विशाल ग्रह, उनके उपग्रह और छल्लों की प्रस्तुति। खगोल विज्ञान पर प्रस्तुति "विशाल ग्रह"

विशाल ग्रह सौर मंडल के चार ग्रह हैं: बृहस्पति, शनि, यूरेनस, नेपच्यून; लघु ग्रहों के वलय के बाहर स्थित है। विशाल ग्रह सौर मंडल के चार ग्रह हैं: बृहस्पति, शनि, यूरेनस, नेपच्यून; लघु ग्रहों के वलय के बाहर स्थित है। कई समान भौतिक विशेषताओं वाले इन ग्रहों को बाहरी ग्रह भी कहा जाता है। कई समान भौतिक विशेषताओं वाले इन ग्रहों को बाहरी ग्रह भी कहा जाता है। स्थलीय समूह के ठोस अवस्था वाले ग्रहों के विपरीत, वे सभी गैस ग्रह हैं, इनका आकार और द्रव्यमान काफी बड़ा है (जिसके परिणामस्वरूप उनकी गहराई में दबाव बहुत अधिक है), कम औसत घनत्व (औसत सौर के करीब, 1.4 ग्राम/सेमी³), शक्तिशाली वायुमंडल, तीव्र घूर्णन, साथ ही वलय (जबकि स्थलीय ग्रहों में ये नहीं होते) और बड़ी संख्या में उपग्रह। इनमें से लगभग सभी विशेषताएँ बृहस्पति से नेपच्यून तक घटती जाती हैं। स्थलीय समूह के ठोस अवस्था वाले ग्रहों के विपरीत, वे सभी गैस ग्रह हैं, इनका आकार और द्रव्यमान काफी बड़ा है (जिसके परिणामस्वरूप उनकी गहराई में दबाव बहुत अधिक है), कम औसत घनत्व (औसत सौर के करीब, 1.4 ग्राम/सेमी³), शक्तिशाली वायुमंडल, तीव्र घूर्णन, साथ ही वलय (जबकि स्थलीय ग्रहों में ये नहीं होते) और बड़ी संख्या में उपग्रह। इनमें से लगभग सभी विशेषताएँ बृहस्पति से नेपच्यून तक घटती जाती हैं। 2011 में, वैज्ञानिकों ने एक मॉडल प्रस्तावित किया जिसके आधार पर, सौर मंडल के गठन के बाद, यूरेनस के आकार का एक काल्पनिक पांचवां विशाल ग्रह लगभग अगले 600 मिलियन वर्षों तक अस्तित्व में रहा। इसके बाद, प्रमुख ग्रहों के अपनी वर्तमान स्थिति में प्रवास के दौरान, उस ग्रह को सौर मंडल से बाहर निकालना होगा ताकि ग्रह मौजूदा यूरेनस या नेपच्यून को बाहर निकाले बिना या पृथ्वी को शुक्र या मंगल से टकराए बिना अपनी वर्तमान कक्षाओं पर कब्जा कर सकें। . 2011 में, वैज्ञानिकों ने एक मॉडल प्रस्तावित किया जिसके आधार पर, सौर मंडल के गठन के बाद, यूरेनस के आकार का एक काल्पनिक पांचवां विशाल ग्रह लगभग अगले 600 मिलियन वर्षों तक अस्तित्व में रहा। इसके बाद, प्रमुख ग्रहों के अपनी वर्तमान स्थिति में प्रवास के दौरान, उस ग्रह को सौर मंडल से बाहर निकालना होगा ताकि ग्रह मौजूदा यूरेनस या नेपच्यून को बाहर निकाले बिना या पृथ्वी को शुक्र या मंगल से टकराए बिना अपनी वर्तमान कक्षाओं पर कब्जा कर सकें। .

बृहस्पति सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है। इसका व्यास 11 है, और इसका द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना है और अन्य सभी ग्रहों के द्रव्यमान का तीन गुना है। इसके आकार को देखते हुए, बृहस्पति और भी भारी होना चाहिए, इसलिए वैज्ञानिकों ने निष्कर्ष निकाला है कि इसकी बाहरी परतें गैस से बनी हैं। बृहस्पति पृथ्वी की तुलना में सूर्य से 5 गुना अधिक दूर है, इसलिए यहाँ वास्तव में ठंड पड़ती है। सूर्य से दूरी के कारण इसके निर्माण के दौरान गैसें वाष्पित नहीं हुईं। बृहस्पति सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है। इसका व्यास 11 है, और इसका द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना है और अन्य सभी ग्रहों के द्रव्यमान का तीन गुना है। इसके आकार को देखते हुए, बृहस्पति और भी भारी होना चाहिए, इसलिए वैज्ञानिकों ने निष्कर्ष निकाला है कि इसकी बाहरी परतें गैस से बनी हैं। बृहस्पति पृथ्वी की तुलना में सूर्य से 5 गुना अधिक दूर है, इसलिए यहाँ वास्तव में ठंड पड़ती है। सूर्य से दूरी के कारण इसके निर्माण के दौरान गैसें वाष्पित नहीं हुईं।

जुपिटर मैका की विशेषताएं: 1.9*10 27 किग्रा. (पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना) व्यास: किमी. (पृथ्वी के व्यास का 11.2 गुना) घनत्व: 1.31 ग्राम/सेमी 3 ऊपरी बादलों का तापमान: -160 डिग्री सेल्सियस दिन की लंबाई: 9.93 घंटे सूर्य से दूरी (औसत): 5.203 एयू, यानी 778 मिलियन। किमी.. कक्षीय अवधि (वर्ष): 11.86 वर्ष कक्षीय घूर्णन गति: 13.1 किमी/सेकेंड गुरुत्वाकर्षण त्वरण: 25.8 मीटर/सेकंड 2

ग्रेट रेड स्पॉट ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) बृहस्पति पर एक वायुमंडलीय विशेषता है, जो ग्रह की डिस्क पर सबसे प्रमुख विशेषता है, जो लगभग 350 वर्षों से देखी गई है। ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) बृहस्पति पर एक वायुमंडलीय विशेषता है, जो ग्रह की डिस्क पर सबसे प्रमुख विशेषता है, जो लगभग 350 वर्षों से देखी गई है। बीसीपी की खोज 1665 में जियोवानी कैसिनी ने की थी। रॉबर्ट हुक के 1664 नोट्स में उल्लिखित विशेषता को बीसीपी के रूप में भी पहचाना जा सकता है। वायेजर मिशन से पहले, कई खगोलविदों का मानना ​​था कि यह स्थान ठोस प्रकृति का था। बीसीपी की खोज 1665 में जियोवानी कैसिनी ने की थी। रॉबर्ट हुक के 1664 नोट्स में उल्लिखित विशेषता को बीसीपी के रूप में भी पहचाना जा सकता है। वायेजर मिशन से पहले, कई खगोलविदों का मानना ​​था कि यह स्थान ठोस प्रकृति का था। बीकेपी एक विशाल तूफान-प्रतिचक्रवात है, जिसकी लंबाई हजारों किलोमीटर और चौड़ाई हजारों किलोमीटर (पृथ्वी से काफी बड़ा) है। धब्बे का आकार लगातार बदल रहा है, सामान्य प्रवृत्ति घटने की है; 100 साल पहले, बीकेपी लगभग 2 गुना बड़ा और अधिक चमकीला था (1880 के दशक में ए. ए. बेलोपोलस्की द्वारा अवलोकन के परिणाम देखें)। हालाँकि, यह सौर मंडल का सबसे बड़ा वायुमंडलीय भंवर है। बीकेपी एक विशाल तूफान-प्रतिचक्रवात है, जिसकी लंबाई हजारों किलोमीटर और चौड़ाई हजारों किलोमीटर (पृथ्वी से काफी बड़ा) है। धब्बे का आकार लगातार बदल रहा है, सामान्य प्रवृत्ति घटने की है; 100 साल पहले, बीकेपी लगभग 2 गुना बड़ा और अधिक चमकीला था (1880 के दशक में ए. ए. बेलोपोलस्की द्वारा अवलोकन के परिणाम देखें)। हालाँकि, यह सौर मंडल का सबसे बड़ा वायुमंडलीय भंवर है। यह स्थान लगभग 22° दक्षिणी अक्षांश पर स्थित है और ग्रह के भूमध्य रेखा के समानांतर चलता है। इसके अलावा, बीकेपी में गैस लगभग 6 पृथ्वी दिनों की घूर्णन अवधि के साथ वामावर्त घूमती है। घटनास्थल के अंदर हवा की गति 500 ​​किमी/घंटा से अधिक है। यह स्थान लगभग 22° दक्षिणी अक्षांश पर स्थित है और ग्रह के भूमध्य रेखा के समानांतर चलता है। इसके अलावा, बीकेपी में गैस लगभग 6 पृथ्वी दिनों की घूर्णन अवधि के साथ वामावर्त घूमती है। घटनास्थल के अंदर हवा की गति 500 ​​किमी/घंटा से अधिक है। बीकेपी बादल का शीर्ष आसपास के बादलों के शीर्ष से लगभग 8 किमी ऊपर है। घटनास्थल का तापमान आस-पास के इलाकों की तुलना में थोड़ा कम है। इस मामले में, स्थान का मध्य भाग इसके परिधीय भागों की तुलना में कई डिग्री अधिक गर्म होता है। बीकेपी बादल का शीर्ष आसपास के बादलों के शीर्ष से लगभग 8 किमी ऊपर है। घटनास्थल का तापमान आस-पास के इलाकों की तुलना में थोड़ा कम है। इस मामले में, स्थान का मध्य भाग इसके परिधीय भागों की तुलना में कई डिग्री अधिक गर्म होता है। बीकेपी के लाल रंग को अभी तक स्पष्ट स्पष्टीकरण नहीं मिला है। संभवतः दाग को यह रंग फॉस्फोरस सहित रासायनिक यौगिकों द्वारा दिया गया है। बीकेपी के लाल रंग को अभी तक स्पष्ट स्पष्टीकरण नहीं मिला है। संभवतः दाग को यह रंग फॉस्फोरस सहित रासायनिक यौगिकों द्वारा दिया गया है।

