Het planetaire systeem, genaamd de Solar, omvat het centrale licht - de zon, evenals vele ruimtevoorwerpen van verschillende grootte en status. Dit systeem is meer dan 4 miljard jaar geleden ontstaan ​​door de samendrukking van een wolk van stof en gas. Het grootste deel van de massa van de zonneplaneet is geconcentreerd in de zon. Acht grote planeten draaien om de ster in bijna cirkelvormige banen die zich binnen de platte schijf bevinden.

De binnenplaneten van het zonnestelsel worden beschouwd als Mercurius, Venus, Aarde en Mars (in volgorde van afstand tot de zon). Deze hemellichamen worden aardse planeten genoemd. Dit wordt gevolgd door de grootste planeten - Jupiter en Saturnus. De reeks wordt gecompleteerd door Uranus en Neptunus, die het verst van het centrum verwijderd zijn. Helemaal aan de rand van het systeem draait de dwergplaneet Pluto.

De aarde is de derde planeet in het zonnestelsel. Net als andere grote lichamen draait het rond de zon in een gesloten baan, gehoorzaam aan de zwaartekracht van de ster. De zon trekt hemellichamen naar zich toe, waardoor ze het centrum van het systeem niet kunnen naderen of wegvliegen in de ruimte. Samen met de planeten draaien kleinere lichamen rond de centrale ster - meteoren, kometen, asteroïden.

Kenmerken van de planeet Aarde

De gemiddelde afstand van de aarde tot het centrum van het zonnestelsel is 150 miljoen km. De locatie van de derde planeet bleek buitengewoon gunstig te zijn vanuit het oogpunt van het ontstaan ​​en de ontwikkeling van leven. De aarde ontvangt een karig deel van de warmte van de zon, maar deze energie is voldoende om levende organismen op de planeet te laten bestaan. Op Venus en Mars, de naaste buren van de aarde, zijn de omstandigheden in dit opzicht minder gunstig.

Onder de planeten van de zogenaamde terrestrische groep onderscheidt de aarde zich door de grootste dichtheid en grootte. De samenstelling van de lokale atmosfeer, die vrije zuurstof bevat, is uniek. De aanwezigheid van een krachtige hydrosfeer geeft de aarde ook zijn originaliteit. Deze factoren zijn een van de belangrijkste voorwaarden voor het bestaan ​​​​van biologische vormen geworden. Wetenschappers geloven dat de vorming van de interne structuur van de aarde nog steeds doorgaat vanwege tektonische processen die zich in de diepten voordoen.

In de directe omgeving van de aarde bevindt zich de maan, haar natuurlijke satelliet. Dit is het enige ruimteobject dat tot nu toe door mensen is bezocht. De gemiddelde afstand tussen de aarde en zijn satelliet is ongeveer 380 duizend km. Het maanoppervlak is bedekt met stof en puin. Er is geen atmosfeer op de satelliet van de aarde. Het is niet uitgesloten dat in de verre toekomst het grondgebied van de maan zal worden beheerst door de aardse beschaving.

De planeten van het zonnestelsel

Volgens het officiële standpunt van de International Astronomical Union (IAS), de organisatie die namen toekent aan astronomische objecten, zijn er slechts 8 planeten.

Pluto werd in 2006 uitgesloten van de categorie planeten. sinds in de Kuipergordel bevinden zich objecten die groter/of gelijk zijn aan Pluto. Daarom, zelfs als het wordt beschouwd als een volwaardig hemellichaam, is het noodzakelijk om Eris toe te voegen aan deze categorie, die bijna dezelfde grootte heeft als Pluto.

Zoals gedefinieerd door MAC, zijn er 8 bekende planeten: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.

Alle planeten zijn verdeeld in twee categorieën, afhankelijk van hun fysieke kenmerken: de aardse groep en de gasreuzen.

Schematische weergave van de locatie van de planeten

terrestrische planeten

kwik

De kleinste planeet in het zonnestelsel heeft een straal van slechts 2.440 km. De periode van omwenteling rond de zon, voor het gemak van begrip, gelijkgesteld aan het jaar van de aarde, is 88 dagen, terwijl Mercurius erin slaagt om slechts anderhalf keer een omwenteling rond zijn eigen as te voltooien. Zijn dag duurt dus ongeveer 59 aardse dagen. Lange tijd werd aangenomen dat deze planeet de hele tijd aan dezelfde kant naar de zon was gedraaid, aangezien de perioden van zichtbaarheid vanaf de aarde werden herhaald met een periodiciteit die ongeveer gelijk was aan vier Mercuriusdagen. Deze misvatting werd weggenomen met de komst van de mogelijkheid om radaronderzoek te gebruiken en constante observaties uit te voeren met behulp van ruimtestations. De baan van Mercurius is een van de meest onstabiele banen en verandert niet alleen de bewegingssnelheid en de afstand tot de zon, maar ook de positie zelf. Iedereen die geïnteresseerd is, kan dit effect waarnemen.

Mercurius in kleur, afbeelding van het ruimtevaartuig MESSENGER

Door de nabijheid van de zon ondervond Mercurius de grootste temperatuurschommelingen tussen de planeten van ons systeem. De gemiddelde dagtemperatuur is ongeveer 350 graden Celsius en de nachttemperatuur is -170 ° C. In de atmosfeer werden natrium, zuurstof, helium, kalium, waterstof en argon aangetroffen. Er is een theorie dat hij eerder een satelliet van Venus was, maar tot nu toe is dit niet bewezen. Hij heeft geen eigen satellieten.

Venus

De tweede planeet vanaf de zon, waarvan de atmosfeer bijna volledig uit koolstofdioxide bestaat. Het wordt vaak de Morgenster en de Avondster genoemd, omdat het de eerste van de sterren is die zichtbaar wordt na zonsondergang, net zoals het voor zonsopgang zichtbaar blijft, zelfs als alle andere sterren uit het zicht zijn verdwenen. Het percentage koolstofdioxide in de atmosfeer is 96%, stikstof daarin is relatief klein - bijna 4%, en waterdamp en zuurstof zijn in zeer kleine hoeveelheden aanwezig.

Venus in het UV-spectrum

Deze atmosfeer zorgt voor een broeikaseffect, de oppervlaktetemperatuur is daardoor nog hoger dan die van Mercurius en bereikt 475 °C. Het wordt als de meest ontspannen beschouwd, de Venusiaanse dag duurt 243 aardse dagen, wat bijna gelijk is aan een jaar op Venus - 225 aardse dagen. Velen noemen het de zus van de aarde vanwege zijn massa en straal, waarvan de waarden heel dicht bij die van de aarde liggen. De straal van Venus is 6052 km (0,85% van die van de aarde). Er zijn geen satellieten, zoals Mercurius.

De derde planeet vanaf de zon en de enige in ons systeem waar er vloeibaar water aan de oppervlakte is, zonder welke het leven op de planeet zich niet zou kunnen ontwikkelen. Tenminste het leven zoals wij het kennen. De straal van de aarde is 6371 km en, in tegenstelling tot de rest van de hemellichamen van ons systeem, is meer dan 70% van het oppervlak bedekt met water. De rest van de ruimte wordt ingenomen door continenten. Een ander kenmerk van de aarde zijn de tektonische platen die verborgen zijn onder de mantel van de planeet. Tegelijkertijd kunnen ze zich voortbewegen, zij het met een zeer lage snelheid, wat op den duur een verandering in het landschap veroorzaakt. De snelheid van de planeet die er langs beweegt is 29-30 km / sec.

Onze planeet vanuit de ruimte

Eén omwenteling om zijn as duurt bijna 24 uur, en een volledige omloopbaan duurt 365 dagen, wat veel langer is in vergelijking met de dichtstbijzijnde naburige planeten. De dag en het jaar van de aarde worden ook als standaard genomen, maar dit werd alleen gedaan voor het gemak van waarneming van tijdsintervallen op andere planeten. De aarde heeft één natuurlijke satelliet - de maan.

Mars

De vierde planeet vanaf de zon, bekend om zijn ijle atmosfeer. Sinds 1960 wordt Mars actief verkend door wetenschappers uit verschillende landen, waaronder de USSR en de Verenigde Staten. Niet alle verkenningsprogramma's zijn succesvol geweest, maar water dat in sommige gebieden wordt gevonden, suggereert dat er primitief leven op Mars bestaat of in het verleden heeft bestaan.

De helderheid van deze planeet stelt je in staat om het vanaf de aarde te zien zonder instrumenten. Bovendien wordt het eens in de 15-17 jaar, tijdens de oppositie, het helderste object aan de hemel en verduistert het zelfs Jupiter en Venus.

De straal is bijna de helft van die van de aarde en is 3390 km, maar het jaar is veel langer - 687 dagen. Hij heeft 2 satellieten - Phobos en Deimos .

Een illustratief model van het zonnestelsel

Aandacht! Animatie werkt alleen in browsers die de -webkit-standaard ondersteunen (Google Chrome, Opera of Safari).

• De zon

  De zon is een ster, een hete bal van gloeiende gassen in het centrum van ons zonnestelsel. Zijn invloed reikt veel verder dan de banen van Neptunus en Pluto. Zonder de zon en zijn intense energie en hitte zou er geen leven op aarde zijn. Er zijn miljarden sterren, zoals onze zon, verspreid over het Melkwegstelsel.

• kwik

  Verschroeid door de zon, is Mercurius slechts iets groter dan de satellietmaan van de aarde. Net als de maan heeft Mercurius praktisch geen atmosfeer en kan het de sporen van inslag van vallende meteorieten niet gladstrijken, daarom is het, net als de maan, bedekt met kraters. De dagzijde van Mercurius wordt op de Zon erg heet, terwijl aan de nachtzijde de temperatuur honderden graden onder nul zakt. Er is ijs in de kraters van Mercurius, die zich aan de polen bevinden. Mercurius maakt elke 88 dagen één omwenteling rond de zon.

• Venus

  Venus is een wereld van monsterlijke hitte (zelfs meer dan op Mercurius) en vulkanische activiteit. Vergelijkbaar in structuur en grootte met de aarde, Venus is bedekt met een dikke en giftige atmosfeer die een sterk broeikaseffect creëert. Deze verschroeide wereld is heet genoeg om lood te smelten. Radarbeelden door de machtige atmosfeer hebben vulkanen en verwrongen bergen onthuld. Venus draait in de tegenovergestelde richting van de rotatie van de meeste planeten.

• De aarde is een oceaanplaneet. Ons huis, met zijn overvloed aan water en leven, maakt het uniek in ons zonnestelsel. Andere planeten, waaronder meerdere manen, hebben ook ijsafzettingen, atmosfeer, seizoenen en zelfs weer, maar alleen op aarde kwamen al deze componenten zo samen dat leven mogelijk werd.

• Mars

  Hoewel details van het oppervlak van Mars vanaf de aarde moeilijk te zien zijn, blijkt uit telescoopwaarnemingen dat Mars seizoenen en witte vlekken op de polen heeft. Decennia lang geloofden mensen dat de heldere en donkere gebieden op Mars vegetatieve plekken waren en dat Mars een geschikte plek voor leven zou kunnen zijn, en dat er water in de poolkappen bestaat. Toen het ruimtevaartuig Mariner 4 in 1965 van Mars afvloog, waren veel wetenschappers geschokt toen ze foto's van de sombere planeet zagen bedekt met kraters. Mars bleek een dode planeet te zijn. Latere missies onthulden echter dat Mars nog veel mysteries bevat die nog moeten worden opgelost.

• Jupiter

  Jupiter is de meest massieve planeet in ons zonnestelsel, met vier grote manen en vele kleine manen. Jupiter vormt een soort miniatuur zonnestelsel. Om een ​​volwaardige ster te worden, moest Jupiter 80 keer massiever worden.

• Saturnus

  Saturnus is de verste van de vijf planeten die bekend waren vóór de uitvinding van de telescoop. Net als Jupiter bestaat Saturnus voornamelijk uit waterstof en helium. Het volume is 755 keer dat van de aarde. Winden in de atmosfeer bereiken snelheden van 500 meter per seconde. Deze snelle winden, gecombineerd met de hitte die vanuit het binnenste van de planeet opstijgt, veroorzaken de gele en gouden strepen die we in de atmosfeer zien.

• Uranus

  De eerste planeet die met een telescoop werd gevonden, Uranus, werd in 1781 ontdekt door astronoom William Herschel. De zevende planeet staat zo ver van de zon dat een omwenteling rond de zon 84 jaar duurt.

• Neptunus

  Bijna 4,5 miljard kilometer van de zon draait het verre Neptunus. Het duurt 165 jaar voor één omwenteling rond de zon. Het is onzichtbaar voor het blote oog vanwege de grote afstand tot de aarde. Interessant is dat zijn ongebruikelijke elliptische baan de baan van de dwergplaneet Pluto kruist, en daarom bevindt Pluto zich ongeveer 20 van de 248 jaar in de baan van Neptunus, terwijl hij één omwenteling rond de zon maakt.

• Pluto

  Klein, koud en ongelooflijk ver weg, Pluto werd ontdekt in 1930 en werd lange tijd beschouwd als de negende planeet. Maar na de ontdekkingen van Pluto-achtige werelden die nog verder weg lagen, werd Pluto in 2006 overgeplaatst naar de categorie dwergplaneten.

Planeten zijn reuzen

Er zijn vier gasreuzen buiten de baan van Mars: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus. Ze zijn te vinden in het buitenste zonnestelsel. Ze onderscheiden zich door hun massiviteit en gassamenstelling.

Planeten van het zonnestelsel, niet geschaald

Jupiter

De vijfde op rij vanaf de zon en de grootste planeet in ons systeem. De straal is 69912 km, het is 19 keer groter dan de aarde en slechts 10 keer kleiner dan de zon. Het jaar op Jupiter is niet het langste in het zonnestelsel, het duurt 4333 aardse dagen (minder dan 12 jaar). Zijn eigen dag duurt ongeveer 10 aardse uren. De exacte samenstelling van het oppervlak van de planeet is nog niet vastgesteld, maar het is bekend dat krypton, argon en xenon in veel grotere hoeveelheden op Jupiter aanwezig zijn dan op de zon.

Er wordt aangenomen dat een van de vier gasreuzen eigenlijk een mislukte ster is. Deze theorie wordt ondersteund door het grootste aantal satellieten, waarvan Jupiter er veel heeft - maar liefst 67. Om hun gedrag in de baan van de planeet voor te stellen, is een voldoende nauwkeurig en duidelijk model van het zonnestelsel nodig. De grootste daarvan zijn Callisto, Ganymedes, Io en Europa. Tegelijkertijd is Ganymedes de grootste satelliet van de planeten in het hele zonnestelsel, de straal is 2634 km, wat 8% groter is dan de grootte van Mercurius, de kleinste planeet in ons systeem. Io verschilt daarin dat het een van de drie satellieten met een atmosfeer is.

Saturnus

De op een na grootste planeet en de zesde in het zonnestelsel. Vergeleken met andere planeten lijkt de samenstelling van chemische elementen het meest op die van de zon. De straal van het oppervlak is 57350 km, het jaar is 10 759 dagen (bijna 30 aardse jaren). De dag duurt hier iets langer dan op Jupiter - 10,5 aardse uren. Door het aantal satellieten loopt het niet veel achter op zijn buurman - 62 tegen 67. De grootste satelliet van Saturnus is Titan, net als Io, dat een atmosfeer heeft. Iets kleiner dan hij, maar daarom niet minder beroemd - Enceladus, Rhea, Dione, Tethys, Iapetus en Mimas. Het zijn deze satellieten die de objecten zijn voor de meest frequente observatie, en daarom kunnen we zeggen dat ze het meest bestudeerd zijn in vergelijking met de rest.

Lange tijd werden de ringen op Saturnus beschouwd als een uniek fenomeen dat alleen aan hem inherent was. Pas recent is vastgesteld dat ringen in alle gasreuzen aanwezig zijn, maar in andere zijn ze niet zo duidelijk zichtbaar. Hun oorsprong is nog niet vastgesteld, hoewel er verschillende hypothesen zijn over hoe ze tot stand zijn gekomen. Daarnaast is recentelijk ontdekt dat Rhea, een van de satellieten van de zesde planeet, ook een soort ringen bezit.

De ruimte heeft lang de aandacht van mensen getrokken. Astronomen begonnen in de middeleeuwen de planeten van het zonnestelsel te bestuderen en onderzochten ze in primitieve telescopen. Maar een grondige classificatie, een beschrijving van de structurele kenmerken en beweging van hemellichamen werd pas in de 20e eeuw mogelijk. Met de komst van krachtige apparatuur, ultramoderne observatoria en ruimtevaartuigen werden verschillende voorheen onbekende objecten ontdekt. Nu kan elke leerling alle planeten van het zonnestelsel in volgorde opsommen. Bijna allemaal zijn ze door een ruimtesonde afgedaald en tot nu toe is de mens alleen naar de maan geweest.

Wat is het zonnestelsel?

Het heelal is enorm en omvat vele sterrenstelsels. Ons zonnestelsel maakt deel uit van een sterrenstelsel met meer dan 100 miljard sterren. Maar er zijn er maar weinig die op de zon lijken. Kortom, het zijn allemaal rode dwergen, die zowel kleiner van formaat zijn als minder fel schijnen. Wetenschappers hebben gesuggereerd dat het zonnestelsel werd gevormd na de opkomst van de zon. Het enorme zwaartekrachtsveld werd opgevangen door een gas-stofwolk, waaruit, als gevolg van geleidelijke afkoeling, deeltjes vaste materie werden gevormd. In de loop van de tijd werden er hemellichamen uit gevormd. Er wordt aangenomen dat de zon zich nu in het midden van zijn levenspad bevindt, dus hij zal nog enkele miljarden jaren blijven bestaan, evenals alle hemellichamen die ervan afhankelijk zijn. Astronomen hebben lange tijd de nabije ruimte bestudeerd en iedereen weet welke planeten in het zonnestelsel er zijn. Foto's ervan, genomen vanuit ruimtesatellieten, zijn te vinden op de pagina's van allerlei informatiebronnen die aan dit onderwerp zijn gewijd. Alle hemellichamen worden vastgehouden door het sterke zwaartekrachtsveld van de zon, dat meer dan 99% van het volume van het zonnestelsel uitmaakt. Grote hemellichamen roteren rond de ster en rond zijn as in één richting en in één vlak, dat het vlak van de ecliptica wordt genoemd.

De planeten van het zonnestelsel op volgorde

In de moderne astronomie is het gebruikelijk om hemellichamen te beschouwen vanaf de zon. In de 20e eeuw werd een classificatie gemaakt, die 9 planeten van het zonnestelsel omvat. Maar de nieuwste verkenning van de ruimte en de nieuwste ontdekkingen hebben wetenschappers ertoe aangezet veel posities in de astronomie te herzien. En in 2006, op het internationale congres, werd Pluto vanwege zijn kleine omvang (een dwerg van niet meer dan drieduizend km in diameter) uitgesloten van het aantal klassieke planeten, en er waren er acht. Nu heeft de structuur van ons zonnestelsel een symmetrisch, slank uiterlijk gekregen. Het omvat vier terrestrische planeten: Mercurius, Venus, Aarde en Mars, dan komt de asteroïdengordel, gevolgd door vier reuzenplaneten: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Aan de rand van het zonnestelsel passeert ook die wetenschappers de Kuipergordel noemden. Daarin bevindt zich Pluto. Deze plaatsen worden nog steeds slecht begrepen vanwege hun afgelegen ligging van de zon.

Kenmerken van de terrestrische planeten

Waardoor kunnen deze hemellichamen aan één groep worden toegeschreven? Laten we de belangrijkste kenmerken van de binnenplaneten opsommen:

• relatief klein formaat;
• hard oppervlak, hoge dichtheid en vergelijkbare samenstelling (zuurstof, silicium, aluminium, ijzer, magnesium en andere zware elementen);
• de aanwezigheid van de atmosfeer;
• dezelfde structuur: een kern van ijzer met nikkelonzuiverheden, een mantel bestaande uit silicaten en een korst van silicaatgesteenten (behalve Mercurius, het heeft geen korst);
• een klein aantal satellieten - slechts 3 voor vier planeten;
• vrij zwak magnetisch veld.

Kenmerken van de reuzenplaneten

Wat betreft de buitenste planeten, of gasreuzen, ze hebben de volgende vergelijkbare kenmerken:

• grote maten en massa's;
• ze hebben geen vast oppervlak en bestaan ​​uit gassen, voornamelijk helium en waterstof (daarom worden ze ook wel gasreuzen genoemd);
• vloeibare kern, bestaande uit metallische waterstof;
• hoge rotatiesnelheid;
• een sterk magnetisch veld, wat de ongebruikelijkheid verklaart van veel processen die erop plaatsvinden;
• er zijn 98 satellieten in deze groep, waarvan de meeste tot Jupiter behoren;
• het meest karakteristieke kenmerk van gasreuzen is de aanwezigheid van ringen. Alle vier de planeten hebben ze, maar ze zijn niet altijd merkbaar.

De eerste planeet - Mercurius

Het bevindt zich het dichtst bij de zon. Daarom lijkt het licht vanaf het oppervlak drie keer groter dan vanaf de aarde. Dit verklaart ook de sterke temperatuurdalingen: van -180 naar +430 graden. Mercurius draait heel snel om zijn baan. Misschien heeft hij daarom zo'n naam gekregen, want in de Griekse mythologie is Mercurius de boodschapper van de goden. Er is hier praktisch geen atmosfeer en de lucht is altijd zwart, maar de zon schijnt heel fel. Bij de polen zijn er echter plaatsen waar de stralen nooit vallen. Dit fenomeen kan worden verklaard door de kanteling van de rotatie-as. Er is geen water gevonden op het oppervlak. Deze omstandigheid, evenals de abnormaal hoge dagtemperatuur (evenals de lage nacht), verklaren volledig het feit dat er geen leven op de planeet is.

