Koliko jih je? Raziskovanje sončnega sistema Sodobno raziskovanje planetov

Preučevanje planetov sončnega sistema

Do konca 20. stoletja je bilo splošno sprejeto, da je v sončnem sistemu devet planetov: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Toda pred kratkim je bilo odkritih veliko objektov onkraj Neptunove orbite, nekateri so podobni Plutonu, drugi pa še večji. Zato so leta 2006 astronomi razjasnili klasifikacijo: 8 največjih teles - od Merkurja do Neptuna - velja za klasične planete, Pluton pa je postal prototip novega razreda objektov - pritlikavih planetov. 4 planete, ki so najbližje Soncu, običajno imenujemo zemeljski planeti, naslednja 4 masivna plinasta telesa pa imenujemo planeti velikani. Pritlikavi planeti v glavnem naseljujejo območje onkraj Neptunove orbite – Kuiperjev pas.

Luna

Luna je Zemljin naravni satelit in najsvetlejši objekt na nočnem nebu. Formalno Luna ni planet, vendar je bistveno večja od vseh pritlikavih planetov, večine satelitov planetov in po velikosti ni veliko manjša od Merkurja. Na Luni ni znanega ozračja, ni rek in jezer, rastlinstva in živih organizmov. Gravitacija na Luni je šestkrat manjša kot na Zemlji. Dan in noč s temperaturnimi spremembami do 300 stopinj trajata dva tedna. Pa vendar Luna vse bolj privablja zemljane z možnostjo izkoriščanja njenih edinstvenih pogojev in virov. Zato je Luna naš prvi korak pri spoznavanju objektov Osončja.

Luna je dobro raziskana tako s pomočjo zemeljskih teleskopov kot tudi zahvaljujoč poletom več kot 50 vesoljskih plovil in ladij z astronavti. Sovjetski avtomatski postaji Luna-3 (1959) in Zond-3 (1965) sta prvi fotografirali z Zemlje nevidni vzhodni in zahodni del lunarne poloble. Umetni sateliti Lune so proučevali njeno gravitacijsko polje in relief. Vozila z lastnim pogonom "Lunokhod-1 in -2" so na Zemljo prenesla veliko slik in informacij o fizikalnih in mehanskih lastnostih tal. Dvanajst ameriških astronavtov s pomočjo vesoljskega plovila Apollo v letih 1969-1972. obiskali Luno, kjer so opravili površinske študije na šestih različnih pristajališčih na vidni strani, tam namestili znanstveno opremo in na Zemljo prinesli okoli 400 kg luninega kamenja. Sonde Luna-16, -20 in -24 so samodejno vrtale in na Zemljo dostavile lunino prst. Vesoljska plovila nove generacije Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) in Smart-1 (2003-06) so prejela natančnejše podatke o reliefu in gravitacijskem polju Lune ter odkrila nahajališča materialov, ki vsebujejo vodik, po možnosti vodni led na površini. Zlasti povečane koncentracije teh snovi najdemo v trajno zasenčenih depresijah blizu polov.

Kitajsko vesoljsko plovilo Chang'e-1, izstreljeno 24. oktobra 2007, je fotografiralo lunino površino in zbralo podatke za sestavo digitalnega modela njenega reliefa. Napravo so 1. marca 2009 spustili na površje Lune. 8. novembra 2008 so indijsko vesoljsko plovilo Chandrayaan 1 izstrelili v selenocentrično orbito. 14. novembra se je sonda od nje ločila in trdo pristala blizu južnega tečaja Lune. Naprava je delovala 312 dni in posredovala podatke o porazdelitvi kemičnih elementov na površju in na višinah reliefa. Japonski satelit Kaguya in dva dodatna mikrosatelita Okina in Oyuna, ki sta delovala v letih 2007–2009, sta izvajala znanstveni program lunarnih raziskav in z visoko natančnostjo posredovala podatke o višinah reliefa in porazdelitvi gravitacije na njegovi površini.

Nova pomembna stopnja v študiji Lune je bila izstrelitev dveh ameriških satelitov Lunar Reconnaissance Orbiter (Lunar Reconnaissance Orbiter) in LCROSS (satelit za opazovanje in odkrivanje lunarnega kraterja) 18. junija 2009. 9. oktobra 2009 je bila sonda LCROSS poslana v krater Cabeo. Na dno kraterja je najprej padla izrabljena stopnja rakete Atlas-V, težka 2,2 tone, približno štiri minute pozneje pa je tja padlo še vesoljsko plovilo LCROSS (težko 891 kg), ki je pred padcem planilo skozi oblak prahu, ki ga je dvignil oder, saj je uspelo opraviti potrebne raziskave, dokler naprava ne umre. Ameriški raziskovalci verjamejo, da jim je v oblaku luninega prahu vseeno uspelo najti nekaj vode. Lunar Orbiter nadaljuje z raziskovanjem Lune iz polarne lunarne orbite. Na krovu vesoljskega plovila je nameščen ruski instrument LEND (Lunar Research Neutron Detector), namenjen iskanju zamrznjene vode. Na območju južnega pola je odkril veliko količino vodika, kar je lahko znak prisotnosti vode tam v vezanem stanju.

V bližnji prihodnosti se bo začelo raziskovanje Lune. Že danes se podrobno razvijajo projekti za ustvarjanje stalne naseljene baze na njenem površju. Dolgoročna ali stalna prisotnost nadomestnih posadk takšne baze na Luni bo omogočila reševanje bolj zapletenih znanstvenih in uporabnih problemov.

Luna se giblje pod vplivom gravitacije, predvsem dveh nebesnih teles - Zemlje in Sonca na povprečni razdalji 384.400 km od Zemlje. V apogeju se ta razdalja poveča na 405.500 km, v perigeju pa se zmanjša na 363.300 km. Obdobje kroženja Lune okoli Zemlje glede na oddaljene zvezde je približno 27,3 dni (zvezdni mesec), a ker se Luna vrti okoli Sonca skupaj z Zemljo, se njen položaj glede na linijo Sonce-Zemlja ponovi po določenem času. nekoliko daljše časovno obdobje - približno 29,5 dni (sinodični mesec). V tem obdobju se zgodi popolna menjava luninih faz: od mlaja do prve četrtine, nato do polne lune, do zadnje četrtine in spet do mlaja. Luna se vrti okoli svoje osi s konstantno kotno hitrostjo v isti smeri, v kateri se vrti okoli Zemlje, in z enako periodo 27,3 dni. Zato z Zemlje vidimo samo eno Lunino poloblo, ki jo imenujemo vidna; in druga polobla je vedno skrita našim očem. Ta polobla, ki ni vidna z Zemlje, se imenuje druga stran Lune. Lik, ki ga tvori fizična površina Lune, je zelo blizu pravilne krogle s povprečnim polmerom 1737,5 km. Površina luninega globusa je približno 38 milijonov km 2, kar je le 7,4% zemeljske površine ali približno četrtina površine zemeljskih celin. Masno razmerje Lune in Zemlje je 1:81,3. Povprečna gostota Lune (3,34 g/cm3) je bistveno manjša od povprečne gostote Zemlje (5,52 g/cm3). Gravitacija na Luni je šestkrat manjša kot na Zemlji. Poletno popoldne ob ekvatorju se površje segreje do +130° C, ponekod tudi višje; ponoči pa temperatura pade na -170 °C. Hitro ohlajanje površja opazimo tudi med luninimi mrki. Na Luni obstajata dve vrsti območij: svetla - celinska, ki zavzema 83% celotne površine (vključno s skrajno stranjo), in temna območja, imenovana morja. Ta delitev je nastala sredi 17. stoletja, ko so domnevali, da je na Luni dejansko voda. Po mineraloški sestavi in ​​vsebnosti posameznih kemičnih elementov so lunine kamnine na temnih območjih površja (morja) zelo blizu kopenskim kamninam, kot so bazalti, na svetlih območjih (celinah) pa anortozitom.

Vprašanje izvora Lune še ni povsem jasno. Kemična sestava luninih kamnin nakazuje, da sta bili Luna in Zemlja oblikovani v istem območju sončnega sistema. Toda razlika v njuni sestavi in ​​notranji zgradbi daje misliti, da obe telesi v preteklosti nista bili ena sama celota. Večina velikih kraterjev in ogromnih vdolbin (kotlin z več obroči) se je pojavila na površini lunarne krogle v obdobju močnega bombardiranja površja. Pred približno 3,5 milijarde let so se bazaltne lave zaradi notranjega segrevanja izlile na površje iz globin Lune in zapolnile nižine in okrogle vdolbine. Tako so nastala lunina morja. Na hrbtni strani je bilo zaradi debelejšega lubja bistveno manj izlivov. Na vidni polobli morja zasedajo 30% površine, na nasprotni polobli pa le 3%. Tako se je razvoj lunine površine v bistvu končal pred približno 3 milijardami let. Obstreljevanje z meteoriti se je nadaljevalo, vendar z manjšo intenzivnostjo. Zaradi dolgotrajne obdelave površine je nastala zgornja ohlapna plast kamnin Lune - regolit, debel več metrov.

Merkur

Soncu najbližji planet je dobil ime po starodavnem bogu Hermesu (pri Rimljanih Merkur) – glasniku bogov in bogu zore. Živo srebro je na povprečni razdalji 58 milijonov km ali 0,39 AU. od sonca. Giblje se po zelo raztegnjeni orbiti in se v periheliju približa Soncu na razdaljo 0,31 AU, na največji razdalji pa je na razdalji 0,47 AU in naredi polni obrat v 88 zemeljskih dneh. Leta 1965 je bilo z uporabo radarskih metod z Zemlje ugotovljeno, da je rotacijsko obdobje tega planeta 58,6 dni, kar pomeni, da v 2/3 svojega leta opravi popolno rotacijo okoli svoje osi. Dodatek aksialnih in orbitalnih gibanj vodi do dejstva, da je Merkur, ko je na liniji Sonce-Zemlja, vedno obrnjen z isto stranjo proti nam. Sončev dan (časovno obdobje med zgornjo ali spodnjo kulminacijo Sonca) traja na planetu 176 zemeljskih dni.

Konec 19. stoletja so astronomi poskušali skicirati temne in svetle značilnosti, ki so jih opazili na površini Merkurja. Najbolj znana so dela Schiaparellija (1881-1889) in ameriškega astronoma Percivala Lovella (1896-1897). Zanimivo je, da je astronom T. J. C. leta 1901 celo objavil, da je videl kraterje na Merkurju. Malokdo je verjel, a kasneje je 625-kilometrski krater (Beethoven) končal na mestu, ki ga je označil Xi. Francoski astronom Eugene Antoniadi je leta 1934 sestavil zemljevid »vidne poloble« Merkurja, saj je takrat veljalo, da je vedno osvetljena samo ena polobla. Antoniadi je dal imena posameznim detajlom na tem zemljevidu, ki se delno uporabljajo na sodobnih zemljevidih.

Ameriška vesoljska sonda Mariner 10, ki je bila izstreljena leta 1973, je prvič lahko sestavila resnično zanesljive zemljevide planeta in videla podrobnosti reliefa površja. Merkurju se je približala trikrat in posredovala televizijske slike različnih delov planeta. svojo površino na Zemljo. Skupaj je bilo odstranjenih 45 % površine planeta, predvsem zahodne poloble. Kot se je izkazalo, je njegova celotna površina prekrita s številnimi kraterji različnih velikosti. Bilo je mogoče razjasniti vrednost polmera planeta (2439 km) in njegovo maso. Temperaturni senzorji so omogočili ugotoviti, da podnevi temperatura površine planeta naraste na 510 ° C, ponoči pa pade na -210 ° C. Moč njegovega magnetnega polja je približno 1% moči zemeljskega magnetnega polja. polje. Več kot 3 tisoč fotografij, posnetih med tretjim pristopom, je imelo ločljivost do 50 m.

Gravitacijski pospešek na Merkurju je 3,68 m/s 2 . Astronavt na tem planetu bo tehtal skoraj trikrat manj kot na Zemlji. Ker se je izkazalo, da je povprečna gostota Merkurja skoraj enaka gostoti Zemlje, se domneva, da ima Merkur železno jedro, ki zavzema približno polovico prostornine planeta, nad katerim sta plašč in silikatna lupina. Merkur prejme 6-krat več sončne svetlobe na enoto površine kot Zemlja. Poleg tega se večina sončne energije absorbira, saj je površina planeta temna in odbija le 12-18 odstotkov vpadne svetlobe. Površinska plast planeta (regolit) je močno zdrobljena in služi kot odlična toplotna izolacija, tako da je na globini nekaj deset centimetrov od površine temperatura konstantna – približno 350 stopinj K. Živo srebro ima ustvarjeno izredno redko atmosfero helija. s »sončnim vetrom«, ki piha po planetu. Tlak takšne atmosfere na površju je 500 milijardkrat manjši kot na površju Zemlje. Poleg helija so zaznali neznatno količino vodika, sledi argona in neona.

Ameriško vesoljsko plovilo Messenger (Messenger - iz angleškega Kurirja), izstreljeno 3. avgusta 2004, je 14. januarja 2008 opravilo svoj prvi let mimo Merkurja na razdalji 200 km od površine planeta. Fotografirala je vzhodno polovico prej nefotografirane poloble planeta. Študije Merkurja so bile izvedene v dveh fazah: najprej raziskave s poti leta med dvema srečanjema s planetom (2008), nato pa (30. septembra 2009) - podrobne. Fotografirali so celotno površje planeta v različnih spektralnih območjih in dobili barvne posnetke terena, določili kemijsko in mineraloško sestavo kamnin ter izmerili vsebnost hlapnih elementov v pripovršinski plasti tal. Laserski višinomer je meril višine reliefa Merkurja. Izkazalo se je, da je razlika v reliefnih višinah na tem planetu manjša od 7 km. Pri četrtem pristopu, 18. marca 2011, bi moral satelit Messenger vstopiti v orbito umetnega satelita Merkur.