बृहस्पति के उपग्रह बृहस्पति के उपग्रह आज वैज्ञानिक बृहस्पति के 67 उपग्रहों के बारे में जानते हैं; यह सौर मंडल के सभी ग्रहों के बीच खोजे गए उपग्रहों की सबसे बड़ी संख्या है। आज तक, वैज्ञानिक बृहस्पति के 67 उपग्रहों को जानते हैं; यह सौर मंडल के सभी ग्रहों के बीच खोजे गए उपग्रहों की सबसे बड़ी संख्या है।

महत्वपूर्ण खोजें 1664 ऑक्सफोर्ड में, रॉबर्ट हुक ने ग्रेट रेड स्पॉट का वर्णन और रेखाचित्र बनाया, जो प्रकाश की गति का पहला सही माप था, जो बृहस्पति के चंद्रमाओं के ग्रहण के समय के आधार पर बनाया गया था। 1932 बृहस्पति के वातावरण में मीथेन और अमोनिया की खोज की गई। यह सुझाव दिया गया कि बृहस्पति पर हाइड्रोजन में एक धातु के गुण हैं। 1955 बृहस्पति द्वारा उत्सर्जित रेडियो तरंगों की आकस्मिक खोज। 1973 पहला अंतरिक्ष यान "पायनियर 11" बृहस्पति के साथ बृहस्पति वायेजर के मिलन के निकट उड़ा। ग्रेट रेड स्पॉट के घूर्णन की खोज की गई, एक छोटी रिंग प्रणाली की खोज की गई, अरोरा की खोज की गई, और बृहस्पति और उसके सभी चंद्रमाओं की शानदार तस्वीरें प्राप्त की गईं। 1989 गैलीलियो अंतरिक्ष जांच लॉन्च की गई। 1994 धूमकेतु का बृहस्पति से टकराव।

सूर्य से छठे ग्रह शनि के पास एक अद्भुत वलय प्रणाली है। अपनी धुरी के चारों ओर तेजी से घूमने के कारण, शनि की गेंद ध्रुवों पर चपटी और भूमध्य रेखा के साथ फूली हुई लगती है। भूमध्य रेखा पर हवा की गति 1800 किमी/घंटा तक पहुँच जाती है, जो बृहस्पति पर सबसे तेज़ हवाओं की गति से चार गुना है। शनि के छल्लों की चौड़ाई किलोमीटर है, लेकिन वे केवल कुछ दस मीटर मोटे हैं। शनि, सूर्य से छठा ग्रह है, जिसमें छल्लों की एक अद्भुत प्रणाली है। अपनी धुरी के चारों ओर तेजी से घूमने के कारण, शनि की गेंद ध्रुवों पर चपटी और भूमध्य रेखा के साथ फूली हुई लगती है। भूमध्य रेखा पर हवा की गति 1800 किमी/घंटा तक पहुँच जाती है, जो बृहस्पति पर सबसे तेज़ हवाओं की गति से चार गुना है। शनि के छल्लों की चौड़ाई किलोमीटर है, लेकिन वे केवल कुछ दसियों मीटर मोटे हैं।

सैटर्न मैका की विशेषताएं: 5.68*10 26 किग्रा. (पृथ्वी के द्रव्यमान का 95 गुना) व्यास: किमी. (पृथ्वी के व्यास का 9.46 गुना) घनत्व: 0.71 ग्राम/सेमी 3 ऊपरी बादलों का तापमान: -150 डिग्री सेल्सियस दिन की लंबाई: 10.54 घंटे सूर्य से दूरी (औसत): 9.54 एयू, यानी 1427 मिलियन किमी कक्षीय अवधि (वर्ष): 29.46 वर्ष कक्षीय गति: 9.6 किमी/सेकंड गुरुत्वाकर्षण त्वरण: 11.3 मीटर/सेकंड 2

शनि के वलय शनि के वलय शनि के भूमध्यरेखीय तल में स्थित बर्फ और धूल की समतल संकेंद्रित संरचनाओं की एक प्रणाली हैं। छल्लों की प्रकृति शनि के वलय बर्फ और धूल की सपाट संकेंद्रित संरचनाओं की एक प्रणाली हैं, जो शनि के भूमध्यरेखीय तल में स्थित हैं। वलयों की प्रकृति वलय प्रणाली का परिक्रमण तल शनि के भूमध्य रेखा के तल से मेल खाता है। छल्लों में सामग्री का कण आकार माइक्रोमीटर से लेकर सेंटीमीटर और (कम अक्सर) दसियों मीटर तक होता है। मुख्य छल्लों की संरचना: सिलिकेट धूल के मिश्रण के साथ पानी की बर्फ (लगभग 99%)। छल्लों की मोटाई उनकी चौड़ाई की तुलना में बेहद कम है (शनि की भूमध्य रेखा से 7 से 80 हजार किलोमीटर ऊपर) और एक किलोमीटर से लेकर दस मीटर तक है। रिंग सिस्टम में मलबे का कुल द्रव्यमान 3x1019 किलोग्राम अनुमानित है। वलय प्रणाली का परिक्रमण तल शनि के भूमध्य रेखा के तल से मेल खाता है। छल्लों में सामग्री का कण आकार माइक्रोमीटर से लेकर सेंटीमीटर और (कम अक्सर) दसियों मीटर तक होता है। मुख्य छल्लों की संरचना: सिलिकेट धूल के मिश्रण के साथ पानी की बर्फ (लगभग 99%)। छल्लों की मोटाई उनकी चौड़ाई की तुलना में बेहद कम है (शनि की भूमध्य रेखा से 7 से 80 हजार किलोमीटर ऊपर) और एक किलोमीटर से लेकर दस मीटर तक है। रिंग सिस्टम में मलबे का कुल द्रव्यमान 3x1019 किलोग्राम अनुमानित है।

छल्लों की उत्पत्ति छल्लों की उत्पत्ति नए मॉडल के अनुसार, शनि द्वारा उसके उपग्रहों के कई क्रमिक अवशोषण, जो अरबों साल पहले युवा गैस विशाल की परिक्रमा कर रहे थे, इसके लिए जिम्मेदार हैं। कनुप की गणना से पता चलता है कि लगभग 4.5 अरब साल पहले सौर मंडल की शुरुआत में शनि के बनने के बाद, कई बड़े उपग्रहों ने इसकी परिक्रमा की थी, जिनमें से प्रत्येक का आकार चंद्रमा से डेढ़ गुना था। धीरे-धीरे, गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के कारण, ये उपग्रह, एक के बाद एक, शनि की गहराई में "गिर" गए। "प्राथमिक" उपग्रहों में से आज केवल टाइटन ही बचा है। अपनी कक्षाओं को छोड़ने और सर्पिल प्रक्षेपवक्र में प्रवेश करने की प्रक्रिया में, ये उपग्रह नष्ट हो गए। उसी समय, हल्का बर्फ घटक अंतरिक्ष में रह गया, जबकि आकाशीय पिंडों के भारी खनिज घटकों को ग्रह द्वारा अवशोषित कर लिया गया। इसके बाद, शनि के अगले उपग्रह के गुरुत्वाकर्षण द्वारा बर्फ पर कब्जा कर लिया गया, और चक्र फिर से दोहराया गया। जब शनि ने अपने अंतिम "प्राथमिक" उपग्रहों को पकड़ लिया, तो वह ठोस खनिज कोर के साथ बर्फ की एक विशाल गेंद बन गया, ग्रह के चारों ओर बर्फ का एक "बादल" बन गया। इस "बादल" के टुकड़े 1 से 50 किलोमीटर व्यास के थे और शनि की प्राथमिक अंगूठी का निर्माण करते थे। इस वलय का द्रव्यमान आधुनिक वलय प्रणाली से 1 हजार गुना अधिक था, लेकिन अगले 4.5 अरब वर्षों में, वलय बनाने वाले बर्फ के खंडों के टकराव के कारण बर्फ ओलों के आकार तक कुचल गई। उसी समय, अधिकांश पदार्थ ग्रह द्वारा अवशोषित कर लिया गया था, और क्षुद्रग्रहों और धूमकेतुओं के साथ बातचीत के दौरान भी खो गया था, जिनमें से कई शनि के गुरुत्वाकर्षण का शिकार भी बन गए थे। नए मॉडल के अनुसार, इसका कारण शनि द्वारा उसके उपग्रहों का क्रमिक अवशोषण है, जो अरबों साल पहले युवा गैस विशाल की परिक्रमा करते थे। कनुप की गणना से पता चलता है कि लगभग 4.5 अरब साल पहले सौर मंडल की शुरुआत में शनि के बनने के बाद, कई बड़े उपग्रहों ने इसकी परिक्रमा की थी, जिनमें से प्रत्येक का आकार चंद्रमा से डेढ़ गुना था। धीरे-धीरे, गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के कारण, ये उपग्रह, एक के बाद एक, शनि की गहराई में "गिर" गए। "प्राथमिक" उपग्रहों में से आज केवल टाइटन ही बचा है। अपनी कक्षाओं को छोड़ने और सर्पिल प्रक्षेपवक्र में प्रवेश करने की प्रक्रिया में, ये उपग्रह नष्ट हो गए। उसी समय, हल्का बर्फ घटक अंतरिक्ष में रह गया, जबकि आकाशीय पिंडों के भारी खनिज घटकों को ग्रह द्वारा अवशोषित कर लिया गया। इसके बाद, शनि के अगले उपग्रह के गुरुत्वाकर्षण द्वारा बर्फ पर कब्जा कर लिया गया, और चक्र फिर से दोहराया गया। जब शनि ने अपने अंतिम "प्राथमिक" उपग्रहों को पकड़ लिया, तो वह ठोस खनिज कोर के साथ बर्फ की एक विशाल गेंद बन गया, ग्रह के चारों ओर बर्फ का एक "बादल" बन गया। इस "बादल" के टुकड़े 1 से 50 किलोमीटर व्यास के थे और शनि की प्राथमिक अंगूठी का निर्माण करते थे। इस वलय का द्रव्यमान आधुनिक वलय प्रणाली से 1 हजार गुना अधिक था, लेकिन अगले 4.5 अरब वर्षों में, वलय बनाने वाले बर्फ के ब्लॉकों के प्रभाव के कारण बर्फ ओलों के आकार तक कुचल गई। उसी समय, अधिकांश पदार्थ ग्रह द्वारा अवशोषित कर लिया गया था, और क्षुद्रग्रहों और धूमकेतुओं के साथ बातचीत के दौरान भी खो गया था, जिनमें से कई शनि के गुरुत्वाकर्षण का शिकार भी बन गए थे।

