Quantos são? Exploração do Sistema Solar Exploração Planetária Moderna

Estudo dos Planetas do Sistema Solar

Até o final do século 20, era geralmente aceito que havia nove planetas no sistema solar: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno, Plutão. Mas recentemente, muitos objetos foram descobertos além da órbita de Netuno, alguns deles semelhantes a Plutão e outros ainda maiores em tamanho. Portanto, em 2006, os astrônomos esclareceram a classificação: os 8 maiores corpos - de Mercúrio a Netuno - são considerados planetas clássicos, e Plutão tornou-se o protótipo de uma nova classe de objetos - os planetas anões. Os 4 planetas mais próximos do Sol são geralmente chamados de planetas terrestres, e os próximos 4 corpos gasosos massivos são chamados de planetas gigantes. Os planetas anões habitam principalmente a região além da órbita de Netuno – o Cinturão de Kuiper.

Lua

A Lua é o satélite natural da Terra e o objeto mais brilhante no céu noturno. Formalmente, a Lua não é um planeta, mas é significativamente maior que todos os planetas anões, a maioria dos satélites dos planetas, e não é muito inferior em tamanho a Mercúrio. Na Lua não existe a atmosfera que nos é familiar, não existem rios e lagos, vegetação e organismos vivos. A gravidade na Lua é seis vezes menor que na Terra. Dia e noite com mudanças de temperatura de até 300 graus duram duas semanas. E, no entanto, a Lua atrai cada vez mais os terráqueos com a oportunidade de utilizar as suas condições e recursos únicos. Portanto, a Lua é o nosso primeiro passo para conhecer os objetos do Sistema Solar.

A Lua foi bem explorada tanto com a ajuda de telescópios terrestres quanto graças aos voos de mais de 50 espaçonaves e naves com astronautas. As estações automáticas soviéticas Luna-3 (1959) e Zond-3 (1965) foram as primeiras a fotografar as partes oriental e ocidental do hemisfério lunar, invisíveis da Terra. Os satélites artificiais da Lua estudaram seu campo gravitacional e relevo. Os veículos autopropelidos "Lunokhod-1 e -2" transmitiram à Terra muitas imagens e informações sobre as propriedades físicas e mecânicas do solo. Doze astronautas americanos com a ajuda da espaçonave Apollo em 1969-1972. visitaram a Lua, onde realizaram estudos de superfície em seis locais de pouso diferentes no lado visível, instalaram ali equipamentos científicos e trouxeram cerca de 400 kg de rochas lunares para a Terra. As sondas Luna-16, -20 e -24 perfuraram e entregaram automaticamente solo lunar à Terra. As espaçonaves de nova geração Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) e Smart-1 (2003-06) receberam informações mais precisas sobre o relevo e o campo gravitacional da Lua, bem como descobriram depósitos de materiais contendo hidrogênio, possivelmente água gelada, na superfície. Em particular, concentrações aumentadas destes materiais são encontradas em depressões permanentemente sombreadas perto dos pólos.

A espaçonave chinesa Chang'e-1, lançada em 24 de outubro de 2007, fotografou a superfície lunar e coletou dados para compilar um modelo digital de seu relevo. Em 1º de março de 2009, o dispositivo foi lançado na superfície da Lua. Em 8 de novembro de 2008, a espaçonave indiana Chandrayaan 1 foi lançada em órbita selenocêntrica. Em 14 de novembro, a sonda separou-se dele e fez um pouso forçado próximo ao pólo sul da Lua. O aparelho funcionou por 312 dias e transmitiu dados sobre a distribuição dos elementos químicos na superfície e nas alturas do relevo. O satélite japonês Kaguya e dois microssatélites adicionais, Okina e Oyuna, que operaram em 2007-2009, realizaram o programa científico de pesquisa lunar e transmitiram dados sobre as alturas do relevo e a distribuição da gravidade em sua superfície com alta precisão.

Uma nova etapa importante no estudo da Lua foi o lançamento em 18 de junho de 2009 de dois satélites americanos “Lunar Reconnaissance Orbiter” (Lunar Reconnaissance Orbiter) e “LCROSS” (satélite de observação e detecção de crateras lunares). Em 9 de outubro de 2009, a sonda LCROSS foi enviada à cratera Cabeo. O estágio esgotado do foguete Atlas-V, pesando 2,2 toneladas, caiu primeiro no fundo da cratera, cerca de quatro minutos depois também caiu a espaçonave LCROSS (pesando 891 kg), que, antes de cair, precipitou-se através da nuvem de poeira levantada pelo palco, tendo conseguido fazer as pesquisas necessárias até que o aparelho morra. Pesquisadores americanos acreditam que ainda conseguiram encontrar um pouco de água em uma nuvem de poeira lunar. Lunar Orbiter continua a explorar a Lua a partir da órbita lunar polar. O instrumento russo LEND (Lunar Research Neutron Detector), projetado para procurar água congelada, está instalado a bordo da espaçonave. Na região do Pólo Sul, ele descobriu uma grande quantidade de hidrogênio, o que pode ser um sinal da presença de água ali em estado ligado.

Num futuro próximo, a exploração da Lua começará. Já hoje estão sendo desenvolvidos projetos detalhados para criar uma base habitada permanente em sua superfície. A presença permanente ou de longo prazo na Lua de tripulações substitutas de tal base permitirá resolver problemas científicos e aplicados mais complexos.

A Lua se move sob a influência da gravidade, principalmente de dois corpos celestes - a Terra e o Sol, a uma distância média de 384.400 km da Terra. No apogeu essa distância aumenta para 405.500 km, no perigeu diminui para 363.300 km. O período de revolução da Lua em torno da Terra em relação às estrelas distantes é de cerca de 27,3 dias (mês sideral), mas como a Lua gira em torno do Sol junto com a Terra, sua posição em relação à linha Sol-Terra se repete após um período de tempo um pouco mais longo - cerca de 29,5 dias (mês sinódico). Durante este período, ocorre uma mudança completa nas fases lunares: da lua nova para o primeiro quarto minguante, depois para a lua cheia, para o último quarto minguante e novamente para a lua nova. A Lua gira em torno de seu eixo a uma velocidade angular constante na mesma direção em que gira em torno da Terra e com o mesmo período de 27,3 dias. É por isso que da Terra vemos apenas um hemisfério da Lua, que chamamos de visível; e o outro hemisfério está sempre escondido dos nossos olhos. Este hemisfério, não visível da Terra, é chamado de lado oculto da Lua. A figura formada pela superfície física da Lua está muito próxima de uma esfera regular com raio médio de 1.737,5 km. A superfície do globo lunar é de cerca de 38 milhões de km 2, o que representa apenas 7,4% da superfície terrestre, ou cerca de um quarto da área dos continentes terrestres. A proporção de massa da Lua e da Terra é 1:81,3. A densidade média da Lua (3,34 g/cm3) é significativamente menor que a densidade média da Terra (5,52 g/cm3). A gravidade na Lua é seis vezes menor que na Terra. Numa tarde de verão perto do equador, a superfície aquece até +130° C, em alguns lugares até mais; e à noite a temperatura cai para -170 °C. O rápido resfriamento da superfície também é observado durante os eclipses lunares. Existem dois tipos de áreas na Lua: claras - continentais, ocupando 83% de toda a superfície (incluindo o outro lado), e áreas escuras chamadas mares. Esta divisão surgiu em meados do século XVII, quando se presumia que realmente havia água na Lua. Em termos de composição mineralógica e conteúdo de elementos químicos individuais, as rochas lunares nas áreas escuras da superfície (mares) estão muito próximas das rochas terrestres, como os basaltos, e nas áreas claras (continentes) - dos anortositos.

A questão da origem da Lua ainda não está completamente clara. A composição química das rochas lunares sugere que a Lua e a Terra se formaram na mesma região do sistema solar. Mas a diferença em sua composição e estrutura interna nos faz pensar que ambos os órgãos não eram um todo único no passado. A maioria das grandes crateras e enormes depressões (bacias com vários anéis) apareceram na superfície da bola lunar durante um período de forte bombardeio da superfície. Cerca de 3,5 bilhões de anos atrás, como resultado do aquecimento interno, lavas basálticas vazaram das profundezas da Lua para a superfície, preenchendo as planícies e depressões redondas. Foi assim que os mares lunares foram formados. No verso, devido à casca mais espessa, houve significativamente menos derramamentos. No hemisfério visível, os mares ocupam 30% da superfície e no hemisfério oposto - apenas 3%. Assim, a evolução da superfície lunar terminou basicamente há cerca de 3 mil milhões de anos. O bombardeio de meteoritos continuou, mas com menor intensidade. Como resultado do processamento prolongado da superfície, formou-se a camada superior solta de rochas da Lua - regolito, com vários metros de espessura.

Mercúrio

O planeta mais próximo do Sol tem o nome do antigo deus Hermes (para os romanos Mercúrio) - o mensageiro dos deuses e o deus do amanhecer. Mercúrio está a uma distância média de 58 milhões de km ou 0,39 UA. do sol. Movendo-se ao longo de uma órbita altamente alongada, no periélio aproxima-se do Sol a uma distância de 0,31 UA, e na sua distância máxima está a uma distância de 0,47 UA, fazendo uma revolução completa em 88 dias terrestres. Em 1965, utilizando métodos de radar da Terra, foi estabelecido que o período de rotação deste planeta é de 58,6 dias, ou seja, em 2/3 do seu ano ele completa uma rotação completa em torno de seu eixo. A adição de movimentos axiais e orbitais leva ao fato de que, estando na linha Sol-Terra, Mercúrio está sempre voltado com o mesmo lado voltado para nós. Um dia solar (o período de tempo entre as culminações superior ou inferior do Sol) dura 176 dias terrestres no planeta.

No final do século XIX, os astrónomos tentaram esboçar as características claras e escuras observadas na superfície de Mercúrio. Os mais conhecidos são os trabalhos de Schiaparelli (1881-1889) e do astrônomo americano Percival Lovell (1896-1897). Curiosamente, o astrônomo T. J. C. chegou a anunciar em 1901 que tinha visto crateras em Mercúrio. Poucos acreditaram, mas posteriormente a cratera de 625 quilômetros (Beethoven) acabou no local marcado por Xi. O astrônomo francês Eugene Antoniadi compilou um mapa do “hemisfério visível” de Mercúrio em 1934, já que se acreditava então que apenas um hemisfério estava sempre iluminado. Antoniadi deu nomes a detalhes individuais neste mapa, que são parcialmente usados ​​em mapas modernos.

Foi possível pela primeira vez compilar mapas verdadeiramente confiáveis ​​do planeta e ver os pequenos detalhes do relevo da superfície graças à sonda espacial americana Mariner 10, lançada em 1973. Ela se aproximou três vezes de Mercúrio e transmitiu imagens de televisão de várias partes de Mercúrio. sua superfície para a Terra. No total, 45% da superfície do planeta foi removida, principalmente do hemisfério ocidental. Acontece que toda a sua superfície está coberta por muitas crateras de diferentes tamanhos. Foi possível esclarecer o valor do raio do planeta (2.439 km) e sua massa. Sensores de temperatura permitiram estabelecer que durante o dia a temperatura da superfície do planeta sobe para 510° C, e à noite cai para -210° C. A força do seu campo magnético é cerca de 1% da força do campo magnético da Terra campo. Mais de 3 mil fotografias tiradas na terceira abordagem tiveram resolução de até 50 m.

A aceleração da gravidade em Mercúrio é 3,68 m/s 2 . Um astronauta neste planeta pesará quase três vezes menos que na Terra. Como se descobriu que a densidade média de Mercúrio é quase igual à da Terra, presume-se que Mercúrio tenha um núcleo de ferro, ocupando aproximadamente metade do volume do planeta, acima do qual existe um manto e uma concha de silicato. Mercúrio recebe 6 vezes mais luz solar por unidade de área do que a Terra. Além disso, a maior parte da energia solar é absorvida, uma vez que a superfície do planeta é escura, refletindo apenas 12 a 18 por cento da luz incidente. A camada superficial do planeta (regolito) é altamente triturada e serve como excelente isolamento térmico, de modo que a uma profundidade de várias dezenas de centímetros da superfície a temperatura é constante - cerca de 350 graus K. Mercúrio criou uma atmosfera de hélio extremamente rarefeita pelo “vento solar” que sopra em todo o planeta. A pressão dessa atmosfera na superfície é 500 bilhões de vezes menor do que na superfície da Terra. Além do hélio, foi detectada uma quantidade insignificante de hidrogênio, vestígios de argônio e néon.