Venus

Als je de planeten van het zonnestelsel op volgorde bestudeert, dan is Venus de tweede op rij. Mensen konden het zelfs in de oudheid aan de hemel zien, maar omdat het alleen 's ochtends en' s avonds werd getoond, geloofde men dat dit 2 verschillende objecten waren. Trouwens, onze Slavische voorouders noemden haar Mertsana. Het is het derde helderste object in ons zonnestelsel. Vroeger noemde men hem de morgen- en avondster, omdat hij het best te zien is voor zonsopgang en zonsondergang. Venus en aarde lijken qua structuur, samenstelling, grootte en zwaartekracht erg op elkaar. Rond zijn as beweegt deze planeet heel langzaam en maakt een complete omwenteling in 243.02 aardse dagen. Natuurlijk zijn de omstandigheden op Venus heel anders dan die op aarde. Het is twee keer zo dicht bij de zon, dus het is er erg warm. De hoge temperatuur wordt ook verklaard door het feit dat dikke wolken zwavelzuur en een atmosfeer van koolstofdioxide een broeikaseffect op de planeet creëren. Bovendien is de druk aan het oppervlak 95 keer groter dan op aarde. Daarom duurde het eerste schip dat Venus in de jaren 70 van de 20e eeuw bezocht daar niet langer dan een uur. Een kenmerk van de planeet is ook het feit dat deze in de tegenovergestelde richting draait in vergelijking met de meeste planeten. Meer astronomen over dit hemellichaam zijn nog niet bekend.

De derde planeet vanaf de zon

De enige plaats in het zonnestelsel en in het hele universum die astronomen kennen, waar leven bestaat, is de aarde. In de terrestrische groep heeft het de grootste afmetingen. Wat zijn ze nog meer?

1. De grootste zwaartekracht onder de terrestrische planeten.
2. Zeer sterk magnetisch veld.
3. Hoge dichtheid.
4. Zij is de enige van alle planeten met een hydrosfeer, die heeft bijgedragen aan de vorming van leven.
5. Het heeft de grootste satelliet in vergelijking met zijn grootte, die zijn kanteling ten opzichte van de zon stabiliseert en natuurlijke processen beïnvloedt.

De planeet Mars

Het is een van de kleinste planeten in onze Melkweg. Als we de planeten van het zonnestelsel op volgorde bekijken, dan is Mars de vierde vanaf de zon. De atmosfeer is zeer ijl en de druk aan het oppervlak is bijna 200 keer minder dan op aarde. Om dezelfde reden worden zeer sterke temperatuurverschillen waargenomen. De planeet Mars is weinig bestudeerd, hoewel het al lang de aandacht van mensen heeft getrokken. Volgens wetenschappers is dit het enige hemellichaam waarop leven zou kunnen bestaan. Inderdaad, in het verleden was er water op het oppervlak van de planeet. Deze conclusie kan worden getrokken op basis van het feit dat er aan de polen grote ijskappen zijn en dat het oppervlak bedekt is met vele voren, die opgedroogde rivierbeddingen zouden kunnen zijn. Daarnaast zijn er enkele mineralen op Mars die zich alleen kunnen vormen in aanwezigheid van water. Een ander kenmerk van de vierde planeet is de aanwezigheid van twee satellieten. Hun ongebruikelijkheid is dat Phobos geleidelijk zijn rotatie vertraagt ​​en de planeet nadert, terwijl Deimos daarentegen weggaat.

Waar staat Jupiter bekend om?

De vijfde planeet is de grootste. Het volume van Jupiter zou 1300 aardes passen, en zijn massa is 317 keer groter dan die van de aarde. Zoals alle gasreuzen is de structuur waterstof-helium, wat doet denken aan de samenstelling van sterren. Jupiter is de meest interessante planeet, die veel karakteristieke kenmerken heeft:

• het is het derde helderste hemellichaam na de maan en Venus;
• Jupiter heeft het sterkste magnetische veld van alle planeten;
• Het maakt een volledige omwenteling rond de as in slechts 10 aardse uren - sneller dan andere planeten;
• een interessant kenmerk van Jupiter is een grote rode vlek - dit is hoe de atmosferische vortex die tegen de klok in draait zichtbaar is vanaf de aarde;
• net als alle reuzenplaneten heeft het ringen, hoewel niet zo helder als die van Saturnus;
• deze planeet heeft het grootste aantal satellieten. Hij heeft er 63. De bekendste zijn Europa, waar ze water vonden, Ganymedes - de grootste satelliet van de planeet Jupiter, evenals Io en Calisto;
• een ander kenmerk van de planeet is dat in de schaduw de oppervlaktetemperatuur hoger is dan op plaatsen die door de zon worden verlicht.

planeet saturnus

Het is de op één na grootste gasreus, ook genoemd naar een oude god. Het is samengesteld uit waterstof en helium, maar er zijn sporen van methaan, ammoniak en water op het oppervlak gevonden. Wetenschappers hebben ontdekt dat Saturnus de meest ijle planeet is. De dichtheid is kleiner dan die van water. Deze gasreus roteert zeer snel - hij maakt één omwenteling in 10 aardse uren, waardoor de planeet vanaf de zijkanten wordt afgeplat. Enorme snelheden op Saturnus en de wind - tot 2000 kilometer per uur. Dit is meer dan de snelheid van het geluid. Saturnus heeft nog een ander onderscheidend kenmerk: het heeft 60 satellieten in zijn aantrekkingskracht. De grootste van hen - Titan - is de op een na grootste in het hele zonnestelsel. Het unieke van dit object ligt in het feit dat wetenschappers tijdens het verkennen van het oppervlak voor het eerst een hemellichaam ontdekten met omstandigheden die vergelijkbaar waren met die op aarde ongeveer 4 miljard jaar geleden. Maar het belangrijkste kenmerk van Saturnus is de aanwezigheid van heldere ringen. Ze omcirkelen de planeet rond de evenaar en reflecteren meer licht dan zichzelf. Vier is het meest verbazingwekkende fenomeen in het zonnestelsel. Ongebruikelijk bewegen de binnenste ringen sneller dan de buitenste ringen.

- Uranus

Dus we blijven de planeten van het zonnestelsel op volgorde bekijken. De zevende planeet vanaf de zon is Uranus. Het is de koudste van allemaal - de temperatuur daalt tot -224 ° C. Bovendien vonden wetenschappers geen metallische waterstof in zijn samenstelling, maar vonden ze gemodificeerd ijs. Daarom behoort Uranus tot een aparte categorie ijsreuzen. Een verbazingwekkend kenmerk van dit hemellichaam is dat het roteert terwijl het op zijn zij ligt. De verandering van de seizoenen op de planeet is ook ongebruikelijk: gedurende 42 aardse jaren heerst daar de winter, en de zon verschijnt helemaal niet, de zomer duurt ook 42 jaar en de zon gaat op dit moment niet onder. In de lente en de herfst verschijnt het licht om de 9 uur. Zoals alle reuzenplaneten heeft Uranus ringen en veel manen. Er draaien maar liefst 13 ringen omheen, maar ze zijn niet zo helder als die van Saturnus, en de planeet heeft slechts 27 satellieten. Als we Uranus vergelijken met de aarde, dan is hij 4 keer groter dan hij, 14 keer zwaarder en is bevindt zich op een afstand van 19 keer het pad naar het licht van onze planeet.

Neptunus: de onzichtbare planeet

Nadat Pluto was uitgesloten van het aantal planeten, werd Neptunus de laatste van de zon in het systeem. Het bevindt zich 30 keer verder van de ster dan de aarde, en is niet zichtbaar vanaf onze planeet, zelfs niet door een telescoop. Wetenschappers ontdekten het als het ware bij toeval: door de bewegingskenmerken van de planeten die er het dichtst bij stonden en hun satellieten te observeren, concludeerden ze dat er nog een groot hemellichaam buiten de baan van Uranus moest zijn. Na ontdekking en onderzoek werden interessante kenmerken van deze planeet onthuld:

• door de aanwezigheid van een grote hoeveelheid methaan in de atmosfeer, lijkt de kleur van de planeet vanuit de ruimte blauwgroen;
• De baan van Neptunus is bijna perfect cirkelvormig;
• de planeet draait heel langzaam - hij maakt één cirkel in 165 jaar;
• Neptunus is 4 keer zo groot als de aarde en 17 keer zwaarder, maar de zwaartekracht is bijna hetzelfde als op onze planeet;
• de grootste van de 13 satellieten van deze reus is Triton. Hij is altijd met één kant naar de planeet gekeerd en nadert deze langzaam. Uit deze tekens suggereerden wetenschappers dat hij werd gevangen door de zwaartekracht van Neptunus.

Er zijn ongeveer honderd miljard planeten in het hele Melkwegstelsel. Tot nu toe kunnen wetenschappers zelfs enkele ervan niet bestuderen. Maar het aantal planeten in het zonnestelsel is bij bijna alle mensen op aarde bekend. Toegegeven, in de 21e eeuw is de interesse in astronomie een beetje vervaagd, maar zelfs kinderen kennen de naam van de planeten van het zonnestelsel.

Het zonnestelsel is ons ruimtegebied en de planeten erin zijn thuis. Mee eens, elk huis zou zijn eigen nummer moeten hebben.

In dit artikel leer je over de juiste opstelling van de planeten, en waarom ze zo worden genoemd en niet anders.

Laten we beginnen met de zon.

Letterlijk is de ster van het artikel van vandaag de zon. Ze noemden hem dat, volgens sommige bronnen, ter ere van de Romeinse god Sol, hij de god van het hemellichaam was. De wortel "sol" is aanwezig in bijna alle talen van de wereld en geeft op de een of andere manier een associatie met het moderne concept van de zon.

Vanuit dit licht begint de juiste volgorde van objecten, die elk op hun eigen manier uniek zijn.

kwik

Het allereerste object van onze aandacht is Mercurius., zo genoemd ter ere van de goddelijke boodschapper van Mercurius, onderscheiden door zijn fenomenale snelheid. En Mercurius zelf is zeker niet traag - vanwege zijn locatie draait hij sneller om de zon dan alle planeten van ons systeem, en is bovendien het kleinste "huis" dat rond onze ster draait.

Interessante feiten:

• Mercurius draait om de zon in een ellipsvormige baan, en niet rond, zoals andere planeten, en deze baan verschuift voortdurend.
• Mercurius heeft een ijzeren kern, goed voor 40% van zijn totale massa en 83% van zijn volume.
• Mercurius is met het blote oog aan de hemel te zien.

Venus

“Huis” is nummer twee in ons systeem. Venus is vernoemd naar een godin- de mooie patrones van de liefde. In grootte is Venus slechts iets inferieur aan onze aarde. De atmosfeer bestaat bijna volledig uit koolstofdioxide. Er is zuurstof in de atmosfeer, maar in zeer kleine hoeveelheden.

Interessante feiten:

aarde

Het enige ruimteobject waarop leven is ontdekt, is de derde planeet in ons systeem. Voor een comfortabel leven van levende organismen heeft de aarde alles: een geschikte temperatuur, zuurstof en water. De naam van onze planeet komt van de Oerslavische wortel "-zem", wat "laag" betekent. Waarschijnlijk werd het in de oudheid zo genoemd omdat het als plat werd beschouwd, met andere woorden, "laag".

Interessante feiten:

• De satelliet van de aarde De maan is de grootste satelliet onder de satellieten van de terrestrische planeten - dwergplaneten.
• Het is de dichtste planeet onder de terrestrische groep.
• Aarde en Venus worden soms zussen genoemd omdat ze allebei een atmosfeer hebben.

Mars

De vierde planeet vanaf de zon. Mars is vernoemd naar de oude Romeinse god van de oorlog vanwege zijn bloedrode kleur, die helemaal niet bloederig is, maar in feite ijzer. Het is het hoge ijzergehalte dat het oppervlak van Mars zijn rode kleur geeft. Mars is kleiner dan de aarde, maar heeft twee satellieten: Phobos en Deimos.

Interessante feiten:

Asteroïdengordel

De asteroïdengordel bevindt zich tussen Mars en Jupiter... Het fungeert als een grens tussen de terrestrische planeten en reuzenplaneten. Sommige wetenschappers geloven dat de asteroïdengordel niets meer is dan een planeet die in fragmenten uiteenviel. Maar tot nu toe is de hele wereld meer geneigd tot de theorie dat de asteroïdengordel een gevolg is van de oerknal die het sterrenstelsel heeft voortgebracht.

Jupiter

Jupiter is het vijfde "huis" vanaf de zon. Het is twee en een half keer zwaarder dan alle planeten in de melkweg samen. Jupiter is vernoemd naar de oude Romeinse koning van de goden, hoogstwaarschijnlijk vanwege zijn imposante omvang.

Interessante feiten:

Saturnus

Saturnus is vernoemd naar de Romeinse god van de landbouw. De sikkel is het symbool van Saturnus. De zesde planeet staat bekend om zijn ringen. Saturnus heeft de laagste dichtheid van alle natuurlijke satellieten die om de zon draaien. De dichtheid is zelfs lager dan die van water.

Interessante feiten:

• Saturnus heeft 62 manen. De bekendste zijn: Titan, Enceladus, Iapetus, Dione, Tethys, Rhea en Mimas.
• Saturnusmaan Titan heeft de belangrijkste atmosfeer van alle satellieten in het systeem, en Rhea heeft ringen zoals Saturnus zelf.
• De samenstelling van de chemische elementen van de zon en Saturnus lijkt meer op die van de zon en andere objecten van het zonnestelsel.

Uranus

Het zevende "huis" in het zonnestelsel. Soms wordt Uranus een "luie planeet" genoemd, omdat hij tijdens rotatie op zijn kant ligt - de helling van zijn as is 98 graden. Uranus is ook de lichtste planeet in ons systeem en zijn manen zijn vernoemd naar de personages van William Shakespeare en Alexander Pope. Uranus zelf is vernoemd naar de Griekse god van de hemel.

Interessante feiten:

• Uranus heeft 27 manen, waarvan de bekendste Titania, Ariel, Umbriel en Miranda zijn.
• De temperatuur op Uranus is -224 graden Celsius.
• Een jaar op Uranus is gelijk aan 84 jaar op aarde.

Neptunus

De achtste, de laatste planeet van het zonnestelsel, bevindt zich dicht genoeg bij zijn buurman Uranus. Neptunus dankt zijn naam aan de god van de zeeën en oceanen. Het is duidelijk dat het aan dit ruimteobject is gegeven nadat onderzoekers de diepblauwe kleur van Neptunus hadden gezien.

Interessante feiten:

Over Pluto

Pluto wordt sinds augustus 2006 officieel niet meer als een planeet beschouwd. Het werd als te klein beschouwd en uitgeroepen tot een asteroïde. De naam van de voormalige planeet van de melkweg is helemaal niet de naam van een god. De ontdekker van deze nu asteroïde noemde dit ruimteobject naar het favoriete stripfiguur van zijn dochter, de hond Pluto.

In dit artikel hebben we kort de locatie van de planeten besproken. We hopen dat u dit artikel nuttig en informatief vindt.

ZONNESTELSEL
De zon en de hemellichamen die eromheen draaien - 9 planeten, meer dan 63 satellieten, vier ringen in de buurt van reuzenplaneten, tienduizenden asteroïden, een groot aantal meteoroïden variërend in grootte van rotsblokken tot stofkorrels, evenals miljoenen kometen. Deeltjes van de zonnewind - elektronen en protonen - bewegen in de ruimte ertussen. Het hele zonnestelsel is nog niet verkend: de meeste planeten en hun satellieten zijn bijvoorbeeld alleen geskimd van flyby-trajecten, er is slechts één halfrond van Mercurius gefotografeerd en er zijn nog geen expedities naar Pluto geweest. Maar desondanks zijn er met behulp van telescopen en ruimtesondes al veel belangrijke gegevens verzameld.
Bijna alle massa van het zonnestelsel (99,87%) is geconcentreerd in de zon. De grootte van de zon is ook beduidend groter dan welke planeet dan ook in zijn systeem: zelfs Jupiter, die 11 keer zo groot is als de aarde, heeft een straal die 10 keer kleiner is dan die van de zon. De zon is een gewone ster die door de hoge oppervlaktetemperatuur uit zichzelf schijnt. De planeten schijnen met gereflecteerd zonlicht (albedo), omdat ze zelf behoorlijk koud zijn. Ze zijn gerangschikt in de volgende volgorde vanaf de zon: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto. Afstanden in het zonnestelsel worden meestal gemeten in eenheden van de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, een astronomische eenheid genoemd (1 AU = 149,6 miljoen km). De gemiddelde afstand van Pluto tot de zon is bijvoorbeeld 39 AU, maar soms beweegt het zich met 49 AU weg. Van kometen is bekend dat ze wegvliegen bij 50.000 AU. De afstand van de aarde tot de dichtstbijzijnde ster een centaur is 272.000 AU of 4,3 lichtjaar (dwz licht dat met een snelheid van 299.793 km / s reist, legt deze afstand af in 4,3 jaar). Ter vergelijking: van de zon tot de aarde bereikt het licht in 8 minuten en tot Pluto in 6 uur.

