuuje eksplorację Księżyca z polarnej orbity księżycowej. Na pokładzie statku kosmicznego zainstalowany jest rosyjski instrument LEND (Lunar Research Neutron Detector), przeznaczony do poszukiwania zamarzniętej wody. W rejonie bieguna południowego odkrył dużą ilość wodoru, co może świadczyć o obecności tam wody w stanie związanym.

W najbliższej przyszłości rozpocznie się eksploracja Księżyca. Już dziś szczegółowo opracowywane są projekty mające na celu stworzenie na jego powierzchni stałej bazy mieszkalnej. Długoterminowa lub stała obecność na Księżycu zastępczych załóg takiej bazy umożliwi rozwiązanie bardziej złożonych problemów naukowych i stosowanych.

Księżyc porusza się pod wpływem grawitacji, głównie z dwóch ciał niebieskich – Ziemi i Słońca, w średniej odległości od Ziemi 384 400 km. W apogeum odległość ta wzrasta do 405 500 km, w perygeum maleje do 363 300 km. Okres obiegu Księżyca wokół Ziemi względem odległych gwiazd wynosi około 27,3 dnia (miesiąc gwiazdowy), ale ponieważ Księżyc krąży wokół Słońca razem z Ziemią, jego położenie względem linii Słońce-Ziemia powtarza się po chwili nieco dłuższy okres czasu – około 29,5 dnia (miesiąc synodyczny). W tym okresie następuje całkowita zmiana faz księżyca: od nowiu do pierwszej kwadry, następnie do pełni, do ostatniej kwadry i ponownie do nowiu. Księżyc obraca się wokół własnej osi ze stałą prędkością kątową w tym samym kierunku, w jakim krąży wokół Ziemi, i w tym samym okresie wynoszącym 27,3 dnia. Dlatego z Ziemi widzimy tylko jedną półkulę Księżyca, którą nazywamy widzialną; a druga półkula jest zawsze ukryta przed naszymi oczami. Ta półkula, niewidoczna z Ziemi, nazywana jest niewidoczną stroną Księżyca. Figura utworzona przez fizyczną powierzchnię Księżyca jest bardzo zbliżona do regularnej kuli o średnim promieniu 1737,5 km. Powierzchnia globu księżycowego wynosi około 38 milionów km 2, co stanowi zaledwie 7,4% powierzchni Ziemi, czyli około jednej czwartej powierzchni kontynentów Ziemi. Stosunek mas Księżyca i Ziemi wynosi 1:81,3. Średnia gęstość Księżyca (3,34 g/cm3) jest znacznie mniejsza niż średnia gęstość Ziemi (5,52 g/cm3). Grawitacja na Księżycu jest sześciokrotnie mniejsza niż na Ziemi. W letnie popołudnie w pobliżu równika powierzchnia nagrzewa się do +130° C, miejscami nawet wyżej; a w nocy temperatura spada do -170°C. Gwałtowne ochłodzenie powierzchni obserwuje się także podczas zaćmień Księżyca. Na Księżycu występują dwa rodzaje obszarów: jasne – kontynentalne, zajmujące 83% całej powierzchni (łącznie z niewidoczną stroną) oraz ciemne obszary zwane morzami. Podział ten powstał w połowie XVII wieku, kiedy założono, że na Księżycu rzeczywiście znajduje się woda. Pod względem składu mineralogicznego i zawartości poszczególnych pierwiastków chemicznych skały księżycowe na ciemnych obszarach powierzchni (morza) są bardzo zbliżone do skał lądowych, takich jak bazalty, a na obszarach jasnych (kontynenty) do anortozytów.

Kwestia pochodzenia Księżyca nie jest jeszcze całkowicie jasna. Skład chemiczny skał księżycowych sugeruje, że Księżyc i Ziemia powstały w tym samym regionie Układu Słonecznego. Jednak różnica w ich składzie i strukturze wewnętrznej pozwala sądzić, że oba te ciała nie stanowiły w przeszłości jednej całości. Większość dużych kraterów i ogromnych zagłębień (basenów wielopierścieniowych) pojawiła się na powierzchni księżycowej kuli w okresie silnego bombardowania powierzchni. Około 3,5 miliarda lat temu w wyniku wewnętrznego nagrzania lawa bazaltowa wylała się na powierzchnię z głębin Księżyca, wypełniając niziny i okrągłe zagłębienia. Tak powstały morza księżycowe. Na odwrotnej stronie, ze względu na grubszą korę, wylewów było znacznie mniej. Na półkuli widzialnej morza zajmują 30% powierzchni, a na półkuli przeciwnej tylko 3%. Zatem ewolucja powierzchni Księżyca w zasadzie zakończyła się około 3 miliardy lat temu. Bombardowanie meteorytami trwało nadal, ale z mniejszą intensywnością. W wyniku długotrwałej obróbki powierzchni powstała górna, luźna warstwa skał Księżyca – regolit o grubości kilku metrów.

Rtęć

Planeta najbliższa Słońcu nosi imię starożytnego boga Hermesa (dla Rzymian Merkurego) - posłańca bogów i boga świtu. Merkury znajduje się w średniej odległości 58 milionów km lub 0,39 jednostki astronomicznej. ze słońca. Poruszając się po bardzo wydłużonej orbicie, w peryhelium zbliża się do Słońca na odległość 0,31 AU, a w maksymalnej odległości znajduje się na odległość 0,47 AU, dokonując pełnego obrotu w 88 ziemskich dni. W 1965 roku, wykorzystując metody radarowe z Ziemi, ustalono, że okres obrotu tej planety wynosi 58,6 dnia, czyli w 2/3 roku wykonuje ona pełny obrót wokół własnej osi. Dodanie ruchów osiowych i orbitalnych powoduje, że Merkury, znajdujący się na linii Słońce-Ziemia, jest zawsze zwrócony tą samą stroną w naszą stronę. Dzień słoneczny (okres pomiędzy górną i dolną kulminacją Słońca) trwa na planecie 176 dni ziemskich.

Pod koniec XIX wieku astronomowie próbowali naszkicować ciemne i jasne cechy obserwowane na powierzchni Merkurego. Najbardziej znane są prace Schiaparelliego (1881-1889) i amerykańskiego astronoma Percivala Lovella (1896-1897). Co ciekawe, astronom T. J. C. ogłosił nawet w 1901 roku, że widział kratery na Merkurym. Niewielu w to wierzyło, ale później 625-kilometrowy krater (Beethoven) znalazł się w miejscu wyznaczonym przez Xi. Francuski astronom Eugene Antoniadi sporządził mapę „widzialnej półkuli” Merkurego w 1934 roku, ponieważ wówczas uważano, że zawsze oświetlona jest tylko jedna półkula. Antoniadi nadał nazwy poszczególnym szczegółom tej mapy, które są częściowo używane na współczesnych mapach.

Po raz pierwszy możliwe było sporządzenie naprawdę wiarygodnych map planety i zobaczenie najdrobniejszych szczegółów rzeźby powierzchni dzięki amerykańskiej sondzie kosmicznej Mariner 10, wystrzelonej w 1973 roku. Trzykrotnie zbliżyła się ona do Merkurego i przesłała obrazy telewizyjne różnych części planety swoją powierzchnię do Ziemi. W sumie usunięto 45% powierzchni planety, głównie półkulę zachodnią. Jak się okazało, cała jego powierzchnia pokryta jest wieloma kraterami o różnej wielkości. Udało się ustalić wartość promienia planety (2439 km) i jej masę. Czujniki temperatury pozwoliły ustalić, że w ciągu dnia temperatura powierzchni planety wzrasta do 510° C, a w nocy spada do -210° C. Siła jej pola magnetycznego stanowi około 1% siły pola magnetycznego Ziemi pole. Ponad 3 tysiące zdjęć wykonanych podczas trzeciego podejścia miało rozdzielczość do 50 m.

Przyspieszenie grawitacyjne na Merkurym wynosi 3,68 m/s 2 . Astronauta na tej planecie będzie ważył prawie trzy razy mniej niż na Ziemi. Ponieważ okazało się, że średnia gęstość Merkurego jest prawie taka sama jak gęstość Ziemi, zakłada się, że Merkury ma żelazne jądro, zajmujące około połowy objętości planety, nad którym znajduje się płaszcz i krzemianowa powłoka. Merkury otrzymuje 6 razy więcej światła słonecznego na jednostkę powierzchni niż Ziemia. Co więcej, większość energii słonecznej jest pochłaniana, ponieważ powierzchnia planety jest ciemna i odbija tylko 12-18 procent padającego światła. Warstwa powierzchniowa planety (regolit) jest silnie rozdrobniona i stanowi doskonałą izolację termiczną, dzięki czemu na głębokości kilkudziesięciu centymetrów od powierzchni temperatura jest stała - około 350 stopni K. Na Merkurym wytworzono niezwykle rozrzedzoną atmosferę helową przez „wiatr słoneczny”, który wieje po całej planecie. Ciśnienie takiej atmosfery na powierzchni jest 500 miliardów razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi. Oprócz helu wykryto znikome ilości wodoru, ślady argonu i neonu.

Amerykański statek kosmiczny Messenger (Messenger – od English Courier), wystrzelony 3 sierpnia 2004 r., wykonał swój pierwszy przelot obok Merkurego 14 stycznia 2008 r. w odległości 200 km od powierzchni planety. Sfotografowała wschodnią część niesfotografowanej wcześniej półkuli planety. Badania Merkurego przeprowadzono w dwóch etapach: najpierw badania z toru lotu podczas dwóch spotkań z planetą (2008), a następnie (30 września 2009) - szczegółowe. Sfotografowano całą powierzchnię planety w różnych zakresach widmowych, uzyskano kolorowe obrazy terenu, określono skład chemiczny i mineralogiczny skał oraz zmierzono zawartość pierwiastków lotnych w przypowierzchniowej warstwie gleby. Wysokościomierz laserowy zmierzył wysokość rzeźby powierzchni Merkurego. Okazało się, że różnica wysokości reliefu na tej planecie jest mniejsza niż 7 km. Przy czwartym podejściu, 18 marca 2011 r., satelita Messenger powinien wejść na orbitę sztucznego satelity Merkurego.

Zgodnie z decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej kratery na Merkurym nazywane są imionami postaci: pisarzy, poetów, artystów, rzeźbiarzy, kompozytorów. Na przykład największe kratery o średnicy od 300 do 600 km nazwano Beethoven, Tołstoj, Dostojewski, Szekspir i inni. Istnieją wyjątki od tej reguły – jeden krater o średnicy 60 km z układem promieni nosi imię słynnego astronoma Kuipera, a drugi krater o średnicy 1,5 km w pobliżu równika, uznawany za początek długości geograficznej Merkurego, to o nazwie Hun Kal, co w języku starożytnych Majów oznacza „dwadzieścia”. Uzgodniono poprowadzenie przez ten krater południka o długości geograficznej 20°.

Równinom nadano nazwy planety Merkury w różnych językach, np. Równina Sobkou lub Równina Odin. Istnieją dwie równiny nazwane tak od ich położenia: Równina Północna i Równina Ciepła, położone w obszarze maksymalnych temperatur na 180° długości geograficznej. Góry graniczące z tą równiną nazwano Górami Ciepła. Charakterystyczną cechą topografii Merkurego są jego wydłużone półki, których nazwy pochodzą od morskich statków badawczych. Doliny zostały nazwane na cześć obserwatoriów radioastronomicznych. Obydwa grzbiety nazwano Antoniadi i Schiaparelli na cześć astronomów, którzy sporządzili pierwsze mapy tej planety.

Wenus

Wenus jest planetą najbliższą Ziemi, jest bliżej nas niż Słońce i dlatego jest przez nią jaśniej oświetlona; Wreszcie bardzo dobrze odbija światło słoneczne. Faktem jest, że powierzchnia Wenus pokryta jest potężną osłoną atmosfery, całkowicie ukrywając powierzchnię planety przed naszym wzrokiem. W zakresie widzialnym nie widać go nawet z orbity sztucznego satelity Wenus, a mimo to dysponujemy „obrazami” powierzchni uzyskanymi za pomocą radaru.

Druga planeta od Słońca nosi imię starożytnej bogini miłości i piękna Afrodyty (dla Rzymian - Wenus). Średni promień Wenus wynosi 6051,8 km, a jej masa stanowi 81% masy Ziemi. Wenus krąży wokół Słońca w tym samym kierunku, co inne planety, dokonując pełnego obrotu w ciągu 225 dni. Okres jego obrotu wokół własnej osi (243 dni) został określony dopiero na początku lat 60. XX wieku, kiedy zaczęto stosować metody radarowe do pomiaru prędkości obrotowych planet. Zatem codzienny obrót Wenus jest najwolniejszy spośród wszystkich planet. Ponadto zachodzi to w odwrotnym kierunku: w przeciwieństwie do większości planet, dla których kierunki orbity i obrotu wokół osi są zbieżne, Wenus obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do ruchu orbitalnego. Jeśli spojrzeć na to formalnie, nie jest to wyjątkowa właściwość Wenus. Na przykład Uran i Pluton również obracają się w przeciwnym kierunku. Ale obracają się praktycznie „leżąc na boku”, a oś Wenus jest prawie prostopadła do płaszczyzny orbity, więc jako jedyna „naprawdę” obraca się w przeciwnym kierunku. Dlatego doba słoneczna na Wenus jest krótsza niż czas obrotu wokół własnej osi i wynosi 117 ziemskich dni (w przypadku innych planet doba słoneczna jest dłuższa niż okres rotacji). A rok na Wenus jest tylko dwa razy dłuższy niż dzień słoneczny.