A espaçonave americana Messenger (Messenger - do English Courier), lançada em 3 de agosto de 2004, fez seu primeiro sobrevôo por Mercúrio em 14 de janeiro de 2008 a uma distância de 200 km da superfície do planeta. Ela fotografou a metade oriental do hemisfério do planeta, até então não fotografado. Os estudos de Mercúrio foram realizados em duas etapas: primeiro, levantamentos da trajetória de vôo durante dois encontros com o planeta (2008), e depois (30 de setembro de 2009) - detalhados. Toda a superfície do planeta foi fotografada em diversas faixas espectrais e foram obtidas imagens coloridas do terreno, determinada a composição química e mineralógica das rochas e medido o conteúdo de elementos voláteis na camada próxima à superfície do solo. O altímetro a laser mediu as alturas do relevo superficial de Mercúrio. Descobriu-se que a diferença nas alturas do relevo neste planeta é inferior a 7 km. Na quarta aproximação, em 18 de março de 2011, o satélite Messenger deverá entrar na órbita do satélite artificial de Mercúrio.

De acordo com a decisão da União Astronômica Internacional, as crateras de Mercúrio recebem nomes de figuras: escritores, poetas, artistas, escultores, compositores. Por exemplo, as maiores crateras com diâmetro de 300 a 600 km foram nomeadas Beethoven, Tolstoi, Dostoiévski, Shakespeare e outros. Há exceções a esta regra - uma cratera com diâmetro de 60 km e sistema de raios leva o nome do famoso astrônomo Kuiper, e outra cratera com diâmetro de 1,5 km perto do equador, considerada a origem da longitude em Mercúrio, é chamado Hun Kal, que na língua dos antigos maias significa "vinte". Foi acordado traçar um meridiano através desta cratera com uma longitude de 20°.

As planícies recebem os nomes do planeta Mercúrio em diferentes idiomas, como Planície Sobkou ou Planície Odin. Existem duas planícies nomeadas pela sua localização: a Planície Norte e a Planície Calor, localizadas na região de temperaturas máximas a 180° de longitude. As montanhas que margeiam esta planície eram chamadas de Montanhas do Calor. Uma característica distintiva da topografia de Mercúrio são as suas saliências estendidas, que recebem nomes de navios de pesquisa marinha. Os vales têm o nome de observatórios de radioastronomia. As duas cordilheiras são denominadas Antoniadi e Schiaparelli, em homenagem aos astrônomos que compilaram os primeiros mapas deste planeta.

Vênus

Vênus é o planeta mais próximo da Terra; está mais próximo de nós que o Sol e, portanto, é mais iluminado por ele; Finalmente, reflete muito bem a luz solar. O fato é que a superfície de Vênus está coberta por uma poderosa cobertura atmosférica, escondendo completamente a superfície do planeta de nossa vista. Na faixa visível não pode ser visto nem mesmo da órbita do satélite artificial de Vênus e, mesmo assim, temos “imagens” da superfície que foram obtidas por radar.

O segundo planeta do Sol tem o nome da antiga deusa do amor e da beleza Afrodite (para os romanos - Vênus). O raio médio de Vênus é 6.051,8 km e sua massa é 81% da massa da Terra. Vênus gira em torno do Sol na mesma direção que os outros planetas, completando uma revolução completa em 225 dias. O período de sua rotação em torno de seu eixo (243 dias) foi determinado apenas no início da década de 1960, quando métodos de radar começaram a ser utilizados para medir as velocidades de rotação dos planetas. Assim, a rotação diária de Vênus é a mais lenta entre todos os planetas. Além disso, ocorre na direção oposta: ao contrário da maioria dos planetas, para os quais as direções de órbita e rotação em torno do eixo coincidem, Vênus gira em torno de seu eixo na direção oposta ao movimento orbital. Se você olhar formalmente, esta não é uma propriedade exclusiva de Vênus. Por exemplo, Urano e Plutão também giram na direção oposta. Mas eles giram praticamente “deitados de lado”, e o eixo de Vênus é quase perpendicular ao plano orbital, portanto é o único que “realmente” gira na direção oposta. É por isso que o dia solar em Vênus é mais curto que o tempo que leva para girar em torno de seu eixo e é de 117 dias terrestres (para outros planetas, o dia solar é mais longo que o período de rotação). E um ano em Vênus dura apenas duas vezes mais que um dia solar.

A atmosfera de Vênus consiste em 96,5% de dióxido de carbono e quase 3,5% de nitrogênio. Outros gases – vapor d'água, oxigênio, óxido e dióxido de enxofre, argônio, néon, hélio e criptônio – somam menos de 0,1%. Mas deve-se ter em mente que a atmosfera venusiana é cerca de 100 vezes mais massiva que a nossa, portanto há, por exemplo, cinco vezes mais nitrogênio lá do que na atmosfera da Terra.

A névoa nebulosa na atmosfera de Vênus se estende até uma altitude de 48-49 km. Mais adiante, até uma altitude de 70 km, existe uma camada de nuvens contendo gotículas de ácido sulfúrico concentrado, e nas camadas superiores também estão presentes ácidos clorídrico e fluorídrico. As nuvens de Vênus refletem 77% da luz solar que as atinge. No topo das montanhas mais altas de Vênus - as Montanhas Maxwell (altitude de cerca de 11 km) - a pressão atmosférica é de 45 bar, e no fundo do Diana Canyon - 119 bar. Como você sabe, a pressão da atmosfera terrestre na superfície do planeta é de apenas 1 bar. A poderosa atmosfera de dióxido de carbono de Vênus absorve e transmite parcialmente cerca de 23% da radiação solar para a superfície. Esta radiação aquece a superfície do planeta, mas a radiação infravermelha térmica da superfície viaja através da atmosfera de volta ao espaço com grande dificuldade. E somente quando a superfície aquece até aproximadamente 460-470 °C, o fluxo de energia que sai é igual ao fluxo de energia que entra. É por causa deste efeito estufa que a superfície de Vênus permanece quente, independentemente da latitude. Mas nas montanhas, onde a atmosfera é mais rarefeita, a temperatura é várias dezenas de graus mais baixa. Vênus foi explorado por mais de 20 espaçonaves: Vênus, Mariners, Pioneer-Venus, Vega e Magellan. Em 2006, a sonda Venus Express operou em órbita ao seu redor. Os cientistas foram capazes de ver as características globais da topografia da superfície de Vênus graças às sondagens de radar dos orbitadores Pioneer-Venera (1978), Venera-15 e -16 (1983-84) e Magellan (1990-94). O radar terrestre permite “ver” apenas 25% da superfície e com uma resolução de detalhes muito menor do que as naves espaciais são capazes. Por exemplo, Magalhães recebeu imagens de toda a superfície com resolução de 300 M. Descobriu-se que a maior parte da superfície de Vênus é ocupada por planícies montanhosas.

As terras altas representam apenas 8% da superfície. Todos os detalhes visíveis do relevo receberam seus nomes. Nas primeiras imagens de radar terrestre de áreas individuais da superfície de Vênus, os pesquisadores usaram vários nomes, dos quais agora permanecem nos mapas - Montanhas Maxwell (o nome reflete o papel da radiofísica no estudo de Vênus), o Alpha e regiões Beta (as duas partes mais brilhantes do relevo de Vênus nas imagens de radar recebem o nome das primeiras letras do alfabeto grego). Mas estes nomes são excepções às regras de nomenclatura adoptadas pela União Astronómica Internacional: os astrónomos decidiram nomear as características da superfície de Vénus com nomes femininos. Grandes áreas elevadas foram nomeadas: Terra de Afrodite, Terra de Ishtar (em homenagem à deusa assíria do amor e da beleza) e Terra de Lada (a deusa eslava do amor e da beleza). Grandes crateras recebem nomes em homenagem a mulheres notáveis ​​​​de todos os tempos e povos, e pequenas crateras levam nomes femininos pessoais. Nos mapas de Vênus você pode encontrar nomes como Cleópatra (a última rainha do Egito), Dashkova (diretora da Academia de Ciências de São Petersburgo), Akhmatova (poetisa russa) e outros nomes famosos. Os nomes russos incluem Antonina, Galina, Zina, Zoya, Lena, Masha, Tatyana e outros.

Marte

O quarto planeta a partir do Sol, em homenagem ao deus da guerra Marte, está 1,5 vezes mais distante da Terra. Uma revolução orbital de Marte leva 687 dias terrestres. A órbita de Marte tem uma excentricidade notável (0,09), então sua distância do Sol varia de 207 milhões de km no periélio a 250 milhões de km no afélio. As órbitas de Marte e da Terra estão quase no mesmo plano: o ângulo entre elas é de apenas 2°. A cada 780 dias, a Terra e Marte encontram-se a uma distância mínima um do outro, que pode variar de 56 a 101 milhões de km. Essas aproximações de planetas são chamadas de oposições. Se neste momento a distância entre os planetas for inferior a 60 milhões de km, então a oposição é considerada grande. Grandes confrontos ocorrem a cada 15-17 anos.

O raio equatorial de Marte é de 3.394 km, 20 km a mais que o polar. Marte é dez vezes menor em massa que a Terra e em área de superfície é 3,5 vezes menor. O período de rotação axial de Marte foi determinado por observações telescópicas terrestres de características contrastantes da superfície: é de 24 horas, 39 minutos e 36 segundos. O eixo de rotação de Marte está inclinado em um ângulo de 25,2° em relação à perpendicular ao plano orbital. Portanto, em Marte também há mudança de estações, mas a duração das estações é quase o dobro da da Terra. Devido ao alongamento da órbita, as estações nos hemisférios norte e sul têm durações diferentes: o verão no hemisfério norte dura 177 dias marcianos, e no sul é 21 dias mais curto, mas mais quente que o verão no hemisfério norte.

Devido à sua maior distância do Sol, Marte recebe apenas 43% da energia que incide sobre a mesma área da superfície terrestre. A temperatura média anual na superfície de Marte é de cerca de -60°C. A temperatura máxima ali não ultrapassa alguns graus acima de zero, e a mínima foi registrada na calota polar norte e é de -138 °C. Durante o dia, a temperatura da superfície muda significativamente. Por exemplo, no hemisfério sul, a uma latitude de 50°, a temperatura característica em meados do outono varia de -18°C ao meio-dia a -63°C à noite. Porém, já a uma profundidade de 25 cm abaixo da superfície, a temperatura é quase constante (cerca de -60 ° C), independentemente da hora do dia e da estação do ano. Grandes mudanças na temperatura da superfície são explicadas pelo fato de que a atmosfera de Marte é muito rarefeita e a superfície esfria rapidamente à noite e é rapidamente aquecida pelo Sol durante o dia. A atmosfera de Marte consiste em 95% de dióxido de carbono. Seus outros componentes: 2,5% de nitrogênio, 1,6% de argônio, menos de 0,4% de oxigênio. A pressão atmosférica média na superfície é de 6,1 mbar, ou seja, 160 vezes menor que a pressão do ar terrestre ao nível do mar (1 bar). Nas depressões mais profundas de Marte pode atingir 12 milibares. A atmosfera do planeta é seca, praticamente não contém vapor d'água.

As calotas polares de Marte têm várias camadas. A camada principal inferior, com vários quilômetros de espessura, é formada por água gelada comum misturada com poeira; essa camada permanece no verão, formando capas permanentes. E as mudanças sazonais observadas nas calotas polares ocorrem devido à camada superior com menos de 1 metro de espessura, composta por dióxido de carbono sólido, o chamado “gelo seco”. A área coberta por esta camada cresce rapidamente no inverno, atingindo um paralelo de 50°, e às vezes até cruzando esta linha. Na primavera, à medida que a temperatura aumenta, a camada superior evapora, deixando apenas uma capa permanente. A “onda de escurecimento” das superfícies observada com a mudança das estações é explicada pela mudança na direção dos ventos, soprando constantemente no sentido de um pólo a outro. O vento carrega a camada superior de material solto - poeira leve, expondo áreas de rochas mais escuras. Durante os períodos em que Marte passa pelo periélio, o aquecimento da superfície e da atmosfera aumenta e o equilíbrio do ambiente marciano é perturbado. A velocidade do vento aumenta para 70 km/h, começam os redemoinhos e as tempestades. Às vezes, mais de um bilhão de toneladas de poeira sobem e ficam em suspensão, enquanto as condições climáticas em todo o globo marciano mudam dramaticamente. A duração das tempestades de poeira pode chegar a 50 a 100 dias. A exploração de Marte por espaçonaves começou em 1962 com o lançamento da sonda Mars-1. As primeiras imagens de partes da superfície de Marte foram transmitidas pela Mariner 4 em 1965, e depois pela Mariner 6 e 7 em 1969. A sonda Mars 3 conseguiu fazer um pouso suave. Com base nas imagens da Mariner 9 (1971), foram compilados mapas detalhados do planeta. Ele transmitiu à Terra 7.329 fotografias de Marte com resolução de até 100 m, além de fotografias de seus satélites - Fobos e Deimos. Uma flotilha inteira de quatro espaçonaves Mars-4, -5, -6, -7, lançada em 1973, chegou às proximidades de Marte no início de 1974. Devido a um mau funcionamento do sistema de freio a bordo, o Mars-4 passou a uma velocidade distancia cerca de 2.200 km da superfície do planeta, tendo apenas fotografado. A Mars-5 realizou sensoriamento remoto da superfície e da atmosfera a partir da órbita de um satélite artificial. A sonda Mars 6 fez um pouso suave no hemisfério sul. Dados sobre a composição química, pressão e temperatura da atmosfera foram transmitidos à Terra. Marte 7 passou a uma distância de 1.300 km da superfície sem completar seu programa.