De planeten draaien om de zon in bijna cirkelvormige banen, die ongeveer in hetzelfde vlak liggen, tegen de klok in, gezien vanaf de noordpool van de aarde. Het vlak van de baan van de aarde (het vlak van de ecliptica) ligt dicht bij het middenvlak van de banen van de planeten. Daarom passeren de zichtbare paden van de planeten, de zon en de maan aan de hemel de lijn van de ecliptica, en ze zijn zelf altijd zichtbaar tegen de achtergrond van de sterrenbeelden van de dierenriem. Orbitale hellingen worden gemeten vanaf het eclipticavlak. Kantelhoeken kleiner dan 90 ° komen overeen met voorwaartse orbitale beweging (tegen de klok in) en hoeken groter dan 90 ° komen overeen met omgekeerde beweging. Alle planeten van het zonnestelsel bewegen in voorwaartse richting; Pluto heeft de grootste orbitale helling (17°). Veel kometen bewegen in de tegenovergestelde richting, de baan van Halley's baan is bijvoorbeeld 162 °. De banen van alle lichamen in het zonnestelsel zijn zeer dicht bij ellipsen. De grootte en vorm van de elliptische baan wordt gekenmerkt door de halve lange as van de ellips (de gemiddelde afstand van de planeet tot de zon) en excentriciteit, variërend van e = 0 voor cirkelvormige banen tot e = 1 voor extreem langwerpige banen. Het punt van de baan dat zich het dichtst bij de zon bevindt, wordt het perihelium genoemd, en het verste punt is het aphelium.
zie ook BAAN; TAPERIGE SECTIES. Vanuit het oogpunt van de aardse waarnemer zijn de planeten van het zonnestelsel verdeeld in twee groepen. Mercurius en Venus, die dichter bij de zon staan ​​dan de aarde, worden lagere (interne) planeten genoemd en verder weg (van Mars tot Pluto) - bovenste (externe). De lagere planeten hebben een beperkte afstand tot de zon: 28° voor Mercurius en 47° voor Venus. Wanneer zo'n planeet zo ver mogelijk weg is ten westen (oosten) van de zon, wordt gezegd dat hij zich in de grootste westelijke (oostelijke) elongatie bevindt. Wanneer de lagere planeet direct voor de zon zichtbaar is, wordt gezegd dat deze in lagere conjunctie is; wanneer direct achter de zon - in de bovenste conjunctie. Net als de maan doorlopen deze planeten alle fasen van verlichting door de zon tijdens de synodische periode Ps - de tijd waarin de planeet terugkeert naar zijn oorspronkelijke positie ten opzichte van de zon vanuit het oogpunt van de aardse waarnemer. De ware omlooptijd van de planeet (P) wordt siderisch genoemd. Voor de lagere planeten zijn deze perioden gerelateerd aan de verhouding:
1 / Ps = 1 / P - 1 / Po waarbij Po de omlooptijd van de aarde is. Voor de bovenplaneten heeft een vergelijkbare verhouding een andere vorm: 1 / Ps = 1 / Po - 1 / P Voor de bovenplaneten is een beperkt aantal fasen kenmerkend. De maximale fasehoek (zon-planeet-aarde) is 47° voor Mars, 12° voor Jupiter en 6° voor Saturnus. Wanneer de bovenste planeet zichtbaar is achter de zon, is deze in conjunctie, en wanneer in de tegenovergestelde richting van de zon, is deze in oppositie. De planeet, waargenomen op een hoekafstand van 90 ° van de zon, staat vierkant (oost of west). De asteroïdengordel, die tussen de banen van Mars en Jupiter loopt, verdeelt het zonnestelsel in twee groepen. Binnenin bevinden zich de terrestrische planeten (Mercurius, Venus, Aarde en Mars), vergelijkbaar in die zin dat het kleine, rotsachtige en vrij dichte lichamen zijn: hun gemiddelde dichtheden zijn van 3,9 tot 5,5 g / cm3. Ze draaien relatief langzaam om hun as, zijn verstoken van ringen en hebben weinig natuurlijke satellieten: de maan van de aarde en de Mars Phobos en Deimos. Buiten de asteroïdengordel bevinden zich de reuzenplaneten: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Ze worden gekenmerkt door grote stralen, lage dichtheid (0,7-1,8 g/cm3) en diepe atmosferen die rijk zijn aan waterstof en helium. Jupiter, Saturnus en mogelijk andere reuzen hebben geen vaste oppervlakken. Ze draaien allemaal snel, hebben veel satellieten en zijn omgeven door ringen. Verre kleine Pluto en grote satellieten van reuzenplaneten lijken in veel opzichten op de terrestrische planeten. Oude mensen kenden planeten die met het blote oog zichtbaar waren, d.w.z. alle interne en externe tot Saturnus. W. Herschel ontdekte Uranus in 1781. De eerste asteroïde werd ontdekt door J. Piazzi in 1801. Door afwijkingen in de beweging van Uranus te analyseren, ontdekten W. Leverrier en J. Adams theoretisch Neptunus; op de berekende plaats werd het ontdekt door I. Galle in 1846. De verste planeet - Pluto - werd in 1930 ontdekt door K. Thombo als resultaat van een lange zoektocht naar een Zaneptune-planeet, georganiseerd door P. Lovell. Galileo ontdekte in 1610 vier grote manen van Jupiter. Sindsdien zijn er met behulp van telescopen en ruimtesondes talloze satellieten gevonden op alle buitenplaneten. H. Huygens stelde in 1656 vast dat Saturnus omgeven is door een ring. De donkere ringen van Uranus werden in 1977 vanaf de aarde ontdekt door de bedekking van de ster te observeren. De transparante stenen ringen van Jupiter werden in 1979 ontdekt door de Voyager 1 interplanetaire sonde. Sinds 1983, op de momenten van sterdekking, zijn er tekenen van inhomogene ringen rond Neptunus; in 1989 werd het beeld van deze ringen uitgezonden door Voyager 2.
zie ook
ASTRONOMIE EN ASTROFYSICA;
DIERENRIEM;
RUIMTESONDE ;
HEMELSE SFEER.
ZON
In het centrum van het zonnestelsel bevindt zich de zon - een typische enkele ster met een straal van ongeveer 700.000 km en een massa van 2 * 10 30 kg. De temperatuur van het zichtbare oppervlak van de zon - fotosfeer - ca. 5800 K. De dichtheid van gas in de fotosfeer is duizenden keren kleiner dan de dichtheid van lucht aan het aardoppervlak. Binnen in de zon nemen temperatuur, dichtheid en druk toe met de diepte en bereiken in het midden respectievelijk 16 miljoen K, 160 g / cm3 en 3,5 * 10 11 bar (luchtdruk in de kamer is ongeveer 1 bar). Onder invloed van hoge temperaturen in de kern van de zon wordt waterstof omgezet in helium waarbij veel warmte vrijkomt; dit zorgt ervoor dat de zon niet wordt samengedrukt door zijn eigen zwaartekracht. De energie die vrijkomt in de kern verlaat de zon voornamelijk in de vorm van straling van de fotosfeer met een vermogen van 3,86 * 10 26 W. Met zo'n intensiteit zendt de zon al 4,6 miljard jaar uit, waarbij ze in die tijd 4% van zijn waterstof tot helium heeft verwerkt; terwijl 0,03% van de massa van de zon werd omgezet in energie. Stellaire evolutionaire modellen geven aan dat de zon nu midden in haar leven staat (zie ook KERNENSYNTHESE). Om het gehalte van verschillende chemische elementen in de zon te bepalen, bestuderen astronomen de absorptie- en emissielijnen in het spectrum van zonlicht. Absorptielijnen zijn donkere gaten in het spectrum, wat aangeeft dat er geen fotonen met een bepaalde frequentie worden geabsorbeerd door een bepaald chemisch element. Emissielijnen of emissielijnen zijn helderdere delen van het spectrum, wat wijst op een overmaat aan fotonen die door een chemisch element worden uitgezonden. De frequentie (golflengte) van een spectraallijn geeft aan welk atoom of molecuul verantwoordelijk is voor het uiterlijk; lijncontrast geeft de hoeveelheid lichtgevende of absorberende stof aan; de lijnbreedte maakt het mogelijk om de temperatuur en druk te beoordelen. De studie van de dunne (500 km) fotosfeer van de zon maakt het mogelijk om de chemische samenstelling van het inwendige van de zon te schatten, aangezien de buitenste regionen van de zon goed gemengd zijn door convectie, de spectra van de zon van hoge kwaliteit zijn en de fysieke processen die daarvoor verantwoordelijk zijn, zijn heel begrijpelijk. Er moet echter worden opgemerkt dat tot nu toe slechts de helft van de lijnen in het zonnespectrum is geïdentificeerd. De zon wordt gedomineerd door waterstof. Op de tweede plaats staat helium, waarvan de naam ("helios" in het Grieks "Zon") eraan herinnert dat het eerder (1899) spectroscopisch op de zon werd ontdekt dan op aarde. Aangezien helium een ​​inert gas is, is het uiterst onwillig om met andere atomen te reageren en manifesteert het zich ook met tegenzin in het optische spectrum van de zon - slechts één lijn, hoewel veel minder overvloedige elementen in het zonnespectrum worden weergegeven door talrijke lijnen. Hier is de samenstelling van de "zonne" materie: voor 1 miljoen waterstofatomen zijn er 98.000 heliumatomen, 851 zuurstof, 398 koolstof, 123 neon, 100 stikstof, 47 ijzer, 38 magnesium, 35 silicium, 16 zwavel, 4 argon, 3 aluminium, elk 2 atomen nikkel, natrium en calcium, evenals een klein beetje van alle andere elementen. De massa van de zon is dus ongeveer 71% waterstof en 28% helium; de rest van de elementen is goed voor iets meer dan 1%. Vanuit het oogpunt van planetaire wetenschap is het opmerkelijk dat sommige objecten in het zonnestelsel bijna dezelfde samenstelling hebben als de zon (zie hieronder het gedeelte over meteorieten). Net zoals weersomstandigheden het uiterlijk van planetaire atmosferen veranderen, verandert ook het uiterlijk van het oppervlak van de zon met karakteristieke tijden van uren tot decennia. Er is echter een belangrijk verschil tussen de atmosferen van de planeten en de zon, namelijk dat de beweging van gassen op de zon wordt gecontroleerd door zijn krachtige magnetische veld. Zonnevlekken zijn die delen van het oppervlak van de zon waar het verticale magnetische veld zo sterk is (200-3000 Gs) dat het de horizontale beweging van gas verhindert en daardoor convectie onderdrukt. Als gevolg hiervan daalt de temperatuur in dit gebied met ongeveer 1000 K en verschijnt een donker centraal deel van de zonnevlek - een "schaduw", omgeven door een warmer overgangsgebied - een "penumbra". De grootte van een typische zonnevlek is iets groter dan de diameter van de aarde; er is zo'n plek voor meerdere weken. Het aantal zonnevlekken neemt toe en af ​​met de duur van de cyclus van 7 tot 17 jaar, gemiddeld 11,1 jaar. Typisch, hoe meer vlekken er in een cyclus verschijnen, hoe korter de cyclus zelf. De richting van de magnetische polariteit van de zonnevlekken verandert van cyclus tot cyclus in het tegenovergestelde; daarom is de ware cyclus van zonnevlekvormende activiteit van de zon 22,2 jaar. Aan het begin van elke cyclus verschijnen de eerste vlekken op hoge breedtegraden, ongeveer. 40 °, en geleidelijk verschuift de zone van hun geboorte naar de evenaar tot een breedte van ongeveer. 5°. zie ook STERREN; ZON . Fluctuaties in de activiteit van de zon worden bijna niet weerspiegeld in het totale vermogen van zijn straling (als deze met slechts 1% zou veranderen, zou dit leiden tot ernstige veranderingen in het klimaat op aarde). Er zijn veel pogingen gedaan om een ​​verband te vinden tussen zonnevlekkencycli en het klimaat op aarde. De meest opmerkelijke gebeurtenis in deze zin is het "Maunder minimum": vanaf 1645 waren er 70 jaar lang bijna geen zonnevlekken op de zon, en tegelijkertijd beleefde de aarde de kleine ijstijd. Het is nog steeds niet duidelijk of dit verbazingwekkende feit louter toeval was of dat het op een causaal verband wijst.
zie ook
KLIMAAT;
METEOROLOGIE EN KLIMATOLOGIE. Er zijn 5 enorme roterende waterstof-heliumballen in het zonnestelsel: de zon, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. In de diepten van deze gigantische hemellichamen, ontoegankelijk voor direct onderzoek, is bijna alle materie van het zonnestelsel geconcentreerd. Het binnenste van de aarde is ook voor ons ontoegankelijk, maar door de voortplantingstijd te meten van seismische golven (langegolfgeluidstrillingen) die door aardbevingen in het lichaam van de planeet worden opgewekt, hebben seismologen een gedetailleerde kaart van het binnenste van de aarde samengesteld: ze ontdekten de maten en dichtheden van de kern van de aarde en zijn mantel, en verkreeg ook driedimensionale beelden van bewegende platen van haar korst. Soortgelijke methoden kunnen worden toegepast op de zon, aangezien er golven op het oppervlak zijn met een periode van ongeveer. 5 min, veroorzaakt door een veelheid aan seismische trillingen die zich in de diepte voortplanten. Deze processen worden bestudeerd door helioseismologie. In tegenstelling tot aardbevingen, die korte golfuitbarstingen veroorzaken, veroorzaakt energetische convectie in het binnenste van de zon constant seismisch geluid. Helioseismologen hebben ontdekt dat onder de convectieve zone, die de buitenste 14% van de straal van de zon beslaat, materie synchroon draait met een periode van 27 dagen (er is nog niets bekend over de rotatie van de zonnekern). Boven, in de convectieve zone zelf, vindt rotatie alleen synchroon plaats langs kegels van gelijke breedte en hoe verder van de evenaar, hoe langzamer: de equatoriale gebieden roteren met een periode van 25 dagen (vóór de gemiddelde rotatie van de zon), en de poolgebieden met een periode van 36 dagen (achterblijven bij de gemiddelde rotatie) ... Recente pogingen om seismologische methoden toe te passen op gasreuzenplaneten hebben geen resultaat opgeleverd, omdat de instrumenten de resulterende oscillaties nog niet kunnen detecteren. Boven de fotosfeer van de zon bevindt zich een dunne hete laag van de atmosfeer, die alleen te zien is op zeldzame momenten van zonsverduisteringen. Het is een chromosfeer van enkele duizenden kilometers dik, zo genoemd naar zijn rode kleur, vanwege de waterstofemissielijn Ha. De temperatuur verdubbelt bijna van de fotosfeer naar de bovenste lagen van de chromosfeer, waaruit, om onduidelijke reden, de energie die de zon verlaat in de vorm van warmte vrijkomt. Boven de chromosfeer wordt het gas verwarmd tot 1 miljoen K. Dit gebied, de corona genaamd, heeft een straal van ongeveer 1 zonnestraal. De dichtheid van het gas in de corona is erg laag, maar de temperatuur is zo hoog dat de corona een krachtige bron van röntgenstraling is. Soms verschijnen er gigantische formaties - eruptieve protuberansen - in de atmosfeer van de zon. Ze zien eruit als bogen die vanuit de fotosfeer opstijgen tot een hoogte tot de helft van de zonnestraal. Waarnemingen geven duidelijk aan dat de vorm van de protuberansen wordt bepaald door de krachtlijnen van het magnetische veld. Een ander interessant en extreem actief fenomeen zijn zonnevlammen, krachtige emissies van energie en deeltjes die tot twee uur aanhouden. De flux van fotonen die door zo'n zonnevlam wordt gegenereerd, bereikt de aarde met de snelheid van het licht in 8 minuten, en de flux van elektronen en protonen - in een paar dagen. Zonnevlammen treden op op plaatsen met een scherpe verandering in de richting van het magnetische veld, veroorzaakt door de beweging van materie in zonnevlekken. De maximale zonnevlamactiviteit vindt meestal een jaar voor het maximum van de zonnevlekkencyclus plaats. Deze voorspelbaarheid is erg belangrijk, omdat een vlaag van geladen deeltjes gegenereerd door een krachtige zonnevlam zelfs grondcommunicatie- en energienetwerken kan beschadigen, om nog maar te zwijgen van astronauten en ruimtetechnologie.

ZONNEPROTUBERANTS waargenomen in de heliumemissielijn (golflengte 304) van het Skylab-ruimtestation.

Vanuit de plasmacorona van de zon is er een constante uitstroom van geladen deeltjes, de zonnewind genoemd. Het werd al voor het begin van ruimtevluchten van zijn bestaan ​​verdacht, omdat het merkbaar was hoe iets de kometenstaarten "wegblies". In de zonnewind worden drie componenten onderscheiden: een hogesnelheidsstroom (meer dan 600 km/s), een lagesnelheidsstroom en onstabiele stromen van zonnevlammen. Röntgenfoto's van de zon hebben aangetoond dat er regelmatig enorme "gaten" - gebieden met een lage dichtheid - in de corona worden gevormd. Deze coronale gaten zijn de belangrijkste bron van snelle zonnewind. In het gebied van de baan van de aarde is de typische zonnewindsnelheid ongeveer 500 km / s en de dichtheid ongeveer 10 deeltjes (elektronen en protonen) in 1 cm3. De zonnewindstroom interageert met planetaire magnetosferen en kometenstaarten, waardoor hun vorm en processen die daarin plaatsvinden aanzienlijk worden beïnvloed.
zie ook
GEOMAGNETISME;
;
KOMEET. Onder de druk van de zonnewind heeft zich een gigantische holte gevormd, de heliosfeer, in het interstellaire medium rond de zon. Op de grens - de heliopauze - zou er een schokgolf moeten zijn waarin de zonnewind en het interstellaire gas botsen en condenseren, waarbij ze een gelijke druk op elkaar uitoefenen. Vier ruimtesondes naderen nu de heliopauze: Pioneer 10 en 11, Voyager 1 en -2. Geen van hen ontmoette haar op een afstand van 75 AU. van de zon. Dit is een zeer dramatische race tegen de klok: Pioneer 10 stopte met werken in 1998, en de rest probeert de heliopauze te bereiken voordat de energie in hun batterijen opraakt. Volgens berekeningen vliegt Voyager 1 precies in de richting van waaruit de interstellaire wind waait, en zal daarom als eerste de heliopauze bereiken.
PLANETEN: BESCHRIJVING:
Kwik. Het is moeilijk om Mercurius vanaf de aarde door een telescoop te observeren: het beweegt niet onder een hoek van meer dan 28 ° van de zon weg. Het werd bestudeerd met behulp van radar van de aarde, en de interplanetaire sonde "Mariner-10" fotografeerde de helft van het oppervlak. Rond de zon draait Mercurius in 88 aardse dagen in een nogal langgerekte baan met een afstand tot de zon in het perihelium van 0,31 AU. en bij aphelium 0,47 AU. Het draait rond de as met een periode van 58,6 dagen, precies gelijk aan 2/3 van de omlooptijd, daarom draait elk punt van zijn oppervlak slechts één keer per 2 Mercuriusjaar naar de zon, d.w.z. zonnige dagen daar duren 2 jaar! Van de grote planeten is alleen Pluto kleiner dan Mercurius. Maar in termen van gemiddelde dichtheid staat Mercurius op de tweede plaats na de aarde. Het heeft waarschijnlijk een grote metalen kern die 75% van de straal van de planeet uitmaakt (hij beslaat 50% van de straal van de aarde). Het oppervlak van Mercurius is vergelijkbaar met de maan: donker, helemaal droog en bedekt met kraters. De gemiddelde lichtreflectie (albedo) van het oppervlak van Mercurius is ongeveer 10%, ongeveer hetzelfde als die van de maan. Waarschijnlijk is het oppervlak ook bedekt met regoliet - gesinterd gemalen materiaal. De grootste inslagformatie op Mercurius is het 2000 km lange Caloris Basin, dat lijkt op maanzeeën. In tegenstelling tot de maan heeft Mercurius echter eigenaardige structuren - enkele kilometers hoge richels die zich over honderden kilometers uitstrekken. Misschien zijn ze gevormd als gevolg van de samendrukking van de planeet tijdens het afkoelen van de grote metalen kern of onder invloed van krachtige zonnegetijden. De temperatuur van het aardoppervlak is overdag ongeveer 700 K en 's nachts ongeveer 100 K. Volgens radargegevens kan ijs op de bodem van poolkraters liggen in omstandigheden van eeuwige duisternis en kou. Mercurius heeft praktisch geen atmosfeer - alleen een uiterst ijle heliumschil met de dichtheid van de aardatmosfeer op een hoogte van 200 km. Waarschijnlijk wordt helium gevormd tijdens het verval van radioactieve elementen in de ingewanden van de planeet. Mercurius heeft een zwak magnetisch veld en geen satellieten.
Venus. Het is de tweede planeet vanaf de zon en het dichtst bij de aarde - de helderste "ster" aan onze hemel; soms is het zelfs overdag zichtbaar. Venus lijkt in veel opzichten op de aarde: de grootte en dichtheid zijn slechts 5% minder dan die van de aarde; waarschijnlijk zijn de ingewanden van Venus vergelijkbaar met die van de aarde. Het oppervlak van Venus is altijd bedekt met een dikke laag geelachtig witte wolken, maar is met behulp van radars tot in detail bestudeerd. Rond de as draait Venus in de tegenovergestelde richting (met de klok mee gezien vanaf de Noordpool) met een periode van 243 aardse dagen. De omlooptijd is 225 dagen; daarom duurt de Venusiaanse dag (van zonsopgang tot de volgende zonsopgang) 116 aardse dagen.
zie ook RADAR ASTRONOMIE.

VENUS. De ultraviolette opname van het Pioneer-Venus interplanetaire station toont de atmosfeer van de planeet, dicht opgevuld met wolken die lichter zijn in de poolgebieden (boven- en onderkant van de afbeelding).

De atmosfeer van Venus bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide (CO2), samen met kleine hoeveelheden stikstof (N2) en waterdamp (H2O). Zoutzuur (HCl) en fluorwaterstofzuur (HF) werden gevonden in de vorm van kleine onzuiverheden. Oppervlaktedruk 90 bar (zoals in de aardzeeën op een diepte van 900 m); de temperatuur is ongeveer 750 K over het hele oppervlak, zowel overdag als 's nachts. De reden voor zo'n hoge temperatuur nabij het oppervlak van Venus is wat niet helemaal nauwkeurig het "broeikaseffect" wordt genoemd: de zonnestralen gaan relatief gemakkelijk door de wolken van de atmosfeer en verwarmen het oppervlak van de planeet, maar thermische infraroodstraling van het oppervlak zelf ontsnapt met grote moeite door de atmosfeer terug in de ruimte. De wolken van Venus bestaan ​​uit microscopisch kleine druppeltjes geconcentreerd zwavelzuur (H2SO4). De bovenste wolkenlaag bevindt zich 90 km van het oppervlak, de temperatuur is daar ca. 200K; onderlaag - 30 km, temperatuur ca. 430 K. Zelfs daaronder is het zo heet dat er geen wolken zijn. Natuurlijk is er geen vloeibaar water op het oppervlak van Venus. De atmosfeer van Venus ter hoogte van de bovenste wolkenlaag roteert in dezelfde richting als het oppervlak van de planeet, maar veel sneller en maakt een omwenteling in 4 dagen; dit fenomeen wordt superrotatie genoemd en er is nog geen verklaring voor gevonden. Automatische stations daalden neer aan de dag- en nachtzijde van Venus. Overdag wordt het aardoppervlak verlicht door diffuus zonlicht met ongeveer dezelfde intensiteit als op een bewolkte dag op aarde. Op Venus is 's nachts veel bliksem waargenomen. De Venera-stations zonden beelden uit van kleine gebieden op de landingsplaatsen, waarin rotsachtige grond zichtbaar is. In het algemeen is de topografie van Venus bestudeerd met behulp van radarbeelden uitgezonden door de orbiters Pioneer-Venera (1979), Venera-15 en -16 (1983) en Magellan (1990). De fijnste details op de beste zijn ongeveer 100 m. In tegenstelling tot de aarde heeft Venus geen goed gedefinieerde continentale platen, maar er zijn verschillende globale verhogingen opgemerkt, bijvoorbeeld Ishtar zo groot als Australië. Op het oppervlak van Venus zijn er veel meteorietkraters en vulkanische koepels. Het is duidelijk dat de korst van Venus dun is, dus gesmolten lava komt dicht bij het oppervlak en kan er gemakkelijk op worden gegoten nadat meteorieten zijn gevallen. Omdat er geen regen of sterke wind is in de buurt van het oppervlak van Venus, vindt oppervlakte-erosie zeer langzaam plaats en blijven geologische structuren gedurende honderden miljoenen jaren toegankelijk voor observatie vanuit de ruimte. Er is weinig bekend over de interne structuur van Venus. Het heeft waarschijnlijk een metalen kern die 50% van de straal inneemt. Maar de planeet heeft geen magnetisch veld vanwege zijn zeer langzame rotatie. Venus heeft geen satellieten.
Aarde. Onze planeet is de enige waarvan het grootste deel van het oppervlak (75%) bedekt is met vloeibaar water. De aarde is een actieve planeet en misschien wel de enige waarin oppervlaktevernieuwing het gevolg is van plaattektoniekprocessen, die zich manifesteren als mid-oceanische ruggen, eilandbogen en gevouwen berggordels. De hoogteverdeling op het vaste oppervlak van de aarde is bimodaal: het gemiddelde niveau van de oceaanbodem ligt 3900 m onder zeeniveau en de continenten stijgen er gemiddeld 860 m boven (zie ook AARDE). Seismische gegevens geven de volgende structuur van het binnenste van de aarde aan: korst (30 km), mantel (tot een diepte van 2900 km), metalen kern. Een deel van de kern is gesmolten; daar wordt het magnetische veld van de aarde gegenereerd, dat geladen deeltjes van de zonnewind (protonen en elektronen) vasthoudt en twee torusvormige gebieden vormt die ermee gevuld zijn rond de aarde - stralingsgordels (Van Allen-gordels), gelokaliseerd op een hoogte van 4000 en 17000 km van Het aardoppervlak.
zie ook GEOLOGIE; GEOMAGNETISME.
De atmosfeer van de aarde bestaat uit 78% stikstof en 21% zuurstof; het is het resultaat van een lange evolutie onder invloed van geologische, chemische en biologische processen. Misschien was de primaire atmosfeer van de aarde rijk aan waterstof, dat vervolgens verdampte. Het ontgassen van de ondergrond vulde de atmosfeer met kooldioxide en waterdamp. Maar de stoom condenseerde in de oceanen en de koolstofdioxide kwam vast te zitten in de carbonaatgesteenten. (Vreemd genoeg, als alle CO2 de atmosfeer zou vullen in de vorm van gas, zou de druk 90 bar worden, zoals op Venus. En als al het water zou verdampen, dan zou de druk 257 bar zijn!). Zo bleef stikstof in de atmosfeer, en zuurstof verscheen geleidelijk als gevolg van de vitale activiteit van de biosfeer. Zelfs 600 miljoen jaar geleden was het zuurstofgehalte in de lucht 100 keer lager dan het huidige (zie ook ATMOSFEER; OCEAAN). Er zijn aanwijzingen dat het klimaat op aarde verandert op korte (10.000 jaar) en lange (100 miljoen jaar) schalen. De reden hiervoor kan zijn veranderingen in de baanbeweging van de aarde, de kanteling van de rotatie-as, de frequentie van vulkaanuitbarstingen. Ook variaties in de intensiteit van zonnestraling zijn niet uitgesloten. In onze tijd hebben menselijke activiteiten ook invloed op het klimaat: de uitstoot van gassen en stof in de atmosfeer.
zie ook
ZUUR PRECIPITATIE;
LUCHTVERVUILING ;
WATERVERVUILING ;
AANTASTING VAN HET MILIEU.
De aarde heeft een satelliet - de maan, waarvan de oorsprong nog niet is ontdekt.