Po sklepu Mednarodne astronomske zveze so kraterji na Merkurju poimenovani po osebnostih: pisateljih, pesnikih, umetnikih, kiparjih, skladateljih. Na primer, največji kraterji s premerom od 300 do 600 km so bili imenovani Beethoven, Tolstoj, Dostojevski, Shakespeare in drugi. Obstajajo izjeme od tega pravila - en krater s premerom 60 km s sistemom žarkov je poimenovan po slavnem astronomu Kuiperju, drugi krater s premerom 1,5 km blizu ekvatorja, ki je vzet kot izhodišče zemljepisne dolžine na Merkurju, je z imenom Hun Kal, kar v jeziku starih Majev pomeni "dvajset". Dogovorjeno je bilo, da skozi ta krater narišemo poldnevnik z dolžino 20°.

Ravnine so v različnih jezikih poimenovane po planetu Merkur, na primer nižina Sobkou ali nižina Odin. Obstajata dve ravnini, poimenovani po svoji lokaciji: Severna nižina in Toplotna nižina, ki se nahajata v območju najvišjih temperatur na 180° zemljepisne dolžine. Gore, ki mejijo na to nižino, so imenovale Heat Mountains. Posebnost Merkurjeve topografije so njegove razširjene robove, ki so poimenovane po morskih raziskovalnih plovilih. Doline so poimenovane po radioastronomskih observatorijih. Oba grebena sta poimenovana Antoniadi in Schiaparelli v čast astronomov, ki so sestavili prve zemljevide tega planeta.

Venera

Venera je Zemlji najbližji planet, nam je bližje od Sonca in je zato bolj osvetljena z njim; Končno zelo dobro odbija sončno svetlobo. Dejstvo je, da je površina Venere prekrita z močnim pokrovom atmosfere, ki popolnoma skrije površino planeta pred našim pogledom. V vidnem območju je ni mogoče videti niti iz orbite umetnega satelita Venere, kljub temu pa imamo "posnetke" površja, ki so jih dobili z radarjem.

Drugi planet od Sonca je poimenovan po starodavni boginji ljubezni in lepote Afroditi (za Rimljane - Venera). Povprečni polmer Venere je 6051,8 km, njena masa pa 81% mase Zemlje. Venera se vrti okoli Sonca v isti smeri kot drugi planeti in opravi popolno revolucijo v 225 dneh. Obdobje njegovega vrtenja okoli svoje osi (243 dni) je bilo določeno šele v začetku šestdesetih let 20. stoletja, ko so začeli uporabljati radarske metode za merjenje hitrosti vrtenja planetov. Tako je Venerino dnevno vrtenje najpočasnejše med vsemi planeti. Poleg tega se dogaja v nasprotni smeri: za razliko od večine planetov, pri katerih smeri orbite in vrtenja okoli osi sovpadata, se Venera vrti okoli svoje osi v smeri, nasprotni orbitalnemu gibanju. Če pogledate formalno, to ni edinstvena lastnost Venere. Na primer, tudi Uran in Pluton se vrtita v nasprotni smeri. Toda vrtijo se tako rekoč »ležeči na boku«, Venerina os pa je skoraj pravokotna na orbitalno ravnino, tako da je edina, ki se »zares« vrti v nasprotno smer. Zato je Sončev dan na Veneri krajši od časa vrtenja okoli svoje osi in znaša 117 zemeljskih dni (pri drugih planetih je Sončev dan daljši od rotacijske dobe). In leto na Veneri je le dvakrat daljše od sončnega dneva.

Ozračje Venere je sestavljeno iz 96,5 % ogljikovega dioksida in skoraj 3,5 % dušika. Ostali plini – vodna para, kisik, žveplov oksid in dioksid, argon, neon, helij in kripton – predstavljajo manj kot 0,1 %. Vendar je treba upoštevati, da je Venerino ozračje približno 100-krat masivnejše od našega, zato je tam na primer petkrat več dušika kot v Zemljinem ozračju.

Meglena meglica v atmosferi Venere sega navzgor do nadmorske višine 48-49 km. Nadalje do nadmorske višine 70 km je oblačna plast, ki vsebuje kapljice koncentrirane žveplove kisline, v najvišjih plasteh pa sta prisotni tudi klorovodikova in fluorovodikova kislina. Venerini oblaki odbijajo 77 % sončne svetlobe, ki jih zadene. Na vrhu najvišjih gora Venere - gorovja Maxwell (nadmorska višina približno 11 km) - je atmosferski tlak 45 barov, na dnu kanjona Diane pa 119 barov. Kot veste, je tlak zemeljske atmosfere na površini planeta le 1 bar. Venerino močno ogljikovo dioksidno ozračje absorbira in delno prenese približno 23 % sončnega sevanja na površje. To sevanje segreva površje planeta, vendar toplotno infrardeče sevanje s površja zelo težko potuje skozi ozračje nazaj v vesolje. In šele ko se površina segreje na približno 460-470 °C, se izhodni tok energije izkaže za enak vhodnemu pretoku energije. Zaradi tega učinka tople grede je površje Venere vroče ne glede na zemljepisno širino. Toda v gorah, nad katerimi je ozračje redkejše, je temperatura nekaj deset stopinj nižja. Venero je raziskovalo več kot 20 vesoljskih plovil: Venus, Mariners, Pioneer-Venus, Vega in Magellan. Leta 2006 je v orbiti okoli njega delovala sonda Venus Express. Znanstveniki so lahko videli globalne značilnosti površinske topografije Venere po zaslugi radarskega sondiranja iz orbiterjev Pioneer-Venera (1978), Venera-15 in -16 (1983-84) in Magellan (1990-94). Zemeljski radar vam omogoča, da "vidite" samo 25 % površine in z veliko nižjo ločljivostjo podrobnosti, kot so je sposobna vesoljska plovila. Magellan je na primer prejel slike celotne površine z ločljivostjo 300 m Izkazalo se je, da večino površine Venere zasedajo hribovite ravnice.

Višavje predstavlja le 8 % površine. Vse opazne podrobnosti reliefa so dobile svoja imena. Pri prvih zemeljskih radarskih posnetkih posameznih območij Venerinega površja so raziskovalci uporabljali različna imena, ki so ostala na zemljevidih ​​– Maxwellovo gorovje (ime odraža vlogo radiofizike pri preučevanju Venere), Alfa in Beta (dva najsvetlejša dela reliefa Venere na radarskih slikah sta poimenovana po prvih črkah grške abecede). Toda ta imena so izjeme od pravil o poimenovanju, ki jih je sprejela Mednarodna astronomska zveza: astronomi so se odločili, da bodo površje Venere poimenovali z ženskimi imeni. Velika vzpetina so bila poimenovana: dežela Afrodite, dežela Ištar (v čast asirske boginje ljubezni in lepote) in dežela Lada (slovanska boginja ljubezni in lepote). Veliki kraterji so poimenovani v čast izjemnih žensk vseh časov in ljudstev, majhni kraterji pa nosijo osebna ženska imena. Na zemljevidih ​​Venere lahko najdete imena, kot so Kleopatra (zadnja kraljica Egipta), Daškova (direktor Sankt Peterburške akademije znanosti), Ahmatova (ruska pesnica) in druga znana imena. Ruska imena so Antonina, Galina, Zina, Zoja, Lena, Maša, Tatjana in druga.

Mars

Četrti planet od Sonca, poimenovan po bogu vojne Marsu, je 1,5-krat dlje od Zemlje. Ena orbitalna revolucija traja Marsu 687 zemeljskih dni. Marsova orbita ima opazno ekscentričnost (0,09), zato se njegova oddaljenost od Sonca spreminja od 207 milijonov km v periheliju do 250 milijonov km v afelu. Tirnici Marsa in Zemlje ležita skoraj v isti ravnini: kot med njima je le 2°. Vsakih 780 dni se Zemlja in Mars znajdeta na minimalni medsebojni razdalji, ki lahko znaša od 56 do 101 milijon km. Takšna zbližanja planetov imenujemo opozicije. Če je v tem trenutku razdalja med planeti manjša od 60 milijonov km, se nasprotje imenuje veliko. Veliki spopadi se zgodijo vsakih 15-17 let.

Ekvatorialni polmer Marsa je 3394 km, 20 km več od polarnega. Mars je po masi desetkrat manjši od Zemlje, po površini pa 3,5-krat manjši. Perioda osnega vrtenja Marsa je bila določena z zemeljskimi teleskopskimi opazovanji kontrastnih površinskih značilnosti: znaša 24 ur 39 minut in 36 sekund. Rotacijska os Marsa je nagnjena pod kotom 25,2° od pravokotnice na orbitalno ravnino. Zato tudi na Marsu prihaja do menjave letnih časov, vendar je trajanje letnih časov skoraj dvakrat daljše kot na Zemlji. Zaradi raztegnjenosti orbite imata letni čas na severni in južni polobli različno trajanje: poletje na severni polobli traja 177 Marsovih dni, na južni pa je 21 dni krajše, a toplejše od poletja na severni polobli.

Mars zaradi večje oddaljenosti od Sonca prejme le 43% energije, ki pade na enako površino zemeljske površine. Povprečna letna temperatura na površini Marsa je približno -60 °C. Najvišja temperatura tam ne preseže nekaj stopinj nad ničlo, najnižja pa je bila zabeležena na severni polarni kapi in znaša -138 °C. Čez dan se temperatura površja močno spremeni. Na primer, na južni polobli na zemljepisni širini 50° se značilna temperatura sredi jeseni spreminja od -18 °C opoldne do -63 °C ponoči. Vendar pa je že na globini 25 cm pod površjem temperatura skoraj konstantna (približno -60 ° C), ne glede na čas dneva in letni čas. Velike spremembe temperature na površju pojasnjujejo z dejstvom, da je Marsova atmosfera zelo redka, površje pa se ponoči hitro ohladi, čez dan pa ga Sonce hitro segreje. Ozračje Marsa je sestavljeno iz 95% ogljikovega dioksida. Njegove druge sestavine: 2,5% dušika, 1,6% argona, manj kot 0,4% kisika. Povprečni atmosferski tlak na površini je 6,1 mbar, kar je 160-krat manj od tlaka zemeljskega zraka na morski gladini (1 bar). V najglobljih depresijah na Marsu lahko doseže 12 milibarov. Ozračje planeta je suho, v njem praktično ni vodne pare.

Polarne kape Marsa so večplastne. Spodnji, glavni sloj, debel več kilometrov, tvori navaden vodni led, pomešan s prahom; ta plast ostane poleti in tvori trajne kape. Opažene sezonske spremembe v polarnih kapah nastanejo zaradi zgornje plasti, manjše od 1 metra, sestavljene iz trdnega ogljikovega dioksida, tako imenovanega "suhega ledu". Območje, ki ga pokriva ta plast, se pozimi hitro poveča in doseže vzporednik 50°, včasih pa celo prečka to mejo. Spomladi, ko se temperatura dvigne, zgornja plast izhlapi in ostane samo trajni pokrov. "Val temnenja" površin, opažen s spremembo letnih časov, je razložen s spremembo smeri vetrov, ki nenehno pihajo v smeri od enega pola do drugega. Veter odnaša zgornjo plast sipkega materiala – svetlega prahu, ki razgalja predele temnejših kamnin. V obdobjih, ko Mars prehaja perihelij, se segrevanje površja in ozračja poveča, ravnovesje Marsovega okolja pa se poruši. Hitrost vetra se poveča na 70 km/h, začnejo se vrtinci in nevihte. Včasih se več kot milijarda ton prahu dvigne in zadrži v suspenziji, medtem ko se podnebne razmere na celotnem Marsovem globusu močno spremenijo. Trajanje prašnih neviht lahko doseže 50 - 100 dni. Raziskovanje Marsa z vesoljskimi plovili se je začelo leta 1962 z izstrelitvijo sonde Mars-1. Prve slike delov Marsovega površja je leta 1965 poslal Mariner 4, nato pa še Mariner 6 in 7 leta 1969. Pristajalnik Mars 3 je uspel mehak pristanek. Na podlagi slik Mariner 9 (1971) so bili sestavljeni podrobni zemljevidi planeta. Na Zemljo je poslal 7329 fotografij Marsa z ločljivostjo do 100 m, pa tudi fotografije njegovih satelitov - Fobosa in Deimosa. Celotna flotila štirih vesoljskih plovil Mars-4, -5, -6, -7, ki so bila izstreljena leta 1973, je dosegla bližino Marsa v začetku leta 1974. Zaradi okvare vgrajenega zavornega sistema je Mars-4 preletel na oddaljen približno 2200 km od površja planeta, saj so ga le fotografirali. Mars-5 je izvedel daljinsko zaznavanje površja in atmosfere iz orbite umetnega satelita. Pristajalna naprava Mars 6 je mehko pristala na južni polobli. Na Zemljo so bili posredovani podatki o kemični sestavi, tlaku in temperaturi ozračja. Mars 7 je minil na razdalji 1300 km od površja, ne da bi dokončal svoj program.