शनि के चंद्रमा शनि के पास निश्चित कक्षा वाले 62 ज्ञात प्राकृतिक उपग्रह हैं, जिनमें से 53 के अपने नाम हैं। अधिकांश उपग्रह आकार में छोटे हैं और चट्टानों और बर्फ से बने हैं, जो उनकी उच्च परावर्तनशीलता से स्पष्ट है। शनि के 24 उपग्रह नियमित हैं, शेष 38 अनियमित हैं। अनियमित उपग्रहों को उनकी कक्षाओं की विशेषताओं के अनुसार तीन समूहों में विभाजित किया गया था: इनुइट, नॉर्वेजियन और गैलिक। उनके नाम उनकी संबंधित पौराणिक कथाओं से लिए गए हैं। शनि के पास निश्चित कक्षाओं वाले 62 ज्ञात प्राकृतिक उपग्रह हैं, जिनमें से 53 के अपने नाम हैं। अधिकांश उपग्रह आकार में छोटे हैं और चट्टानों और बर्फ से बने हैं, जो उनकी उच्च परावर्तनशीलता से स्पष्ट है। शनि के 24 उपग्रह नियमित हैं, शेष 38 अनियमित हैं। अनियमित उपग्रहों को उनकी कक्षाओं की विशेषताओं के अनुसार तीन समूहों में विभाजित किया गया था: इनुइट, नॉर्वेजियन और गैलिक। उनके नाम उनकी संबंधित पौराणिक कथाओं से लिए गए हैं। शनि का सबसे बड़ा उपग्रह (और गैनीमेड के बाद पूरे सौर मंडल में दूसरा) टाइटन है, जिसका व्यास 5152 किमी है। यह अत्यंत सघन वातावरण (पृथ्वी से 1.5 गुना सघन) वाला एकमात्र उपग्रह है। इसमें मीथेन के मिश्रण के साथ नाइट्रोजन (98%) होता है। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि इस उपग्रह पर स्थितियां वैसी ही हैं जैसी हमारे ग्रह पर 4 अरब साल पहले मौजूद थीं, जब पृथ्वी पर जीवन की शुरुआत ही हो रही थी। शनि का सबसे बड़ा उपग्रह (और गैनीमेड के बाद पूरे सौर मंडल में दूसरा) टाइटन है, जिसका व्यास 5152 किमी है। यह अत्यंत सघन वातावरण (पृथ्वी से 1.5 गुना सघन) वाला एकमात्र उपग्रह है। इसमें मीथेन के मिश्रण के साथ नाइट्रोजन (98%) होता है। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि इस उपग्रह पर स्थितियां वैसी ही हैं जैसी हमारे ग्रह पर 4 अरब साल पहले मौजूद थीं, जब पृथ्वी पर जीवन की शुरुआत ही हो रही थी।

महत्वपूर्ण खोजें 1610 गैलीलियो द्वारा दूरबीन के माध्यम से शनि का पहला अवलोकन। उनकी दूरबीन छल्लों को देखने के लिए पर्याप्त शक्तिशाली नहीं थी, और गैलीलियो ने दर्ज किया कि शनि तीन भागों से बना था। 1633 शनि का सबसे प्रारंभिक रेखाचित्र। 1655 क्रिश्चियन ह्यूजेन्स ने टाइटन की खोज की। 1656 क्रिश्चियन ह्यूजेंस ने शनि पर एक वलय की उपस्थिति की रिपोर्ट दी। 1675 कैसिनी ने छल्लों में एक गैप का पता लगाया। 1837 एन्के विदर का खुलना। 1876 ​​एक ध्यान देने योग्य सफेद धब्बे की खोज। 1932 वायुमंडल में अमोनिया और मीथेन की खोज की गई। 1979 पायनियर 11 का शनि तक पहुँचना। 1980 वोयाजर 1 ने शनि और टाइटन की तस्वीरें लीं। 1981 वोयाजर 2 की शनि के लिए उड़ान। 1990 हबल स्पेस टेलीस्कोप का उपयोग करके शनि का अवलोकन।

यूरेनस सौर मंडल का एकमात्र ग्रह है जो सूर्य के चारों ओर घूमता है, जैसे कि उसकी तरफ लेटा हुआ हो। इसमें एक फीकी रिंग प्रणाली है जिसमें माइक्रोमीटर से लेकर एक मीटर के अंश तक के व्यास वाले बहुत गहरे कण शामिल हैं। फिलहाल, यूरेनस पर 13 वलय मौजूद हैं। यूरेनस के छल्ले संभवतः काफी युवा हैं, जैसा कि उनके बीच के अंतराल और साथ ही उनकी पारदर्शिता में अंतर से संकेत मिलता है। इससे पता चलता है कि छल्ले ग्रह के साथ नहीं बने थे। यह संभव है कि पहले के छल्ले यूरेनस के उपग्रहों में से एक थे, जो या तो एक निश्चित खगोलीय पिंड के साथ टकराव में या ज्वारीय बलों के प्रभाव में नष्ट हो गए थे। यूरेनस सौर मंडल का एकमात्र ग्रह है जो सूर्य के चारों ओर घूमता है, जैसे कि उसकी तरफ लेटा हुआ हो। इसमें एक फीकी रिंग प्रणाली है जिसमें माइक्रोमीटर से लेकर एक मीटर के अंश तक के व्यास वाले बहुत गहरे कण शामिल हैं। फिलहाल, यूरेनस पर 13 वलय मौजूद हैं। यूरेनस के छल्ले संभवतः काफी युवा हैं, जैसा कि उनके बीच के अंतराल और साथ ही उनकी पारदर्शिता में अंतर से संकेत मिलता है। इससे पता चलता है कि छल्ले ग्रह के साथ नहीं बने थे। यह संभव है कि पहले के छल्ले यूरेनस के उपग्रहों में से एक थे, जो या तो एक निश्चित खगोलीय पिंड के साथ टकराव में या ज्वारीय बलों के प्रभाव में नष्ट हो गए थे।

यूरेनस मैका के लक्षण: 8.7*10 25 किग्रा. (पृथ्वी के द्रव्यमान का 14.5 गुना) व्यास: किमी. (पृथ्वी के व्यास का 4 गुना) घनत्व: 1.27 ग्राम/सेमी 3 तापमान: -220 डिग्री सेल्सियस दिन की लंबाई: 17.23 घंटे सूर्य से दूरी (औसत): 19.2 एयू, यानी 2.86 अरब किमी। कक्षीय अवधि (वर्ष): 84 वर्ष कक्षीय घूर्णन गति: 6.8 किमी/सेकंड गुरुत्वाकर्षण त्वरण: 9 मीटर/सेकंड 2

यूरेनस के उपग्रह यूरेनस के उपग्रह यूरेनस ग्रह के प्राकृतिक उपग्रह हैं। 2013 की शुरुआत तक, 27 उपग्रह ज्ञात हैं। इन सभी का नाम विलियम शेक्सपियर और अलेक्जेंडर पोप की कृतियों के पात्रों के नाम पर रखा गया था। यूरेनस के चंद्रमा यूरेनस ग्रह के प्राकृतिक उपग्रह हैं। 2013 की शुरुआत तक, 27 उपग्रह ज्ञात हैं। इन सभी का नाम विलियम शेक्सपियर और अलेक्जेंडर पोप की कृतियों के पात्रों के नाम पर रखा गया था।

"द रेप ऑफ द लॉक" (अलेक्जेंडर पोप की कविता): एरियल, उम्ब्रिएल, बेलिंडा "द रेप ऑफ द लॉक" (अलेक्जेंडर पोप की कविता): एरियल, उम्ब्रिएल, बेलिंडा विलियम शेक्सपियर के नाटक: विलियम शेक्सपियर के नाटक: ए मिडसमर नाइट्स ड्रीम: टाइटेनिया, ओबेरॉन, पक "ए मिडसमर नाइट्स ड्रीम": टाइटेनिया, ओबेरॉन, पक "द टेम्पेस्ट": (एरियल), मिरांडा, कैलीबन, साइकोरैक्सा, प्रोस्पेरो, सेटेबोस, स्टेफानो, ट्रिनकुलो, फ्रांसिस्को, फर्डिनेंड "द टेम्पेस्ट" : (एरियल), मिरांडा, कैलीबन, साइकोरैक्सा, प्रोस्पेरो, सेटेबोस, स्टेफानो, ट्रिनकुलो, फ्रांसिस्को, फर्डिनेंड "किंग लियर": कॉर्डेलिया "किंग लियर": कॉर्डेलिया "हैमलेट, प्रिंस ऑफ डेनमार्क": ओफेलिया "हैमलेट, प्रिंस ऑफ डेनमार्क" : ओफेलिया "द टैमिंग ऑफ द श्रू": बियांका "द टैमिंग ऑफ द श्रू": बियांका "ट्रॉइलस एंड क्रेसिडा": क्रेसिडा "ट्रॉइलस एंड क्रेसिडा": क्रेसिडा "ओथेलो": डेसडेमोना "ओथेलो": डेसडेमोना "रोमियो एंड जूलियट": जूलियट, माब "रोमियो एंड जूलियट": जूलियट, माब "द मर्चेंट ऑफ वेनिस": पोर्टिया "द मर्चेंट ऑफ वेनिस": पोर्टिया "एज़ यू लाइक इट": रोज़ालिंडा "एज़ यू लाइक इट": रोज़ालिंडा "मच एडो अबाउट नथिंग" : मार्गरीटा "मच एडो अबाउट नथिंग": मार्गरीटा "द विंटर्स टेल": पर्डिता "द विंटर्स टेल": पर्डिता "टिमोन ऑफ एथेंस": क्यूपिड "टिमोन ऑफ एथेंस": क्यूपिड

महत्वपूर्ण खोजें 1690 में यूरेनस का पहली बार वर्णन किया गया था, लेकिन एक तारे के रूप में। 13 मार्च, 1781 विलियम हर्शेल ने एक ग्रह के रूप में यूरेनस की खोज की। 1787 विलियम हर्शेल ने यूरेनस के दो चंद्रमाओं की खोज की। 1977 यूरेनस के छल्लों की खोज की गई, वोयाजर 2 का यूरेनस तक पहुंचना। नए चंद्रमा की खोज की गई है.

