Predstavljanje divovskih planeta, njihovih satelita i prstenova. Prezentacija o astronomiji "Džinovske planete"

Džinovske planete su četiri planete Sunčevog sistema: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun; nalazi se izvan prstena malih planeta. Džinovske planete su četiri planete Sunčevog sistema: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun; nalazi se izvan prstena malih planeta. Ove planete, koje imaju niz sličnih fizičkih karakteristika, nazivaju se i vanjskim planetama. Ove planete, koje imaju niz sličnih fizičkih karakteristika, nazivaju se i vanjskim planetama. Za razliku od planeta u čvrstom stanju zemaljske grupe, sve su to plinovite planete, imaju znatno veće veličine i mase (zbog čega je pritisak u njihovim dubinama mnogo veći), nižu prosječnu gustinu (blizu prosječnoj solarnoj, 1,4 g/cm³), moćne atmosfere, brza rotacija, kao i prstenovi (dok ih zemaljske planete nemaju) i veliki broj satelita. Gotovo sve ove karakteristike se smanjuju od Jupitera do Neptuna. Za razliku od planeta u čvrstom stanju zemaljske grupe, sve su to plinovite planete, imaju znatno veće veličine i mase (zbog čega je pritisak u njihovim dubinama mnogo veći), nižu prosječnu gustinu (blizu prosječnoj solarnoj, 1,4 g/cm³), moćne atmosfere, brza rotacija, kao i prstenovi (dok ih zemaljske planete nemaju) i veliki broj satelita. Gotovo sve ove karakteristike se smanjuju od Jupitera do Neptuna. Naučnici su 2011. godine predložili model na osnovu kojeg je, nakon formiranja Sunčevog sistema, hipotetička peta džinovska planeta veličine Urana postojala još otprilike 600 miliona godina. Nakon toga, tokom migracije velikih planeta na njihov sadašnji položaj, ta planeta je morala biti izbačena iz Sunčevog sistema kako bi planete mogle zauzeti svoje sadašnje orbite bez izbacivanja postojećeg Urana ili Neptuna ili izazivanja sudara između Zemlje i Venere ili Marsa. . Naučnici su 2011. godine predložili model na osnovu kojeg je, nakon formiranja Sunčevog sistema, hipotetička peta džinovska planeta veličine Urana postojala još otprilike 600 miliona godina. Nakon toga, tokom migracije velikih planeta na njihov sadašnji položaj, ta planeta je morala biti izbačena iz Sunčevog sistema kako bi planete mogle zauzeti svoje sadašnje orbite bez izbacivanja postojećeg Urana ili Neptuna ili izazivanja sudara između Zemlje i Venere ili Marsa. .

Jupiter je najveća planeta u Sunčevom sistemu. Njegov prečnik je 11, a masa je 318 puta veća od Zemljine i tri puta veća od mase svih ostalih planeta zajedno. Sudeći po veličini, Jupiter bi trebao biti još teži, pa su naučnici zaključili da su njegovi vanjski slojevi napravljeni od plina. Jupiter je 5 puta udaljeniji od Sunca od Zemlje, tako da postaje zaista hladno. Zbog udaljenosti od Sunca, gasovi nisu isparili tokom njegovog formiranja. Jupiter je najveća planeta u Sunčevom sistemu. Njegov prečnik je 11, a masa je 318 puta veća od Zemljine i tri puta veća od mase svih ostalih planeta zajedno. Sudeći po veličini, Jupiter bi trebao biti još teži, pa su naučnici zaključili da su njegovi vanjski slojevi napravljeni od plina. Jupiter je 5 puta udaljeniji od Sunca od Zemlje, tako da postaje zaista hladno. Zbog udaljenosti od Sunca, gasovi nisu isparili tokom njegovog formiranja.

Karakteristike Jupiter Macca: 1,9*10 27 kg. (318 puta veća od mase Zemlje) Prečnik: km. (11,2 puta prečnik Zemlje) Gustina: 1,31 g/cm 3 Temperatura gornjih oblaka: -160 o C Dužina dana: 9,93 sata Udaljenost od Sunca (prosjek): 5,203 AJ, odnosno 778 miliona . km.. Orbitalni period (godina): 11,86 godina Brzina orbitalne rotacije: 13,1 km/s Gravitacijsko ubrzanje: 25,8 m/s 2

Velika crvena mrlja Velika crvena mrlja (GRS) je atmosferska karakteristika na Jupiteru, najistaknutija karakteristika na disku planete, koja se posmatra skoro 350 godina. Velika crvena mrlja (GRS) je atmosferska karakteristika na Jupiteru, najistaknutija karakteristika na disku planete, koja se posmatra skoro 350 godina. BCP je otkrio Giovanni Cassini 1665. godine. Karakteristika zabeležena u beleškama Roberta Huka iz 1664. takođe se može identifikovati kao granični prelaz. Prije misije Voyager, mnogi astronomi su vjerovali da je to mjesto čvrste prirode. BCP je otkrio Giovanni Cassini 1665. godine. Karakteristika zabeležena u beleškama Roberta Huka iz 1664. takođe se može identifikovati kao granični prelaz. Prije misije Voyager, mnogi astronomi su vjerovali da je to mjesto čvrste prirode. BKP je džinovski uraganski anticiklon, koji meri hiljade kilometara u dužinu i hiljade kilometara u širinu (značajno veći od Zemlje). Veličina mrlje se stalno mijenja, opća tendencija je da se smanjuje; Prije 100 godina, BKP je bio otprilike 2 puta veći i mnogo svjetliji (vidi rezultate zapažanja A. A. Belopolskog iz 1880-ih). Međutim, to je najveći atmosferski vrtlog u Sunčevom sistemu. BKP je džinovski uraganski anticiklon, koji meri hiljade kilometara u dužinu i hiljade kilometara u širinu (značajno veći od Zemlje). Veličina mrlje se stalno mijenja, opća tendencija je da se smanjuje; Prije 100 godina, BKP je bio otprilike 2 puta veći i mnogo svjetliji (vidi rezultate zapažanja A. A. Belopolskog iz 1880-ih). Međutim, to je najveći atmosferski vrtlog u Sunčevom sistemu. Tačka se nalazi na približno 22° južne geografske širine i kreće se paralelno sa ekvatorom planete. Osim toga, plin u BKP-u rotira u smjeru suprotnom od kazaljke na satu s periodom rotacije od oko 6 zemaljskih dana. Brzina vjetra unutar spota prelazi 500 km/h. Tačka se nalazi na približno 22° južne geografske širine i kreće se paralelno sa ekvatorom planete. Osim toga, plin u BKP-u rotira u smjeru suprotnom od kazaljke na satu s periodom rotacije od oko 6 zemaljskih dana. Brzina vjetra unutar spota prelazi 500 km/h. Vrh oblaka BKP je otprilike 8 km iznad vrha okolnih oblaka. Temperatura mjesta je nešto niža od susjednih područja. U ovom slučaju, centralni dio pege je nekoliko stepeni topliji od njegovih perifernih dijelova. Vrh oblaka BKP je otprilike 8 km iznad vrha okolnih oblaka. Temperatura mjesta je nešto niža od susjednih područja. U ovom slučaju, centralni dio pege je nekoliko stepeni topliji od njegovih perifernih dijelova. Crvena boja BKP-a još nije našla jasno objašnjenje. Možda ovu boju mrlji daju hemijska jedinjenja uključujući fosfor. Crvena boja BKP-a još nije našla jasno objašnjenje. Možda ovu boju mrlji daju hemijska jedinjenja uključujući fosfor.

Sateliti Jupitera Sateliti Jupitera Danas naučnici poznaju 67 Jupiterovih satelita; ovo je najveći broj otkrivenih satelita među svim planetama u Sunčevom sistemu. Do danas naučnici poznaju 67 Jupiterovih satelita; ovo je najveći broj otkrivenih satelita među svim planetama u Sunčevom sistemu.

Važna otkrića 1664. U Oksfordu, Robert Huk opisuje i skicira Veliku crvenu mrlju Prvo ispravno merenje brzine svetlosti, napravljeno određivanjem vremena pomračenja Jupiterovih meseca. 1932. U atmosferi Jupitera otkriveni su metan i amonijak, a sugerisano je da vodonik na Jupiteru ima svojstva metala. 1955. Slučajno otkriće radio talasa koje emituje Jupiter. 1973. Prva svemirska sonda "Pionir 11" letela je u blizini sastanka Jupiter Voyagera sa Jupiterom. Otkrivena je rotacija Velike crvene mrlje, otkriven sistem malih prstenova, otkrivene su aurore i dobijene su veličanstvene fotografije Jupitera i svih njegovih mjeseca. 1989. Lansirana svemirska sonda Galileo. 1994. Sudar komete sa Jupiterom.

Saturn, šesta planeta od Sunca, ima neverovatan sistem prstenova. Zbog svoje brze rotacije oko svoje ose, Saturnova lopta je, takoreći, spljoštena na polovima i naduvana duž ekvatora. Brzine vjetra na ekvatoru dostižu 1800 km/h, što je četiri puta brže od najbržih vjetrova na Jupiteru. Širina Saturnovih prstenova je kilometara, ali su debljine svega nekoliko desetina metara.Saturn, šesta planeta od Sunca, ima neverovatan sistem prstenova. Zbog svoje brze rotacije oko svoje ose, Saturnova lopta je, takoreći, spljoštena na polovima i naduvana duž ekvatora. Brzine vjetra na ekvatoru dostižu 1800 km/h, što je četiri puta brže od najbržih vjetrova na Jupiteru. Širina Saturnovih prstenova je kilometrima, ali su oni debeli svega nekoliko desetina metara.

Karakteristike Saturn Macca: 5,68*10 26 kg. (95 puta veća od mase Zemlje) Prečnik: km. (9,46 puta veći od prečnika Zemlje) Gustina: 0,71 g/cm 3 Temperatura gornjih oblaka: -150 o C Dužina dana: 10,54 sata Udaljenost od Sunca (prosjek): 9,54 au, odnosno 1427 miliona km Orbitalni period (godina): 29,46 godina Orbitalna brzina: 9,6 km/s Gravitacijsko ubrzanje: 11,3 m/s 2

Prstenovi Saturna Saturnovi prstenovi su sistem ravnih koncentričnih formacija leda i prašine koje se nalaze u ekvatorijalnoj ravni Saturna. Priroda prstenova Saturnovi prstenovi su sistem ravnih koncentričnih formacija leda i prašine, koji se nalaze u ekvatorijalnoj ravni Saturna. Priroda prstenova Ravan okretanja sistema prstenova poklapa se sa ravninom Saturnovog ekvatora. Veličina čestica materijala u prstenovima kreće se od mikrometara do centimetara i (rjeđe) desetina metara. Sastav glavnih prstenova: vodeni led (oko 99%) sa primesama silikatne prašine. Debljina prstenova je izuzetno mala u odnosu na njihovu širinu (od 7 do 80 hiljada kilometara iznad Saturnovog ekvatora) i kreće se od jednog kilometra do deset metara. Ukupna masa krhotina u sistemu prstenova procjenjuje se na 3 x 1019 kilograma. Ravan okretanja sistema prstenova poklapa se sa ravninom Saturnovog ekvatora. Veličina čestica materijala u prstenovima kreće se od mikrometara do centimetara i (rjeđe) desetina metara. Sastav glavnih prstenova: vodeni led (oko 99%) sa primesama silikatne prašine. Debljina prstenova je izuzetno mala u odnosu na njihovu širinu (od 7 do 80 hiljada kilometara iznad Saturnovog ekvatora) i kreće se od jednog kilometra do deset metara. Ukupna masa krhotina u sistemu prstenova procjenjuje se na 3 x 1019 kilograma.

Poreklo prstenova Poreklo prstenova Prema novom modelu, za to je krivo nekoliko uzastopnih apsorpcija njegovih satelita od strane Saturna, koji su pre više milijardi godina kružili oko mladog gasnog diva. Kanupovi proračuni pokazuju da je nakon formiranja Saturna prije oko 4,5 milijardi godina u zoru Sunčevog sistema, oko njega kružilo nekoliko velikih satelita, svaki jedan i po puta veći od Mjeseca. Postepeno su, zbog uticaja gravitacije, ovi sateliti, jedan za drugim, "pali" u utrobu Saturna. Od "primarnih" satelita danas je ostao samo Titan. U procesu napuštanja orbite i ulaska u spiralnu putanju, ovi sateliti su uništeni. Istovremeno, laka komponenta leda je ostala u svemiru, dok je teške mineralne komponente nebeskih tijela apsorbirala planeta. Nakon toga, led je zarobljen gravitacijom sljedećeg Saturnovog satelita, a ciklus se ponovo ponovio. Kada je Saturn uhvatio posljednji od svojih "primarnih" satelita, postavši ogromna kugla leda sa čvrstim mineralnim jezgrom, oko planete se formirao "oblak" leda. Fragmenti ovog "oblaka" kretali su se od 1 do 50 kilometara u prečniku i formirali su primarni prsten Saturna. Masa ovog prstena premašila je savremeni sistem prstenova za hiljadu puta, ali u narednih 4,5 milijardi godina, udari ledenih blokova koji su formirali prsten doveli su do drobljenja leda do veličine kamena grada. U isto vrijeme, većinu materije je apsorbirala planeta, a također je izgubljena tokom interakcije s asteroidima i kometama, od kojih su mnoge također postale žrtve Saturnove gravitacije. Prema novom modelu, krivac je nekoliko uzastopnih apsorpcija Saturna svojih satelita, koji su prije više milijardi godina kružili oko mladog plinskog giganta. Kanupovi proračuni pokazuju da je nakon formiranja Saturna prije oko 4,5 milijardi godina u zoru Sunčevog sistema, oko njega kružilo nekoliko velikih satelita, svaki jedan i po puta veći od Mjeseca. Postepeno su, zbog uticaja gravitacije, ovi sateliti, jedan za drugim, "pali" u utrobu Saturna. Od "primarnih" satelita danas je ostao samo Titan. U procesu napuštanja orbite i ulaska u spiralnu putanju, ovi sateliti su uništeni. Istovremeno, laka komponenta leda je ostala u svemiru, dok je teške mineralne komponente nebeskih tijela apsorbirala planeta. Nakon toga, led je zarobljen gravitacijom sljedećeg Saturnovog satelita, a ciklus se ponovo ponovio. Kada je Saturn uhvatio posljednji od svojih "primarnih" satelita, postavši ogromna kugla leda sa čvrstim mineralnim jezgrom, oko planete se formirao "oblak" leda. Fragmenti ovog "oblaka" kretali su se od 1 do 50 kilometara u prečniku i formirali su primarni prsten Saturna. Masa ovog prstena premašila je savremeni sistem prstenova za hiljadu puta, ali u narednih 4,5 milijardi godina, udari ledenih blokova koji su formirali prsten doveli su do drobljenja leda do veličine kamena grada. U isto vrijeme, većinu materije je apsorbirala planeta, a također je izgubljena tokom interakcije s asteroidima i kometama, od kojih su mnoge također postale žrtve Saturnove gravitacije.

Mjeseci Saturna Saturn ima 62 poznata prirodna satelita s potvrđenom orbitom, od kojih 53 imaju vlastita imena. Većina satelita je malih dimenzija i sastoji se od kamenja i leda, što je vidljivo iz njihove visoke refleksivnosti. 24 Saturnova satelita su pravilna, preostalih 38 su nepravilna. Nepravilni sateliti su podijeljeni prema karakteristikama njihovih orbita u tri grupe: Inuitske, norveške i galske. Njihova imena su preuzeta iz njihovih mitologija. Saturn ima 62 poznata prirodna satelita s potvrđenim orbitama, od kojih 53 imaju vlastita imena. Većina satelita je malih dimenzija i sastoji se od kamenja i leda, što je vidljivo iz njihove visoke refleksivnosti. 24 Saturnova satelita su pravilna, preostalih 38 su nepravilna. Nepravilni sateliti su podijeljeni prema karakteristikama njihovih orbita u tri grupe: Inuitske, norveške i galske. Njihova imena su preuzeta iz njihovih mitologija. Najveći satelit Saturna (i drugi u cijelom Sunčevom sistemu nakon Ganimeda) je Titan, čiji je prečnik 5152 km. Ovo je jedini satelit sa veoma gustom atmosferom (1,5 puta gušću od Zemljine). Sastoji se od azota (98%) sa primesom metana. Naučnici sugerišu da su uslovi na ovom satelitu slični onima koji su postojali na našoj planeti pre 4 milijarde godina, kada je život na Zemlji tek počeo. Najveći satelit Saturna (i drugi u cijelom Sunčevom sistemu nakon Ganimeda) je Titan, čiji je prečnik 5152 km. Ovo je jedini satelit sa veoma gustom atmosferom (1,5 puta gušću od Zemljine). Sastoji se od azota (98%) sa primesom metana. Naučnici sugerišu da su uslovi na ovom satelitu slični onima koji su postojali na našoj planeti pre 4 milijarde godina, kada je život na Zemlji tek počeo.

Važna otkrića 1610. Prvo Galileovo posmatranje Saturna teleskopom. Njegov teleskop nije bio dovoljno snažan da vidi prstenove, a Galileo je zabilježio da se Saturn sastoji od tri dijela. 1633 Najranija skica Saturna. 1655. Kristijan Hajgens otkriva Titan. 1656Christian Huygens izvještava o prisutnosti prstena na Saturnu. 1675Cassini otkriva prazninu u prstenovima. 1837. Otvaranje Enckeove pukotine. 1876. Otkriće uočljive bijele mrlje. 1932 Amonijak i metan su otkriveni u atmosferi. 1979. Pioneer 11 približava Saturnu. 1980. Voyager 1 snima slike Saturna i Titana. 1981 Voyager 2 let za Saturn. 1990. Posmatranje Saturna pomoću Hubble svemirskog teleskopa.

Uran je jedina planeta u Sunčevom sistemu koja se okreće oko Sunca, kao da leži na boku. Ima slab sistem prstenova koji se sastoji od veoma tamnih čestica u prečniku od mikrometara do frakcija metra. Trenutno je poznato da na Uranu postoji 13 prstenova. Uranovi prstenovi su vjerovatno prilično mladi, na šta ukazuju praznine između njih, kao i razlike u njihovoj transparentnosti. Ovo sugerira da prstenovi nisu formirani zajedno sa planetom. Moguće je da su ranije prstenovi bili jedan od satelita Urana, koji je uništen ili u sudaru sa određenim nebeskim tijelom, ili pod utjecajem plimskih sila. Uran je jedina planeta u Sunčevom sistemu koja se okreće oko Sunca, kao da leži na boku. Ima slab sistem prstenova koji se sastoji od veoma tamnih čestica u prečniku od mikrometara do frakcija metra. Trenutno je poznato da na Uranu postoji 13 prstenova. Uranovi prstenovi su vjerovatno prilično mladi, na šta ukazuju praznine između njih, kao i razlike u njihovoj transparentnosti. Ovo sugerira da prstenovi nisu formirani zajedno sa planetom. Moguće je da su ranije prstenovi bili jedan od satelita Urana, koji je uništen ili u sudaru sa određenim nebeskim tijelom, ili pod utjecajem plimskih sila.

Karakteristike Uran Macca: 8,7*10 25 kg. (14,5 puta veća od mase Zemlje) Prečnik: km. (4 puta veći od prečnika Zemlje) Gustina: 1,27 g/cm 3 Temperatura: -220 o C Dužina dana: 17,23 sata Udaljenost od Sunca (prosjek): 19,2 AJ, odnosno 2,86 milijardi km. Orbitalni period (godina): 84 godine Brzina orbitalne rotacije: 6,8 km/s Gravitacijsko ubrzanje: 9 m/s 2

Sateliti Urana Sateliti Urana su prirodni sateliti planete Uran. Od početka 2013. poznato je 27 satelita. Svi su dobili imena po likovima iz djela Williama Shakespearea i Alexandera Popea. Uranovi mjeseci su prirodni sateliti planete Uran. Od početka 2013. poznato je 27 satelita. Svi su dobili imena po likovima iz djela Williama Shakespearea i Alexandera Popea.

„Silovanje brave“ (pjesma Aleksandra Popea): Ariel, Umbriel, Belinda „Silovanje brave“ (pjesma Aleksandra Popea): Ariel, Umbriel, Belinda Drame Williama Shakespearea: Drame Williama Shakespearea: Idsummer Noćni san: Titanija, Oberon, Pak "San ljetne noći": Titanija, Oberon, Pak "Oluja": (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "The Tempest" : (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinand “Kralj Lir”: Kordelija “Kralj Lir”: Kordelija “Hamlet, princ od Danske”: Ofelija “Hamlet, princ od Danske” : Ofelija “Ukroćenje goropadnice”: Bianca “Ukroćenje goropadnice” : Bianca “Troilus and Cressida”: Cressida “Troilus and Cressida”: Cressida “Othello”: Desdemona “Otelo”: Desdemona “Romeo i Julija”: Julija, Mab "Romeo i Julija": Julija, Mab "Mletački trgovac": Portia "Venecijanski trgovac": Portia "Kako ti se sviđa": Rosalinda "Kako ti se sviđa": Rosalinda "Mnogo buke oko ničega" : Margarita "Mnogo buke oko ničega": Margarita "Zimska priča": Perdita "Zimska priča": Perdita "Timon Atinski": Kupidon "Timon iz Atene": Kupidon

Važna otkrića 1690. Uran je prvi put opisan, ali kao zvijezda. 13. marta 1781. William Herschel je otkrio Uran kao planetu. 1787. William Herschel je otkrio dva Uranova mjeseca. 1977. Otkriveni prstenovi Urana u približavanju Voyagera 2 Uranu. Otkriveni su mladi mjeseci.