Najučinkovitejša poleta sta bila ameriška Vikinga, izstreljena leta 1975. Na krovu naprav so bile televizijske kamere, infrardeči spektrometri za snemanje vodne pare v ozračju in radiometri za pridobivanje temperaturnih podatkov. Pristajalna enota Viking 1 je mehko pristala na Chrysus Planitia 20. julija 1976, pristajalna enota Viking 2 pa na Utopia Planitia 3. septembra 1976. Na mestih pristanka so bili izvedeni edinstveni poskusi, da bi odkrili znake življenja v marsovska tla. Posebna naprava je zajela vzorec zemlje in ga postavila v eno od posod z zalogo vode ali hranil. Ker vsak živ organizem spremeni svoj življenjski prostor, so morali instrumenti to zabeležiti. Čeprav so opazili nekatere spremembe v okolju v tesno zaprti posodi, bi lahko prisotnost močnega oksidanta v tleh povzročila enake rezultate. Zato znanstveniki teh sprememb niso mogli z gotovostjo pripisati aktivnosti bakterij. Podrobne fotografije površja Marsa in njegovih satelitov so bile posnete z orbitalnih postaj. Na podlagi pridobljenih podatkov so bili sestavljeni podrobni zemljevidi površja planeta, geološki, toplotni in drugi posebni zemljevidi.

Naloga sovjetskih postaj Phobos-1, -2, ki so bile izstreljene po 13-letnem premoru, je bila preučevanje Marsa in njegovega satelita Phobos. Zaradi napačnega ukaza z Zemlje je Phobos-1 izgubil orientacijo in komunikacije z njim ni bilo mogoče obnoviti. "Phobos-2" je vstopil v orbito umetnega satelita Marsa januarja 1989. Podatki o temperaturnih spremembah na površini Marsa in nove informacije o lastnostih kamnin, ki sestavljajo Phobos, so bili pridobljeni z oddaljenimi metodami. Dobili smo 38 slik z ločljivostjo do 40 m in izmerili temperaturo njegove površine, ki je na najbolj vročih točkah znašala 30 °C. Na žalost ni bilo mogoče izvesti glavnega programa za preučevanje Fobosa. Stik z napravo je bil izgubljen 27. marca 1989. To ni končalo niza napak. Ameriškemu vesoljskemu plovilu Mars Observer, ki so ga izstrelili leta 1992, prav tako ni uspelo dokončati svoje naloge. Stik z njim je bil izgubljen 21. avgusta 1993. Ruske postaje "Mars-96" ni bilo mogoče postaviti na pot leta do Marsa.

Eden najuspešnejših Nasinih projektov je postaja Mars Global Surveyor, ki so jo lansirali 7. novembra 1996, da bi zagotovila podrobno kartografijo površja Marsa. Naprava služi tudi kot telekomunikacijski satelit za roverja Spirit in Opportunity, ki sta bila dobavljena leta 2003 in delujeta še danes. Julija 1997 je Mars Pathfinder na planet dostavil prvi avtomatski rover Sogerner, težak manj kot 11 kg, ki je uspešno preučeval kemično sestavo površja in meteorološke razmere. Rover je vzdrževal stik z Zemljo prek pristajalnega modula. Nasina avtomatska medplanetarna postaja "Mars Reconnaissance Satellite" je začela delovati v orbiti marca 2006. S kamero visoke ločljivosti na površini Marsa je bilo mogoče razločiti podrobnosti velikosti 30 cm. "Mars Odyssey", "Mars Express" in "Mars Reconnaissance Satellite" "Raziskave iz orbite se nadaljujejo. Aparat Phoenix je v polarnem območju deloval od 25. maja do 2. novembra 2008. Prvič je vrtal površje in odkril led. Phoenix je planetu dostavil digitalno knjižnico znanstvene fantastike. Razvijajo se programi za letenje astronavtov na Mars. Takšna odprava bo trajala več kot dve leti, saj bodo morali za vrnitev počakati na primeren relativni položaj Zemlje in Marsa.

Na sodobnih zemljevidih ​​Marsa se poleg imen, dodeljenih reliefnim oblikam, identificiranim iz vesoljskih posnetkov, uporabljajo tudi stara geografska in mitološka imena, ki jih predlaga Schiaparelli. Največje vzpetino s premerom približno 6000 km in višino do 9 km se je imenovalo Tharsis (kot se je Iran imenoval na starodavnih zemljevidih), velikanska depresija obroča na jugu s premerom več kot 2000 km pa se je imenovala Hellas. (Grčija). Območja površja, gosto pokrita s kraterji, so imenovali dežele: Prometejeva dežela, Noetova dežela in druge. Doline so dobile imena planeta Mars iz jezikov različnih ljudstev. Veliki kraterji so poimenovani po znanstvenikih, majhni kraterji pa po naseljenih območjih Zemlje. Štirje velikanski ugasli vulkani se dvigajo nad okolico do višine 26 m. Največji med njimi, gora Olimp, ki se nahaja na zahodnem robu gorovja Arsida, ima bazo s premerom 600 km in kaldero (krater) na vrh s premerom 60 km. Trije vulkani - Mount Askrian, Mount Pavolina in Mount Arsia - se nahajajo na eni ravni črti na vrhu gorovja Tharsis. Sami vulkani se dvigajo še 17 km nad Tharsis. Poleg teh štirih so na Marsu našli še več kot 70 ugaslih vulkanov, ki pa so po površini in višini precej manjši.

Južno od ekvatorja je do 6 km globoka in več kot 4000 km dolga velikanska dolina. Imenovali so ga Valles Marineris. Identificiranih je bilo tudi veliko manjših dolin, pa tudi utorov in razpok, kar kaže na to, da je bila v starih časih na Marsu voda in je bila zato atmosfera gostejša. Pod površjem Marsa naj bi bila na nekaterih območjih več kilometrov debela plast permafrosta. Na takih območjih so na površini v bližini kraterjev vidni zamrznjeni tokovi, nenavadni za zemeljske planete, iz katerih je mogoče soditi o prisotnosti podzemnega ledu.

Z izjemo nižin je površje Marsa močno pokrito s kraterji. Kraterji so videti bolj uničeni kot tisti na Merkurju in Luni. Povsod so vidni sledovi vetrne erozije.

Phobos in Deimos - naravna satelita Marsa

Marsove lune je med velikim nasprotjem leta 1877 odkril ameriški astronom A. Hall. Imenovali so se Phobos (v prevodu iz grščine Strah) in Deimos (Groza), saj so v starodavnih mitih boga vojne vedno spremljali njegovi otroci - Strah in Groza. Sateliti so zelo majhni in nepravilnih oblik. Fobosova velika pol os je 13,5 km, mala os pa 9,4 km; Deimos ima 7,5 oziroma 5,5 km. Sonda Mariner 7 je leta 1969 fotografirala Fobos v ozadju Marsa, Mariner 9 pa je poslal številne slike obeh lun, ki prikazujejo njuni grobi površini s kraterji. Sondi Viking in Phobos-2 sta se satelitoma večkrat približali. Najboljše fotografije Fobosa prikazujejo reliefne podrobnosti do velikosti 5 metrov.

Orbite satelitov so krožne. Fobos kroži okoli Marsa na razdalji 6000 km od površja s časom 7 ur 39 minut. Deimos je od površja planeta oddaljen 20 tisoč km, njegova orbitalna doba pa je 30 ur 18 minut. Obdobja vrtenja satelitov okoli svoje osi sovpadajo z obdobji njihovega kroženja okoli Marsa. Glavne osi satelitskih figur so vedno usmerjene proti središču planeta. Fobos vzhaja na zahodu in zahaja na vzhodu 3-krat na Marsov dan. Povprečna gostota Fobosa je manjša od 2 g/cm 3 , pospešek prostega pada na njegovi površini pa 0,5 cm/s 2 . Človek na Fobosu bi tehtal le nekaj deset gramov in bi lahko z vrgom kamna z roko poskrbel, da bi ta za vedno odletel v vesolje (hitrost vzleta na površini Fobosa je približno 13 m/s). Največji krater na Fobosu ima premer 8 km, kar je primerljivo z najmanjšim premerom samega satelita. Na Deimosu ima največja depresija premer 2 km. Površine satelitov so posejane z majhnimi kraterji na skoraj enak način kot Luna. Kljub splošni podobnosti, obilici drobno zdrobljenega materiala, ki pokriva površine satelitov, je Phobos videti bolj "raztrgan", Deimos pa ima bolj gladko, s prahom pokrito površino. Na Fobosu so odkrili skrivnostne žlebove, ki prečkajo skoraj ves satelit. Brazde so široke 100-200 m in se raztezajo na desetine kilometrov. Njihova globina je od 20 do 90 metrov. O izvoru teh žlebov je več, vendar zaenkrat še ni dovolj prepričljive razlage, kot tudi ne razlage izvora samih satelitov. Najverjetneje gre za asteroide, ki jih je ujel Mars.

Jupiter

Ni zaman, da se Jupiter imenuje "kralj planetov". Je največji planet v sončnem sistemu, saj v premeru presega Zemljo za 11,2-krat, v masi pa 318-krat. Jupiter ima nizko povprečno gostoto (1,33 g/cm3), ker je skoraj v celoti sestavljen iz vodika in helija. Nahaja se na povprečni razdalji 779 milijonov km od Sonca in porabi približno 12 let za eno orbitalno revolucijo. Kljub svoji velikanski velikosti se ta planet vrti zelo hitro – hitreje kot Zemlja ali Mars. Najbolj presenetljivo je, da Jupiter nima trdne površine v splošno sprejetem smislu - je plinski velikan. Jupiter vodi skupino planetov velikanov. Poimenovana po vrhovnem bogu stare mitologije (stari Grki - Zevs, Rimljani - Jupiter), je petkrat dlje od Sonca kot Zemlja. Zaradi hitre rotacije je Jupiter močno sploščen: njegov ekvatorialni radij (71.492 km) je za 7 % večji od njegovega polarnega radija, kar zlahka opazimo pri opazovanju s teleskopom. Sila gravitacije na ekvatorju planeta je 2,6-krat večja kot na Zemlji. Jupitrov ekvator je nagnjen le za 3° glede na njegovo orbito, zato planet ne doživlja menjave letnih časov. Naklon orbite glede na ravnino ekliptike je še manjši - le 1°. Vsakih 399 dni se ponovi opozicija med Zemljo in Jupitrom.

Vodik in helij sta glavni sestavini tega planeta: po prostornini je razmerje teh plinov 89 % vodika in 11 % helija, po masi pa 80 % oziroma 20 %. Celotno vidno površje Jupitra sestavljajo gosti oblaki, ki tvorijo sistem temnih pasov in svetlih con severno in južno od ekvatorja do vzporednikov 40° severne in južne zemljepisne širine. Oblaki tvorijo plasti rjavkastih, rdečih in modrikastih odtenkov. Izkazalo se je, da obdobja vrtenja teh plasti oblakov niso enaka: bližje kot so ekvatorju, krajše je njihovo obdobje vrtenja. Torej, blizu ekvatorja opravijo revolucijo okoli osi planeta v 9 urah 50 minut, na srednjih zemljepisnih širinah pa v 9 urah 55 minut. Pasovi in ​​cone so območja padajočih in naraščajočih tokov v ozračju. Atmosferske tokove, vzporedne z ekvatorjem, vzdržujejo toplotni tokovi iz globin planeta, pa tudi hitra rotacija Jupitra in energija Sonca. Vidna površina con se nahaja približno 20 km nad pasovi. Na mejah pasov in območij opazimo močna turbulentna gibanja plina. Jupitrovo vodikovo-helijevo ozračje je ogromno. Oblačni pokrov se nahaja na višini okoli 1000 km nad »površjem«, kjer plinasto stanje zaradi visokega tlaka preide v tekoče.

Že pred poleti vesoljskih plovil proti Jupitru je bilo ugotovljeno, da je toplotni tok iz globin Jupitra dvakrat večji od dotoka sončne toplote, ki jo planet prejme. To je lahko posledica počasnega pogrezanja težjih snovi proti središču planeta in dvigovanja lažjih. Tudi meteoriti, ki padajo na planet, so lahko vir energije. Barva pasov je razložena s prisotnostjo različnih kemičnih spojin. Bližje poloma planeta, na visokih zemljepisnih širinah, oblaki tvorijo neprekinjeno polje z rjavimi in modrikastimi pikami do 1000 km v premeru. Jupitrova najbolj znana značilnost je Velika rdeča pega, ovalna oblika različnih velikosti, ki se nahaja v južnem tropskem pasu. Trenutno ima dimenzije 15.000 × 30.000 km (to pomeni, da se vanjo zlahka prilegata dva globusa), pred sto leti pa so opazovalci opazili, da je velikost pege dvakrat večja. Včasih ni zelo jasno viden. Velika rdeča pega je dolgoživi vrtinec v atmosferi Jupitra, ki v 6 zemeljskih dneh naredi popoln obrat okoli svojega središča. Prva študija Jupitra na blizu (130 tisoč km) je potekala decembra 1973 s pomočjo sonde Pioneer 10. Opazovanja, opravljena s to napravo v ultravijoličnih žarkih, so pokazala, da ima planet obsežne vodikove in helijeve korone. Zdi se, da je vrh oblaka sestavljen iz cirusov amoniaka, spodaj pa je mešanica vodika, metana in zamrznjenih kristalov amoniaka. Infrardeči radiometer je pokazal, da je bila temperatura zunanjega pokrova oblakov približno -133 °C. Odkrili so močno magnetno polje in zabeležili območje najmočnejšega sevanja na razdalji 177 tisoč km od planeta. Oblak Jupitrove magnetosfere je viden celo onkraj Saturnove orbite.