Atmosfera Wenus składa się z 96,5% dwutlenku węgla i prawie 3,5% azotu. Inne gazy – para wodna, tlen, tlenek i dwutlenek siarki, argon, neon, hel i krypton – stanowią mniej niż 0,1%. Należy jednak pamiętać, że atmosfera Wenus jest około 100 razy masywniejsza od naszej, więc jest tam np. pięć razy więcej azotu niż w atmosferze ziemskiej.

Mglista mgła w atmosferze Wenus rozciąga się w górę do wysokości 48-49 km. Dalej do wysokości 70 km występuje warstwa chmur zawierająca kropelki stężonego kwasu siarkowego, a w najwyższych warstwach występują także kwasy solny i fluorowodorowy. Chmury Wenus odbijają 77% padającego na nie światła słonecznego. Na szczycie najwyższych gór Wenus – Gór Maxwell (wysokość około 11 km) – ciśnienie atmosferyczne wynosi 45 barów, a na dnie Kanionu Diana – 119 barów. Jak wiadomo, ciśnienie atmosfery ziemskiej na powierzchni planety wynosi tylko 1 bar. Silna atmosfera dwutlenku węgla Wenus pochłania i częściowo przepuszcza około 23% promieniowania słonecznego na powierzchnię. Promieniowanie to podgrzewa powierzchnię planety, ale termiczne promieniowanie podczerwone z powierzchni z wielkim trudem przedostaje się przez atmosferę z powrotem w przestrzeń kosmiczną. I dopiero gdy powierzchnia nagrzeje się do około 460-470°C, przepływ energii wychodzącej okazuje się równy przepływowi energii przychodzącej. To właśnie z powodu efektu cieplarnianego powierzchnia Wenus pozostaje gorąca niezależnie od szerokości geograficznej. Ale w górach, nad którymi atmosfera jest rzadsza, temperatura jest o kilkadziesiąt stopni niższa. Wenus badało ponad 20 statków kosmicznych: Venus, Mariners, Pioneer-Venus, Vega i Magellan. W 2006 roku wokół niej krążyła sonda Venus Express. Naukowcom udało się zobaczyć globalne cechy topografii powierzchni Wenus dzięki sondom radarowym z orbiterów Pioneer-Venera (1978), Venera-15 i -16 (1983-84) oraz Magellan (1990-94)..). Radar naziemny pozwala „zobaczyć” jedynie 25% powierzchni i to przy znacznie niższej rozdzielczości szczegółów, niż są w stanie osiągnąć statki kosmiczne. Przykładowo Magellan otrzymał zdjęcia całej powierzchni z rozdzielczością 300 m. Okazało się, że większość powierzchni Wenus zajmują pagórkowate równiny.

Wyżyny zajmują zaledwie 8% powierzchni. Wszystkie zauważalne szczegóły płaskorzeźby otrzymały swoje nazwy. Na pierwszych naziemnych obrazach radarowych poszczególnych obszarów powierzchni Wenus badacze używali różnych nazw, z których do dziś pozostają na mapach – Góry Maxwella (nazwa odzwierciedla rolę radiofizyki w badaniu Wenus), Alfa i regiony Beta (nazwy dwóch najjaśniejszych części płaskorzeźby Wenus na obrazach radarowych pochodzą od pierwszych liter alfabetu greckiego). Nazwy te stanowią jednak wyjątek od zasad nazewnictwa przyjętych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną: astronomowie postanowili nazwać cechy powierzchni Wenus imionami żeńskimi. Duże obszary wzniesione nazwano: Krainą Afrodyty, Krainą Isztar (na cześć asyryjskiej bogini miłości i piękna) oraz Krainą Łady (słowiańską boginią miłości i piękna). Duże kratery noszą nazwy na cześć wybitnych kobiet wszystkich czasów i narodów, a małe kratery noszą imiona żeńskie. Na mapach Wenus można znaleźć takie imiona jak Kleopatra (ostatnia królowa Egiptu), Dashkova (dyrektor Akademii Nauk w Petersburgu), Achmatowa (rosyjska poetka) i inne znane nazwiska. Rosyjskie imiona to Antonina, Galina, Zina, Zoya, Lena, Masza, Tatyana i inne.

Mars

Czwarta planeta od Słońca, nazwana na cześć boga wojny Marsa, znajduje się 1,5 razy dalej od Ziemi. Jeden obrót orbitalny zajmuje Marsowi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma zauważalną ekscentryczność (0,09), więc jego odległość od Słońca waha się od 207 milionów km w peryhelium do 250 milionów km w aphelium. Orbity Marsa i Ziemi leżą prawie w tej samej płaszczyźnie: kąt między nimi wynosi tylko 2°. Co 780 dni Ziemia i Mars znajdują się w minimalnej odległości od siebie, która może wynosić od 56 do 101 milionów km. Takie zbliżenia planet nazywane są opozycjami. Jeśli w tym momencie odległość między planetami jest mniejsza niż 60 milionów km, wówczas opozycja nazywana jest wielką. Wielkie konfrontacje zdarzają się co 15-17 lat.

Promień równikowy Marsa wynosi 3394 km, czyli o 20 km więcej niż promień polarny. Mars ma masę dziesięć razy mniejszą od Ziemi, a jego powierzchnia jest 3,5 razy mniejsza. Okres rotacji osiowej Marsa został określony na podstawie naziemnych obserwacji teleskopowych kontrastujących cech powierzchni: wynosi 24 godziny 39 minut i 36 sekund. Oś obrotu Marsa jest nachylona pod kątem 25,2° od prostopadłej do płaszczyzny orbity. Dlatego na Marsie również następuje zmiana pór roku, ale czas trwania pór roku jest prawie dwukrotnie dłuższy niż na Ziemi. Ze względu na wydłużenie orbity pory roku na półkuli północnej i południowej mają różną długość trwania: lato na półkuli północnej trwa 177 dni marsjańskich, a na południu jest o 21 dni krótsze, ale cieplejsze niż lato na półkuli północnej.

Ze względu na większą odległość od Słońca Mars otrzymuje jedynie 43% energii, która spada na ten sam obszar powierzchni Ziemi. Średnia roczna temperatura na powierzchni Marsa wynosi około -60°C. Maksymalna temperatura nie przekracza tam kilku stopni powyżej zera, a minimalna zanotowana została na północnej czapie polarnej i wynosi -138°C. W ciągu dnia temperatura powierzchni znacznie się zmienia. Na przykład na półkuli południowej, na 50° szerokości geograficznej, charakterystyczna temperatura w środku jesieni waha się od -18°C w południe do -63°C w nocy. Jednak już na głębokości 25 cm pod powierzchnią temperatura jest prawie stała (około -60°C), niezależnie od pory dnia i pory roku. Duże zmiany temperatury na powierzchni tłumaczy się faktem, że atmosfera Marsa jest bardzo rozrzedzona, a powierzchnia w nocy szybko się ochładza, a w ciągu dnia szybko nagrzewa się przez Słońce. Atmosfera Marsa składa się w 95% z dwutlenku węgla. Pozostałe składniki: 2,5% azotu, 1,6% argonu, poniżej 0,4% tlenu. Średnie ciśnienie atmosferyczne na powierzchni wynosi 6,1 mbar, czyli 160 razy mniej niż ciśnienie powietrza ziemskiego na poziomie morza (1 bar). W najgłębszych zagłębieniach na Marsie może osiągnąć 12 milibarów. Atmosfera planety jest sucha, praktycznie nie ma w niej pary wodnej.

Czapy polarne Marsa są wielowarstwowe. Dolną, główną warstwę o grubości kilku kilometrów tworzy zwykły lód wodny zmieszany z pyłem; warstwa ta pozostaje latem, tworząc trwałe czapki. Zaobserwowane sezonowe zmiany w czapach polarnych wynikają z tego, że górna warstwa o grubości mniejszej niż 1 metr składa się ze stałego dwutlenku węgla, tzw. „suchego lodu”. Obszar pokryty tą warstwą rośnie szybko zimą, osiągając równoleżnik 50°, a czasem nawet przekraczając tę ​​linię. Wiosną wraz ze wzrostem temperatury wierzchnia warstwa odparowuje, pozostawiając jedynie trwały kapelusz. „Falę ciemnienia” powierzchni obserwowaną wraz ze zmianą pór roku tłumaczy się zmianą kierunku wiatrów, stale wiejących z jednego bieguna na drugi. Wiatr unosi wierzchnią warstwę luźnego materiału – lekkiego pyłu, odsłaniając obszary ciemniejszych skał. W okresach, gdy Mars przechodzi przez peryhelium, wzrasta nagrzewanie powierzchni i atmosfery, a równowaga marsjańskiego środowiska zostaje zakłócona. Prędkość wiatru wzrasta do 70 km/h, zaczynają się trąby powietrzne i burze. Czasami ponad miliard ton pyłu unosi się i jest utrzymywany w zawieszeniu, podczas gdy warunki klimatyczne na całym marsjańskim globie zmieniają się dramatycznie. Czas trwania burz piaskowych może sięgać 50–100 dni. Eksploracja Marsa za pomocą statku kosmicznego rozpoczęła się w 1962 roku wraz z wystrzeleniem sondy Mars-1. Pierwsze zdjęcia części powierzchni Marsa przesłała sonda Mariner 4 w 1965 r., a następnie sondy Mariner 6 i 7 w 1969 r. Lądownik Mars 3 zdołał wykonać miękkie lądowanie. Na podstawie zdjęć Marinera 9 (1971) opracowano szczegółowe mapy planety. Przesłał na Ziemię 7329 zdjęć Marsa o rozdzielczości do 100 m, a także zdjęcia jego satelitów – Fobosa i Deimosa. Cała flotylla czterech statków kosmicznych Mars-4, -5, -6, -7, wystrzelona w 1973 r., dotarła w pobliże Marsa na początku 1974 r. Z powodu awarii pokładowego układu hamulcowego Mars-4 przeleciał z prędkością odległość około 2200 km od powierzchni planety, jedynie ją sfotografując. Mars-5 przeprowadził teledetekcję powierzchni i atmosfery z orbity sztucznego satelity. Lądownik Mars 6 wykonał miękkie lądowanie na półkuli południowej. Dane o składzie chemicznym, ciśnieniu i temperaturze atmosfery zostały przesłane na Ziemię. Mars 7 przeleciał w odległości 1300 km od powierzchni, nie kończąc swojego programu.

Najbardziej efektywnymi lotami były dwa amerykańskie Wikingi wystrzelone w 1975 roku. Na pokładzie urządzeń znajdowały się kamery telewizyjne, spektrometry podczerwieni do rejestracji pary wodnej w atmosferze oraz radiometry do uzyskiwania danych o temperaturze. Jednostka desantowa Viking 1 wykonała miękkie lądowanie na Chrys Planitia 20 lipca 1976 r., a jednostka desantowa Viking 2 na Utopia Planitia 3 września 1976 r. Na lądowiskach przeprowadzono unikalne eksperymenty w celu wykrycia oznak życia w glebę marsjańską. Specjalne urządzenie pobrało próbkę gleby i umieściło ją w jednym z pojemników zawierających zapas wody lub składników odżywczych. Ponieważ wszystkie żywe organizmy zmieniają swoje siedlisko, instrumenty musiały to rejestrować. Chociaż zaobserwowano pewne zmiany w środowisku w szczelnie zamkniętym pojemniku, obecność silnego środka utleniającego w glebie mogła prowadzić do tych samych rezultatów. Dlatego naukowcy nie mogli z całą pewnością przypisać tych zmian działaniu bakterii. Szczegółowe zdjęcia powierzchni Marsa i jego satelitów wykonano ze stacji orbitalnych. Na podstawie uzyskanych danych opracowano szczegółowe mapy powierzchni planety, mapy geologiczne, termiczne i inne specjalne.

Zadaniem radzieckich stacji „Phobos-1, -2”, wystrzelonych po 13 latach przerwy, było badanie Marsa i jego satelity Fobos. W wyniku nieprawidłowego polecenia z Ziemi Fobos-1 stracił orientację i nie udało się przywrócić komunikacji z nim. „Fobos-2” wszedł na orbitę sztucznego satelity Marsa w styczniu 1989 roku. Dane dotyczące zmian temperatury na powierzchni Marsa oraz nowe informacje o właściwościach skał tworzących Fobosa uzyskano metodami zdalnymi. Uzyskano 38 zdjęć o rozdzielczości do 40 m i zmierzono temperaturę jego powierzchni, która w najgorętszych miejscach wyniosła 30°C. Niestety nie udało się zrealizować głównego programu badania Fobosa. Kontakt z urządzeniem utracono 27 marca 1989 roku. Nie zakończyło to jednak serii awarii. Wystrzelona w 1992 roku amerykańska sonda Mars Observer również nie ukończyła swojej misji. Kontakt z nim utracono 21 sierpnia 1993 r. Nie było możliwości umieszczenia rosyjskiej stacji „Mars-96” na trasie lotu na Marsa.

Jednym z najbardziej udanych projektów NASA jest stacja Mars Global Surveyor, wystrzelona 7 listopada 1996 r. w celu zapewnienia szczegółowych map powierzchni Marsa. Urządzenie pełni także funkcję satelity telekomunikacyjnego dla łazików Spirit i Opportunity, które zostały dostarczone w 2003 roku i służą do dziś. W lipcu 1997 roku Mars Pathfinder dostarczył na planetę pierwszy automatyczny łazik Sogerner, ważący niecałe 11 kg, który z powodzeniem zbadał skład chemiczny powierzchni i warunki meteorologiczne. Łazik utrzymywał kontakt z Ziemią poprzez moduł lądujący. Automatyczna stacja międzyplanetarna NASA „Mars Reconnaissance Satellite” rozpoczęła pracę na orbicie w marcu 2006 r. Za pomocą kamery o wysokiej rozdzielczości na powierzchni Marsa udało się rozróżnić obiekty o średnicy 30 cm „Mars Odyssey”, „Mars Express” i „Mars Reconnaissance Satellite” „Badania z orbity trwają. Aparat Phoenix działał w regionie polarnym od 25 maja do 2 listopada 2008 roku. Po raz pierwszy odwiercił powierzchnię i odkrył lód. Phoenix dostarczył na planetę cyfrową bibliotekę science fiction. Opracowywane są programy umożliwiające lot astronautów na Marsa. Taka wyprawa zajmie ponad dwa lata, ponieważ aby wrócić, będą musieli poczekać na dogodną względną pozycję Ziemi i Marsa.