Neptun je poslednja planeta u Sunčevom sistemu. Neptun je bio prva planeta otkrivena matematičkim proračunima, a ne redovnim posmatranjem. Neptun nije vidljiv golim okom. Neptun je poslednja planeta u Sunčevom sistemu. Neptun je bio prva planeta otkrivena matematičkim proračunima, a ne redovnim posmatranjem. Neptun nije vidljiv golim okom. Neptun, kao i druge džinovske planete, nema čvrstu površinu. Oko planete postoji pet prstenova: dva svetla i uska i tri slabija. Završi punu revoluciju oko Sunca za skoro 165 zemaljskih godina, gotovo uvijek ostajući na udaljenosti od 4,5 milijardi km od njega. Neptun, kao i druge džinovske planete, nema čvrstu površinu. Oko planete postoji pet prstenova: dva svetla i uska i tri slabija. Završi punu revoluciju oko Sunca za skoro 165 zemaljskih godina, gotovo uvijek ostajući na udaljenosti od 4,5 milijardi km od njega.

Karakteristike Neptun Macca: 1*10 26 kg. (17,2 puta veća od mase Zemlje) Prečnik: km. (3,9 puta veći od prečnika Zemlje) Gustina: 1,77 g/cm 3 Temperatura: -213 o C Dužina dana: 17,87 sati Udaljenost od Sunca (prosjek): 30 AJ, odnosno 4,5 milijardi km. Orbitalni period (godina): 165 godina Brzina orbitalne rotacije: 5,4 km/s Gravitacijsko ubrzanje: 11,6 m/s 2

Mjeseci Neptuna Neptun trenutno ima 14 poznatih mjeseci. Četiri najdublja Neptunova mjeseca Naiad, Thalassa, Despina i Galatea toliko su blizu Neptuna da leže unutar njegovih prstenova. Neptun trenutno ima 14 poznatih mjeseci. Četiri najdublja Neptunova mjeseca Naiad, Thalassa, Despina i Galatea toliko su blizu Neptuna da leže unutar njegovih prstenova. Galatea Thalassa Najada Triton Nereida Proteus Despina

Važna otkrića 23. septembar 1846. Otkriće Neptuna od strane Johanna Gallea. 24. avgusta 1989. Voyager 2 prolazi pored Neptuna i otvara prstenove.

Naš Sunčev sistem, ako mislimo na njegovu supstancu, sastoji se od Sunca i četiri džinovske planete, i još jednostavnije - od Sunca i Jupitera, pošto je masa Jupitera veća od svih ostalih cirkumsolarnih objekata - planeta, kometa, asteroida - zajedno . U stvari, mi živimo u binarnom sistemu Sunce-Jupiter, a sve ostale "sitnice" su podložne njihovoj gravitaciji

Saturn je po masi četiri puta manji od Jupitera, ali je sličan po sastavu: takođe se uglavnom sastoji od lakih elemenata - vodonika i helijuma u odnosu 9:1 u broju atoma. Uran i Neptun su još manje masivni i bogatiji sastavom težim elementima - ugljeniku, kiseoniku, azotu. Stoga se grupa od četiri diva obično dijeli na pola u dvije podgrupe. Jupiter i Saturn nazivaju se plinoviti divovi, a Uran i Neptun ledeni divovi. Činjenica je da Uran i Neptun nemaju baš gustu atmosferu, a veći dio njihovog volumena čini ledeni omotač; tj. prilično čvrsta supstanca. A Jupiter i Saturn imaju skoro čitavu zapreminu koju zauzima gasovita i tečna "atmosfera". Štaviše, svi divovi imaju jezgra od željeznog kamena koja po masi premašuju našu Zemlju.

Na prvi pogled, džinovske planete su primitivne, dok su male planete mnogo interesantnije. Ali možda je to zato što još uvijek ne poznajemo dobro prirodu ova četiri diva, a ne zato što su malo interesantni. Jednostavno ih ne poznajemo dobro. Na primjer, u čitavoj istoriji astronomije, dva ledena giganta - Uran i Neptun - samo jednom su se približili svemirskoj sondi (Voyager 2, NASA, 1986. i 1989.), a i tada je proletjela pored njih bez zaustavljanja. Koliko je tu mogao vidjeti i izmjeriti? Možemo reći da još nismo istinski počeli proučavati ledene divove.

Plinski giganti su mnogo detaljnije proučavani, jer pored letećih vozila (Pionir 10 i 11, Voyager 1 i 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA i ESA), u njihovoj blizini već duže vrijeme rade i ona umjetna. dugoročni sateliti: Galileo (NASA) 1995-2003. i Juno (NASA) istražuju Jupiter od 2016, a Cassini (NASA i ESA) 2004-2017. proučavao Saturn.

Jupiter je istražen najdublje, i to u doslovnom smislu: u njegovu atmosferu s Galilea je bačena sonda, koja je doletjela brzinom od 48 km/s, otvorila padobran i za 1 sat se spustila 156 km ispod gornje ivice oblake, gdje je pri vanjskom pritisku od 23 atm i temperaturi od 153 °C prestao sa prijenosom podataka, očito zbog pregrijavanja. Tokom putanje spuštanja izmjerio je mnoge parametre atmosfere, uključujući čak i njen izotopski sastav. Ovo je značajno obogatilo ne samo planetarnu nauku, već i kosmologiju. Na kraju krajeva, džinovske planete ne ispuštaju materiju, one zauvek čuvaju ono iz čega su rođene; Ovo posebno važi za Jupiter. Njegova oblačna površina ima drugu brzinu bijega od 60 km/s; jasno je da odatle nikada neće pobjeći niti jedan molekul.

Stoga mislimo da je izotopski sastav Jupitera, posebno sastav vodonika, karakterističan za prve faze života, barem za Sunčev sistem, a možda i za Univerzum. I ovo je veoma važno: odnos teških i lakih izotopa vodonika govori nam kako je tekla sinteza hemijskih elemenata u prvim minutama evolucije našeg Univerzuma i kakvi su fizički uslovi tada postojali.

Jupiter rotira brzo, sa periodom od oko 10 sati; a pošto je prosečna gustina planete mala (1,3 g/cm3), centrifugalna sila je primetno deformisala njeno telo. Kada pogledate planetu, primijetit ćete da je sabijena duž polarne ose. Stepen kompresije Jupitera, odnosno relativna razlika između njegovog ekvatorijalnog i polarnog radijusa je ( R eq − R sprat)/ R eq = 0,065. To je prosječna gustina planete (ρ ∝ GOSPODIN 3) i njegov dnevni period ( T) odrediti oblik njenog tijela. Kao što znate, planeta je kosmičko tijelo u stanju hidrostatičke ravnoteže. Na polu planete djeluje samo sila gravitacije ( GM/R 2), a na ekvatoru joj se suprotstavlja centrifugalna sila ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Njihov omjer određuje oblik planete, jer pritisak u centru planete ne bi trebao ovisiti o smjeru: ekvatorijalni stup materije trebao bi težiti isto kao i polarni. Odnos ovih sila (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(GOSPODIN 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Dakle, što je manja gustina i dužina dana, to je planeta komprimovanija. Provjerimo: prosječna gustina Saturna je 0,7 g/cm 3, njegov period rotacije je 11 sati, skoro isti kao i Jupiter, a njegova kompresija je 0,098. Saturn je komprimiran jedan i po puta više od Jupitera, a to je lako primijetiti kada se planete posmatraju kroz teleskop: kompresija Saturna je upečatljiva.

Brza rotacija divovskih planeta određuje ne samo oblik njihovog tijela, a samim tim i oblik njihovog promatranog diska, već i njegov izgled: oblačna površina gigantskih planeta ima zonsku strukturu s prugama različitih boja koje se protežu duž ekvatora . Tokovi plina se kreću brzo, brzinom od više stotina kilometara na sat; njihovo međusobno pomicanje uzrokuje posmičnu nestabilnost i, zajedno sa Coriolisovom silom, stvara gigantske vrtloge. Iz daleka se vide Velika crvena mrlja na Jupiteru, veliki bijeli oval na Saturnu i velika tamna mrlja na Neptunu. Posebno je poznata anticiklona Velika crvena mrlja (GRS) na Jupiteru. Nekada je BKP bio dvostruko veći od sadašnjeg; vidjeli su ga Galilejevi savremenici u svojim slabim teleskopima. Danas je BCP izblijedio, ali i dalje ovaj vrtlog živi u atmosferi Jupitera skoro 400 godina, budući da pokriva gigantsku masu plina. Njegova veličina je veća od globusa. Takva masa gasa, kada se jednom kovitla, neće uskoro prestati. Na našoj planeti cikloni žive oko nedelju dana, a tamo traju vekovima.

Svaki pokret rasipa energiju, što znači da mu je potreban izvor. Svaka planeta ima dvije grupe izvora energije - unutrašnje i vanjske. Izvana se mlaz sunčevog zračenja izlije na planetu i meteoroidi padaju. Iznutra se planeta zagrijava raspadom radioaktivnih elemenata i gravitacijskom kompresijom same planete (Kelvin-Helmholtz mehanizam). . Iako smo već vidjeli velike objekte kako padaju na Jupiter, uzrokujući snažne eksplozije (Kometa Shoemaker-Levy 9), procjene učestalosti njihovog udara pokazuju da je prosječni protok energije koji donose znatno manji od onog koji donosi sunčeva svjetlost. S druge strane, uloga unutrašnjih izvora energije je dvosmislena. Za zemaljske planete, koje se sastoje od teških vatrostalnih elemenata, jedini unutrašnji izvor toplote je radioaktivni raspad, ali je njegov doprinos zanemarljiv u poređenju sa toplotom sa Sunca.

Divovske planete imaju znatno manji udio teških elemenata, ali su masivnije i lakše se sabijaju, što oslobađanje gravitacijske energije čini glavnim izvorom topline. A pošto su divovi uklonjeni sa Sunca, unutrašnji izvor postaje konkurent spoljašnjem: ponekad se planeta zagreva više nego što je Sunce zagreva. Čak i Jupiter, džin najbliži Suncu, emituje (u infracrvenom području spektra) 60% više energije nego što prima od Sunca. A energija koju Saturn emituje u svemir je 2,5 puta veća od one koju planeta prima od Sunca.

Gravitaciona energija se oslobađa kako prilikom kompresije planete u cjelini, tako i prilikom diferencijacije njene unutrašnjosti, tj. kada se gušća materija spušta u centar, a "plava" se odatle istiskuje. Oba efekta su vjerovatno na djelu. Na primjer, Jupiter se u našoj eri smanjuje za otprilike 2 cm godišnje. I odmah nakon formiranja, bio je duplo veći, brže se skupljao i bio je znatno topliji. U svom okruženju, tada je igrao ulogu malog sunca, o čemu svjedoče svojstva njegovih galilejskih satelita: što su bliže planeti, to su gušće i manje sadrže hlapljive elemente (poput samih planeta u Solarni sistem).

Osim kompresije planete u cjelini, diferencijacija unutrašnjosti igra važnu ulogu u gravitacijskom izvoru energije. Materija se deli na gustu i plutajuću, a gusta materija tone, oslobađajući svoju potencijalnu gravitacionu energiju u obliku toplote. Vjerovatno je, prije svega, to kondenzacija i naknadni pad helijumskih kapi kroz plutajuće slojeve vodika, kao i fazni prijelazi samog vodonika. Ali mogu postojati i zanimljiviji fenomeni: na primjer, kristalizacija ugljika - kiša dijamanata (!), iako ne oslobađa mnogo energije, jer je ugljika malo.

Unutrašnja struktura džinovskih planeta do sada je proučavana samo teoretski. Imamo male šanse da direktno prodremo u njihove dubine, a seizmološke metode, odnosno akustičko sondiranje, na njima još nisu primijenjene. Možda ćemo jednog dana naučiti da ih osvjetljavamo neutrinama, ali to je još daleko.

Na sreću, ponašanje materije je već dobro proučeno u laboratorijskim uslovima pri pritiscima i temperaturama koje vladaju u unutrašnjosti džinovskih planeta, što daje osnovu za matematičko modeliranje njihovih unutrašnjosti. Postoje metode za praćenje adekvatnosti modela unutrašnje strukture planeta. Dva fizička polja, magnetsko i gravitaciono, čiji se izvori nalaze u dubini, ulaze u prostor koji okružuje planetu, gde se mogu meriti instrumentima svemirske sonde.

Na strukturu magnetnog polja utiču mnogi faktori distorzije (blizu planetarne plazme, solarni vetar), ali gravitaciono polje zavisi samo od raspodele gustine unutar planete. Što se tijelo planete više razlikuje od sferno simetričnog, to je njegovo gravitacijsko polje složenije, sadrži više harmonika, što ga razlikuje od jednostavnog Newtonovog GM/R 2 .

Instrument za mjerenje gravitacionog polja udaljenih planeta po pravilu je sama svemirska sonda, tačnije njeno kretanje u polju planete. Što je sonda dalje od planete, to se slabije u svom kretanju pojavljuju manje razlike u polju planete od sferno simetričnog. Stoga je neophodno lansirati sondu što bliže planeti. U tu svrhu, nova sonda Juno (NASA) radi u blizini Jupitera od 2016. godine. Leti u polarnoj orbiti, što se nikada ranije nije dogodilo. U polarnoj orbiti, viši harmonici gravitacionog polja su izraženiji jer je planeta komprimirana i sonda se povremeno približava površini. To je ono što omogućava mjerenje viših harmonika širenja gravitacionog polja. Ali iz istog razloga, sonda će uskoro završiti svoj posao: leti kroz najgušće regije Jupiterovih radijacijskih pojaseva, a njena oprema uvelike pati od toga.

Jupiterovi pojasevi zračenja su kolosalni. Pod visokim pritiskom, vodonik u utrobi planete metalizira se: njegovi elektroni se generaliziraju, gube kontakt s jezgrima, a tekući vodonik postaje provodnik struje. Ogromna masa supravodljivog medija, brza rotacija i snažna konvekcija - ova tri faktora doprinose stvaranju magnetnog polja zbog dinamo efekta. U kolosalnom magnetnom polju koje hvata nabijene čestice koje lete sa Sunca formiraju se monstruozni pojasevi zračenja. U njihovom najgušćem dijelu leže orbite unutrašnjih Galilejevih satelita. Dakle, čovek nije živeo ni dan na površini Evrope, a ni sat na Iju. Čak ni svemirskom robotu nije lako biti tamo.

Ganimed i Kalisto, koji su udaljeniji od Jupitera, su u tom smislu mnogo sigurniji za istraživanje. Stoga Roskosmos upravo tamo planira poslati sondu u budućnosti. Iako bi Evropa sa svojim subglacijalnim okeanom bila mnogo zanimljivija.

Čini se da su ledeni divovi Uran i Neptun posrednici između plinovitih divova i zemaljskih planeta. U poređenju sa Jupiterom i Saturnom, oni imaju manju veličinu, masu i centralni pritisak, ali njihova relativno visoka prosečna gustina ukazuje na veći udeo elemenata CNO grupe. Proširene i masivne atmosfere Urana i Neptuna su uglavnom vodonik-helijum. Ispod njega je vodeni omotač pomiješan s amonijakom i metanom, koji se obično naziva ledeni plašt. Ali planetarni naučnici obično nazivaju hemijske elemente CNO grupe i njihova jedinjenja (H 2 O, NH 3, CH 4, itd.) „ledovima“, a ne njihovo agregatno stanje. Dakle, plašt može biti uglavnom tečan. A ispod njega leži relativno malo jezgro od željeza od kamena. Budući da je koncentracija ugljika u dubinama Urana i Neptuna veća od koncentracije Saturna i Jupitera, u podnožju njihovog ledenog omotača može postojati sloj tekućeg ugljika u kojem se kondenzuju kristali, odnosno dijamanti, koji se talože.

Dozvolite mi da naglasim da se o unutrašnjoj strukturi gigantskih planeta aktivno raspravlja, a još uvijek postoji dosta konkurentnih modela. Svako novo mjerenje sa svemirskih sondi i svaki novi rezultat laboratorijskih simulacija u instalacijama visokog pritiska dovode do revizije ovih modela. Da podsjetim da je direktno mjerenje parametara vrlo plitkih slojeva atmosfere i to samo u blizini Jupitera obavljeno samo jednom sondom bačenom sa Galilea (NASA). A sve ostalo su indirektna mjerenja i teorijski modeli.

Magnetna polja Urana i Neptuna su slabija od onih plinovitih divova, ali jača od Zemljinih. Iako je indukcija polja na površini Urana i Neptuna približno ista kao na površini Zemlje (djelići gausa), volumen, a samim tim i magnetni moment, je mnogo veći. Geometrija magnetnog polja ledenih divova je veoma složena, daleko od jednostavnog oblika dipola karakterističnog za Zemlju, Jupiter i Saturn. Vjerovatni razlog je taj što se magnetsko polje stvara u relativno tankom električno provodljivom sloju plašta Urana i Neptuna, gdje konvekcijske struje nemaju visok stepen simetrije (pošto je debljina sloja mnogo manja od njegovog radijusa) .

Uprkos njihovoj vanjskoj sličnosti, Uran i Neptun se ne mogu nazvati blizancima. O tome svjedoče njihove različite prosječne gustine (1,27 i 1,64 g/cm 3 , respektivno) i različite brzine oslobađanja topline u dubinama. Iako je Uran jedan i po puta bliži Suncu od Neptuna, pa stoga prima 2,5 puta više toplote od njega, hladniji je od Neptuna. Činjenica je da Neptun u svojim dubinama emituje čak i više toplote nego što prima od Sunca, dok Uran ne emituje gotovo ništa. Toplotni tok iz unutrašnjosti Urana blizu njegove površine iznosi samo 0,042 ± 0,047 W/m2, što je čak i manje od Zemljinog (0,075 W/m2). Uran je najhladnija planeta u Sunčevom sistemu, iako ne i najudaljenija od Sunca. Je li to povezano s njegovim čudnim okretanjem u stranu? To je moguće.

Hajde sada da pričamo o planetarnim prstenovima.

Svi znaju da je „okružena planeta“ Saturn. Ali nakon pažljivog posmatranja, ispostavilo se da sve džinovske planete imaju prstenove. Teško ih je primijetiti sa Zemlje. Na primjer, ne vidimo Jupiterov prsten kroz teleskop, ali ga primjećujemo u pozadinskom svjetlu kada svemirska sonda gleda planetu sa njene noćne strane. Ovaj prsten se sastoji od tamnih i veoma malih čestica čija je veličina uporediva sa talasnom dužinom svetlosti. Praktično ne reflektiraju svjetlost, ali je dobro raspršuju naprijed. Uran i Neptun su okruženi tankim prstenovima.

Generalno, dvije planete nemaju identične prstenove, svi su različiti.

U šali možete reći da i Zemlja ima prsten. Veštačko. Sastoji se od nekoliko stotina satelita lansiranih u geostacionarnu orbitu. Ova slika prikazuje ne samo geostacionarne satelite, već i one u niskim orbitama, kao i one u visokim eliptičnim orbitama. Ali geostacionarni prsten se prilično uočljivo ističe na njihovoj pozadini. Međutim, ovo je crtež, a ne fotografija. Niko još nije uspeo da fotografiše veštački prsten Zemlje. Uostalom, njegova ukupna masa je mala, a reflektirajuća površina zanemarljiva. Malo je vjerovatno da će ukupna masa satelita u prstenu biti 1000 tona, što je ekvivalentno asteroidu veličine 10 m. Uporedite to sa parametrima prstenova džinovskih planeta.

Prilično je teško uočiti bilo kakav odnos između parametara prstenova. Materijal Saturnovih prstenova je bijel kao snijeg (albedo 60%), a preostali prstenovi su crniji od uglja (A = 2-3%). Svi prstenovi su tanki, ali je Jupiterov prilično debeo. Sve je napravljeno od kaldrme, ali Jupiter je napravljen od čestica prašine. Struktura prstenova je takođe različita: jedni podsećaju na gramofonsku ploču (Saturn), drugi podsećaju na gomilu obruča u obliku matrjoške (Uran), treći su mutni, difuzni (Jupiter), a Neptunovi prstenovi uopšte nisu zatvoreni. i izgledaju kao lukovi.

Ne mogu da obavim glavu oko relativno male debljine prstenova: sa prečnikom od stotina hiljada kilometara, njihova debljina se meri desetinama metara. Nikada nismo držali tako delikatne predmete u rukama. Ako uporedimo Saturnov prsten sa listom papira za pisanje, onda bi sa svojom poznatom debljinom list bio veličine fudbalskog terena!