Pot Pioneerja 11, ki je decembra 1974 letel na razdalji 43 tisoč km od Jupitra, je bila izračunana drugače. Prešel je med sevalnimi pasovi in ​​samim planetom ter se izognil nevarnemu odmerku sevanja za elektronsko opremo. Analiza barvnih slik sloja oblakov, pridobljenih s fotopolarimetrom, je omogočila prepoznavanje značilnosti in strukture oblakov. Izkazalo se je, da je višina oblakov različna v pasovih in conah. Že pred poleti Pioneerja 10 in 11 z Zemlje je bilo s pomočjo astronomskega observatorija, ki je letel na letalu, mogoče določiti vsebnost drugih plinov v atmosferi Jupitra. Po pričakovanjih so odkrili prisotnost fosfina – plinaste spojine fosforja z vodikom (PH 3), ki daje barvo oblačnemu pokrovu. Pri segrevanju se razgradi in sprosti rdeči fosfor. Edinstven relativni položaj v orbitah Zemlje in planetov velikanov, ki se je zgodil od leta 1976 do 1978, je bil uporabljen za zaporedno preučevanje Jupitra, Saturna, Urana in Neptuna s pomočjo sond Voyager 1 in 2. Njihove poti so bile izračunane tako, da je bilo mogoče uporabiti gravitacijo samih planetov za pospeševanje in vrtenje poti leta od enega planeta do drugega. Posledično je let do Urana trajal 9 let, ne 16, kot bi bilo po tradicionalni shemi, let do Neptuna pa 12 let namesto 20. Takšna relativna razporeditev planetov se bo ponovila šele po 179 let.

Na podlagi podatkov, pridobljenih z vesoljskimi sondami, in teoretičnih izračunov so bili izdelani matematični modeli Jupitrovega oblaka in izpopolnjene predstave o njegovi notranji strukturi. V nekoliko poenostavljeni obliki lahko Jupiter predstavljamo kot lupine, katerih gostota narašča proti središču planeta. Na dnu atmosfere, debele 1500 km, katere gostota z globino hitro narašča, je približno 7000 km debela plast plinsko-tekočega vodika. Na ravni 0,9 polmera planeta, kjer je tlak 0,7 Mbar in temperatura približno 6500 K, vodik preide v tekoče molekularno stanje in po nadaljnjih 8000 km - v tekoče kovinsko stanje. Poleg vodika in helija plasti vsebujejo majhno količino težkih elementov. Notranje jedro s premerom 25.000 km je metalosilikatno, vključno z vodo, amoniakom in metanom. Temperatura v središču je 23.000 K, tlak pa 50 Mbar. Saturn ima podobno zgradbo.

Okoli Jupitra kroži 63 znanih satelitov, ki jih lahko razdelimo v dve skupini – notranje in zunanje oziroma pravilne in nepravilne; prva skupina vključuje 8 satelitov, druga - 55. Sateliti notranje skupine krožijo v skoraj krožnih orbitah, ki praktično ležijo v ravnini ekvatorja planeta. Štirje planetu najbližji sateliti - Adrastea, Metis, Amalthea in Theba - imajo premer od 40 do 270 km in se nahajajo v 2-3 polmerih Jupitra od središča planeta. Močno se razlikujejo od štirih satelitov, ki jim sledijo, nahajajo se na razdalji od 6 do 26 polmerov Jupitra in imajo bistveno večje velikosti, blizu velikosti Lune. Ti veliki sateliti - Io, Evropa, Ganimed in Kalisto so bili odkriti v začetku 17. stoletja. skoraj istočasno Galileo Galilei in Simon Marius. Običajno jih imenujemo Galilejski sateliti Jupitra, čeprav je prve tabele gibanja teh satelitov sestavil Marius.

Zunanjo skupino sestavljajo majhni sateliti s premerom od 1 do 170 km, ki se gibljejo po podolgovatih orbitah, močno nagnjenih proti Jupitrovemu ekvatorju. Istočasno se pet satelitov, ki so bližje Jupitru, gibljejo po svojih orbitah v smeri Jupitrove rotacije, skoraj vsi bolj oddaljeni sateliti pa se gibljejo v nasprotni smeri. Podrobne informacije o naravi površin satelitov so pridobile vesoljske ladje. Oglejmo si podrobneje Galilejeve satelite. Premer Jupitru najbližjega satelita Io je 3640 km, njegova povprečna gostota pa 3,55 g/cm 3 . Notranjost Ia je segreta zaradi plimovanja Jupitra in motenj, ki jih v gibanje Io vnašata njegova soseda - Evropa in Ganimed. Sile plimovanja deformirajo Iove zunanje plasti in jih segrejejo. V tem primeru akumulirana energija izbruhne na površje v obliki vulkanskih izbruhov. Iz kraterjev vulkanov se žveplov dioksid in žveplove pare oddajajo s hitrostjo približno 1 km/s do višine več sto kilometrov nad površino satelita. Čeprav je povprečna temperatura na površini Ia okoli -140 °C blizu ekvatorja, obstajajo vroče točke, velike od 75 do 250 km, kjer temperature dosežejo 100-300 °C. Površina Io je prekrita s produkti izbruha in je oranžne barve. Povprečna starost delov na njem je majhna - približno 1 milijon let. Topografija Ia je večinoma ravna, vendar obstaja več gora, visokih od 1 do 10 km. Iova atmosfera je zelo redka (je praktično vakuum), vendar se za satelitom razteza plinski rep: vzdolž Iove orbite je bilo zaznano sevanje kisika, natrijevih hlapov in žvepla - produktov vulkanskih izbruhov.

Drugi od galilejskih satelitov, Evropa, je nekoliko manjši od Lune, njegov premer je 3130 km, povprečna gostota snovi pa okoli 3 g/cm3. Površina satelita je posejana z mrežo svetlih in temnih črt: očitno so to razpoke v ledeni skorji, ki so posledica tektonskih procesov. Širina teh prelomov se giblje od nekaj kilometrov do več sto kilometrov, njihova dolžina pa doseže več tisoč kilometrov. Ocene debeline skorje segajo od nekaj kilometrov do deset kilometrov. V globinah Evrope se sprošča tudi energija plimske interakcije, ki vzdržuje plašč v tekoči obliki - podledeniški ocean, morda celo topel. Zato ni presenetljivo, da obstaja domneva o možnosti obstoja najpreprostejših oblik življenja v tem oceanu. Glede na povprečno gostoto satelita bi morale biti pod oceanom silikatne kamnine. Ker je na Evropi, ki ima dokaj gladko površino, zelo malo kraterjev, je starost elementov te oranžno-rjave površine ocenjena na sto tisoče in milijone let. Slike visoke ločljivosti, ki jih je pridobil Galileo, prikazujejo posamezna polja nepravilnih oblik s podolgovatimi vzporednimi grebeni in dolinami, ki spominjajo na avtoceste. Na številnih mestih izstopajo temne lise, najverjetneje gre za usedline snovi, ki jih je odnesel izpod ledene plasti.

Po mnenju ameriškega znanstvenika Richarda Greenberga pogojev za življenje na Evropi ne gre iskati v globokem podledeniškem oceanu, temveč v številnih razpokah. Zaradi učinka plimovanja se razpoke občasno zožijo in razširijo na širino 1 m, ko se razpoka zoži, gre oceanska voda navzdol, ko se začne širiti, pa se voda po njej dvigne skoraj do površja. Sončni žarki prodirajo skozi ledeni čep, ki preprečuje vodi, da pride na površje in nosi energijo, potrebno za žive organizme.

Največji satelit v sistemu Jupitra, Ganimed, ima premer 5268 km, vendar je njegova povprečna gostota le dvakrat večja od gostote vode; to nakazuje, da približno 50 % mase satelita predstavlja led. Številni kraterji, ki pokrivajo temno rjava območja, kažejo na starodavno starost tega površja, približno 3-4 milijarde let. Mlajša območja so prekrita s sistemi vzporednih žlebov, ki jih tvori lažji material med procesom raztezanja ledene skorje. Globina teh brazd je nekaj sto metrov, širina je več deset kilometrov, dolžina pa lahko doseže več tisoč kilometrov. Nekateri kraterji Ganimeda ne vsebujejo le sistemov svetlobnih žarkov (podobnih lunarnim), ampak včasih tudi temne.

Premer Callista je 4800 km. Na podlagi povprečne gostote satelita (1,83 g/cm3) se domneva, da vodni led predstavlja približno 60 % njegove mase. Debelina ledene skorje, tako kot pri Ganimedu, je ocenjena na desetine kilometrov. Celotna površina tega satelita je popolnoma posejana s kraterji različnih velikosti. Nima obsežnih ravnic ali sistemov brazd. Kraterji na Kalistu imajo slabo definirano gred in majhno globino. Edinstvena značilnost reliefa je struktura z več obroči s premerom 2600 km, sestavljena iz desetih koncentričnih obročev. Površinska temperatura na Callistovem ekvatorju opoldne doseže -120 °C. Ugotovljeno je bilo, da ima satelit svoje magnetno polje.

30. decembra 2000 je sonda Cassini na poti proti Saturnu prešla blizu Jupitra. Hkrati so bili v bližini "kralja planetov" izvedeni številni poskusi. Eden od njih je bil namenjen odkrivanju zelo redke atmosfere galilejskih satelitov med njihovim mrkom s strani Jupitra. Drug poskus je zajemal snemanje sevanja iz Jupitrovih sevalnih pasov. Zanimivo je, da so vzporedno z delom Cassinija isto sevanje s pomočjo zemeljskih teleskopov zabeležili šolarji in študenti v ZDA. Rezultate njihove raziskave so uporabili skupaj s podatki Cassinija.

Kot rezultat študije Galilejskih satelitov je bila postavljena zanimiva hipoteza, da so velikanski planeti v zgodnjih fazah svojega razvoja oddajali ogromne tokove toplote v vesolje. Sevanje Jupitra bi lahko stopilo led na površini treh Galilejskih lun. Na četrti - Callisto - se to ne bi smelo zgoditi, saj je od Jupitra oddaljena 2 milijona km. Zato je njegova površina tako drugačna od površin satelitov, ki so bližje planetu.

Saturn

Med planeti velikani Saturn izstopa po izjemnem sistemu obročev. Tako kot Jupiter je ogromna, hitro vrteča se krogla iz večinoma tekočega vodika in helija. Saturn kroži okoli Sonca na razdalji, ki je 10-krat daljša od Zemlje, zato vsakih 29,5 let opravi popolno orbito po skoraj krožni orbiti. Kot naklona orbite glede na ravnino ekliptike je le 2 °, medtem ko je ekvatorialna ravnina Saturna nagnjena za 27 ° glede na ravnino njegove orbite, zato je sprememba letnih časov lastna temu planetu.

Ime Saturn izvira iz rimskega dvojnika starodavnega titana Kronosa, sina Urana in Gaje. Ta drugi največji planet je 800-krat večji od Zemlje po prostornini in 95-krat večji po masi. Enostavno je izračunati, da je njena povprečna gostota (0,7 g/cm3) manjša od gostote vode - edinstveno nizka za planete Osončja. Ekvatorialni polmer Saturna vzdolž zgornje meje oblačne plasti je 60.270 km, polmer pa nekaj tisoč kilometrov manjši. Obdobje vrtenja Saturna je 10 ur 40 minut. Saturnova atmosfera vsebuje 94 % vodika in 6 % helija (po prostornini).

Neptun

Neptun je bil odkrit leta 1846 kot rezultat natančne teoretične napovedi. Francoski astronom Le Verrier je po proučevanju gibanja Urana ugotovil, da na sedmi planet vpliva privlačnost enako masivnega neznanega telesa, in izračunal njegov položaj. Na podlagi te napovedi sta nemška astronoma Halle in D'Arrest odkrila Neptun, kasneje pa se je izkazalo, da so astronomi, začenši z Galilejem, zabeležili položaj Neptuna na zemljevidih, a ga zamenjali za zvezdo.

Neptun je četrti izmed planetov velikanov, poimenovan po bogu morij v starodavni mitologiji. Neptunov ekvatorialni polmer (24.764 km) je skoraj 4-krat večji od polmera Zemlje, Neptunova masa pa je 17-krat večja od našega planeta. Povprečna gostota Neptuna je 1,64 g/cm3. Kroži okoli Sonca na razdalji 4,5 milijarde km (30 AU) in zaključi celoten cikel v skoraj 165 zemeljskih letih. Ravnina orbite planeta je nagnjena za 1,8° glede na ravnino ekliptike. Nagnjenost ekvatorja glede na orbitalno ravnino je 29,6°. Zaradi velike oddaljenosti od Sonca je osvetljenost na Neptunu 900-krat manjša kot na Zemlji.

Podatki, ki jih je posredoval Voyager 2, ki je leta 1989 preletel 5000 km Neptunove plasti oblakov, so razkrili podrobnosti o oblakih planeta. Proge na Neptunu so šibko izražene. Velika temna lisa v velikosti našega planeta, odkrita na Neptunovi južni polobli, je velikanski anticiklon, ki opravi revolucijo vsakih 16 zemeljskih dni. To je območje visokega tlaka in temperature. Za razliko od Velike rdeče pege na Jupitru, ki se premika s hitrostjo 3 m/s, se Velika temna pega na Neptunu premika proti zahodu s hitrostjo 325 m/s. Temna pega manjše velikosti, ki se nahaja na 74° južne širine. sh., v enem tednu se je premaknil 2000 km proti severu. Lahka tvorba v atmosferi, tako imenovani "skuter", se je odlikovala tudi s precej hitrim gibanjem. Ponekod hitrost vetra v Neptunovi atmosferi doseže 400-700 m/s.