Os voos mais eficazes foram os dois Vikings americanos lançados em 1975. A bordo dos aparelhos havia câmeras de televisão, espectrômetros infravermelhos para registrar o vapor d'água na atmosfera e radiômetros para obter dados de temperatura. A unidade de pouso Viking 1 fez um pouso suave em Chrys Planitia em 20 de julho de 1976, e a unidade de pouso Viking 2 em Utopia Planitia em 3 de setembro de 1976. Experimentos únicos foram realizados nos locais de pouso para detectar sinais de vida em o solo marciano. Um dispositivo especial capturou uma amostra de solo e a colocou em um dos recipientes contendo água ou nutrientes. Como qualquer organismo vivo muda de habitat, os instrumentos tiveram que registrar isso. Embora tenham sido observadas algumas alterações no ambiente em um recipiente bem fechado, a presença de um forte agente oxidante no solo poderia levar aos mesmos resultados. É por isso que os cientistas não podiam atribuir com segurança estas mudanças à atividade das bactérias. Fotografias detalhadas da superfície de Marte e de seus satélites foram tiradas de estações orbitais. Com base nos dados obtidos, foram compilados mapas detalhados da superfície do planeta, mapas geológicos, térmicos e outros mapas especiais.

A tarefa das estações soviéticas “Phobos-1, -2”, lançadas após um intervalo de 13 anos, era estudar Marte e seu satélite Fobos. Como resultado de um comando incorreto da Terra, Phobos-1 perdeu a orientação e a comunicação com ele não pôde ser restaurada. “Phobos-2” entrou na órbita do satélite artificial de Marte em janeiro de 1989. Dados sobre as mudanças de temperatura na superfície de Marte e novas informações sobre as propriedades das rochas que compõem Fobos foram obtidos por métodos remotos. Foram obtidas 38 imagens com resolução de até 40 m e medida a temperatura de sua superfície, que era de 30 °C nos pontos mais quentes. Infelizmente, não foi possível implementar o programa principal de estudo de Fobos. O contato com o aparelho foi perdido em 27 de março de 1989. Isso não encerrou a série de falhas. A espaçonave americana Mars Observer, lançada em 1992, também não conseguiu completar a sua missão. O contato com ele foi perdido em 21 de agosto de 1993. Não foi possível colocar a estação russa “Mars-96” na rota de vôo para Marte.

Um dos projetos de maior sucesso da NASA é a estação Mars Global Surveyor, lançada em 7 de novembro de 1996 para fornecer mapeamento detalhado da superfície de Marte. O dispositivo também serve como satélite de telecomunicações para os rovers Spirit e Opportunity, que foram entregues em 2003 e continuam a operar até hoje. Em julho de 1997, a Mars Pathfinder entregou ao planeta o primeiro rover automático, Sogerner, pesando menos de 11 kg, que estudou com sucesso a composição química da superfície e as condições meteorológicas. O rover manteve contato com a Terra por meio de um módulo de pouso. A estação interplanetária automática da NASA "Mars Reconnaissance Satellite" iniciou seu trabalho em órbita em março de 2006. Usando uma câmera de alta resolução na superfície de Marte, foi possível distinguir feições medindo 30 cm "Mars Odyssey", "Mars Express" e "Mars Reconnaissance Satellite" “A pesquisa em órbita continua. O aparelho Phoenix operou na região polar de 25 de maio a 2 de novembro de 2008. Ele perfurou a superfície pela primeira vez e descobriu gelo. Phoenix entregou uma biblioteca digital de ficção científica ao planeta. Programas estão sendo desenvolvidos para levar astronautas a Marte. Essa expedição levará mais de dois anos, pois para retornar terão que esperar uma posição relativa conveniente da Terra e de Marte.

Nos mapas modernos de Marte, juntamente com os nomes atribuídos aos acidentes geográficos identificados a partir de imagens espaciais, também são utilizados antigos nomes geográficos e mitológicos propostos por Schiaparelli. A maior área elevada, com cerca de 6.000 km de diâmetro e até 9 km de altura, era chamada de Tharsis (como o Irã era chamado nos mapas antigos), e uma enorme depressão circular no sul com um diâmetro de mais de 2.000 km era chamada de Hellas. (Grécia). Áreas da superfície densamente cobertas por crateras foram chamadas de terras: Terra de Prometheus, Terra de Noah e outras. Os vales recebem os nomes do planeta Marte provenientes das línguas de diferentes povos. As grandes crateras têm o nome de cientistas, e as pequenas crateras têm o nome de áreas povoadas da Terra. Quatro gigantescos vulcões extintos erguem-se acima da área circundante a uma altura de 26 m. O maior deles, o Monte Olimpo, localizado na borda oeste das montanhas Arsida, tem uma base com um diâmetro de 600 km e uma caldeira (cratera) em o topo com diâmetro de 60 km. Três vulcões - Monte Askrian, Monte Pavolina e Monte Arsia - estão localizados em uma linha reta no topo das Montanhas Tharsis. Os próprios vulcões elevam-se mais 17 km acima de Tharsis. Além desses quatro, mais de 70 vulcões extintos foram encontrados em Marte, mas são muito menores em área e altura.

Ao sul do equador existe um vale gigante de até 6 km de profundidade e mais de 4.000 km de extensão. Chamava-se Valles Marineris. Muitos vales menores, bem como sulcos e fendas, também foram identificados, indicando que em tempos antigos havia água em Marte e, portanto, a atmosfera era mais densa. Sob a superfície de Marte, em algumas áreas, deveria haver uma camada de permafrost com vários quilômetros de espessura. Nessas áreas, riachos congelados, incomuns em planetas terrestres, são visíveis na superfície perto das crateras, de onde se pode avaliar a presença de gelo subterrâneo.

Com exceção das planícies, a superfície de Marte apresenta muitas crateras. As crateras tendem a parecer mais destruídas do que as de Mercúrio e da Lua. Vestígios de erosão eólica podem ser vistos em todos os lugares.

Fobos e Deimos - satélites naturais de Marte

As luas de Marte foram descobertas durante a grande oposição de 1877 pelo astrônomo americano A. Hall. Eles eram chamados de Fobos (traduzido do grego Medo) e Deimos (Horror), já que nos mitos antigos o deus da guerra estava sempre acompanhado de seus filhos - Medo e Horror. Os satélites são muito pequenos e têm formas irregulares. O semieixo maior de Fobos tem 13,5 km e o eixo menor tem 9,4 km; Deimos tem 7,5 e 5,5 km, respectivamente. A sonda Mariner 7 fotografou Fobos tendo como pano de fundo Marte em 1969, e a Mariner 9 enviou inúmeras imagens de ambas as luas, mostrando as suas superfícies ásperas e repletas de crateras. As sondas Viking e Phobos-2 fizeram várias aproximações próximas aos satélites. As melhores fotografias de Fobos mostram detalhes de relevo de até 5 metros de tamanho.

As órbitas dos satélites são circulares. Fobos orbita Marte a uma distância de 6.000 km da superfície com um período de 7 horas e 39 minutos. Deimos está a 20 mil km da superfície do planeta e seu período orbital é de 30 horas e 18 minutos. Os períodos de rotação dos satélites em torno de seu eixo coincidem com os períodos de sua revolução em torno de Marte. Os eixos maiores das figuras dos satélites estão sempre direcionados para o centro do planeta. Fobos nasce no oeste e se põe no leste 3 vezes por dia marciano. A densidade média de Fobos é inferior a 2 g/cm 3 , e a aceleração da queda livre na sua superfície é de 0,5 cm/s 2 . Uma pessoa em Fobos pesaria apenas algumas dezenas de gramas e poderia, atirando uma pedra com a mão, fazê-la voar para o espaço para sempre (a velocidade de decolagem na superfície de Fobos é de cerca de 13 m/s). A maior cratera de Fobos tem um diâmetro de 8 km, comparável ao menor diâmetro do próprio satélite. Em Deimos, a maior depressão tem um diâmetro de 2 km. As superfícies dos satélites são pontilhadas por pequenas crateras, da mesma forma que a Lua. Apesar da semelhança geral, da abundância de material finamente triturado que cobre as superfícies dos satélites, Fobos parece mais “rasgado” e Deimos tem uma superfície mais lisa e coberta de poeira. Sulcos misteriosos foram descobertos em Fobos, cruzando quase todo o satélite. Os sulcos têm de 100 a 200 m de largura e se estendem por dezenas de quilômetros. Sua profundidade varia de 20 a 90 metros. Existem vários sobre a origem desses sulcos, mas até o momento não há uma explicação suficientemente convincente, bem como uma explicação sobre a origem dos próprios satélites. Muito provavelmente, estes são asteróides capturados por Marte.

Júpiter

Não é à toa que Júpiter é chamado de “rei dos planetas”. É o maior planeta do sistema solar, excedendo a Terra em 11,2 vezes em diâmetro e 318 vezes em massa. Júpiter tem uma densidade média baixa (1,33 g/cm3) porque consiste quase inteiramente em hidrogênio e hélio. Ele está localizado a uma distância média de 779 milhões de km do Sol e passa cerca de 12 anos em uma revolução orbital. Apesar do seu tamanho gigantesco, este planeta gira muito rapidamente - mais rápido que a Terra ou Marte. O mais surpreendente é que Júpiter não tem uma superfície sólida no sentido geralmente aceito - é um gigante gasoso. Júpiter lidera o grupo de planetas gigantes. Nomeado em homenagem ao deus supremo da mitologia antiga (os antigos gregos - Zeus, os romanos - Júpiter), está cinco vezes mais longe do Sol do que a Terra. Devido à sua rápida rotação, Júpiter é bastante achatado: seu raio equatorial (71.492 km) é 7% maior que seu raio polar, o que é fácil de perceber quando observado através de um telescópio. A força da gravidade no equador do planeta é 2,6 vezes maior que na Terra. O equador de Júpiter está inclinado apenas 3° em relação à sua órbita, de modo que o planeta não sofre mudança de estação. A inclinação da órbita em relação ao plano da eclíptica é ainda menor - apenas 1°. A cada 399 dias, as oposições entre a Terra e Júpiter se repetem.

O hidrogênio e o hélio são os principais componentes deste planeta: em volume, a proporção desses gases é de 89% de hidrogênio e 11% de hélio, e em massa de 80% e 20%, respectivamente. Toda a superfície visível de Júpiter é composta por nuvens densas, formando um sistema de cinturões escuros e zonas claras ao norte e ao sul do equador até os paralelos de 40° de latitude norte e sul. As nuvens formam camadas de tons acastanhados, vermelhos e azulados. Os períodos de rotação destas camadas de nuvens não são os mesmos: quanto mais próximos estão do equador, menor é o seu período de rotação. Assim, perto do equador, eles completam uma revolução em torno do eixo do planeta em 9 horas e 50 minutos, e em latitudes médias - em 9 horas e 55 minutos. Cinturões e zonas são áreas de fluxos descendentes e ascendentes na atmosfera. As correntes atmosféricas paralelas ao equador são mantidas pelos fluxos de calor das profundezas do planeta, bem como pela rápida rotação de Júpiter e pela energia do Sol. A superfície visível das zonas está localizada aproximadamente 20 km acima dos cinturões. Fortes movimentos turbulentos de gases são observados nos limites dos cinturões e zonas. A atmosfera de hidrogênio-hélio de Júpiter é enorme. A cobertura de nuvens está localizada a uma altitude de cerca de 1000 km acima da “superfície”, onde o estado gasoso muda para líquido devido à alta pressão.

Mesmo antes dos voos das espaçonaves para Júpiter, foi estabelecido que o fluxo de calor das profundezas de Júpiter é duas vezes maior que o influxo de calor solar recebido pelo planeta. Isto pode ser devido ao lento afundamento de substâncias mais pesadas em direção ao centro do planeta e à ascensão de substâncias mais leves. Os meteoritos que caem no planeta também podem ser uma fonte de energia. A cor das correias é explicada pela presença de diversos compostos químicos. Mais perto dos pólos do planeta, em altas latitudes, as nuvens formam um campo contínuo com manchas marrons e azuladas de até 1.000 km de diâmetro. A característica mais famosa de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha, uma formação oval de tamanhos variados localizada na zona tropical meridional. Atualmente, tem dimensões de 15.000 × 30.000 km (ou seja, dois globos cabem facilmente nele), e há cem anos os observadores notaram que o tamanho da Mancha era duas vezes maior. Às vezes não é visível com muita clareza. A Grande Mancha Vermelha é um vórtice de longa duração na atmosfera de Júpiter, fazendo uma revolução completa em torno de seu centro em 6 dias terrestres. O primeiro estudo de Júpiter de perto (130 mil km) ocorreu em dezembro de 1973 com a sonda Pioneer 10. Observações realizadas por este aparelho em raios ultravioleta mostraram que o planeta possui extensas coroas de hidrogênio e hélio. O topo da nuvem parece ser composto por nuvens cirros de amônia, enquanto abaixo há uma mistura de hidrogênio, metano e cristais de amônia congelados. Um radiômetro infravermelho mostrou que a temperatura da cobertura externa de nuvens era de cerca de -133°C. Um poderoso campo magnético foi descoberto e a zona de radiação mais intensa foi registrada a uma distância de 177 mil km do planeta. A pluma da magnetosfera de Júpiter é visível mesmo além da órbita de Saturno.