Kao što vidimo, prstenovi svih planeta razlikuju se po sastavu čestica, u njihovoj distribuciji, u morfologiji - svaka divovska planeta ima svoj jedinstveni ukras, čije porijeklo još ne razumijemo. Obično prstenovi leže u ekvatorijalnoj ravni planete i rotiraju u istom smjeru u kojem se okreću sama planeta i grupa satelita koja joj je blizu. U ranijim vremenima, astronomi su vjerovali da su prstenovi vječni, da postoje od trenutka kada je planeta rođena i da će zauvijek ostati s njom. Sada se gledište promijenilo. Ali proračuni pokazuju da prstenovi nisu baš izdržljivi, da se njihove čestice usporavaju i padaju na planetu, isparavaju i raspršuju se u svemiru, te se talože na površini satelita. Dakle, dekoracija je privremena, iako dugovječna. Astronomi sada vjeruju da je prsten rezultat sudara ili plimnog poremećaja satelita planete. Možda je Saturnov prsten najmlađi, zbog čega je tako masivan i bogat isparljivim tvarima (snijegom).

I tako dobar teleskop sa dobrom kamerom može da snima slike. Ali ovdje još uvijek ne vidimo gotovo nikakvu strukturu u ringu. Tamni "jaz" odavno je primijećen - Cassini jaz, koji je prije više od 300 godina otkrio talijanski astronom Giovanni Cassini. Čini se da nema ničega u praznini.

Ravan prstena se poklapa sa ekvatorom planete. Ne može biti drugačije, budući da simetrična spljoštena planeta ima potencijalnu rupu u gravitacionom polju duž ekvatora. Na seriji slika snimljenih od 2004. do 2009. godine vidimo Saturn i njegov prsten iz različitih uglova, budući da je Saturnov ekvator nagnut prema ravni njegove orbite za 27°, a Zemlja je uvijek blizu ove ravni. 2004. smo definitivno bili u ravni prstenova. Razumijete da sa debljinom od nekoliko desetina metara ne možemo vidjeti sam prsten. Ipak, uočljiva je crna pruga na disku planete. Ovo je senka prstena na oblacima. To nam je vidljivo jer Zemlja i Sunce gledaju na Saturn iz različitih pravaca: mi gledamo tačno u ravninu prstena, ali Sunce osvetljava iz malo drugačijeg ugla i senka prstena pada na oblačni sloj planeta. Ako postoji sjena, to znači da se u ringu nalazi prilično gusto zbijena supstanca. Senka prstena nestaje samo u ekvinocij na Saturnu, kada je Sunce tačno u svojoj ravni; a to nezavisno ukazuje na malu debljinu prstena.

Mnogi radovi su posvećeni prstenovima Saturna. James Clerk Maxwell, isti onaj koji se proslavio svojim jednadžbama elektromagnetnog polja, istraživao je fiziku prstena i pokazao da on ne može biti jedan čvrsti objekt, već se mora sastojati od malih čestica, inače bi ga centrifugalna sila potrgala. odvojeno. Svaka čestica leti u svojoj orbiti – što je bliže planeti, to je brže.

Gledanje na bilo koju temu iz drugačije perspektive je uvijek korisno. Tamo gde smo u direktnom svetlu videli crnilo, „uron“ u prstenu, ovde vidimo materiju; samo je drugačiji tip, drugačije reflektuje i raspršuje svjetlost

Kada su nam svemirske sonde poslale slike Saturnovog prstena, bili smo zadivljeni njegovom finom strukturom. Ali još u 19. veku, izuzetni posmatrači na opservatoriji Pic du Midi u Francuskoj videli su upravo ovu strukturu svojim očima, ali im tada niko nije verovao, jer niko osim njih nije primetio takve suptilnosti. Ali ispostavilo se da je Saturnov prsten upravo to. Stručnjaci za zvjezdanu dinamiku traže objašnjenje za ovu finu radijalnu strukturu prstena u smislu rezonantne interakcije čestica prstena sa Saturnovim masivnim satelitima izvan prstena i malim satelitima unutar prstena. Općenito, teorija valova gustoće se nosi sa zadatkom, ali je još uvijek daleko od objašnjenja svih detalja.

Gornja fotografija prikazuje dnevnu stranu prstena. Sonda leti kroz ravan prstena, a na donjoj fotografiji vidimo kako se okrenula prema nama svojom noćnom stranom. Materijal u Cassinijevoj diviziji postao je prilično vidljiv sa strane sjene, a svijetli dio prstena je, naprotiv, potamnio, jer je gust i neproziran. Tamo gdje je bilo tame, pojavljuje se sjaj jer se male čestice ne reflektiraju, već raspršuju svjetlost naprijed. Ove slike pokazuju da je materija posvuda, samo čestice različitih veličina i struktura. Još uvijek stvarno ne razumijemo koje fizičke pojave razdvajaju ove čestice. Gornja slika prikazuje Janusa, jednog od Saturnovih satelita.

Mora se reći da iako su svemirske letjelice letjele blizu Saturnovog prstena, nijedna od njih nije uspjela vidjeti prave čestice koje čine prsten. Vidimo samo njihovu opštu distribuciju. Nije moguće vidjeti pojedinačne blokove, oni ne riskiraju lansiranje aparata u ring. Ali jednog dana će to morati da se uradi.

Sa noćne strane Saturna odmah se pojavljuju oni slabo vidljivi dijelovi prstenova koji nisu vidljivi u direktnom svjetlu.

Ovo nije fotografija u boji. Boje ovdje pokazuju karakterističnu veličinu čestica koje čine određeno područje. Crvene su male čestice, tirkizne su veće.

U to vrijeme, kada se prsten okrenuo ivicom prema Suncu, sjene velikih nehomogenosti padale su na ravan prstena (gornja fotografija). Najduža sjena ovdje je sa satelita Mimas, a brojni mali vrhovi, koji su prikazani na uvećanoj slici u umetku, još nisu dobili jasno objašnjenje. Za njih su odgovorne kilometarske izbočine. Moguće je da su neke od njih sjene najvećeg kamenja. Ali kvazi-pravilna struktura senki (fotografija ispod) više odgovara privremenim akumulacijama čestica koje su rezultat gravitacione nestabilnosti.

Sateliti lete duž nekih prstenova, takozvani "psi čuvari" ili "pastirski psi", koji svojom gravitacijom sprečavaju da se neki od prstenova zamute. Štaviše, sami sateliti su prilično zanimljivi. Jedan se kreće unutar tankog prstena, drugi van (na primjer, Janus i Epimetheus). Njihovi orbitalni periodi su malo drugačiji. Unutrašnji je bliži planeti i stoga kruži oko njega brže, sustiže vanjski satelit i zbog međusobnog privlačenja mijenja njegovu energiju: vanjski usporava, unutrašnji ubrzava, a oni mijenjaju orbite - onaj koji je usporio ide u nisku orbitu, a onaj koji je ubrzao ide u nisku orbitu. Tako naprave nekoliko hiljada okretaja, a zatim ponovo mijenjaju mjesta. Na primjer, Janus i Epimetej mijenjaju mjesta svake 4 godine.

Prije nekoliko godina otkriven je najudaljeniji Saturnov prsten za koji se uopće nije sumnjalo. Ovaj prsten je povezan sa mjesecom Phoebe, s čije površine leti prašina, ispunjavajući područje duž orbite satelita. Ravan rotacije ovog prstena, kao i samog satelita, nije povezan sa ekvatorom planete, jer se zbog velike udaljenosti Saturnova gravitacija percipira kao polje tačkastog objekta.

Svaka džinovska planeta ima porodicu satelita. Jupiter i Saturn su posebno bogati njima. Danas ih Jupiter ima 69, a Saturn 62, a nove se redovno otkrivaju. Donja granica mase i veličine za satelite nije formalno utvrđena, pa je za Saturn ovaj broj proizvoljan: ako se u blizini planete otkrije objekat veličine 20-30 metara, šta je to - satelit planete ili čestica njegovog prstena?

U bilo kojoj velikoj porodici kosmičkih tijela uvijek ima više malih nego velikih. Planetarni sateliti nisu izuzetak. Mali sateliti su, po pravilu, blokovi nepravilnog oblika, koji se uglavnom sastoje od leda. Imajući veličinu manju od 500 km, nisu u stanju da sebi daju sferoidni oblik svojom gravitacijom. Izvana su vrlo slični asteroidima i jezgrima kometa. Vjerovatno su mnogi od njih takvi, jer se kreću daleko od planete u vrlo haotičnim orbitama. Planeta bi ih mogla uhvatiti, a nakon nekog vremena mogla bi ih i izgubiti.

Još nismo dobro upoznati sa malim satelitima nalik asteroidima. Takvi objekti u blizini Marsa proučavani su detaljnije od drugih - njegova dva mala satelita, Fobos i Deimos. Fobosu je posvećena posebna pažnja; Htjeli su čak poslati sondu na njegovu površinu, ali to još nije uspjelo. Što pažljivije pogledate bilo koje kosmičko tijelo, ono sadrži više misterija. Fobos nije izuzetak. Pogledajte čudne strukture koje se protežu duž njegove površine. Već postoji nekoliko fizičkih teorija koje pokušavaju objasniti njihov nastanak. Ove linije malih padova i brazda su slične meridijanima. Ali još niko nije predložio fizičku teoriju njihovog formiranja.

Svi mali sateliti nose brojne tragove udara. S vremena na vrijeme se sudaraju jedni s drugima i sa tijelima koja dolaze izdaleka, rascjepljuju se na odvojene dijelove, a mogu se čak i ujediniti. Stoga rekonstrukcija njihove daleke prošlosti i porijekla neće biti laka. Ali među satelitima postoje i oni koji su genetski povezani s planetom, jer se kreću pored nje u ravnini njenog ekvatora i, najvjerovatnije, imaju zajedničko porijeklo s njom.

Od posebnog interesa su veliki sateliti nalik planeti. Jupiter ih ima četiri; to su takozvani “galilejevi” sateliti - Io, Evropa, Ganimed i Kalisto. Moćni Titan se izdvaja od Saturna po svojoj veličini i masi. Ovi sateliti se gotovo ne razlikuju od planeta po svojim unutrašnjim parametrima. Samo što njihovo kretanje oko Sunca kontrolišu još masivnija tijela - matične planete.

Ovdje ispred nas su Zemlja i Mjesec, a pored nas, na skali, je Saturnov satelit Titan. Predivna mala planeta sa gustom atmosferom, sa velikim tečnim "morima" metana, etana i propana na površini. More tečnog gasa, koji su na površinskoj temperaturi Titana (–180 °C) u tečnom obliku. Veoma atraktivna planeta, jer će na njoj biti lako i zanimljivo raditi - atmosfera je gusta, pouzdano štiti od kosmičkih zraka i po sastavu je bliska Zemljinoj atmosferi, budući da se također uglavnom sastoji od dušika, iako je bez kisika . Vakumska odijela tamo nisu potrebna, jer je atmosferski pritisak skoro isti kao na Zemlji, čak i malo veći. Obucite se toplo, imajte kanister kiseonika na leđima i lako ćete raditi na Titanu. Inače, ovo je jedini satelit (osim Mjeseca) na čiju površinu je bilo moguće sletjeti letjelicu. Bio je to Huygens, nošen tamo na brodu Cassini (NASA, ESA), a slijetanje je bilo prilično uspješno.

Ovo je jedina fotografija snimljena na površini Titana. Temperatura je niska, tako da su blokovi veoma hladne vode i leda. U to smo sigurni jer se Titan uglavnom sastoji od vodenog leda. Boja je crvenkasto-crvenkasta; prirodno je i zbog činjenice da se u atmosferi Titana, pod utjecajem sunčevog ultraljubičastog zračenja, sintetiziraju prilično složene organske tvari pod općim nazivom "tolini". Maglica ovih tvari prenosi uglavnom narančaste i crvene boje na površinu, raspršujući ih prilično snažno. Stoga je proučavanje geografije Titana iz svemira prilično teško. Radar pomaže. U tom smislu, situacija liči na Veneru. Inače, atmosferska cirkulacija na Titanu je takođe venerinskog tipa: po jedan moćan ciklon na svakoj hemisferi.

Originalni su i sateliti drugih džinovskih planeta. Ovo je Io, najbliži Jupiterov satelit. Nalazi se na istoj udaljenosti kao i Mjesec od Zemlje, ali Jupiter je div, što znači da djeluje vrlo snažno na svoj satelit. Unutrašnjost Jupitera se otopila i na njoj vidimo mnoge aktivne vulkane (crne tačke). Može se vidjeti da oko vulkana emisije prate balističke putanje. Uostalom, tamo praktički nema atmosfere, pa ono što je izbačeno iz vulkana leti u paraboli (ili u elipsi?). Niska gravitacija na površini Ia stvara uslove za visoke emisije: 250-300 km gore, ili čak pravo u svemir!

Drugi satelit sa Jupitera je Evropa. Prekriven ledenom korom, poput našeg Antarktika. Ispod kore, čija je debljina procijenjena na 25-30 km, nalazi se okean tekuće vode. Površina leda je prekrivena brojnim drevnim pukotinama. Ali pod uticajem subglacijalnog okeana, slojevi leda se polako pomiču, podsjećajući na drift zemaljskih kontinenata.

Pukotine u ledu se s vremena na vreme otvaraju, a voda izbija u fontane. Sada to sigurno znamo, jer smo fontane vidjeli pomoću Hubble svemirskog teleskopa. Ovo otvara perspektivu istraživanja voda Evrope. Ponešto o tome već znamo: to je slana voda, dobar provodnik struje, na šta ukazuje magnetsko polje. Temperatura mu je vjerovatno približna sobnoj, ali još uvijek ne znamo ništa o njegovom biološkom sastavu. Hteo bih da uzmem i analiziram ovu vodu. A ekspedicije u tu svrhu se već pripremaju.

Ništa manje zanimljivi nisu ni drugi veliki sateliti planeta, uključujući i naš Mjesec. U stvari, oni predstavljaju nezavisnu grupu satelitskih planeta.

Ovdje su, na istoj skali, prikazani najveći sateliti u poređenju sa Merkurom. Ni po čemu nisu inferiorni od njega, a po svojoj prirodi neki su još zanimljiviji.

SAŽETAK

ON ASTRONOMY

NA TEMU:

"Džinovske planete"

Rad je završio učenik 11. "B" razreda

srednja škola br.4

Fomin Maxim

Provjerio sam Tiptyareva V.V.

Mytishchi, 2001.

Džinovske planete

Razlika između džinovskih i zemaljskih planeta

opšte karakteristike

Atmosfera

Jupiterov prsten

Unutrašnji i vanjski sateliti Jupitera

Atmosfera i sloj oblaka

Magnetna svojstva Saturna

Saturnovi meseci

Opće informacije

Istorija otkrića

Karakteristike rotacije Urana

Hemijski sastav, fizički uslovi i struktura Urana

Prstenovi Urana

Magnetosfera

Mjeseci Urana

Opće informacije

Istorija otkrića

Hemijski sastav, fizički uslovi i unutrašnja struktura

Mjeseci Neptuna

Neptunovi prstenovi

Magnetosfera

7. Spisak referenci

GIANT PLANETS

Jupiter, Saturn, Uran i Neptun predstavljaju grupu planeta Jovijana, odnosno grupu džinovskih planeta, iako njihovi veliki prečnici nisu jedina karakteristika koja razlikuje ove planete od zemaljskih planeta. Divovske planete imaju nisku gustinu, kratak period dnevne rotacije i, stoga, značajnu kompresiju na polovima; njihove vidljive površine dobro reflektiraju, odnosno, drugim riječima, raspršuju sunčeve zrake.

Odavno je utvrđeno da se atmosfera džinovskih planeta sastoji od metana, amonijaka, vodonika i helijuma. Apsorpcione trake metana i amonijaka vidljive su u velikom broju u spektrima velikih planeta. Štaviše, s prijelazom sa Jupitera na Neptun, metanske trake postepeno jačaju, a amonijačne slabi. Najveći dio atmosfere džinovskih planeta ispunjen je gustim oblacima, iznad kojih se nalazi prilično proziran plinski sloj u kojem „plutaju“ male čestice, vjerovatno kristali smrznutog amonijaka i metana.

Sasvim je prirodno da su među džinovskim planetama najbolje proučene dvije nama najbliže - Jupiter i Saturn.

Budući da Uran i Neptun trenutno ne privlače veliku pažnju naučnika, zadržimo se detaljnije na Jupiteru i Saturnu. Osim toga, značajan dio pitanja koja se mogu riješiti u vezi sa opisom Jupitera i Saturna odnosi se i na Neptun.

Jupiter je jedna od najneverovatnijih planeta u Sunčevom sistemu, i posvećujemo mu mnogo više pažnje od Saturna. Ono što je neobično kod ove planete nije njeno prugasto tijelo s prilično brzim kretanjem tamnih pruga i promjenama njihove širine, a ne ogromna crvena mrlja čiji je promjer oko 60 hiljada. km., menjajući svoju boju i sjaj s vremena na vreme, i, konačno, ne svoj „dominantni“ položaj u veličini i masi u planetarnoj porodici. Neobično je to što je Jupiter, kako su pokazala radioastronomska posmatranja, izvor ne samo termičke, već i takozvane netermalne radio emisije. Općenito, za planete koje karakteriziraju tihi procesi, netermalna radio emisija je potpuno neočekivana.

Činjenica da su Venera, Mars, Jupiter i Saturn izvori toplotne radio-emisije sada je čvrsto utvrđena i ne izaziva nikakvu sumnju među naučnicima. Ova radio-emisija se potpuno poklapa sa toplotnom emisijom planeta i predstavlja „ostatak“, tačnije, niskofrekventni „rep“ toplotnog spektra zagrejanog tela. Pošto je mehanizam toplotne radio emisije dobro poznat, ovakva opažanja omogućavaju merenje temperature planeta. Toplotna radio emisija se snima pomoću radio teleskopa sa centimetarskim talasima. Već prva zapažanja Jupitera na talasu 3 cm dao je temperaturu radio emisije istu kao i radiometrijska posmatranja u infracrvenim zracima. U prosjeku, ova temperatura je oko – 150°C. Ali dešava se da odstupanja od ove prosječne temperature dosežu 50-70, a ponekad i 140 ° C, kao, na primjer, u aprilu-maju 1958. Nažalost, još nije bilo moguće saznati da li su ova odstupanja u radio emisiji uočena na istoj talasnoj dužini povezana sa rotacijom planete. A poenta ovdje, očito, nije u tome da je ugaoni promjer Jupitera upola najbolja rezolucija od najvećih radio-teleskopa i da je stoga nemoguće promatrati pojedine dijelove površine. Postojeća zapažanja su još uvijek vrlo malobrojna da odgovore na ova pitanja.

Što se tiče poteškoća povezanih s niskom rezolucijom radio-teleskopa, u odnosu na Jupiter možete ih pokušati zaobići. Potrebno je samo pouzdano utvrditi, na osnovu zapažanja, period anomalne radio-emisije, a zatim ga uporediti sa periodom rotacije pojedinih zona Jupitera. Podsjetimo da je period od 9 sati i 50 minuta period rotacije njegove ekvatorijalne zone. Period za zone umjerenih geografskih širina je 5 - 6 minuta. veći (općenito, na površini Jupitera postoji do 11 struja s različitim periodima).

Dakle, dalja zapažanja mogu nas dovesti do konačnog rezultata. Pitanje veze između anomalne radio-emisije Jupitera i perioda njegove rotacije nije od male važnosti. Ako se, na primjer, pokaže da izvor ovog zračenja nije povezan s površinom Jupitera, tada će biti potrebe za marljivijim traganjem za njegovom vezom sa sunčevom aktivnošću.

Ne tako davno, istraživači Kalifornijskog instituta za tehnologiju Rakhakrishnan i Roberts posmatrali su radio emisije sa Jupitera na decimetarskim talasima (31 cm) . Koristili su interferometar sa dva parabolična ogledala, što im je omogućilo da razdvoje ugaone dimenzije izvora, a to je prsten u ravni Jupiterovog ekvatora prečnika oko tri puta većeg od prečnika planete. Temperatura Jupitera, koja je određena decimetarskim talasima, pokazala se previsokom da bi se priroda izvora ove radio emisije smatrala toplotnom. Očigledno, ovdje imamo posla sa zračenjem koje potiče od nabijenih čestica zarobljenih Jupiterovim magnetnim poljem, kao i koncentrisanih u blizini planete zbog značajnog gravitacionog polja.

Tako su posmatranja radioastronomije postala moćan način proučavanja fizičkih uslova u Jupiterovoj atmosferi.

Ukratko smo razgovarali o dvije vrste radio-emisije sa Jupitera. To je, prvo, uglavnom termalna radio emisija atmosfere, koja se opaža na centimetarskim talasima. Drugo, radio emisija na decimetarskim talasima, koja je, po svoj prilici, netermalne prirode.

Zaustavimo se ukratko na trećem tipu radio-emisije sa Jupitera, koji je, kao što je već spomenuto, neobičan za planete. Ova vrsta radio-emisije je takođe netermalne prirode i snima se na radio talasima dužine nekoliko desetina metara.