AARDE EN DE MAAN van de Lunar Orbiter ruimtesonde.

Maan. Een van de grootste satellieten, de maan staat op de tweede plaats na Charon (de satelliet van Pluto) in verhouding tot de massa's van de satelliet en de planeet. De straal is 3,7 en de massa is 81 keer kleiner dan die van de aarde. De gemiddelde dichtheid van de maan is 3,34 g / cm3, wat aangeeft dat het een significante metalen kern mist. De zwaartekracht op het maanoppervlak is 6 keer kleiner dan die van de aarde. De maan draait om de aarde in een baan met een excentriciteit van 0,055. De helling van het vlak van zijn baan naar het vlak van de evenaar van de aarde varieert van 18,3 ° tot 28,6 °, en in relatie tot de ecliptica - van 4 ° 59ў tot 5 ° 19ў. De dagelijkse rotatie en orbitale rotatie van de maan zijn gesynchroniseerd, dus we zien er altijd maar één halfrond van. Het is waar dat kleine schommelingen (libraties) van de maan het mogelijk maken om binnen een maand ongeveer 60% van het oppervlak te zien. De belangrijkste reden voor libraties is dat de dagelijkse rotatie van de maan met een constante snelheid plaatsvindt, en de orbitale omwenteling - met een variabele (vanwege de excentriciteit van de baan). Delen van het maanoppervlak zijn al lang conventioneel verdeeld in "zee" en "continentaal". Het oppervlak van de zeeën ziet er donkerder uit, ligt lager en is veel minder vaak bedekt met meteorietkraters dan het vasteland. De zeeën zijn gevuld met basaltachtige lava en de continenten zijn samengesteld uit anorthosietgesteenten rijk aan veldspaat. Te oordelen naar het grote aantal kraters, zijn de continentale oppervlakken veel ouder dan de zee. Door een intens bombardement met meteorieten werd de bovenste laag van de maankorst fijngemalen en veranderde de buitenste laag enkele meters in een poeder dat regoliet wordt genoemd. Astronauten en robotsondes leverden rots- en regolietmonsters van de maan. Uit de analyse bleek dat de leeftijd van het zeeoppervlak ongeveer 4 miljard jaar is. Bijgevolg valt de periode van intens meteorietbombardement op de eerste 0,5 miljard jaar na de vorming van de maan 4,6 miljard jaar geleden. Toen veranderde de frequentie van vallende meteorieten en de vorming van kraters praktisch niet en bedraagt ​​nog steeds één krater met een diameter van 1 km in 105 jaar.
zie ook RUIMTEONDERZOEK EN GEBRUIK.
Maangesteenten zijn arm aan vluchtige elementen (H2O, Na, K, enz.) en ijzer, maar rijk aan vuurvaste elementen (Ti, Ca, enz.). Alleen op de bodem van de polaire kraters op de maan kunnen ijsafzettingen voorkomen, zoals op Mercurius. De maan heeft praktisch geen atmosfeer en er is geen bewijs dat de maanbodem ooit is blootgesteld aan vloeibaar water. Er zit ook geen organisch materiaal in - alleen sporen van koolstofhoudende chondrieten die met meteorieten zijn gevallen. Het gebrek aan water en lucht, evenals sterke schommelingen in de oppervlaktetemperatuur (390 K overdag en 120 K 's nachts) maken de maan onbewoonbaar. Seismometers die aan de maan werden afgeleverd, maakten het mogelijk om iets over het maaninterieur te leren. Daar komen vaak zwakke "maanbevingen" voor, waarschijnlijk gerelateerd aan de getijde-invloed van de aarde. De maan is vrij homogeen, heeft een kleine dichte kern en een korst van ongeveer 65 km dik van lichtere materialen, waarbij de bovenste 10 km van de korst 4 miljard jaar geleden werd verbrijzeld door meteorieten. Grote inslagbekkens zijn gelijkmatig verdeeld over het maanoppervlak, maar de dikte van de korst aan de zichtbare kant van de maan is minder, daarom is 70% van het zeeoppervlak daarop geconcentreerd. De geschiedenis van het maanoppervlak als geheel is bekend: na het einde van het stadium van intens meteorietbombardement 4 miljard jaar geleden, ongeveer 1 miljard jaar geleden, waren de darmen heet genoeg en werd basaltlava in de zeeën gegoten. Toen veranderde slechts een zeldzame val van meteorieten het gezicht van onze satelliet. Maar over de oorsprong van de maan wordt nog steeds gedebatteerd. Het kan zich vanzelf vormen en vervolgens door de aarde worden gevangen; zou kunnen vormen samen met de aarde als zijn satelliet; ten slotte, tijdens de vormingsperiode van de aarde had kunnen scheiden. De tweede mogelijkheid was tot voor kort populair, maar de laatste jaren wordt serieus nagedacht over de hypothese van de vorming van de maan uit de materie die door de proto-aarde wordt uitgestoten tijdens een botsing met een groot hemellichaam. Ondanks de onduidelijke oorsprong van het Aarde-Maan-systeem, kan hun verdere evolutie vrij betrouwbaar worden getraceerd. De getijdeninteractie heeft een aanzienlijke invloed op de beweging van hemellichamen: de dagelijkse rotatie van de maan is praktisch gestopt (de periode was gelijk aan de baan), en de rotatie van de aarde vertraagt, waardoor het impulsmoment wordt overgedragen op de baanbeweging van de maan, die, zoals een resultaat, beweegt zich van de aarde met ongeveer 3 cm per jaar. Dit stopt wanneer de rotatie van de aarde overeenkomt met de beweging van de maan. Dan zullen de aarde en de maan constant aan één kant naar elkaar worden gedraaid (zoals Pluto en Charon), en hun dag en maand zullen gelijk zijn aan 47 huidige dagen; tegelijkertijd zal de maan 1,4 keer van ons af bewegen. Toegegeven, deze situatie zal niet eeuwig duren, omdat zonnegetijden niet stoppen met werken op de rotatie van de aarde. zie ook
MAAN ;
OORSPRONG EN GESCHIEDENIS VAN MANEN;
Eb en vloed.
Mars. Mars lijkt op de aarde, maar is bijna half zo groot en heeft een iets lagere gemiddelde dichtheid. De periode van dagelijkse rotatie (24 h 37 min) en de kanteling van de as (24 °) zijn bijna hetzelfde als op aarde. Voor de aardse waarnemer lijkt Mars een roodachtige ster te zijn, waarvan de schittering merkbaar verandert; het is maximaal tijdens perioden van confrontatie, herhaald na iets meer dan twee jaar (bijvoorbeeld in april 1999 en juni 2001). Mars is vooral dichtbij en helder tijdens perioden van grote opposities die optreden als hij op het moment van oppositie het perihelium nadert; dit gebeurt elke 15-17 jaar (de volgende in augustus 2003). Een telescoop op Mars toont feloranje gebieden en donkere gebieden die met de seizoenen van toon veranderen. Aan de palen liggen helderwitte sneeuwkappen. De roodachtige kleur van de planeet wordt geassocieerd met een grote hoeveelheid ijzeroxiden (roest) in de bodem. De samenstelling van de donkere gebieden lijkt waarschijnlijk op aardse basalt, terwijl de lichte zijn samengesteld uit fijn verspreid materiaal.

OPPERVLAK VAN MARS nabij het Viking-1 landingsblok. Grote stukken steen zijn ongeveer 30 cm groot.

De meeste van onze kennis over Mars komt van robotstations. De meest productieve waren twee orbiters en twee landingsvoertuigen van de Viking-expeditie, die op 20 juli en 3 september 1976 op Mars landde in de regio's Chryse (22 ° N, 48 ° W) en Utopia (48 ° N). . , 226 ° W), en "Viking-1" werkten tot november 1982. Beiden zaten in de klassieke lichte gebieden en kwamen terecht in een roodachtige zandwoestijn bezaaid met donkere stenen. Op 4 juli 1997 was de Mars Passfinder-sonde (VS) in de Ares-vallei (19 ° N, 34 ° W) het eerste automatische zelfrijdende voertuig dat gemengde rotsen en, mogelijk, kiezelstenen die met water waren gesneden en vermengd met zand detecteerde en klei, wat wijst op sterke veranderingen in het klimaat op Mars en op de aanwezigheid van grote hoeveelheden water in het verleden. De dunne atmosfeer van Mars bestaat uit 95% koolstofdioxide en 3% stikstof. Waterdamp, zuurstof en argon zijn in kleine hoeveelheden aanwezig. De gemiddelde druk aan het oppervlak is 6 mbar (d.w.z. 0,6% van de aarde). Bij zo'n lage druk kan er geen vloeibaar water zijn. De gemiddelde dagelijkse temperatuur is 240 K en het maximum in de zomer op de evenaar bereikt 290 K. De dagelijkse temperatuurschommelingen zijn ongeveer 100 K. Het klimaat van Mars is dus een klimaat van een koude, uitgedroogde hooggebergtewoestijn. Op de hoge breedtegraden van Mars dalen de temperaturen in de winter tot onder de 150 K en bevriest atmosferisch kooldioxide (CO2) en valt op het oppervlak als witte sneeuw, waardoor de poolkap wordt gevormd. Periodieke condensatie en sublimatie van poolkappen veroorzaakt seizoensfluctuaties in atmosferische druk met 30%. Tegen het einde van de winter daalt de grens van de poolkap tot 45 ° -50 ° breedtegraad, en in de zomer blijft er een klein gebied van over (300 km in diameter op de Zuidpool en 1000 km op het noorden), waarschijnlijk bestaande uit waterijs, waarvan de dikte 1-2 km kan bereiken. Soms waaien er harde winden op Mars, waardoor wolken van fijn zand de lucht in gaan. Bijzonder krachtige stofstormen komen voor in de late lente op het zuidelijk halfrond, wanneer Mars door het perihelium van zijn baan gaat en de zonnewarmte bijzonder hoog is. Weken of zelfs maandenlang wordt de atmosfeer ondoorzichtig met geel stof. Viking-orbiters zonden beelden uit van enorme zandduinen op de bodem van grote kraters. Stofafzettingen veranderen het uiterlijk van het oppervlak van Mars zo sterk van seizoen tot seizoen dat het zelfs vanaf de aarde waarneembaar is wanneer het door een telescoop wordt waargenomen. In het verleden werden deze seizoensveranderingen in de kleur van het oppervlak door sommige astronomen beschouwd als een teken van vegetatie op Mars. De geologie van Mars is zeer divers. Grote delen van het zuidelijk halfrond zijn bedekt met oude kraters die zijn overgebleven uit het tijdperk van het oude meteorietenbombardement (4 miljard voor Christus). jaren geleden). Een groot deel van het noordelijk halfrond is bedekt met jongere lavastromen. Bijzonder interessant is het Farsis Upland (10 ° N, 110 ° W), waarop zich verschillende gigantische vulkanische bergen bevinden. De hoogste onder hen - de berg Olympus - heeft een diameter aan de voet van 600 km en een hoogte van 25 km. Hoewel er nu geen tekenen van vulkanische activiteit zijn, is de leeftijd van lavastromen niet hoger dan 100 miljoen jaar, wat enigszins vergeleken wordt met de leeftijd van de planeet 4,6 miljard jaar.

Hoewel oude vulkanen wijzen op de eens zo krachtige activiteit van het binnenland van Mars, zijn er geen tekenen van platentektoniek: gevouwen berggordels en andere indicatoren van samendrukking van de aardkorst ontbreken. Er zijn echter krachtige breuklijnen, waarvan de grootste, de Mariner-vallei, zich uitstrekt van Tharsis naar het oosten over 4000 km met een maximale breedte van 700 km en een diepte van 6 km. Een van de interessantste geologische ontdekkingen die zijn gedaan op basis van beelden van ruimtevaartuigen zijn vertakte, meanderende valleien van honderden kilometers lang, die doen denken aan de opgedroogde beddingen van aardse rivieren. Dit suggereert een gunstiger klimaat in het verleden, toen temperaturen en drukken hoger konden zijn en rivieren over het oppervlak van Mars stroomden. Het is waar dat de ligging van de valleien in de zuidelijke, zwaar bekraterde gebieden van Mars erop wijst dat er gedurende een zeer lange tijd rivieren op Mars waren, waarschijnlijk in de eerste 0,5 miljard jaar van zijn evolutie. Nu ligt het water aan het oppervlak in de vorm van ijs van de poolkappen en mogelijk onder het oppervlak in de vorm van een laag permafrost. De interne structuur van Mars is slecht begrepen. De lage gemiddelde dichtheid duidt op de afwezigheid van een significante metalen kern; het is in ieder geval niet gesmolten, wat volgt uit de afwezigheid van een magnetisch veld op Mars. De seismometer op het Viking-2-landingsblok heeft de seismische activiteit van de planeet gedurende 2 jaar niet geregistreerd (de seismometer werkte niet op de Viking-1). Mars heeft twee kleine manen - Phobos en Deimos. Beide hebben een onregelmatige vorm, zijn bedekt met meteorietkraters en zijn waarschijnlijk asteroïden die in het verre verleden door de planeet zijn vastgelegd. Phobos draait in een zeer lage baan om de planeet en blijft Mars naderen onder invloed van de getijden; later zal het worden vernietigd door de zwaartekracht van de planeet.
Jupiter. De grootste planeet in het zonnestelsel, Jupiter, is 11 keer zo groot als de aarde en 318 keer massiever. De lage gemiddelde dichtheid (1,3 g / cm3) duidt op een samenstelling die dicht bij die van de zon ligt: ​​het is voornamelijk waterstof en helium. De snelle rotatie van Jupiter om zijn as veroorzaakt een krimp van de pool met 6,4%. Door een telescoop op Jupiter zijn wolkenbanden evenwijdig aan de evenaar zichtbaar; lichte zones daarin worden afgewisseld met roodachtige banden. De heldere zones zijn waarschijnlijk gebieden met opwaartse stroming waar de toppen van de ammoniakwolken zichtbaar zijn; roodachtige banden worden geassocieerd met downdrafts, waarvan de heldere kleur wordt bepaald door ammoniumwaterstofsulfaat, evenals verbindingen van rode fosfor, zwavel en organische polymeren. Naast waterstof en helium werden ook CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 en GeH4 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Jupiter. De temperatuur ter hoogte van de toppen van ammoniakwolken is 125 K, maar neemt met de diepte toe met 2,5 K / km. Op een diepte van 60 km zou er een laag waterwolken moeten zijn. De snelheden van de wolken in de zones en in aangrenzende zones verschillen aanzienlijk: in de equatoriale zone verplaatsen wolken zich bijvoorbeeld 100 m / s sneller naar het oosten dan in aangrenzende zones. Het snelheidsverschil veroorzaakt ernstige turbulentie aan de grenzen van zones en banden, waardoor hun vorm zeer ingewikkeld is. Een van de manifestaties hiervan zijn de ovale roterende vlekken, waarvan de grootste - de Grote Rode Vlek - meer dan 300 jaar geleden door Cassini werd ontdekt. Deze plek (25.000-15.000 km) is groter dan de aardschijf; het heeft een spiraalvormige cyclonische structuur en maakt één omwenteling rond de as in 6 dagen. De rest van de vlekken zijn kleiner en om de een of andere reden helemaal wit.

Jupiter heeft geen vast oppervlak. De bovenste laag van de planeet, 25% van de straal, bestaat uit vloeibare waterstof en helium. Beneden, waar de druk 3 miljoen bar overschrijdt en de temperatuur 10.000 K is, verandert waterstof in een metallische toestand. Het is mogelijk dat er nabij het centrum van de planeet een vloeibare kern is van zwaardere elementen met een totale massa van ongeveer 10 aardmassa's. In het centrum is de druk ongeveer 100 miljoen bar en de temperatuur is 20-30 duizend K. Vloeibare metalen darmen en de snelle rotatie van de planeet hebben geleid tot een krachtig magnetisch veld, dat 15 keer sterker is dan dat van de aarde. Jupiters enorme magnetosfeer met krachtige stralingsgordels reikt verder dan de banen van zijn vier grote satellieten. De temperatuur in het centrum van Jupiter is altijd lager geweest dan nodig is om thermonucleaire reacties te laten plaatsvinden. Maar de interne warmtereserves van Jupiter, die zijn overgebleven uit het formatietijdperk, zijn groot. Zelfs nu, 4,6 miljard jaar later, straalt het ongeveer dezelfde warmte uit als het van de zon ontvangt; in de eerste miljoen jaar van evolutie was de stralingskracht van Jupiter 104 keer hoger. Aangezien dit het tijdperk was van de vorming van grote satellieten van de planeet, is het niet verwonderlijk dat hun samenstelling afhangt van de afstand tot Jupiter: de twee die er het dichtst bij zijn - Io en Europa - hebben een vrij hoge dichtheid (3,5 en 3,0 g / cm3), en verder weg - Ganymedes en Callisto - bevatten veel waterijs en zijn daarom minder dicht (1,9 en 1,8 g/cm3).
Satellieten. Jupiter heeft minstens 16 satellieten en een zwakke ring: hij bevindt zich 53.000 km van de bovenste wolkenlaag, heeft een breedte van 6000 km en bestaat blijkbaar uit kleine en zeer donkere vaste deeltjes. De vier grootste manen van Jupiter worden Galileïsch genoemd omdat ze in 1610 door Galileo werden ontdekt; onafhankelijk van hem werden ze in hetzelfde jaar ontdekt door de Duitse astronoom Marius, die ze hun huidige namen gaf - Io, Europa, Ganymedes en Callisto. De kleinste van de manen, Europa, is iets kleiner dan de maan, en Ganymedes is groter dan Mercurius. Ze zijn allemaal zichtbaar door een verrekijker.

Op het oppervlak van Io ontdekten de Voyagers verschillende actieve vulkanen, waarbij materie honderden kilometers omhoog werd uitgestoten. Het oppervlak van Io is bedekt met roodachtige zwavelafzettingen en lichte vlekken van zwaveldioxide - producten van vulkaanuitbarstingen. Als gas vormt zwaveldioxide de uiterst ijle atmosfeer van Io. De energie van vulkanische activiteit wordt ontleend aan de getijdeninvloed van de planeet op de satelliet. De baan van Io gaat door de stralingsgordels van Jupiter en het is al lang bekend dat de satelliet een sterke wisselwerking heeft met de magnetosfeer, waardoor er radio-uitbarstingen in ontstaan. In 1973 werd een torus van lichtgevende natriumatomen ontdekt langs de baan van Io; later werden daar zwavel-, kalium- en zuurstofionen gevonden. Deze stoffen worden uitgestoten door de energetische protonen van de stralingsgordels, hetzij rechtstreeks vanaf het oppervlak van Io, hetzij door de gaspluimen van vulkanen. Hoewel de getijdeninvloed van Jupiter op Europa zwakker is dan op Io, kan het binnenste ook gedeeltelijk worden gesmolten. Spectrale studies tonen aan dat het oppervlak van Europa bedekt is met waterijs en dat de roodachtige tint waarschijnlijk verband houdt met zwavelverontreiniging door Io. De bijna volledige afwezigheid van inslagkraters duidt op de geologische jeugd van het oppervlak. De plooien en breuken van het ijsoppervlak van Europa lijken op de ijsvelden van de poolzeeën van de aarde; er is waarschijnlijk vloeibaar water onder het ijs op Europa. Ganymedes is de grootste satelliet in het zonnestelsel. De dichtheid is laag; het is waarschijnlijk half rots en half ijs. Het oppervlak ziet er vreemd uit en bevat sporen van uitzetting van de aardkorst, mogelijk vergezeld van het proces van ondergrondse differentiatie. Delen van het oude krateroppervlak worden gescheiden door jongere troggen, honderden kilometers lang en 1-2 km breed, op een afstand van 10-20 km van elkaar. Dit is waarschijnlijk een jonger ijs gevormd door de uitstorting van water door scheuren onmiddellijk na differentiatie ongeveer 4 miljard jaar geleden. Callisto lijkt op Ganymedes, maar er zijn geen breuksporen op het oppervlak; het is allemaal erg oud en zwaar bekraterd. Het oppervlak van beide satellieten is bedekt met ijs afgewisseld met rotsen zoals regoliet. Maar als het ijs op Ganymedes ongeveer 50% is, dan op Callisto - minder dan 20%. De samenstelling van de rotsen van Ganymedes en Callisto is waarschijnlijk vergelijkbaar met de samenstelling van koolstofhoudende meteorieten. De manen van Jupiter hebben geen atmosfeer, behalve het ijle vulkanische gas SO2 op Io. Van de twaalf kleine satellieten van Jupiter bevinden er zich vier dichter bij de Galilese planeet; de grootste van hen Amalthea is een kratervormig object met een onregelmatige vorm (afmetingen 270 * 166 * 150 km). Het donkere oppervlak - erg rood - is mogelijk grijs met Io. De buitenste kleine satellieten van Jupiter zijn verdeeld in twee groepen in overeenstemming met hun banen: 4 dichter bij de planeet draaien in de voorwaartse richting (ten opzichte van de rotatie van de planeet), en 4 verder afgelegen - in de tegenovergestelde richting. Ze zijn allemaal klein en donker; ze werden waarschijnlijk gevangen genomen door Jupiter uit de asteroïden van de Trojaanse groep (zie ASTEROIDDE).
Saturnus. De op een na grootste reuzenplaneet. Het is een waterstof-heliumplaneet, maar Saturnus heeft minder helium dan Jupiter; lager en de gemiddelde dichtheid. De snelle rotatie van Saturnus leidt tot zijn grote afvlakking (11%).