नेपच्यून सौर मंडल का अंतिम ग्रह है। नेप्च्यून पहला ग्रह था जिसे नियमित अवलोकन के बजाय गणितीय गणनाओं के माध्यम से खोजा गया था। नेपच्यून नग्न आंखों से दिखाई नहीं देता है। नेपच्यून सौर मंडल का अंतिम ग्रह है। नेप्च्यून पहला ग्रह था जिसे नियमित अवलोकन के बजाय गणितीय गणनाओं के माध्यम से खोजा गया था। नेपच्यून नग्न आंखों से दिखाई नहीं देता है। अन्य विशाल ग्रहों की तरह नेपच्यून की कोई ठोस सतह नहीं है। ग्रह के चारों ओर पाँच वलय हैं: दो चमकीले और संकीर्ण और तीन फीके। यह लगभग 165 पृथ्वी वर्षों में सूर्य के चारों ओर एक पूर्ण परिक्रमा पूरी करता है, लगभग हमेशा उससे 4.5 अरब किमी की दूरी पर रहता है। अन्य विशाल ग्रहों की तरह नेपच्यून की कोई ठोस सतह नहीं है। ग्रह के चारों ओर पाँच वलय हैं: दो चमकीले और संकीर्ण और तीन फीके। यह लगभग 165 पृथ्वी वर्षों में सूर्य के चारों ओर एक पूर्ण परिक्रमा पूरी करता है, लगभग हमेशा उससे 4.5 अरब किमी की दूरी पर रहता है।

नेपच्यून मैका की विशेषताएं:1*10 26 किग्रा. (पृथ्वी के द्रव्यमान का 17.2 गुना) व्यास: किमी. (पृथ्वी के व्यास का 3.9 गुना) घनत्व: 1.77 ग्राम/सेमी 3 तापमान: -213 डिग्री सेल्सियस दिन की लंबाई: 17.87 घंटे सूर्य से दूरी (औसत): 30 एयू, यानी 4.5 अरब किमी। कक्षीय अवधि (वर्ष): 165 वर्ष कक्षीय घूर्णन गति: 5.4 किमी/सेकंड गुरुत्वाकर्षण त्वरण: 11.6 मीटर/सेकंड 2

नेपच्यून के चंद्रमा नेपच्यून के वर्तमान में 14 ज्ञात चंद्रमा हैं। नेप्च्यून के चार अंतरतम चंद्रमा नायड, थलासा, डेस्पिना और गैलाटिया नेप्च्यून के इतने करीब हैं कि वे इसके छल्ले के भीतर स्थित हैं। नेपच्यून के वर्तमान में 14 ज्ञात उपग्रह हैं। नेप्च्यून के चार अंतरतम चंद्रमा नायड, थलासा, डेस्पिना और गैलाटिया नेप्च्यून के इतने करीब हैं कि वे इसके छल्ले के भीतर स्थित हैं। गैलाटिया थलासा नायड ट्राइटन नेरीड प्रोटियस डेस्पिना

महत्वपूर्ण खोजें 23 सितंबर, 1846 जोहान गैले द्वारा नेपच्यून की खोज। 24 अगस्त, 1989 वायेजर 2 नेप्च्यून के पास से गुजरा और छल्लों को खोल दिया।

हमारा सौर मंडल, अगर हम इसके पदार्थ का मतलब है, तो इसमें सूर्य और चार विशाल ग्रह शामिल हैं, और अधिक सरल रूप से - सूर्य और बृहस्पति का, क्योंकि बृहस्पति का द्रव्यमान अन्य सभी परिचालित वस्तुओं - ग्रहों, धूमकेतु, क्षुद्रग्रहों - से अधिक है। . वास्तव में, हम सूर्य-बृहस्पति बाइनरी सिस्टम में रहते हैं, और अन्य सभी "छोटी चीज़ें" उनके गुरुत्वाकर्षण के अधीन हैं

शनि द्रव्यमान में बृहस्पति से चार गुना छोटा है, लेकिन संरचना में समान है: इसमें मुख्य रूप से प्रकाश तत्व - परमाणुओं की संख्या में 9:1 के अनुपात में हाइड्रोजन और हीलियम शामिल हैं। यूरेनस और नेप्च्यून और भी कम विशाल हैं और भारी तत्वों - कार्बन, ऑक्सीजन, नाइट्रोजन में समृद्ध हैं। इसलिए, चार दिग्गजों का एक समूह आमतौर पर आधे-आधे दो उपसमूहों में विभाजित होता है। बृहस्पति और शनि को गैस दानव कहा जाता है, और यूरेनस और नेपच्यून को बर्फ दानव कहा जाता है। तथ्य यह है कि यूरेनस और नेपच्यून में बहुत घना वातावरण नहीं है, और उनका अधिकांश आयतन बर्फीला आवरण है; यानी, एक काफी ठोस पदार्थ। और बृहस्पति और शनि का लगभग संपूर्ण आयतन गैसीय और तरल "वायुमंडल" द्वारा व्याप्त है। इसके अलावा, सभी दिग्गजों के पास लौह-पत्थर के कोर हैं जो द्रव्यमान में हमारी पृथ्वी से अधिक हैं।

पहली नज़र में, विशाल ग्रह आदिम हैं, जबकि छोटे ग्रह कहीं अधिक दिलचस्प हैं। लेकिन शायद ऐसा इसलिए है क्योंकि हम अभी भी इन चार दिग्गजों की प्रकृति को अच्छी तरह से नहीं जानते हैं, और इसलिए नहीं कि उनमें कम रुचि है। हम उन्हें ठीक से नहीं जानते. उदाहरण के लिए, खगोल विज्ञान के पूरे इतिहास में, दो बर्फ के दिग्गज - यूरेनस और नेपच्यून - एक अंतरिक्ष जांच (वोयाजर 2, नासा, 1986 और 1989) द्वारा केवल एक बार संपर्क किए गए थे, और तब भी यह बिना रुके उनके पास से उड़ गया था। वह वहां कितना देख और माप सकता था? हम कह सकते हैं कि हमने अभी तक वास्तव में बर्फ के दिग्गजों का अध्ययन शुरू नहीं किया है।

गैस दिग्गजों का अधिक विस्तार से अध्ययन किया गया है, क्योंकि फ्लाईबाई वाहनों (पायनियर 10 और 11, वोयाजर 1 और 2, यूलिसिस, कैसिनी, न्यू होराइजन्स, नासा और ईएसए) के अलावा, कृत्रिम वाहन उनके पास काम कर रहे हैं। दीर्घकालिक उपग्रह: 1995-2003 में गैलीलियो (नासा)। और जूनो (नासा) ने 2016 से बृहस्पति की खोज की है, और कैसिनी (नासा और ईएसए) ने 2004-2017 में। शनि का अध्ययन किया।

बृहस्पति की सबसे गहराई से खोज की गई, और शाब्दिक अर्थ में: गैलीलियो से एक जांच उसके वायुमंडल में छोड़ी गई, जिसने 48 किमी/सेकंड की गति से वहां उड़ान भरी, एक पैराशूट खोला और 1 घंटे में ऊपरी किनारे से 156 किमी नीचे उतर गया। बादलों, जहां 23 एटीएम के बाहरी दबाव और 153 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर, इसने डेटा संचारित करना बंद कर दिया, जाहिर तौर पर अधिक गर्मी के कारण। अवतरण प्रक्षेपवक्र के दौरान, उन्होंने वायुमंडल के कई मापदंडों को मापा, जिसमें इसकी समस्थानिक संरचना भी शामिल थी। इसने न केवल ग्रह विज्ञान, बल्कि ब्रह्मांड विज्ञान को भी काफी समृद्ध किया है। आख़िरकार, विशाल ग्रह पदार्थ को जाने नहीं देते; वे जिस चीज़ से पैदा हुए हैं उसे हमेशा सुरक्षित रखते हैं; यह बृहस्पति के लिए विशेष रूप से सच है। इसकी बादल वाली सतह का दूसरा पलायन वेग 60 किमी/सेकेंड है; यह स्पष्ट है कि एक भी अणु वहां से कभी नहीं निकलेगा।

इसलिए, हम सोचते हैं कि बृहस्पति की समस्थानिक संरचना, विशेष रूप से हाइड्रोजन की संरचना, जीवन के पहले चरण की विशेषता है, कम से कम सौर मंडल और शायद ब्रह्मांड की। और यह बहुत महत्वपूर्ण है: हाइड्रोजन के भारी और हल्के समस्थानिकों का अनुपात हमें बताता है कि हमारे ब्रह्मांड के विकास के पहले मिनटों में रासायनिक तत्वों का संश्लेषण कैसे हुआ, और तब कौन सी भौतिक स्थितियाँ मौजूद थीं।