Na współczesnych mapach Marsa, obok nazw przypisywanych formom terenu zidentyfikowanym na zdjęciach kosmicznych, używane są także dawne nazwy geograficzne i mitologiczne zaproponowane przez Schiaparelliego. Największy obszar wzniesiony, o średnicy około 6000 km i wysokości do 9 km, nazwano Tharsis (jak nazywano Iran na starożytnych mapach), a ogromne zagłębienie pierścieniowe na południu o średnicy ponad 2000 km nazwano Hellas (Grecja). Obszary powierzchni gęsto pokryte kraterami nazywano krainami: Ziemią Prometeusza, Ziemią Noego i innymi. Dolinom nadano nazwy planety Mars z języków różnych ludów. Duże kratery noszą nazwy naukowców, a małe kratery noszą nazwy zamieszkałych obszarów Ziemi. Nad okolicą wznoszą się cztery gigantyczne wygasłe wulkany na wysokość 26 m. Największy z nich, Olimp, położony na zachodnim krańcu gór Arsida, ma podstawę o średnicy 600 km i kalderę (krater) na wysokości szczyt o średnicy 60 km. Trzy wulkany – Góra Askrian, Góra Pavolina i Góra Arsia – położone są na jednej linii prostej na szczycie gór Tharsis. Same wulkany wznoszą się kolejne 17 km nad Tharsis. Oprócz tych czterech na Marsie odkryto ponad 70 wygasłych wulkanów, ale są one znacznie mniejsze pod względem powierzchni i wysokości.

Na południe od równika znajduje się gigantyczna dolina o głębokości do 6 km i długości ponad 4000 km. Nazywała się Valles Marineris. Odkryto także wiele mniejszych dolin, a także rowków i pęknięć, co wskazuje, że w czasach starożytnych na Marsie znajdowała się woda, w związku z czym atmosfera była gęstsza. Pod powierzchnią Marsa w niektórych obszarach powinna znajdować się warstwa wiecznej zmarzliny o grubości kilku kilometrów. W takich obszarach na powierzchni w pobliżu kraterów widoczne są zamarznięte strumienie, nietypowe dla planet ziemskich, z których można ocenić obecność podpowierzchniowego lodu.

Z wyjątkiem równin, powierzchnia Marsa jest silnie pokryta kraterami. Kratery wydają się być bardziej zniszczone niż te na Merkurym i Księżycu. Ślady erozji wietrznej widać wszędzie.

Fobos i Deimos – naturalne satelity Marsa

Księżyce Marsa zostały odkryte podczas wielkiej opozycji w 1877 roku przez amerykańskiego astronoma A. Halla. Nazywano ich Phobos (przetłumaczone z greckiego strachu) i Deimos (horror), ponieważ w starożytnych mitach bogowi wojny zawsze towarzyszyły jego dzieci - Strach i Groza. Satelity są bardzo małe i mają nieregularne kształty. Półoś wielka Fobosa wynosi 13,5 km, a oś mała 9,4 km; Deimos ma odpowiednio 7,5 i 5,5 km. Sonda Mariner 7 sfotografowała Fobosa na tle Marsa w 1969 roku, a Mariner 9 przesłał liczne zdjęcia obu księżyców, ukazując ich szorstkie, pokryte licznymi kraterami powierzchnie. Sondy Viking i Phobos-2 kilkakrotnie zbliżyły się do satelitów. Najlepsze zdjęcia Fobosa pokazują szczegóły reliefu o wielkości do 5 metrów.

Orbity satelitów są okrągłe. Fobos okrąża Marsa w odległości 6000 km od powierzchni w czasie 7 godzin i 39 minut. Deimos znajduje się 20 tysięcy km od powierzchni planety, a jego okres obiegu wynosi 30 godzin 18 minut. Okresy obrotu satelitów wokół własnej osi pokrywają się z okresami ich obrotu wokół Marsa. Główne osie figur satelitarnych są zawsze skierowane w stronę środka planety. Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie 3 razy w ciągu marsjańskiego dnia. Średnia gęstość Fobosa wynosi niecałe 2 g/cm 3 , a przyspieszenie swobodnego spadania na jego powierzchnię wynosi 0,5 cm/s 2 . Człowiek na Fobosie ważyłby zaledwie kilkadziesiąt gramów i rzucając ręką kamień, mógłby sprawić, że wyleci w przestrzeń kosmiczną na zawsze (prędkość startu na powierzchni Fobosa wynosi około 13 m/s). Największy krater na Fobosie ma średnicę 8 km, co jest porównywalne z najmniejszą średnicą samego satelity. Na Deimos największe zagłębienie ma średnicę 2 km. Powierzchnie satelitów są usiane małymi kraterami, podobnie jak na Księżycu. Pomimo ogólnego podobieństwa, obfitości drobno pokruszonego materiału pokrywającego powierzchnie satelitów, Fobos wygląda na bardziej „rozdarty”, a Deimos ma gładszą, pokrytą kurzem powierzchnię. Na Fobosie odkryto tajemnicze rowki, które przecinają prawie cały satelitę. Bruzdy mają szerokość 100-200 m i rozciągają się na przestrzeni kilkudziesięciu kilometrów. Ich głębokość wynosi od 20 do 90 metrów. Istnieje kilka informacji na temat pochodzenia tych rowków, ale jak dotąd nie ma wystarczająco przekonującego wyjaśnienia, a także wyjaśnienia pochodzenia samych satelitów. Najprawdopodobniej są to asteroidy przechwycone przez Marsa.

Jowisz

Nie bez powodu Jowisz nazywany jest „królem planet”. Jest to największa planeta Układu Słonecznego, przewyższająca Ziemię 11,2 razy średnicą i 318 razy masą. Jowisz ma niską średnią gęstość (1,33 g/cm3), ponieważ składa się prawie wyłącznie z wodoru i helu. Znajduje się w średniej odległości 779 milionów km od Słońca i spędza około 12 lat na jednym obrocie orbitalnym. Pomimo swoich gigantycznych rozmiarów planeta ta obraca się bardzo szybko – szybciej niż Ziemia czy Mars. Najbardziej zaskakujące jest to, że Jowisz nie ma stałej powierzchni w ogólnie przyjętym sensie - jest gazowym olbrzymem. Jowisz przewodzi grupie planet-olbrzymów. Nazwany na cześć najwyższego boga starożytnej mitologii (starożytni Grecy - Zeus, Rzymianie - Jowisz), znajduje się pięć razy dalej od Słońca niż Ziemia. Ze względu na szybki obrót Jowisz jest znacznie spłaszczony: jego promień równikowy (71 492 km) jest o 7% większy niż promień biegunowy, co łatwo zauważyć obserwując przez teleskop. Siła grawitacji na równiku planety jest 2,6 razy większa niż na Ziemi. Równik Jowisza jest nachylony jedynie pod kątem 3° w stosunku do jego orbity, zatem na planecie nie zachodzą zmiany pór roku. Nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki jest jeszcze mniejsze - tylko 1°. Co 399 dni powtarzają się opozycje między Ziemią a Jowiszem.

Wodór i hel to główne składniki tej planety: objętościowo stosunek tych gazów wynosi 89% wodoru i 11% helu, a masowo odpowiednio 80% i 20%. Cała widoczna powierzchnia Jowisza to gęste chmury, tworzące system ciemnych pasów i jasnych stref na północ i południe od równika do równoleżników 40° szerokości geograficznej północnej i południowej. Chmury tworzą warstwy o brązowawych, czerwonych i niebieskawych odcieniach. Okresy rotacji tych warstw chmur okazały się różne: im bliżej równika, tym krótszy jest ich okres rotacji. Tak więc w pobliżu równika wykonują obrót wokół osi planety w ciągu 9 godzin i 50 minut, a na średnich szerokościach geograficznych - w ciągu 9 godzin i 55 minut. Pasy i strefy to obszary przepływów w atmosferze w dół i w górę. Prądy atmosferyczne równoległe do równika są utrzymywane przez przepływ ciepła z głębi planety, a także przez szybki obrót Jowisza i energię ze Słońca. Widoczna powierzchnia stref zlokalizowana jest około 20 km nad pasami. Na granicach pasów i stref obserwuje się silne turbulentne ruchy gazów. Atmosfera wodorowo-helowa Jowisza jest ogromna. Zachmurzenie znajduje się na wysokości około 1000 km nad „powierzchnią”, gdzie pod wpływem wysokiego ciśnienia stan gazowy przechodzi w ciecz.

Jeszcze przed lotami statków kosmicznych do Jowisza ustalono, że przepływ ciepła z głębi Jowisza jest dwukrotnie większy niż napływ ciepła słonecznego odbieranego przez planetę. Może to wynikać z powolnego opadania cięższych substancji w kierunku centrum planety i wznoszenia się lżejszych. Meteoryty spadające na planetę mogą być również źródłem energii. Kolor pasków tłumaczy się obecnością różnych związków chemicznych. Bliżej biegunów planety, na dużych szerokościach geograficznych, chmury tworzą ciągłe pole z brązowymi i niebieskawymi plamami o średnicy do 1000 km. Najbardziej znanym obiektem na Jowiszu jest Wielka Czerwona Plama, owalny obiekt o różnej wielkości, położony w południowej strefie tropikalnej. Obecnie ma wymiary 15 000 × 30 000 km (czyli z łatwością zmieszczą się w nim dwa kule), a sto lat temu obserwatorzy zauważyli, że rozmiar Plamy był dwukrotnie większy. Czasami nie jest to bardzo wyraźnie widoczne. Wielka Czerwona Plama to długowieczny wir w atmosferze Jowisza, dokonujący pełnego obrotu wokół swojego centrum w ciągu 6 ziemskich dni. Pierwsze badanie Jowisza z bliskiej odległości (130 tys. km) odbyło się w grudniu 1973 roku przy użyciu sondy Pioneer 10. Obserwacje przeprowadzone tym aparatem w promieniach ultrafioletowych wykazały, że planeta posiada rozległe korony wodorowe i helowe. Wierzchołek chmury wydaje się być zbudowany z chmur cirrusów amoniaku, podczas gdy poniżej znajduje się mieszanina wodoru, metanu i zamrożonych kryształów amoniaku. Radiometr na podczerwień wykazał, że temperatura zewnętrznej pokrywy chmur wynosiła około -133°C. Odkryto silne pole magnetyczne i zarejestrowano strefę najbardziej intensywnego promieniowania w odległości 177 tys. km od planety. Pióropusz magnetosfery Jowisza jest widoczny nawet poza orbitą Saturna.

Inaczej obliczono trasę Pioneera 11, który w grudniu 1974 roku przeleciał w odległości 43 tys. km od Jowisza. Przeszedł pomiędzy pasami radiacyjnymi a samą planetą, unikając niebezpiecznej dawki promieniowania dla sprzętu elektronicznego. Analiza kolorowych obrazów warstwy chmur uzyskanych za pomocą fotopolarymetru umożliwiła identyfikację cech i struktury chmur. Wysokość chmur okazała się różna w pasach i strefach. Jeszcze przed lotami Pioneera 10 i 11 z Ziemi, przy pomocy obserwatorium astronomicznego lecącego na samolocie, udało się określić zawartość innych gazów w atmosferze Jowisza. Zgodnie z oczekiwaniami odkryto obecność fosfiny – gazowego związku fosforu z wodorem (PH 3), który nadaje kolor zachmurzeniu. Po podgrzaniu rozkłada się, wydzielając czerwony fosfor. Unikalna względna pozycja na orbitach Ziemi i planet-olbrzymów, która miała miejsce w latach 1976–1978, została wykorzystana do kolejnych badań Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna za pomocą sond Voyager 1 i 2. Ich trasy zostały obliczone w taki sposób, aby można było wykorzystać grawitację samych planet do przyspieszania i obracania toru lotu z jednej planety na drugą. W rezultacie lot na Uran trwał 9 lat, a nie 16, jak miałoby to miejsce według tradycyjnego schematu, a lot na Neptuna trwał 12 lat, a nie 20. Takie względne ustawienie planet powtórzy się dopiero po 179 lat.

Na podstawie danych uzyskanych przez sondy kosmiczne oraz obliczeń teoretycznych skonstruowano modele matematyczne zachmurzenia Jowisza i udoskonalono pomysły dotyczące jego wewnętrznej struktury. W nieco uproszczonej formie Jowisz można przedstawić jako powłoki, których gęstość rośnie w kierunku centrum planety. Na dnie atmosfery o grubości 1500 km, której gęstość gwałtownie rośnie wraz z głębokością, znajduje się warstwa gazowo-ciekłego wodoru o grubości około 7000 km. Na poziomie 0,9 promienia planety, gdzie ciśnienie wynosi 0,7 Mbar, a temperatura około 6500 K, wodór przechodzi w ciekły stan molekularny, a po kolejnych 8000 km w ciekły stan metaliczny. Oprócz wodoru i helu warstwy zawierają niewielką ilość ciężkich pierwiastków. Jądro wewnętrzne o średnicy 25 000 km składa się z metalokrzemianów zawierających wodę, amoniak i metan. Temperatura w centrum wynosi 23 000 K, a ciśnienie 50 Mbar. Saturn ma podobną strukturę.