SATURN en zijn satellieten, gefotografeerd tijdens de passage van de ruimtesonde Voyager.

In een telescoop ziet de schijf van Saturnus er niet zo indrukwekkend uit als Jupiter: hij heeft een bruinoranje kleur en zwak geprononceerde gordels en zones. De reden is dat de bovenste regionen van de atmosfeer gevuld zijn met lichtverstrooiende ammoniak (NH3) mist. Saturnus staat verder van de zon, dus de temperatuur van de bovenste atmosfeer (90 K) is 35 K lager dan die van Jupiter, en ammoniak is in een gecondenseerde toestand. Met diepte neemt de temperatuur van de atmosfeer toe met 1,2 K/km, dus de wolkenstructuur lijkt op die van de Jupiterian: onder de wolkenlaag van ammoniumhydrosulfaat bevindt zich een laag waterwolken. Naast waterstof en helium werden ook CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 en PH3 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Saturnus. Qua interne structuur lijkt Saturnus ook op Jupiter, hoewel het vanwege zijn lagere massa een lagere druk en temperatuur in het centrum heeft (75 miljoen bar en 10.500 K). Het magnetische veld van Saturnus is vergelijkbaar met dat van de aarde. Net als Jupiter straalt Saturnus interne warmte uit, en twee keer zoveel als hij van de zon ontvangt. Toegegeven, deze verhouding is groter dan die van Jupiter, omdat Saturnus, die zich op de helft van de afstand bevindt, vier keer minder warmte van de zon ontvangt.
Ringen van Saturnus. Saturnus is omgeven door een uniek krachtig systeem van ringen tot een afstand van 2,3 van de straal van de planeet. Ze zijn gemakkelijk te onderscheiden wanneer ze door een telescoop worden bekeken, en wanneer ze van dichtbij worden bekeken, vertonen ze een uitzonderlijke verscheidenheid: van de massieve B-ring tot de smalle F-ring, van spiraalvormige dichtheidsgolven tot de volledig onverwachte radiaal langwerpige "spaken" die door Voyagers zijn ontdekt. De deeltjes die de ringen van Saturnus vullen, reflecteren het licht veel beter dan het materiaal in de donkere ringen van Uranus en Neptunus; hun studie in verschillende spectrale bereiken laat zien dat dit "vuile sneeuwballen" zijn met afmetingen in de orde van een meter. De drie klassieke ringen van Saturnus, in volgorde van buiten naar binnen, worden aangeduid met de letters A, B en C. Ring B is vrij dicht: radiosignalen van Voyager gingen er moeilijk doorheen. De kloof van 4000 km tussen ringen A en B, de Cassini-deling (of kloof) genoemd, is niet echt leeg, maar is qua dichtheid vergelijkbaar met de bleke C-ring, die vroeger de crêpe-ring werd genoemd. Er is een minder zichtbare Encke-spleet nabij de buitenrand van ring A. In 1859 concludeerde Maxwell dat de ringen van Saturnus zouden moeten bestaan ​​uit afzonderlijke deeltjes die rond de planeet cirkelen. Aan het einde van de 19e eeuw. dit werd bevestigd door spectrale waarnemingen die aantoonden dat de binnenste delen van de ringen sneller draaien dan de buitenste. Omdat de ringen in het vlak van de evenaar van de planeet liggen, wat betekent dat ze 27° hellen ten opzichte van het baanvlak, valt de aarde twee keer in 29,5 jaar in het vlak van de ringen, en we observeren ze van opzij. Op dit moment "verdwijnen" de ringen, wat hun zeer geringe dikte bewijst - niet meer dan een paar kilometer. Gedetailleerde afbeeldingen van de ringen van Pioneer 11 (1979) en Voyagers (1980 en 1981) lieten een veel complexere structuur zien dan verwacht. De ringen zijn verdeeld in honderden individuele ringen met een typische breedte van enkele honderden kilometers. Zelfs in Cassini's spleet waren er minstens vijf ringen. Een gedetailleerde analyse toonde aan dat de ringen inhomogeen zijn, zowel in grootte als mogelijk in de samenstelling van deeltjes. De complexe structuur van de ringen is waarschijnlijk te wijten aan de gravitatie-invloed van kleine satellieten dichtbij hen, die eerder niet werd vermoed. Waarschijnlijk de meest ongewone is de dunste F-ring, ontdekt in 1979 door Pioneer op een afstand van 4000 km van de buitenrand van de A-ring. Voyager 1 ontdekte dat de F-ring gedraaid en gevlochten was als een vlecht, maar 9 maanden. later vond Voyager 2 de structuur van de F-ring veel eenvoudiger: de "strengen" van de substantie waren niet langer met elkaar verweven. Deze structuur en zijn snelle evolutie zijn deels te danken aan de invloed van twee kleine manen (Prometheus en Pandora) die aan de buiten- en binnenranden van deze ring bewegen; ze worden "waakhonden" genoemd. Het is echter mogelijk dat de aanwezigheid van nog kleinere lichamen of tijdelijke ophopingen van materie in de F-ring zelf mogelijk is.
Satellieten. Saturnus heeft minstens 18 satellieten. De meeste zijn waarschijnlijk ijzig. Sommige hebben zeer interessante banen. Janus en Epimetheus hebben bijvoorbeeld bijna dezelfde baanradii. In een baan om Dione 60 ° voor haar (deze positie wordt het leidende punt van Lagrange genoemd) beweegt de kleinere satelliet Helena. Tefia wordt vergezeld door twee kleine manen - Telesto en Calypso - op de leidende en achterblijvende punten van de Lagrange van haar baan. De stralen en massa's van de zeven manen van Saturnus (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan en Iapetus) zijn met goede nauwkeurigheid gemeten. Ze zijn allemaal meestal ijzig. Degenen die kleiner zijn, hebben een dichtheid van 1-1,4 g / cm3, wat dicht bij de dichtheid van waterijs ligt met meer of minder gesteente. Of ze methaan en ammoniakijs bevatten, is nog niet duidelijk. De hogere dichtheid van Titanium (1,9 g/cm3) is het gevolg van zijn grote massa, waardoor de ondergrond krimpt. Titan lijkt qua diameter en dichtheid sterk op Ganymedes; waarschijnlijk is hun interne structuur vergelijkbaar. Titan is de op één na grootste satelliet in het zonnestelsel en uniek omdat het een permanente, krachtige atmosfeer heeft, voornamelijk bestaande uit stikstof en kleine hoeveelheden methaan. De druk aan het oppervlak is 1,6 bar, de temperatuur is 90 K. Onder deze omstandigheden kan er vloeibaar methaan op het oppervlak van Titan zijn. De bovenste lagen van de atmosfeer tot een hoogte van 240 km zijn gevuld met oranje wolken, waarschijnlijk bestaande uit deeltjes van organische polymeren die zijn gesynthetiseerd onder invloed van ultraviolette stralen van de zon. De overige manen van Saturnus zijn te klein om een ​​atmosfeer te hebben. Hun oppervlakken zijn bedekt met ijs en zwaar bekraterd. Alleen op het oppervlak van Enceladus zijn er beduidend minder kraters. Waarschijnlijk houdt de getijde-invloed van Saturnus zijn ingewanden in gesmolten toestand, en inslagen van meteorieten leiden tot de uitstorting van water en het vullen van kraters. Sommige astronomen geloven dat deeltjes van het oppervlak van Enceladus een brede ring van E vormden, die zich langs zijn baan uitstrekte. De satelliet Iapetus is erg interessant, waarbij de achterste (ten opzichte van de richting van de baanbeweging) hemisfeer bedekt is met ijs en 50% van het invallende licht reflecteert, en de voorste hemisfeer is zo donker dat deze slechts 5% van het licht reflecteert ; het is bedekt met zoiets als de substantie van koolstofhoudende meteorieten. Het is mogelijk dat het materiaal dat door meteorietinslagen van het oppervlak van Saturnus' buitenste maan Phoebe is uitgestoten, op het voorste halfrond van Iapetus valt. In principe is dit mogelijk, aangezien Phoebe in de tegenovergestelde richting draait. Bovendien is het oppervlak van Phoebe nogal donker, maar daar zijn nog geen exacte gegevens over.
Uranus. Uranus is aquamarijn en mat, omdat de bovenste atmosfeer gevuld is met mist, waardoor de Voyager 2-sonde die er in 1986 in de buurt vloog nauwelijks in slaagde verschillende wolken te zien. De as van de planeet is 98,5° gekanteld ten opzichte van de orbitale as, d.w.z. ligt bijna in het vlak van de baan. Daarom wordt elk van de polen enige tijd rechtstreeks op de zon gericht en gaat het zes maanden (42 aardse jaren) de schaduw in. De atmosfeer van Uranus bevat voornamelijk waterstof, 12-15% helium en een paar andere gassen. De temperatuur van de atmosfeer is ongeveer 50 K, hoewel deze in de bovenste ijle lagen overdag oploopt tot 750 K en 's nachts tot 100 K. Het magnetische veld van Uranus is iets zwakker dan dat van de aarde in termen van sterkte aan het oppervlak, en zijn as helt 55° ten opzichte van de rotatie-as van de planeet. Er is weinig bekend over de innerlijke structuur van de planeet. Waarschijnlijk strekt de wolkenlaag zich uit tot een diepte van 11.000 km, gevolgd door een heetwateroceaan van 8.000 km diep, en daaronder een gesmolten rotskern met een straal van 7.000 km.
Ringen. In 1976 werden de unieke ringen van Uranus ontdekt, bestaande uit afzonderlijke dunne ringen, waarvan de breedste 100 km dik is. De ringen bevinden zich in het bereik van afstanden van 1,5 tot 2,0 stralen van de planeet vanaf het centrum. In tegenstelling tot de ringen van Saturnus, zijn de ringen van Uranus samengesteld uit grote donkere stenen. Er wordt aangenomen dat een kleine satelliet of zelfs twee satellieten in elke ring bewegen, zoals in de F-ring van Saturnus.
Satellieten. Er werden 20 satellieten van Uranus ontdekt. De grootste - Titania en Oberon - hebben een diameter van 1500 km. Er zijn nog 3 grote, meer dan 500 km groot, de rest is erg klein. De oppervlaktespectra van de vijf grote satellieten duiden op een grote hoeveelheid waterijs. De oppervlakken van alle satellieten zijn bedekt met meteoorkraters.
Neptunus. Uiterlijk is Neptunus vergelijkbaar met Uranus; het spectrum wordt ook gedomineerd door de banden van methaan en waterstof. De warmtestroom van Neptunus is aanzienlijk groter dan de kracht van de zonnewarmte die erop valt, wat wijst op het bestaan ​​van een interne energiebron. Het is mogelijk dat veel van de interne warmte wordt gegenereerd door de getijden die worden veroorzaakt door de massieve maan Triton, die op een afstand van 14,5 van de straal van de planeet in de tegenovergestelde richting draait. Voyager 2, die in 1989 op een afstand van 5000 km van de wolkenlaag vloog, ontdekte nog 6 satellieten en 5 ringen in de buurt van Neptunus. De Grote Donkere Vlek en een complex systeem van vortexstromen werden in de atmosfeer ontdekt. Het rozeachtige oppervlak van Triton onthult verbazingwekkende geologische kenmerken, waaronder krachtige geisers. De door Voyager ontdekte Proteus-satelliet bleek groter te zijn dan Nereid, die in 1949 vanaf de aarde werd ontdekt.
Pluto. Pluto heeft een zeer langwerpige en hellende baan; in het perihelium nadert het de zon op 29,6 AU. en wordt verwijderd bij aphelium door 49,3 AU. In 1989 passeerde Pluto het perihelium; van 1979 tot 1999 was het dichter bij de zon dan Neptunus. Vanwege de grote helling van de baan van Pluto, kruist zijn pad Neptunus echter nooit. De gemiddelde temperatuur van het oppervlak van Pluto is 50 K, het verandert van aphelium naar perihelium met 15 K, wat behoorlijk merkbaar is bij zulke lage temperaturen. Dit leidt met name tot het verschijnen van een ijle methaanatmosfeer tijdens de periode dat de planeet het perihelium passeert, maar de druk is 100.000 keer lager dan de druk van de aardatmosfeer. Pluto kan de atmosfeer niet lang vasthouden - hij is tenslotte kleiner dan de maan. Pluto's satelliet Charon draait in 6,4 dagen dicht bij de planeet. Zijn baan neigt zeer sterk naar de ecliptica, zodat verduisteringen alleen voorkomen in zeldzame tijdperken van de passage van de aarde door het vlak van Charon's baan. De helderheid van Pluto verandert regelmatig met een periode van 6,4 dagen. Pluto draait dus synchroon met Charon en heeft grote vlekken op het oppervlak. In verhouding tot de grootte van de planeet is Charon erg groot. Het Pluto-Charon-paar wordt vaak een "dubbele planeet" genoemd. Ooit werd Pluto beschouwd als een 'ontsnapte' satelliet van Neptunus, maar na de ontdekking van Charon lijkt dit onwaarschijnlijk.
PLANETEN: EEN VERGELIJKENDE ANALYSE
Interne structuur. De objecten van het zonnestelsel kunnen vanuit het oogpunt van hun interne structuur worden onderverdeeld in 4 categorieën: 1) kometen, 2) kleine lichamen, 3) terrestrische planeten, 4) gasreuzen. Kometen zijn eenvoudige ijslichamen met een bijzondere samenstelling en geschiedenis. De categorie kleine lichamen omvat alle andere hemellichamen met een straal van minder dan 200 km: interplanetaire stofkorrels, deeltjes van planeetringen, kleine satellieten en de meeste asteroïden. Tijdens de evolutie van het zonnestelsel verloren ze allemaal de warmte die vrijkwam tijdens de primaire aanwas en koelden ze af, omdat ze niet voldoende groot waren om op te warmen vanwege het radioactieve verval dat erin plaatsvindt. Terrestrische planeten zijn zeer divers: van "ijzeren" Mercurius tot het mysterieuze ijssysteem Pluto - Charon. Naast de grootste planeten wordt de zon volgens formele criteria ook wel eens tot de categorie gasreuzen gerekend. De belangrijkste parameter die de samenstelling van de planeet bepaalt, is de gemiddelde dichtheid (totale massa gedeeld door totaal volume). De waarde ervan geeft meteen aan wat voor soort planeet is - "steen" (silicaten, metalen), "ijs" (water, ammoniak, methaan) of "gasvormig" (waterstof, helium). Hoewel de oppervlakken van Mercurius en de Maan opvallend veel op elkaar lijken, is hun interne samenstelling compleet anders, aangezien de gemiddelde dichtheid van Mercurius 1,6 keer die van de Maan is. Tegelijkertijd is de massa van kwik klein, wat betekent dat de hoge dichtheid ervan voornamelijk niet te wijten is aan de compressie van materie onder invloed van de zwaartekracht, maar aan een speciale chemische samenstelling: kwik bevat 60-70% metalen en 30 -40% silicaten in massa. Mercurius heeft een veel hoger metaalgehalte per massa-eenheid dan welke andere planeet dan ook. Venus draait zo langzaam dat zijn equatoriale zwelling slechts in fracties van een meter wordt gemeten (bij de aarde - 21 km) en absoluut niets kan zeggen over de interne structuur van de planeet. Het zwaartekrachtveld correleert met de topografie van het oppervlak, in tegenstelling tot de aarde, waar continenten "zweven". Misschien worden de continenten van Venus gefixeerd door de stijfheid van de mantel, maar het is mogelijk dat het reliëf van Venus dynamisch wordt ondersteund door krachtige convectie in de mantel. Het oppervlak van de aarde is aanzienlijk jonger dan het oppervlak van andere lichamen in het zonnestelsel. Dit komt vooral door de intensieve verwerking van aardkorstmateriaal als gevolg van platentektoniek. Ook erosie onder invloed van vloeibaar water wordt merkbaar aangetast. De oppervlakken van de meeste planeten en satellieten worden gedomineerd door ringstructuren die verband houden met inslagkraters of vulkanen; op aarde heeft platentektoniek ertoe geleid dat de grootste hooglanden en laaglanden lineair zijn. Een voorbeeld zijn bergketens die groeien bij de botsing van twee platen; oceanische loopgraven die de plaatsen markeren waar de ene plaat onder de andere gaat (subductiezones); evenals mid-oceanische ruggen op die plaatsen waar twee platen divergeren onder invloed van een jonge korst die uit de mantel komt (spreidingszone). Zo weerspiegelt het reliëf van het aardoppervlak de dynamiek van het binnenste. Kleine monsters van de bovenmantel van de aarde komen beschikbaar voor laboratoriumonderzoek wanneer ze naar de oppervlakte komen als onderdeel van stollingsgesteenten. Er zijn ultrabasische insluitsels bekend (ultrabasische gesteenten arm aan silicaten en rijk aan Mg en Fe) die mineralen bevatten die zich alleen bij hoge druk vormen (bijvoorbeeld diamant), evenals gepaarde mineralen die alleen naast elkaar kunnen bestaan ​​als ze onder hoge druk zijn gevormd. Deze insluitsels maakten het mogelijk om met voldoende nauwkeurigheid de samenstelling van de bovenmantel in te schatten tot een diepte van ca. 200 kilometer. De mineralogische samenstelling van de diepe mantel is niet zo goed bekend, omdat er geen precieze gegevens zijn over de temperatuurverdeling met diepte en de hoofdfasen van diepe mineralen nog niet in het laboratorium zijn gereproduceerd. De kern van de aarde is verdeeld in extern en intern. De buitenste kern zendt geen transversale seismische golven uit; daarom is het vloeibaar. Op een diepte van 5200 km begint het kernmateriaal echter weer dwarsgolven te geleiden, maar met een lage snelheid; dit betekent dat de binnenkern gedeeltelijk "bevroren" is. De kerndichtheid is lager dan het zou zijn voor een zuivere nikkel-ijzervloeistof, waarschijnlijk vanwege de onzuiverheid van zwavel. Een kwart van het oppervlak van Mars wordt ingenomen door het Tarsis-hoogland, dat 7 km is gestegen ten opzichte van de gemiddelde straal van de planeet. Het is daarop dat de meeste vulkanen zich bevinden, tijdens de vorming waarvan lava zich over een lange afstand verspreidde, wat typerend is voor gesmolten gesteente dat rijk is aan ijzer. Een van de redenen voor de enorme omvang van de vulkanen op Mars (de grootste in het zonnestelsel) is dat Mars, in tegenstelling tot de aarde, geen platen heeft die relatief hete centra in de mantel verplaatsen, dus vulkanen groeien lange tijd op één plaats. Mars heeft geen magnetisch veld en er is geen seismische activiteit gedetecteerd. Er waren veel ijzeroxiden in de bodem, wat wijst op een zwakke differentiatie van de ondergrond.