बृहस्पति तेजी से घूमता है, जिसकी अवधि लगभग 10 घंटे है; और चूँकि ग्रह का औसत घनत्व कम (1.3 ग्राम/सेमी3) है, केन्द्रापसारक बल ने उसके शरीर को स्पष्ट रूप से विकृत कर दिया है। ग्रह को देखते समय, आप देखेंगे कि यह ध्रुवीय अक्ष के साथ संकुचित है। बृहस्पति के संपीड़न की डिग्री, यानी इसकी भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय त्रिज्या के बीच सापेक्ष अंतर है ( आर eq − आरज़मीन)/ आर eq = 0.065. यह ग्रह का औसत घनत्व (ρ ∝) है श्री 3) और इसकी दैनिक अवधि ( टी) उसके शरीर का आकार निर्धारित करें। जैसा कि आप जानते हैं, एक ग्रह हाइड्रोस्टैटिक संतुलन की स्थिति में एक ब्रह्मांडीय पिंड है। ग्रह के ध्रुव पर केवल गुरुत्वाकर्षण बल कार्य करता है ( जीएम/आर 2), और भूमध्य रेखा पर इसका प्रतिकार केन्द्रापसारक बल द्वारा किया जाता है ( वी 2 /आर= 4π 2 आर 2 /आर टी 2). उनका अनुपात ग्रह के आकार को निर्धारित करता है, क्योंकि ग्रह के केंद्र में दबाव दिशा पर निर्भर नहीं होना चाहिए: पदार्थ के भूमध्यरेखीय स्तंभ का वजन ध्रुवीय के समान होना चाहिए। इन बलों का अनुपात (4π 2 आर/टी 2)/(जीएम/आर 2) ∝ 1/(श्री 3)टी 2 ∝ 1/(ρ टी 2). तो, घनत्व और दिन की लंबाई जितनी कम होगी, ग्रह उतना ही अधिक संकुचित होगा। आइए देखें: शनि का औसत घनत्व 0.7 ग्राम/सेमी 3 है, इसकी घूर्णन अवधि 11 घंटे है, लगभग बृहस्पति के समान, और इसका संपीड़न 0.098 है। बृहस्पति की तुलना में शनि डेढ़ गुना अधिक संकुचित है, और दूरबीन के माध्यम से ग्रहों को देखते समय इसे नोटिस करना आसान है: शनि का संपीड़न हड़ताली है।

विशाल ग्रहों का तीव्र घूर्णन न केवल उनके शरीर के आकार को निर्धारित करता है, और इसलिए उनकी देखी गई डिस्क का आकार, बल्कि इसकी उपस्थिति भी निर्धारित करता है: विशाल ग्रहों की बादल वाली सतह में भूमध्य रेखा के साथ फैले विभिन्न रंगों की धारियों के साथ एक आंचलिक संरचना होती है . गैस का प्रवाह तेजी से, कई सैकड़ों किलोमीटर प्रति घंटे की गति से होता है; उनका पारस्परिक विस्थापन कतरनी अस्थिरता का कारण बनता है और कोरिओलिस बल के साथ मिलकर विशाल भंवर उत्पन्न करता है। दूर से, बृहस्पति पर ग्रेट रेड स्पॉट, शनि पर ग्रेट व्हाइट ओवल और नेपच्यून पर ग्रेट डार्क स्पॉट दिखाई देते हैं। बृहस्पति पर प्रतिचक्रवात ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) विशेष रूप से प्रसिद्ध है। एक समय, बीकेपी वर्तमान से दोगुना आकार का था; इसे गैलीलियो के समकालीनों ने अपनी कमजोर दूरबीनों में देखा था। आज बीसीपी फीका पड़ गया है, लेकिन फिर भी यह भंवर लगभग 400 वर्षों से बृहस्पति के वातावरण में रह रहा है, क्योंकि यह गैस के विशाल द्रव्यमान को कवर करता है। इसका आकार ग्लोब से भी बड़ा है। गैस का इतना द्रव्यमान, एक बार घूमने के बाद, जल्दी नहीं रुकेगा। हमारे ग्रह पर, चक्रवात लगभग एक सप्ताह तक रहते हैं, और वहाँ वे सदियों तक रहते हैं।

कोई भी गति ऊर्जा का क्षय करती है, जिसका अर्थ है कि इसके लिए एक स्रोत की आवश्यकता होती है। प्रत्येक ग्रह में ऊर्जा स्रोतों के दो समूह होते हैं - आंतरिक और बाह्य। बाहर से, सौर विकिरण की एक धारा ग्रह पर आती है और उल्कापिंड गिरते हैं। अंदर से, ग्रह रेडियोधर्मी तत्वों के क्षय और ग्रह के गुरुत्वाकर्षण संपीड़न (केल्विन-हेल्महोल्ट्ज़ तंत्र) से गर्म होता है। . हालाँकि हमने पहले ही बड़ी वस्तुओं को बृहस्पति पर गिरते हुए देखा है, जिससे शक्तिशाली विस्फोट होते हैं (धूमकेतु शूमेकर-लेवी 9), उनके प्रभाव की आवृत्ति के अनुमान से पता चलता है कि उनके द्वारा लाई गई ऊर्जा का औसत प्रवाह सूर्य के प्रकाश द्वारा लाई गई ऊर्जा की तुलना में काफी कम है। दूसरी ओर, आंतरिक ऊर्जा स्रोतों की भूमिका अस्पष्ट है। भारी दुर्दम्य तत्वों से युक्त स्थलीय ग्रहों के लिए, गर्मी का एकमात्र आंतरिक स्रोत रेडियोधर्मी क्षय है, लेकिन इसका योगदान सूर्य की गर्मी की तुलना में नगण्य है।

विशाल ग्रहों में भारी तत्वों का अनुपात काफी कम है, लेकिन वे अधिक विशाल हैं और उन्हें संपीड़ित करना आसान है, जो गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा की रिहाई को उनकी गर्मी का मुख्य स्रोत बनाता है। और चूँकि सूर्य से दिग्गजों को हटा दिया जाता है, आंतरिक स्रोत बाहरी के लिए प्रतिस्पर्धी बन जाता है: कभी-कभी ग्रह सूर्य की तुलना में खुद को अधिक गर्म करता है। यहां तक ​​कि बृहस्पति, जो सूर्य के सबसे करीब है, सूर्य से प्राप्त ऊर्जा की तुलना में (स्पेक्ट्रम के अवरक्त क्षेत्र में) 60% अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करता है। और शनि अंतरिक्ष में जो ऊर्जा उत्सर्जित करता है वह ग्रह को सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से 2.5 गुना अधिक है।

गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा संपूर्ण ग्रह के संपीड़न के दौरान और इसके आंतरिक भाग के विभेदन के दौरान जारी होती है, अर्थात, जब सघन पदार्थ केंद्र में उतरता है और अधिक "उत्प्लावन" वहां से विस्थापित होता है। काम पर दोनों प्रभाव पड़ने की संभावना है। उदाहरण के लिए, हमारे युग में बृहस्पति प्रति वर्ष लगभग 2 सेमी घट रहा है। और गठन के तुरंत बाद, यह दोगुना बड़ा हो गया, तेजी से सिकुड़ गया, और काफी गर्म हो गया। अपने परिवेश में, इसने एक छोटे सूर्य की भूमिका निभाई, जैसा कि इसके गैलीलियन उपग्रहों के गुणों से प्रमाणित होता है: वे ग्रह के जितना करीब होंगे, वे उतने ही सघन होंगे और उनमें अस्थिर तत्व उतने ही कम होंगे (जैसे स्वयं ग्रह में) सौर परिवार)।

समग्र रूप से ग्रह के संपीड़न के अलावा, आंतरिक भाग का विभेदन ऊर्जा के गुरुत्वाकर्षण स्रोत में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है। पदार्थ को सघन और उत्प्लावन में विभाजित किया जाता है, और सघन पदार्थ डूब जाता है, जिससे उसकी संभावित गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा ऊष्मा के रूप में मुक्त हो जाती है। संभवतः, सबसे पहले, यह संक्षेपण है और हाइड्रोजन की तैरती परतों के माध्यम से हीलियम की बूंदों का गिरना, साथ ही साथ हाइड्रोजन का चरण संक्रमण भी है। लेकिन और भी दिलचस्प घटनाएं हो सकती हैं: उदाहरण के लिए, कार्बन का क्रिस्टलीकरण - हीरों की बारिश (!), हालांकि यह बहुत अधिक ऊर्जा नहीं छोड़ती है, क्योंकि इसमें कार्बन बहुत कम है।

विशाल ग्रहों की आंतरिक संरचना का अध्ययन अब तक केवल सैद्धांतिक रूप से किया गया है। हमारे पास उनकी गहराई में सीधे प्रवेश करने की बहुत कम संभावना है, और भूकंपीय तरीके, यानी, ध्वनिक ध्वनि, अभी तक उन पर लागू नहीं की गई है। शायद किसी दिन हम न्यूट्रिनो का उपयोग करके उन्हें रोशन करना सीख लेंगे, लेकिन यह अभी भी बहुत दूर है।

सौभाग्य से, विशाल ग्रहों के अंदरूनी हिस्सों में मौजूद दबाव और तापमान पर प्रयोगशाला स्थितियों में पदार्थ के व्यवहार का पहले से ही अच्छी तरह से अध्ययन किया जा चुका है, जो उनके अंदरूनी हिस्सों के गणितीय मॉडलिंग के लिए आधार प्रदान करता है। ग्रहों की आंतरिक संरचना के मॉडल की पर्याप्तता की निगरानी के लिए तरीके हैं। दो भौतिक क्षेत्र, चुंबकीय और गुरुत्वाकर्षण, जिनके स्रोत गहराई में स्थित हैं, ग्रह के आसपास के अंतरिक्ष में प्रवेश करते हैं, जहां उन्हें अंतरिक्ष जांच उपकरणों द्वारा मापा जा सकता है।

चुंबकीय क्षेत्र की संरचना कई विकृत कारकों (निकट-ग्रहीय प्लाज्मा, सौर हवा) से प्रभावित होती है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र केवल ग्रह के अंदर घनत्व वितरण पर निर्भर करता है। ग्रह का पिंड गोलाकार रूप से सममित पिंड से जितना अधिक भिन्न होता है, उसका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उतना ही अधिक जटिल होता है, इसमें उतने ही अधिक हार्मोनिक्स होते हैं, जो इसे सरल न्यूटोनियन से अलग करते हैं। जीएम/आर 2 .