A rota do Pioneer 11, que voou a 43 mil km de Júpiter em dezembro de 1974, foi calculada de forma diferente. Ele passou entre os cinturões de radiação e o próprio planeta, evitando uma dose perigosa de radiação para equipamentos eletrônicos. A análise das imagens coloridas da camada de nuvens obtidas com fotopolarímetro permitiu identificar as características e estrutura das nuvens. A altura das nuvens revelou-se diferente em cinturões e zonas. Antes mesmo dos voos dos Pioneer 10 e 11 da Terra, com a ajuda de um observatório astronômico voando em um avião, foi possível determinar o conteúdo de outros gases na atmosfera de Júpiter. Como esperado, foi descoberta a presença de fosfina – um composto gasoso de fósforo com hidrogênio (PH 3), que dá cor à cobertura de nuvens. Quando aquecido, decompõe-se liberando fósforo vermelho. A posição relativa única nas órbitas da Terra e dos planetas gigantes, ocorrida de 1976 a 1978, foi usada para estudar sucessivamente Júpiter, Saturno, Urano e Netuno usando as sondas Voyager 1 e 2. Suas rotas foram calculadas de tal forma que era possível usar a gravidade dos próprios planetas para acelerar e girar a trajetória de vôo de um planeta para outro. Como resultado, o voo para Urano demorou 9 anos, e não 16, como teria sido de acordo com o esquema tradicional, e o voo para Netuno demorou 12 anos em vez de 20. Tal arranjo relativo dos planetas só se repetirá depois 179 anos.

Com base em dados obtidos por sondas espaciais e cálculos teóricos, foram construídos modelos matemáticos da cobertura de nuvens de Júpiter e refinadas ideias sobre sua estrutura interna. De uma forma um tanto simplificada, Júpiter pode ser representado como conchas com densidade aumentando em direção ao centro do planeta. No fundo da atmosfera, com 1.500 km de espessura, cuja densidade aumenta rapidamente com a profundidade, existe uma camada de hidrogênio gás-líquido com cerca de 7.000 km de espessura. A um nível de 0,9 raio do planeta, onde a pressão é de 0,7 Mbar e a temperatura é de cerca de 6.500 K, o hidrogênio passa para o estado molecular líquido, e após mais 8.000 km - para o estado líquido metálico. Junto com o hidrogênio e o hélio, as camadas contêm uma pequena quantidade de elementos pesados. O núcleo interno, com 25.000 km de diâmetro, é metalossilicato, incluindo água, amônia e metano. A temperatura no centro é 23.000 K e a pressão é 50 Mbar. Saturno tem uma estrutura semelhante.

Existem 63 satélites conhecidos orbitando Júpiter, que podem ser divididos em dois grupos – interno e externo, ou regular e irregular; o primeiro grupo inclui 8 satélites, o segundo - 55. Os satélites do grupo interno orbitam em órbitas quase circulares, praticamente situadas no plano do equador do planeta. Os quatro satélites mais próximos do planeta - Adrastea, Metis, Amalthea e Theba - têm diâmetros de 40 a 270 km e estão localizados a 2-3 raios de Júpiter do centro do planeta. Eles diferem nitidamente dos quatro satélites que os seguem, localizados a uma distância de 6 a 26 raios de Júpiter e possuindo tamanhos significativamente maiores, próximos ao tamanho da Lua. Estes grandes satélites - Io, Europa, Ganimedes e Calisto foram descobertos no início do século XVII. quase simultaneamente por Galileu Galilei e Simon Marius. Eles são geralmente chamados de satélites galileus de Júpiter, embora as primeiras tabelas do movimento desses satélites tenham sido compiladas por Marius.

O grupo externo consiste em pequenos satélites com diâmetro variando de 1 a 170 km, movendo-se em órbitas alongadas fortemente inclinadas em direção ao equador de Júpiter. Ao mesmo tempo, cinco satélites mais próximos de Júpiter movem-se nas suas órbitas na direção da rotação de Júpiter, e quase todos os satélites mais distantes movem-se na direção oposta. Informações detalhadas sobre a natureza das superfícies dos satélites foram obtidas por espaçonaves. Detenhamo-nos mais detalhadamente nos satélites galileus. O diâmetro do satélite Io mais próximo de Júpiter é de 3.640 km e sua densidade média é de 3,55 g/cm 3 . O interior de Io é aquecido devido à influência das marés de Júpiter e às perturbações introduzidas no movimento de Io pelos seus vizinhos - Europa e Ganimedes. As forças das marés deformam as camadas externas de Io e as aquecem. Nesse caso, a energia acumulada irrompe na superfície na forma de erupções vulcânicas. Das crateras dos vulcões, o dióxido de enxofre e o vapor de enxofre são emitidos a uma velocidade de cerca de 1 km/s até uma altura de centenas de quilómetros acima da superfície do satélite. Embora a temperatura da superfície de Io seja em média de -140 °C perto do equador, existem pontos quentes que variam de 75 a 250 km de tamanho, onde as temperaturas atingem 100-300 °C. A superfície de Io é coberta por produtos de erupção e é de cor laranja. A idade média das partes é pequena - cerca de 1 milhão de anos. A topografia de Io é predominantemente plana, mas existem várias montanhas com alturas que variam de 1 a 10 km. A atmosfera de Io é muito rarefeita (é praticamente um vácuo), mas uma cauda de gás se estende atrás do satélite: radiação de oxigênio, vapor de sódio e enxofre - produtos de erupções vulcânicas - foi detectada ao longo da órbita de Io.

O segundo dos satélites galileanos, Europa, é ligeiramente menor em tamanho que a Lua, o seu diâmetro é de 3.130 km e a densidade média da matéria é de cerca de 3 g/cm3. A superfície do satélite é pontilhada por uma rede de linhas claras e escuras: aparentemente, são rachaduras na crosta de gelo resultantes de processos tectônicos. A largura dessas falhas varia de vários quilômetros a centenas de quilômetros, e seu comprimento chega a milhares de quilômetros. As estimativas da espessura da crosta variam de alguns quilômetros a dezenas de quilômetros. Nas profundezas de Europa, também é liberada a energia da interação das marés, que mantém o manto em forma líquida - um oceano subglacial, possivelmente até quente. Não é de surpreender, portanto, que exista uma suposição sobre a possibilidade da existência das formas mais simples de vida neste oceano. Com base na densidade média do satélite, deveria haver rochas de silicato no fundo do oceano. Dado que existem muito poucas crateras em Europa, que tem uma superfície bastante lisa, a idade das características desta superfície castanho-alaranjada é estimada em centenas de milhares e milhões de anos. Imagens de alta resolução obtidas pelo Galileo mostram campos individuais de formato irregular, com cristas paralelas alongadas e vales que lembram rodovias. Em vários lugares, destacam-se manchas escuras, provavelmente depósitos de substâncias retirados sob a camada de gelo.

Segundo o cientista americano Richard Greenberg, as condições de vida em Europa não deveriam ser procuradas nas profundezas do oceano subglacial, mas em numerosas fendas. Devido ao efeito das marés, as fissuras estreitam-se e alargam-se periodicamente até uma largura de 1 m.Quando a fissura se estreita, a água do oceano desce e, quando começa a expandir, a água sobe ao longo dela quase até à superfície. Os raios solares penetram através do tampão de gelo que impede a água de chegar à superfície, transportando a energia necessária aos organismos vivos.

O maior satélite do sistema de Júpiter, Ganimedes, tem um diâmetro de 5.268 km, mas sua densidade média é apenas duas vezes maior que a da água; isso sugere que cerca de 50% da massa do satélite é gelo. Muitas crateras que cobrem áreas castanhas escuras indicam a antiguidade desta superfície, cerca de 3-4 mil milhões de anos. As áreas mais jovens são cobertas por sistemas de sulcos paralelos formados por material mais leve durante o processo de estiramento da crosta de gelo. A profundidade desses sulcos é de várias centenas de metros, a largura é de dezenas de quilômetros e o comprimento pode chegar a vários milhares de quilômetros. Algumas crateras de Ganimedes contêm não apenas sistemas de raios de luz (semelhantes aos lunares), mas às vezes também sistemas de raios escuros.

O diâmetro de Calisto é de 4.800 km. Com base na densidade média do satélite (1,83 g/cm3), presume-se que o gelo de água representa cerca de 60% da sua massa. A espessura da crosta de gelo, como a de Ganimedes, é estimada em dezenas de quilômetros. Toda a superfície deste satélite está completamente pontilhada por crateras de vários tamanhos. Não possui extensas planícies ou sistemas de sulcos. As crateras de Calisto têm um eixo mal definido e profundidade rasa. Uma característica única do relevo é uma estrutura multianéis com diâmetro de 2.600 km, composta por dez anéis concêntricos. A temperatura da superfície no equador de Calisto atinge -120 °C ao meio-dia. Descobriu-se que o satélite tem seu próprio campo magnético.

Em 30 de dezembro de 2000, a sonda Cassini passou perto de Júpiter a caminho de Saturno. Ao mesmo tempo, uma série de experimentos foram realizados nas proximidades do “rei dos planetas”. Um deles tinha como objetivo detectar as atmosferas muito rarefeitas dos satélites galileus durante o eclipse de Júpiter. Outro experimento consistiu em registrar a radiação dos cinturões de radiação de Júpiter. Curiosamente, paralelamente ao trabalho da Cassini, a mesma radiação foi registrada usando telescópios terrestres por crianças em idade escolar e estudantes nos EUA. Os resultados da sua pesquisa foram utilizados juntamente com os dados da Cassini.

Como resultado do estudo dos satélites galileus, foi apresentada uma hipótese interessante de que nos estágios iniciais de sua evolução, os planetas gigantes emitiram enormes fluxos de calor para o espaço. A radiação de Júpiter poderia derreter o gelo na superfície de três luas da Galiléia. Na quarta - Calisto - isso não deveria ter acontecido, pois fica a 2 milhões de km de Júpiter. É por isso que a sua superfície é tão diferente das superfícies dos satélites mais próximos do planeta.

Saturno

Entre os planetas gigantes, Saturno se destaca pelo seu notável sistema de anéis. Como Júpiter, é uma bola enorme e girando rapidamente composta principalmente de hidrogênio e hélio líquidos. Orbitando o Sol a uma distância 10 vezes maior que a Terra, Saturno completa uma órbita completa em uma órbita quase circular a cada 29,5 anos. O ângulo de inclinação da órbita em relação ao plano da eclíptica é de apenas 2°, enquanto o plano equatorial de Saturno está inclinado em 27° em relação ao plano de sua órbita, portanto a mudança das estações é inerente a este planeta.

O nome de Saturno remonta à contraparte romana do antigo titã Cronos, filho de Urano e Gaia. Este segundo maior planeta é 800 vezes maior que a Terra em volume e 95 vezes maior em massa. É fácil calcular que a sua densidade média (0,7 g/cm3) é inferior à densidade da água – excepcionalmente baixa para os planetas do Sistema Solar. O raio equatorial de Saturno ao longo do limite superior da camada de nuvens é de 60.270 km, e o raio polar é vários milhares de quilômetros menor. O período de rotação de Saturno é de 10 horas e 40 minutos. A atmosfera de Saturno contém 94% de hidrogênio e 6% de hélio (em volume).

Netuno

Netuno foi descoberto em 1846 como resultado de uma previsão teórica precisa. Tendo estudado o movimento de Urano, o astrônomo francês Le Verrier determinou que o sétimo planeta é influenciado pela atração de um corpo desconhecido igualmente massivo e calculou sua posição. Guiados por esta previsão, os astrônomos alemães Halle e D'Arrest descobriram Netuno.Mais tarde, descobriu-se que, começando com Galileu, os astrônomos notaram a posição de Netuno nos mapas, mas o confundiram com uma estrela.

Netuno é o quarto dos planetas gigantes, em homenagem ao deus dos mares na mitologia antiga. O raio equatorial de Netuno (24.764 km) é quase 4 vezes o raio da Terra, e a massa de Netuno é 17 vezes maior que a do nosso planeta. A densidade média de Netuno é 1,64 g/cm3. Ele orbita o Sol a uma distância de 4,5 bilhões de km (30 UA), completando um ciclo completo em quase 165 anos terrestres. O plano orbital do planeta está inclinado 1,8° em relação ao plano da eclíptica. A inclinação do equador em relação ao plano orbital é de 29,6°. Devido à sua grande distância do Sol, a iluminação de Netuno é 900 vezes menor que a da Terra.