Interne warmte. Veel planeten stoten meer warmte uit dan ze van de zon ontvangen. De hoeveelheid warmte die wordt gegenereerd en opgeslagen in de ingewanden van de planeet hangt af van haar geschiedenis. Voor de zich vormende planeet is meteorietbombardement de belangrijkste warmtebron; dan komt er warmte vrij tijdens de differentiatie van de ondergrond, wanneer de dichtste componenten, zoals ijzer en nikkel, naar het centrum bezinken en de kern vormen. Jupiter, Saturnus en Neptunus (maar om de een of andere reden niet Uranus) stralen nog steeds de warmte uit die ze opsloegen toen ze 4,6 miljard jaar geleden werden gevormd. Op terrestrische planeten is een belangrijke bron van verwarming in het huidige tijdperk het verval van radioactieve elementen - uranium, thorium en kalium - die in kleine hoeveelheden in de oorspronkelijke chondritische (zonne) samenstelling aanwezig waren. De dissipatie van bewegingsenergie in getijdenvervormingen - de zogenaamde "getijdendissipatie" - dient als de belangrijkste bron van verwarming van Io en speelt een belangrijke rol in de evolutie van sommige planeten, waarvan de rotatie (bijvoorbeeld Mercurius) vertraagden de getijden.
Convectie in de mantel. Als de vloeistof voldoende sterk wordt verwarmd, ontwikkelt zich daarin convectie, omdat thermische geleidbaarheid en straling de lokaal toegevoerde warmteflux niet aankunnen. Het lijkt misschien vreemd om te zeggen dat de ingewanden van terrestrische planeten zijn verzwolgen door convectie, als een vloeistof. Weten we niet dat, volgens seismologische gegevens, schuifgolven zich voortplanten in de aardmantel en dat de mantel daarom niet uit vloeistof bestaat, maar uit vaste gesteenten? Maar laten we een gewone glasplamuur nemen: wanneer het langzaam wordt ingedrukt, gedraagt ​​het zich als een stroperige vloeistof, wanneer het scherp wordt ingedrukt, gedraagt ​​het zich als een elastisch lichaam en wanneer het erop raakt, gedraagt ​​het zich als een steen. Dit betekent dat om te begrijpen hoe een stof zich gedraagt, we rekening moeten houden met de tijdschaal waarin de processen plaatsvinden. Shear seismische golven reizen in minuten door het binnenste van de aarde. Op een geologische tijdschaal, gemeten in miljoenen jaren, worden gesteenten plastisch vervormd als er constant aanzienlijke spanning op wordt uitgeoefend. Het is opvallend dat de aardkorst zich nog steeds aan het rechttrekken is en terugkeert naar de vorige vorm die het had vóór de laatste ijstijd, die 10.000 jaar geleden eindigde. Na bestudering van de ouderdom van de opgevaren kusten van Scandinavië, berekende N. Haskell in 1935 dat de viscositeit van de aardmantel 1023 keer hoger is dan de viscositeit van vloeibaar water. Maar zelfs tegelijkertijd toont wiskundige analyse aan dat de aardmantel zich in een staat van intense convectie bevindt (een dergelijke beweging van het binnenste van de aarde zou kunnen worden gezien in een versnelde film, waar een miljoen jaar in een seconde verstrijken). Vergelijkbare berekeningen laten zien dat Venus, Mars en, in mindere mate, Mercurius en de Maan waarschijnlijk ook convectieve mantels hebben. We beginnen net de aard van convectie op gasreuzenplaneten te ontrafelen. Het is bekend dat convectieve bewegingen sterk worden beïnvloed door de snelle rotatie die in reuzenplaneten bestaat, maar het is erg moeilijk om convectie experimenteel te bestuderen in een roterende bol met een centrale aantrekkingskracht. Tot nu toe zijn de meest nauwkeurige experimenten van dit soort uitgevoerd in microzwaartekracht in een bijna-baan om de aarde. Deze experimenten, samen met theoretische berekeningen en numerieke modellen, toonden aan dat convectie optreedt in buizen die langwerpig zijn langs de rotatie-as van de planeet en gebogen in overeenstemming met zijn bolvorm. Dergelijke convectieve cellen worden vanwege hun vorm "bananen" genoemd. De druk van de gasreuzenplaneten varieert van 1 bar op de wolkentoppen tot ongeveer 50 Mbar in het centrum. Daarom bevindt hun hoofdbestanddeel - waterstof - zich op verschillende niveaus in verschillende fasen. Bij drukken boven 3 Mbar wordt gewone moleculaire waterstof een vloeibaar metaal zoals lithium. Berekeningen tonen aan dat Jupiter voornamelijk bestaat uit metallische waterstof. En Uranus en Neptunus hebben blijkbaar een uitgebreide mantel van vloeibaar water, dat ook een goede geleider is.
Een magnetisch veld. Het externe magnetische veld van de planeet bevat belangrijke informatie over de beweging van het binnenste. Het is het magnetische veld dat het referentiekader bepaalt waarin de windsnelheid wordt gemeten in de bewolkte atmosfeer van de reuzenplaneet; het is dit dat aangeeft dat er krachtige stromen bestaan ​​in de vloeibare metalen kern van de aarde, en dat actieve vermenging plaatsvindt in de watermantels van Uranus en Neptunus. Integendeel, de afwezigheid van een sterk magnetisch veld voor Venus en Mars legt beperkingen op aan hun interne dynamiek. Onder de terrestrische planeten heeft het aardmagnetisch veld een uitstekende intensiteit, wat wijst op een actief dynamo-effect. De afwezigheid van een sterk magnetisch veld in Venus betekent niet dat de kern is gestold: hoogstwaarschijnlijk voorkomt de langzame rotatie van de planeet het dynamo-effect. Uranus en Neptunus hebben dezelfde magnetische dipolen met een grote neiging tot de assen van de planeten en verplaatsing ten opzichte van hun middelpunten; dit geeft aan dat hun magnetisme zijn oorsprong vindt in hun mantels en niet in hun kernen. Jupiters manen Io, Europa en Ganymedes hebben hun eigen magnetische velden, maar Callisto niet. Restmagnetisme is te vinden op de maan.
Atmosfeer. De zon, acht van de negen planeten en drie van de drieënzestig satellieten hebben een atmosfeer. Elke atmosfeer heeft zijn eigen specifieke chemische samenstelling en soort gedrag dat "weer" wordt genoemd. Atmosferen zijn verdeeld in twee groepen: voor terrestrische planeten bepaalt het dichte oppervlak van de continenten of de oceaan de omstandigheden aan de ondergrens van de atmosfeer, en voor gasreuzen is de atmosfeer praktisch bodemloos. Op terrestrische planeten ervaart een dunne (0,1 km) laag van de atmosfeer nabij het oppervlak constant verwarming of koeling ervan, en tijdens het bewegen - wrijving en turbulentie (vanwege de oneffenheid van het reliëf); deze laag wordt oppervlakte- of grenslaag genoemd. Dichtbij het oppervlak "plakt" de moleculaire viscositeit de atmosfeer aan de grond, dus zelfs een lichte bries creëert een sterke verticale snelheidsgradiënt die turbulentie kan veroorzaken. De verandering in luchttemperatuur met hoogte wordt geregeld door convectieve instabiliteit, omdat van onderaf de lucht opwarmt vanaf een warm oppervlak, deze lichter wordt en drijft; stijgt in het lagedrukgebied, zet het uit en straalt warmte de ruimte in, waardoor het afkoelt, dichter wordt en zinkt. Als gevolg van convectie in de onderste lagen van de atmosfeer wordt een adiabatische verticale temperatuurgradiënt tot stand gebracht: in de atmosfeer van de aarde neemt de luchttemperatuur bijvoorbeeld af met de hoogte met 6,5 K / km. Deze situatie bestaat tot aan de tropopauze (Grieks "tropo" - draai, "pauze" - stopzetting), die de lagere atmosfeer, de troposfeer genaamd, beperkt. Hier vinden de veranderingen plaats die we het weer noemen. In de buurt van de aarde passeert de tropopauze op een hoogte van 8-18 km; op de evenaar is het 10 km hoger dan aan de polen. Vanwege de exponentiële afname van de dichtheid met de hoogte, zit 80% van de massa van de aardatmosfeer gevangen in de troposfeer. Het bevat ook bijna alle waterdamp, dat wil zeggen de wolken die het weer creëren. Op Venus absorberen kooldioxide en waterdamp, samen met zwavelzuur en zwaveldioxide, bijna alle infraroodstraling die door het oppervlak wordt uitgezonden. Dit veroorzaakt een sterk broeikaseffect, d.w.z. leidt tot het feit dat de temperatuur van het oppervlak van Venus 500 K hoger is dan die welke het zou hebben in een atmosfeer die transparant is voor infrarode straling. De belangrijkste "broeikas"-gassen op aarde zijn waterdamp en koolstofdioxide, die de temperatuur met 30 K verhogen. Op Mars veroorzaken koolstofdioxide en atmosferisch stof een zwak broeikaseffect van slechts 5 K. Het hete oppervlak van Venus verhindert dat zwavel naar buiten gaat de atmosfeer door zich te binden aan oppervlaktegesteenten. Zwaveldioxide is verrijkt in de lagere atmosfeer van Venus, dus er zit een dichte laag zwavelzuurwolken in op hoogtes van 50 tot 80 km. In de atmosfeer van de aarde wordt ook een kleine hoeveelheid zwavelhoudende stoffen aangetroffen, vooral na krachtige vulkaanuitbarstingen. Zwavel wordt niet geregistreerd in de atmosfeer van Mars, daarom zijn de vulkanen in het huidige tijdperk inactief. Op aarde verandert een stabiele temperatuurdaling met de hoogte in de troposfeer boven de tropopauze in een temperatuurstijging met de hoogte. Daarom is er een extreem stabiele laag die de stratosfeer wordt genoemd (Latijnse stratumlaag, vloerbedekking). Het bestaan ​​van permanente dunne aerosollagen en de langdurige aanwezigheid van radioactieve elementen daar van nucleaire explosies dienen als direct bewijs van de afwezigheid van vermenging in de stratosfeer. In de stratosfeer van de aarde blijft de temperatuur stijgen met hoogte tot aan de stratopauze, op een hoogte van ca. 50 kilometer. De warmtebron in de stratosfeer zijn de fotochemische reacties van ozon, waarvan de concentratie maximaal is op een hoogte van ca. 25 kilometer. Ozon absorbeert ultraviolette straling, dus onder de 75 km wordt bijna alles omgezet in warmte. De chemie van de stratosfeer is complex. Ozon wordt voornamelijk gevormd boven de equatoriale gebieden, maar de grootste concentratie bevindt zich boven de polen; dit geeft aan dat het ozongehalte niet alleen wordt beïnvloed door de chemie, maar ook door de dynamiek van de atmosfeer. Mars heeft ook hogere ozonconcentraties boven de polen, vooral boven de winterpool. In de droge atmosfeer van Mars zijn er relatief weinig hydroxylradicalen (OH) die ozon afbreken. De temperatuurprofielen van de atmosferen van de reuzenplaneten werden bepaald aan de hand van waarnemingen op de grond van de planetaire bedekkingen van sterren en van de gegevens van de sondes, in het bijzonder van de verzwakking van radiosignalen wanneer de sonde de planeet binnenkomt. Elk van de planeten vond een tropopauze en stratosfeer, waarboven de thermosfeer, exosfeer en ionosfeer liggen. De temperatuur van de thermosferen van respectievelijk Jupiter, Saturnus en Uranus is ca. 1000, 420 en 800 K. Door de hoge temperatuur en relatief lage zwaartekracht op Uranus kan de atmosfeer zich uitstrekken tot aan de ringen. Dit veroorzaakt de vertraging en snelle val van de stofdeeltjes. Aangezien er nog steeds stofbanen worden waargenomen in de ringen van Uranus, moet daar een stofbron zijn. Hoewel de temperatuurstructuur van de troposfeer en stratosfeer in de atmosferen van verschillende planeten veel gemeen hebben, is hun chemische samenstelling heel verschillend. De atmosferen van Venus en Mars zijn meestal koolstofdioxide, maar ze vertegenwoordigen twee extreme voorbeelden van atmosferische evolutie: Venus heeft een dichte en hete atmosfeer, terwijl Mars een koude en ijle atmosfeer heeft. Het is belangrijk om te begrijpen of de atmosfeer van de aarde uiteindelijk tot een van deze twee typen zal komen, en of deze drie atmosferen altijd zo verschillend zijn geweest. Het lot van het oorspronkelijke water op de planeet kan worden bepaald door het deuteriumgehalte te meten in verhouding tot de lichtisotoop van waterstof: de D/H-verhouding legt een grens op aan de hoeveelheid waterstof die de planeet verlaat. De massa van water in de atmosfeer van Venus is nu 10-5 van de massa van de oceanen van de aarde. Maar de D/H-verhouding van Venus is 100 keer hoger dan op aarde. Als deze verhouding aanvankelijk hetzelfde was op aarde en Venus en de waterreserves op Venus niet werden aangevuld tijdens zijn evolutie, dan betekent een honderdvoudige toename van de D / H-verhouding op Venus dat er ooit honderd keer meer water op stond dan dat doet het nu. De verklaring hiervoor wordt meestal gezocht in het kader van de theorie van "broeikasvervluchtiging", die stelt dat Venus nooit koud genoeg was om water op het oppervlak te laten condenseren. Als water de atmosfeer altijd in de vorm van damp vulde, leidde de fotodissociatie van watermoleculen tot het vrijkomen van waterstof, waarvan de lichtisotoop uit de atmosfeer de ruimte in ontsnapte, en het resterende water werd verrijkt met deuterium. Van groot belang is het sterke verschil tussen de atmosferen van de aarde en Venus. Er wordt aangenomen dat de moderne atmosferen van de terrestrische planeten werden gevormd als gevolg van het ontgassen van het interieur; hierbij kwamen vooral waterdamp en kooldioxide vrij. Op aarde is water geconcentreerd in de oceaan en zit koolstofdioxide vast in sedimentair gesteente. Maar Venus staat dichter bij de zon, het is heet en er is geen leven; daarom bleef kooldioxide in de atmosfeer. Waterdamp onder invloed van zonlicht gesplitst in waterstof en zuurstof; waterstof ontsnapte de ruimte in (de atmosfeer van de aarde verliest ook snel waterstof), en zuurstof werd gebonden in rotsen. Toegegeven, het verschil tussen deze twee atmosferen kan dieper blijken te zijn: er is nog steeds geen verklaring voor het feit dat er veel meer argon in de atmosfeer van Venus zit dan in de atmosfeer van de aarde. Het oppervlak van Mars is nu een koude en droge woestijn. Tijdens het warmste deel van de dag kan de temperatuur iets hoger zijn dan het normale vriespunt van water, maar een lage atmosferische druk verhindert dat water op het oppervlak van Mars vloeibaar wordt: ijs verandert onmiddellijk in stoom. Er zijn echter verschillende canyons op Mars die lijken op opgedroogde rivierbeddingen. Sommige lijken te zijn gegraven door kortdurende maar catastrofaal krachtige waterstromen, terwijl andere diepe ravijnen en een uitgebreid netwerk van valleien vertonen, wat wijst op het waarschijnlijke voortbestaan ​​van laaglandrivieren in de vroege perioden van de geschiedenis van Mars. Er zijn ook morfologische aanwijzingen dat de oude kraters van Mars veel meer dan de jonge worden vernietigd door erosie, en dit is alleen mogelijk als de atmosfeer van Mars veel dichter was dan nu het geval is. In het begin van de jaren zestig werd gedacht dat de poolkappen van Mars uit waterijs bestonden. Maar in 1966 onderzochten R. Leighton en B. Murray de warmtebalans van de planeet en toonden aan dat kooldioxide in grote hoeveelheden zou moeten condenseren aan de polen, en dat er een balans van vast en gasvormig kooldioxide zou moeten worden gehandhaafd tussen de poolkappen en de atmosfeer . Het is merkwaardig dat de seizoensgebonden groei en samentrekking van de poolkappen leiden tot drukschommelingen in de atmosfeer van Mars met 20% (bijvoorbeeld in de cabines van oude straalvliegtuigen waren de drukdalingen tijdens het opstijgen en landen ook ongeveer 20%). Ruimtefoto's van de poolkappen van Mars tonen de verbazingwekkende spiraalpatronen en getrapte terrassen die de Mars Polar Lander (1999)-sonde zou moeten verkennen, maar niet kon landen. Het is niet precies bekend waarom de druk van de atmosfeer van Mars zo sterk is gedaald, waarschijnlijk van enkele bar in de eerste miljard jaar tot 7 mbar nu. Het is mogelijk dat verwering van oppervlaktegesteenten koolstofdioxide uit de atmosfeer heeft verwijderd en koolstof in carbonaatgesteenten heeft gebonden, zoals op aarde is gebeurd. Bij een oppervlaktetemperatuur van 273 K zou dit proces de koolstofdioxide-atmosfeer van Mars in slechts 50 miljoen jaar kunnen vernietigen met een druk van enkele bar; blijkbaar is het heel moeilijk gebleken om gedurende de hele geschiedenis van het zonnestelsel een warm en vochtig klimaat op Mars te handhaven. Een soortgelijk proces beïnvloedt ook het koolstofgehalte in de atmosfeer van de aarde. Ongeveer 60 bar koolstof is nu gebonden in de carbonaatgesteenten van de aarde. Het is duidelijk dat in het verleden de atmosfeer van de aarde aanzienlijk meer koolstofdioxide bevatte dan nu, en de temperatuur van de atmosfeer was hoger. Het belangrijkste verschil in de evolutie van de atmosfeer van de aarde en Mars is dat op aarde plaattektoniek de koolstofcyclus ondersteunt, terwijl het op Mars is "opgesloten" in rotsen en poolkappen.
Bijna planetaire ringen. Het is merkwaardig dat elk van de reuzenplaneten een systeem van ringen heeft, maar geen enkele planeet van het aardse type. Degenen die voor het eerst door een telescoop naar Saturnus kijken, roepen vaak uit: "Nou, net zoals op de foto!", terwijl ze zijn verbazingwekkend heldere en duidelijke ringen zien. De ringen van de andere planeten zijn echter bijna onzichtbaar door een telescoop. De bleke ring van Jupiter ervaart een mysterieuze interactie met zijn magnetisch veld. Uranus en Neptunus zijn elk omgeven door verschillende dunne ringen; de structuur van deze ringen weerspiegelt hun resonante interactie met nabijgelegen satellieten. De drie cirkelbogen van Neptunus zijn vooral intrigerend voor onderzoekers, omdat ze duidelijk beperkt zijn in zowel de radiale als de azimutale richting. Een grote verrassing was de ontdekking van de smalle ringen van Uranus tijdens de waarneming van zijn bedekking van de ster in 1977. Feit is dat er veel verschijnselen zijn die smalle ringen in slechts enkele decennia merkbaar kunnen uitbreiden: dit zijn onderlinge botsingen van deeltjes , het Poynting-Robertson-effect (stralingsremmen) en plasmaremming. Vanuit praktisch oogpunt zijn smalle ringen, waarvan de positie met hoge nauwkeurigheid kan worden gemeten, een zeer geschikte indicator gebleken voor de orbitale beweging van deeltjes. De precessie van de ringen van Uranus maakte het mogelijk om de verdeling van de massa binnen de planeet te achterhalen. Wie wel eens met een auto met een stoffige voorruit in de richting van de opkomende of ondergaande zon heeft moeten rijden, weet dat stofdeeltjes licht sterk verstrooien in de richting van zijn val. Daarom is het moeilijk om stof in planetaire ringen te detecteren door ze vanaf de aarde te observeren, d.w.z. van de kant van de zon. Maar elke keer dat de ruimtesonde langs de buitenplaneet vloog en terugkeek, ontvingen we beelden van de ringen in doorvallend licht. In dergelijke afbeeldingen van Uranus en Neptunus werden voorheen onbekende stofringen ontdekt, die veel breder zijn dan de al lang bekende smalle ringen. Roterende schijven zijn het belangrijkste onderwerp in de moderne astrofysica. Veel van de dynamische theorieën die zijn ontwikkeld om de structuur van sterrenstelsels te verklaren, kunnen worden gebruikt om planetaire ringen te bestuderen. Zo werden de ringen van Saturnus een object voor het testen van de theorie van zelf-graviterende schijven. De eigen zwaartekracht van deze ringen wordt aangegeven door de aanwezigheid van zowel spiraalvormige dichtheidsgolven als spiraalvormige buiggolven erin, die zichtbaar zijn in gedetailleerde afbeeldingen. Het golfpakket dat in de ringen van Saturnus wordt gevonden, wordt toegeschreven aan de sterke horizontale resonantie van de planeet met de maan Iapetus, die spiraalvormige dichtheidsgolven opwekt in het buitenste deel van de Cassini-splijting. Er zijn veel speculaties geweest over de oorsprong van de ringen. Het is belangrijk dat ze binnen de Roche-zone liggen, d.w.z. op zo'n afstand van de planeet, waar de onderlinge aantrekkingskracht van de deeltjes kleiner is dan het verschil in aantrekkingskracht tussen hen door de planeet. Binnen de Roche-zone kunnen verstrooide deeltjes geen satelliet van de planeet vormen. Het is mogelijk dat het materiaal van de ringen sinds de vorming van de planeet zelf "niet opgeëist" is gebleven. Maar misschien zijn dit sporen van een recente catastrofe - de botsing van twee satellieten of de vernietiging van een satelliet door de getijdenkrachten van de planeet. Als je alle substantie van de ringen van Saturnus verzamelt, krijg je een lichaam met een straal van ongeveer. 200 kilometer. In de ringen van de rest van de planeten is de substantie veel minder.