Tako kot pri drugih velikanskih planetih je tudi Neptunovo ozračje večinoma vodikovo. Helij predstavlja približno 15 %, metan pa 1 %. Vidna plast oblakov ustreza tlaku 1,2 bara. Predpostavlja se, da je na dnu neptunske atmosfere ocean vode, nasičen z različnimi ioni. Zdi se, da so znatne količine metana vsebovane globlje v ledenem plašču planeta. Že pri temperaturah na tisoče stopinj lahko pri tlaku 1 Mbar mešanica vode, metana in amoniaka tvori trden led. Vroči, ledeni plašč verjetno predstavlja 70 % mase planeta. Približno 25% Neptunove mase naj bi po izračunih pripadalo jedru planeta, sestavljenemu iz oksidov silicija, magnezija, železa in njegovih spojin ter kamnin. Model notranje strukture planeta kaže, da je tlak v njegovem središču približno 7 Mbar, temperatura pa približno 7000 K. Za razliko od Urana je toplotni tok iz globin Neptuna skoraj trikrat večji od toplote, ki jo prejme sonce. Ta pojav je povezan s sproščanjem toplote med radioaktivnim razpadom snovi z visoko atomsko težo.

Neptunovo magnetno polje je za polovico manjše od Uranovega. Kot med osjo magnetnega dipola in osjo vrtenja Neptuna je 47°. Središče dipola je premaknjeno 6000 km na južno poloblo, zato je magnetna indukcija na južnem magnetnem polu 10-krat večja kot na severnem.

Prstani Neptuna so na splošno podobni obročem Urana, z edino razliko, da je skupna površina snovi v obročih Neptuna 100-krat manjša kot v obročih Urana. Posamezne loke obročev, ki obkrožajo Neptun, so odkrili med zakrivanjem zvezd s planetom. Slike Voyagerja 2 okoli Neptuna prikazujejo odprte formacije, imenovane loki. Nahajajo se na neprekinjenem skrajnem zunanjem obroču majhne gostote. Premer zunanjega obroča je 69,2 tisoč km, širina lokov pa približno 50 km. Drugi obroči, ki se nahajajo na razdaljah od 61,9 tisoč km do 62,9 tisoč km, so zaprti. Med opazovanjem z Zemlje so do sredine dvajsetega stoletja našli 2 satelita Neptuna - Triton in Nereid. Voyager 2 je odkril še 6 satelitov velikosti od 50 do 400 km in razjasnil premera Tritona (2705 km) in Nereide (340 km). Leta 2002-03 Med opazovanjem z Zemlje je bilo odkritih še 5 oddaljenih satelitov Neptuna.

Največji Neptunov satelit, Triton, kroži okoli planeta na razdalji 355 tisoč km s periodo približno 6 dni v krožni orbiti, nagnjeni za 23° glede na ekvator planeta. Poleg tega je edini od Neptunovih notranjih satelitov, ki se premika v orbiti v nasprotni smeri. Perioda Tritonove osne rotacije sovpada z njegovo orbitalno periodo. Tritonova povprečna gostota je 2,1 g/cm3. Površinska temperatura je zelo nizka (38 K). Na satelitskih posnetkih je večina Tritonovega površja videti kot ravnina s številnimi razpokami, zaradi česar spominja na skorjo melone. Južni pol obdaja svetla polarna kapa. Na ravnini je bilo odkritih več depresij s premerom 150 - 250 km. Verjetno je bila ledena skorja satelita večkrat predelana zaradi tektonske aktivnosti in padcev meteorita. Zdi se, da ima Triton kamnito jedro s polmerom približno 1000 km. Predpostavlja se, da približno 180 km debela ledena skorja pokriva približno 150 km globok vodni ocean, nasičen z amoniakom, metanom, solmi in ioni. Tritonova tanka atmosfera je večinoma dušikova, z majhnimi količinami metana in vodika. Sneg na površini Tritona je dušikov mraz. Tudi polarno kapo tvori dušikov mraz. Neverjetne tvorbe, prepoznane na polarni kapi, so temne lise, razširjene proti severovzhodu (najdenih je bilo približno petdeset). Izkazalo se je, da gre za plinske gejzirje, ki se dvigajo do višine do 8 km, nato pa se spremenijo v oblake, ki se raztezajo približno 150 km.

Za razliko od drugih notranjih satelitov se Nereida giblje po zelo podolgovati orbiti, s svojo ekscentričnostjo (0,75) bolj podobno orbiti kometov.

Pluton

Pluton je po odkritju leta 1930 veljal za najmanjši planet v sončnem sistemu. Leta 2006 mu je z odločitvijo Mednarodne astronomske zveze odvzel status klasičnega planeta in postal prototip novega razreda objektov - pritlikavih planetov. Skupina pritlikavih planetov zaenkrat vključuje tudi asteroid Ceres in več nedavno odkritih objektov v Kuiperjevem pasu, onstran Neptunove orbite; eden od njih je celo večji od Plutona. Nobenega dvoma ni, da bodo v Kuiperjevem pasu našli še druge podobne predmete; tako da je lahko v sončnem sistemu kar veliko pritlikavih planetov.

Pluton obkroži Sonce vsakih 245,7 let. V času odkritja je bil precej oddaljen od Sonca in je zasedal mesto devetega planeta v sončnem sistemu. Toda Plutonova orbita ima, kot se izkaže, precejšnjo ekscentričnost, zato je v vsakem orbitalnem ciklu 20 let bližje Soncu kot Neptun. Konec dvajsetega stoletja je bilo ravno takšno obdobje: 23. januarja 1979 je Pluton prečkal orbito Neptuna, tako da se je približal Soncu in se formalno spremenil v osmi planet. V tem statusu je ostal do 15. marca 1999. Potem ko je septembra 1989 šel skozi perihelij svoje orbite (29,6 AU), se Pluton zdaj oddaljuje proti afelu (48,8 AU), ki ga bo dosegel leta 2112 in ga dokončal prvi polni obrat okoli Sonca po njegovem odkritju šele leta 2176.

Da bi razumeli zanimanje astronomov za Pluton, se moramo spomniti zgodovine njegovega odkritja. Na začetku dvajsetega stoletja so astronomi, ko so opazovali gibanje Urana in Neptuna, opazili nekaj nenavadnosti v njunem obnašanju in predlagali, da onkraj orbit teh planetov obstaja še en, neodkrit, katerega gravitacijski vpliv vpliva na gibanje znanih planetov. velikanski planeti. Astronomi so celo izračunali domnevno lokacijo tega planeta - "Planet X" - čeprav ne zelo zanesljivo. Po dolgem iskanju je leta 1930 ameriški astronom Clyde Tombaugh odkril deveti planet, poimenovan po bogu podzemlja – Plutonu. Vendar je bilo odkritje očitno naključno: naknadne meritve so pokazale, da je Plutonova masa premajhna, da bi njegova težnost bistveno vplivala na gibanje Neptuna in predvsem Urana. Izkazalo se je, da je Plutonova orbita bistveno bolj raztegnjena kot pri drugih planetih in opazno nagnjena (17°) proti ekliptiki, kar tudi ni značilno za planete. Nekateri astronomi menijo, da je Pluton "napačen" planet, bolj podoben steroidu ali izgubljeni luni Neptuna. Vendar ima Pluton svoje satelite in včasih obstaja atmosfera, ko led, ki pokriva njegovo površino, izhlapi v perihelijskem območju orbite. Na splošno je bil Pluton zelo slabo raziskan, saj ga ni dosegla še nobena sonda; Do nedavnega tudi takih poskusov ni bilo. A januarja 2006 se je proti Plutonu izstrelilo vesoljsko plovilo New Horizons (NASA), ki bi moralo mimo planeta leteti julija 2015.

Z merjenjem intenzivnosti sončne svetlobe, ki jo odbija Pluton, so astronomi ugotovili, da se navidezna svetlost planeta periodično spreminja. To obdobje (6,4 dni) je bilo vzeto za obdobje Plutonove osne rotacije. Leta 1978 je ameriški astronom J. Christie opozoril na nepravilno obliko podobe Plutona na fotografijah, posnetih z najboljšo kotno ločljivostjo: zamegljena pikica slike je pogosto zabrisala izboklino na eni strani; njegov položaj se je spremenil tudi s periodo 6,4 dni. Christie je ugotovil, da ima Pluton precej velik satelit, ki se je imenoval Charon po mitskem čolnarju, ki je prevažal duše mrtvih po rekah v podzemnem kraljestvu mrtvih (vladar tega kraljestva je bil, kot je znano, Pluton). Charon se pojavi bodisi s severa bodisi z juga Plutona, zato je postalo jasno, da je orbita satelita, tako kot os vrtenja samega planeta, močno nagnjena na ravnino njegove orbite. Meritve so pokazale, da je kot med osjo vrtenja Plutona in ravnino njegove orbite približno 32°, rotacija pa je obratna. Charonova orbita leži v ekvatorialni ravnini Plutona. Leta 2005 so odkrili še dva majhna satelita - Hydra in Nix, ki krožita dlje od Charona, vendar v isti ravnini. Tako Pluton in njegovi sateliti spominjajo na Urana, ki se vrti »ležeč na boku«.

Haronovo obdobje rotacije 6,4 dni sovpada z obdobjem njegovega gibanja okoli Plutona. Tako kot Luna je tudi Haron vedno obrnjen proti planetu z eno stranjo. To je značilno za vse satelite, ki se gibljejo blizu planeta. Še nekaj je presenetljivo - tudi Pluton je vedno obrnjen proti Haronu z isto stranjo; v tem smislu so enakovredni. Pluton in Haron sta edinstven binarni sistem, zelo kompakten in ima izjemno visoko razmerje med satelitom in planetom (1:8). Razmerje mas Lune in Zemlje je na primer 1:81, drugi planeti pa imajo podobna razmerja, ki so precej manjša. V bistvu sta Pluton in Haron dvojni pritlikavi planet.

Najboljše slike sistema Pluton-Charon je pridobil vesoljski teleskop Hubble. Iz njih je bilo mogoče določiti razdaljo med satelitom in planetom, ki se je izkazala za le okoli 19.400 km. Z uporabo mrkov zvezd s Plutonom in medsebojnih mrkov planeta s svojim satelitom je bilo mogoče razjasniti njihove velikosti: premer Plutona je po zadnjih ocenah 2300 km, premer Charona pa 1200 km. Povprečna gostota Plutona je od 1,8 do 2,1 g/cm 3 , Harona pa od 1,2 do 1,3 g/cm 3 . Očitno se notranja struktura Plutona, sestavljena iz kamnov in vodnega ledu, razlikuje od strukture Charona, ki je bolj podobna ledenim satelitom velikanskih planetov. Haronovo površje je 30% temnejše od Plutonovega. Tudi barva planeta in satelita se razlikujeta. Očitno so nastali neodvisno drug od drugega. Opazovanja so pokazala, da se Plutonov sijaj opazno poveča v periheliju njegove orbite. To je dalo razlog za domnevo o pojavu začasne atmosfere na Plutonu. Med okultacijo zvezde s Plutonom leta 1988 se je svetlost te zvezde postopoma zmanjševala v nekaj sekundah, iz česar je bilo končno ugotovljeno, da ima Pluton atmosfero. Njegova glavna komponenta je najverjetneje dušik, druge komponente pa lahko vključujejo metan, argon in neon. Debelina meglice je ocenjena na 45 km, debelina atmosfere pa 270 km. Vsebnost metana bi se morala spreminjati glede na položaj Plutona v orbiti. Pluton je leta 1989 prestopil perihelij. Izračuni kažejo, da del usedlin zmrznjenega metana, dušika in ogljikovega dioksida, ki so na njegovi površini v obliki ledu in zmrzali, ko se planet približa Soncu, preide v ozračje. Najvišja temperatura Plutonove površine je 62 K. Zdi se, da Charonovo površino tvori vodni led.

Pluton je torej edini planet (čeprav pritlikavi), katerega atmosfera se pojavi in ​​izgine, kot pri kometu med gibanjem okoli Sonca. Z vesoljskim teleskopom Hubble so maja 2005 odkrili dva nova satelita pritlikavega planeta Plutona, poimenovana Nikta in Hidra. Orbite teh satelitov se nahajajo zunaj orbite Charona. Nyx je od Plutona oddaljena približno 50.000 km, Hydra pa približno 65.000 km. Misija New Horizons, ki se je začela januarja 2006, je zasnovana za preučevanje okolice Plutona in Kuiperjevega pasu.

Zgodovina in struktura

Sončni sistem je naš planetarni sistem, ki vključuje Sonce in vse naravne objekte, ki krožijo okoli njega. Pojavil se je pred 4,57 milijardami let, ko sta temperatura in tlak, ki ju je ustvarila gravitacija znotraj prvotnega oblaka plina in prahu, povzročila začetek termonuklearne reakcije.