Dados transmitidos pela Voyager 2, que passou a 5.000 km da camada de nuvens de Netuno em 1989, revelaram detalhes da cobertura de nuvens do planeta. As listras em Netuno são fracamente expressas. Uma grande mancha escura do tamanho do nosso planeta, descoberta no hemisfério sul de Netuno, é um anticiclone gigante que completa uma revolução a cada 16 dias terrestres. Esta é uma área de alta pressão e temperatura. Ao contrário da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, que flutua a uma velocidade de 3 m/s, a Grande Mancha Escura de Netuno se move para oeste a uma velocidade de 325 m/s. Uma mancha escura de tamanho menor localizada a 74° sul. sh., em uma semana mudou 2.000 km para o norte. Uma formação leve na atmosfera, a chamada “scooter”, também se distinguia pelo seu movimento bastante rápido. Em alguns lugares, a velocidade do vento na atmosfera de Netuno atinge 400-700 m/s.

Como outros planetas gigantes, a atmosfera de Netuno é composta principalmente de hidrogênio. O hélio é responsável por cerca de 15% e o metano por 1%. A camada de nuvens visível corresponde a uma pressão de 1,2 bar. Supõe-se que no fundo da atmosfera netuniana exista um oceano de água saturado com vários íons. Quantidades significativas de metano parecem estar contidas nas profundezas do manto gelado do planeta. Mesmo a temperaturas de milhares de graus, a uma pressão de 1 Mbar, uma mistura de água, metano e amônia pode formar gelo sólido. O manto quente e gelado provavelmente representa 70% da massa do planeta. Cerca de 25% da massa de Netuno deveria, segundo cálculos, pertencer ao núcleo do planeta, composto por óxidos de silício, magnésio, ferro e seus compostos, além de rochas. Um modelo da estrutura interna do planeta mostra que a pressão em seu centro é de cerca de 7 Mbar e a temperatura é de cerca de 7.000 K. Ao contrário de Urano, o fluxo de calor das profundezas de Netuno é quase três vezes maior que o calor recebido de o sol. Esse fenômeno está associado à liberação de calor durante o decaimento radioativo de substâncias com alto peso atômico.

O campo magnético de Netuno é metade do de Urano. O ângulo entre o eixo do dipolo magnético e o eixo de rotação de Netuno é de 47°. O centro do dipolo é deslocado 6.000 km para o hemisfério sul, de modo que a indução magnética no pólo magnético sul é 10 vezes maior do que no norte.

Os anéis de Netuno são geralmente semelhantes aos anéis de Urano, com a única diferença de que a área total da matéria nos anéis de Netuno é 100 vezes menor do que nos anéis de Urano. Arcos individuais dos anéis que cercam Netuno foram descobertos durante ocultações de estrelas pelo planeta. As imagens da Voyager 2 ao redor de Netuno mostram formações abertas chamadas arcos. Eles estão localizados em um anel externo contínuo de baixa densidade. O diâmetro do anel externo é de 69,2 mil km e a largura dos arcos é de aproximadamente 50 km. Outros anéis, localizados em distâncias de 61,9 mil km a 62,9 mil km, estão fechados. Durante as observações da Terra, em meados do século XX, foram encontrados 2 satélites de Netuno - Tritão e Nereida. A Voyager 2 descobriu mais 6 satélites com tamanhos de 50 a 400 km e esclareceu os diâmetros de Tritão (2.705 km) e Nereida (340 km). Em 2002-03 Durante as observações da Terra, foram descobertos mais 5 satélites distantes de Netuno.

O maior satélite de Netuno, Tritão, orbita o planeta a uma distância de 355 mil km com um período de cerca de 6 dias em uma órbita circular inclinada a 23° em relação ao equador do planeta. Além disso, é o único dos satélites internos de Netuno que se move em órbita na direção oposta. O período de rotação axial de Tritão coincide com o seu período orbital. A densidade média de Tritão é 2,1 g/cm3. A temperatura da superfície é muito baixa (38 K). Nas imagens de satélite, a maior parte da superfície de Tritão aparece como uma planície com muitas fissuras, fazendo com que se assemelhe a uma crosta de melão. O Pólo Sul é cercado por uma calota polar clara. Várias depressões com diâmetro de 150 a 250 km foram descobertas na planície. É provável que a crosta gelada do satélite tenha sido retrabalhada muitas vezes como resultado da atividade tectônica e da queda de meteoritos. Tritão parece ter um núcleo rochoso com um raio de cerca de 1.000 km. Supõe-se que uma crosta de gelo com cerca de 180 km de espessura cobre um oceano de água com cerca de 150 km de profundidade, saturado com amônia, metano, sais e íons. A fina atmosfera de Tritão é composta principalmente de nitrogênio, com pequenas quantidades de metano e hidrogênio. A neve na superfície de Tritão é geada de nitrogênio. A calota polar também é formada por geadas de nitrogênio. As formações surpreendentes identificadas na calota polar são manchas escuras estendidas para o nordeste (cerca de cinquenta delas foram encontradas). Eles eram gêiseres de gás, atingindo uma altura de até 8 km e depois se transformando em plumas que se estendiam por cerca de 150 km.

Ao contrário dos outros satélites internos, Nereida move-se numa órbita muito alongada, com a sua excentricidade (0,75) mais semelhante à órbita dos cometas.

Plutão

Plutão, após sua descoberta em 1930, foi considerado o menor planeta do sistema solar. Em 2006, por decisão da União Astronômica Internacional, foi privado do status de planeta clássico e tornou-se o protótipo de uma nova classe de objetos - os planetas anões. Até agora, o grupo de planetas anões inclui também o asteroide Ceres e vários objetos recentemente descobertos no cinturão de Kuiper, além da órbita de Netuno; um deles é ainda maior que Plutão. Não há dúvida de que outros objetos semelhantes serão encontrados no Cinturão de Kuiper; então pode haver muitos planetas anões no sistema solar.

Plutão orbita o Sol a cada 245,7 anos. No momento da sua descoberta, estava bastante longe do Sol, ocupando o lugar do nono planeta do sistema solar. Mas a órbita de Plutão, ao que parece, tem uma excentricidade significativa, por isso em cada ciclo orbital está mais próximo do Sol do que Neptuno durante 20 anos. No final do século XX existiu exatamente esse período: em 23 de janeiro de 1979, Plutão cruzou a órbita de Netuno, ficando mais próximo do Sol e formalmente se transformando no oitavo planeta. Permaneceu neste estado até 15 de março de 1999. Tendo passado pelo periélio de sua órbita (29,6 UA) em setembro de 1989, Plutão agora se afasta em direção ao afélio (48,8 UA), que alcançará em 2112, e completará a primeira revolução completa em torno do Sol após sua descoberta apenas em 2176.

Para compreender o interesse dos astrónomos por Plutão, precisamos de recordar a história da sua descoberta. No início do século XX, observando o movimento de Urano e Netuno, os astrônomos notaram alguma estranheza em seu comportamento e sugeriram que além das órbitas desses planetas existe outro, ainda não descoberto, cuja influência gravitacional afeta o movimento do conhecido planetas gigantes. Os astrónomos chegaram a calcular a suposta localização deste planeta – “Planeta X” – embora não com muita confiança. Após uma longa busca, em 1930, o astrônomo americano Clyde Tombaugh descobriu o nono planeta, em homenagem ao deus do submundo - Plutão. No entanto, a descoberta foi aparentemente acidental: medições subsequentes mostraram que a massa de Plutão é demasiado pequena para que a sua gravidade afecte significativamente o movimento de Neptuno e, especialmente, de Urano. A órbita de Plutão revelou-se significativamente mais alongada do que a de outros planetas e visivelmente inclinada (17°) em relação à eclíptica, o que também não é típico dos planetas. Alguns astrônomos tendem a considerar Plutão um planeta “errado”, mais parecido com um esteróide ou uma lua perdida de Netuno. No entanto, Plutão tem seus próprios satélites e, às vezes, há uma atmosfera quando o gelo que cobre sua superfície evapora na região do periélio da órbita. Em geral, Plutão foi muito mal estudado, pois nem uma única sonda o alcançou ainda; Até recentemente, mesmo tais tentativas não tinham sido feitas. Mas em janeiro de 2006, a espaçonave New Horizons (NASA) foi lançada em direção a Plutão, que deveria passar pelo planeta em julho de 2015.

Ao medir a intensidade da luz solar reflectida por Plutão, os astrónomos determinaram que o brilho aparente do planeta varia periodicamente. Este período (6,4 dias) foi considerado o período de rotação axial de Plutão. Em 1978, o astrônomo americano J. Christie chamou a atenção para o formato irregular da imagem de Plutão em fotografias tiradas com a melhor resolução angular: uma mancha borrada na imagem muitas vezes desfocava a saliência de um lado; sua posição também mudou com um período de 6,4 dias. Christie concluiu que Plutão tem um satélite bastante grande, que foi chamado de Caronte em homenagem ao mítico barqueiro que transportava as almas dos mortos ao longo dos rios no reino subterrâneo dos mortos (o governante deste reino, como se sabe, era Plutão). Caronte aparece do norte ou do sul de Plutão, então ficou claro que a órbita do satélite, assim como o eixo de rotação do próprio planeta, está fortemente inclinada em relação ao plano de sua órbita. As medições mostraram que o ângulo entre o eixo de rotação de Plutão e o plano da sua órbita é de cerca de 32°, e a rotação é inversa. A órbita de Caronte encontra-se no plano equatorial de Plutão. Em 2005, mais dois pequenos satélites foram descobertos - Hydra e Nix, orbitando mais longe que Caronte, mas no mesmo plano. Assim, Plutão e seus satélites se assemelham a Urano, que gira “deitado de lado”.

O período de rotação de Caronte de 6,4 dias coincide com o período de seu movimento em torno de Plutão. Assim como a Lua, Caronte sempre enfrenta o planeta de um lado. Isto é típico de todos os satélites que se movem perto do planeta. Outra coisa é surpreendente - Plutão também está sempre enfrentando Caronte do mesmo lado; nesse sentido eles são iguais. Plutão e Caronte são um sistema binário único, muito compacto e com uma proporção de massa satélite-planeta sem precedentes (1:8). A proporção das massas da Lua e da Terra, por exemplo, é de 1:81, e outros planetas têm proporções semelhantes que são muito menores. Essencialmente, Plutão e Caronte são um planeta anão duplo.

As melhores imagens do sistema Plutão-Caronte foram obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble. A partir deles foi possível determinar a distância entre o satélite e o planeta, que acabou sendo de apenas cerca de 19.400 km. Usando eclipses de estrelas de Plutão, bem como eclipses mútuos do planeta por seu satélite, foi possível esclarecer seus tamanhos: o diâmetro de Plutão, segundo estimativas recentes, é de 2.300 km, e o diâmetro de Caronte é de 1.200 km. A densidade média de Plutão varia de 1,8 a 2,1 g/cm 3 , e a de Caronte varia de 1,2 a 1,3 g/cm 3 . Aparentemente, a estrutura interna de Plutão, composta por rochas e água gelada, difere da estrutura de Caronte, que se parece mais com os satélites gelados dos planetas gigantes. A superfície de Caronte é 30% mais escura que a de Plutão. A cor do planeta e do satélite também são diferentes. Aparentemente, eles se formaram independentemente um do outro. As observações mostraram que o brilho de Plutão aumenta visivelmente no periélio de sua órbita. Isto deu motivos para supor a aparência de uma atmosfera temporária em Plutão. Durante a ocultação da estrela por Plutão em 1988, o brilho desta estrela diminuiu gradualmente ao longo de vários segundos, a partir dos quais foi finalmente estabelecido que Plutão tinha uma atmosfera. Seu principal componente é provavelmente o nitrogênio, e outros componentes podem incluir metano, argônio e néon. A espessura da camada de neblina é estimada em 45 km, e a espessura da própria atmosfera é de 270 km. O conteúdo de metano deve variar dependendo da posição de Plutão em órbita. Plutão passou pelo periélio em 1989. Cálculos mostram que parte dos depósitos de metano congelado, nitrogênio e dióxido de carbono presentes em sua superfície na forma de gelo e geada, quando o planeta se aproxima do Sol, passa para a atmosfera. A temperatura máxima da superfície de Plutão é 62 K. A superfície de Caronte parece ser formada por água gelada.

Assim, Plutão é o único planeta (embora anão) cuja atmosfera aparece e desaparece, como a de um cometa durante seu movimento ao redor do Sol. Usando o Telescópio Espacial Hubble em maio de 2005, foram descobertos dois novos satélites do planeta anão Plutão, chamados Nikta e Hydra. As órbitas desses satélites estão localizadas além da órbita de Caronte. Nyx está a cerca de 50.000 km de Plutão e Hydra está a cerca de 65.000 km. A missão New Horizons, lançada em janeiro de 2006, foi projetada para estudar os arredores de Plutão e do Cinturão de Kuiper.

História e estrutura

O sistema solar é o nosso sistema planetário, que inclui o Sol e todos os objetos naturais que giram em torno dele. Apareceu há 4,57 bilhões de anos, quando a temperatura e a pressão criadas pela gravidade dentro da nuvem primordial de gás e poeira levaram ao início de uma reação termonuclear.