दूर के ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र को मापने का उपकरण, एक नियम के रूप में, अंतरिक्ष जांच ही है, या अधिक सटीक रूप से, ग्रह के क्षेत्र में इसकी गति है। जांच ग्रह से जितनी दूर होगी, उसकी गति उतनी ही कमजोर होगी और गोलाकार रूप से सममित क्षेत्र से ग्रह के क्षेत्र में मामूली अंतर दिखाई देगा। इसलिए, जांच को यथासंभव ग्रह के करीब लॉन्च करना आवश्यक है। इस उद्देश्य से, नया जूनो जांच (NASA) 2016 से बृहस्पति के पास काम कर रहा है। यह ध्रुवीय कक्षा में उड़ता है, जो पहले कभी नहीं हुआ। ध्रुवीय कक्षा में, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के उच्च हार्मोनिक्स अधिक स्पष्ट होते हैं क्योंकि ग्रह संपीड़ित होता है और जांच कभी-कभी सतह के बहुत करीब आती है। यही वह चीज़ है जो गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के विस्तार के उच्च हार्मोनिक्स को मापना संभव बनाती है। लेकिन इसी कारण से, जांच जल्द ही अपना काम पूरा कर लेगी: यह बृहस्पति के विकिरण बेल्ट के सबसे घने क्षेत्रों से होकर गुजरती है, और इसके उपकरण इससे बहुत प्रभावित होते हैं।

बृहस्पति की विकिरण पेटियाँ विशाल हैं। उच्च दबाव में, ग्रह के आंत्र में हाइड्रोजन धातुकृत हो जाता है: इसके इलेक्ट्रॉन सामान्यीकृत हो जाते हैं, नाभिक से संपर्क खो देते हैं, और तरल हाइड्रोजन बिजली का संवाहक बन जाता है। अतिचालक माध्यम का विशाल द्रव्यमान, तीव्र घूर्णन और शक्तिशाली संवहन - ये तीन कारक डायनेमो प्रभाव के कारण चुंबकीय क्षेत्र के निर्माण में योगदान करते हैं। एक विशाल चुंबकीय क्षेत्र में जो सूर्य से उड़ने वाले आवेशित कणों को पकड़ लेता है, राक्षसी विकिरण बेल्ट बनते हैं। उनके सबसे घने भाग में आंतरिक गैलीलियन उपग्रहों की कक्षाएँ स्थित हैं। इसलिए, एक व्यक्ति यूरोपा की सतह पर एक दिन भी नहीं रहता था, और आयो पर एक घंटा भी नहीं रहता था। किसी अंतरिक्ष रोबोट के लिए भी वहां रहना आसान नहीं है।

गेनीमेड और कैलिस्टो, जो बृहस्पति से अधिक दूर हैं, इस अर्थ में अनुसंधान के लिए अधिक सुरक्षित हैं। इसलिए, यहीं पर रोस्कोस्मोस भविष्य में एक जांच भेजने की योजना बना रहा है। हालाँकि यूरोप अपने सबग्लेशियल महासागर के साथ कहीं अधिक दिलचस्प होगा।

बर्फ के दिग्गज यूरेनस और नेपच्यून गैस दिग्गजों और स्थलीय ग्रहों के बीच मध्यवर्ती प्रतीत होते हैं। बृहस्पति और शनि की तुलना में, उनका आकार, द्रव्यमान और केंद्रीय दबाव छोटा है, लेकिन उनका अपेक्षाकृत उच्च औसत घनत्व सीएनओ समूह तत्वों के उच्च अनुपात का संकेत देता है। यूरेनस और नेप्च्यून के विस्तारित और विशाल वायुमंडल ज्यादातर हाइड्रोजन-हीलियम हैं। इसके नीचे अमोनिया और मीथेन मिश्रित एक पानीदार मेंटल है, जिसे आम तौर पर बर्फीला मेंटल कहा जाता है। लेकिन ग्रह वैज्ञानिक आमतौर पर सीएनओ समूह के रासायनिक तत्वों और उनके यौगिकों (एच 2 ओ, एनएच 3, सीएच 4, आदि) को "बर्फ" कहते हैं, न कि उनकी समग्र स्थिति को। तो मेंटल अधिकतर तरल हो सकता है। और इसके नीचे एक अपेक्षाकृत छोटा लोहे-पत्थर का कोर है। चूंकि यूरेनस और नेप्च्यून की गहराई में कार्बन की सांद्रता शनि और बृहस्पति की तुलना में अधिक है, इसलिए उनके बर्फीले आवरण के आधार पर तरल कार्बन की एक परत हो सकती है जिसमें क्रिस्टल संघनित होते हैं, यानी हीरे, बस जाते हैं।

मैं इस बात पर जोर देना चाहता हूं कि विशाल ग्रहों की आंतरिक संरचना पर सक्रिय रूप से चर्चा की जा रही है, और अभी भी काफी प्रतिस्पर्धी मॉडल हैं। अंतरिक्ष जांच से प्रत्येक नए माप और उच्च दबाव वाले प्रतिष्ठानों में प्रयोगशाला सिमुलेशन के प्रत्येक नए परिणाम से इन मॉडलों में संशोधन होता है। मैं आपको याद दिला दूं कि वायुमंडल की बहुत उथली परतों और केवल बृहस्पति के पास के मापदंडों का प्रत्यक्ष माप गैलीलियो (नासा) से गिराए गए एक जांच द्वारा केवल एक बार किया गया था। और बाकी सब कुछ अप्रत्यक्ष माप और सैद्धांतिक मॉडल हैं।

यूरेनस और नेप्च्यून के चुंबकीय क्षेत्र गैस दिग्गजों की तुलना में कमजोर हैं, लेकिन पृथ्वी की तुलना में अधिक मजबूत हैं। यद्यपि यूरेनस और नेप्च्यून की सतह पर क्षेत्र प्रेरण लगभग पृथ्वी की सतह (गॉस के अंश) के समान है, मात्रा, और इसलिए चुंबकीय क्षण, बहुत अधिक है। बर्फ के दानवों के चुंबकीय क्षेत्र की ज्यामिति बहुत जटिल है, जो पृथ्वी, बृहस्पति और शनि की सरल द्विध्रुवीय आकृति की विशेषता से बहुत दूर है। संभावित कारण यह है कि यूरेनस और नेप्च्यून के मेंटल की अपेक्षाकृत पतली विद्युत प्रवाहकीय परत में एक चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न होता है, जहां संवहन धाराओं में उच्च स्तर की समरूपता नहीं होती है (क्योंकि परत की मोटाई इसकी त्रिज्या से बहुत कम है) .

उनकी बाहरी समानता के बावजूद, यूरेनस और नेपच्यून को जुड़वां नहीं कहा जा सकता। यह उनके अलग-अलग औसत घनत्व (क्रमशः 1.27 और 1.64 ग्राम/सेमी 3) और गहराई में गर्मी रिलीज की अलग-अलग दरों से प्रमाणित होता है। यद्यपि यूरेनस, नेपच्यून की तुलना में सूर्य के डेढ़ गुना अधिक निकट है, और इसलिए इससे 2.5 गुना अधिक गर्मी प्राप्त करता है, यह नेपच्यून की तुलना में ठंडा है। तथ्य यह है कि नेप्च्यून अपनी गहराई में सूर्य से प्राप्त होने वाली गर्मी से भी अधिक गर्मी उत्सर्जित करता है, जबकि यूरेनस लगभग कुछ भी उत्सर्जित नहीं करता है। यूरेनस के आंतरिक भाग से इसकी सतह के निकट ताप प्रवाह केवल 0.042 ± 0.047 W/m2 है, जो पृथ्वी (0.075 W/m2) से भी कम है। यूरेनस सौर मंडल का सबसे ठंडा ग्रह है, हालाँकि सूर्य से सबसे अधिक दूर नहीं है। क्या यह उसकी अजीब "बग़ल में" स्पिन से संबंधित है? यह संभव है।

अब बात करते हैं ग्रहीय वलय की।

हर कोई जानता है कि "वलयाकार ग्रह" शनि है। लेकिन ध्यान से देखने पर पता चलता है कि सभी विशाल ग्रहों में वलय होते हैं। उन्हें पृथ्वी से नोटिस करना कठिन है। उदाहरण के लिए, हम दूरबीन के माध्यम से बृहस्पति की अंगूठी नहीं देखते हैं, लेकिन हम इसे बैकलाइट में देखते हैं जब अंतरिक्ष जांच रात की तरफ से ग्रह को देखती है। इस वलय में गहरे और बहुत छोटे कण होते हैं, जिनका आकार प्रकाश की तरंग दैर्ध्य के बराबर होता है। वे व्यावहारिक रूप से प्रकाश को प्रतिबिंबित नहीं करते हैं, लेकिन इसे अच्छी तरह से आगे बिखेर देते हैं। यूरेनस और नेपच्यून पतले छल्लों से घिरे हुए हैं।

सामान्य तौर पर, किन्हीं दो ग्रहों के वलय एक जैसे नहीं होते; वे सभी अलग-अलग होते हैं।

आप मजाक में कह सकते हैं कि पृथ्वी का भी एक वलय है। कृत्रिम। इसमें भूस्थैतिक कक्षा में प्रक्षेपित किए गए कई सौ उपग्रह शामिल हैं। यह चित्र न केवल भूस्थैतिक उपग्रहों को दर्शाता है, बल्कि निम्न कक्षाओं के साथ-साथ उच्च अण्डाकार कक्षाओं में स्थित उपग्रहों को भी दर्शाता है। लेकिन भूस्थैतिक वलय उनकी पृष्ठभूमि के मुकाबले काफी स्पष्ट रूप से सामने आता है। हालाँकि, यह एक ड्राइंग है, कोई तस्वीर नहीं। पृथ्वी के कृत्रिम वलय की तस्वीर खींचने में अभी तक कोई भी सफल नहीं हुआ है। आख़िरकार, इसका कुल द्रव्यमान छोटा है, और इसकी परावर्तक सतह नगण्य है। यह संभावना नहीं है कि वलय में उपग्रहों का कुल द्रव्यमान 1000 टन होगा, जो 10 मीटर आकार के क्षुद्रग्रह के बराबर है। इसकी तुलना विशाल ग्रहों के वलय के मापदंडों से करें।

छल्लों के मापदंडों के बीच किसी भी संबंध को नोटिस करना काफी कठिन है। शनि के छल्लों का पदार्थ बर्फ जैसा सफेद है (अल्बेडो 60%), और शेष छल्ले कोयले से भी काले हैं (ए = 2-3%)। सभी छल्ले पतले हैं, लेकिन बृहस्पति के छल्ले काफी मोटे हैं। हर चीज़ पत्थरों से बनी है, लेकिन बृहस्पति धूल के कणों से बना है। छल्लों की संरचना भी अलग है: कुछ ग्रामोफोन रिकॉर्ड (शनि) से मिलते जुलते हैं, अन्य मैत्रियोश्का के आकार के हुप्स (यूरेनस) के ढेर से मिलते जुलते हैं, अन्य धुंधले, फैले हुए (बृहस्पति) से मिलते जुलते हैं, और नेपच्यून के छल्ले बिल्कुल भी बंद नहीं होते हैं और मेहराब की तरह दिखते हैं.