Na orbicie Jowisza znajdują się 63 znane satelity, które można podzielić na dwie grupy – wewnętrzne i zewnętrzne oraz regularne i nieregularne; pierwsza grupa obejmuje 8 satelitów, druga - 55. Satelity grupy wewnętrznej krążą po niemal kołowych orbitach, praktycznie leżąc w płaszczyźnie równika planety. Cztery najbliższe planety satelity - Adrastea, Metis, Amalthea i Theba - mają średnice od 40 do 270 km i znajdują się w promieniu 2-3 promieni Jowisza od centrum planety. Różnią się znacznie od czterech podążających za nimi satelitów, znajdujących się w odległości od 6 do 26 promieni Jowisza i mających znacznie większe rozmiary, zbliżone do rozmiarów Księżyca. Te duże satelity - Io, Europa, Ganymede i Callisto zostały odkryte na początku XVII wieku. niemal jednocześnie przez Galileusza i Szymona Mariusa. Nazywa się je zwykle galileuszowymi satelitami Jowisza, chociaż pierwsze tablice ruchu tych satelitów zostały opracowane przez Mariusza.

Grupę zewnętrzną stanowią małe – o średnicy od 1 do 170 km – satelity poruszające się po wydłużonych orbitach silnie nachylonych w stronę równika Jowisza. W tym samym czasie pięć satelitów znajdujących się bliżej Jowisza porusza się po swoich orbitach w kierunku obrotu Jowisza, a prawie wszystkie bardziej odległe satelity poruszają się w przeciwnym kierunku. Szczegółowe informacje o naturze powierzchni satelitów uzyskały sondy kosmiczne. Zatrzymajmy się bardziej szczegółowo na satelitach galilejskich. Średnica satelity Io najbliższego Jowiszowi wynosi 3640 km, a jego średnia gęstość wynosi 3,55 g/cm 3 . Wnętrze Io nagrzewa się na skutek pływowego wpływu Jowisza oraz zaburzeń wprowadzanych do ruchu Io przez jego sąsiadów – Europę i Ganimedesa. Siły pływowe deformują zewnętrzne warstwy Io i podgrzewają je. W tym przypadku zgromadzona energia wydostaje się na powierzchnię w postaci erupcji wulkanów. Z kraterów wulkanów dwutlenek siarki i pary siarki są emitowane z prędkością około 1 km/s na wysokość setek kilometrów nad powierzchnią satelity. Chociaż średnia temperatura powierzchni Io w pobliżu równika wynosi około -140°C, istnieją gorące punkty o powierzchni od 75 do 250 km, w których temperatury sięgają 100-300°C. Powierzchnia Io pokryta jest produktami erupcji i ma kolor pomarańczowy. Średni wiek znajdujących się na nim części jest niewielki – około 1 miliona lat. Topografia Io jest w większości płaska, ale znajduje się tam kilka gór o wysokości od 1 do 10 km. Atmosfera Io jest bardzo rozrzedzona (praktycznie jest to próżnia), ale za satelitą rozciąga się warkocz gazowy: wzdłuż orbity Io wykryto promieniowanie tlenu, par sodu i siarki – produktów erupcji wulkanów.

Drugi z satelitów Galileusza, Europa, jest nieco mniejszy od Księżyca, jego średnica wynosi 3130 km, a średnia gęstość materii wynosi około 3 g/cm3. Powierzchnię satelity usiana jest siecią jasnych i ciemnych linii: najwyraźniej są to pęknięcia w skorupie lodowej powstałe w wyniku procesów tektonicznych. Szerokość tych uskoków waha się od kilku do setek kilometrów, a ich długość sięga tysięcy kilometrów. Szacunki dotyczące grubości skorupy ziemskiej wahają się od kilku do kilkudziesięciu kilometrów. W głębinach Europy uwalniana jest także energia oddziaływań pływowych, która utrzymuje płaszcz w postaci płynnej – oceanu subglacjalnego, być może nawet ciepłego. Nic więc dziwnego, że istnieje założenie o możliwości istnienia w tym oceanie najprostszych form życia. Sądząc po średniej gęstości satelity, pod oceanem powinny znajdować się skały krzemianowe. Ponieważ na Europie, która ma dość gładką powierzchnię, jest bardzo niewiele kraterów, wiek cech tej pomarańczowo-brązowej powierzchni szacuje się na setki tysięcy i miliony lat. Zdjęcia o wysokiej rozdzielczości uzyskane przez Galileo pokazują pojedyncze pola o nieregularnym kształcie z wydłużonymi równoległymi grzbietami i dolinami przypominającymi autostrady. W wielu miejscach wyróżniają się ciemne plamy, najprawdopodobniej są to osady substancji wyniesione spod warstwy lodu.

Według amerykańskiego naukowca Richarda Greenberga warunków do życia na Europie należy szukać nie w głębokim oceanie subglacjalnym, ale w licznych pęknięciach. W wyniku działania pływów pęknięcia okresowo zwężają się i rozszerzają do szerokości 1 m. Kiedy pęknięcie się zwęża, woda oceaniczna opada, a gdy zaczyna się rozszerzać, woda unosi się wzdłuż niej prawie do powierzchni. Promienie słoneczne przenikają przez czop lodowy, który zapobiega przedostawaniu się wody na powierzchnię, niosąc energię niezbędną organizmom żywym.

Największy satelita układu Jowisza, Ganimedes, ma średnicę 5268 km, ale jego średnia gęstość jest tylko dwukrotnie większa od gęstości wody; sugeruje to, że około 50% masy satelity stanowi lód. Wiele kraterów pokrywających ciemnobrązowe obszary wskazuje na starożytny wiek tej powierzchni, około 3-4 miliardów lat. Młodsze obszary pokryte są układami równoległych rowków utworzonych przez lżejszy materiał w procesie rozciągania skorupy lodowej. Głębokość tych bruzd wynosi kilkaset metrów, szerokość kilkudziesięciu kilometrów, a długość może sięgać kilku tysięcy kilometrów. Niektóre kratery Ganimedesa zawierają nie tylko systemy promieni świetlnych (podobnych do księżycowych), ale czasami także ciemne.

Średnica Kalisto wynosi 4800 km. Na podstawie średniej gęstości satelity (1,83 g/cm3) przyjmuje się, że około 60% jego masy stanowi lód wodny. Grubość skorupy lodowej, podobnie jak Ganimedesa, szacuje się na dziesiątki kilometrów. Cała powierzchnia tego satelity jest całkowicie usiana kraterami o różnych rozmiarach. Nie ma rozległych równin ani systemów bruzd. Kratery na Callisto mają słabo zdefiniowany szyb i małą głębokość. Unikalną cechą płaskorzeźby jest wielopierścieniowa konstrukcja o średnicy 2600 km, złożona z dziesięciu koncentrycznych pierścieni. Temperatura powierzchni na równiku Kalisto osiąga w południe -120°C. Odkryto, że satelita ma własne pole magnetyczne.

30 grudnia 2000 roku sonda Cassini przeleciała w pobliżu Jowisza w drodze do Saturna. Jednocześnie przeprowadzono szereg eksperymentów w pobliżu „króla planet”. Jeden z nich miał na celu wykrycie bardzo rozrzedzonych atmosfer satelitów Galileusza podczas ich zaćmienia przez Jowisza. Inny eksperyment polegał na rejestracji promieniowania z pasów radiacyjnych Jowisza. Co ciekawe, równolegle z pracami Cassiniego to samo promieniowanie zarejestrowali za pomocą naziemnych teleskopów uczniowie i studenci w USA. Wyniki ich badań wykorzystano wraz z danymi Cassini.

W wyniku badań satelitów Galileusza wysunięto interesującą hipotezę, że we wczesnych stadiach swojej ewolucji planety-olbrzymy emitowały w przestrzeń kosmiczną ogromne strumienie ciepła. Promieniowanie Jowisza może stopić lód na powierzchni trzech księżyców galilejskich. Na czwartym – Callisto – nie powinno to się zdarzyć, ponieważ jest oddalone od Jowisza o 2 miliony km. Dlatego jego powierzchnia tak bardzo różni się od powierzchni satelitów znajdujących się bliżej planety.

Saturn

Wśród planet olbrzymów Saturn wyróżnia się niezwykłym układem pierścieni. Podobnie jak Jowisz, jest to ogromna, szybko wirująca kula złożona głównie z ciekłego wodoru i helu. Okrążając Słońce w odległości 10 razy większej niż Ziemia, Saturn wykonuje pełny obrót po prawie kołowej orbicie co 29,5 lat. Kąt nachylenia orbity do płaszczyzny ekliptyki wynosi zaledwie 2°, podczas gdy płaszczyzna równikowa Saturna jest nachylona o 27° do płaszczyzny jego orbity, zatem zmiana pór roku jest nieodłączną cechą tej planety.

Imię Saturn wywodzi się od rzymskiego odpowiednika starożytnego tytana Kronosa, syna Urana i Gai. Ta druga co do wielkości planeta jest 800 razy większa od Ziemi pod względem objętości i 95 razy większa od masy. Łatwo obliczyć, że jej średnia gęstość (0,7 g/cm3) jest mniejsza od gęstości wody – wyjątkowo niskiej dla planet Układu Słonecznego. Promień równikowy Saturna wzdłuż górnej granicy warstwy chmur wynosi 60 270 km, a promień biegunowy jest o kilka tysięcy kilometrów mniejszy. Okres obrotu Saturna wynosi 10 godzin i 40 minut. Atmosfera Saturna zawiera 94% wodoru i 6% helu (objętościowo).

Neptun

Neptun został odkryty w 1846 roku w wyniku trafnych przewidywań teoretycznych. Po zbadaniu ruchu Urana francuski astronom Le Verrier ustalił, że na siódmą planetę wpływa przyciąganie równie masywnego nieznanego ciała, i obliczył jej położenie. Kierując się tą prognozą niemieccy astronomowie Halle i D'Arrest odkryli Neptuna. Później okazało się, że począwszy od Galileusza astronomowie zaznaczali na mapach położenie Neptuna, myląc go jednak z gwiazdą.

Neptun jest czwartą z gigantycznych planet, nazwaną na cześć boga mórz w starożytnej mitologii. Promień równikowy Neptuna (24 764 km) jest prawie 4 razy większy od promienia Ziemi, a masa Neptuna jest 17 razy większa od naszej planety. Średnia gęstość Neptuna wynosi 1,64 g/cm3. Okrąża Słońce w odległości 4,5 miliarda km (30 jednostek astronomicznych), wykonując pełny cykl w ciągu prawie 165 lat ziemskich. Płaszczyzna orbity planety jest nachylona pod kątem 1,8° do płaszczyzny ekliptyki. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 29,6°. Ze względu na dużą odległość od Słońca oświetlenie Neptuna jest 900 razy mniejsze niż na Ziemi.

Dane przesłane przez sondę Voyager 2, która w 1989 roku przeleciała na odległość 5000 km od warstwy chmur Neptuna, ujawniły szczegóły zachmurzenia planety. Paski na Neptunie są słabo wyrażone. Duża ciemna plama wielkości naszej planety, odkryta na południowej półkuli Neptuna, to gigantyczny antycyklon, który dokonuje rewolucji co 16 ziemskich dni. Jest to obszar wysokiego ciśnienia i temperatury. W przeciwieństwie do Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu, która dryfuje z prędkością 3 m/s, Wielka Ciemna Plama na Neptunie porusza się na zachód z prędkością 325 m/s. Ciemna plama o mniejszych rozmiarach, położona pod kątem 74° na południe. sh., w ciągu tygodnia przesunął się 2000 km na północ. Lekka formacja w atmosferze, tzw. „skuter”, również wyróżniała się dość szybkim ruchem. W niektórych miejscach prędkość wiatru w atmosferze Neptuna sięga 400-700 m/s.

Podobnie jak inne planety-olbrzymy, atmosfera Neptuna składa się głównie z wodoru. Hel stanowi około 15%, a metan 1%. Widoczna warstwa chmur odpowiada ciśnieniu 1,2 bara. Zakłada się, że na dnie atmosfery Neptuna znajduje się ocean wody nasyconej różnymi jonami. Wydaje się, że znaczne ilości metanu znajdują się głębiej w lodowym płaszczu planety. Nawet w temperaturze tysięcy stopni i pod ciśnieniem 1 Mbar mieszanina wody, metanu i amoniaku może tworzyć stały lód. Gorący, lodowy płaszcz prawdopodobnie stanowi 70% masy planety. Według obliczeń około 25% masy Neptuna powinno należeć do jądra planety, składającego się z tlenków krzemu, magnezu, żelaza i jego związków oraz skał. Model wewnętrznej budowy planety pokazuje, że ciśnienie w jej centrum wynosi około 7 Mbar, a temperatura około 7000 K. W przeciwieństwie do Urana, przepływ ciepła z głębi Neptuna jest prawie trzykrotnie większy niż ciepło odbierane z słońce. Zjawisko to wiąże się z wydzielaniem ciepła podczas rozpadu radioaktywnego substancji o dużej masie atomowej.

Pole magnetyczne Neptuna jest o połowę mniejsze niż Urana. Kąt pomiędzy osią dipola magnetycznego a osią obrotu Neptuna wynosi 47°. Środek dipola jest przesunięty o 6000 km w stronę półkuli południowej, zatem indukcja magnetyczna na południowym biegunie magnetycznym jest 10 razy większa niż na północy.