A maior parte da massa do sistema solar está contida no Sol, e o restante está contido em planetas, planetas anões, asteróides, cometas, poeira e gás. Oito planetas relativamente solitários têm órbitas relativamente circulares e estão localizados dentro dos limites de um disco quase plano - o plano da eclíptica. A Terra faz parte do chamado grupo terrestre, que inclui os quatro primeiros planetas do Sol - Mercúrio, Vênus, Terra e, constituído principalmente por silicatos e metais. Eles são seguidos por um grupo de quatro planetas mais distantes do Sol - Urano e Netuno (também chamados de gigantes gasosos), comparados aos planetas terrestres, seus tamanhos são enormes. Particularmente grandes são Júpiter e Saturno, os maiores do sistema solar, consistindo principalmente de hélio e hidrogênio; Além de hidrogênio e hélio, Urano e Netuno também contêm monóxido de carbono e metano. Esses planetas também são chamados de “gigantes de gelo”. Todos os gigantes gasosos estão rodeados por anéis de poeira e outras partículas.

Nosso sistema possui duas regiões com corpos pequenos. Cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter inclui muitos objetos constituídos por silicatos e metais, o que indica uma semelhança com planetas terrestres. Os maiores objetos nele são o planeta anão e os asteróides Vesta, Hygiea e Pallas. Além da órbita de Netuno fica o chamado Cinturão de Kuiper, cujos objetos consistem em água gelada, amônia e metano. Maiores objetos do Cinturão de Kuiper descobertos neste dia são considerados Sedna, Haumea, Makemake, Quaoar, Orcus e Eridu.

Existem outras populações de pequenos corpos no Sistema Solar, como quase-satélites planetários e troianos, asteróides próximos da Terra, centauros, damocloides, bem como cometas, meteoróides e poeira cósmica movendo-se através do sistema.

O vento solar (fluxo de plasma do Sol) cria uma bolha no meio interestelar chamada heliosfera, que se estende até a borda do disco disperso. A hipotética nuvem de Oort, que serve como fonte de cometas de longo período, poderia estender-se a uma distância cerca de mil vezes maior que a heliosfera.

O sistema solar faz parte da galáxia Via Láctea.

O objeto central do sistema, o Sol, é a chamada anã amarela e pertence às estrelas da sequência principal da classe espectral G2V. Apesar do nome, o Sol não é uma estrela pequena. Sua massa é aproximadamente 99,866% da massa de todo o sistema. Cerca de 99% da massa restante vem dos gigantes gasosos (dos quais Júpiter e Saturno representam a maior parte - cerca de 90%).

O movimento da maioria dos grandes objetos do sistema solar ocorre praticamente no mesmo plano, chamado plano eclíptico, mas o movimento dos cometas e de muitos objetos do Cinturão de Kuiper é frequentemente caracterizado por um grande ângulo de inclinação em relação a este plano.

A direção de rotação de todos os planetas e da maioria dos outros objetos segue direção de rotação do Sol, há exceções a esta regra, por exemplo, o cometa Halley.

A velocidade angular mais alta foi registrada para Mercúrio - leva 88 dias terrestres para completar uma revolução ao redor do Sol, e para o planeta mais distante, Netuno, uma revolução ao redor do Sol ocorre em 165 anos terrestres.

Para a maioria dos planetas, a direção de rotação em torno de seu eixo e a direção de rotação em torno do Sol são as mesmas; as exceções a esta regra são Vênus e Urano. Vênus gira na direção oposta e, muito lentamente, ocorre uma revolução a cada 243 dias terrestres, e o eixo de rotação de Urano está inclinado em relação ao eixo da eclíptica em quase 90°, praticamente “fica de lado”.

Muitos planetas do sistema solar têm luas, algumas das quais são maiores que Mercúrio. Freqüentemente, grandes satélites giram de forma síncrona, o que significa que o satélite está sempre voltado para o planeta com um lado.

A ciência

Naves espaciais que estudam planetas hoje:

Planeta Mercúrio

Dos planetas terrestres, talvez os menos investigadores tenham prestado atenção a Mercúrio. Ao contrário de Marte e Vênus, Mercúrio é o planeta menos parecido com a Terra neste grupo.. É o menor planeta do Sistema Solar e o mais próximo do Sol.

Fotos da superfície do planeta tiradas pela espaçonave não tripulada Messenger em 2011 e 2012

Até agora, apenas 2 naves espaciais foram enviadas para Mercúrio - Marinheiro 10(NASA) e "Mensageiro"(NASA). O primeiro dispositivo ainda está em 1974-75 circulou o planeta três vezes e chegou o mais perto possível de Mercúrio 320 quilômetros.

Graças a esta missão, foram obtidas milhares de fotografias úteis, foram tiradas conclusões sobre as temperaturas diurnas e noturnas, o relevo e a atmosfera de Mercúrio. Seu campo magnético também foi medido.

Nave espacial Mariner 10 antes do lançamento

Informações recebidas pelo navio Marinheiro 10, acabou não sendo suficiente, então em 2004 Os americanos lançaram um segundo aparelho para estudar Mercúrio - "Mensageiro", que atingiu a órbita do planeta 18 de março de 2011.

Trabalho na espaçonave Messenger no Kennedy Space Center, Flórida, EUA

Apesar de Mercúrio ser um planeta relativamente próximo da Terra, para entrar em sua órbita, uma espaçonave "Mensageiro" necessário mais de 6 anos. Isso se deve ao fato de que é impossível ir diretamente da Terra a Mercúrio devido à alta velocidade da Terra, então os cientistas deveriam desenvolver manobras de gravidade complexas.

A espaçonave Messenger em voo (imagem de computador)

"Mensageiro" ainda está na órbita de Mercúrio e continua a fazer descobertas, embora a missão foi projetada para um período mais curto. A tarefa dos cientistas ao trabalhar com o aparelho é descobrir qual é a história geológica de Mercúrio, que campo magnético o planeta possui, qual é a estrutura de seu núcleo, quais materiais incomuns existem nos pólos e assim por diante.

No final de novembro de 2012 usando o dispositivo "Mensageiro" Os pesquisadores conseguiram fazer uma descoberta incrível e bastante inesperada: Mercúrio tem água na forma de gelo em seus pólos.

Crateras de um dos pólos de Mercúrio, onde foi descoberta água

O estranho desse fenômeno é que, como o planeta está localizado muito próximo do Sol, a temperatura em sua superfície pode subir até 400 graus Celsius! Porém, devido à sua inclinação axial, os pólos dos planetas estão localizados na sombra, onde permanecem as baixas temperaturas, para que o gelo não derreta.

Futuros voos para Mercúrio

Uma nova missão de exploração de Mercúrio chamada "Bepi Colombo", que é um esforço conjunto entre a Agência Espacial Europeia (ESA) e a JAXA do Japão. Este navio está programado para ser lançado em 2015, embora ele só consiga finalmente alcançar seu objetivo em 6 anos.

O projeto BepiColombo incluirá duas espaçonaves, cada uma com suas tarefas

Os russos também planejam lançar seu navio para Mercúrio "Mercúrio-P" em 2019. No entanto, a data de lançamento provavelmente será adiada. Esta estação interplanetária e módulo de pouso será a primeira espaçonave a pousar na superfície do planeta mais próximo do Sol.

Planeta Vênus

O planeta interior Vênus, vizinho da Terra, tem sido intensamente explorado por missões espaciais iniciadas desde 1961. A partir deste ano, naves espaciais soviéticas começaram a ser enviadas ao planeta - "Vênus" E "Vega".

Comparação dos planetas Vênus e Terra

Voos para Vênus

Ao mesmo tempo, os americanos exploraram o planeta por meio de dispositivos "Marier", "Pioneer-Vênus-1", "Pioneer-Vênus-2", "Magalhães". A Agência Espacial Europeia está atualmente trabalhando com o dispositivo "Expresso de Vênus", que atua desde 2006. Em 2010 Navio japonês foi para Vênus "Akatsuki".

Aparelho "Expresso de Vênus" cheguei ao meu destino em abril de 2006. Foi planejado que este navio completaria a missão em 500 dias ou 2 anos venusianos, mas com o tempo a missão foi estendida.

A espaçonave "Venus Express" funciona de acordo com as ideias do artista

O objetivo deste projeto era estudar mais detalhadamente a complexa química do planeta, as características do planeta, a interação entre a atmosfera e a superfície e muito mais. Os cientistas também querem saber mais sobre a história do planeta e entender por que um planeta tão parecido com a Terra seguiu um caminho evolutivo completamente diferente.

"Venus Express" durante a construção

Nave espacial japonesa "Akatsuki", também conhecido como PLANETA-C, foi lançado em Maio de 2010, mas depois de se aproximar de Vênus dezembro, não conseguiu entrar em sua órbita.

Ainda não está claro o que fazer com este dispositivo, mas os cientistas não perdem a esperança de que ainda será será capaz de completar sua tarefa, embora muito tarde. Muito provavelmente, a nave não alcançou a órbita devido a problemas com uma válvula na linha de combustível, que fez com que o motor desligasse prematuramente.

Novas naves espaciais

Em novembro de 2013 lançamento está planejado "Explorador Europeu de Vênus"- uma sonda da Agência Espacial Europeia, que está a ser preparada para estudar a atmosfera do nosso vizinho. O projeto incluirá dois satélites, que, orbitando o planeta em diferentes órbitas, coletará as informações necessárias.

A superfície de Vênus é quente e as naves terrestres devem ter boa proteção

Também em 2016 Rússia planeja enviar uma espaçonave para Vênus "Venera-D" estudar a atmosfera e a superfície para descobrir onde a água desapareceu deste planeta?

O módulo de pouso e a sonda balão terão que trabalhar na superfície de Vênus cerca de uma semana.

O planeta Marte

Hoje, Marte é estudado e explorado de forma mais intensa, e não só porque este planeta está tão próximo da Terra, mas também porque as condições em Marte são mais semelhantes às da Terra, portanto, eles procuram principalmente vida extraterrestre lá.

Atualmente trabalhando em Marte três satélites em órbita e 2 rovers, e antes deles, Marte foi visitado por um grande número de espaçonaves terrestres, algumas das quais, infelizmente, falharam.

Em outubro de 2001 Orbitador da NASA "Marte Odisseu" entrou na órbita do Planeta Vermelho. Ele sugeriu que sob a superfície de Marte pode haver depósitos de água na forma de gelo. Isto foi confirmado Em 2008 depois de anos estudando o planeta.

Sonda Mars Odyssey (imagem de computador)

Aparelho "Marte Odisseu" ainda hoje opera com sucesso, o que é um recorde para a duração da operação de tais dispositivos.

Em 2004 em diferentes partes do planeta Cratera Gusev e assim por diante Planalto Meridiano Os rovers de Marte pousaram de acordo "Espírito" E "Oportunidade", que deveriam encontrar evidências da existência de água líquida em Marte no passado.

Rover de Marte "Espírito" preso na areia após 5 anos de trabalho bem-sucedido e, finalmente, O contato com ele está interrompido desde março de 2010. Como o inverno em Marte foi muito rigoroso, a temperatura foi insuficiente para manter a energia da bateria. Segundo rover do projeto "Oportunidade" Também se revelou bastante tenaz e ainda está trabalhando no Planeta Vermelho.

Panorama da cratera Erebus tirada pelo rover Opportunity em 2005

Desde 6 de agosto de 2012 O mais novo rover da NASA está trabalhando na superfície de Marte "Curiosidade", que é várias vezes maior e mais pesado que os rovers anteriores de Marte. Sua tarefa é analisar o solo marciano e os componentes atmosféricos. Mas a principal tarefa do dispositivo é estabelecer Existe vida em Marte, ou talvez ela já tenha estado aqui no passado. O objetivo é também obter informações detalhadas sobre a geologia de Marte e seu clima.

Comparação dos rovers de Marte do menor ao maior: Sojourner, Optunity e Curiosity

Também com a ajuda do Mars Rover "Curiosidade" pesquisadores querem se preparar para voo humano para o Planeta Vermelho. A missão descobriu vestígios de oxigênio e cloro na atmosfera marciana e também encontrou vestígios de um rio seco.

Rover de Marte "Curiosity" em ação. Fevereiro de 2013

Algumas semanas atrás, o veículo espacial conseguiu perfurar pequeno buraco no chão Marte, que acabou não sendo vermelho, mas cinza por dentro. Amostras de solo de profundidades rasas foram coletadas pelo rover para análise.

Com uma broca, foi feito um furo no solo com 6,5 centímetros de profundidade e retiradas amostras para análise.

Missões a Marte no futuro

Num futuro próximo, investigadores de várias agências espaciais estão a planear mais várias missões a Marte, cujo objetivo é obter informações mais detalhadas sobre o Planeta Vermelho. Entre eles está uma sonda interplanetária "MAVEN"(NASA), que irá ao Planeta Vermelho em novembro de 2013.

Laboratório móvel europeu planeia ir a Marte em 2018, que continuará funcionando "Curiosidade", perfurará o solo e analisará amostras.