KLEINE LICHAMEN VAN HET ZONNESYSTEEM
Asteroïden. Veel kleine planeten - asteroïden - draaien om de zon, voornamelijk tussen de banen van Mars en Jupiter. Astronomen hebben de naam "asteroïde" aangenomen omdat ze in een telescoop op zwakke sterren lijken (aster is Grieks voor "ster"). Eerst dacht men dat dit fragmenten waren van een grote planeet die ooit heeft bestaan, maar toen werd duidelijk dat asteroïden nooit een enkel lichaam vormden; hoogstwaarschijnlijk kon deze substantie zich niet verenigen in een planeet vanwege de invloed van Jupiter. Er wordt geschat dat de totale massa van alle asteroïden in ons tijdperk slechts 6% van de massa van de maan is; de helft van deze massa bevindt zich in de drie grootste - 1 Ceres, 2 Pallas en 4 Vesta. Het nummer in de aanduiding van de asteroïde geeft de volgorde aan waarin deze is ontdekt. Asteroïden met precies bekende banen krijgen niet alleen serienummers, maar ook namen: 3 Juno, 44 ​​Nisa, 1566 Icarus. De exacte baanelementen van meer dan 8.000 asteroïden zijn bekend, van de 33.000 die tot nu toe zijn ontdekt. Er zijn minstens tweehonderd asteroïden met een straal van meer dan 50 km en ongeveer duizend - meer dan 15 km. Naar schatting hebben ongeveer een miljoen asteroïden een straal van meer dan 0,5 km. De grootste daarvan is Ceres, een nogal donker en moeilijk te observeren object. Er zijn speciale methoden van adaptieve optica nodig om oppervlaktedetails van zelfs grote asteroïden te onderscheiden met behulp van telescopen op de grond. De omloopstralen van de meeste asteroïden liggen tussen 2,2 en 3,3 AU, dit gebied wordt de "asteroïdengordel" genoemd. Maar het is niet helemaal gevuld met asteroïde banen: op afstanden van 2,50, 2,82 en 2,96 AU. Ze zijn niet hier; deze "vensters" werden gevormd onder invloed van verstoringen van Jupiter. Alle asteroïden draaien in voorwaartse richting, maar de banen van veel van hen zijn merkbaar langwerpig en gekanteld. Sommige asteroïden hebben zeer merkwaardige banen. Er draait dus een groep Trojaanse paarden in een baan om Jupiter; de meeste van deze asteroïden zijn erg donker en rood. De asteroïden van de Amur-groep hebben banen die de baan van Mars naderen of kruisen; inclusief 433 Eros. Asteroïden van de Apollo-groep doorkruisen de baan van de aarde; onder hen 1533 Icarus, die het dichtst bij de zon staat. Uiteraard ervaren deze asteroïden vroeg of laat een gevaarlijke nadering van de planeten, die eindigt met een botsing of een grote verandering in de baan. Ten slotte zijn onlangs asteroïden van de Aton-groep toegewezen aan een speciale klasse, waarvan de banen bijna volledig binnen de baan van de aarde liggen. Ze zijn allemaal erg klein van formaat. De helderheid van veel asteroïden verandert periodiek, wat natuurlijk is voor roterende onregelmatige lichamen. De perioden van hun rotatie variëren van 2,3 tot 80 uur en zijn gemiddeld bijna 9 uur.Asteroïden danken hun onregelmatige vorm aan talrijke onderlinge botsingen. Voorbeelden van exotische vormen worden gegeven door 433 Eros en 643 Hector, waarin de verhouding van de lengtes van de assen 2,5 bereikt. In het verleden was het hele binnenste zonnestelsel waarschijnlijk vergelijkbaar met de belangrijkste asteroïdengordel. Jupiter, die zich in de buurt van deze gordel bevindt, verstoort de beweging van asteroïden sterk door zijn aantrekkingskracht, verhoogt hun snelheid en leidt tot botsingen, en dit vernietigt ze vaker dan dat ze verenigd worden. Net als een onvoltooide planeet, geeft de asteroïdengordel ons een unieke kans om delen van de structuur te zien voordat ze zich verbergen in het voltooide lichaam van de planeet. Door het licht te bestuderen dat wordt gereflecteerd door asteroïden, is het mogelijk om veel te leren over de samenstelling van hun oppervlak. De meeste asteroïden zijn, op basis van hun reflectiviteit en kleur, ingedeeld in drie groepen, vergelijkbaar met de groepen meteorieten: Type C asteroïden hebben een donker oppervlak, zoals koolstofhoudende chondrieten (zie Meteorieten hieronder), type S is helderder en roder en type M is vergelijkbaar met ijzer-nikkel meteorieten ... Bijvoorbeeld, 1 Ceres is vergelijkbaar met koolstofhoudende chondrieten en 4 Vesta is vergelijkbaar met basaltische eucrieten. Dit geeft aan dat de oorsprong van meteorieten wordt geassocieerd met de asteroïdengordel. Het oppervlak van asteroïden is bedekt met fijngemalen gesteente - regoliet. Het is nogal vreemd dat het op het oppervlak blijft na de inslag van meteorieten - een asteroïde van 20 km heeft tenslotte een zwaartekracht van 10-3 g en de snelheid van het verlaten van het oppervlak is slechts 10 m / s. Naast kleur zijn er nu veel karakteristieke infrarode en ultraviolette spectraallijnen die worden gebruikt om asteroïden te classificeren. Volgens deze gegevens worden 5 hoofdklassen onderscheiden: A, C, D, S en T. Asteroïden 4 Vesta, 349 Dembowska en 1862 Apollo pasten niet in deze classificatie: elk van hen nam een ​​speciale positie in en werd het prototype van nieuwe klassen, respectievelijk V, R en Q, die nu andere asteroïden bevatten. Van de talrijke groep C-asteroïden werden verder de klassen B, F en G onderscheiden.De moderne classificatie omvat 14 soorten asteroïden, aangeduid (in afnemende volgorde van het aantal leden) met de letters S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Omdat het albedo van C-steroïden lager is dan dat van S-steroïden, vindt observationele selectie plaats: donkere C-steroïden zijn moeilijker te detecteren . Hiermee rekening houdend, is het meest talrijke type juist de C-asteroïden. Vergelijking van de spectra van asteroïden van verschillende typen met de spectra van monsters van zuivere mineralen vormde drie grote groepen: primitief (C, D, P, Q), metamorf (F, G, B, T) en magmatisch (S, M, E, A, V, R). Het oppervlak van primitieve asteroïden is rijk aan koolstof en water; metamorfe bevatten minder water en vluchtige stoffen dan primitieve; magmatische zijn bedekt met complexe mineralen, waarschijnlijk gevormd uit smelt. Het binnenste gebied van de belangrijkste asteroïdengordel is rijkelijk bevolkt door magmatische asteroïden, metamorfe asteroïden heersen in het midden van de gordel en primitieve asteroïden overheersen aan de periferie. Dit geeft aan dat er tijdens de vorming van het zonnestelsel een scherpe temperatuurgradiënt bestond in de asteroïdengordel. De classificatie van asteroïden op basis van hun spectra groepeert lichamen volgens oppervlaktesamenstelling. Maar als we kijken naar de elementen van hun banen (halve lange as, excentriciteit, helling), dan vallen de dynamische families van asteroïden op, voor het eerst beschreven door K. Hirayama in 1918. De meest bevolkte van hen zijn de families van Themis, Eos en Koronis. Elke familie is waarschijnlijk een zwerm puin van een relatief recente botsing. Een systematische studie van het zonnestelsel doet ons begrijpen dat grote botsingen eerder regel dan uitzondering zijn en dat de aarde er ook niet immuun voor is.
meteorieten. Een meteoroïde is een klein lichaam dat in een baan om de zon draait. Een meteoor is een meteoroïde die in de atmosfeer van de planeet is gevlogen en tot een brand is verhit. En als het overblijfsel op het oppervlak van de planeet viel, wordt het een meteoriet genoemd. Een meteoriet wordt als "gevallen" beschouwd als er ooggetuigen zijn die zijn vlucht in de atmosfeer hebben waargenomen; anders wordt het "gevonden" genoemd. Er zijn veel meer "gevonden" meteorieten dan "gevallen" meteorieten. Ze worden vaak gevonden door toeristen of boeren die op het land aan het werk zijn. Omdat meteorieten donker van kleur zijn en gemakkelijk te onderscheiden zijn in de sneeuw, zijn de ijsvelden van Antarctica, waar al duizenden meteorieten zijn gevonden, een uitstekende plek om ze te vinden. Voor het eerst werd in 1969 een meteoriet op Antarctica ontdekt door een groep Japanse geologen die gletsjers bestudeerden. Ze vonden 9 fragmenten die naast elkaar lagen, maar behoorden tot vier verschillende soorten meteorieten. Het bleek dat meteorieten die op verschillende plaatsen op het ijs vielen, zich verzamelen waar de gletsjervelden die met een snelheid van enkele meters per jaar bewegen, stoppen en tegen bergketens aanlopen. De wind vernietigt en droogt de bovenste ijslagen op (droge sublimatie treedt op - ablatie) en meteorieten concentreren zich op het oppervlak van de gletsjer. Dergelijk ijs heeft een blauwachtige kleur en is gemakkelijk te onderscheiden van de lucht, wat wetenschappers gebruiken bij het bestuderen van plaatsen die veelbelovend zijn voor het verzamelen van meteorieten. Een belangrijke meteorietval vond plaats in 1969 in Chihuahua, Mexico. De eerste van vele grote fragmenten werd gevonden in de buurt van een huis in het dorp Pueblito de Allende, en volgens de traditie werden alle gevonden fragmenten van deze meteoriet samengevoegd onder de naam Allende. De val van de Allende-meteoriet viel samen met het begin van het Apollo-maanprogramma en gaf wetenschappers de mogelijkheid om methoden uit te werken voor het analyseren van buitenaardse monsters. In de afgelopen jaren is vastgesteld dat sommige meteorieten die wit puin bevatten dat is ingebed in donkerder moedergesteente, maanfragmenten zijn. De Allende-meteoriet behoort tot de chondrieten - een belangrijke subgroep van steenachtige meteorieten. Ze worden zo genoemd omdat ze chondrulen bevatten (van het Griekse chondros, graan) - de oudste bolvormige deeltjes die condenseerden in een protoplanetaire nevel en vervolgens deel gingen uitmaken van latere gesteenten. Dergelijke meteorieten stellen ons in staat om de ouderdom van het zonnestelsel en zijn oorspronkelijke samenstelling te schatten. De calcium- en aluminiumrijke Allende meteorietinsluitingen, de eerste die condenseerden vanwege hun hoge kookpunt, hebben een leeftijd gemeten door radioactief verval van 4,559 ± 0,004 miljard jaar. Dit is de meest nauwkeurige schatting van de leeftijd van het zonnestelsel. Bovendien dragen alle meteorieten "historische records" die zijn veroorzaakt door de langdurige invloed van galactische kosmische straling, zonnestraling en zonnewind. Door de schade veroorzaakt door kosmische straling te onderzoeken, kunnen we zien hoe lang de meteoriet in een baan om de aarde was voordat hij onder de bescherming van de aardatmosfeer kwam. Het directe verband tussen meteorieten en de zon volgt uit het feit dat de elementaire samenstelling van de oudste meteorieten - chondrieten - exact de samenstelling van de zonnefotosfeer herhaalt. De enige elementen die qua inhoud verschillen, zijn vluchtige stoffen, zoals waterstof en helium, overvloedig verdampt uit meteorieten tijdens hun afkoeling, evenals lithium, gedeeltelijk "opgebrand" door de zon in kernreacties. De termen "zonnesamenstelling" en "chondritische samenstelling" worden door elkaar gebruikt bij het beschrijven van het bovenstaande "recept voor zonnematerie". Steenmeteorieten, waarvan de samenstelling verschilt van die van de zon, worden achondrieten genoemd.
Kleine fragmenten. De bijna-zonneruimte is gevuld met kleine deeltjes, waarvan de bronnen de instortende kernen van kometen en botsingen van lichamen zijn, voornamelijk in de asteroïdengordel. De kleinste deeltjes naderen geleidelijk de zon als gevolg van het Poynting-Robertson-effect (het bestaat erin dat de druk van zonlicht op een bewegend deeltje niet precies langs de zon-deeltjeslijn is gericht, maar als gevolg van lichtaberratie wordt teruggebogen en daardoor de beweging van het deeltje vertraagt). De val van kleine deeltjes op de zon wordt gecompenseerd door hun constante reproductie, zodat er in het vlak van de ecliptica altijd een ophoping van stof is die de zonnestralen verstrooit. Op de donkerste nachten is het zichtbaar in de vorm van zodiakaallicht, dat zich uitstrekt in een brede strook langs de ecliptica in het westen na zonsondergang en in het oosten voor zonsopgang. In de buurt van de zon verandert het zodiakaallicht in een valse corona (F-kroon, van vals - vals), die alleen zichtbaar is tijdens een totale zonsverduistering. Met een toename van de hoekafstand van de zon neemt de helderheid van het dierenriemlicht snel af, maar op het anti-zonnepunt van de ecliptica neemt het weer toe, waardoor een anti-straling wordt gevormd; dit komt omdat fijne stofdeeltjes het licht intens terugkaatsen. Van tijd tot tijd vallen meteoroïden in de atmosfeer van de aarde. Hun snelheid is zo hoog (gemiddeld 40 km / s) dat ze bijna allemaal, behalve de kleinste en grootste, op een hoogte van ongeveer 110 km verbranden, waardoor lange gloeiende staarten achterblijven - meteoren of vallende sterren. Veel meteoroïden worden geassocieerd met de banen van individuele kometen, dus meteoren worden vaker waargenomen wanneer de aarde op bepaalde tijden van het jaar in de buurt van dergelijke banen komt. Er worden bijvoorbeeld jaarlijks veel meteoren waargenomen rond 12 augustus, wanneer de aarde de Perseïdenregen doorkruist die is geassocieerd met deeltjes die verloren zijn gegaan door komeet 1862 III. Een andere stroom - de Orioniden - rond 20 oktober wordt in verband gebracht met stof van de komeet Halley.
zie ook METEOOR. Deeltjes kleiner dan 30 micron kunnen in de atmosfeer vertragen en op de grond vallen zonder te worden verbrand; dergelijke micrometeorieten worden verzameld voor laboratoriumanalyse. Als deeltjes van enkele centimeters of meer uit een voldoende dichte substantie bestaan, branden ze ook niet helemaal op en vallen ze in de vorm van meteorieten naar het aardoppervlak. Meer dan 90% daarvan is van steen; alleen een specialist kan ze onderscheiden van terrestrische rotsen. De overige 10% van de meteorieten zijn ijzer (in feite zijn ze samengesteld uit een legering van ijzer en nikkel). Meteorieten worden beschouwd als puin van asteroïden. IJzermeteorieten maakten ooit deel uit van de kernen van deze lichamen, vernietigd door botsingen. Het is mogelijk dat sommige losse en vluchtig-rijke meteorieten afkomstig zijn van kometen, maar dit is onwaarschijnlijk; hoogstwaarschijnlijk verbranden grote deeltjes kometen in de atmosfeer en blijven er alleen kleine over. Gezien hoe moeilijk het is voor kometen en asteroïden om de aarde te bereiken, is het duidelijk hoe nuttig het is om meteorieten te bestuderen die onafhankelijk "aangekomen" op onze planeet vanuit de diepten van het zonnestelsel.
zie ook METEORIET.
kometen. Gewoonlijk arriveren kometen vanuit de verre periferie van het zonnestelsel en worden ze voor een korte tijd extreem spectaculaire sterren; op dit moment trekken ze ieders aandacht, maar veel van hun aard is nog onduidelijk. Een nieuwe komeet verschijnt meestal onverwachts, en daarom is het bijna onmogelijk om een ​​ruimtesonde voor te bereiden om hem te ontmoeten. Natuurlijk kun je langzaam een ​​sonde voorbereiden en sturen om een ​​van de honderden periodieke kometen te ontmoeten, waarvan de banen bekend zijn; maar al deze kometen, die herhaaldelijk de zon hebben benaderd, zijn al verouderd, hebben hun vluchtige stoffen bijna volledig verloren en zijn bleek en inactief geworden. Slechts één periodieke komeet behield nog activiteit - dit is de komeet van Halley. Haar 30 optredens zijn regelmatig opgenomen sinds 240 voor Christus. en noemde de komeet ter ere van de astronoom E. Galley, die zijn verschijning in 1758 voorspelde. De komeet van Halley heeft een omlooptijd van 76 jaar, een periheliumafstand van 0,59 AE. en aphelium 35 a.u. Toen ze in maart 1986 het vlak van de ecliptica overstak, snelde een armada van ruimtevaartuigen met vijftig wetenschappelijke instrumenten haar tegemoet. Bijzonder belangrijke resultaten werden verkregen door twee Sovjet-sondes "Vega" en de Europese "Giotto", die voor het eerst beelden van de komeetkern doorgaven. Ze vertonen een zeer oneffen oppervlak, bedekt met kraters, en twee gasstralen die uitstromen aan de zonnige kant van de kern. Het volume van de komeetkern van Halley was groter dan verwacht; het oppervlak, dat slechts 4% van het invallende licht weerkaatst, is een van de donkerste in het zonnestelsel.