Pierścienie Neptuna są ogólnie podobne do pierścieni Urana, z tą tylko różnicą, że całkowita powierzchnia materii w pierścieniach Neptuna jest 100 razy mniejsza niż w pierścieniach Urana. Poszczególne łuki pierścieni otaczających Neptuna odkryto podczas zakrywania gwiazd przez planetę. Zdjęcia sondy Voyager 2 wokół Neptuna pokazują otwarte formacje zwane łukami. Znajdują się one na ciągłym, najbardziej zewnętrznym pierścieniu o małej gęstości. Średnica pierścienia zewnętrznego wynosi 69,2 tys. km, a szerokość łuków około 50 km. Pozostałe pierścienie, położone w odległościach od 61,9 tys. km do 62,9 tys. km, są zamknięte. Podczas obserwacji z Ziemi, do połowy XX wieku, odkryto 2 satelity Neptuna – Trytona i Nereidę. Voyager 2 odkrył 6 kolejnych satelitów o rozmiarach od 50 do 400 km i wyjaśnił średnice Trytona (2705 km) i Nereidy (340 km). W latach 2002-03 Podczas obserwacji z Ziemi odkryto 5 kolejnych satelitów Neptuna.

Największy satelita Neptuna, Tryton, okrąża planetę w odległości 355 tys. km w okresie około 6 dni po orbicie kołowej nachylonej pod kątem 23° do równika planety. Co więcej, jest to jedyny z wewnętrznych satelitów Neptuna poruszający się po orbicie w przeciwnym kierunku. Okres obrotu osiowego Trytona pokrywa się z okresem jego orbity. Średnia gęstość Trytona wynosi 2,1 g/cm3. Temperatura powierzchni jest bardzo niska (38 K). Na zdjęciach satelitarnych większość powierzchni Trytona wygląda jak równina z wieloma pęknięciami, przez co przypomina skórkę melona. Biegun południowy otoczony jest jasną czapą polarną. Na równinie odkryto kilka zagłębień o średnicy 150 - 250 km. Jest prawdopodobne, że lodowa skorupa satelity została wielokrotnie przerobiona w wyniku aktywności tektonicznej i opadów meteorytów. Wydaje się, że Tryton ma skaliste jądro o promieniu około 1000 km. Przyjmuje się, że skorupa lodowa o grubości około 180 km pokrywa ocean wodny o głębokości około 150 km, nasycony amoniakiem, metanem, solami i jonami. Cienka atmosfera Trytona składa się głównie z azotu, z niewielkimi ilościami metanu i wodoru. Śnieg na powierzchni Trytona to szron azotowy. Czapę polarną tworzą również szrony azotowe. Niesamowite formacje zidentyfikowane na czapie polarnej to ciemne plamy rozciągające się na północny wschód (odkryto ich około pięćdziesiąt). Okazały się to gejzery gazowe, wznoszące się na wysokość do 8 km, a następnie zamieniające się w pióropusze rozciągające się na długości około 150 km.

W przeciwieństwie do innych satelitów wewnętrznych, Nereida porusza się po bardzo wydłużonej orbicie, której mimośród (0,75) jest bardziej podobny do orbity komet.

Pluton

Pluton po odkryciu w 1930 roku uznano za najmniejszą planetę Układu Słonecznego. W 2006 roku decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej została pozbawiona statusu planety klasycznej i stała się prototypem nowej klasy obiektów – planet karłowatych. Jak dotąd do grupy planet karłowatych zalicza się także asteroidę Ceres oraz kilka niedawno odkrytych obiektów w Pasie Kuipera, poza orbitą Neptuna; jeden z nich jest nawet większy od Plutona. Nie ma wątpliwości, że w Pasie Kuipera zostaną znalezione inne podobne obiekty; dlatego w Układzie Słonecznym może znajdować się całkiem sporo planet karłowatych.

Pluton okrąża Słońce co 245,7 lat. W momencie odkrycia znajdowała się dość daleko od Słońca, zajmując miejsce dziewiątej planety Układu Słonecznego. Ale orbita Plutona, jak się okazuje, ma znaczny mimośród, więc w każdym cyklu orbitalnym przez 20 lat jest bliżej Słońca niż Neptuna. Pod koniec XX wieku nastąpił właśnie taki okres: 23 stycznia 1979 roku Pluton przekroczył orbitę Neptuna, dzięki czemu znalazł się bliżej Słońca i formalnie zamienił się w ósmą planetę. Pozostał w tym stanie do 15 marca 1999 r. Po przejściu przez peryhelium swojej orbity (29,6 AU) we wrześniu 1989 r. Pluton oddala się obecnie w stronę aphelium (48,8 AU), do którego osiągnie w 2112 r. i zakończy pierwszy pełny obrót wokół Słońca po jego odkryciu dopiero w 2176 roku.

Aby zrozumieć zainteresowanie astronomów Plutonem, musimy pamiętać historię jego odkrycia. Na początku XX wieku, obserwując ruch Urana i Neptuna, astronomowie zauważyli pewną dziwność w ich zachowaniu i zasugerowali, że poza orbitami tych planet istnieje inna, nieodkryta, której wpływ grawitacyjny wpływa na ruch znanych gigantyczne planety. Astronomowie obliczyli nawet rzekome położenie tej planety – „Planety X” – choć niezbyt pewnie. Po długich poszukiwaniach w 1930 roku amerykański astronom Clyde Tombaugh odkrył dziewiątą planetę, nazwaną na cześć boga podziemi - Plutona. Jednak odkrycie było najwyraźniej przypadkowe: kolejne pomiary wykazały, że masa Plutona jest zbyt mała, aby jego grawitacja mogła znacząco wpłynąć na ruch Neptuna, a zwłaszcza Urana. Orbita Plutona okazała się znacznie bardziej wydłużona niż innych planet i zauważalnie nachylona (17°) do ekliptyki, co również nie jest typowe dla planet. Niektórzy astronomowie uważają Plutona za „niewłaściwą” planetę, bardziej przypominającą steryd lub zaginiony księżyc Neptuna. Jednak Pluton ma własne satelity i czasami istnieje atmosfera, gdy lód pokrywający jego powierzchnię odparowuje w obszarze peryhelium orbity. Ogólnie rzecz biorąc, Pluton został zbadany bardzo słabo, ponieważ nie dotarła jeszcze do niego ani jedna sonda; Do niedawna nie podejmowano nawet takich prób. Jednak w styczniu 2006 roku sonda New Horizons (NASA) wystrzeliła w stronę Plutona, który powinien przelecieć obok planety w lipcu 2015 roku.

Mierząc intensywność światła słonecznego odbitego przez Plutona, astronomowie ustalili, że pozorna jasność planety zmienia się okresowo. Za okres ten (6,4 dnia) przyjęto obrót osiowy Plutona. W 1978 roku amerykański astronom J. Christie zwrócił uwagę na nieregularny kształt obrazu Plutona na zdjęciach wykonanych z najlepszą rozdzielczością kątową: rozmyta plamka na zdjęciu często zacierała wypukłość po jednej stronie; jego położenie również uległo zmianie w okresie 6,4 dnia. Christie doszedł do wniosku, że Pluton ma dość dużego satelitę, którego nazwano Charonem na cześć mitycznego przewoźnika, który przewoził dusze zmarłych rzekami w podziemnym królestwie umarłych (władcą tego królestwa, jak wiadomo, był Pluton). Charon pojawia się albo z północy, albo z południa Plutona, więc stało się jasne, że orbita satelity, podobnie jak oś obrotu samej planety, jest silnie nachylona do płaszczyzny jej orbity. Pomiary wykazały, że kąt pomiędzy osią obrotu Plutona a płaszczyzną jego orbity wynosi około 32°, a obrót jest odwrotny. Orbita Charona leży w płaszczyźnie równikowej Plutona. W 2005 roku odkryto jeszcze dwa małe satelity – Hydra i Nix, krążące dalej niż Charon, ale w tej samej płaszczyźnie. Zatem Pluton i jego satelity przypominają Urana, który obraca się „leżąc na boku”.

Okres rotacji Charona wynoszący 6,4 dnia zbiega się z okresem jego ruchu wokół Plutona. Podobnie jak Księżyc, Charon zawsze jest zwrócony w stronę planety jedną stroną. Jest to typowe dla wszystkich satelitów poruszających się blisko planety. Zaskakująca jest jeszcze jedna rzecz – Pluton również zawsze jest zwrócony w stronę Charona tą samą stroną; w tym sensie są równi. Pluton i Charon to wyjątkowy układ podwójny, bardzo kompaktowy i posiadający niespotykanie wysoki stosunek masy satelity do planety (1:8). Na przykład stosunek mas Księżyca do Ziemi wynosi 1:81, a inne planety mają podobne proporcje, ale są znacznie mniejsze. Zasadniczo Pluton i Charon są podwójną planetą karłowatą.

Najlepsze zdjęcia układu Pluton-Charon uzyskał Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Na ich podstawie udało się określić odległość między satelitą a planetą, która okazała się wynosić zaledwie około 19 400 km. Wykorzystując zaćmienia gwiazd przez Plutona, a także wzajemne zaćmienia planety przez jego satelitę, udało się wyjaśnić ich rozmiary: średnica Plutona według najnowszych szacunków wynosi 2300 km, a średnica Charona 1200 km. Średnia gęstość Plutona waha się od 1,8 do 2,1 g/cm 3 , a Charona od 1,2 do 1,3 g/cm 3 . Najwyraźniej wewnętrzna struktura Plutona, składająca się ze skał i lodu wodnego, różni się od struktury Charona, który bardziej przypomina lodowe satelity gigantycznych planet. Powierzchnia Charona jest o 30% ciemniejsza niż Plutona. Kolor planety i satelity również jest inny. Najwyraźniej powstały niezależnie od siebie. Obserwacje wykazały, że jasność Plutona zauważalnie wzrasta w peryhelium jego orbity. Dało to powód do przypuszczenia pojawienia się tymczasowej atmosfery na Plutonie. Podczas zakrycia gwiazdy przez Plutona w 1988 roku jasność tej gwiazdy stopniowo malała w ciągu kilku sekund, co ostatecznie pozwoliło ustalić, że Pluton posiada atmosferę. Jego głównym składnikiem jest najprawdopodobniej azot, a innymi składnikami mogą być metan, argon i neon. Grubość warstwy mgły szacuje się na 45 km, a grubość samej atmosfery na 270 km. Zawartość metanu powinna się różnić w zależności od pozycji Plutona na orbicie. Pluton przeszedł przez peryhelium w 1989 roku. Obliczenia pokazują, że część pokładów zamarzniętego metanu, azotu i dwutlenku węgla obecnych na jego powierzchni w postaci lodu i szronu, gdy planeta zbliża się do Słońca, przechodzi do atmosfery. Maksymalna temperatura powierzchni Plutona wynosi 62 K. Powierzchnia Charona wydaje się być utworzona przez lód wodny.

Zatem Pluton jest jedyną planetą (aczkolwiek karłowatą), której atmosfera pojawia się i znika, podobnie jak kometa podczas jej ruchu wokół Słońca. Za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w maju 2005 roku odkryto dwa nowe satelity planety karłowatej Pluton, nazwane Nikta i Hydra. Orbity tych satelitów znajdują się poza orbitą Charona. Nyks znajduje się około 50 000 km od Plutona, a Hydra około 65 000 km. Misja New Horizons, wystrzelona w styczniu 2006 roku, ma na celu badanie okolic Plutona i Pasa Kuipera.

Historia i struktura

Układ Słoneczny to nasz układ planetarny, który obejmuje Słońce i wszystkie naturalne obiekty krążące wokół niego. Pojawił się 4,57 miliarda lat temu, kiedy temperatura i ciśnienie wytworzone przez grawitację wewnątrz pierwotnej chmury gazu i pyłu doprowadziły do ​​​​początku reakcji termojądrowej.

Większa część masy Układu Słonecznego zawarta jest w Słońcu, a reszta w planetach, planetach karłowatych, asteroidach, kometach, pyle i gazie. Osiem stosunkowo samotnych planet ma stosunkowo kołowe orbity i znajduje się w granicach prawie płaskiego dysku - płaszczyzny ekliptyki. Ziemia jest częścią tak zwanej grupy ziemskiej, która obejmuje pierwsze cztery planety Słońca - Merkury, Wenus, Ziemię i składa się głównie z krzemianów i metali. Za nimi podąża grupa czterech planet bardziej odległych od Słońca - Uran i Neptun (zwane także gazowymi olbrzymami), w porównaniu do planet ziemskich, ich rozmiary są ogromne. Szczególnie duże są Jowisz i Saturn, największe w Układzie Słonecznym, składające się głównie z helu i wodoru; Oprócz wodoru i helu skład Urana i Neptuna zawiera również tlenek węgla i metan. Planety te nazywane są także „lodowymi gigantami”. Wszystkie gazowe olbrzymy są otoczone pierścieniami pyłu i innych cząstek.

Nasz system składa się z dwóch regionów z małymi ciałami. Pas asteroid pomiędzy Marsem i Jowiszem obejmuje wiele obiektów składających się z krzemianów i metali, co wskazuje na podobieństwo do planet ziemskich. Największymi obiektami w nim są planeta karłowata oraz asteroidy Westa, Hygiea i Pallas. Za orbitą Neptuna leży tak zwany Pas Kuipera, którego obiekty składają się z lodu wodnego, amoniaku i metanu. Największe obiekty Pasa Kuipera Za odkryte tego dnia uważa się Sednę, Haumea, Makemake, Quaoar, Orcus i Eridu.

W Układzie Słonecznym występują inne populacje małych ciał, takie jak kwazi-satelity i trojany planetarne, asteroidy bliskie Ziemi, centaury, Damocloidy, a także komety, meteoroidy i pył kosmiczny przemieszczający się przez układ.