Naučnici poznaju intenzivne bučne oluje i rafale "poremećenog" Sunca. Još jedan dobro poznati izvor takve radio emisije je takozvana Rakova maglina. Prema ideji fizičkih uslova u atmosferama i na površinama planeta, koja je postojala prije 1955. godine, niko se nije nadao da će barem jedna od planeta moći "disati" poput objekata različite prirode - Sunca ili Rakova maglina. Stoga ne čudi što je 1955. Posmatrači Rakovine magline registrovali su diskretni izvor radio-emisije promenljivog intenziteta, nisu odmah odlučili da ga pripišu Jupiteru. Ali nijedan drugi objekat nije otkriven u ovom pravcu, tako da je sva "krivica" za pojavu prilično značajne radio-emisije na kraju stavljena na Jupiter.

Karakteristična karakteristika Jupiterovog zračenja je da radio rafali ne traju dugo (0,5 - 1,5 sekunde), pa se u traženju mehanizma radio talasa u ovom slučaju mora polaziti od pretpostavke ili o diskretnoj prirodi izvora ( slično pražnjenjima), ili prilično uskog usmjerenja zračenja ako izvor radi kontinuirano. Jedan od mogućih razloga nastanka Jupiterovih radio eksplozija objašnjen je hipotezom da se u atmosferi planete pojavljuju električna pražnjenja nalik munji. Ali kasnije se ispostavilo da za formiranje tako intenzivnih radio-rafala na Jupiteru, snaga pražnjenja mora biti skoro milijardu puta veća nego na Zemlji. To znači da ako se radio emisija Jupitera javlja zbog električnih pražnjenja, onda bi potonje trebalo biti potpuno drugačije prirode od onih koje nastaju tijekom grmljavine na Zemlji. Između ostalih hipoteza, pažnju zaslužuje pretpostavka da je Jupiter okružen jonosferom. U ovom slučaju izvor pobuđivanja jonizovanog gasa sa frekvencijama od 1 – 25 MHz mogu biti udarni talasi. Da bi takav model bio konzistentan s periodičnim kratkotrajnim radio rafalima, treba pretpostaviti da radio emisija izlazi u svemir unutar granica stošca čiji se vrh poklapa sa položajem izvora, a ugao na vrhu je oko 40°.Takođe je moguće da su udarni talasi uzrokovani procesima koji se odvijaju na površini planete, tačnije da je ovdje riječ o manifestaciji vulkanske aktivnosti. S tim u vezi, potrebno je preispitati model unutrašnje strukture džinovskih planeta. Što se tiče konačnog pojašnjenja mehanizma nastanka niskofrekventne radio emisije sa Jupitera, odgovor na ovo pitanje treba pripisati budućnosti. Sada možemo samo reći da izvori ovog zračenja, na osnovu posmatranja, već osam godina nisu promijenili svoj položaj na Jupiteru. Stoga možemo misliti da su povezani sa površinom planete.

Tako su radijska posmatranja Jupitera nedavno postala jedna od najefikasnijih metoda za proučavanje ove planete. I iako je, kao što se često događa na početku nove faze istraživanja, tumačenje rezultata radio-osmatranja Jupitera povezano s velikim poteškoćama, opće mišljenje o njemu kao o hladnoj i "mirnoj" planeti prilično se dramatično promijenilo.

Promatranja pokazuju da na vidljivoj površini Jupitera ima mnogo mrlja, različitih oblika, veličine, svjetline, pa čak i boje. Lokacija i izgled ovih mrlja mijenjaju se prilično brzo, i to ne samo zbog brze dnevne rotacije planete. Nekoliko je razloga koji uzrokuju ove promjene. Prvo, to je intenzivna atmosferska cirkulacija, slična onoj koja se javlja u Zemljinoj atmosferi zbog prisustva različitih linearnih brzina rotacije pojedinih slojeva zraka; drugo, nejednako zagrijavanje solarnim zracima dijelova planete koji se nalaze na različitim geografskim širinama. Unutrašnja toplota, čiji je izvor radioaktivni raspad elemenata, takođe može igrati veliku ulogu.

Ako fotografišete Jupiter u dužem vremenskom periodu (recimo, nekoliko godina) tokom najpovoljnijih atmosferskih uslova, možete primetiti promene koje se dešavaju na Jupiteru, tačnije, u njegovoj atmosferi. Astronomi iz različitih zemalja sada posvećuju veliku pažnju opažanjima ovih promjena (kako bi ih objasnili). Grčki astronom Phokas, upoređujući karte Jupitera stvorene u različitim periodima (ponekad s intervalom od desetina godina), došao je do zaključka: promjene u atmosferi Jupitera povezane su s procesima koji se dešavaju na Suncu.

Nema sumnje da Jupiterove tamne mrlje pripadaju gustom sloju neprekidnih oblaka koji okružuju planetu. Iznad ovog sloja nalazi se prilično razrijeđena plinska školjka.

Atmosferski pritisak koji stvara gasni deo Jupiterove atmosfere na nivou oblaka verovatno ne prelazi 20 - 30 mm. živa . Barem, gasni omotač pri promatranju Jupitera kroz plavi filter jedva primjetno smanjuje kontraste između tamnih mrlja i svijetle okoline. Stoga je općenito plinski sloj Jupiterove atmosfere prilično proziran. O tome svjedoče i fotometrijska mjerenja raspodjele svjetline duž prečnika Jupitera. Pokazalo se da je smanjenje svjetline prema rubu slike planete gotovo isto i kod plavih i kod crvenih zraka. Treba napomenuti da svakako ne postoji oštra granica između slojeva oblaka i gasa na Jupiteru, te stoga gornju vrijednost pritiska na nivou oblaka treba smatrati približnom.

Hemijski sastav atmosfere Jupitera, kao i drugih planeta, počeo se proučavati početkom 20. stoljeća. Spektar Jupitera ima veliki broj intenzivnih traka lociranih kako u vidljivom tako iu infracrvenom području. Godine 1932 gotovo svaka od ovih traka je identificirana kao metan ili amonijak.

Američki astronomi Dunham, Adele i Slifer proveli su posebne laboratorijske studije i otkrili da je količina amonijaka u atmosferi Jupitera jednaka sloju debelom m pod pritiskom 1 atm., dok je količina metana 45 m na pritisku 45 atm.

Glavna komponenta Jupiterove atmosfere je vjerovatno vodonik. Nedavno je ova pretpostavka potvrđena zapažanjima.

Saturn je nesumnjivo najljepša planeta u Sunčevom sistemu. Gotovo uvijek, u vidnom polju teleskopa, posmatrač vidi ovu planetu okruženu prstenom, koji je, pri pažljivijem posmatranju, sistem od tri prstena. Istina, ovi prstenovi su međusobno razdvojeni intervalima niskog kontrasta, tako da nije uvijek moguće vidjeti sva tri prstena. Ako posmatrate Saturn u najboljim atmosferskim uslovima (sa blagim turbulentnim podrhtavanjem slike, itd.) i sa uvećanjem od 700–800 puta, tada su čak i na svakom od tri prstena jedva primetne tanke koncentrične pruge koje podsećaju na praznine između prstenovi. Najlakši i najširi je srednji prsten, a najslabiji po svjetlini je unutrašnji. Spoljni prečnik sistema prstenova je skoro 2,4 puta, a unutrašnji 1,7 puta veći od prečnika planete.

Nedavno je najozbiljnije istraživanje prstenova Saturna u našoj zemlji sproveo moskovski astronom M. S. Bobrov. Koristeći zapažanja promjena svjetline prstenova ovisno o njihovoj lokaciji u odnosu na Zemlju i Sunce, odnosno o takozvanom faznom kutu, odredio je veličine čestica koje čine prstenove.

Ispostavilo se da čestice koje čine prstenove dosežu nekoliko centimetara, pa čak i metara u prečniku. Prema proračunima M. S. Bobrova, debljina Saturnovih prstenova ne prelazi 10-20 km.

Poput Jupitera, Saturn ima tamne trake paralelne s ekvatorom. Baš kao i Jupiter, Saturn se odlikuje različitim brzinama rotacije za zone sa različitim geografskim širinama. Istina, pruge na Saturnovom disku su postojanije i broj detalja je manji nego kod Jupitera.

RAZLIKA PLANETA DŽIVOVA OD ZEMLJSKIH PLANETA

Merkur, Venera, Zemlja i Mars razlikuju se od gigantskih planeta po svojoj manjoj veličini, manjoj masi, većoj gustini, sporijoj rotaciji, mnogo slabijoj atmosferi (Merkur praktično nema atmosferu, pa je njegova dnevna hemisfera veoma vruća; sve džinovske planete su okružene snažnim proširenim atmosferama), mali broj satelita ili njihovo odsustvo.

Pošto su džinovske planete udaljene od Sunca, njihova temperatura (barem iznad njihovih oblaka) je veoma niska: na Jupiteru - 145 C, na Saturnu - 180 C, na Uranu i Neptunu još niža. A temperatura zemaljskih planeta je mnogo viša (na Veneri do plus 500 C). Niska prosječna gustina džinovskih planeta može se objasniti činjenicom da se ona dobije dijeljenjem mase sa vidljivom zapreminom, a volumen procjenjujemo iz neprozirnog sloja ogromne atmosfere. Mala gustina i obilje vodonika razlikuju divovske planete od drugih planeta.

PAGE_BREAK--U P I T E R

OPĆE KARAKTERISTIKE

Jupiter je druga najsjajnija planeta u Sunčevom sistemu nakon Venere. Ali ako se Venera može vidjeti samo ujutro ili uveče, onda Jupiter ponekad blista cijelu noć. Zbog sporog, veličanstvenog kretanja ove planete, stari Grci su joj dali ime svog vrhovnog boga Zeusa; u rimskom panteonu odgovarao je Jupiteru.

Jupiter je dvaput igrao važnu ulogu u istoriji astronomije. Postala je prva planeta na kojoj su otkriveni sateliti. Godine 1610. Galileo je, usmjeravajući teleskop na Jupiter, primijetio četiri zvijezde u blizini planete, nevidljive golim okom. Sljedećeg dana promijenili su svoj položaj i u odnosu na Jupiter i jedan prema drugom. Posmatrajući ove zvijezde, Galileo je zaključio da posmatra satelite Jupitera, formirane oko njega kao centralnog tijela.Ovo je smanjeni model Sunčevog sistema. Brzi i vrlo vidljivi pokreti Jupiterovih Galilejevih mjeseci - Io, Evropa, Ganimed i Kalisto - čine ih korisnim "nebeskim satovima", a pomorci su ih dugo koristili za određivanje položaja broda na otvorenom moru.

Drugi put, Jupiter i njegovi mjeseci pomogli su u rješavanju jedne od najstarijih misterija: da li svjetlost putuje trenutno ili je njena brzina konačna? Redovnim posmatranjem pomračenja Jupiterovih mjeseci i upoređujući ove podatke s rezultatima preliminarnih proračuna, danski astronom Ole Roemer je 1675. otkrio da se zapažanja i proračuni razlikuju ako su Jupiter i Zemlja na suprotnim stranama Sunca. U ovom slučaju, pomračenja satelita kasne oko 1000 s. Roemer je došao do ispravnog zaključka da je 1000 s. - to je upravo ono što svjetlosti treba da pređe Zemljinu orbitu u prečniku. Pošto je prečnik Zemljine orbite 300 miliona kilometara, brzina svetlosti je blizu 300.000 km/s.

Jupiter je džinovska planeta koja sadrži više od 2/3 našeg cjelokupnog planetarnog sistema. Jupiterova masa je 318 Zemljinih. Njegova zapremina je 1300 puta veća od zapremine Zemlje. Prosječna gustina Jupitera je 1330 kg/m^3, što je uporedivo sa gustinom vode i četiri puta manje od gustine Zemlje. Vidljiva površina planete je 120 puta veća od površine Zemlje. Jupiter je ogromna lopta vodonika, čiji je hemijski sastav gotovo identičan Sunčevom. Ali temperatura na Jupiteru je užasno niska: -140°C.

Jupiter brzo rotira (period rotacije 9 sati 55 minuta 29 sekundi). Zbog djelovanja centrifugalnih sila, planeta je bila primjetno spljoštena, a njen polarni radijus je postao 4.400 km manji od ekvatorijalnog radijusa, jednak 71.400 km. Jupiterovo magnetno polje je 12 puta jače od Zemljinog.

Pet američkih svemirskih letjelica posjetilo je Jupiter: 1973. - Pioneer 10, 1974. - Pioneer 11. U martu i julu 1979. godine posjetili su ga veći i „pametniji“ uređaji - Voyager 1 i -2. U decembru 1995. do njega je doletjela međuplanetarna stanica Galileo, koja je postala prvi umjetni satelit Jupitera i bacila sondu u njegovu atmosferu. .

Krenimo i na kratko mentalno putovanje u dubine Jupitera.

ATMOSFERA

Jupiterova atmosfera je ogroman, turbulentan dio planete sačinjen od vodonika i helijuma. Mehanizam koji pokreće opću cirkulaciju na Jupiteru je isti kao i na Zemlji: razlika u količini topline primljene od Sunca na polovima i ekvatoru dovodi do hidrodinamičkih tokova koji se odbijaju u zonalnom smjeru pomoću Coriolisove sile. Uz rotaciju brzu kao Jupiterova, strujne linije su skoro paralelne sa ekvatorom. Slika je komplicirana konvektivnim kretanjima, koja su intenzivnija na granicama između hidrodinamičkih tokova različitih brzina. Konvektivni pokreti nose prema gore tvar boje, čije prisustvo objašnjava blago crvenkastu boju Jupitera. U području tamnih pruga najjači su konvektivni pokreti, što objašnjava njihovu intenzivniju boju.

Kao iu zemljinoj atmosferi, na Jupiteru se mogu formirati cikloni. Procjene pokazuju da veliki cikloni, ako se formiraju u atmosferi Jupitera, mogu biti vrlo stabilni (životni vijek do 100 hiljada godina). Velika crvena mrlja vjerovatno je primjer takvog ciklona. Slike Jupitera dobivene pomoću opreme instalirane na američkim svemirskim letjelicama Pioneer 10 i Pioneer 11 pokazale su da Crvena mrlja nije jedina formacija ovog tipa: postoji nekoliko manjih postojanih crvenih mrlja.

Spektroskopskim zapažanjima utvrđeno je prisustvo molekularnog vodonika, helijuma, metana, amonijaka, etana, acetilena i vodene pare u atmosferi Jupitera. Očigledno se elementarni sastav atmosfere (i cijele planete u cjelini) ne razlikuje od solarnog (90% vodonika, 9% helijuma, 1% težih elemenata).

Ukupni pritisak na gornjoj granici sloja oblaka je oko 1 atm. Oblačni sloj ima složenu strukturu. Gornji sloj se sastoji od kristala amonijaka ispod, treba da budu oblaci kristala leda i kapljica vode.

Temperatura infracrvenog sjaja Jupitera, mjerena u intervalu 8 - 14 μm, iznosi 128 - 130 K u centru diska. Ako pogledamo temperaturne dijelove duž središnjeg meridijana i ekvatora, možemo vidjeti da je temperatura mjerena na rubu diska niža nego u centru. Ovo se može objasniti na sljedeći način. Na ivici diska, linija vida je koso, a efektivni nivo emitovanja (tj. nivo na kome se postiže optička debljina =1) nalazi se u atmosferi na većoj visini nego u centru disk. Ako temperatura u atmosferi pada sa povećanjem nadmorske visine, tada će sjaj i temperatura na rubu biti nešto niži. Sloj amonijaka debljine nekoliko centimetara (pri normalnom pritisku) je već praktično neproziran za infracrveno zračenje u rasponu od 8 do 14 mikrona. Iz toga slijedi da se temperatura infracrvenog sjaja Jupitera odnosi na prilično visoke slojeve njegove atmosfere. Raspodjela intenziteta u CH pojasevima pokazuje da je temperatura oblaka mnogo viša (160 - 170 K) Na temperaturama ispod 170 K, amonijak (ako njegova količina odgovara spektroskopskim opažanjima) treba da se kondenzuje; stoga se pretpostavlja da je Jupiterov oblak oblaka barem djelimično sastavljen od amonijaka. Metan se kondenzira na nižim temperaturama i ne može sudjelovati u formiranju oblaka na Jupiteru.

Svetlosna temperatura od 130K je primetno viša od ravnotežne temperature, odnosno one koja bi trebalo da ima telo koje svetli samo usled reemisije sunčevog zračenja. Proračuni koji uzimaju u obzir mjerenje reflektivnosti planete dovode do ravnotežne temperature od oko 100K. Značajno je da je vrijednost temperature svjetline od oko 130K dobijena ne samo u uskom rasponu od 8-14 mikrona, već i daleko izvan njega. Dakle, ukupno zračenje Jupitera je 2,9 puta veće od energije primljene od Sunca, a većina energije koju emituje je zbog njegovog unutrašnjeg izvora toplote. U tom smislu, Jupiter je bliži zvijezdama nego zemaljskim planetama. Međutim, izvor Jupiterove unutrašnje energije, naravno, nisu nuklearne reakcije. Očigledno se emituje rezerva energije akumulirana tokom gravitacione kompresije planete (u procesu formiranja planete iz protoplanetarne magline, gravitaciona energija, kada se gravitaciona energija prašine i gasa koji formiraju planetu mora pretvoriti u kinetičku, a zatim termičku ).

Prisustvo velikog unutrašnjeg toplotnog toka znači da temperatura raste prilično brzo sa dubinom. Prema najvjerovatnijim teorijskim modelima, dostiže 400K na dubini od 100 km ispod vrha oblaka, a na dubini od 500 km - oko 1200K. A proračuni unutrašnje strukture pokazuju da je atmosfera Jupitera veoma duboka - 10.000 km, ali treba napomenuti da je većina planete (ispod ove granice) u tečnom stanju. Vodik je u degenerisanom stanju, što je ista stvar, u metalnom stanju (elektroni su odvojeni od protona). Štaviše, u samoj atmosferi, vodonik i helijum, strogo govoreći, nalaze se u superkritičnom stanju: gustina u donjim slojevima dostiže 0,6-0,7 g/cm³, a svojstva više podsećaju na tečnost nego na gas. U samom centru planete (prema proračunima na dubini od 30.000 km) može postojati čvrsta jezgra teških elemenata, nastala kao rezultat sljepljivanja metalnih čestica i kamenih formacija.

PRSTEN JUPITERA.

Jupiter donosi mnoga iznenađenja: stvara snažne aurore, jak radio šum, a u blizini njega međuplanetarne letjelice posmatraju prašne oluje - tokove malih čvrstih čestica izbačenih kao rezultat elektromagnetnih procesa u magnetosferi Jupitera. Male čestice koje primaju električni naboj kada su ozračene solarnim vjetrom imaju vrlo zanimljivu dinamiku: kao srednji slučaj između makro i mikrotijela, one približno jednako reagiraju i na gravitacijsko i na elektromagnetno polje.

Od tako malih kamenih čestica uglavnom se sastoji Jupiterov prsten, otkriven u martu 1979. (indirektno otkriće prstena 1974., prema Pioneer-u, ostalo je neprepoznato). Njegov glavni dio ima radijus od 123-129 hiljada km. Ovaj ravan prsten je debeo oko 30 km i veoma je razrijeđen - odbija samo nekoliko hiljaditih procenta upadne svjetlosti. Slabije strukture prašine protežu se od glavnog prstena prema Jupiterovoj površini i formiraju debeli oreol iznad prstena, koji se proteže do najbližih mjeseca. Skoro je nemoguće vidjeti Jupiterov prsten sa Zemlje: on je vrlo tanak i stalno je okrenut ivicom prema promatraču zbog malog nagiba Jupiterove ose rotacije prema ravni njegove orbite.

UNUTRAŠNJI I VANJSKI SATELITI JUPITERA.

Jupiter ima 16 otkrivenih mjeseci. Dva od njih - Io i Evropa - veličine su našeg Mjeseca, a druga dva - Ganimed i Kalisto - premašili su ga u prečniku za oko jedan i po puta. Kalisto je po veličini jednak Merkuru, a Ganimed ga je pretekao. Istina, oni su dalje od svoje planete nego što je Mjesec od Zemlje. Samo je Io vidljiv na nebu Jupitera kao svijetli crvenkasti disk (ili polumjesec) veličine Mjeseca; Evropa, Ganimed i Kalisto izgledaju nekoliko puta manji od Mjeseca.

Jupiterov domen je prilično opsežan: njegovih osam vanjskih mjeseci toliko su udaljeni od njega da se golim okom ne bi mogli vidjeti sa same planete. Porijeklo satelita je misteriozno: polovina se kreće oko Jupitera u suprotnom smjeru (u poređenju sa rotacijom ostalih 12 satelita i smjerom dnevne rotacije same planete). Jupiterov najudaljeniji satelit je 200 puta udaljeniji od njega od najbližeg. Na primjer, ako sletite na jedan od najbližih satelita, narandžasti disk planete će zauzeti pola neba. A sa orbite najudaljenijeg satelita, disk giganta Jupitera izgledat će gotovo upola manji od lunarnog.

Sateliti Jupitera su najzanimljiviji svetovi, svaki sa svojim licem i istorijom, koji su nam otkriveni tek u svemirskom dobu.

I o tome

Ovo je Jupiteru najbliži Galilejev satelit, udaljen je 422 hiljade km od centra planete, odnosno malo dalje od Mjeseca od Zemlje. Zahvaljujući ogromnoj masi Jupitera, Ioov orbitalni period je mnogo kraći od lunarnog meseca i iznosi samo 42,5 sata.Za posmatrača kroz teleskop ovo je najnemirniji satelit: skoro svaki dan Io je vidljiv na novom mestu, trči sa jedne strane Jupitera na drugu.