Večino mase sončnega sistema vsebuje Sonce, ostalo pa planeti, pritlikavi planeti, asteroidi, kometi, prah in plin. Osem relativno samotnih planetov ima relativno krožne orbite in se nahajajo znotraj meja skoraj ravnega diska - ravnine ekliptike. Zemlja je del tako imenovane terestrične skupine, ki vključuje prve štiri planete od Sonca - Merkur, Venero, Zemljo in, sestavljeno predvsem iz silikatov in kovin. Sledi skupina štirih planetov, ki so bolj oddaljeni od Sonca - , Uran in Neptun (imenovani tudi plinasti velikani), v primerjavi s zemeljskimi planeti pa so njihove velikosti ogromne. Še posebej velika sta Jupiter in Saturn, največja v osončju, sestavljena predvsem iz helija in vodika; Poleg vodika in helija sta v sestavi Urana in Neptuna tudi ogljikov monoksid in metan. Ti planeti se imenujejo tudi "ledeni velikani". Vsi plinasti velikani so obdani z obroči prahu in drugih delcev.

Naš sistem ima dve regiji z majhnimi telesi. Asteroidni pas med Marsom in Jupitrom vključuje veliko predmetov, sestavljenih iz silikatov in kovin, kar kaže na podobnost s zemeljskimi planeti. Največji objekti v njem so pritlikavi planet ter asteroidi Vesta, Hygiea in Pallas. Onkraj Neptunove orbite leži tako imenovani Kuiperjev pas, katerega objekti so sestavljeni iz vodnega ledu, amoniaka in metana. Največji objekti Kuiperjevega pasu odkritih na ta dan, se štejejo za Sedna, Haumea, Makemake, Quaoar, Orcus in Eridu.

V Osončju obstajajo tudi druge populacije majhnih teles, kot so planetarni kvazisateliti in trojanci, asteroidi blizu Zemlje, kentavri, damokloidi, pa tudi kometi, meteoroidi in kozmični prah, ki se gibljejo skozi sistem.

Sončev veter (plazemski tok iz Sonca) ustvari mehurček v medzvezdnem mediju, imenovan heliosfera, ki sega do roba razpršenega diska. Hipotetični Oortov oblak, ki služi kot vir dolgoperiodičnih kometov, bi lahko segal na razdaljo približno tisočkrat dlje od heliosfere.

Osončje je del galaksije Rimska cesta.

Osrednji objekt sistema, Sonce, je tako imenovana rumena pritlikavka in spada med zvezde glavnega zaporedja spektralnega razreda G2V. Sonce kljub svojemu imenu sploh ni majhna zvezda. Njegova masa je približno 99,866% mase celotnega sistema. Približno 99 % preostale mase izvira iz plinastih velikanov (od katerih največ predstavljata Jupiter in Saturn – približno 90 %).

Gibanje večine velikih teles v sončnem sistemu poteka praktično v isti ravnini, imenovani ravnina ekliptike, vendar je za gibanje kometov in številnih predmetov Kuiperjevega pasu pogosto značilen velik kot naklona na to ravnino.

Sledi smer vrtenja vseh planetov in večine drugih objektov smer vrtenja Sonca, obstajajo izjeme od tega pravila, na primer Halleyev komet.

Največja kotna hitrost je bila zabeležena pri Merkurju - za popoln obrat okoli Sonca potrebuje 88 zemeljskih dni, pri najbolj oddaljenem planetu Neptunu pa se en obrat okoli Sonca zgodi v 165 zemeljskih letih.

Za večino planetov sta smer vrtenja okoli svoje osi in smer vrtenja okoli Sonca enaki, izjemi od tega pravila sta Venera in Uran. Venera se vrti v nasprotni smeri in zelo počasi, en obrat se zgodi vsakih 243 zemeljskih dni, os vrtenja Urana pa je nagnjena proti osi ekliptike za skoraj 90°, praktično »leži na boku«.

Številni planeti v osončju imajo lune, od katerih so nekatere večje od Merkurja. Pogosto se veliki sateliti vrtijo sinhrono, kar pomeni, da je satelit vedno obrnjen proti planetu z eno stranjo.

Znanost

Vesoljska plovila, ki preučujejo današnje planete:

Planet Merkur

Od zemeljskih planetov so morda najmanj raziskovalci posvečali pozornost Merkurju. Za razliko od Marsa in Venere, Merkur je Zemlji najmanj podoben planet v tej skupini.. Je najmanjši planet v Osončju in najbližji Soncu.

Fotografije površine planeta, ki jih je leta 2011 in 2012 posnelo vesoljsko plovilo Messenger brez posadke

Doslej sta bili v Merkur poslani le 2 vesoljski plovili - mornar 10(NASA) in "Messenger"(NASA). Prva naprava je še vedno leta 1974-75 trikrat obkrožil planet in se čim bolj približal Merkurju 320 kilometrov.

Zahvaljujoč tej misiji je bilo pridobljenih na tisoče uporabnih fotografij, narejeni so bili sklepi o nočnih in dnevnih temperaturah, reliefu in atmosferi Merkurja. Izmerili so tudi njegovo magnetno polje.

Vesoljsko plovilo Mariner 10 pred izstrelitvijo

Informacije, prejete z ladjo mornar 10, se je izkazalo, da ni dovolj, zato leta 2004 Američani izstrelili drugo napravo za preučevanje Merkurja - "Messenger", ki je dosegel orbito planeta 18. marec 2011.

Delo na vesoljskem plovilu Messenger v vesoljskem centru Kennedy, Florida, ZDA

Kljub temu, da je Merkur Zemlji razmeroma blizu planeta, je za vstop v njegovo orbito potrebno vesoljsko plovilo "Messenger" potrebno več kot 6 let. To je posledica dejstva, da je nemogoče priti neposredno z Zemlje na Merkur zaradi velike hitrosti Zemlje, zato bi morali znanstveniki razviti kompleksni gravitacijski manevri.

Vesoljsko plovilo Messenger med letom (računalniška slika)

"Messenger" je še vedno v orbiti Merkurja in nadaljuje z odkritji, čeprav misija je bila zasnovana za krajše obdobje. Naloga znanstvenikov pri delu z aparatom je ugotoviti, kakšna je geološka zgodovina Merkurja, kakšno magnetno polje ima planet, kakšna je struktura njegovega jedra, kateri nenavadni materiali so na polih itd.

Konec novembra 2012 uporabo naprave "Messenger" Raziskovalci so lahko prišli do neverjetnega in precej nepričakovanega odkritja: Živo srebro ima na svojih polih vodo v obliki ledu.

Kraterji enega od polov Merkurja, kjer so odkrili vodo

Nenavadno pri tem pojavu je, da se lahko temperatura na njegovi površini dvigne, ker je planet zelo blizu Sonca. do 400 stopinj Celzija! Vendar pa se poli planetov zaradi osnega nagiba nahajajo v senci, kjer ostajajo nizke temperature, zato se led ne tali.

Prihodnji leti v Mercury

Nova misija za raziskovanje Merkurja se imenuje "BepiColombo", ki je skupni trud Evropske vesoljske agencije (ESA) in japonske JAXA. Ta ladja je predvidena za izstrelitev leta 2015, čeprav bo le lahko končno dosegel svoj cilj v 6 letih.

Projekt BepiColombo bo vključeval dve vesoljski plovili, vsako s svojimi nalogami

Rusi nameravajo svojo ladjo izstreliti tudi proti Merkurju "Merkur-P" leta 2019. vendar datum lansiranja bo verjetno prestavljen. Ta medplanetarna postaja in pristajalni modul bosta prvo vesoljsko plovilo, ki bo pristalo na površju Soncu najbližjega planeta.

Planet Venera

Notranjost planeta Venere, Zemljine sosede, intenzivno raziskujejo vesoljske misije, ki se začenjajo od leta 1961. Od tega leta so sovjetska vesoljska plovila začela pošiljati na planet - "Venera" in "Vega".

Primerjava planetov Venere in Zemlje

Poleti na Venero

Istočasno so Američani raziskovali planet z napravami "Marier", "Pioneer-Venera-1", "Pioneer-Venera-2", "Magellan". Evropska vesoljska agencija trenutno dela z napravo "Venus Express", ki deluje od leta 2006. Leta 2010 Japonska ladja je šla proti Veneri "Akatsuki".

aparati "Venus Express" dosegel svoj cilj aprila 2006. Načrtovano je bilo, da bo ta ladja opravila nalogo v 500 dneh ali 2 Venerini leti, vendar se je čez čas misija podaljšala.

Vesoljsko plovilo "Venus Express" v delu po zamislih umetnika

Cilj tega projekta je bil podrobneje preučiti kompleksno kemijo planeta, značilnosti planeta, interakcijo med atmosfero in površjem in drugo. Tudi znanstveniki želijo izvedeti več o zgodovini planeta in razumeti, zakaj je planet, tako podoben Zemlji, ubral povsem drugačno evolucijsko pot.

"Venus Express" med gradnjo

Japonsko vesoljsko plovilo "Akatsuki", poznan tudi kot PLANET-C, je bil predstavljen leta maj 2010, vendar po približevanju Veneri decembra, ni mogel vstopiti v njegovo orbito.

Ni še jasno, kaj storiti s to napravo, vendar znanstveniki ne izgubijo upanja, da bo še vedno bo lahko opravil svojo nalogo,čeprav zelo pozno. Najverjetneje ladja ni dosegla orbite zaradi težav z ventilom v cevi za gorivo, zaradi česar se je motor predčasno ugasnil.

Nove vesoljske ladje

Novembra 2013 izstrelitev je načrtovana "Evropski raziskovalec Venere"- sonda Evropske vesoljske agencije, ki se pripravlja na raziskovanje atmosfere naše sosede. Projekt bo vključeval dva satelita, ki bo ob kroženju planeta v različnih orbitah zbiral potrebne informacije.

Površina Venere je vroča in zemeljske ladje morajo imeti dobro zaščito

tudi leta 2016 Rusija namerava na Venero poslati vesoljsko plovilo "Venera-D" preučevati ozračje in površje, da bi ugotovili kam je izginila voda s tega planeta?

Pristajalna naprava in balonska sonda bosta morala delati na površini Venere približno en teden.

Planet Mars

Mars danes najbolj intenzivno preučujejo in raziskujejo, pa ne samo zato, ker je ta planet tako blizu Zemlje, ampak tudi zato, ker razmere na Marsu so najbolj podobne tistim na Zemlji, zato tam iščejo predvsem nezemeljsko življenje.

Trenutno dela na Marsu trije sateliti v orbiti in 2 roverja, pred njimi pa je Mars obiskalo ogromno zemeljskih vesoljskih plovil, med katerimi so nekatera žal odpovedala.

Oktobra 2001 Nasin orbiter "Mars Odisej" vstopil v orbito Rdečega planeta. Predlagal je, da so lahko pod površjem Marsa usedline vode v obliki ledu. To je potrjeno leta 2008 po letih preučevanja planeta.

Sonda Mars Odyssey (računalniška slika)

aparati "Mars Odisej" uspešno deluje še danes, kar je rekord v trajanju delovanja tovrstnih naprav.

Leta 2004 različnih koncih planeta v krater Gusev in naprej Meridian plato Temu primerno so pristali roverji na Marsu "Duh" in "priložnost", ki naj bi našla dokaze o obstoju tekoče vode na Marsu v preteklosti.

Marsov rover "Duh" obtičala v pesek po 5 letih uspešnega dela in na koncu Od marca 2010 je stik z njim prekinjen. Ker je bila zima na Marsu preostra, je bila temperatura nezadostna za vzdrževanje energije baterije. Drugi rover projekta "priložnost" Izkazalo se je tudi, da je precej vztrajno in še vedno deluje na Rdečem planetu.

Panorama kraterja Erebus, ki jo je posnel rover Opportunity leta 2005

Od 6. avgusta 2012 Nasin najnovejši rover dela na površini Marsa "Radovednost", ki je nekajkrat večji in težji od prejšnjih Marsovih roverjev. Njegova naloga je analizirati Marsovo zemljo in atmosferske komponente. Toda glavna naloga naprave je vzpostaviti Ali obstaja življenje na Marsu, ali pa je morda že bila tukaj v preteklosti. Cilj je tudi pridobiti podrobne informacije o geologiji Marsa in njegovem podnebju.

Primerjava Marsovih roverjev od najmanjšega do največjega: Sojourner, Oppotunity in Curiosity

Tudi s pomočjo marsohoda "Radovednost" raziskovalci želijo pripraviti človeški let na Rdeči planet. Misija je v Marsovi atmosferi odkrila sledi kisika in klora, našli pa so tudi sledi posušene reke.

Marsov rover "Radovednost" na delu. februar 2013

Pred nekaj tedni je roverju uspelo vrtati majhna luknja v tleh Mars, za katerega se je izkazalo, da sploh ni rdeč, ampak znotraj siv. Rover je za analizo vzel vzorce zemlje iz majhnih globin.

S svedrom so v zemljo izvrtali 6,5 centimetra globoko luknjo in vzeli vzorce za analizo.

Misije na Mars v prihodnosti

V bližnji prihodnosti raziskovalci iz različnih vesoljskih agencij načrtujejo več več misij na Mars, katerega cilj je pridobitev podrobnejših informacij o Rdečem planetu. Med njimi je tudi medplanetarna sonda "MAVEN"(NASA), ki bo šel na Rdeči planet novembra 2013.

Evropski mobilni laboratorij namerava iti na Mars leta 2018, ki bo delovala še naprej "Radovednost", bo vrtal zemljo in analiziral vzorce.