Wiatr słoneczny (przepływ plazmy ze Słońca) tworzy bańkę w ośrodku międzygwiazdowym zwanym heliosfera, który rozciąga się do krawędzi rozproszonego dysku. Hipotetyczny obłok Oorta, który służy jako źródło komet długookresowych, może rozciągać się na odległość około tysiąc razy większą niż heliosfera.

Układ Słoneczny jest częścią Drogi Mlecznej.

Centralny obiekt układu, Słońce, jest tak zwanym żółtym karłem i należy do gwiazd ciągu głównego klasy widmowej G2V. Wbrew swojej nazwie Słońce wcale nie jest małą gwiazdą. Jego masa stanowi około 99,866% masy całego układu. Około 99% pozostałej masy pochodzi od gazowych gigantów (z których najwięcej stanowią Jowisz i Saturn – około 90%).

Ruch większości dużych obiektów w Układzie Słonecznym odbywa się praktycznie w tej samej płaszczyźnie, tzw płaszczyzna ekliptyki, ale ruch komet i wielu obiektów Pasa Kuipera często charakteryzuje się dużym kątem nachylenia do tej płaszczyzny.

Kierunek obrotu wszystkich planet i większości innych obiektów jest następujący kierunek obrotu słońca, istnieją wyjątki od tej reguły, na przykład Kometa Halleya.

Największą prędkość kątową zarejestrowano dla Merkurego - pełny obrót wokół Słońca zajmuje 88 ziemskich dni, a dla najodleglejszej planety, Neptuna, jeden obrót wokół Słońca trwa 165 ziemskich lat.

W przypadku większości planet kierunek obrotu wokół własnej osi i kierunek obrotu wokół Słońca są takie same, wyjątkami od tej reguły są Wenus i Uran. Wenus obraca się w przeciwnym kierunku i bardzo powoli, jeden obrót następuje co 243 ziemskie dni, a oś obrotu Urana jest nachylona do osi ekliptyki o prawie 90°, praktycznie „leży na boku”.

Wiele planet Układu Słonecznego ma księżyce, a niektóre z nich są większe od Merkurego. Często duże satelity obracają się synchronicznie, co oznacza, że ​​satelita jest zawsze zwrócony jedną stroną w stronę planety.

Nauka

Sonda kosmiczna badająca obecnie planety:

Planeta Merkury

Spośród planet ziemskich być może najmniej badacze zwracali uwagę na Merkurego. W odróżnieniu od Marsa i Wenus, Merkury jest najmniej podobną do Ziemi planetą w tej grupie.. Jest najmniejszą planetą Układu Słonecznego i najbliższą Słońcu.

Zdjęcia powierzchni planety wykonane przez bezzałogową sondę Messenger w latach 2011 i 2012

Jak dotąd na Merkurego wysłano tylko 2 statki kosmiczne - Marynarz 10(NASA) i "Posłaniec"(NASA). Pierwsze urządzenie nadal stoi w latach 1974-75 okrążył planetę trzy razy i zbliżył się jak najbliżej Merkurego 320 kilometrów.

Dzięki tej misji uzyskano tysiące przydatnych zdjęć, wyciągnięto wnioski dotyczące nocnych i dziennych temperatur, rzeźby terenu i atmosfery Merkurego. Zmierzono także jego pole magnetyczne.

Statek kosmiczny Mariner 10 przed startem

Informacje otrzymane przez statek Marynarz 10, okazało się, że to za mało, więc w 2004 Amerykanie uruchomili drugi aparat do badania Merkurego - "Posłaniec", który dotarł na orbitę planety 18 marca 2011.

Praca na statku kosmicznym Messenger w Kennedy Space Center na Florydzie, USA

Pomimo tego, że Merkury jest planetą stosunkowo blisko Ziemi, aby wejść na jej orbitę, statek kosmiczny "Posłaniec" potrzebne ponad 6 lat. Wynika to z faktu, że ze względu na dużą prędkość Ziemi nie można dostać się bezpośrednio z Ziemi do Merkurego, dlatego naukowcy powinni opracować skomplikowane manewry grawitacyjne.

Sonda kosmiczna Messenger w locie (obraz komputerowy)

"Posłaniec" nadal znajduje się na orbicie Merkurego i nadal dokonuje odkryć misja została zaprojektowana na krótszy okres. Zadaniem naukowców podczas pracy z aparatem jest poznanie historii geologicznej Merkurego, jakie pole magnetyczne ma planeta, jaka jest struktura jej jądra, jakie niezwykłe materiały znajdują się na biegunach i tak dalej.

Pod koniec listopada 2012 r korzystania z urządzenia "Posłaniec" Naukowcom udało się dokonać niesamowitego i raczej nieoczekiwanego odkrycia: Merkury ma na biegunach wodę w postaci lodu.

Kratery jednego z biegunów Merkurego, w którym odkryto wodę

Dziwne w tym zjawisku jest to, że ponieważ planeta znajduje się bardzo blisko Słońca, temperatura na jej powierzchni może wzrosnąć do 400 stopni Celsjusza! Jednak ze względu na nachylenie osiowe bieguny planet znajdują się w cieniu, gdzie utrzymują się niskie temperatury, dzięki czemu lód nie topi się.

Przyszłe loty do Merkurego

Nowa misja eksploracji Merkurego tzw „BepiColombo”, będący wspólnym przedsięwzięciem Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) i japońskiej JAXA. Wystrzelenie tego statku jest zaplanowane w 2015 roku, choć dopiero w końcu uda mu się osiągnąć swój cel za 6 lat.

Projekt BepiColombo obejmie dwa statki kosmiczne, każdy z własnymi zadaniami

Rosjanie planują także wystrzelenie swojego statku na Merkurego „Rtęć-P” w 2019 r. Jednakże, data premiery prawdopodobnie zostanie przesunięta. Ta stacja międzyplanetarna i lądownik będą pierwszym statkiem kosmicznym, który wyląduje na powierzchni planety najbliższej od Słońca.

Planeta Wenus

Wewnętrzna planeta Wenus, sąsiadka Ziemi, została intensywnie zbadana w ramach rozpoczynających się misji kosmicznych od 1961 roku. Od tego roku na planetę zaczęto wysyłać radzieckie statki kosmiczne - "Wenus" I „Wega”.

Porównanie planet Wenus i Ziemi

Loty na Wenus

W tym samym czasie Amerykanie badali planetę za pomocą urządzeń „Marier”, „Pioneer-Venus-1”, „Pioneer-Venus-2”, „Magellan”. Obecnie nad urządzeniem pracuje Europejska Agencja Kosmiczna „Ekspres Wenus”, który działa od 2006. W 2010 Japoński statek popłynął na Wenus „Akatsuki”.

Aparat „Ekspres Wenus” dotarłem do celu w kwietniu 2006 roku. Planowano, że ten statek zakończy misję za 500 dni lub 2 lata wenusjańskie, ale z biegiem czasu misja została przedłużona.

Statek kosmiczny „Venus Express” w pracy według pomysłów artysty

Celem tego projektu było bardziej szczegółowe zbadanie złożonej chemii planety, charakterystyki planety, interakcji między atmosferą a powierzchnią i nie tylko. Naukowcy też chcą wiedzieć więcej o historii planety i zrozumieć, dlaczego planeta tak podobna do Ziemi poszła zupełnie inną ścieżką ewolucyjną.

„Venus Express” w trakcie budowy

Japoński statek kosmiczny „Akatsuki”, znany również jako PLANET-C, został uruchomiony w Maj 2010, ale po zbliżeniu się do Wenus Grudzień, nie był w stanie wejść na swoją orbitę.

Nie wiadomo jeszcze, co zrobić z tym urządzeniem, ale naukowcy nie tracą nadziei, że nadal tak będzie będzie w stanie spełnić swoje zadanie, choć bardzo późno. Najprawdopodobniej statek nie dotarł na orbitę z powodu problemów z zaworem w przewodzie paliwowym, co spowodowało przedwczesne wyłączenie silnika.

Nowe statki kosmiczne

W listopadzie 2013 r planowane jest uruchomienie „Europejski odkrywca Wenus”- sonda Europejskiej Agencji Kosmicznej, która jest przygotowywana do badania atmosfery naszego sąsiada. Projekt będzie obejmował dwa satelity, który krążąc wokół planety po różnych orbitach, zbierze niezbędne informacje.

Powierzchnia Wenus jest gorąca, a ziemskie statki muszą mieć dobrą ochronę

Również w 2016 roku Rosja planuje wysłać statek kosmiczny na Wenus „Venera-D” zbadać atmosferę i powierzchnię, aby się tego dowiedzieć gdzie zniknęła woda z tej planety?

Lądownik i sonda balonowa będą musiały pracować na powierzchni Wenus około tygodnia.

Planeta Mars

Dziś Mars jest badany i eksplorowany najintensywniej, i to nie tylko dlatego, że ta planeta jest tak blisko Ziemi, ale także dlatego warunki na Marsie są najbardziej podobne do tych na Ziemi dlatego szukają tam przede wszystkim życia pozaziemskiego.

Obecnie pracuje na Marsie trzy satelity na orbicie i 2 łaziki, a przed nimi Marsa odwiedziła ogromna liczba ziemskich statków kosmicznych, z których część niestety uległa awarii.

W październiku 2001 r orbiter NASA „Mars Odyseusz” wszedł na orbitę Czerwonej Planety. Zasugerował, że pod powierzchnią Marsa mogą znajdować się pokłady wody w postaci lodu. Zostało to potwierdzone w 2008 po latach badania planety.

Sonda Mars Odyssey (obraz komputerowy)

Aparat „Mars Odyseusz” z sukcesem funkcjonuje do dziś, co jest rekordem w czasie pracy tego typu urządzeń.

W 2004 w różnych częściach planety Krater Gusiewa i dalej Płaskowyż południkaŁaziki marsjańskie wylądowały odpowiednio "Duch" I "Możliwość", które miały znaleźć dowody na istnienie w przeszłości na Marsie wody w stanie ciekłym.

Łazik marsjański "Duch" utknąłem w piasku po 5 latach udanej pracy i ostatecznie Kontakt z nim został przerwany od marca 2010 roku. Ponieważ zima na Marsie była zbyt surowa, temperatura była niewystarczająca, aby utrzymać energię akumulatora. Drugi łazik projektu "Możliwość" Okazało się też, że jest dość wytrwały i nadal pracuje na Czerwonej Planecie.

Panorama krateru Erebusa wykonana przez łazik Opportunity w 2005 roku

Od 6 sierpnia 2012 r Najnowszy łazik NASA pracuje na powierzchni Marsa "Ciekawość", który jest kilkukrotnie większy i cięższy od poprzednich łazików marsjańskich. Jego zadaniem jest analiza marsjańskiej gleby i składników atmosfery. Ale głównym zadaniem urządzenia jest ustalenie Czy na Marsie jest życie, a może była tu w przeszłości. Celem jest także uzyskanie szczegółowych informacji na temat geologii Marsa i jego klimatu.

Porównanie łazików marsjańskich od najmniejszego do największego: Sojourner, Oppotunity i Curiosity

Również przy pomocy łazika marsjańskiego "Ciekawość" badacze chcą się przygotować lot człowieka na Czerwoną Planetę. Misja odkryła ślady tlenu i chloru w marsjańskiej atmosferze, a także znalazła ślady wyschniętej rzeki.

Łazik marsjański „Curiosity” w pracy. luty 2013

Kilka tygodni temu łazikowi udało się wykonać wiercenia mała dziura w ziemi Mars, który okazał się wcale nie czerwony, ale szary w środku. Łazik pobrał do analizy próbki gleby z płytkich głębokości.

Za pomocą wiertła wykonano w ziemi otwór o głębokości 6,5 cm i pobrano próbki do analizy.

Misje na Marsa w przyszłości

W najbliższej przyszłości badacze z różnych agencji kosmicznych planują kolejne kilka misji na Marsa, którego celem jest uzyskanie bardziej szczegółowych informacji na temat Czerwonej Planety. Wśród nich jest sonda międzyplanetarna „MAVEN”(NASA), który pojedzie na Czerwoną Planetę w listopadzie 2013 r.

Europejskie mobilne laboratorium planowało udać się na Marsa w 2018 r, który będzie nadal działać "Ciekawość", przewierci glebę i przeanalizuje próbki.

Rosyjska automatyczna stacja międzyplanetarna „Fobos-Grunt 2” planowane do startu w 2018 r a także zamierza pobrać próbki gleby z Marsa, aby sprowadzić je na Ziemię.

Prace nad aparatem Phobos-Grunt 2 po nieudanej próbie wystrzelenia Phobos-Grunt-1

Jak wiadomo, poza orbitą Marsa jest pas asteroid, która oddziela planety ziemskie od pozostałych planet zewnętrznych. Bardzo niewiele statków kosmicznych zostało wysłanych do najdalszych zakątków naszego Układu Słonecznego, co jest spowodowane m.in ogromne koszty energii i inne trudności w lataniu na tak duże odległości.

Misje kosmiczne na odległe planety przygotowywali głównie Amerykanie. W latach 70-tych ubiegłego wieku zaobserwowano paradę planet, co zdarza się bardzo rzadko, dlatego nie można było przegapić tej okazji, aby okrążyć wszystkie planety na raz.

Planeta Jowisz

Jak dotąd na Jowisza wysłano jedynie statki kosmiczne NASA. Koniec lat 80-tych - początek 90-tych ZSRR planował swoje misje, lecz ze względu na rozpad Unii nigdy nie zostały one zrealizowane.