मैं छल्लों की अपेक्षाकृत छोटी मोटाई के बारे में अपना सिर नहीं लपेट सकता: सैकड़ों हजारों किलोमीटर के व्यास के साथ, उनकी मोटाई दसियों मीटर में मापी जाती है। हमने कभी ऐसी नाज़ुक वस्तुएँ अपने हाथों में नहीं रखीं। यदि हम शनि के वलय की तुलना लेखन पत्र की एक शीट से करें, तो ज्ञात मोटाई के साथ यह शीट एक फुटबॉल मैदान के आकार की होगी!

जैसा कि हम देखते हैं, सभी ग्रहों के छल्ले कणों की संरचना में, उनके वितरण में, आकारिकी में भिन्न होते हैं - प्रत्येक विशाल ग्रह की अपनी अनूठी सजावट होती है, जिसकी उत्पत्ति हम अभी तक नहीं समझ पाए हैं। आमतौर पर, वलय ग्रह के भूमध्यरेखीय तल में स्थित होते हैं और उसी दिशा में घूमते हैं जिस दिशा में स्वयं ग्रह और उसके निकट के उपग्रहों का समूह घूमता है। पहले के समय में, खगोलविदों का मानना ​​था कि छल्ले शाश्वत थे, कि वे ग्रह के जन्म के क्षण से ही अस्तित्व में थे और हमेशा उसके साथ रहेंगे। अब नजरिया बदल गया है. लेकिन गणना से पता चलता है कि छल्ले बहुत टिकाऊ नहीं होते हैं, कि उनके कण धीमे हो जाते हैं और ग्रह पर गिरते हैं, वाष्पित हो जाते हैं और अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं, और उपग्रहों की सतह पर बस जाते हैं। अत: सजावट अस्थायी है, यद्यपि दीर्घकालिक है। खगोलविदों का अब मानना ​​है कि यह वलय ग्रह के उपग्रहों की टक्कर या ज्वारीय व्यवधान का परिणाम है। शायद शनि का वलय सबसे छोटा है, यही कारण है कि यह इतना विशाल और वाष्पशील (बर्फ) से समृद्ध है।

और इसलिए एक अच्छे कैमरे के साथ एक अच्छा टेलीस्कोप तस्वीरें ले सकता है। लेकिन यहां हमें अभी भी रिंग में लगभग कोई संरचना नहीं दिख रही है। एक गहरा "गैप" लंबे समय से देखा गया है - कैसिनी गैप, जिसे 300 साल से भी पहले इतालवी खगोलशास्त्री जियोवानी कैसिनी ने खोजा था। ऐसा लगता है कि अंतराल में कुछ भी नहीं है।

वलय का तल ग्रह की भूमध्य रेखा से मेल खाता है। यह अन्यथा नहीं हो सकता, क्योंकि एक सममित चपटा ग्रह के पास भूमध्य रेखा के साथ गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में एक संभावित छेद होता है। 2004 से 2009 तक ली गई छवियों की एक श्रृंखला में, हम शनि और उसके वलय को विभिन्न कोणों से देखते हैं, क्योंकि शनि का भूमध्य रेखा अपनी कक्षा के तल पर 27° झुका हुआ है, और पृथ्वी हमेशा इस तल के करीब होती है। 2004 में, हम निश्चित रूप से रिंग्स के विमान में थे। आप समझते हैं कि कई दसियों मीटर की मोटाई के साथ, हम वलय को स्वयं नहीं देख सकते हैं। फिर भी, ग्रह की डिस्क पर काली पट्टी ध्यान देने योग्य है। यह बादलों पर एक वलय की छाया है। यह हमें दिखाई देता है क्योंकि पृथ्वी और सूर्य शनि को अलग-अलग दिशाओं से देखते हैं: हम बिल्कुल वलय के तल में देखते हैं, लेकिन सूर्य थोड़ा अलग कोण से प्रकाशित होता है और वलय की छाया बादल की परत पर पड़ती है ग्रह. यदि कोई छाया है, तो इसका मतलब है कि रिंग में काफी सघन पदार्थ भरा हुआ है। वलय की छाया केवल शनि पर विषुव पर गायब हो जाती है, जब सूर्य बिल्कुल अपने विमान में होता है; और यह स्वतंत्र रूप से रिंग की छोटी मोटाई को इंगित करता है।

कई कार्य शनि के छल्लों को समर्पित किए गए हैं। जेम्स क्लर्क मैक्सवेल, वही व्यक्ति जो विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र के अपने समीकरणों के लिए प्रसिद्ध हुए, ने रिंग की भौतिकी की जांच की और दिखाया कि यह एक एकल ठोस वस्तु नहीं हो सकती है, लेकिन इसमें छोटे कण शामिल होने चाहिए, अन्यथा केन्द्रापसारक बल इसे फाड़ देगा। अलग। प्रत्येक कण अपनी कक्षा में उड़ता है - ग्रह के जितना करीब, उतना तेज़।

किसी भी विषय को एक अलग दृष्टिकोण से देखना हमेशा उपयोगी होता है। जहाँ प्रत्यक्ष प्रकाश में हमने कालापन, वलय में एक "डुबकी" देखी, यहाँ हम पदार्थ देखते हैं; यह बिल्कुल अलग प्रकार का है, प्रकाश को अलग तरह से परावर्तित और बिखेरता है

जब अंतरिक्ष जांचकर्ताओं ने हमें शनि के वलय की तस्वीरें भेजीं, तो हम इसकी बेहतरीन संरचना से आश्चर्यचकित रह गए। लेकिन 19वीं शताब्दी में, फ्रांस में पिक डु मिडी वेधशाला के उत्कृष्ट पर्यवेक्षकों ने बिल्कुल इसी संरचना को अपनी आँखों से देखा था, लेकिन तब किसी ने भी वास्तव में उन पर विश्वास नहीं किया था, क्योंकि उनके अलावा किसी ने भी ऐसी सूक्ष्मताओं पर ध्यान नहीं दिया था। लेकिन यह पता चला कि शनि का वलय बिल्कुल वैसा ही है। तारकीय गतिकी विशेषज्ञ रिंग के बाहर शनि के विशाल उपग्रहों और रिंग के अंदर छोटे उपग्रहों के साथ रिंग कणों की गुंजयमान बातचीत के संदर्भ में रिंग की इस बारीक रेडियल संरचना के लिए स्पष्टीकरण की तलाश कर रहे हैं। सामान्य तौर पर, घनत्व तरंगों का सिद्धांत कार्य का सामना करता है, लेकिन यह अभी भी सभी विवरणों को समझाने से बहुत दूर है।

शीर्ष तस्वीर रिंग के दिन वाले हिस्से को दिखाती है। जांच रिंग के तल से होकर उड़ती है, और हम नीचे की तस्वीर में देखते हैं कि यह अपने रात्रि पक्ष के साथ हमारी ओर कैसे मुड़ गया। कैसिनी डिवीजन में सामग्री छाया पक्ष से काफी दिखाई देने लगी, और रिंग का चमकीला हिस्सा, इसके विपरीत, अंधेरा हो गया, क्योंकि यह घना और अपारदर्शी है। जहाँ कालापन था, वहाँ चमक दिखाई देती है क्योंकि छोटे कण परावर्तित नहीं होते, बल्कि प्रकाश को आगे की ओर बिखेर देते हैं। ये छवियां दिखाती हैं कि पदार्थ हर जगह है, बस विभिन्न आकार और संरचना के कण हैं। हम अभी तक वास्तव में यह नहीं समझ पाए हैं कि कौन सी भौतिक घटनाएं इन कणों को अलग करती हैं। शीर्ष छवि शनि के चंद्रमाओं में से एक जानूस को दिखाती है।

यह कहा जाना चाहिए कि यद्यपि अंतरिक्ष यान शनि की अंगूठी के करीब उड़ गए, लेकिन उनमें से कोई भी अंगूठी बनाने वाले वास्तविक कणों को देखने में कामयाब नहीं हुआ। हम केवल उनका सामान्य वितरण देखते हैं। अलग-अलग ब्लॉकों को देखना संभव नहीं है; वे उपकरण को रिंग में लॉन्च करने का जोखिम नहीं उठाते हैं। लेकिन एक दिन तो ऐसा करना ही पड़ेगा.