Ruska avtomatska medplanetarna postaja "Fobos-Grunt 2" načrtovano za lansiranje leta 2018 in bo tudi vzel vzorce zemlje z Marsa, da jih prinese na Zemljo.

Delo na napravi Phobos-Grunt 2 po neuspešnem poskusu izstrelitve Phobos-Grunt-1

Kot je znano, zunaj orbite Marsa obstaja asteroidni pas, ki ločuje zemeljske planete od preostalih zunanjih planetov. Zelo malo vesoljskih plovil je bilo poslanih v oddaljene kotičke našega sončnega sistema, kar je posledica velike stroške energije in druge težave pri letenju na tako velike razdalje.

Večinoma so Američani pripravljali vesoljske misije na oddaljene planete. V 70. letih prejšnjega stoletja opazovali smo parado planetov, kar se zgodi zelo redko, zato te priložnosti za oblet vseh planetov naenkrat ni bilo mogoče zamuditi.

Planet Jupiter

Doslej so na Jupiter izstrelili le vesoljska plovila Nase. Konec 1980-ih - začetek 1990-ih ZSSR je načrtovala svoje misije, ki pa zaradi razpada Unije niso bile nikoli izvedene.

Prve naprave, ki so poletele do Jupitra, so bile "Pionir-10" in "Pionir-11", ki se je približal planetu velikanu v 1973-74. Leta 1979 slike visoke ločljivosti so posnele naprave "Voyagers".

Zadnje vesoljsko plovilo, ki je obkrožilo Jupiter, je bilo "Galileo", katerega misija se je začela leta 1989 in končalo leta 2003. Ta naprava je bila prva, ki je vstopila v orbito planeta in ne le letela mimo. Pomagal je preučevati atmosfero plinskega velikana od znotraj, njegove satelite, pomagal pa je tudi opazovati padanje drobcev Komet Shoemaker-Levy 9, ki je trčil v Jupiter julija 1994.

Vesoljsko plovilo Galileo (računalniška slika)

Uporaba naprave "Galileo" uspelo posneti močne nevihte in strele v atmosferi Jupitra, ki so tisočkrat močnejše od tistih na Zemlji! Naprava je tudi posnela Jupitrova velika rdeča pega, ki so ga astronomi nadomestili pred 300 leti. Premer te velikanske nevihte je večji od premera Zemlje.

Odkritja so bila tudi povezana z Jupitrovimi sateliti - zelo zanimivimi predmeti. na primer "Galileo" pomagal ugotoviti, da pod površjem satelita Evropa obstaja ocean tekoče vode, satelit Io pa ima njegovo magnetno polje.

Jupiter in njegove lune

Po opravljeni misiji "Galileo" stali v zgornjih plasteh Jupitrove atmosfere.

Polet na Jupiter

Leta 2011 NASA je na Jupiter izstrelila novo napravo - vesoljsko postajo "Juno", ki mora doseči planet in vstopiti v orbito leta 2016. Njegov namen je pomagati pri preučevanju magnetnega polja planeta, pa tudi "Juno" mora ugotoviti, ali ima Jupiter trdo jedro, ali je to le hipoteza.

Vesoljsko plovilo Juno bo svoj cilj doseglo šele čez 3 leta

Lani je Evropska vesoljska agencija napovedala, da se namerava pripraviti na 2022 novo evropsko-rusko misijo za preučevanje Jupitra in njegovih lun Ganimed, Kalisto in Evropa. Načrti vključujejo tudi pristanek naprave na satelitu Ganimed. leta 2030.

Planet Saturn

Vesoljsko plovilo je prvič letelo blizu planeta Saturn "Pionir-11" in to se je zgodilo leta 1979. Leto kasneje sem obiskal planet Voyager 1 in leto kasneje - Popotnik 2. Ta tri vesoljska plovila so letela mimo Saturna, vendar so uspela narediti veliko slik, ki so uporabne za raziskovalce.

Dobili so podrobne slike znanih Saturnovih prstanov, odkrili magnetno polje planeta in opazili močne nevihte v ozračju.

Saturn in njegova luna Titan

Samodejna vesoljska postaja je potrebovala 7 let "Cassini-Huygens", do julija 2007 vstopiti v orbito planeta. Ta aparat, sestavljen iz dveh elementov, naj bi poleg samega Saturna preučeval največji satelit Titan, ki je bil uspešno zaključen.

Vesoljsko plovilo Cassini-Huygens (računalniška slika)

Saturnova luna Titan

Dokazali so obstoj tekočine in atmosfere na satelitu Titan. Znanstveniki so predlagali, da je satelit precej lahko obstajajo najpreprostejše oblike življenja, vendar je to treba še dokazati.

Fotografija Saturnove lune Titan

Sprva je bilo načrtovano, da bo misija "Cassini" bo do leta 2008, kasneje pa je bila večkrat podaljšana. V bližnji prihodnosti so načrtovane nove skupne misije Američanov in Evropejcev na Saturn in njegove lune. Titan in Enceladus.

Planeta Uran in Neptun

Te oddaljene planete, ki niso vidni s prostim očesom, astronomi proučujejo predvsem z Zemlje z uporabo teleskopov. Edino vozilo, ki se jim je približalo, je Popotnik 2, ki se je po obisku Saturna usmerila proti Uranu in Neptunu.

Najprej Popotnik 2 letel mimo Urana leta 1986 in fotografiral od blizu. Uran se je izkazal za popolnoma neizrazitega: na njem niso opazili neviht ali oblačnih pasov, ki jih imajo drugi velikanski planeti.

Voyager 2 leti mimo Urana (računalniška slika)

Uporaba vesoljskega plovila Popotnik 2 uspelo odkriti veliko podrobnosti, med drugim Uranovi obroči, novi sateliti. Vse, kar danes vemo o tem planetu, vemo po zaslugi Popotnik 2, ki je z veliko hitrostjo letela mimo Urana in posnela več slik.

Voyager 2 leti mimo Neptuna (računalniška slika)

Leta 1989 Popotnik 2 prišel do Neptuna in posnel fotografije planeta in njegovega satelita. Potem se je potrdilo, da ima planet magnetno polje in velika temna pega, ki je vztrajna nevihta. Blizu Neptuna so odkrili tudi šibke obroče in nove satelite.

Načrtuje se izstrelitev novega vesoljskega plovila proti Uranu leta 2020, vendar točni datumi še niso objavljeni. Nasa namerava proti Uranu poslati ne le orbiter, temveč tudi atmosfersko sondo.

Vesoljsko plovilo Urane Orbiter na poti proti Uranu (računalniška slika)

Planet Pluton

V preteklosti planet, danes pa pritlikavi planet Pluton- eden najbolj oddaljenih objektov v sončnem sistemu, kar otežuje študij. Tudi letenje mimo drugih oddaljenih planetov Voyager 1, niti nimajo Popotnik 2 ni bilo mogoče obiskati Plutona, zato vse naše znanje o tem objektu smo dobili zahvaljujoč teleskopom.

Vesoljsko plovilo New Horizons (računalniška slika)

Do konca 20. stol astronomov Pluton ni posebej zanimal, ampak so vse svoje napore posvetili proučevanju bližjih planetov. Zaradi oddaljenosti planeta so bili potrebni veliki stroški, predvsem zato, da bi se potencialna naprava lahko napajala z energijo, ko je bila stran od Sonca.

Končno le v začetku leta 2006 Nasino vesoljsko plovilo uspešno izstreljeno "Nova obzorja". Je še poti: predvideno je, da se avgusta 2014 blizu bo Neptuna in bo dosegel samo Plutonov sistem julija 2015.

Izstrelitev rakete z vesoljskim plovilom New Horizons iz Cape Canaveral, Florida, ZDA, 2006

Na žalost sodobne tehnologije še ne bodo omogočile, da bi naprava vstopila v orbito Plutona in zmanjšala njeno hitrost, zato preprosto bo šel mimo pritlikavega planeta. V šestih mesecih bodo imeli raziskovalci priložnost preučiti podatke, ki jih bodo prejeli z uporabo naprave "Nova obzorja".

Januarja 2016 so znanstveniki objavili, da bi lahko obstajal še en planet v sončnem sistemu. Številni astronomi ga iščejo; dosedanje raziskave so privedle do dvoumnih zaključkov. Kljub temu so odkritelji Planeta X prepričani v njegov obstoj. govori o zadnjih rezultatih dela v tej smeri.

O možnem odkrivanju planeta X onkraj orbite Plutona, astronomi in Konstantin Batygin s Kalifornijskega inštituta za tehnologijo (ZDA). Deveti planet sončnega sistema, če obstaja, je približno 10-krat težji od Zemlje, po lastnostih pa spominja na Neptuna – plinastega velikana, najbolj oddaljenega od znanih planetov, ki krožijo okoli naše zvezde.

Po ocenah avtorjev je obdobje revolucije planeta X okoli Sonca 15 tisoč let, njegova orbita je močno raztegnjena in nagnjena glede na ravnino Zemljine orbite. Največja oddaljenost od Sonca planeta X je ocenjena na 600-1200 astronomskih enot, kar vodi njegovo orbito onkraj Kuiperjevega pasu, v katerem se nahaja Pluton. Izvor Planeta X ni znan, vendar Brown in Batygin verjameta, da je bil ta kozmični objekt izbit iz protoplanetarnega diska blizu Sonca pred 4,5 milijarde let.

Astronomi so ta planet odkrili teoretično z analizo gravitacijskih motenj, ki jih povzroča na drugih nebesnih telesih v Kuiperjevem pasu - trajektorije šestih velikih transneptunskih objektov (to je zunaj Neptunove orbite) so bile združene v eno kopico (s podobnim perihelijom argumenti, dolžina naraščajočega vozla in naklon). Brown in Batygin sta verjetnost napake v svojih izračunih sprva ocenila na 0,007 odstotka.

Kje natančno se nahaja planet X, ni znano, kateri del nebesne sfere naj bi sledili teleskopi, ni jasno. Nebesno telo se nahaja tako daleč od Sonca, da je s sodobnimi sredstvi izjemno težko opaziti njegovo sevanje. In dokazi o obstoju planeta X, ki temeljijo na gravitacijskem vplivu, ki ga ima na nebesna telesa v Kuiperjevem pasu, so le posredni.

Video: caltech / YouTube

Junija 2017 so astronomi iz Kanade, Velike Britanije, Tajvana, Slovaške, ZDA in Francije iskali Planet X s pomočjo OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) kataloga transneptunskih objektov. Preučevali so orbitalne elemente osmih transneptunskih objektov, na gibanje katerih bi vplival Planet X - objekti bi bili razvrščeni na določen način (združeni) glede na njihov naklon. Med osmimi objekti so bili štirje pregledani prvič, vsi pa se nahajajo na razdalji več kot 250 astronomskih enot od Sonca. Izkazalo se je, da se parametri enega objekta, 2015 GT50, ne ujemajo z združevanjem, kar je postavilo pod vprašaj obstoj Planeta X.

Vendar odkritelji Planeta X verjamejo, da GT50 2015 ni v nasprotju z njihovimi izračuni. Kot je opozoril Batygin, numerične simulacije dinamike Osončja, vključno s planetom X, kažejo, da bi morali biti onkraj velike pol osi 250 astronomskih enot dve kopici nebesnih teles, katerih orbite so poravnane s planetom X: ena stabilna, drugi metastabilni. Čeprav 2015 GT50 ni vključen v nobeno od teh skupin, ga simulacija še vedno reproducira.

Batygin verjame, da je lahko takšnih predmetov več. Z njimi je verjetno povezan položaj male pol osi planeta X. Astronom poudarja, da od objave podatkov o planetu X na njegov obstoj ne kaže šest, temveč 13 transneptunskih objektov, od tega 10 nebesnih teles, ki pripadajo stabilen grozd.

Medtem ko nekateri astronomi dvomijo o Planetu X, drugi iščejo nove dokaze v njegovo korist. Španska znanstvenika Carlos in Raul de la Fuente Marcos sta preučevala parametre orbit kometov in asteroidov v Kuiperjevem pasu. Zaznane anomalije v gibanju objektov (korelacije med dolžino naraščajočega vozla in naklonom) je po mnenju avtorjev enostavno razložiti s prisotnostjo masivnega telesa v Osončju, katerega orbitalna velika pol os je 300-400°. astronomske enote.

Poleg tega v sončnem sistemu morda ni devet, ampak deset planetov. Pred kratkim so astronomi z univerze v Arizoni (ZDA) odkrili obstoj še enega nebesnega telesa v Kuiperjevem pasu, katerega velikost in masa sta blizu Marsa. Izračuni kažejo, da je hipotetični deseti planet od zvezde oddaljen 50 astronomskih enot, njegova orbita pa je nagnjena proti ravnini ekliptike za osem stopinj. Nebesno telo moti znane objekte iz Kuiperjevega pasu in je bilo najverjetneje v starih časih bližje Soncu. Strokovnjaki ugotavljajo, da opaženi učinki niso razloženi z vplivom Planeta X, ki se nahaja veliko dlje od "drugega Marsa".

Trenutno je znanih približno dva tisoč transneptunskih objektov. Z uvedbo novih observatorijev, zlasti LSST (Large Synoptic Survey Telescope) in JWST (James Webb Space Telescope), nameravajo znanstveniki povečati število znanih objektov v Kuiperjevem pasu in zunaj njega na 40 tisoč. To bo omogočilo ne samo določitev natančnih parametrov trajektorij transneptunskih objektov in posledično posredno dokazati (ali ovreči) obstoj planeta X in "drugega Marsa", temveč tudi neposredno zaznati njim.