U smislu mase i radijusa (1815 km), Io je sličan Mjesecu. Najsenzacionalnija karakteristika Ia je da je vulkanski aktivan! Na njegovoj žuto-narandžastoj površini, Voyagers je otkrio 12 aktivnih vulkana koji su eruptirali oblake do 300 km visine. Glavni plin koji se emituje je sumpor dioksid, koji se zatim smrzava na površini u obliku bijele krutine. Dominantna narandžasta boja satelita je zbog jedinjenja sumpora. Vulkanski aktivna područja Ioa se zagrijavaju na 300°C.

Fontana gasa visoka 300 km stalno se uzdiže iznad planete. Snažna podzemna huka potresa tlo, kamenje izleti iz ušća vulkana ogromnom brzinom (do 1 km/s) zajedno s gasom, a nakon slobodnog pada bez atmosfere sa velike visine, ruši se na površinu mnogih stotinama kilometara od vulkana. Iz nekih vulkanskih kaldera (tzv. udubljenja u obliku kotla nastala kao rezultat urušavanja vrha vulkana), rastopljeni crni sumpor prska i širi se u vrućim rijekama. Fotografije Voyagera prikazuju crna jezera, pa čak i čitava mora rastopljenog sumpora.

Najveće more lave u blizini vulkana Loki ima prečnik od 20 km. U njegovom središtu je napuklo narandžasto ostrvo napravljeno od čvrstog sumpora. Crno more Ioa njiše se na narandžastim obalama, a najveći deo Jupitera visi na nebu iznad njih...

Postojanje ovakvih pejzaža inspirisalo je mnoge umetnike.

Iova vulkanska aktivnost je posledica gravitacionog uticaja drugih tela u sistemu Jupitera. Prije svega, sama gigantska planeta je svojom snažnom gravitacijom stvorila dvije plimne grbe na površini satelita, koje su usporile rotaciju Ia, tako da je uvijek okrenut prema Jupiteru jednom stranom - kao Mjesec prema Zemlji. Iova orbita nije tačan krug; grbe se lagano kreću po njegovoj površini, što dovodi do zagrijavanja unutrašnjih slojeva planete. U još većoj meri, ovaj efekat je uzrokovan plimnim uticajima drugih masivnih satelita Jupitera, prvenstveno Evrope, koja je najbliža Iu. Stalno zagrijavanje unutrašnjosti dovelo je do činjenice da je Io vulkanski najaktivnije tijelo u Sunčevom sistemu.

Za razliku od kopnenih vulkana, koji imaju snažne erupcije sporadično, vulkani na Io djeluju gotovo neprekidno, iako njihova aktivnost može varirati. vulkani i gejziri izbacuju dio materije čak i u svemir. Stoga se plazma oblak joniziranih atoma kisika i sumpora i neutralni oblaci atomskog natrijuma i kalija proteže duž Ioove orbite.

Na Iou nema udarnih kratera zbog intenzivne vulkanske prerade površine. Ima stijenske mase do 9 km visine. Io-ova gustina je prilično visoka - 3000 kg/m^3. Ispod djelomično rastopljene ljuske silikata u središtu satelita nalazi se jezgro s visokim sadržajem željeza i njegovih spojeva.

Nastavak
--PAGE_BREAK-- Evropa

Evropa ima radijus nešto manji od poluprečnika Io - 1569 km. Od Galilejevih satelita, Evropa ima najsvjetliju površinu sa jasnim znakovima vodenog leda. Postoji pretpostavka da se ispod ledene kore nalazi vodeni okean, a ispod njega čvrsto silikatno jezgro. Gustina Evrope je veoma visoka - 3500 kg/m3. Ovaj satelit je 671.000 km udaljen od Jupitera.

Geološka istorija Evrope nema ništa zajedničko sa istorijom njenih susednih satelita. Evropa je jedno od najglatkijih tijela u Sunčevom sistemu: nema brda viših od sto metara. Cijela ledena površina satelita prekrivena je mrežom pruga ogromne dužine. Tamne pruge, duge hiljade kilometara, tragovi su globalnog sistema pukotina širom Evrope. Postojanje ovih pukotina objašnjava se činjenicom da je površina leda prilično pokretna i da se više puta cijepala zbog unutrašnjih naprezanja i velikih tektonskih procesa.

Zbog činjenice da je površina mlada (stara samo 100 miliona godina), udarni krateri meteorita, koji su se pojavili u velikom broju prije 4,5 milijardi godina, gotovo su nevidljivi. Naučnici su pronašli samo pet kratera prečnika 10-30 km na Evropi.

Ganimed

Ganimed je najveći satelit planeta u Sunčevom sistemu, njegov radijus je 2631 km. Gustina je niska u poređenju sa Io i Europom, samo 1930 kg/m3. Udaljenost od Jupitera je 1,07 miliona km. Cijela površina Ganimeda može se podijeliti u dvije grupe: prva, koja zauzima 60% teritorije, je čudna traka leda nastala aktivnim geološkim procesima prije 3,5 milijardi godina; drugi, koji zauzima preostalih 40%, je drevna debela ledena kora prekrivena brojnim meteoritskim kraterima, a treba napomenuti i da je ova kora djelomično razbijena i obnovljena istim procesima kao i gore navedeni.

Sa tačke gledišta svemirskog geologa, Ganimed je najatraktivnije telo među Jupiterovim mesecima. Ima mješoviti silikatno-ledeni sastav: omotač vodenog leda i kamenito jezgro. Njegova gustina je 1930 kg\m^3. U uslovima niskih temperatura i visokih unutrašnjih pritisaka, vodeni led može postojati u nekoliko modifikacija sa različitim tipovima kristalne rešetke. Ganimedova bogata geologija je u velikoj mjeri određena složenim prijelazima između ovih vrsta leda. Površina satelita je zaprašena slojem labave kameno-ledene prašine debljine od nekoliko metara do nekoliko desetina metara.

Callisto

Ovo je drugi najveći satelit u Jupiterovom sistemu, njegov radijus je 2400 km. Među Galilejevim satelitima, Kalisto je najudaljeniji: udaljenost od Jupitera je 1,88 miliona km, period rotacije je 16,7 dana. Gustoća silikatnog leda Callisto je niska - 1830 kg/m3. Površina Kalista je izuzetno zasićena meteoritskim kraterima. Callistova tamna boja je rezultat silikata i drugih nečistoća. Kalisto je telo sa najviše kratera u Sunčevom sistemu poznato. Ogroman udar meteorita izazvao je formiranje gigantske strukture okružene prstenastim valovima - Valhalla. U njegovom središtu nalazi se krater prečnika 350 km, a u radijusu od 2000 km od njega nalaze se planinski lanci u koncentričnim krugovima.

Jupiter ima nekoliko malih satelita koji se otvaraju unutar Ioove orbite. Tri od njih - Metis, Adrastea i Theba - otkrivene su pomoću međuplanetarnih stanica, a o njima se malo zna. Metis i Atrastea (njihovi prečnici su 40, odnosno 20 km) kreću se duž ivice glavnog prstena Jupitera, u jednoj orbiti sa radijusom od 128.000 km. Ovi najbrži sateliti kruže oko giganta Jupitera za 7 sati brzinom od preko 100.000 km/h.

Udaljeniji satelit Teba nalazi se u sredini između Ia i Jupitera - na udaljenosti od 222 hiljade km od planete; njegov prečnik je oko 100 km.

Najveći unutrašnji satelit, Amaltherea, ima nepravilan oblik (dimenzije 270*165*150 km) i prekriven je kraterima; sastoji se od vatrostalnih stijena tamnocrvene boje. Amaltheliju je otkrio američki astronom Edward Bernard 1892. godine i postala je peti otkriveni Jupiterov satelit. Rotira se u orbiti poluprečnika 181 hiljada km.

Jupiterovi unutrašnji sateliti i njegova četiri glavna mjeseca nalaze se blizu ekvatorijalne ravni planete u gotovo kružnim orbitama. Orbite ovih osam satelita imaju toliko male ekscentričnosti i nagibe da nijedan od njih ne odstupa više od jednog stepena od "idealne" kružne putanje. Takvi sateliti se nazivaju regularni.

Preostalih osam Jupiterovih satelita su nepravilni i razlikuju se po značajnim ekscentricitetima i nagibima orbite. U svom kretanju mogu promijeniti udaljenost od planete za 1,5-2 puta, dok odstupaju od njene ekvatorijalne ravni za mnogo miliona kilometara. Ovih osam spoljnih Jupiterovih satelita grupisano je u dve grupe, koje su dobile imena po svojim najvećim telima: grupa Himalija, koja takođe uključuje Ledu, Liziteju i Elaru; i grupa Pasifhe sa Anankeom, Karmeom i Sinopeom. Ovi sateliti su otkriveni korišćenjem zemaljskih teleskopa u periodu od 70 godina (1904–1974), a prosječni radijusi planeta grupe Himalije odgovaraju 11,1-11,7 miliona km. Sateliti grupe Himalija kruže oko Jupitera za 240-260 dana, a grupe Pacife za 630-760 dana, tj. za više od dvije godine. Vlastiti radijusi satelita su vrlo mali: u grupi Himalije, od 8 km kod Lede do 90 km kod Himalije; u grupi Pasife – od 15 do 35 km. crne su i neravne. Vanjski sateliti koji su dio grupe Pasifhe rotiraju oko Jupitera u suprotnom smjeru.

Naučnici još nisu došli do konsenzusa o porijeklu nepravilnih satelita (Vjeruje se da su pravilni unutrašnji sateliti nastali od cirkumplanetarnog diska plina i prašine kao rezultat lijepljenja mnogih malih čestica.) To je samo jasno je da je hvatanje asteroida od strane Jupitera igralo važnu ulogu u formiranju vanjskih satelita. Kompjuterski proračuni pokazuju da je grupa Pasifhe mogla nastati kao rezultat planetarnog sistematskog hvatanja malih čestica i asteroida u obrnute orbite u vanjskom području cirkum-Jovian diska.

S A T U R N

ATMOSFERA I SLOJ OBLAKA.

Svako ko je posmatrao planete kroz teleskop zna da je na površini Saturna, odnosno na gornjoj granici njegovog oblačnog pokrivača, primetno malo detalja i da je njihov kontrast sa okolnom pozadinom mali. Po tome se Saturn razlikuje od Jupitera, gdje ima mnogo kontrastnih detalja u obliku tamnih i svijetlih pruga, valova i nodula, što ukazuje na značajnu aktivnost u njegovoj atmosferi.

Postavlja se pitanje da li je atmosferska aktivnost Saturna (kao što je brzina vjetra) zapravo niža od Jupiterove, ili su detalji njegovog oblačnog pokrivača jednostavno manje vidljivi sa Zemlje zbog njegove veće udaljenosti (oko 1,5 milijardi km) i slabijeg osvjetljenja sa Zemlje. Sunce (skoro 3,5 puta slabije od Jupiterovog osvetljenja)?

Voyagers su uspjeli dobiti slike Saturnovog pokrivača oblaka, koji su jasno prikazali sliku atmosferske cirkulacije: desetine pojaseva oblaka koji se protežu duž paralela, kao i pojedinačni vrtlozi. Konkretno, otkriven je analog Jupiterove velike crvene mrlje, iako manje veličine. Utvrđeno je da su brzine vjetra na Saturnu čak i veće nego na Jupiteru: na ekvatoru 480 m/s, odnosno 1700 km/h. Broj oblačnih pojaseva je veći nego na Jupiteru i oni dosežu veće geografske širine. Tako slike oblaka pokazuju jedinstvenost Saturnove atmosfere, koja je čak aktivnija od Jupiterove.

Meteorološke pojave na Saturnu dešavaju se na nižoj temperaturi nego u zemljinoj atmosferi. Pošto je Saturn 9,5 puta udaljeniji od Sunca od Zemlje, prima 9,5 = 90 puta manje toplote.

Temperatura planete na nivou gornje granice naoblake, gde je pritisak 0,1 atm, iznosi samo 85 K, odnosno -188 C. Zanimljivo je da se ni ova temperatura ne može dobiti usled zagrevanja od Sunca. sam. Proračun pokazuje: u dubinama Saturna postoji vlastiti izvor topline, protok iz kojeg je 2,5 puta veći nego od Sunca. Zbir ova dva fluksa daje posmatranu temperaturu planete. Svemirske letjelice su detaljno proučavale hemijski sastav Saturnove atmosfere iznad oblaka. U osnovi, sastoji se od skoro 89% vodonika. Na drugom mjestu je helijum (oko 11% mase). Imajte na umu da je u atmosferi Jupitera 19%. Nedostatak helijuma na Saturnu objašnjava se gravitacijskim odvajanjem helijuma i vodika u utrobi planete: helijum, koji je teži, postepeno se taloži na velike dubine (što, inače, oslobađa dio energije koja "zagrije" Saturn). Ostali gasovi u atmosferi – metan, amonijak, etan, acetilen, fosfin – prisutni su u malim količinama. Metan je na tako niskoj temperaturi (oko -188 C) uglavnom u kapljično-tečnom stanju. Formira oblačni pokrivač Saturna. Što se tiče malog kontrasta detalja vidljivog u atmosferi Saturna, kao što je već rečeno, razlozi za ovaj fenomen još nisu sasvim jasni. Pretpostavlja se da je maglica sitnih čestica koja prigušuje kontrast suspendirana u atmosferi. Ali zapažanja Voyagera 2 to opovrgavaju: tamne pruge na površini planete ostale su oštre i jasne sve do ruba Saturnovog diska, dok bi u prisustvu izmaglice postajale zamućene prema rubovima zbog velikog broja čestica ispred. Od njih. Stoga se pitanje ne može smatrati riješenim i zahtijeva dalju istragu.

Podaci dobijeni sa Voyagera 1 pomogli su da se sa velikom preciznošću odredi ekvatorijalni radijus Saturna. Na vrhu oblaka, ekvatorijalni radijus je 60.330 km. ili 9,46 puta više od Zemljinog. Razjašnjen je i period Saturnove revolucije oko svoje ose: on napravi jednu revoluciju za 10 sati 39,4 minuta - 2,25 puta brže od Zemlje. Takva brza rotacija dovela je do činjenice da je kompresija Saturna mnogo veća od kompresije Zemlje. Ekvatorijalni radijus Saturna je 10% veći od polarnog (na Zemlji je samo 0,3%).

MAGNETSKA SVOJSTVA SATURNA.

Sve dok prva svemirska letjelica nije stigla do Saturna, nije bilo nikakvih podataka o njegovom magnetskom polju. ali iz zemaljskih radioastronomskih opservacija bilo je jasno da Jupiter ima snažno magnetno polje. O tome je svjedočila termalna radio emisija na decimetarskim valovima, čiji je izvor bio veći od vidljivog diska planete, a bio je produžen duž ekvatora Jupitera simetrično u odnosu na disk. Ova geometrija, kao i polarizacija zračenja, ukazivali su na to da je posmatrano zračenje bilo magnetsko kočivo, a njegov izvor bili su elektroni zarobljeni magnetnim poljem Jupitera i nastanjeni u njegovim radijacijskim pojasevima, sličnim pojasevima zračenja Zemlje. Letovi za Jupiter potvrdili su ove zaključke. Budući da je Saturn po svojim fizičkim svojstvima vrlo sličan Jupiteru, astronomi su sugerirali da ima i prilično primjetno magnetsko polje. Odsustvo radio-emisije magnetnog kočnog zračenja sa Saturna posmatrane sa Zemlje objašnjeno je uticajem prstenova. Ovi prijedlozi su potvrđeni. Čak i tokom približavanja Pioneera 11 Saturnu, njegovi instrumenti su registrovali u bliskoplanetarnim svemirskim formacijama tipičnim za planetu sa izraženim magnetnim poljem: pramčani udarni talas, granica magnetosfere (magnetopauza), radijacioni pojasevi (Zemlja i svemir , 1980, N2, str.22-25 - ur.). Općenito, Saturnova magnetosfera je vrlo slična Zemljinoj, ali je, naravno, mnogo veća. Vanjski polumjer Saturnove magnetosfere u podsolarnoj tački je 23 ekvatorijalna radijusa planete, a udaljenost do udarnog vala je 26 radijusa. Za poređenje, možemo se prisjetiti da je vanjski polumjer Zemljine magnetosfere u podsolarnoj tački oko 10 zemaljskih radijusa. Dakle, čak i u relativnoj veličini, Saturnova magnetosfera je više nego dvostruko veća od Zemljine. Saturnovi pojasevi zračenja su toliko prostrani da pokrivaju ne samo prstenove, već i orbite nekih unutrašnjih satelita planete. Očekivano, u unutrašnjem dijelu radijacijskih pojaseva, koji je "blokiran" prstenovima Saturna, koncentracija nabijenih čestica je znatno niža. Razlog za to je lako razumjeti ako se sjetimo da čestice u radijacijskim pojasevima vrše oscilatorna kretanja približno u meridijanskom smjeru, svaki put kada prelaze ekvator. Ali Saturn ima prstenove u ekvatorijalnoj ravni: oni apsorbuju skoro sve čestice koje pokušavaju da prođu kroz njih. Kao rezultat toga, unutrašnji dio radijacijskih pojaseva, koji bi u odsustvu prstenova bio najintenzivniji izvor radio-emisije u Saturnovom sistemu, ispada da je oslabljen. Ipak, Voyager 1, približavajući se Saturnu, i dalje je detektovao netermalnu radio emisiju iz svojih radijacionih pojaseva.

Za razliku od Jupitera, Saturn emituje u kilometarskom opsegu talasnih dužina. Primjećujemo da je intenzitet zračenja moduliran u periodu od 10 sati. 39,4 minuta, sugerisali su da je ovo period aksijalne rotacije radijacionih pojaseva, ili, drugim rečima, period rotacije Saturnovog magnetnog polja. Ali onda je ovo i period rotacije Saturna. U stvari, Saturnovo magnetno polje se generiše električnim strujama u utrobi planete, očigledno u sloju u kojem je, pod uticajem kolosalnih pritisaka, vodonik prešao u metalno stanje. Kada se ovaj sloj rotira tom ugaonom brzinom, rotira se i magnetno polje. Zbog visoke viskoznosti materije unutrašnjih čestica planete, sve one rotiraju u istom periodu. Dakle, period rotacije magnetnog polja je istovremeno i period rotacije većine mase Saturna (osim atmosfere koja se ne rotira kao čvrsto tijelo).

Nastavak
--PAGE_BREAK--PRSTENOVI

Tri prstena Zemlje su jasno vidljiva kroz teleskop: spoljašnji, srednje svetao prsten A; srednji, najsjajniji prsten B i unutrašnji, ne svijetli prozirni prsten C, koji se ponekad naziva krep. Prstenovi su nešto bjelji od žućkastog diska Saturna. Smješteni su u ravnini ekvatora planete i vrlo su tanki: ukupne širine u radijalnom smjeru od približno 60 hiljada km. debljine su manje od 3 km. spektroskopski je ustanovljeno da se prstenovi rotiraju drugačije od čvrstog tijela - brzina opada s udaljenosti od Saturna. Štaviše, svaka tačka prstenova ima istu brzinu koju bi satelit imao na ovoj udaljenosti, slobodno se krećući oko Saturna u kružnoj orbiti. Iz ovoga je jasno: prstenovi Saturna su u suštini kolosalna akumulacija malih čvrstih čestica koje nezavisno kruže oko planete. Veličine čestica su toliko male da nisu vidljive ne samo u zemaljskim teleskopima, već i iz svemirskih letjelica. Karakteristična karakteristika strukture prstenova su tamni prstenasti prostori (odjeli), gdje ima vrlo malo tvari. Najširi od njih (3.500 km) odvaja B prsten od A prstena i naziva se "Cassinijeva divizija" po astronomu koji ga je prvi vidio 1675. godine. U izuzetno dobrim atmosferskim uslovima sa Zemlje je vidljivo preko deset ovakvih podela, čija je priroda očigledno rezonantna. Dakle, Cassinijeva podjela je područje orbita u kojem je period okretanja svake čestice oko Saturna tačno upola manji od Saturnovog najbližeg velikog satelita, Mimasa. Zbog ove podudarnosti, Mimas svojom privlačnošću kao da ljulja čestice koje se kreću unutar odjeljka i na kraju ih izbacuje odatle.

Kamere na brodu Voyagersa pokazale su da, izbliza, Saturnovi prstenovi izgledaju kao gramofonska ploča: izgleda da su slojeviti u hiljade pojedinačnih uskih prstenova sa tamnim proplancima između njih. Toliko je čistina da ih više nije moguće objasniti rezonancijama sa orbitalnim periodima Saturnovih satelita. Šta objašnjava ovu finu strukturu? Vjerovatno je da je ravnomjerna distribucija čestica duž ravnine prstenova mehanički nestabilna. Kao rezultat, nastaju kružni valovi gustoće - to je uočena fina struktura.