Estação interplanetária automática russa "Fobos-Grunhido 2" planejado para lançamento em 2018 e também vai colher amostras de solo de Marte para trazê-las à Terra.

Trabalhe no aparelho Phobos-Grunt 2 após uma tentativa malsucedida de lançar Phobos-Grunt-1

Como se sabe, além da órbita de Marte existe cinturão de asteróides, que separa os planetas terrestres do resto dos planetas exteriores. Muito poucas naves espaciais foram enviadas para os cantos mais distantes do nosso sistema solar, o que se deve a enormes custos de energia e outras dificuldades de voar por distâncias tão vastas.

Principalmente os americanos prepararam missões espaciais para planetas distantes. Na década de 70 do século passado um desfile de planetas foi observado, o que acontece muito raramente, então esta oportunidade de voar ao redor de todos os planetas ao mesmo tempo não poderia ser perdida.

Planeta Júpiter

Até agora, apenas naves espaciais da NASA foram lançadas para Júpiter. Final da década de 1980 - início da década de 1990 A URSS planejou as suas missões, mas devido ao colapso da União elas nunca foram implementadas.

Os primeiros dispositivos que voaram até Júpiter foram "Pioneiro-10" E "Pioneiro-11", que se aproximou do planeta gigante em 1973-74. Em 1979 imagens de alta resolução foram tiradas por dispositivos "Viajantes".

A última espaçonave a orbitar Júpiter foi a "Galileu", cuja missão começou em 1989 e terminou em 2003. Este dispositivo foi o primeiro a entrar na órbita do planeta, e não apenas a voar. Ele ajudou a estudar a atmosfera do gigante gasoso por dentro, seus satélites, e também ajudou a observar a queda de fragmentos Cometa Shoemaker-Levy 9, que colidiu com Júpiter em julho de 1994.

Nave espacial Galileo (imagem de computador)

Usando o dispositivo "Galileu" conseguiu gravar fortes tempestades e relâmpagos na atmosfera de Júpiter, que são mil vezes mais fortes que os da Terra! O aparelho também filmou A Grande Mancha Vermelha de Júpiter, que os astrônomos substituíram 300 anos atrás. O diâmetro desta tempestade gigante é maior que o diâmetro da Terra.

Também foram feitas descobertas relacionadas aos satélites de Júpiter - objetos muito interessantes. Por exemplo, "Galileu" ajudou a estabelecer que sob a superfície do satélite Europa existe oceano de água líquida, e o satélite Io tem seu campo magnético.

Júpiter e suas luas

Depois de completar a missão "Galileu" derreteu nas camadas superiores da atmosfera de Júpiter.

Voo para Júpiter

Em 2011 NASA lançou um novo dispositivo para Júpiter - uma estação espacial "Juno", que deve chegar ao planeta e entrar em órbita em 2016. Seu objetivo é auxiliar no estudo do campo magnético do planeta, bem como "Juno" deve descobrir se Júpiter tem núcleo duro, ou é apenas uma hipótese.

A espaçonave Juno atingirá sua meta apenas em 3 anos

No ano passado, a Agência Espacial Europeia anunciou a sua intenção de se preparar para 2022 nova missão europeu-russa para estudar Júpiter e suas luas Ganimedes, Calisto e Europa. Os planos também incluem pousar o dispositivo no satélite Ganimedes. em 2030.

Planeta Saturno

Pela primeira vez, uma nave espacial voou perto do planeta Saturno "Pioneiro-11" e isso aconteceu em 1979. Um ano depois visitei o planeta Viajante 1, e um ano depois - Viajante 2. Essas três espaçonaves passaram por Saturno, mas conseguiram tirar muitas imagens úteis aos pesquisadores.

Imagens detalhadas dos famosos anéis de Saturno foram obtidas, o campo magnético do planeta foi descoberto e poderosas tempestades foram observadas na atmosfera.

Saturno e sua lua Titã

A estação espacial automática demorou 7 anos "Cassini Huygens", para em julho de 2007 entrar na órbita do planeta. Este aparelho, composto por dois elementos, deveria, além do próprio Saturno, estudá-lo maior satélite Titã, que foi concluído com sucesso.

Nave espacial Cassini-Huygens (imagem de computador)

Lua de Saturno Titã

A existência de líquido e atmosfera no satélite Titã foi comprovada. Os cientistas sugeriram que o satélite é bastante as formas mais simples de vida podem existir, no entanto, isso ainda precisa ser comprovado.

Foto da lua de Saturno, Titã

A princípio foi planejado que a missão "Cassini" vai ser até 2008, mas posteriormente foi prorrogado várias vezes. Novas missões conjuntas de americanos e europeus a Saturno e suas luas estão planejadas para um futuro próximo. Titã e Encélado.

Planetas Urano e Netuno

Esses planetas distantes, que não são visíveis a olho nu, são estudados por astrônomos principalmente da Terra usando telescópios. O único veículo que chegou perto deles foi Viajante 2, que, tendo visitado Saturno, dirigiu-se a Urano e Netuno.

Inicialmente Viajante 2 passou por Urano em 1986 e tirei fotos de perto. Urano revelou-se completamente inexpressivo: nele não foram notadas tempestades ou faixas de nuvens que outros planetas gigantes possuem.

Voyager 2 passando por Urano (imagem de computador)

Usando uma nave espacial Viajante 2 consegui descobrir muitos detalhes, incluindo anéis de Urano, novos satélites. Tudo o que sabemos sobre este planeta hoje é conhecido graças a Viajante 2, que passou por Urano em grande velocidade e tirou várias fotos.

Voyager 2 passando por Netuno (imagem de computador)

Em 1989 Viajante 2 chegou a Netuno, tirando fotos do planeta e de seu satélite. Então foi confirmado que o planeta tem campo magnético e a Grande Mancha Escura, que é uma tempestade persistente. Anéis fracos e novos satélites também foram descobertos perto de Netuno.

Nova espaçonave para Urano está planejada para ser lançada na década de 2020, no entanto, as datas exatas ainda não foram anunciadas. A NASA pretende enviar não apenas um orbitador para Urano, mas também uma sonda atmosférica.

A espaçonave Urane Orbiter indo em direção a Urano (imagem de computador)

Planeta Plutão

No passado o planeta, e hoje planeta anão Plutão- um dos objetos mais distantes do sistema solar, o que dificulta o seu estudo. Voando além de outros planetas distantes, nem Viajante 1, nem tem Viajante 2 não foi possível visitar Plutão, então todo o nosso conhecimento sobre este objeto conseguimos graças aos telescópios.

Nave espacial New Horizons (imagem de computador)

Até o final do século 20 os astrônomos não estavam particularmente interessados ​​em Plutão, mas dedicaram todos os seus esforços ao estudo de planetas mais próximos. Devido ao afastamento do planeta, foram necessários grandes custos, principalmente para que o potencial dispositivo pudesse ser alimentado por energia mesmo longe do Sol.

Finalmente, basta no início de 2006 Nave espacial da NASA lançada com sucesso "Novos horizontes". Ele ainda está a caminho: está previsto que em agosto de 2014 ele estará próximo de Netuno, e só alcançará o sistema de Plutão em julho de 2015.

Lançamento de foguete com a espaçonave New Horizons de Cabo Canaveral, Flórida, EUA, 2006

Infelizmente, as tecnologias modernas ainda não permitirão que o dispositivo entre na órbita de Plutão e reduza a sua velocidade, por isso simplesmente passará por um planeta anão. Dentro de seis meses, os pesquisadores terão a oportunidade de estudar os dados que receberão usando o dispositivo "Novos horizontes".

Em janeiro de 2016, os cientistas anunciaram que pode haver outro planeta no sistema solar. Muitos astrônomos estão procurando por isso; a pesquisa até agora levou a conclusões ambíguas. No entanto, os descobridores do Planeta X estão confiantes na sua existência. fala sobre os últimos resultados do trabalho nessa direção.

Sobre a possível detecção do Planeta X além da órbita de Plutão, falaram os astrônomos Konstantin Batygin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia (EUA). O nono planeta do sistema solar, se existir, é cerca de 10 vezes mais pesado que a Terra, e as suas propriedades assemelham-se a Neptuno - um gigante gasoso, o mais distante dos planetas conhecidos que orbita a nossa estrela.

Segundo estimativas dos autores, o período de revolução do Planeta X em torno do Sol é de 15 mil anos, sua órbita é altamente alongada e inclinada em relação ao plano da órbita terrestre. A distância máxima do Sol do Planeta X é estimada em 600-1200 unidades astronômicas, que leva sua órbita além do cinturão de Kuiper, onde Plutão está localizado. A origem do Planeta X é desconhecida, mas Brown e Batygin acreditam que este objeto cósmico foi expulso de um disco protoplanetário perto do Sol há 4,5 mil milhões de anos.

Os astrônomos descobriram este planeta teoricamente analisando a perturbação gravitacional que ele exerce sobre outros corpos celestes no cinturão de Kuiper - as trajetórias de seis grandes objetos transnetunianos (isto é, localizados além da órbita de Netuno) foram combinadas em um aglomerado (com periélio semelhante). argumentos, longitude do nó ascendente e inclinação). Brown e Batygin estimaram inicialmente a probabilidade de erro em seus cálculos em 0,007%.

Não se sabe exatamente onde o Planeta X está localizado, mas não está claro que parte da esfera celeste deveria ser rastreada pelos telescópios. O corpo celeste está localizado tão longe do Sol que é extremamente difícil perceber sua radiação pelos meios modernos. E a evidência da existência do Planeta X, baseada na influência gravitacional que exerce sobre os corpos celestes do cinturão de Kuiper, é apenas indireta.

Vídeo: caltech/YouTube

Em junho de 2017, astrônomos do Canadá, Grã-Bretanha, Taiwan, Eslováquia, EUA e França procuraram o Planeta X usando o catálogo OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) de objetos transnetunianos. Foram estudados os elementos orbitais de oito objetos transnetunianos, cujo movimento teria sido influenciado pelo Planeta X – os objetos teriam sido agrupados de uma determinada maneira (agrupados) de acordo com suas inclinações. Dos oito objetos, quatro foram examinados pela primeira vez, todos localizados a uma distância de mais de 250 unidades astronômicas do Sol. Descobriu-se que os parâmetros de um objeto, o 2015 GT50, não se enquadravam no agrupamento, o que lançou dúvidas sobre a existência do Planeta X.

No entanto, os descobridores do Planeta X acreditam que o GT50 2015 não contradiz os seus cálculos. Como observou Batygin, simulações numéricas da dinâmica do Sistema Solar, incluindo o Planeta X, mostram que além do semieixo maior de 250 unidades astronômicas deveria haver dois aglomerados de corpos celestes cujas órbitas estão alinhadas com o Planeta X: um estável, o outro metaestável. Embora o GT50 2015 não esteja incluído em nenhum desses clusters, ele ainda é reproduzido pela simulação.

Batygin acredita que pode haver vários desses objetos. Provavelmente está ligada a eles a posição do semieixo menor do Planeta X. O astrônomo enfatiza que desde a publicação dos dados sobre o Planeta X, não seis, mas 13 objetos transnetunianos indicam sua existência, dos quais 10 corpos celestes pertencem a o cluster estável.

Enquanto alguns astrónomos duvidam do Planeta X, outros estão a encontrar novas evidências a seu favor. Os cientistas espanhóis Carlos e Raul de la Fuente Marcos estudaram os parâmetros das órbitas de cometas e asteróides no cinturão de Kuiper. As anomalias detectadas no movimento dos objetos (correlações entre a longitude do nó ascendente e a inclinação) são facilmente explicadas, segundo os autores, pela presença no Sistema Solar de um corpo massivo cujo semieixo maior orbital é 300-400 unidades astronômicas.

Além disso, pode haver não nove, mas dez planetas no sistema solar. Recentemente, astrônomos da Universidade do Arizona (EUA) descobriram a existência de outro corpo celeste no cinturão de Kuiper, com tamanho e massa próximos aos de Marte. Os cálculos mostram que o hipotético décimo planeta está distante da estrela a uma distância de 50 unidades astronômicas, e sua órbita está inclinada em relação ao plano da eclíptica em oito graus. O corpo celeste perturba objetos conhecidos do cinturão de Kuiper e, muito provavelmente, estava mais próximo do Sol nos tempos antigos. Os especialistas observam que os efeitos observados não são explicados pela influência do Planeta X, localizado muito mais longe do que o “segundo Marte”.

Atualmente, são conhecidos cerca de dois mil objetos transnetunianos. Com a introdução de novos observatórios, em particular o LSST (Large Synoptic Survey Telescope) e o JWST (James Webb Space Telescope), os cientistas planeiam aumentar o número de objetos conhecidos no cinturão de Kuiper e além para 40 mil. Isto tornará possível não só determinar os parâmetros exatos das trajetórias dos objetos transnetunianos e, como resultado, provar indiretamente (ou refutar) a existência do Planeta X e do “segundo Marte”, mas também detectar diretamente eles.