Sončni sistem je skupina planetov, ki se vrtijo v določenih orbitah okoli svetle zvezde – Sonca. Ta zvezda je glavni vir toplote in svetlobe v sončnem sistemu.

Domneva se, da je naš planetarni sistem nastal kot posledica eksplozije ene ali več zvezd in to se je zgodilo pred približno 4,5 milijarde let. Sprva je bil sončni sistem kopičenje plinastih in prašnih delcev, vendar so sčasoma in pod vplivom lastne mase nastali Sonce in drugi planeti.

Planeti sončnega sistema

V središču osončja je Sonce, okoli katerega se po orbitah giblje osem planetov: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Do leta 2006 je v to skupino planetov spadal tudi Pluton, ki je veljal za 9. planet od Sonca, vendar je bil zaradi velike oddaljenosti od Sonca in majhnosti iz tega seznama izločen in imenovan pritlikavi planet. Natančneje, gre za enega od več pritlikavih planetov v Kuiperjevem pasu.

Vsi zgoraj navedeni planeti so običajno razdeljeni v dve veliki skupini: zemeljska skupina in plinasti velikani.

Terestrična skupina vključuje planete, kot so: Merkur, Venera, Zemlja, Mars. Odlikuje jih majhnost in kamnita površina, poleg tega pa se nahajajo najbližje Soncu.

Med plinaste velikane spadajo: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun. Zanje so značilne velike velikosti in prisotnost obročev, ki so ledeni prah in kamniti kosi. Ti planeti so sestavljeni predvsem iz plina.

sonce

Sonce je zvezda, okoli katere krožijo vsi planeti in sateliti v sončnem sistemu. Sestavljen je iz vodika in helija. Starost Sonca je 4,5 milijarde let, je šele sredi svojega življenjskega cikla in se postopoma povečuje. Zdaj je premer Sonca 1.391.400 km. V ravno toliko letih se bo ta zvezda razširila in dosegla orbito Zemlje.

Sonce je vir toplote in svetlobe za naš planet. Njegova aktivnost se poveča ali oslabi vsakih 11 let.

Zaradi izjemno visokih temperatur na njegovi površini je podrobno preučevanje Sonca izjemno težko, vendar se poskusi izstrelitve posebne naprave čim bližje zvezdi nadaljujejo.

Terestrična skupina planetov

Merkur

Ta planet je eden najmanjših v sončnem sistemu, njegov premer je 4.879 km. Poleg tega je najbližje Soncu. Ta bližina je vnaprej določila znatno temperaturno razliko. Povprečna temperatura na Merkurju čez dan je +350 stopinj Celzija, ponoči pa -170 stopinj.

Če za vodilo vzamemo zemeljsko leto, naredi Merkur polni obrat okoli Sonca v 88 dneh, en dan pa traja 59 zemeljskih dni. Opazili so, da lahko ta planet občasno spremeni hitrost vrtenja okoli Sonca, oddaljenost od njega in položaj.

Na Merkurju ni atmosfere, zato ga pogosto napadejo asteroidi in za seboj pustijo veliko kraterjev na svoji površini. Na tem planetu so odkrili natrij, helij, argon, vodik in kisik.

Podrobna študija Merkurja je zelo težka zaradi njegove neposredne bližine Soncu. Včasih je Merkur mogoče videti z Zemlje s prostim očesom.

Po eni teoriji se domneva, da je bil Merkur prej satelit Venere, vendar ta domneva še ni bila dokazana. Merkur nima svojega satelita.

Venera

Ta planet je drugi od Sonca. Po velikosti je blizu premera Zemlje, premer je 12.104 km. V vseh drugih pogledih se Venera bistveno razlikuje od našega planeta. Dan tukaj traja 243 zemeljskih dni, leto pa 255 dni. Atmosfera Venere je sestavljena iz 95% ogljikovega dioksida, kar na njeni površini ustvarja učinek tople grede. Posledica tega je povprečna temperatura na planetu 475 stopinj Celzija. Ozračje vsebuje tudi 5 % dušika in 0,1 % kisika.

Za razliko od Zemlje, katere večina površine je prekrita z vodo, na Veneri ni tekočine, skoraj celotno površino zavzema strjena bazaltna lava. Po eni od teorij so na tem planetu nekoč obstajali oceani, ki pa so zaradi notranjega segrevanja izhlapeli, hlape pa je sončni veter odnesel v vesolje. V bližini površine Venere pihajo šibki vetrovi, vendar se na nadmorski višini 50 km njihova hitrost znatno poveča in znaša 300 metrov na sekundo.

Venera ima veliko kraterjev in gričev, ki spominjajo na zemeljske celine. Nastanek kraterjev je povezan z dejstvom, da je imel planet prej manj gosto atmosfero.

Posebnost Venere je, da se za razliko od drugih planetov njeno gibanje ne dogaja od zahoda proti vzhodu, temveč od vzhoda proti zahodu. Z Zemlje ga je mogoče videti tudi brez pomoči teleskopa po sončnem zahodu ali pred sončnim vzhodom. To je posledica sposobnosti njegove atmosfere, da dobro odbija svetlobo.

Venera nima satelita.

Zemlja

Naš planet se nahaja na razdalji 150 milijonov km od Sonca, kar nam omogoča, da na njegovi površini ustvarimo temperaturo, primerno za obstoj tekoče vode in s tem za nastanek življenja.

Njegova površina je 70% prekrita z vodo in je edini planet, ki vsebuje takšno količino tekočine. Menijo, da je pred več tisoč leti para v atmosferi ustvarila temperaturo na površini Zemlje, potrebno za nastanek vode v tekoči obliki, sončno sevanje pa je prispevalo k fotosintezi in rojstvu življenja na planetu.

Posebnost našega planeta je, da se pod zemeljsko skorjo nahajajo ogromne tektonske plošče, ki med premikanjem trčijo druga ob drugo in povzročajo spremembe v pokrajini.

Premer Zemlje je 12.742 km. Zemeljski dan traja 23 ur 56 minut 4 sekunde, leto pa 365 dni 6 ur 9 minut 10 sekund. Njegovo ozračje je sestavljeno iz 77 % dušika, 21 % kisika in majhnega odstotka drugih plinov. Nobena atmosfera drugih planetov v sončnem sistemu nima tolikšne količine kisika.

Po mnenju znanstvenikov je starost Zemlje 4,5 milijarde let, približno toliko, kolikor je obstajal njen edini satelit, Luna. Proti našemu planetu je vedno obrnjen le z eno stranjo. Na površju Lune je veliko kraterjev, gora in ravnic. Zelo slabo odbija sončno svetlobo, zato je vidna z Zemlje v bledi mesečini.

Mars

Ta planet je četrti od Sonca in je od njega oddaljen 1,5-krat bolj kot Zemlja. Premer Marsa je manjši od Zemljinega in znaša 6.779 km. Povprečna temperatura zraka na planetu se giblje od -155 stopinj do +20 stopinj na ekvatorju. Magnetno polje na Marsu je veliko šibkejše od Zemljinega, atmosfera pa je precej tanka, kar omogoča sončnemu sevanju nemoten vpliv na površje. V zvezi s tem, če obstaja življenje na Marsu, ga ni na površini.

Pri raziskovanju s pomočjo Marsovih roverjev je bilo ugotovljeno, da je na Marsu veliko gora, pa tudi posušene rečne struge in ledeniki. Površina planeta je prekrita z rdečim peskom. Barvo Marsa daje železov oksid.

Eden najpogostejših dogodkov na planetu so prašni viharji, ki so obsežni in uničujoči. Geološke aktivnosti na Marsu ni bilo mogoče zaznati, vendar je zanesljivo znano, da so se na planetu že zgodili pomembni geološki dogodki.

Ozračje Marsa je sestavljeno iz 96 % ogljikovega dioksida, 2,7 % dušika in 1,6 % argona. Kisik in vodna para sta prisotna v minimalnih količinah.

Dan na Marsu je po dolžini podoben dnevu na Zemlji in traja 24 ur 37 minut 23 sekund. Leto na planetu traja dvakrat dlje kot na Zemlji - 687 dni.

Planet ima dva satelita Phobos in Deimos. So majhne velikosti in neenakomerne oblike ter spominjajo na asteroide.

Včasih je Mars z Zemlje viden tudi s prostim očesom.

Plinski velikani

Jupiter

Ta planet je največji v sončnem sistemu in ima premer 139.822 km, kar je 19-krat več od Zemlje. Dan na Jupitru traja 10 ur, leto pa približno 12 zemeljskih let. Jupiter je v glavnem sestavljen iz ksenona, argona in kriptona. Če bi bil 60-krat večji, bi lahko postal zvezda zaradi spontane termonuklearne reakcije.

Povprečna temperatura na planetu je -150 stopinj Celzija. Ozračje je sestavljeno iz vodika in helija. Na njegovi površini ni kisika ali vode. Obstaja domneva, da je v atmosferi Jupitra led.

Jupiter ima ogromno satelitov - 67. Največji med njimi so Io, Ganimed, Kalisto in Evropa. Ganimed je ena največjih lun v Osončju. Njegov premer je 2634 km, kar je približno toliko kot Merkur. Poleg tega je na njegovi površini vidna debela plast ledu, pod katero je lahko voda. Callisto velja za najstarejšega od satelitov, saj je na njegovi površini največ kraterjev.

Saturn

Ta planet je drugi največji v sončnem sistemu. Njegov premer je 116.464 km. Po sestavi je najbolj podoben Soncu. Leto na tem planetu traja precej dolgo, skoraj 30 zemeljskih let, dan pa traja 10,5 ure. Povprečna površinska temperatura je -180 stopinj.

Njegovo ozračje je sestavljeno predvsem iz vodika in majhne količine helija. V njegovih zgornjih plasteh se pogosto pojavljajo nevihte in polarni sij.

Saturn je edinstven v tem, da ima 65 lun in več prstanov. Obroči so sestavljeni iz majhnih delcev ledu in kamnitih formacij. Ledeni prah odlično odbija svetlobo, zato so Saturnovi obroči zelo jasno vidni skozi teleskop. Ni pa edini planet z diademom, le manj opazen je na drugih planetih.

Uran

Uran je tretji največji planet v sončnem sistemu in sedmi od Sonca. Ima premer 50.724 km. Imenujejo ga tudi "ledeni planet", saj je temperatura na njegovi površini -224 stopinj. Dan na Uranu traja 17 ur, leto pa 84 zemeljskih let. Še več, poletje traja tako dolgo kot zima - 42 let. Ta naravni pojav je posledica dejstva, da se os tega planeta nahaja pod kotom 90 stopinj glede na orbito in se izkaže, da se zdi, da Uran "leži na boku".

Uran ima 27 lun. Najbolj znani med njimi so: Oberon, Titania, Ariel, Miranda, Umbriel.

Neptun

Neptun je osmi planet od Sonca. Po sestavi in ​​velikosti je podoben sosedu Uranu. Premer tega planeta je 49.244 km. Dan na Neptunu traja 16 ur, leto pa je enako 164 zemeljskim letom. Neptun je ledeni velikan in dolgo je veljalo, da se na njegovi ledeni površini ne dogajajo nobeni vremenski pojavi. Vendar je bilo pred kratkim odkrito, da ima Neptun besneče vrtince in hitrosti vetra, ki so najvišje med planeti v sončnem sistemu. Doseže 700 km/h.

Neptun ima 14 lun, najbolj znana med njimi je Triton. Znano je, da ima svojo atmosfero.

Neptun ima tudi prstane. Ta planet jih ima 6.

Zanimiva dejstva o planetih sončnega sistema

Merkur se v primerjavi z Jupitrom zdi kot pika na nebu. To so dejanska razmerja v sončnem sistemu:

Venero pogosto imenujemo Jutranja in Večernica, saj je prva od zvezd, vidnih na nebu ob sončnem zahodu in zadnja, ki izgine iz vidnosti ob zori.

Zanimivo dejstvo o Marsu je dejstvo, da so na njem našli metan. Zaradi tanke atmosfere nenehno izhlapeva, kar pomeni, da ima planet stalen vir tega plina. Tak vir bi lahko bili živi organizmi znotraj planeta.

Na Jupitru ni letnih časov. Največja skrivnost je tako imenovana "velika rdeča pega". Njegov izvor na površju planeta še ni povsem pojasnjen, znanstveniki domnevajo, da ga je oblikoval ogromen orkan, ki se že nekaj stoletij vrti z zelo veliko hitrostjo.

Zanimivo dejstvo je, da ima Uran, tako kot mnogi planeti v sončnem sistemu, svoj sistem obročev. Ker delci, ki jih sestavljajo, slabo odbijajo svetlobo, prstanov ni bilo mogoče zaznati takoj po odkritju planeta.

Neptun ima bogato modro barvo, zato je dobil ime po starorimskem bogu - gospodarju morij. Zaradi svoje oddaljenosti je bil ta planet eden zadnjih odkritih. Hkrati je bila njegova lokacija matematično izračunana in čez čas je bila vidna, in to točno na izračunanem mestu.

Svetloba Sonca doseže površje našega planeta v 8 minutah.

Osončje kljub dolgotrajnemu in skrbnemu preučevanju še vedno skriva veliko skrivnosti in skrivnosti, ki jih je treba še razkriti. Ena najbolj fascinantnih hipotez je domneva o prisotnosti življenja na drugih planetih, katere iskanje se aktivno nadaljuje.