Pored prstenova A, B i C, Voyageri su otkrili još četiri: D, E, F i G. Svi su vrlo rijetki i zbog toga su tamni. D i E prstenovi su teško vidljivi sa Zemlje pod posebno povoljnim uslovima; F i G prstenovi su otkriveni po prvi put. Redoslijed prstenova određen je iz historijskih razloga, tako da se ne poklapa sa abecednim redom. Ako prstenove rasporedimo kako se udaljavaju od Saturna, dobićemo red: D, C, B, A, F, G, E. Posebno interesovanje i veliku diskusiju izazvao je F-prsten.Nažalost, još uvijek nije bilo moguće donijeti konačan sud o ovom objektu, budući da se zapažanja dva Voyagera ne slažu jedno s drugim. Ugrađene kamere Voyagera 1 pokazale su da se F prsten sastoji od nekoliko prstenova ukupne širine od 60 km, od kojih su dva isprepletena jedan s drugim poput čipke. Neko vrijeme prevladavalo je mišljenje da su za ovu neobičnu konfiguraciju odgovorna dva mala, novootkrivena satelita koji se kreću direktno u blizini F prstena – jedan s unutrašnjeg ruba, drugi s vanjskog ruba (nešto sporije od prvog, jer je dalje od Saturna). Privlačnost ovih satelita ne dozvoljava vanjskim česticama da odu daleko od njegove sredine, odnosno sateliti kao da "pasu" čestice, zbog čega su i dobili naziv "pastiri". Oni, kako su proračuni pokazali, uzrokuju kretanje čestica duž valovite linije, što stvara uočeno preplitanje komponenti prstena. Ali Voyager 2, koji je prošao blizu Saturna devet mjeseci kasnije, nije otkrio nikakva preplitanja ili bilo koja druga izobličenja oblika u F prstenu, posebno u neposrednoj blizini "pastira". Tako se ispostavilo da je oblik prstena promjenjiv. Da bismo procenili uzroke i obrasce ove varijabilnosti, dva zapažanja, naravno, nisu dovoljna. Nemoguće je posmatrati F-prsten sa Zemlje savremenim sredstvima - njegov sjaj je prenizak. Ostaje da se nadamo da će detaljnije proučavanje slika prstena koje su dobili Voyagers baciti svjetlo na ovaj problem.

Prsten D je najbliži planeti. Očigledno se proteže sve do Saturnove oblačne kugle. E prsten je najudaljeniji. Izuzetno oskudan, ujedno je i najširi od svih - oko 90 hiljada km. Veličina zone koju zauzima je od 3,5 do 5 radijusa planete. Gustina materije u E prstenu raste prema orbiti Saturnovog mjeseca Enceladusa. Možda je Enceladus izvor materijala u ovom prstenu. Čestice Saturnovih prstenova su vjerovatno ledene, prekrivene mrazom odozgo. To je bilo poznato iz zemaljskih osmatranja, a ugrađeni instrumenti svemirskih letjelica samo su potvrdili ispravnost ovog zaključka. Veličine čestica glavnih prstenova procijenjene su na osnovu posmatranja na zemlji u rasponu od centimetara do metara (prirodno, čestice ne mogu biti iste veličine: također je moguće da je tipični promjer čestica različit u različitim prstenovima). Kada je Voyager 1 prošao blizu Saturna, radio-predajnik svemirske letjelice je radio snopom na talasnoj dužini od 3,6 cm sekvencijalno probio A prsten, Cassini odjeljak i C prsten. Radio emisija je tada primljena na Zemlji i podvrgnuta analizi. Bilo je moguće otkriti da čestice u ovim zonama raspršuju radio valove pretežno naprijed, ali na nešto drugačije načine. Zahvaljujući tome, prosječni prečnik čestica u A prstenu procijenjen je na 10 m, Cassini podjelu na 8 m i C prstenu na 2 m. Snažno rasipanje naprijed, ali ovog puta u vidljivoj svjetlosti, pronađeno je u F i E prstenovi To znači prisustvo značajne količine fine prašine (prečnik zrna prašine je oko deset hiljaditih delova milimetra). U prstenu B otkriven je novi strukturni element - radijalne formacije, nazvane "žbice" zbog njihove vanjske sličnosti sa žbicama točka. Takođe se sastoje od fine prašine i nalaze se iznad ravnine prstena. Moguće je da se "žbice" tamo drže silama elektrostatičkog odbijanja. Zanimljivo je napomenuti da su slike “žbica” pronađene na nekim skicama Saturna napravljenim u prošlom vijeku. Ali tada im niko nije pridavao značaj. Istražujući prstenove, Voyagers je otkrio neočekivani efekat - brojne kratkotrajne rafale radio-emisije koje dolaze iz prstenova. To nisu ništa drugo do signali elektrostatičkih pražnjenja - neka vrsta munje. Čini se da su izvor elektrifikacije čestica njihovi sudari. Osim toga, otkrivena je plinovita atmosfera neutralnog atomskog vodika koja obavija prstenove. Voyageri su uočili Laysan alfa liniju (1216 A) u ultraljubičastom dijelu spektra. Na osnovu njegovog intenziteta procijenjen je broj atoma vodika u kubnom centimetru atmosfere. Bilo ih je oko 600. Mora se reći da su neki naučnici, mnogo prije lansiranja svemirske letjelice na Saturn, predviđali mogućnost postojanja atmosfere u blizini Saturnovih prstenova. Voyageri su također pokušali izmjeriti masu prstenova. Poteškoća je bila u tome što je masa prstenova najmanje milion puta manja od mase Saturna. Zbog toga je putanja svemirske letjelice u blizini Saturna u velikoj mjeri određena snažnim privlačenjem same planete i samo je zanemarljivo narušena slabim privlačenjem prstenova. U međuvremenu, upravo slabu privlačnost treba identifikovati. Putanja Pioneer-a 11 je bila najprikladnija za ovu svrhu. Ali analiza mjerenja putanje aparata na osnovu njegovih radio emisija pokazala je da prstenovi (u granicama tačnosti mjerenja) nisu utjecali na kretanje aparata. Preciznost je bila 1,7 x 10 puta veća od mase Saturna. Drugim riječima, masa prstenova je sigurno manja od 1,7 milionitog dijela mase planete.

SATELITI

Ako je prije letova svemirskih letjelica na Saturn bilo poznato 10 satelita planete, sada znamo 22, nazvana uglavnom u čast heroja drevnih mitova o titanima i divovima. Novi sateliti su veoma mali, ali ipak neki od njih imaju ozbiljan uticaj na dinamiku Saturnovog sistema. Takav je, na primjer, mali satelit koji se kreće na vanjskoj ivici prstena A; sprečava da se prstenaste čestice šire izvan ove ivice. Ovo je Atlas. Titan je drugi najveći mjesec u Sunčevom sistemu. Njegov radijus je 2575 kilometara. Njegova masa je 1,346 x 10 grama (0,022 Zemljine mase), a prosječna gustina 1,881 g/cm. To je jedini satelit sa značajnom atmosferom, a njegova atmosfera je gušća od atmosfere bilo koje od zemaljskih planeta, s izuzetkom Venere. Titan je također sličan Veneri po tome što ima globalnu izmaglicu, pa čak i lagano zagrijavanje staklenika na površini. Vjerovatno postoje oblaci metana u njegovoj atmosferi, ali to nije čvrsto utvrđeno. Iako u infracrvenom spektru dominiraju metan i drugi ugljovodonici, glavna komponenta atmosfere je azot, koji se manifestuje jakim UV emisijama. Gornji sloj atmosfere je veoma blizu izotermnog stanja sve od stratosfere do egzosfere, a površinska temperatura je, unutar nekoliko stepeni, ista u celoj sferi i jednaka je 94 K. Radijusi tamno narandžaste ili smeđe čestice stratosferskog aerosola uglavnom ne prelaze 0,1 mikrona, a na većim dubinama mogu postojati veće čestice. Pretpostavlja se da su aerosoli krajnji proizvod fotohemijskih transformacija metana i da se akumuliraju na površini (ili se otapaju u tekućem metanu ili etanu). Uočeni ugljovodonici i organski molekuli mogu nastati iz prirodnih fotohemijskih procesa. Iznenađujuće svojstvo gornjeg sloja atmosfere su UV emisije, ograničene na dnevnu stranu, ali suviše svijetle da bi bile uzbuđene dolaznom sunčevom energijom. Vodonik se brzo raspršuje, nadopunjujući posmatrani torus, zajedno sa nekim azotom koji je izbačen tokom disocijacije N2 udarima elektrona. Na osnovu uočenog temperaturnog cijepanja, može se konstruirati globalni sistem vjetra. Čini se da je globalni sastav Titana određen sakupljanjem kondenzabilnih supstanci koje su se formirale u gustom plinskom disku oko proto-Saturna. Postoje tri moguća scenarija nastanka: hladna akrecija (što znači da je povećanje temperature tokom formiranja zanemarljivo), vruća akrecija u odsustvu guste gasne faze i vruća akrecija u prisustvu guste gasne faze. Na sl. pokazuje kako bi unutrašnjost Titana mogla izgledati u pražnjenju. Vjerovatno je prisustvo vruće dehidrirane silikatne jezgre kao i rastaljenog NH-HO sloja, ali detaljna lokacija slojeva leda trenutno je nepoznata sa sigurnošću. Konvekcija prevladava svuda osim vanjske ljuske. Japet. Moguće je da je najmisteriozniji od Saturnovih satelita, Japet, jedinstven u albedo opsegu svoje površine - od 0,5 (tipična vrijednost za ledena tijela) do 0,05 u centralnim dijelovima njegove vodeće hemisfere. Voyager 1 je dobio slike sa maksimalnom rezolucijom od 50 km/par linija, koje prikazuju glavnu hemisferu okrenutu prema Saturnu i granicu između vodeće (tamne) i zadnje (svetle) strane. Zabilježen je ogroman tamni ekvatorijalni prsten promjera oko 300 km sa središnjom geografskom dužinom od oko 300. Opservacije Voyagera dobivene u najvećoj rezoluciji pokazuju da je svijetla strana (a posebno područje sjevernog pola) visoko kraterirana: površinska gustina je 205 + 16 kratera (D> 30 km) po 10 km. Ekstrapolacija na prečnike od 10 km rezultira gustoćom od više od 2000 kratera (D>10 km) na 10 km. Ova gustina je uporediva sa gustinom na drugim telima sa velikim kraterima, kao što su Merkur i Kalisto, ili sa gustinama kratera na lunarnim kontinentima. Karakteristična karakteristika granice između tamnih i svijetlih područja na Japetu je postojanje brojnih kratera tamnog dna na materijalu svijetle boje i odsustvo kratera sa svijetlim dnom ili kratera sa oreolima (ili drugim bijelim mrljama) na tamnoj tvari. Gustina Japeta, jednaka 1,16+0,09 g/cm, tipična je za ledene Saturnove satelite i u skladu je sa modelima u kojima je vodeni led glavna komponenta. Bell vjeruje da je tamna materija glavna komponenta izvornog kondenzata iz kojeg je nastao Japet.

Rea je skoro iste veličine kao Japet, ali bez svoje tamne materije, Rea može predstavljati relativno jednostavan prototip ledenog meseca spoljašnjeg Sunčevog sistema. Prečnik Reje je 1530 km, a gustina 1,24+0,05 g/cm. Njegov geometrijski albedo je 0,6 i ispostavilo se da je sličan albedu polova i zadnje hemisfere Japeta.

To je omogućilo da se napravi važan korak u proučavanju prirode satelita. Poznavajući prečnik satelita, lako je izračunati njegovu zapreminu. Podijeleći masu satelita njegovom zapreminom, dobijamo prosječnu gustoću - karakteristiku koja pomaže da se utvrdi od kojih se tvari sastoji dato nebesko tijelo. Ispostavilo se da su gustine Saturnovih unutrašnjih satelita - od Mimasa do Reje, kao i Japeta - bliske gustini vode: od 1,0 do 1,4 g/cm. Postoji razlog da se veruje da se ovi sateliti uglavnom sastoje od vode. (naravno, ne tečne, jer im je temperatura oko -180 C). Tetis, koji ima gustinu od 1 g/cm, posebno je sličan komadu čistog leda. Ostali sateliti bi također trebali sadržavati veću ili manju primjesu kamenih tvari. Voyageri su se toliko približili satelitima Saturna da je bilo moguće ne samo odrediti prečnike satelita, već i prenijeti slike njihove površine na Zemlju. Prve satelitske karte su već sastavljene.

Najčešće formacije na njihovoj površini su prstenasti krateri, slični onima na Mjesecu. Porijeklo kratera je udar: meteorsko tijelo koje leti u međuplanetarnom prostoru sudara se sa satelitom, njegova kosmička brzina gotovo trenutno pada na nulu, a kinetička energija se pretvara u toplinu. Do eksplozije dolazi sa formiranjem prstenastog kratera.

Neki krateri zaslužuju posebnu pažnju. Na primjer, veliki krater na malom Mimasu. Prečnik kratera je oko 130 km, odnosno trećina prečnika satelita. Vjerovatno ne može postojati veći udarni krater na Mimasu. Sa nešto višom kinetičkom energijom kosmičkog tijela koje je udarilo, Mimas bi se razbio u komade. Brojni krateri koje sada vidimo na fotografijama Saturnovih satelita su hronika njihove istorije, koja seže u prošlost najmanje stotinama miliona godina. Oznake nebeskog kamenja ukazuju na to da je u dalekoj eri formiranja planetarnog sistema cirkumsolarni prostor (barem do orbite Saturna) bio zasićen mnogim pojedinačnim čvrstim tijelima, od kojih su se postepeno formirale planete i sateliti. Čak i nakon što je formiranje planeta i satelita uglavnom završeno, ostatak ovih čvrstih tijela nastavio je da se kreće u svemiru još dugo vremena. Ovo su u osnovi naše trenutne informacije o Saturnu. Potrebno je samo napraviti rezervu da je prije svega riječ o direktnim činjeničnim podacima. Dublji zaključci koji se mogu izvući iz njih, a koji će vjerovatno biti izvučeni, zahtijevat će dugoročan rad naučnika. Ona je i dalje ispred.

nastavak

--PAGE_BREAK-- U R A N

OPĆE INFORMACIJE

Uran je sedma planeta od Sunca i treća po veličini. Zanimljivo je da je Uran, iako većeg prečnika, manji po masi od Neptuna. Uran je ponekad jedva vidljiv golim okom u vrlo vedrim noćima; nije ga teško prepoznati dvogledom (ako tačno znate gdje da tražite). Mali astronomski teleskop će otkriti mali disk.

Udaljenost od Sunca 2870990000 km (19.218 AJ), ekvatorijalni prečnik: 51.118 km, 4 puta veći od Zemlje, masa: 8.686.10 25 kg, 14 Zemljinih masa. Period okretanja oko Sunca je 84 i četvrt godine. Prosječna temperatura na Uranu je oko 60 Kelvina.

Uran je starogrčko božanstvo Neba, najraniji visoki bog, koji je bio otac Hrona (Saturna), Kiklopa i Titana (prethodnika olimpijskih bogova).

ISTORIJA OTVARANJA

Uran, prvu otkrivenu planetu u modernoj istoriji, slučajno je otkrio W. Herschel kada je 13. marta 1781. godine gledao u nebo kroz teleskop; u početku je mislio da je kometa. Ranije je, kako se kasnije ispostavilo, planeta posmatrana nekoliko puta, ali je pogrešno zamijenjena sa običnom zvijezdom (najraniji zapis o "zvijezdi" napravljen je 1690. godine, kada ju je John Flamsteed katalogizirao kao 34. Bik - jedan od prihvaćene oznake za zvijezde u sazviježđima) .

Herschel je planetu nazvao „Georgium Sidus“ (Planeta Džordža) u čast svog zaštitnika, engleskog kralja Džordža III; drugi su je zvali Herschelova planeta. Ime „Uran“ dato je privremeno i preuzeto prema predanju iz antičke mitologije, a ustanovljeno je tek 1850. godine.

Uran je posjetila samo jedna svemirska letjelica: Voyager 2 je letio u blizini Urana. (Fotografija iznad je snimljena sa Hubble teleskopa.) Brod je prešao 81.500 kilometara od Urana 24. januara 1986. godine. Voyager 2 proizveo je hiljade slika i drugih naučnih podataka o planeti, mjesecima, prstenovima, atmosferi, svemiru i magnetskom okruženju koje okružuje Uran. Različiti instrumenti proučavali su sistem prstenova, otkrivajući fine detalje ranije poznatih i dva novootkrivena prstena. Podaci su pokazali da se planeta rotira u periodu od 17 sati i 14 minuta. Letelica je takođe otkrila magnetosferu koja je velika koliko i neobična.

OSOBINE ROTACIJE URANIJA

Za većinu planeta, os rotacije je skoro okomita na ravan ekliptike (ekliptika je vidljiva godišnja putanja Sunca na nebeskoj sferi), ali je osa Urana skoro paralelna sa ovom ravninom. Razlozi "ležeće" rotacije Urana su nepoznati. Ali u stvarnosti postoji spor: koji je od polova Urana sjeverni. Ovaj razgovor nikako nije kao rasprava o štapu sa dva kraja i dva početka. Kako se ova situacija zapravo razvila sa rotacijom Urana mnogo znači u teoriji nastanka čitavog Sunčevog sistema, jer gotovo sve hipoteze impliciraju rotaciju planeta u jednom pravcu. Ako je Uran formiran ležeći na boku, onda se to u potpunosti ne slaže s nagađanjima o poreklu našeg planetarnog sistema. Istina, sada se sve više vjeruje da je ovaj položaj Urana rezultat sudara s velikim nebeskim tijelom, vjerovatno velikim asteroidom, u ranim fazama formiranja Urana.

HEMIJSKI SASTAV, FIZIČKI USLOVI I STRUKTURA URANIJA

Uran je nastao od početnih čvrstih materija i raznih ledova (ovde led ne treba shvatiti samo kao vodeni led), sastoji se od samo 15% vodonika, a helijuma gotovo da i nema (za razliku od Jupitera i Saturna koji su uglavnom vodonik ). Metan, acetilen i drugi ugljovodonici postoje u mnogo većim količinama nego na Jupiteru i Saturnu. Vjetrovi srednjih geografskih širina na Uranu pokreću oblake u istim smjerovima kao i na Zemlji. Ovi vjetrovi duvaju brzinom od 40 do 160 metara u sekundi; na Zemlji se brze struje u atmosferi kreću brzinom od oko 50 metara u sekundi.

Debeli sloj (maglica) - fotohemijski smog - nalazi se oko pola obasjanog suncem. Suncem obasjana hemisfera takođe emituje više ultraljubičastog zračenja. Voyagerovi instrumenti su otkrili djelimično hladniji pojas između 15 i 40 stepeni geografske širine, gdje su temperature 2-3 K niže.

Uranova plava boja je rezultat apsorpcije crvene svjetlosti metanom u gornjoj atmosferi. Oblaci drugih boja vjerovatno postoje, ali su od posmatrača skriveni slojem metana koji ga prekriva. Atmosfera Urana (ali ne i Urana u cjelini!) sastoji se od otprilike 83% vodonika, 15% helijuma i 2% metana. Kao i druge plinovite planete, Uran ima pojaseve oblaka koji se kreću vrlo brzo. Ali ih je izuzetno teško razlikovati i vidljivi su samo na slikama visoke rezolucije koje je napravio Voyager 2. Nedavna zapažanja HST-a otkrila su velike oblake. Postoji pretpostavka da se ova mogućnost pojavila u vezi sa sezonskim efektima, jer kao što možete zamisliti, zima i ljeto na Uranu se jako razlikuju: cijela hemisfera se nekoliko godina zimi skriva od Sunca! Mada, Uran prima 370 puta manje toplote od Sunca od Zemlje, pa ni tamo ne bude vruće ljeti. Osim toga, Uran ne emituje više toplote nego što prima od Sunca, stoga je unutra hladno?

Osim toga, pokazalo se da Uran nema čvrsto jezgro, a materija je manje-više ravnomjerno raspoređena po cijelom volumenu planete. Ovo razlikuje Uran (i Neptun) od njegovih većih rođaka. Možda je ovo iscrpljivanje lakih gasova posledica nedovoljne mase embriona planete, a tokom svog formiranja Uran nije uspeo da zadrži više vodonika i helijuma u blizini sebe. Ili možda na ovom mestu planetarnog sistema u nastajanju uopšte nije bilo toliko lakih gasova, što, naravno, takođe zahteva objašnjenje. Kao što vidite, odgovori na pitanja vezana za Uran mogu rasvijetliti sudbinu cijelog Sunčevog sistema!

PRSTENOVI OD URANIJA

Kao i druge gasovite planete, Uran ima prstenove. Prstenasti sistem je otkriven 1977. godine tokom okultacije zvijezde od strane Urana. Uočeno je da je zvijezda smanjila svoj sjaj na kratko vrijeme 5 puta prije i poslije okultacije, što je sugeriralo prstenove. Kasnija posmatranja sa Zemlje pokazala su da zaista postoji devet prstenova. Ako prođete kroz njih udaljavajući se od planete, oni se zovu 6, 5, 4, Alfa, Beta, Eta, Gama, Delta i Epsilon. Voyagerove kamere su otkrile nekoliko dodatnih prstenova, a takođe su pokazale da je devet glavnih prstenova zatrpano finom prašinom. Poput Jupiterovih prstenova, oni su vrlo slabi, ali kao i prstenovi Saturna, prstenovi Urana sadrže mnogo prilično velikih čestica, veličine od 10 metara u prečniku do fine prašine. Prstenovi Urana bili su prvi koji su otkriveni nakon prstenova Saturna. Ovo je bilo od velike važnosti, jer je postalo moguće pretpostaviti da su prstenovi opšta karakteristika planeta, a ne samo Saturn. Ovo je još jedan istinski epohalni značaj Urana za astronomiju.