O sistema solar é um grupo de planetas que giram em órbitas específicas em torno de uma estrela brilhante - o Sol. Esta estrela é a principal fonte de calor e luz do sistema solar.

Acredita-se que o nosso sistema planetário se formou a partir da explosão de uma ou mais estrelas e isso aconteceu há cerca de 4,5 bilhões de anos. No início, o Sistema Solar era um acúmulo de partículas de gás e poeira, porém, com o passar do tempo e sob a influência de sua própria massa, surgiram o Sol e outros planetas.

Planetas do Sistema Solar

No centro do sistema solar está o Sol, em torno do qual oito planetas se movem em suas órbitas: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno.

Até 2006, Plutão também pertencia a este grupo de planetas, era considerado o 9º planeta a partir do Sol, porém, devido à sua distância significativa do Sol e ao pequeno tamanho, foi excluído desta lista e denominado planeta anão. Mais precisamente, é um dos vários planetas anões do cinturão de Kuiper.

Todos os planetas acima são geralmente divididos em dois grandes grupos: o grupo terrestre e os gigantes gasosos.

O grupo terrestre inclui planetas como: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte. Distinguem-se pelo seu pequeno tamanho e superfície rochosa e, além disso, estão localizados mais próximos do Sol.

Os gigantes gasosos incluem: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno. São caracterizados pelo grande tamanho e pela presença de anéis, que são pó de gelo e pedaços rochosos. Esses planetas consistem principalmente de gás.

Sol

O Sol é a estrela em torno da qual giram todos os planetas e satélites do sistema solar. Consiste em hidrogênio e hélio. A idade do Sol é de 4,5 bilhões de anos, está apenas no meio do seu ciclo de vida, aumentando gradativamente de tamanho. Agora, o diâmetro do Sol é de 1.391.400 km. No mesmo número de anos, esta estrela se expandirá e alcançará a órbita da Terra.

O sol é a fonte de calor e luz do nosso planeta. Sua atividade aumenta ou enfraquece a cada 11 anos.

Devido às temperaturas extremamente altas em sua superfície, um estudo detalhado do Sol é extremamente difícil, mas as tentativas de lançar um dispositivo especial o mais próximo possível da estrela continuam.

Grupo terrestre de planetas

Mercúrio

Este planeta é um dos menores do sistema solar, seu diâmetro é de 4.879 km. Além disso, está mais próximo do Sol. Essa proximidade predeterminou uma diferença significativa de temperatura. A temperatura média em Mercúrio durante o dia é de +350 graus Celsius e à noite - -170 graus.

Se tomarmos o ano terrestre como guia, Mercúrio faz uma revolução completa em torno do Sol em 88 dias, e um dia lá dura 59 dias terrestres. Percebeu-se que este planeta pode alterar periodicamente a velocidade de sua rotação ao redor do Sol, sua distância e sua posição.

Não há atmosfera em Mercúrio; portanto, ele é frequentemente atacado por asteróides e deixa para trás muitas crateras em sua superfície. Sódio, hélio, argônio, hidrogênio e oxigênio foram descobertos neste planeta.

Um estudo detalhado de Mercúrio é muito difícil devido à sua proximidade com o Sol. Às vezes, Mercúrio pode ser visto da Terra a olho nu.

De acordo com uma teoria, acredita-se que Mercúrio era anteriormente um satélite de Vénus, no entanto, esta suposição ainda não foi comprovada. Mercúrio não possui seu próprio satélite.

Vênus

Este planeta é o segundo do Sol. Em tamanho, está próximo do diâmetro da Terra, o diâmetro é de 12.104 km. Em todos os outros aspectos, Vênus difere significativamente do nosso planeta. Um dia aqui dura 243 dias terrestres e um ano dura 255 dias. A atmosfera de Vênus é composta por 95% de dióxido de carbono, o que cria um efeito estufa em sua superfície. Isso resulta em uma temperatura média no planeta de 475 graus Celsius. A atmosfera também contém 5% de nitrogênio e 0,1% de oxigênio.

Ao contrário da Terra, cuja maior parte da superfície é coberta por água, não há líquido em Vênus e quase toda a superfície é ocupada por lava basáltica solidificada. De acordo com uma teoria, já existiam oceanos neste planeta, porém, como resultado do aquecimento interno, eles evaporaram e os vapores foram levados pelo vento solar para o espaço sideral. Perto da superfície de Vênus sopram ventos fracos, porém, a uma altitude de 50 km, sua velocidade aumenta significativamente e chega a 300 metros por segundo.

Vênus tem muitas crateras e colinas que lembram os continentes da Terra. A formação de crateras está associada ao fato de o planeta anteriormente ter uma atmosfera menos densa.

Uma característica distintiva de Vênus é que, ao contrário de outros planetas, seu movimento não ocorre de oeste para leste, mas de leste para oeste. Pode ser visto da Terra mesmo sem a ajuda de um telescópio após o pôr do sol ou antes do nascer do sol. Isso se deve à capacidade de sua atmosfera refletir bem a luz.

Vênus não tem satélite.

Terra

Nosso planeta está localizado a uma distância de 150 milhões de km do Sol, o que nos permite criar em sua superfície uma temperatura adequada para a existência de água líquida e, portanto, para o surgimento da vida.

Sua superfície é 70% coberta por água e é o único planeta que contém tal quantidade de líquido. Acredita-se que há muitos milhares de anos o vapor contido na atmosfera criou na superfície da Terra a temperatura necessária para a formação da água na forma líquida, e a radiação solar contribuiu para a fotossíntese e o nascimento da vida no planeta.

A peculiaridade do nosso planeta é que sob a crosta terrestre existem enormes placas tectônicas que, ao se moverem, colidem entre si e provocam mudanças na paisagem.

O diâmetro da Terra é de 12.742 km. Um dia terrestre dura 23 horas, 56 minutos e 4 segundos, e um ano dura 365 dias, 6 horas, 9 minutos e 10 segundos. Sua atmosfera é composta por 77% de nitrogênio, 21% de oxigênio e uma pequena porcentagem de outros gases. Nenhuma das atmosferas de outros planetas do sistema solar possui tal quantidade de oxigênio.

Segundo os cientistas, a idade da Terra é de 4,5 bilhões de anos, aproximadamente a mesma idade em que existiu seu único satélite, a Lua. Está sempre voltado para o nosso planeta com apenas um lado. Existem muitas crateras, montanhas e planícies na superfície da Lua. Ele reflete a luz solar muito fracamente, por isso é visível da Terra à luz pálida da lua.

Marte

Este planeta é o quarto do Sol e está 1,5 vezes mais distante dele do que a Terra. O diâmetro de Marte é menor que o da Terra e tem 6.779 km. A temperatura média do ar no planeta varia de -155 graus a +20 graus no equador. O campo magnético de Marte é muito mais fraco que o da Terra e a atmosfera é bastante fina, o que permite que a radiação solar afete a superfície sem impedimentos. Neste sentido, se existe vida em Marte, ela não está na superfície.

Quando pesquisados ​​​​com a ajuda de rovers de Marte, descobriu-se que existem muitas montanhas em Marte, bem como leitos de rios e geleiras secos. A superfície do planeta é coberta por areia vermelha. É o óxido de ferro que dá cor a Marte.

Um dos eventos mais frequentes no planeta são as tempestades de poeira, que são volumosas e destrutivas. Não foi possível detectar atividade geológica em Marte, no entanto, sabe-se com segurança que eventos geológicos significativos ocorreram anteriormente no planeta.

A atmosfera de Marte consiste em 96% de dióxido de carbono, 2,7% de nitrogênio e 1,6% de argônio. O oxigênio e o vapor de água estão presentes em quantidades mínimas.

Um dia em Marte tem duração semelhante aos da Terra e dura 24 horas, 37 minutos e 23 segundos. Um ano no planeta dura o dobro do que na Terra - 687 dias.

O planeta possui dois satélites Fobos e Deimos. Eles são pequenos em tamanho e de formato irregular, lembrando asteróides.

Às vezes, Marte também é visível da Terra a olho nu.

Gigantes gasosos

Júpiter

Este planeta é o maior do sistema solar e tem um diâmetro de 139.822 km, 19 vezes maior que a Terra. Um dia em Júpiter dura 10 horas e um ano equivale a aproximadamente 12 anos terrestres. Júpiter é composto principalmente de xenônio, argônio e criptônio. Se fosse 60 vezes maior, poderia tornar-se uma estrela devido a uma reação termonuclear espontânea.

A temperatura média do planeta é de -150 graus Celsius. A atmosfera consiste em hidrogênio e hélio. Não há oxigênio ou água em sua superfície. Existe uma suposição de que existe gelo na atmosfera de Júpiter.

Júpiter tem um grande número de satélites - 67. Os maiores deles são Io, Ganimedes, Calisto e Europa. Ganimedes é uma das maiores luas do Sistema Solar. Seu diâmetro é de 2.634 km, aproximadamente o tamanho de Mercúrio. Além disso, em sua superfície pode-se observar uma espessa camada de gelo, sob a qual pode haver água. Calisto é considerada o mais antigo dos satélites, pois é a sua superfície que apresenta o maior número de crateras.

Saturno

Este planeta é o segundo maior do sistema solar. Seu diâmetro é de 116.464 km. É mais semelhante em composição ao Sol. Um ano neste planeta dura muito tempo, quase 30 anos terrestres, e um dia dura 10,5 horas. A temperatura média da superfície é de -180 graus.

Sua atmosfera consiste principalmente de hidrogênio e uma pequena quantidade de hélio. Tempestades e auroras ocorrem frequentemente em suas camadas superiores.

Saturno é o único que tem 65 luas e vários anéis. Os anéis são constituídos por pequenas partículas de gelo e formações rochosas. A poeira de gelo reflete perfeitamente a luz, então os anéis de Saturno são claramente visíveis através de um telescópio. No entanto, não é o único planeta com um diadema; apenas é menos perceptível em outros planetas.

Urano

Urano é o terceiro maior planeta do sistema solar e o sétimo a partir do Sol. Tem um diâmetro de 50.724 km. É também chamado de “planeta de gelo”, pois a temperatura em sua superfície é de -224 graus. Um dia em Urano dura 17 horas e um ano dura 84 anos terrestres. Além disso, o verão dura tanto quanto o inverno - 42 anos. Este fenômeno natural se deve ao fato de o eixo daquele planeta estar localizado em um ângulo de 90 graus em relação à órbita e acontece que Urano parece estar “deitado de lado”.

Urano tem 27 luas. Os mais famosos deles são: Oberon, Titânia, Ariel, Miranda, Umbriel.

Netuno

Netuno é o oitavo planeta a partir do Sol. É semelhante em composição e tamanho ao seu vizinho Urano. O diâmetro deste planeta é de 49.244 km. Um dia em Netuno dura 16 horas e um ano equivale a 164 anos terrestres. Netuno é um gigante gelado e por muito tempo acreditou-se que nenhum fenômeno climático ocorria em sua superfície gelada. No entanto, foi recentemente descoberto que Netuno tem vórtices violentos e velocidades de vento que são as mais altas entre os planetas do sistema solar. Atinge 700 km/h.

Netuno tem 14 luas, a mais famosa delas é Tritão. É conhecido por ter uma atmosfera própria.

Netuno também tem anéis. Este planeta tem 6 deles.

Fatos interessantes sobre os planetas do sistema solar

Comparado a Júpiter, Mercúrio parece um ponto no céu. Estas são as proporções reais no sistema solar:

Vênus é frequentemente chamada de Estrela da Manhã e da Tarde, pois é a primeira das estrelas visíveis no céu ao pôr do sol e a última a desaparecer da visibilidade ao amanhecer.

Um fato interessante sobre Marte é o fato de que nele foi encontrado metano. Devido à fina atmosfera, ele evapora constantemente, o que significa que o planeta possui uma fonte constante desse gás. Tal fonte poderia ser organismos vivos dentro do planeta.

Não há estações em Júpiter. O maior mistério é a chamada “Grande Mancha Vermelha”. Sua origem na superfície do planeta ainda não foi totalmente elucidada. Os cientistas sugerem que foi formado por um enorme furacão, que gira em alta velocidade há vários séculos.

Um fato interessante é que Urano, como muitos planetas do sistema solar, possui seu próprio sistema de anéis. Devido ao fato das partículas que os compõem não refletirem bem a luz, os anéis não puderam ser detectados imediatamente após a descoberta do planeta.

Netuno tem uma rica cor azul, por isso recebeu o nome do antigo deus romano - o mestre dos mares. Devido à sua localização distante, este planeta foi um dos últimos a ser descoberto. Ao mesmo tempo, sua localização foi calculada matematicamente, e com o passar do tempo pôde ser vista, e com precisão no local calculado.

A luz do Sol atinge a superfície do nosso planeta em 8 minutos.

O sistema solar, apesar do seu longo e cuidadoso estudo, ainda esconde muitos mistérios e segredos que ainda não foram revelados. Uma das hipóteses mais fascinantes é a suposição da presença de vida em outros planetas, cuja busca continua ativamente.