Per jaar worden ongeveer tien kometen waargenomen, waarvan slechts een derde eerder werd ontdekt. Ze worden vaak ingedeeld volgens de duur van de omlooptijd: korte periode (3 ANDERE PLANETAIRE SYSTEMEN
Uit moderne opvattingen over de vorming van sterren volgt dat de geboorte van een ster van het zonnetype gepaard moet gaan met de vorming van een planetair systeem. Zelfs als het alleen om sterren gaat die volledig op de zon lijken (d.w.z. enkelvoudige sterren van spectraalklasse G), dan moet in dit geval maar liefst 1% van de sterren in de Melkweg (dat is ongeveer 1 miljard sterren) planetaire systemen hebben . Een meer gedetailleerde analyse toont aan dat alle sterren planeten kunnen hebben die kouder zijn dan spectrale klasse F, en zelfs die in binaire systemen.

In de afgelopen jaren zijn er inderdaad berichten geweest over de ontdekking van planeten in andere sterren. Tegelijkertijd zijn de planeten zelf niet zichtbaar: hun aanwezigheid wordt gedetecteerd door de kleine verplaatsing van de ster, veroorzaakt door zijn aantrekkingskracht op de planeet. De baanbeweging van de planeet zorgt ervoor dat de ster "wiebelt" en periodiek zijn radiale snelheid verandert, wat kan worden gemeten aan de hand van de positie van de lijnen in het spectrum van de ster (Doppler-effect). Tegen het einde van 1999 werd de ontdekking van planeten van het Jupiter-type gerapporteerd in 30 sterren, waaronder 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, enz. Dit zijn allemaal sterren die dicht bij de Zon, en de afstand tot de dichtstbijzijnde daarvan (Gliese 876) slechts 15 St. jaar. Twee radiopulsars (PSR 1257 + 12 en PSR B1628-26) hebben ook planetaire systemen met massa's in de orde van grootte van de massa van de aarde. Tot nu toe is het met behulp van optische technologie niet mogelijk geweest om dergelijke lichte planeten in normale sterren te detecteren. Rond elke ster kun je een ecosfeer specificeren waarin de temperatuur van het oppervlak van de planeet vloeibaar water toelaat. De zonne-ecosfeer strekt zich uit van 0,8 tot 1,1 AU. Het bevat de aarde, maar Venus (0,72 AU) en Mars (1,52 AU) vallen niet. Waarschijnlijk vallen in elk planetenstelsel niet meer dan 1-2 planeten in de ecosfeer, waar de omstandigheden gunstig zijn voor het leven.
DYNAMIEK VAN ORBITALE BEWEGING
De beweging van de planeten met hoge nauwkeurigheid gehoorzaamt aan de drie wetten van I. Kepler (1571-1630), afgeleid van zijn waarnemingen: 1) De planeten bewegen in ellipsen, in een van de brandpunten waarvan de zon is. 2) De straalvector die de zon en de planeet verbindt, bestrijkt gelijke gebieden gedurende gelijke tijdsperioden van de baanbeweging van de planeet. 3) Het kwadraat van de omlooptijd is evenredig met de derde macht van de halve lange as van de elliptische baan. De tweede wet van Kepler volgt rechtstreeks uit de wet van behoud van impulsmoment en is de meest algemene van de drie. Newton stelde vast dat de eerste wet van Kepler geldig is als de aantrekkingskracht tussen twee lichamen omgekeerd evenredig is met het kwadraat van de afstand ertussen, en de derde wet is als deze kracht ook evenredig is met de massa van de lichamen. In 1873 bewees J. Bertrand dat in het algemeen slechts in twee gevallen de lichamen niet in een spiraal om elkaar heen zullen bewegen: als ze worden aangetrokken volgens de inverse kwadratenwet van Newton of de wet van directe evenredigheid van Hooke (die de elasticiteit van veren beschrijft ). Een opmerkelijke eigenschap van het zonnestelsel is dat de massa van de centrale ster veel groter is dan de massa van alle planeten, zodat de beweging van elk lid van het planetenstelsel met grote nauwkeurigheid kan worden berekend in het kader van het probleem van de beweging van twee onderling aan elkaar bewegende lichamen - de zon en de enige planeet ernaast. De wiskundige oplossing is bekend: als de snelheid van de planeet niet te hoog is, beweegt deze in een gesloten periodieke baan, die nauwkeurig kan worden berekend. Het probleem van de beweging van meer dan twee lichamen, in het algemeen het "N-lichaamsprobleem" genoemd, is veel moeilijker vanwege hun chaotische beweging in open banen. Deze willekeurigheid van banen is van fundamenteel belang en maakt het mogelijk om bijvoorbeeld te begrijpen hoe meteorieten van de asteroïdengordel op de aarde vallen.
zie ook
DE WETTEN VAN KEPLER;
HEMELSE MECHANICA;
BAAN. In 1867 was D. Kirkwood de eerste die opmerkte dat lege ruimtes ("luiken") in de asteroïdengordel zich op zulke afstanden van de zon bevinden, waar de gemiddelde beweging evenredig is (in een geheel getal) met de beweging van Jupiter. Met andere woorden, asteroïden vermijden banen waarin de periode van hun omwenteling rond de zon een veelvoud zou zijn van de periode van de omwenteling van Jupiter. De twee grootste luiken van Kirkwood hebben een verhouding van 3: 1 en 2: 1. In de buurt van de vergelijkbaarheid van 3: 2 is er echter een overmaat aan asteroïden, op deze basis verenigd in de Gilda-groep. Er is ook een overmaat aan asteroïden van de Trojaanse groep in een verhouding van 1: 1, in een baan om Jupiter 60 ° voor en 60 ° erachter. De situatie met de Trojanen is duidelijk - ze zijn gevangen in de buurt van de stabiele Lagrange-punten (L4 en L5) in de baan van Jupiter, maar hoe kunnen de luiken van Kirkwood en de groep van Gilda worden verklaard? Als er alleen luiken waren op de evenredigheden, dan zou men een eenvoudige verklaring kunnen accepteren, voorgesteld door Kirkwood zelf, dat asteroïden uit resonantiegebieden werden gegooid door de periodieke invloed van Jupiter. Maar nu lijkt deze foto te simpel. Numerieke berekeningen hebben aangetoond dat chaotische banen gebieden van de ruimte binnendringen in de buurt van de 3: 1 resonantie en dat fragmenten van asteroïden die in dit gebied vallen, hun banen veranderen van cirkelvormig naar langwerpig elliptisch, waardoor ze regelmatig naar het centrale deel van het zonnestelsel worden gebracht. In dergelijke banen die de planetaire paden kruisen, leven meteoroïden niet lang (slechts een paar miljoen jaar) voordat ze op Mars of de aarde botsen, en met een kleine misser worden ze naar de periferie van het zonnestelsel gegooid. Dus de belangrijkste bron van meteorieten die naar de aarde vallen, zijn de luiken van Kirkwood, waardoor de chaotische banen van asteroïdefragmenten passeren. Er zijn natuurlijk veel voorbeelden van sterk geordende resonantiebewegingen in het zonnestelsel. Dit is precies hoe satellieten dicht bij de planeten bewegen, bijvoorbeeld de maan, altijd naar hetzelfde halfrond naar de aarde gericht, omdat de omlooptijd ervan samenvalt met de axiale. Een voorbeeld van nog hogere synchronisatie wordt geleverd door het Pluto-Charon-systeem, waarin niet alleen op de satelliet, maar ook op de planeet "een dag gelijk is aan een maand". De beweging van Mercurius heeft een intermediair karakter, waarvan de axiale rotatie en orbitale rotatie in een resonantieverhouding van 3:2 zijn. Niet alle lichamen gedragen zich echter zo eenvoudig: bijvoorbeeld in een niet-sferische Hyperion, onder invloed van de aantrekkingskracht van Saturnus, wordt de rotatie-as chaotisch omgekeerd. De evolutie van satellietbanen wordt beïnvloed door verschillende factoren. Omdat de planeten en satellieten geen puntmassa's zijn, maar uitgestrekte objecten, en bovendien de zwaartekracht afhangt van de afstand, worden verschillende delen van het lichaam van de satelliet, die op verschillende afstanden van de planeet verwijderd zijn, er op verschillende manieren door aangetrokken; hetzelfde geldt voor de aantrekkingskracht van de satelliet op de planeet. Dit verschil in krachten veroorzaakt eb en vloed van de zee en geeft een enigszins afgeplatte vorm aan de synchroon draaiende satellieten. De satelliet en de planeet veroorzaken elkaar getijdenvervormingen, en dit beïnvloedt hun baanbeweging. De resonantie van gemiddelde bewegingen 4: 2: 1 voor de manen van Jupiter Io, Europa en Ganymedes, voor het eerst in detail bestudeerd door Laplace in zijn Celestial Mechanics (vol. 4, 1805), wordt de Laplace-resonantie genoemd. Slechts enkele dagen voordat Voyager 1 naar Jupiter vloog, op 2 maart 1979, publiceerden astronomen Peale, Kassen en Reynolds het werk "Melting of Io by Tidal Dissipation", waarin ze actief vulkanisme op deze satelliet voorspelden vanwege zijn leidende rol bij het handhaven van een resonantie van 4: 2: 1. Voyager 1 ontdekte inderdaad actieve vulkanen op Io, zo krachtig dat geen enkele meteorietkrater zichtbaar is op beelden van het oppervlak van de satelliet: zo snel is het oppervlak bedekt met uitbarstingsproducten.
VORMING VAN EEN ZONNESYSTEEM
De vraag hoe het zonnestelsel werd gevormd, is misschien wel de moeilijkste in de planetaire wetenschap. Om het te beantwoorden, hebben we nog steeds weinig gegevens die zouden kunnen helpen bij het reconstrueren van de complexe fysische en chemische processen die in dat verre tijdperk plaatsvonden. De theorie van de vorming van het zonnestelsel moet veel feiten verklaren, waaronder de mechanische toestand, chemische samenstelling en chronologische gegevens over isotopen. In dit geval is het wenselijk om te vertrouwen op echte verschijnselen die worden waargenomen in de buurt van vormende en jonge sterren.
Mechanische staat. De planeten draaien in één richting om de zon, in bijna cirkelvormige banen, bijna in hetzelfde vlak. De meeste draaien om hun as in dezelfde richting als de zon. Dit alles wijst erop dat de voorloper van het zonnestelsel een roterende schijf was, die zich van nature vormt wanneer een zelfaantrekkend systeem wordt samengedrukt met behoud van impulsmoment en de resulterende toename van de hoeksnelheid. (Moment van momentum, of impulsmoment van een planeet, is het product van zijn massa maal zijn afstand tot de zon en zijn baansnelheid. Het momentum van de zon wordt bepaald door zijn axiale rotatie en is ongeveer gelijk aan het product van zijn massa maal zijn straal en zijn rotatiesnelheid; de axiale momenten van planeten zijn verwaarloosbaar.) De zon bevat 99% van de massa van het zonnestelsel, maar slechts ongeveer. 1% van zijn impulsmoment. De theorie zou moeten verklaren waarom het grootste deel van de massa van het systeem is geconcentreerd in de zon, en het overweldigende deel van het impulsmoment bevindt zich in de buitenste planeten. De beschikbare theoretische modellen van de vorming van het zonnestelsel geven aan dat de zon in het begin veel sneller draaide dan nu. Toen werd het impulsmoment van de jonge zon overgebracht naar de buitenste delen van het zonnestelsel; astronomen geloven dat zwaartekracht en magnetische krachten de rotatie van de zon hebben vertraagd en de beweging van de planeten hebben versneld. Een benaderingsregel voor de regelmatige verdeling van planetaire afstanden tot de zon (Titius-Bode-regel) is al twee eeuwen bekend, maar er is geen verklaring voor. In de satellietstelsels van de buitenplaneten worden dezelfde patronen getraceerd als in het planetenstelsel als geheel; waarschijnlijk hadden de processen van hun vorming veel gemeen.
zie ook LICHAAMSWET.
Chemische samenstelling. In het zonnestelsel is er een sterke gradiënt (verschil) in chemische samenstelling: planeten en satellieten dicht bij de zon bestaan ​​uit vuurvaste materialen, terwijl verre lichamen veel vluchtige elementen bevatten. Dit betekent dat er in het tijdperk van de vorming van het zonnestelsel een grote temperatuurgradiënt was. Moderne astrofysische modellen van chemische condensatie gaan ervan uit dat de oorspronkelijke samenstelling van de protoplanetaire wolk dicht bij de samenstelling van het interstellaire medium en de zon lag: tot 75% waterstof in massa, tot 25% helium en minder dan 1% van alle andere elementen. Deze modellen verklaren met succes de waargenomen variaties in chemische samenstelling in het zonnestelsel. De chemische samenstelling van verre objecten kan worden beoordeeld op basis van hun gemiddelde dichtheid, evenals de spectra van hun oppervlak en atmosfeer. Dit zou veel nauwkeuriger kunnen worden gedaan door monsters van planetaire materie te analyseren, maar tot nu toe hebben we alleen monsters van de maan en meteorieten. Door meteorieten te onderzoeken, beginnen we de chemie van de oernevel te begrijpen. Het proces van agglomeratie van grote planeten uit kleine deeltjes blijft echter onduidelijk.
Isotopen gegevens. De isotopensamenstelling van meteorieten geeft aan dat de vorming van het zonnestelsel 4,6 ± 0,1 miljard jaar geleden plaatsvond en niet meer dan 100 miljoen jaar duurde. Afwijkingen van de isotopen van neon, zuurstof, magnesium, aluminium en andere elementen geven aan dat tijdens het ineenstorten van de interstellaire wolk die het zonnestelsel heeft voortgebracht, de producten van de explosie van een nabijgelegen supernova erin terechtkwamen.
zie ook ISOTOPEN; SUPERNOVA .
Stervorming. Sterren worden geboren in het proces van ineenstorting (compressie) van interstellaire gas-stofwolken. Dit proces is nog niet in detail onderzocht. Er is observationeel bewijs dat schokgolven van supernova-explosies interstellaire materie kunnen samendrukken en de ineenstorting van wolken tot sterren kunnen stimuleren.
zie ook ZWAARTEKRACHT INVAL. Voordat een jonge ster een stabiele toestand bereikt, gaat hij door een fase van zwaartekrachtcontractie van de protostellaire nevel. Basisinformatie over dit stadium van stellaire evolutie wordt verkregen door jonge T Tauri-sterren te bestuderen. Blijkbaar zijn deze sterren nog steeds in een staat van compressie en is hun leeftijd niet hoger dan 1 miljoen jaar. Gewoonlijk zijn hun massa's 0,2 tot 2 zonsmassa's. Ze vertonen tekenen van sterke magnetische activiteit. In de spectra van sommige T Tauri-sterren zijn er verboden lijnen die alleen in gas met een lage dichtheid ontstaan; dit zijn waarschijnlijk de overblijfselen van een protostellaire nevel rond de ster. T Tauri-sterren worden gekenmerkt door snelle fluctuaties van ultraviolette en röntgenstraling. Velen van hen vertonen krachtige infraroodstraling en siliciumspectraallijnen, wat aangeeft dat de sterren omgeven zijn door stofwolken. Ten slotte hebben T Tauri-sterren een krachtige stellaire wind. Er wordt aangenomen dat de zon in de vroege periode van zijn evolutie ook door het T Tauri-stadium ging en dat het tijdens deze periode was dat vluchtige elementen uit de binnenste regionen van het zonnestelsel werden verdreven. Sommige vormende sterren met een matige massa vertonen in minder dan een jaar een sterke toename van de helderheid en het uitwerpen van de envelop. Dergelijke verschijnselen worden Orion-fakkels van het FU-type genoemd. Een T Tauri-ster heeft minstens één keer zo'n uitbarsting meegemaakt. Er wordt aangenomen dat de meeste jonge sterren het FU Orion-stadium doorlopen. Veel mensen zien de reden voor de uitbarsting in het feit dat van tijd tot tijd de accretiesnelheid op een jonge ster van materie uit de omringende gas-stofschijf toeneemt. Als de zon in zijn vroege evolutionaire periode ook een of meer FU Orion-achtige uitbarstingen heeft meegemaakt, zou dit de vluchtige stoffen in het centrale zonnestelsel sterk hebben beïnvloed. Waarnemingen en berekeningen laten zien dat er in de buurt van een zich vormende ster altijd resten van protostellaire materie zijn. Het kan een begeleidende ster of planetair systeem vormen. Inderdaad, veel sterren vormen binaire en meervoudige systemen. Maar als de massa van de begeleider niet groter is dan 1% van de massa van de zon (10 massa's van Jupiter), dan zal de temperatuur in de kern nooit de waarde bereiken die nodig is voor het optreden van thermonucleaire reacties. Zo'n hemellichaam wordt een planeet genoemd.
Formatie theorieën. Wetenschappelijke theorieën over de vorming van het zonnestelsel kunnen worden onderverdeeld in drie categorieën: getij, accretionair en nevelig. Die laatste trekken nu de meeste belangstelling. De getijdentheorie, blijkbaar voor het eerst voorgesteld door Buffon (1707-1788), brengt de vorming van sterren en planeten niet rechtstreeks in verband. Er wordt aangenomen dat een andere ster die langs de zon vliegt, door middel van getijdeninteractie, daaruit (of uit zichzelf) een stroom materie heeft getrokken waaruit de planeten zijn gevormd. Dit idee wordt geconfronteerd met veel fysieke problemen; hete materie die door een ster wordt uitgestoten, moet bijvoorbeeld sproeien, niet condenseren. Nu is de getijdentheorie niet populair omdat ze de mechanische kenmerken van het zonnestelsel niet kan verklaren en haar geboorte presenteert als een willekeurige en uiterst zeldzame gebeurtenis. De accretietheorie suggereert dat de jonge zon het materiaal van het toekomstige planetenstelsel heeft vastgelegd, vliegend door een dichte interstellaire wolk. Inderdaad, jonge sterren worden meestal gevonden in de buurt van grote interstellaire wolken. Binnen het kader van de accretietheorie is het echter moeilijk om de chemische samenstellingsgradiënt in het planetenstelsel te verklaren. De meest ontwikkelde en algemeen aanvaarde op dit moment is de nevelhypothese, voorgesteld door Kant aan het einde van de 18e eeuw. Het belangrijkste idee is dat de zon en de planeten gelijktijdig werden gevormd uit een enkele roterende wolk. Door te comprimeren veranderde het in een schijf, in het midden waarvan de zon werd gevormd, en aan de rand - de planeten. Merk op dat dit idee verschilt van de hypothese van Laplace, volgens welke de zon eerst uit de wolk werd gevormd en toen, terwijl deze samentrekt, de middelpuntvliedende kracht de gasringen van de evenaar afscheurde, die later tot planeten verdichtten. De hypothese van Laplace wordt geconfronteerd met fysieke problemen die in 200 jaar niet zijn overwonnen. De meest succesvolle moderne versie van de neveltheorie is gemaakt door A. Cameron en zijn collega's. In hun model was de protoplanetaire nevel ongeveer twee keer zo massief als het huidige planetaire systeem. Tijdens de eerste 100 miljoen jaar wierp de zich vormende zon er actief materie uit. Dit gedrag is typerend voor jonge sterren, die T Tauri-sterren worden genoemd met de naam van het prototype. De verdeling van druk en temperatuur van nevelachtige materie in het model van Cameron komt goed overeen met de gradiënt van de chemische samenstelling van het zonnestelsel. Het is dus zeer waarschijnlijk dat de zon en de planeten zijn gevormd uit een enkele instortende wolk. In het centrale deel, waar de dichtheid en temperatuur hoger waren, werden alleen vuurvaste stoffen bewaard en vluchtige stoffen werden ook bewaard in de periferie; dit verklaart de gradiënt van de chemische samenstelling. Volgens dit model zou de vorming van een planetair systeem de vroege evolutie van alle sterren zoals de zon moeten begeleiden.
De groei van de planeten. Er zijn veel scenario's voor de groei van planeten. De planeten zijn mogelijk gevormd als gevolg van willekeurige botsingen en het aan elkaar plakken van kleine lichamen die planetesimalen worden genoemd. Maar misschien combineerden kleine lichamen zich in grotere groepen tegelijk tot grotere als gevolg van zwaartekrachtinstabiliteit. Het is niet duidelijk of de accumulatie van planeten plaatsvond in een gasvormige of een gasvrije omgeving. In een gasnevel worden temperatuurdalingen afgevlakt, maar wanneer een deel van het gas condenseert tot stofkorrels en de gasresten worden weggevaagd door de stellaire wind, neemt de transparantie van de nevel sterk toe en ontstaat er een sterke temperatuurgradiënt in het systeem. Het is nog steeds niet helemaal duidelijk wat de karakteristieke tijden zijn van gascondensatie tot stofkorrels, accumulatie van stofkorrels in planetesimalen en accretie van planetesimalen in planeten en hun satellieten.
LEVEN IN HET ZONNESYSTEEM
Er is gesuggereerd dat het leven in het zonnestelsel ooit buiten de aarde bestond, en misschien bestaat het nog steeds. De komst van de ruimtetechnologie maakte het mogelijk om deze hypothese direct te testen. Mercurius bleek te heet en verstoken van atmosfeer en water. Venus is ook erg heet - lood smelt op het oppervlak. De mogelijkheid van leven in de bovenste wolkenlaag van Venus, waar de omstandigheden veel milder zijn, is nog steeds niet meer dan een fantasie. De maan en asteroïden zien er volkomen steriel uit. Grote verwachtingen waren gevestigd op Mars. De systemen van dunne rechte lijnen - "kanalen", die 100 jaar geleden door een telescoop werden gezien, gaven toen aanleiding om te praten over kunstmatige irrigatiestructuren op het oppervlak van Mars. Maar nu weten we dat de omstandigheden op Mars ongunstig zijn voor het leven: koude, droge, zeer ijle lucht en als gevolg daarvan sterke ultraviolette straling van de zon, die het oppervlak van de planeet steriliseert. De apparaten van de Viking-lander hebben geen organisch materiaal in de bodem van Mars gedetecteerd. Het is waar dat er aanwijzingen zijn dat het klimaat van Mars aanzienlijk is veranderd en ooit gunstiger is geweest voor het leven. Het is bekend dat er in het verre verleden water op het oppervlak van Mars was, aangezien gedetailleerde afbeeldingen van de planeet sporen van watererosie vertonen, die doen denken aan ravijnen en droge rivierbeddingen. Variaties op lange termijn in het klimaat op Mars kunnen in verband worden gebracht met een verandering in de helling van de poolas. Bij een lichte stijging van de temperatuur van de planeet kan de atmosfeer 100 keer dichter worden (door de verdamping van ijs). Het is dus mogelijk dat er ooit leven op Mars heeft bestaan. We zullen deze vraag alleen kunnen beantwoorden na een gedetailleerde studie van de monsters van de bodem op Mars. Maar om ze naar de aarde te krijgen, is een ontmoedigende taak. Gelukkig zijn er sterke aanwijzingen dat van de duizenden meteorieten die op aarde zijn gevonden, er minstens 12 van Mars kwamen. Ze worden SNC-meteorieten genoemd, omdat de eerste ervan werden gevonden in de buurt van de nederzettingen Shergotty (Shergotti, India), Nakhla (Nakla, Egypte) en Chassigny (Chassigny, Frankrijk). De ALH 84001-meteoriet die op Antarctica is gevonden, is aanzienlijk ouder dan de andere en bevat polycyclische aromatische koolwaterstoffen, mogelijk van biologische oorsprong. Er wordt aangenomen dat het van Mars naar de aarde kwam, omdat de verhouding van zuurstofisotopen erin niet hetzelfde is als in terrestrische rotsen of niet-SNC-meteorieten, maar hetzelfde als in de EETA 79001-meteoriet, die glazen bevat met insluitsels van bellen, waarin de samenstelling van edelgassen verschilt van de aardse, maar overeenkomt met de atmosfeer van Mars. Hoewel er veel organische moleculen in de atmosfeer van de reuzenplaneten zijn, is het moeilijk te geloven dat daar leven kan bestaan ​​zonder een vast oppervlak. In die zin is Saturnusmaan Titan veel interessanter, die niet alleen een atmosfeer heeft met organische componenten, maar ook een vast oppervlak waar fusieproducten zich kunnen ophopen. Toegegeven, de temperatuur van dit oppervlak (90 K) is meer geschikt voor het vloeibaar maken van zuurstof. Daarom wordt de aandacht van biologen meer getrokken door de satelliet van Jupiter, Europa, hoewel deze geen atmosfeer heeft, maar blijkbaar een oceaan van vloeibaar water onder zijn ijzige oppervlak heeft. Sommige kometen bevatten vrijwel zeker complexe organische moleculen die teruggaan tot de vorming van het zonnestelsel. Maar het is moeilijk je het leven op een komeet voor te stellen. Dus tot nu toe hebben we geen bewijs dat er ergens buiten de aarde leven in het zonnestelsel bestaat. Men kan zich afvragen: wat zijn de mogelijkheden van wetenschappelijke instrumenten in verband met de zoektocht naar buitenaards leven? Kan een moderne ruimtesonde de aanwezigheid van leven op een verre planeet detecteren? Zou het Galileo-ruimtevaartuig bijvoorbeeld leven en intelligentie op aarde kunnen detecteren toen het er twee keer langs vloog en zwaartekrachthulpmanoeuvres uitvoerde? Op de beelden van de aarde die door de sonde werden uitgezonden, was het niet mogelijk om tekenen van intelligent leven op te merken, maar de signalen van onze radio- en televisiestations die door de Galileo-ontvangers werden opgevangen, werden een duidelijk bewijs van zijn aanwezigheid. Ze zijn totaal anders dan de straling van natuurlijke radiostations - aurora's, plasma-oscillaties in de ionosfeer van de aarde, zonnevlammen - en verraden onmiddellijk de aanwezigheid van een technische beschaving op aarde. En hoe manifesteert een onredelijk leven zich? De Galileo-televisiecamera legde beelden van de aarde vast in zes smalle spectrale bereiken. In de filters van 0,73 en 0,76 micron lijken sommige landgebieden groen vanwege de sterke absorptie van rood licht, wat niet typisch is voor woestijnen en rotsen. De gemakkelijkste manier om dit uit te leggen is dat er een bepaalde drager van niet-mineraal pigment op het oppervlak van de planeet aanwezig is die rood licht absorbeert. We weten zeker dat deze ongebruikelijke lichtabsorptie te wijten is aan chlorofyl, dat planten gebruiken voor fotosynthese. Geen enkel ander lichaam in het zonnestelsel heeft zo'n groene kleur. Daarnaast registreerde de Galileo infraroodspectrometer de aanwezigheid van moleculaire zuurstof en methaan in de aardatmosfeer. De aanwezigheid van methaan en zuurstof in de atmosfeer van de aarde duidt op biologische activiteit op de planeet. We kunnen dus concluderen dat onze interplanetaire sondes in staat zijn om tekenen van actief leven op het oppervlak van planeten te detecteren. Maar als het leven verborgen is onder de ijsschelp van Europa, dan is het onwaarschijnlijk dat een voorbijvliegend voertuig het zal detecteren.
Geografie Woordenboek