Zapažanja su pokazala da se Uranovi prstenovi značajno razlikuju od njihovih sestrinskih sistema Jupitera i Saturna. Čini se da su nepotpuni prstenovi s različitim stupnjevima prozirnosti duž dužine svakog od prstenova nastali kasnije od samog Urana, vjerovatno nakon pucanja nekoliko mjeseci plimskim silama.

Broj poznatih prstenova bi se eventualno mogao povećati, na osnovu zapažanja Voyagera 2. Instrumenti su ukazivali na prisustvo mnogih uskih prstenova (ili možda djelomičnih prstenova ili prstenastih lukova) širine oko 50 metara.

Ključ za otkrivanje strukture Uranovih prstenova može biti i otkriće da se dva mala satelita - Kordelija i Ofelija - nalaze unutar Epsilon prstena. Ovo objašnjava neravnomjernu raspodjelu čestica u prstenu: sateliti drže materiju oko sebe. Dakle, koristeći ovu teoriju, pretpostavlja se da se u ovom prstenu može naći još 16 (!) satelita.

MAGNETOSFERA

Područje oko nebeskog tijela gdje njegovo magnetsko polje ostaje jače od zbira svih drugih polja obližnjih i udaljenih tijela naziva se magnetosfera ovog nebeskog tijela.

Uran, kao i mnoge planete, ima magnetosferu. Neobičan je po tome što je njegova osa simetrije nagnuta skoro 60 stepeni u odnosu na os rotacije (za Zemlju je ovaj ugao 12 stepeni). Da je to slučaj na Zemlji, onda bi orijentacija pomoću kompasa imala zanimljivu osobinu: strelica gotovo nikada ne bi pokazivala sjever ili jug, već bi bila usmjerena na dvije suprotne tačke 30. paralele. Vjerovatno je da je magnetsko polje oko planete generirano kretanjem u relativno površinskim područjima Urana, a ne u njegovom jezgru. Izvor polja je nepoznat; hipotetički električno provodljivi ocean vode i amonijaka nije potvrđen istraživanjem. I na Zemlji i na drugim planetama izvorom magnetnog polja smatraju se struje u ispravljenim stijenama koje se nalaze u blizini jezgra.

Intenzitet polja na površini Urana generalno je uporediv sa onim na Zemlji, iako jače varira u različitim tačkama površine zbog velikog pomeranja ose simetrije polja od centra Urana.

Poput Zemlje, Jupitera i Saturna, Uran ima magnetni rep, koji se sastoji od naelektrisanih čestica zarobljenih u polju, koje se proteže milionima kilometara izvan Urana od Sunca. Voyager je "osetio" polje na najmanje 10 miliona kilometara od planete.

SATELITI URANIJA

Uran ima 17 poznatih satelita. Donedavno ih je bilo 15. Formirali su dvije jasne klase:

10 malih unutrašnjih, vrlo slabog sjaja, koje je otkrio Voyager 2, i 5 velikih vanjskih. Svih 15 ima skoro kružne orbite u ravni Uranovog ekvatora (i stoga se nalaze pod velikim uglom u odnosu na ravan ekliptike). 1997. godine, koristeći 5-metarski teleskop Palomar, grupa kanadskih naučnika otkrila je još dva sićušna i slabo svijetla satelita. Kombinacija slika sa teleskopa Hubble pokazuje kretanje Uranovih satelita s vremenom. Nije teško razlikovati prirodu ovog prividnog kretanja od pomaka zvijezda koje padaju u vidno polje.

Imena svih satelita Urana posuđena su od Šekspirovih junaka.

Satelit

Udaljenost od Urana
(hiljadu km)

Radijus (km)

Težina (kg)

Ko je otvorio

Godina
Otkrića

Cordelia

Voyager 2

Ofelija

Voyager 2

Bianca

Voyager 2

Cressidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Juliet

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalinda

Voyager 2

Belinda

Voyager 2

Voyager 2

Miranda

6.30 . 10 19

Kuiper

Ariel

1.27 . 10 21

Lassell

Umbriel

1.27 . 10 21

Lassell

Titania

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Caliban

7 200 (?)

Gladman i ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman i ko

Mjesec

7.4 . 10 22

----------

----------

Voyagerove slike sada otkrivenih pet najvećih mjeseca otkrivaju složene površine koje karakteriziraju burnu geološku prošlost ovih kosmičkih tijela. Kamere su pronašle i 10 do sada nepoznatih satelita.

Preliminarna analiza pokazuje da je pet velikih satelita skup ledenih blokova. Veliki sateliti Urana sastoje se od 50 posto vodenog leda, 20 posto jedinjenja ugljika i dušika, te 30 posto raznih silicijumskih jedinjenja - silikata. Njihove površine, gotovo monotono tamnosive, nose tragove geološke istorije.

Titaniju, na primjer, odlikuju ogromni sistemi pukotina i kanjona, koji ukazuju na neki period aktivne geološke aktivnosti u prošlosti ovog mjeseca. Ove karakteristike mogu biti rezultat tektonskih kretanja kore.

Ariel ima najsjajniju i možda geološki najmlađu površinu u satelitskom sistemu Urana. Uglavnom je lišen kratera većih od 50 kilometara u prečniku. Ovo ukazuje da mali meteori prisutni u prostoru blizu uranijuma izglađuju velike reljefne formacije kada padaju na površinu.

Umbrielova površina je drevna i tamna, jer je očigledno bila podvrgnuta nekoliko geoloških procesa. Tamni tonovi Umbrielove površine mogu biti rezultat prašine i sitnih krhotina koji su nekada bili u blizini mjesečeve orbite. Oberon, najudaljeniji od pet velikih mjeseca, također ima staru površinu s kraterima, sa slabim znakovima unutrašnje aktivnosti.

N E P T U N

OPĆE INFORMACIJE

Neptun je osma planeta od Sunca, velika planeta u Sunčevom sistemu, i pripada džinovskim planetama. Njegova orbita se na nekim mestima ukršta sa orbitom Plutona. Kometa Galileo takođe prelazi orbitu Neptuna. Astrološki znak Neptuna J.

Neptun se kreće oko Sunca po eliptičnoj, bliskoj kružnoj (ekscentricitet 0,009) orbiti; njegova prosječna udaljenost od Sunca je 30,058 puta veća od Zemlje, što je otprilike 4500 miliona km. To znači da sunčeva svjetlost stiže do Neptuna za nešto više od 4 sata. Dužina godine, odnosno vrijeme jedne potpune revolucije oko Sunca, iznosi 164,8 zemaljskih godina. Ekvatorijalni poluprečnik planete je 24.750 km, što je skoro četiri puta više od radijusa Zemlje, a sopstvena rotacija je toliko brza da jedan dan na Neptunu traje samo 17,8 sati. Iako je prosječna gustina Neptuna od 1,67 g/cm3 skoro tri puta manja od Zemljine, njegova masa je, zbog velike veličine planete, 17,2 puta veća od Zemljine. Neptun se pojavljuje na nebu kao zvijezda veličine 7,8 (nevidljiva golim okom); pri velikom povećanju izgleda kao zelenkasti disk, lišen ikakvih detalja.

Neptun je od Sunca udaljen 30 AJ, prečnik planete je 49,5 hiljada km, što je oko 4 Zemljine mase, a njegova masa oko 17 Zemljinih masa. Period okretanja oko centralne svjetiljke je 165 parcijalnih godina. Prosječna temperatura - 55 K. U rimskoj mitologiji, Neptun (grčki Posejdon) je bio bog mora.

U ovom trenutku (1997.) Neptun je najudaljenija planeta od nas, jer je zbog izdužene orbite Plutona, od 1979. do jula 1999., poslednja planeta bliža Suncu. Oni sa malim optičkim instrumentima imaju jedinstvenu priliku da vide najudaljeniji planet u Sunčevom sistemu. (“Bila je prilika...” - skorašnji postskriptum. Ja, koji imam inferiorni ZRT od 6 centimetara, nisam je propustio. A vi? Ja sam takođe vršio jedinstvena posmatranja planete Neptun u tih nekoliko dana kada je bila još uvijek najudaljeniji od Zemlje, ali već ne i najdalje od Sunca.Ovaj zanimljiv međusobni položaj Sunca, Zemlje i Neptuna trajao je od početka do 24. juna 1999. godine, ali zbog kasnog izlaska Neptuna koji se pojavio tek na najsjajnijem noćnom nebu juna, podvig je bilo moguće ostvariti tek 23.).

Od 1994. godine istraživanja planete se provode pomoću Hubble teleskopa. Ovaj par slika koje je snimio prikazuje Neptunove dvije hemisfere. U kameri su skrivene još četiri fotografije ovog teleskopa.

Velika tamna tačka Nakon što je Voyager 2 proletio planetu, najpoznatija karakteristika na Neptunu bila je Velika tamna tačka na južnoj hemisferi. Upola je manji od Jupiterove velike crvene mrlje (to jest, približno jednak prečniku Zemlji). Neptunovi vjetrovi su nosili Veliku tamnu mrlju na zapad brzinom od 300 metara u sekundi. Voyager 2 je također vidio manju tamnu mrlju na južnoj hemisferi i mali, isprekidani bijeli oblak. To bi mogao biti potok koji se kreće od nižih slojeva atmosfere do gornjih, ali njegova prava priroda ostaje misterija.

Zanimljivo je da su posmatranja na HST-u 1994. pokazala da je Velika tamna mrlja nestala. Ili se jednostavno raspršio ili je sada zaklonjen drugim dijelovima atmosfere. Nekoliko mjeseci kasnije, HST je otkrio novu tamnu mrlju na sjevernoj hemisferi Neptuna. Ovo ukazuje na to da se atmosfera Neptuna brzo mijenja, vjerovatno zbog blagih promjena u temperaturama oblaka iznad i ispod. Tri slike sa desne strane prikazuju kretanje oblaka u oblasti Spot.

Neptun ima magnetno polje čija je jačina na polovima otprilike dvostruko veća od Zemljine.

Efektivna temperatura površine cca. 38 K, ali kako se približava centru planete povećava se na (12-14) · 103 K pri pritisku od 7-8 megabara.

HEMIJSKI SASTAV, FIZIČKI USLOVI I STRUKTURA NEPTUNA

Struktura i sastav sastavnih elemenata Neptuna vjerovatno su slični Uranu: različiti "ledovi" ili očvrsnuti plinovi koji sadrže oko 15% vodonika i malu količinu helijuma. Poput Urana, i za razliku od Jupitera i Saturna, Neptun možda nema jasnu unutrašnju stratifikaciju. Ali najvjerovatnije, ima malo čvrsto jezgro (jednako po masi Zemlji). Neptunova atmosfera je uglavnom vodonik i helijum sa malo metana: Neptunova plava boja je rezultat apsorpcije crvene svetlosti u atmosferi ovim gasom, kao na Uranu.

Kao tipična plinovita planeta, Neptun je poznat po velikim olujama i vrtlozima, brzim vjetrovima koji duvaju u ograničenim pojasevima paralelno s ekvatorom. Neptun ima najbrže vjetrove u Sunčevom sistemu, koji ubrzavaju do 2200 km/h. Vjetrovi duvaju na Neptun u zapadnom smjeru, protiv rotacije planete. Imajte na umu da za divovske planete, brzina tokova i strujanja u njihovim atmosferama raste s udaljenosti od Sunca. Ovaj obrazac još nema objašnjenje. Na slikama možete vidjeti oblake u Neptunovoj atmosferi. Poput Jupitera i Saturna, Neptun ima unutrašnji izvor toplote – emituje više od dva i po puta više energije nego što prima od Sunca.

ISTORIJA OTKRIĆA

Nakon što je W. Herschel 1781. otkrio Uran i izračunao parametre njegove orbite, vrlo brzo su otkrivene misteriozne anomalije u kretanju ove planete: ona je ponekad „kasnula” za proračunatom, nekad je bila ispred. Uranova orbita nije bila u skladu sa Newtonovim zakonom. To je sugeriralo postojanje druge planete izvan Urana, koja bi svojom gravitacijskom privlačnošću mogla izobličiti putanju 7. planete.

Godine 1832, u izvještaju Britanske asocijacije za unapređenje nauke, J. Erie, koji je kasnije postao kraljevski astronom, primijetio je da je za 11 godina greška u položaju Urana dostigla skoro pola lučne minute. Ubrzo nakon što je izvještaj objavljen, Airey je dobio pismo od britanskog astronoma amatera, velečasnog dr. Hassaya, u kojem se sugerira da su ove anomalije posljedica utjecaja još neotkrivene "suburanske" planete. Očigledno je ovo bio prvi prijedlog da se traži "uznemirujuća" planeta. Eri nije odobrila Hassejevu ideju, a potraga nije ni započela.

A godinu dana ranije, talentovani mladi student J. C. Adams je u svojim bilješkama zabilježio: „Početkom ove sedmice pojavila se ideja da odmah nakon diplomiranja počnem proučavati anomalije u kretanju Urana, koje još nisu bile objašnjeno. Potrebno je utvrditi mogu li biti uzrokovane utjecajem neotkrivene planete koja se nalazi iza nje i, ako je moguće, odrediti barem približno elemente njene orbite, što može dovesti do njenog otkrića.”

Adams je mogao početi rješavati ovaj problem tek dvije godine kasnije, a do oktobra 1843. preliminarni proračuni su završeni. Adams je odlučio da ih pokaže Eriju, ali nije mogao da se sastane sa kraljevskim astronomom. Adams se mogao vratiti samo u Cambridge, ostavljajući rezultate svojih proračuna za Erie. Iz nepoznatih razloga, Erie je negativno reagirao na Adamsov rad, čija je cijena bila gubitak prioriteta Engleske u otkrivanju nove planete.

Nezavisno od Adamsa, W. J. Le Verrier je radio na problemu posturanijumske planete u Francuskoj. 10. novembar

Godine 1845. predstavio je rezultate svoje teorijske analize kretanja Urana Francuskoj akademiji nauka, napominjući u zaključku o neskladu između podataka posmatranja i proračuna: „Ovo se može objasniti uticajem spoljašnjeg faktora, koji sam ja ocijenit će se u drugom traktu.” Takve procene su napravljene u prvoj polovini 1846. Uspehu slučaja pomogao je predlog da se tražena planeta kreće, u skladu sa empirijskim pravilom Ticija Bodea, po orbiti čiji je poluprečnik jednak uređenom poluprečniku. orbite Urana i da orbita ima vrlo mali nagib prema ravni ekliptike. Le Verrier je dao instrukcije gdje tražiti novu planetu.

Nakon što je dobio Le Verrierov drugi traktat, skrenuo je pažnju na vrlo blisku podudarnost rezultata Adamsovih i Le Verrierovih studija u vezi s kretanjem navodne planete koja remeti kretanje Urana, i čak je to naglasio na posebnom sastanku odbora Greenwicha. inspektora. Ali, kao i ranije, nije se žurio s potragom i počeo se zamarati oko njih tek u julu 1846. godine, shvativši kakvo bi ogorčenje kasnije mogla izazvati njegova pasivnost.

U međuvremenu, Le Verrier je završio još jednu studiju 31. avgusta 1846. u kojoj je dobijen konačni sistem orbitalnih elemenata željene planete i naznačeno njeno mesto na nebu. Ali u Francuskoj, kao i u Engleskoj, astronomi nisu prestajali sa potragom, te se 18. septembra Le Verrier obratio I. Galleu, asistentu na Berlinskoj opservatoriji, a 23. septembra je zajedno sa studentom Darréom započeo potragu. Njihovi proračuni su zasnovani na rezultatima posmatranja Jupitera, Saturna i samog Urana. Već prve večeri planeta je otkrivena; nalazila se samo 52 od očekivane lokacije. Vijest o otkriću planete "na vrhu pera", što je bio jedan od najsjajnijih trijumfa nebeske mehanike, ubrzo se proširila cijelim naučnim svijetom. Prema ustaljenoj tradiciji, planeta je nazvana Neptun u čast drevnog boga.

Oko godinu dana trajala je borba između Francuske i Engleske za prioritet otkrića, s čime, kao što se često dešava, sami junaci nisu imali direktne veze. Posebno je uspostavljeno potpuno razumijevanje između Adamsa i Le Verriera, te su ostali prijatelji do kraja života.

SATELITI NETUNA

Neptun ima 8 poznatih mjeseci: 4 mala, 3 srednja i 1 veliki.

Triton

Najveći od satelita, satelit Neptuna, otkrio je W. Lassell (ostrvo Malta, 1846). Udaljenost od Neptuna je 394.700 km, siderički period okretanja je 5 dana. 21 h 3 min., prečnik cca. 3200 km. A radijus je 1600 km, što je nešto (138 km) manje od poluprečnika Mjeseca, iako je njegova masa za red veličine manja. Možda ima atmosferu.

Veličina najvećeg satelita planete, Tritona, približna je veličini Mjeseca, a njegova masa je 3,5 puta manja od njega. Ovo je gotovo jedini satelit Sunčevog sistema koji se okreće oko svoje planete u suprotnom smjeru od rotacije same planete oko svoje ose. Mnogi sumnjaju da je Triton nezavisna planeta koju je jednom zarobio Neptun.

Triton ima visoku refleksivnost - 60-90% (Mjesec -12%), budući da se većina sastoji od vodenog leda.

Otkriveno je da Triton ima beznačajnu plinsku školjku, čiji je pritisak na površini 70.000 puta manji od Zemljinog atmosferskog pritiska. Poreklo ove atmosfere, koja je odavno trebalo da se rasprši, objašnjeno je čestim erupcijama koje su je popunjavale gasovima. Kada su dobijene slike Tritona, na njegovoj ledenoj površini zapravo su uočene erupcije dušika nalik na gejzire i tamne čestice prašine različitih veličina. Sve se to raspršuje u okolni prostor. Postoji pretpostavka da je, nakon hvatanja Neptuna, satelit zagrijao plimne sile, pa je čak bio i tečan prvih milijardu godina nakon hvatanja. Možda je u svojim dubinama još uvijek zadržao ovo stanje agregacije. Tritonova površina podseća na Jupiterove mesece: Evropa, Ganimed, Io i Arijel od Urana. Po svojoj sličnosti sa polarnim kapama (na slici desno, malo iznad), sličan je Marsu.

Nastavak
--PAGE_BREAK-- Nereid

Nereida je drugi najveći Neptunov mjesec. Prosječna udaljenost od Neptuna je 6,2 miliona km, prečnik mu je oko 200 km, a poluprečnik 100 km.

Nereida je najudaljeniji poznati mjesec od Neptuna. Za 360 dana napravi jednu revoluciju oko planete, tj. skoro zemaljska godina. Nereidina orbita je jako izdužena, njen ekscentricitet je čak 0,75. Najveća udaljenost od satelita do planete premašuje najmanju za sedam puta. Nereid je 1949. godine otkrio Kuiper (SAD). Samo je Triton imao sreću da bude otkriven i sa Zemlje u sistemu Neptuna.

Proteus

Ovaj mjesec je treći po veličini u Neptunovoj porodici mjeseci. Takođe je treći najudaljeniji od planete: samo se Triton i Nereida kreću dalje od nje. To ne znači da se ovaj mjesec ističe kao nešto posebno, ali ipak su ga naučnici odabrali da naprave njegov 3D kompjuterski model, zasnovan na slikama sa Voyagera 2 (desno).

Možda nije vrijedno detaljnije opisivati ​​preostale satelite, budući da tabelarni podaci o njima (pa čak i tada nepotpuni) prilično iscrpno govore o njima kao o malim planetima, kojih je među satelitima planeta svijeta vrlo mnogo. Sunčev sistem. Na osnovu malo podataka koji postoje, teško je govoriti o njihovoj individualnosti. Mada, budućnost će sigurno omogućiti da neki od njih zainteresuju astronome.

Neptun je osma planeta od Sunca i četvrta po veličini među planetama. Uprkos ovom 4. mjestu, Uran je inferiorniji od Neptuna u masi. Neptun se može vidjeti dvogledom (ako tačno znate gdje da tražite), ali čak i velikim teleskopom teško možete vidjeti nešto osim malog diska. Neptun je planeta koja je prilično teška za posmatranje. Njegov sjaj u opoziciji jedva premašuje 8. magnitudu. Triton je najveći i najsjajniji satelit - ne mnogo svjetliji od 14. magnitude. Da biste otkrili disk planete, morate koristiti velika povećanja. Neptunov prsten je veoma, veoma teško otkriti sa Zemlje, a vizuelno gotovo nemoguće.

Samo jedna svemirska letjelica, Voyager 2, uspjela je da stigne do planete udaljene poput Neptuna. Ostali projekti su i dalje... samo projekti.Neptun je posjetila samo jedna svemirska letjelica: Voyager 2 25. avgusta 1989. godine. Gotovo sve što znamo o Neptunu dolazi iz ovog susreta.