Pierwszymi urządzeniami, które poleciały do ​​Jowisza były „Pionier-10” I „Pionier-11”, który zbliżył się do gigantycznej planety w 1973-74. W 1979 r zdjęcia w wysokiej rozdzielczości zostały wykonane przez urządzenia „Podróżnicy”.

Ostatnim statkiem kosmicznym, który okrążył Jowisza był „Galileusz”, którego misja się rozpoczęła w 1989 r i zakończyło się w 2003. To urządzenie jako pierwsze weszło na orbitę planety, a nie tylko przeleciało. Pomógł zbadać atmosferę gazowego giganta od wewnątrz, jego satelitów, a także pomógł obserwować spadanie fragmentów Kometa Shoemaker-Levy 9, który uderzył w Jowisza w lipcu 1994 r.

Sonda Galileo (obraz komputerowy)

Korzystanie z urządzenia „Galileusz” udało się nagrać silne burze i błyskawice w atmosferze Jowisza, która jest tysiąc razy silniejsza niż na Ziemi! Urządzenie również zostało sfilmowane Wielka Czerwona Plama Jowisza, które astronomowie zastąpili 300 lat temu. Średnica tej gigantycznej burzy jest większa niż średnica Ziemi.

Dokonano także odkryć związanych z satelitami Jowisza – bardzo ciekawymi obiektami. Na przykład, „Galileusz” pomógł ustalić, że pod powierzchnią satelity Europa znajduje się ocean ciekłej wody i satelita Io jego pole magnetyczne.

Jowisz i jego księżyce

Po ukończeniu misji „Galileusz” stopiony w górnych warstwach atmosfery Jowisza.

Lot do Jowisza

W 2011 NASA wystrzeliła na Jowisza nowe urządzenie - stację kosmiczną „Juno”, który musi dotrzeć do planety i wejść na orbitę w 2016 roku. Jego celem jest pomoc w badaniu pola magnetycznego planety, a także „Juno” musimy dowiedzieć się, czy Jowisz to zrobił twardy rdzeń czy też jest to tylko hipoteza.

Sonda Juno dotrze do celu dopiero za 3 lata

W zeszłym roku Europejska Agencja Kosmiczna ogłosiła zamiar przygotowań 2022 nowa europejsko-rosyjska misja badania Jowisza i jego księżyców Ganimedes, Kallisto i Europa. W planach jest także lądowanie urządzenia na satelicie Ganimedesa. w 2030 r.

Planeta Saturn

Po raz pierwszy statek kosmiczny przeleciał blisko planety Saturn „Pionier-11” i to się wydarzyło w 1979 r. Rok później odwiedziłem tę planetę Podróżnik 1, a rok później - Podróżnik 2. Te trzy statki kosmiczne przeleciały obok Saturna, ale udało im się wykonać wiele zdjęć przydatnych badaczom.

Uzyskano szczegółowe zdjęcia słynnych pierścieni Saturna, odkryto pole magnetyczne planety i zaobserwowano potężne burze w atmosferze.

Saturn i jego księżyc Tytan

Automatycznej stacji kosmicznej zajęło to 7 lat „Cassini-Huygens”, Do w lipcu 2007 r wejść na orbitę planety. To urządzenie, składające się z dwóch elementów, miało oprócz samego Saturna go badać największy satelita Tytan, który zakończył się sukcesem.

Sonda Cassini-Huygens (obraz komputerowy)

Tytan, księżyc Saturna

Udowodniono istnienie cieczy i atmosfery na satelicie Tytan. Naukowcy sugerują, że satelita jest dość mogą istnieć najprostsze formy życia jednak należy to jeszcze udowodnić.

Zdjęcie księżyca Saturna, Tytana

Początkowo planowano, że misja „Cassini” będzie do 2008 roku, ale później był kilkakrotnie przedłużany. W najbliższej przyszłości planowane są nowe wspólne misje Amerykanów i Europejczyków do Saturna i jego księżyców. Tytan i Enceladus.

Planety Uran i Neptun

Te odległe planety, których nie widać gołym okiem, badają astronomowie głównie z Ziemi za pomocą teleskopów. Jedynym pojazdem, który się do nich zbliżył, był Podróżnik 2, który po odwiedzeniu Saturna skierował się w stronę Urana i Neptuna.

Najpierw Podróżnik 2 przeleciał obok Urana w 1986 r i zrobiłem zdjęcia z bliska. Uran okazał się zupełnie niewyraźny: nie zauważono na nim burz ani pasów chmur, jakich doświadczały inne planety-olbrzymy.

Voyager 2 przelatuje obok Urana (zdjęcie komputerowe)

Korzystanie ze statku kosmicznego Podróżnik 2 udało się odkryć wiele szczegółów, m.in pierścienie Urana, nowe satelity. Wszystko, co dzisiaj wiemy o tej planecie, wiemy dzięki Podróżnik 2, który przeleciał obok Urana z dużą prędkością i wykonał kilka zdjęć.

Voyager 2 przelatuje obok Neptuna (zdjęcie komputerowe)

W 1989 r Podróżnik 2 dotarł do Neptuna, robiąc zdjęcia planety i jej satelity. Następnie potwierdzono, że planeta tak pole magnetyczne i Wielka Ciemna Plama, czyli trwała burza. W pobliżu Neptuna odkryto także słabe pierścienie i nowe satelity.

Planowane jest wystrzelenie nowego statku kosmicznego do Urana w latach 20. XX wieku jednak dokładne daty nie zostały jeszcze ogłoszone. NASA zamierza wysłać na Urana nie tylko orbiter, ale także sondę atmosferyczną.

Sonda Urane Orbiter zmierza w stronę Urana (zdjęcie komputerowe)

Planeta Pluton

W przeszłości planeta i dziś planeta karłowata Pluton- jeden z najbardziej odległych obiektów Układu Słonecznego, co utrudnia jego badanie. Przelatywanie obok innych odległych planet też nie Podróżnik 1, też nie Podróżnik 2 nie można było odwiedzić Plutona, więc cała nasza wiedza na temat tego obiektu dostaliśmy dzięki teleskopom.

Sonda New Horizons (obraz komputerowy)

Do końca XX wieku astronomowie nie byli szczególnie zainteresowani Plutonem, ale poświęcili wszystkie swoje wysiłki badaniu bliższych planet. Ze względu na oddalenie planety wymagane były duże koszty, zwłaszcza aby potencjalne urządzenie mogło być zasilane energią z dala od Słońca.

Wreszcie po prostu na początku 2006 roku Sonda NASA pomyślnie wystartowała "Nowe Horyzonty". Jest wciąż w drodze: tak jest zaplanowane w sierpniu 2014 r będzie blisko Neptuna i dotrze jedynie do układu Plutona w lipcu 2015 r.

Wystrzelenie rakiety za pomocą statku kosmicznego New Horizons z Cape Canaveral na Florydzie, USA, 2006

Niestety nowoczesne technologie nie pozwolą jeszcze urządzeniu wejść na orbitę Plutona i zmniejszyć jego prędkość, więc po prostu przeleci obok planety karłowatej. W ciągu sześciu miesięcy badacze będą mieli możliwość przeanalizowania danych, które otrzymają za pomocą urządzenia "Nowe Horyzonty".

W styczniu 2016 roku naukowcy ogłosili, że w Układzie Słonecznym może znajdować się kolejna planeta. Poszukuje go wielu astronomów, a dotychczasowe badania doprowadziły do ​​niejednoznacznych wniosków. Niemniej jednak odkrywcy Planety X są pewni jej istnienia. opowiada o najnowszych wynikach prac w tym kierunku.

O możliwym wykryciu Planety X poza orbitą Plutona astronomowie i Konstantin Batygin z California Institute of Technology (USA). Dziewiąta planeta Układu Słonecznego, jeśli istnieje, jest około 10 razy cięższa od Ziemi, a swoimi właściwościami przypomina Neptuna – gazowego olbrzyma, najdalszą ze znanych planet krążących wokół naszej gwiazdy.

Według szacunków autorów okres obiegu Planety X wokół Słońca wynosi 15 tysięcy lat, jej orbita jest silnie wydłużona i nachylona w stosunku do płaszczyzny orbity Ziemi. Maksymalna odległość od Słońca Planety X szacowana jest na 600-1200 jednostek astronomicznych, co oznacza, że ​​jej orbita wykracza poza Pas Kuipera, w którym znajduje się Pluton. Pochodzenie Planety X jest nieznane, ale Brown i Batygin uważają, że ten kosmiczny obiekt został wyrzucony z dysku protoplanetarnego w pobliżu Słońca 4,5 miliarda lat temu.

Astronomowie odkryli tę planetę teoretycznie, analizując zaburzenia grawitacyjne, jakie wywiera ona na inne ciała niebieskie w Pasie Kuipera – trajektorie sześciu dużych obiektów transneptunowych (czyli znajdujących się poza orbitą Neptuna) połączono w jedną gromadę (o podobnym peryhelium argumenty, długość węzła wstępującego i nachylenie). Brown i Batygin początkowo oszacowali prawdopodobieństwo błędu w swoich obliczeniach na 0,007%.

Nie wiadomo, gdzie dokładnie znajduje się Planeta X, nie jest jasne, jaką część sfery niebieskiej powinny śledzić teleskopy. Ciało niebieskie znajduje się tak daleko od Słońca, że ​​niezwykle trudno jest dostrzec jego promieniowanie za pomocą nowoczesnych środków. A dowody na istnienie Planety X, oparte na wpływie grawitacyjnym, jaki wywiera ona na ciała niebieskie w Pasie Kuipera, są jedynie pośrednie.

Wideo: Caltech / YouTube

W czerwcu 2017 roku astronomowie z Kanady, Wielkiej Brytanii, Tajwanu, Słowacji, USA i Francji poszukiwali Planety X, korzystając z katalogu obiektów transneptunowych OSSOS (Outer Solar System Origins Survey). Zbadano elementy orbitalne ośmiu obiektów transneptunowych, na których ruch miałaby wpływ Planeta X - obiekty zostałyby pogrupowane w określony sposób (skupione) zgodnie z ich nachyleniem. Spośród ośmiu obiektów cztery zostały zbadane po raz pierwszy, a wszystkie znajdują się w odległości ponad 250 jednostek astronomicznych od Słońca. Okazało się, że parametry jednego obiektu, 2015 GT50, nie mieściły się w klastrach, co podało w wątpliwość istnienie Planety X.

Odkrywcy Planety X uważają jednak, że GT50 z 2015 roku nie przeczy ich kalkulacjom. Jak zauważył Batygin, symulacje numeryczne dynamiki Układu Słonecznego, w tym Planety X, pokazują, że poza półosią wielką 250 jednostek astronomicznych powinny znajdować się dwie gromady ciał niebieskich, których orbity pokrywają się z Planetą X: jedna stabilna, druga inne metastabilne. Chociaż GT50 2015 nie jest uwzględniony w żadnym z tych skupień, nadal jest odtwarzany w symulacji.

Batygin uważa, że ​​takich obiektów może być kilka. Prawdopodobnie wiąże się z nimi położenie mniejszej półosi Planety X. Astronom podkreśla, że ​​od czasu publikacji danych o Planecie X nie sześć, ale 13 obiektów transneptunowych wskazuje na jej istnienie, z czego 10 ciał niebieskich należy do nich. stabilny klaster.

Podczas gdy niektórzy astronomowie wątpią w Planetę X, inni znajdują nowe dowody na jej korzyść. Hiszpańscy naukowcy Carlos i Raul de la Fuente Marcos badali parametry orbit komet i asteroid w Pasie Kuipera. Wykryte anomalie w ruchu obiektów (korelacje między długością węzła wstępującego a nachyleniem) można zdaniem autorów łatwo wytłumaczyć obecnością w Układzie Słonecznym masywnego ciała, którego półoś orbity wynosi 300-400 jednostki astronomiczne.

Co więcej, w Układzie Słonecznym może być nie dziewięć, ale dziesięć planet. Niedawno astronomowie z Uniwersytetu w Arizonie (USA) odkryli istnienie innego ciała niebieskiego w Pasie Kuipera, o rozmiarach i masie zbliżonej do Marsa. Obliczenia pokazują, że hipotetyczna dziesiąta planeta jest oddalona od gwiazdy na odległość 50 jednostek astronomicznych, a jej orbita jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki o osiem stopni. Ciało niebieskie zakłóca znane obiekty z Pasa Kuipera i najprawdopodobniej w czasach starożytnych znajdowało się bliżej Słońca. Eksperci zauważają, że zaobserwowanych efektów nie można wytłumaczyć wpływem Planety X, położonej znacznie dalej niż „drugi Mars”.

Obecnie znanych jest około dwóch tysięcy obiektów trans-Neptuna. Wraz z uruchomieniem nowych obserwatoriów, w szczególności LSST (Large Synoptic Survey Telescope) i JWST (Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba), naukowcy planują zwiększyć liczbę znanych obiektów w Pasie Kuipera i poza nim do 40 tys. Umożliwi to nie tylko określenie dokładnych parametrów trajektorii obiektów transneptunowych i w efekcie pośrednie udowodnienie (lub obalenie) istnienia Planety X i „drugiego Marsa”, ale także bezpośrednie wykrycie ich.

Układ Słoneczny to grupa planet krążących po określonych orbitach wokół jasnej gwiazdy – Słońca. Gwiazda ta jest głównym źródłem ciepła i światła w Układzie Słonecznym.

Uważa się, że nasz układ planetarny powstał w wyniku eksplozji jednej lub większej liczby gwiazd i miało to miejsce około 4,5 miliarda lat temu. Początkowo Układ Słoneczny był nagromadzeniem cząstek gazu i pyłu, jednak z biegiem czasu i pod wpływem własnej masy powstało Słońce i inne planety.