PRSTENOVI NEPTUNA

Neptun takođe ima prstenove. Otkrivene su tokom pomračenja jedne od zvijezda od strane Neptuna 1981. godine. Posmatranja sa Zemlje pokazala su samo slabe lukove umjesto punih prstenova, ali fotografije Voyagera 2 u augustu 1989. pokazale su ih u punoj veličini. Jedan od prstenova ima čudnu zakrivljenu strukturu. Poput Urana i Jupitera, Neptunovi prstenovi su veoma tamni i njihova struktura je nepoznata. Ali to nas nije spriječilo da im damo imena: najudaljeniji - Adams (sadrži tri istaknuta luka, koji su iz nekog razloga nazvani Sloboda, Jednakost i Bratstvo), zatim - neimenovani prsten koji se poklapa s orbitom Neptunovog satelita Galatee, nakon čega slijedi Leverrier (čiji su vanjski nastavci nazvani Lascelles i Arago), i na kraju slab, ali širok Haleov prsten. Kao što vidite, imena prstenova su ovekovečila one koji su učestvovali u otkriću Neptuna.

MAGNETOSFERA

Neptunovo magnetno polje, kao i ono Urana, je neobično orijentisano i verovatno je stvoreno kretanjem provodne materije (verovatno vode) koja se nalazi u srednjim slojevima planete, iznad jezgra. Magnetna osa je nagnuta za 47 stepeni u odnosu na os rotacije, što bi se na Zemlji moglo odraziti na zanimljivo ponašanje magnetne igle, jer bi po njenom mišljenju „Severni pol“ mogao da se nalazi južno od Moskve... Osa simetrije Neptunovog magnetnog polja ne prolazi kroz centar planete, i udaljena je više od pola poluprečnika od njega, što je vrlo slično okolnostima postojanja magnetnog polja oko Urana. Shodno tome, napon polja nije konstantan na površini na različitim mjestima i varira od trećine zemaljske do tri puta. U bilo kojoj tački na površini, polje je također promjenjivo, kao i položaj i intenzitet izvora u utrobi planete. Igrom slučaja, prilikom približavanja Neptunu, Voyager se pomerio gotovo tačno u pravcu južnog magnetnog pola planete, što je omogućilo naučnicima da sprovedu niz jedinstvenih studija, od kojih mnogi rezultati još uvek nisu bez misterije i nerazumljivosti. Nagađanja su napravljena o strukturi Neptuna. Otkrivene su pojave u atmosferi slične zemaljskim aurorama. Proučavajući magnetne fenomene, Voyager je uspio precizno utvrditi period rotacije Neptuna oko svoje ose - 16 sati i 7 minuta.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

Spisak korišćene literature:

Saturnov sistem. – M.: Mir, 1993.

F.L. Will. Porodica sunca - Sankt Peterburg: Beletristika, 1995.

Enciklopedija za djecu. T. 8. Astronomija. Glava. ed. M.D. Aksenova - M.: Avanta+, 1997.

M.Ya. Marov. Planete Sunčevog sistema. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronshten. Planete i njihova posmatranja. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Planete i mjeseci. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Udžbenik astronomije za 11. razred. – M.: Obrazovanje, 1994.

Prstenovi planete su sistem ravnih koncentričnih formacija od prašine i leda, koje rotiraju oko planete u ekvatorijalnoj ravni. Prstenovi su pronađeni na svim plinovitim divovima Sunčevog sistema: Saturnu, Jupiteru, Uranu, Neptunu.

Skinuti:

Pregled:

Da biste koristili preglede prezentacija, kreirajte Google račun i prijavite se na njega: https://accounts.google.com

Naslovi slajdova:

Prezentacija o astronomiji Sateliti i prstenovi džinovskih planeta

Prstenovi džinovskih planeta Prstenovi planete su sistem ravnih koncentričnih formacija prašine i leda, koje rotiraju oko planete u ekvatorijalnoj ravni. Prstenovi su pronađeni na svim plinovitim divovima Sunčevog sistema: Saturnu, Jupiteru, Uranu, Neptunu.

Sistem prstenova Saturna otkriven je u 17. veku. Prvi koji je to zapazio najvjerovatnije je bio Galileo Galilei 1610. godine, ali zbog lošeg kvaliteta optike nije vidio prstenove, već samo "dodatke" sa obje strane Saturna. Godine 1655. Kristijan Hajgens, koristeći napredniji teleskop od Galileovog, prvi je ugledao Saturnov prsten i napisao: „Prsten je okružen tankim, ravnim, nigde ne dodirujućim, nagnutim prema ekliptici. Više od 300 godina, Saturn se smatrao jedinom planetom okruženom prstenovima. Tek 1977. godine, prilikom posmatranja okultacije Urana na zvijezdi, otkriveni su prstenovi širom planete. Jupiterove slabe i tanke prstenove otkrila je 1979. svemirska letjelica Voyager 1. Deset godina kasnije, 1989. godine, Voyager 2 je otkrio Neptunove prstenove.

Mjeseci Jupitera Mjeseci Jupitera su prirodni sateliti planete Jupiter. Od 2018. poznato je 79 Jupiterovih satelita; ovo je najveći broj otkrivenih satelita među svim planetama u Sunčevom sistemu. Četiri najveća su Io, Evropa, Ganimed i Kalisto.

Mjeseci Saturna Saturn ima 62 poznata prirodna satelita s potvrđenom orbitom, od kojih 53 imaju vlastita imena. Većina satelita je malih dimenzija i napravljena od kamena i leda. Najveći satelit Saturna (i drugi u cijelom Sunčevom sistemu nakon Ganimeda) je Titan, čiji je prečnik 5152 km. Ovo je jedini satelit sa veoma gustom atmosferom (1,5 puta gušću od Zemljine). Sastoji se od azota (98%) sa primesom metana. Naučnici sugerišu da su uslovi na ovom satelitu slični onima koji su postojali na našoj planeti pre 4 milijarde godina, kada je život na Zemlji tek počeo.

Mjeseci Urana Uran ima 27 otkrivenih mjeseci; najveći su Titania, Oberon, Umbriel, Ariel i Miranda. Miranda se smatra najskrivenijom i najsitnijom družicom. Ariel je obdarena najsjajnijom i mladolikom površinom. Umbriel je najstariji i najtamniji od pet unutrašnjih mjeseci. Obdarena je velikim brojem starih velikih kratera i misterioznim svijetlim prstenovima na jednoj od hemisfera. Oberon je najudaljeniji, drevni i krater. Postoje naznake unutrašnje aktivnosti. Tajanstveni tamni materijal vidljiv je na dnu kratera. Kordelija i Ofelija su pastirice koje drže uski spoljašnji "Epsilon" prsten.

Meseci uranijuma

Sateliti Neptuna Trenutno je poznato 14 satelita. Najveći Neptunov satelit je Triton. Njegova veličina je približna veličini Mjeseca, a masa je 3,5 puta manja. Ovo je jedini veliki satelit Sunčevog sistema koji se okreće oko svoje planete u suprotnom smjeru od rotacije same planete oko svoje ose.

Izvori https:// ru.wikipedia.org/ https:// college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/

Hvala vam na pažnji

Planete su divovi
Astronomija – 11. razred

Planete su divovi
Jupiter
Saturn
Uran
Neptun

Jupiter
Jupiter je peta planeta od Sunca i najveća planeta u Sunčevom sistemu. Jupiter je više nego dvostruko masivniji od svih ostalih planeta zajedno. Jupiter se sastoji od otprilike 90% vodonika i 10% helijuma sa tragovima metana, vode i amonijaka. Jupiter može imati jezgro od čvrstog materijala koje je otprilike 10 do 15 puta veće od mase Zemlje. Iznad jezgra nalazi se najveći dio planete u obliku tekućeg metalnog vodonika. Sloj koji je najudaljeniji od jezgra sastoji se prvenstveno od običnog molekularnog vodonika i helijuma.
Veliku crvenu mrlju primijetili su posmatrači na Zemlji prije više od 300 godina. Ima 12.000 sa 25.000 km.
Jupiter emituje više energije u svemir nego što prima od Sunca. Unutar Jupitera je vruće jezgro čija je temperatura približno 20.000 K. Jupiter ima ogromno magnetno polje, mnogo jače od Zemljinog. Jupiter ima prstenove poput Saturna, ali mnogo blijeđe. Jupiter ima 16 poznatih satelita: 4 velika i 12 malih.

Odlična crvena tačka
Velika crvena mrlja je ovalna formacija
različitih veličina, nalazi se na jugu
tropska zona. Trenutno ima
dimenzija 15x30 hiljada km, a prije sto godina posmatrači
zabilježeno 2 puta veće veličine. Ponekad je
možda neće biti vrlo jasno vidljive. Velika crvena mrlja je dugovječni slobodni vrtlog (anticiklon) u atmosferi Jupitera, koji pravi punu revoluciju za 6 zemaljskih dana i, kao i svijetle zone, karakteriziraju je uzlazne struje u atmosferi. Oblaci u njemu se nalaze više, a njihova temperatura je niža nego u susjednim područjima pojaseva.

Mjeseci Jupitera
Ime
Radijus, km
Ime
Radijus, km
Metis
20
Callisto
1883
Adrastea
10
Leda
8
Amalthea
181
Himalija
93
Teba
222
Lysistea
18
I o tome
422
Ilara
38
Evropa
617
Ananke
15
Ganimed
2631
Karma
20
Pasiphae
25
Sinope
18

I O
Io je treći najveći i najbliži Jupiterov satelit. Io su otkrili Galileo i Marius 1610.
Io i Evropa su po sastavu slične zemaljskim planetama, prvenstveno zbog prisustva silikatnih stijena.
Na Iou je pronađeno vrlo malo kratera, što znači da je njegova površina vrlo mlada. Umjesto kratera otkrivene su stotine vulkana. Neki od njih su aktivni!
Pejzaži Ioa su iznenađujuće raznoliki: jame duboke i do nekoliko kilometara, jezera rastopljenog sumpora, planine koje nisu vulkani, potoci neke vrste viskozne tekućine koji se protežu stotinama kilometara i vulkanski otvori.
Io je, kao i mjesec, uvijek okrenut istom stranom prema Jupiteru.
Io ima vrlo tanku atmosferu, koja se sastoji od sumpor-dioksida i možda nekih drugih plinova.

Evropa
Evropa je četvrti po veličini Jupiterov mjesec.
Evropu su otkrili Galileo i Marius 1610. Evropa i Io su po sastavu slične zemaljskim planetama: takođe su prvenstveno sastavljene od silikatnih stijena.
Za razliku od Ia, Evropa je odozgo prekrivena tankim slojem leda. Najnoviji podaci iz Galilea pokazuju da se unutrašnjost Evrope sastoji od slojeva sa malim metalnim jezgrom u sredini.
Slike površine Evrope veoma liče na slike morskog leda na Zemlji. Moguće je da ispod površine evropskog leda postoji nivo tekuće vode do 50 km.
Nedavna zapažanja pokazuju da Evropa ima vrlo malo atmosfere kiseonika. Galileo je otkrio prisustvo slabog magnetnog polja (vjerovatno 4 puta slabijeg od Ganimedovog).

Ganimed
Ganimed je sedmi i najveći Jupiterov mjesec.
Ganimeda su otkrili Galileo i Marius 1610. Ganimed je najveći mjesec u Sunčevom sistemu.
Ganimed je podeljen na tri strukturna nivoa: malo jezgro od rastopljenog gvožđa ili gvožđa i sumpora, okruženo stenovitim silikatnim omotačem sa ledenom ljuskom na površini.
Površina Ganimeda sastoji se uglavnom od dva tipa terena: vrlo starih, jako krateriranih, tamnih područja i nešto mlađih, svjetlijih područja sa obimnim nizovima jarkova i planinskih grebena.
Ganimedova tanka atmosfera sadrži kiseonik poput Evrope. Ovaj satelit ima svoje magnetosfersko polje, koje se proteže u unutrašnjost ogromnog Jupitera.

Callisto
Kalisto je osmi poznati Jupiterov mjesec i drugi po veličini
Kalista su otkrili Galileo i Marius 1610.
Callisto se prvenstveno sastoji od približno 40% leda i 60% kamena/gvožđa, slično Titanu i Tritonu.
Površina Kalista je potpuno prekrivena kraterima. Njegova starost se procjenjuje na 4 milijarde godina.
Callisto ima vrlo malo atmosfere koja se sastoji od ugljičnog dioksida.

Saturn
Saturn je šesta od Sunca i druga najveća planeta u Sunčevom sistemu.
Saturn je jasno spljošten; njegovi ekvatorijalni i polarni promjeri se razlikuju za skoro 10%, što je rezultat njegove brze rotacije i tečnog stanja. Saturn ima najmanju gustoću od svih planeta, njegova specifična težina je samo 0,7 - manja od vode.
Poput Jupitera, Saturn se sastoji od otprilike 75% vodonika i 25% helijuma, sa tragovima vode, metana, amonijaka i kamena.
Saturnovi prstenovi su neobično tanki: iako imaju 250.000 km ili više u prečniku, oni su debeli 1,5 km. Sastoje se uglavnom od čestica leda i stijena prekrivenih ledenom korom.
Kao i druge planete Jupiterove grupe, Saturn ima značajno magnetno polje.
Saturn ima 18 mjeseci.

Prstenovi Saturna.

Prstenovi Saturna.
Postoje tri glavna prstena, nazvana A, B i C. Sa Zemlje su vidljivi bez većih poteškoća. Postoje i nazivi za slabije prstenove - D, E, F.
Nakon detaljnijeg pregleda, postoji mnogo prstenova.
Između prstenova postoje praznine u kojima nema čestica. Jedna od praznina koja se može vidjeti prosječnim teleskopom sa Zemlje (između prstenova A i B) naziva se Cassini jaz.

Saturnovi meseci
Ime
Radijus ili dimenzije. km
Ime
Radijus ili dimenzije. km
Pan
?
Enceladus
250
Atlas
20x15
Tethys
525
Prometej
70x40
Telesto
12(?)
Pandora
55x35
Calypso
5x10
Epimetije
70x50
Diona
560
Janus
110x80
Elena
18x15
Mimas
195
Rhea
765
Titanijum
2575
Hyperion
720
Japet
175x100
Phoebe
110

Mimas
Mimas je otkrio Herschel 1789.
Mimas je neobičan po tome što je na njemu otkriven jedan ogroman krater koji je veličine trećine satelita. Prekriven je pukotinama, što je vjerovatno uzrokovano plimskim uticajem Saturna: Mimas je najbliži veliki mjesec planeti.
Na fotografiji možete vidjeti isti veliki meteoritski krater, nazvan Herschel. Njegova veličina je 130 kilometara. Herschel je 10 kilometara duboko u površini, sa centralnim brdom visokim skoro kao Everest.

Enceladus
Encelad je otkrio Herschel 1789.
Encelad ima najaktivniju površinu od svih mjeseci u sistemu. Na njemu se vide tragovi tokova koji su uništili prethodnu topografiju, pa se pretpostavlja da bi crijeva ovog satelita još uvijek mogla biti aktivna.
Osim toga, iako se krateri mogu vidjeti posvuda, nedostatak istih u nekim područjima implicira da su ova područja stara samo nekoliko stotina miliona godina. To bi značilo da su dijelovi površine na Enceladusu i dalje podložni promjenama.
Vjeruje se da njegova aktivnost leži u utjecaju plimnih sila Saturna, zagrijavajući Enceladus

Tethys
Tetis je 1684. godine otkrio J. Cassini.
Tetis je poznat po svojoj ogromnoj pukotini, dugoj 2000 km - tri četvrtine dužine satelitskog ekvatora!
Fotografije Tetide koje je vratio Voyager 2 pokazale su veliki, glatki krater oko trećine prečnika samog meseca, nazvan Odisej. Veći je od Herschela na Mimasu. Nažalost, na prikazanoj slici ovi detalji se slabo razlikuju.
Postoji nekoliko hipoteza o poreklu pukotine, uključujući jednu koja ukazuje na period u istoriji Tetide kada je bila tečna. Kada se zamrzne, može se stvoriti pukotina.
Temperatura površine Tetide je 86 K.

Diona
Dione je 1684. godine otkrio J. Cassini.
Na površini Dione vidljivi su tragovi oslobađanja laganog materijala u obliku mraza, brojni krateri i krivudava dolina.

Rhea
Rhea je otkrio J. Cassini 1672. godine.
Rhea - ima staru, potpuno posutu kraterima, površinu

Titanijum
Titan je otkrio Hajgens 1655.
Titan je otprilike pola smrznuta voda, a pola kamenit materijal. Moguće je da je njegova struktura diferencirana u zasebne nivoe, sa kamenim središnjim područjem okruženim zasebnim nivoima koji se sastoje od različitih kristalnih oblika leda. Možda je unutra još vruće.
Titan je jedini od svih mjeseci u Sunčevom sistemu koji ima značajnu atmosferu. Pritisak na njegovoj površini je više od 1,5 bara (50% veći nego na Zemlji). Atmosfera se sastoji prvenstveno od molekularnog azota (kao na Zemlji) sa argonom koji ne čini više od 6% i nekoliko procenata metana. Pronađeni su i tragovi najmanje desetak drugih organskih supstanci (etan, cijanovodonik, ugljični dioksid) i vode.

Hyperion
Hiperion je 1848. otkrio Lascelles.
Nepravilan oblik satelita uzrokuje neobičan fenomen: svaki put kada se div Titan i Hiperion približe jedan drugome, Titan mijenja orijentaciju Hiperiona kroz gravitacijske sile.
Nepravilan oblik Hiperiona i tragovi davnog bombardovanja meteoritima omogućavaju da se Hiperion nazove najstarijim u Saturnovom sistemu.

Japet
Japeta je 1671. otkrio J. Cassini.
Japetova orbita se nalazi na skoro 4 miliona kilometara od Saturna.
Jedna strana Japeta ima dosta kratera, dok je druga strana gotovo glatka.
Japet je poznat po svojoj heterogenoj površinskoj svjetlini. Satelit je, kao i Mjesec i Zemlja, uvijek okrenut jednom stranom prema Saturnu, tako da se u svojoj orbiti kreće samo jednom stranom naprijed, što je 10 puta tamnije od suprotne strane. Postoji verzija da u svom kretanju satelit "mete" prašinu i male čestice koje također kruže oko Saturna. S druge strane, možda ovu tamnu materiju stvaraju crijeva satelita.

Phoebe
Phoebe rotira oko planete u smjeru suprotnom od smjera rotacije svih ostalih satelita i Saturna oko svoje ose. Otprilike je sfernog oblika i odbija oko 6 posto sunčeve svjetlosti.
Osim Hiperiona, ovo je jedini satelit koji nije uvijek okrenut prema Saturnu jednom stranom.
Sve ove karakteristike vrlo razumno nam omogućavaju da kažemo da je Fibi asteroid zarobljen u gravitacionim mrežama.

Uran
Uran je prva planeta koju je u moderno doba otkrio William Herschel tokom svog sistematskog pregleda neba teleskopom 13. marta 1781. godine.
Osa rotacije većine planeta je skoro okomita na ravan ekliptike, a osa Urana je skoro paralelna sa ekliptikom.
Uranijum se prvenstveno sastoji od kamena i raznih leda. Očigledno, Uran nema kameno jezgro poput Jupitera i Saturna.
Atmosfera Urana se sastoji od 83% vodonika, 15% helijuma i 2% metana. Kao i druge gasovite planete, Uran ima prstenove. Poput Jupitera, veoma su tamni i, kao i Saturn, osim fine prašine, sadrže prilično velike čestice do 10 metara u prečniku. Poznato je 11 prstenova.
Uran ima 15 poznatih i imenovanih mjeseci i 5 nedavno otkrivenih.

Sateliti
Ime
Radijus. km
Ime
Radijus. km
Ofelija
16
Rosalinda
27
Bianca
22
Belinda
34
Cressidia
33
Pack
77
Desdemona
29
Miranda
236
Juliet
42
Ariel
191
Portia
55
Umbriel
585
Titania
789
Oberon
761
Caliban
60(?)
Sycorax
120(?)

Miranda
Otkrio ga je Kuiper 1948
. Mirandina površina je mješovita vreća: kraterski teren ispresijecan područjima sa neobičnim žljebovima, dolinama prošaranim liticama visokim od 5 kilometara.
Mirandina mala veličina i niska temperatura (-187 Celzijusa) i, u isto vrijeme, intenzitet i raznolikost tektonske aktivnosti na ovom satelitu iznenadili su naučnike. Vjerovatno su plimne sile sa Urana, koje su neprestano težile deformaciji satelita, poslužile kao dodatni izvor energije za takvu aktivnost.

Ariel
Otkrio ga je Lascelles 1851.
Arielova površina je mješavina kraterskog terena i međusobno povezanih sistema dolina dugih stotinama kilometara i dubine više od 10 kilometara.
Ariel ima najsjajniju i možda geološki najmlađu površinu u satelitskom sistemu Urana.

Umbriel
Otkrio ga je Lascelles 1851
Umbrielova površina je drevna i tamna, jer je očigledno bila podvrgnuta nekoliko geoloških procesa.
Tamni tonovi Umbrielove površine mogu biti rezultat prašine i sitnih krhotina koji su nekada bili u blizini mjesečeve orbite.