Planety Układu Słonecznego

W centrum Układu Słonecznego znajduje się Słońce, wokół którego po orbitach porusza się osiem planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun.

Do 2006 roku do tej grupy planet należał także Pluton, uznawany za 9. planetę od Słońca, jednak ze względu na znaczną odległość od Słońca i niewielkie rozmiary został wykluczony z tej listy i nazwany planetą karłowatą. Dokładniej, jest to jedna z kilku planet karłowatych w Pasie Kuipera.

Wszystkie powyższe planety są zwykle podzielone na dwie duże grupy: grupę ziemską i gazowych gigantów.

Do grupy ziemskiej zaliczają się takie planety jak: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars. Wyróżniają się niewielkimi rozmiarami i skalistą powierzchnią, a ponadto znajdują się najbliżej Słońca.

Do gazowych gigantów zaliczają się: Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. Charakteryzują się dużymi rozmiarami i obecnością pierścieni, którymi są pył lodowy i kawałki kamieni. Planety te składają się głównie z gazu.

Słońce

Słońce jest gwiazdą, wokół której krążą wszystkie planety i satelity Układu Słonecznego. Składa się z wodoru i helu. Wiek Słońca wynosi 4,5 miliarda lat, znajduje się dopiero w środku swojego cyklu życia, stopniowo zwiększając swój rozmiar. Obecnie średnica Słońca wynosi 1 391 400 km. W ciągu tej samej liczby lat gwiazda ta rozszerzy się i osiągnie orbitę Ziemi.

Słońce jest źródłem ciepła i światła dla naszej planety. Jego aktywność wzrasta lub słabnie co 11 lat.

Ze względu na niezwykle wysokie temperatury na jego powierzchni szczegółowe badania Słońca są niezwykle trudne, jednak próby wystrzelenia specjalnego urządzenia jak najbliżej gwiazdy są kontynuowane.

Ziemska grupa planet

Rtęć

Ta planeta jest jedną z najmniejszych w Układzie Słonecznym, jej średnica wynosi 4879 km. Ponadto jest najbliżej Słońca. Ta bliskość z góry określiła znaczną różnicę temperatur. Średnia temperatura na Merkurym w dzień wynosi +350 stopni Celsjusza, a w nocy -170 stopni.

Jeśli weźmiemy za wskazówkę rok ziemski, Merkury dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 88 dni, a jeden dzień trwa 59 ziemskich dni. Zauważono, że planeta ta może okresowo zmieniać prędkość swojego obrotu wokół Słońca, odległość od niego i położenie.

Na Merkurym nie ma atmosfery, dlatego często jest atakowany przez asteroidy i pozostawia na swojej powierzchni wiele kraterów. Na tej planecie odkryto sód, hel, argon, wodór i tlen.

Szczegółowe badanie Merkurego jest bardzo trudne ze względu na jego bliskość do Słońca. Czasami Merkury można zobaczyć z Ziemi gołym okiem.

Według jednej teorii uważa się, że Merkury był wcześniej satelitą Wenus, jednak założenie to nie zostało jeszcze udowodnione. Merkury nie ma własnego satelity.

Wenus

Ta planeta jest drugą od Słońca. Pod względem wielkości jest zbliżony do średnicy Ziemi, średnica wynosi 12 104 km. Pod wszystkimi innymi względami Wenus znacznie różni się od naszej planety. Dzień trwa tutaj 243 ziemskie dni, a rok 255 dni. Atmosfera Wenus składa się w 95% z dwutlenku węgla, co powoduje efekt cieplarniany na jej powierzchni. Dzięki temu średnia temperatura na planecie wynosi 475 stopni Celsjusza. Atmosfera zawiera również 5% azotu i 0,1% tlenu.

W przeciwieństwie do Ziemi, której większość powierzchni pokryta jest wodą, na Wenus nie ma cieczy, a prawie całą powierzchnię zajmuje zastygła lawa bazaltowa. Według jednej z teorii na tej planecie istniały kiedyś oceany, jednak w wyniku wewnętrznego nagrzania wyparowały, a opary zostały uniesione przez wiatr słoneczny w przestrzeń kosmiczną. W pobliżu powierzchni Wenus wieją słabe wiatry, jednak na wysokości 50 km ich prędkość znacznie wzrasta i wynosi 300 metrów na sekundę.

Wenus ma wiele kraterów i wzgórz przypominających ziemskie kontynenty. Powstawanie kraterów wiąże się z faktem, że planeta miała wcześniej mniej gęstą atmosferę.

Charakterystyczną cechą Wenus jest to, że w przeciwieństwie do innych planet jej ruch odbywa się nie z zachodu na wschód, ale ze wschodu na zachód. Można go zobaczyć z Ziemi nawet bez pomocy teleskopu po zachodzie lub przed wschodem słońca. Dzieje się tak dzięki zdolności atmosfery do dobrego odbijania światła.

Wenus nie ma satelity.

Ziemia

Nasza planeta znajduje się w odległości 150 milionów km od Słońca, co pozwala nam wytworzyć na jej powierzchni temperaturę odpowiednią do istnienia wody w stanie ciekłym, a tym samym do powstania życia.

Jej powierzchnia jest w 70% pokryta wodą i jest to jedyna planeta zawierająca taką ilość cieczy. Uważa się, że wiele tysięcy lat temu para zawarta w atmosferze wytworzyła na powierzchni Ziemi temperaturę niezbędną do powstania wody w postaci płynnej, a promieniowanie słoneczne przyczyniło się do fotosyntezy i narodzin życia na planecie.

Osobliwością naszej planety jest to, że pod skorupą ziemską znajdują się ogromne płyty tektoniczne, które poruszając się, zderzają się ze sobą i prowadzą do zmian w krajobrazie.

Średnica Ziemi wynosi 12 742 km. Ziemski dzień trwa 23 godziny 56 minut 4 sekundy, a rok trwa 365 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund. Jego atmosfera składa się z 77% azotu, 21% tlenu i niewielkiego procentu innych gazów. Żadna z atmosfer innych planet Układu Słonecznego nie ma takiej ilości tlenu.

Według badań naukowych wiek Ziemi wynosi 4,5 miliarda lat, czyli mniej więcej tyle, ile istniał jej jedyny satelita, Księżyc. Jest zawsze zwrócony w stronę naszej planety tylko jedną stroną. Na powierzchni Księżyca znajduje się wiele kraterów, gór i równin. Bardzo słabo odbija światło słoneczne, dlatego jest widoczny z Ziemi w bladym świetle księżyca.

Mars

Ta planeta jest czwartą od Słońca i jest od niej 1,5 razy bardziej oddalona niż Ziemia. Średnica Marsa jest mniejsza od średnicy Ziemi i wynosi 6779 km. Średnia temperatura powietrza na planecie waha się od -155 stopni do +20 stopni na równiku. Pole magnetyczne na Marsie jest znacznie słabsze niż na Ziemi, a atmosfera jest dość rzadka, co pozwala promieniowaniu słonecznemu na niezakłócone oddziaływanie na powierzchnię. W związku z tym, jeśli na Marsie istnieje życie, nie ma go na powierzchni.

Podczas badań za pomocą łazików marsjańskich stwierdzono, że na Marsie znajduje się wiele gór, a także wyschnięte koryta rzek i lodowce. Powierzchnia planety pokryta jest czerwonym piaskiem. To tlenek żelaza nadaje Marsowi kolor.

Jednym z najczęstszych wydarzeń na planecie są burze piaskowe, które są obszerne i niszczycielskie. Nie udało się wykryć aktywności geologicznej na Marsie, jednak niezawodnie wiadomo, że na planecie miały już wcześniej miejsce znaczące zdarzenia geologiczne.

Atmosfera Marsa składa się z 96% dwutlenku węgla, 2,7% azotu i 1,6% argonu. Tlen i para wodna występują w minimalnych ilościach.

Dzień na Marsie jest podobny do tego na Ziemi i trwa 24 godziny 37 minut 23 sekundy. Rok na planecie trwa dwa razy dłużej niż na Ziemi – 687 dni.

Planeta ma dwa satelity Fobos i Deimos. Są małe i mają nierówny kształt, przypominający asteroidy.

Czasami Marsa widać także z Ziemi gołym okiem.

Gazowi giganci

Jowisz

Ta planeta jest największa w Układzie Słonecznym i ma średnicę 139 822 km, czyli 19 razy większą od Ziemi. Dzień na Jowiszu trwa 10 godzin, a rok to około 12 lat ziemskich. Jowisz składa się głównie z ksenonu, argonu i kryptonu. Gdyby był 60 razy większy, mógłby stać się gwiazdą w wyniku spontanicznej reakcji termojądrowej.

Średnia temperatura na planecie wynosi -150 stopni Celsjusza. Atmosfera składa się z wodoru i helu. Na jego powierzchni nie ma tlenu ani wody. Zakłada się, że w atmosferze Jowisza znajduje się lód.

Jowisz ma ogromną liczbę satelitów - 67. Największe z nich to Io, Ganymede, Callisto i Europa. Ganimedes to jeden z największych księżyców Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 2634 km, co jest w przybliżeniu wielkości Merkurego. Dodatkowo na jego powierzchni widać grubą warstwę lodu, pod którą może znajdować się woda. Callisto jest uważane za najstarszego z satelitów, ponieważ na jego powierzchni znajduje się największa liczba kraterów.

Saturn

Ta planeta jest drugą co do wielkości w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi 116 464 km. Jest najbardziej podobny w składzie do Słońca. Rok na tej planecie trwa dość długo, prawie 30 ziemskich lat, a dzień trwa 10,5 godziny. Średnia temperatura powierzchni wynosi -180 stopni.

Jego atmosfera składa się głównie z wodoru i niewielkiej ilości helu. W jego górnych warstwach często występują burze i zorze polarne.

Saturn jest wyjątkowy, ponieważ ma 65 księżyców i kilka pierścieni. Pierścienie składają się z małych cząstek lodu i formacji skalnych. Pył lodowy doskonale odbija światło, dzięki czemu pierścienie Saturna są bardzo dobrze widoczne przez teleskop. Jednak nie jest to jedyna planeta z diademem; na innych planetach jest on po prostu mniej zauważalny.

Uran

Uran jest trzecią co do wielkości planetą Układu Słonecznego i siódmą od Słońca. Ma średnicę 50 724 km. Nazywana jest także „lodową planetą”, ponieważ temperatura na jej powierzchni wynosi -224 stopnie. Dzień na Uranie trwa 17 godzin, a rok 84 ziemskie lata. Co więcej, lato trwa tak długo, jak zima - 42 lata. To naturalne zjawisko wynika z faktu, że oś tej planety znajduje się pod kątem 90 stopni do orbity i okazuje się, że Uran wydaje się „leżeć na boku”.

Uran ma 27 księżyców. Najbardziej znane z nich to: Oberon, Titania, Ariel, Miranda, Umbriel.

Neptun

Neptun jest ósmą planetą od Słońca. Jest podobny pod względem składu i wielkości do swojego sąsiada Urana. Średnica tej planety wynosi 49 244 km. Dzień na Neptunie trwa 16 godzin, a rok to 164 ziemskie lata. Neptun jest lodowym olbrzymem i przez długi czas wierzono, że na jego lodowej powierzchni nie zachodzą żadne zjawiska pogodowe. Jednak niedawno odkryto, że na Neptunie występują szalejące wiry i prędkości wiatru, które są najwyższe wśród planet Układu Słonecznego. Osiąga 700 km/h.

Neptun ma 14 księżyców, z których najbardziej znanym jest Tryton. Wiadomo, że ma swoją atmosferę.

Neptun ma również pierścienie. Na tej planecie jest ich 6.

Interesujące fakty na temat planet Układu Słonecznego

W porównaniu do Jowisza Merkury wydaje się być kropką na niebie. Oto rzeczywiste proporcje w Układzie Słonecznym:

Wenus często nazywana jest Gwiazdą Poranną i Wieczorną, ponieważ jest pierwszą z gwiazd widocznych na niebie o zachodzie słońca i ostatnią znikającą z widoczności o świcie.

Ciekawostką dotyczącą Marsa jest fakt, że znaleziono na nim metan. Ze względu na cienką atmosferę stale paruje, co oznacza, że ​​planeta ma stałe źródło tego gazu. Takim źródłem mogą być żywe organizmy wewnątrz planety.

Na Jowiszu nie ma pór roku. Największą tajemnicą jest tzw. „Wielka Czerwona Plama”. Jego pochodzenie na powierzchni planety nie zostało do końca wyjaśnione, naukowcy sugerują, że powstał w wyniku potężnego huraganu, który od kilku stuleci wiruje z bardzo dużą prędkością.

Ciekawostką jest to, że Uran, podobnie jak wiele planet Układu Słonecznego, ma swój własny układ pierścieni. Ze względu na to, że tworzące je cząstki słabo odbijają światło, pierścienie nie mogły zostać wykryte natychmiast po odkryciu planety.

Neptun ma bogaty niebieski kolor, dlatego został nazwany na cześć starożytnego rzymskiego boga - pana mórz. Ze względu na swoje odległe położenie planeta ta była jedną z ostatnich odkrytych. Jednocześnie obliczono matematycznie jego lokalizację i po pewnym czasie można było go zobaczyć, i to dokładnie w wyliczonym miejscu.

Światło Słońca dociera do powierzchni naszej planety w ciągu 8 minut.

Układ Słoneczny, pomimo długich i dokładnych badań, wciąż kryje wiele tajemnic i sekretów, które nie zostały jeszcze odkryte. Jedną z najbardziej fascynujących hipotez jest założenie o obecności życia na innych planetach, którego poszukiwania są aktywnie kontynuowane.