शनि की रात्रि की ओर से, छल्लों के वे हल्के से दिखाई देने वाले हिस्से तुरंत दिखाई देते हैं जो सीधे प्रकाश में दिखाई नहीं देते हैं।

यह असली रंगीन तस्वीर नहीं है. यहां रंग उन कणों के विशिष्ट आकार को दर्शाते हैं जो एक विशेष क्षेत्र बनाते हैं। लाल छोटे कण हैं, फ़िरोज़ा बड़े हैं।

उस समय, जब वलय सूर्य की ओर किनारे पर मुड़ा, तो बड़ी विषमताओं की छाया वलय के तल पर पड़ी (शीर्ष फोटो)। यहां की सबसे लंबी छाया उपग्रह मीमास से है, और कई छोटी चोटियां, जो इनसेट में बढ़ी हुई छवि में दिखाई गई हैं, को अभी तक स्पष्ट स्पष्टीकरण नहीं मिला है। इनके लिए किलोमीटर आकार के उभार जिम्मेदार हैं। यह संभव है कि उनमें से कुछ सबसे बड़े पत्थरों की छाया हों। लेकिन छाया की अर्ध-नियमित संरचना (नीचे फोटो) गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता के परिणामस्वरूप कणों के अस्थायी संचय के साथ अधिक सुसंगत है।

उपग्रह कुछ छल्लों के साथ उड़ते हैं, तथाकथित "वॉचडॉग" या "चरवाहा कुत्ते", जो अपने गुरुत्वाकर्षण के कारण कुछ छल्लों को धुंधला होने से बचाते हैं। इसके अलावा, उपग्रह स्वयं काफी दिलचस्प हैं। एक पतली रिंग के अंदर चलता है, दूसरा बाहर (उदाहरण के लिए, जानूस और एपिमिथियस)। उनकी परिक्रमा अवधि थोड़ी भिन्न होती है। आंतरिक ग्रह के करीब है और इसलिए, इसकी परिक्रमा तेजी से करता है, बाहरी उपग्रह को पकड़ लेता है और आपसी आकर्षण के कारण इसकी ऊर्जा बदल देता है: बाहरी धीमा हो जाता है, आंतरिक तेज हो जाता है, और वे कक्षाएँ बदल लेते हैं - जो धीमा हुआ वह निम्न कक्षा में चला जाता है, और जो तेज़ हो गया वह निम्न कक्षा में चला जाता है। उच्च कक्षा में। इसलिए वे कई हज़ार चक्कर लगाते हैं, और फिर स्थान बदलते हैं। उदाहरण के लिए, जानूस और एपिमिथियस हर 4 साल में स्थान बदलते हैं।

कुछ साल पहले शनि का सबसे दूर का वलय खोजा गया था, जिस पर बिल्कुल भी संदेह नहीं था। यह वलय चंद्रमा फोएबे से जुड़ा है, जिसकी सतह से धूल उड़ती है, जिससे उपग्रह की कक्षा के साथ का क्षेत्र भर जाता है। इस वलय के घूर्णन का तल, उपग्रह की तरह, ग्रह के भूमध्य रेखा से जुड़ा नहीं है, क्योंकि बड़ी दूरी के कारण, शनि का गुरुत्वाकर्षण एक बिंदु वस्तु के क्षेत्र के रूप में माना जाता है।

प्रत्येक विशाल ग्रह में उपग्रहों का एक परिवार होता है। इनमें बृहस्पति और शनि विशेष रूप से समृद्ध हैं। आज, बृहस्पति के पास उनमें से 69 हैं, और शनि के पास 62 हैं, और नियमित रूप से नए खोजे जा रहे हैं। उपग्रहों के लिए द्रव्यमान और आकार की निचली सीमा औपचारिक रूप से स्थापित नहीं की गई है, इसलिए शनि के लिए यह संख्या मनमानी है: यदि ग्रह के पास 20-30 मीटर आकार की कोई वस्तु खोजी जाती है, तो वह क्या है - ग्रह का उपग्रह या ए इसकी अंगूठी का कण?

ब्रह्मांडीय पिंडों के किसी भी बड़े परिवार में हमेशा बड़े पिंडों की तुलना में छोटे पिंडों की संख्या अधिक होती है। ग्रह उपग्रह कोई अपवाद नहीं हैं। छोटे उपग्रह, एक नियम के रूप में, अनियमित आकार के ब्लॉक होते हैं, जिनमें मुख्य रूप से बर्फ होती है। 500 किमी से कम आकार होने के कारण ये अपने गुरुत्वाकर्षण से स्वयं को गोलाकार आकार देने में सक्षम नहीं होते हैं। बाह्य रूप से, वे क्षुद्रग्रहों और धूमकेतु नाभिकों के समान हैं। संभवतः, उनमें से कई ऐसे हैं, क्योंकि वे बहुत अव्यवस्थित कक्षाओं में ग्रह से बहुत दूर चले जाते हैं। ग्रह उन्हें पकड़ सकता था, और कुछ समय बाद वह उन्हें खो सकता था।

हम अभी तक छोटे क्षुद्रग्रह जैसे उपग्रहों से बहुत परिचित नहीं हैं। मंगल ग्रह के निकट ऐसी वस्तुओं का अध्ययन दूसरों की तुलना में अधिक विस्तार से किया गया है - इसके दो छोटे उपग्रह, फोबोस और डेमोस। फ़ोबोस पर विशेष रूप से ध्यान दिया गया; वे इसकी सतह पर एक जांच भी भेजना चाहते थे, लेकिन यह अभी तक काम नहीं आया है। आप किसी भी ब्रह्मांडीय पिंड को जितना करीब से देखेंगे, उसमें उतने ही अधिक रहस्य समाहित होंगे। फोबोस कोई अपवाद नहीं है. इसकी सतह पर फैली अजीब संरचनाओं को देखें। कई भौतिक सिद्धांत पहले से ही मौजूद हैं जो उनके गठन की व्याख्या करने का प्रयास करते हैं। छोटी-छोटी ढलानों और खांचे की ये रेखाएं मेरिडियन के समान होती हैं। लेकिन अभी तक किसी ने भी उनके गठन का कोई भौतिक सिद्धांत प्रस्तावित नहीं किया है।

सभी छोटे उपग्रह प्रभावों के असंख्य निशान धारण करते हैं। समय-समय पर ये एक-दूसरे से और दूर से आते पिंडों से टकराकर अलग-अलग हिस्सों में बंट जाते हैं और एकजुट भी हो सकते हैं। इसलिए, उनके सुदूर अतीत और उत्पत्ति का पुनर्निर्माण करना आसान नहीं होगा। लेकिन उपग्रहों में वे भी हैं जो आनुवंशिक रूप से ग्रह से संबंधित हैं, क्योंकि वे इसके भूमध्य रेखा के विमान में इसके बगल में चलते हैं और, सबसे अधिक संभावना है, इसके साथ एक सामान्य उत्पत्ति होती है।

विशेष रुचि बड़े ग्रह जैसे उपग्रहों की है। बृहस्पति के पास उनमें से चार हैं; ये तथाकथित "गैलीलियन" उपग्रह हैं - आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो। शक्तिशाली टाइटन अपने आकार और द्रव्यमान के कारण शनि से अलग दिखता है। ये उपग्रह अपने आंतरिक मापदंडों में ग्रहों से लगभग अप्रभेद्य हैं। बात बस इतनी है कि सूर्य के चारों ओर उनकी गति और भी अधिक विशाल पिंडों - मातृ ग्रहों - द्वारा नियंत्रित होती है।

यहां हमारे सामने पृथ्वी और चंद्रमा हैं, और हमारे बगल में, एक पैमाने पर, शनि का उपग्रह टाइटन है। घने वातावरण वाला एक अद्भुत छोटा ग्रह, जिसकी सतह पर मीथेन, ईथेन और प्रोपेन के बड़े तरल "समुद्र" हैं। तरलीकृत गैस के समुद्र, जो टाइटन की सतह के तापमान (-180 डिग्री सेल्सियस) पर तरल रूप में हैं। एक बहुत ही आकर्षक ग्रह, क्योंकि इस पर काम करना आसान और दिलचस्प होगा - वातावरण घना है, विश्वसनीय रूप से ब्रह्मांडीय किरणों से बचाता है और पृथ्वी के वायुमंडल की संरचना के करीब है, क्योंकि इसमें मुख्य रूप से नाइट्रोजन भी शामिल है, हालांकि यह ऑक्सीजन से रहित है . वहां वैक्यूम सूट की जरूरत नहीं है, क्योंकि वायुमंडलीय दबाव लगभग पृथ्वी के समान ही है, यहां तक ​​कि थोड़ा अधिक भी। गर्म कपड़े पहनें, अपनी पीठ पर एक ऑक्सीजन कनस्तर रखें, और आप आसानी से टाइटन पर काम करेंगे। वैसे, यह एकमात्र उपग्रह (चंद्रमा के अलावा) है जिसकी सतह पर एक अंतरिक्ष यान उतारना संभव था। यह ह्यूजेन्स था, जिसे कैसिनी (नासा, ईएसए) पर वहां ले जाया गया था और लैंडिंग काफी सफल रही थी।

यह टाइटन की सतह पर ली गई एकमात्र तस्वीर है। तापमान कम है, इसलिए ब्लॉक बहुत ठंडे पानी की बर्फ हैं। हम इसके बारे में आश्वस्त हैं क्योंकि टाइटन में आमतौर पर ज्यादातर पानी की बर्फ होती है। रंग लाल-लाल है; यह स्वाभाविक है और इस तथ्य के कारण है कि टाइटन के वातावरण में, सौर पराबैंगनी विकिरण के प्रभाव में, सामान्य नाम "थोलिन्स" के तहत काफी जटिल कार्बनिक पदार्थ संश्लेषित होते हैं। इन पदार्थों की धुंध मुख्य रूप से नारंगी और लाल रंगों को सतह पर पहुंचाती है, जिससे वे काफी मजबूती से बिखर जाते हैं। इसलिए अंतरिक्ष से टाइटन के भूगोल का अध्ययन करना काफी कठिन है। रडार मदद करता है. इस लिहाज से स्थिति शुक्र ग्रह से मिलती जुलती है। वैसे, टाइटन पर वायुमंडलीय परिसंचरण भी वीनसियन प्रकार का है: प्रत्येक गोलार्ध में एक शक्तिशाली चक्रवात।

अन्य विशाल ग्रहों के उपग्रह भी मौलिक हैं। यह बृहस्पति का निकटतम उपग्रह आयो है। यह पृथ्वी से चंद्रमा के समान दूरी पर है, लेकिन बृहस्पति एक विशाल ग्रह है, जिसका अर्थ है कि यह अपने उपग्रह पर बहुत दृढ़ता से कार्य करता है। बृहस्पति का आंतरिक भाग पिघल गया और उस पर हमें कई सक्रिय ज्वालामुखी (काले बिंदु) दिखाई देते हैं। यह देखा जा सकता है कि ज्वालामुखियों के आसपास उत्सर्जन बैलिस्टिक प्रक्षेप पथ का अनुसरण करता है। आखिरकार, वहां व्यावहारिक रूप से कोई वातावरण नहीं है, इसलिए ज्वालामुखी से जो बाहर फेंका जाता है वह परवलय (या दीर्घवृत्त?) में उड़ जाता है। Io की सतह पर कम गुरुत्वाकर्षण उच्च उत्सर्जन के लिए स्थितियाँ बनाता है: 250-300 किमी ऊपर, या सीधे अंतरिक्ष में भी!

बृहस्पति का दूसरा उपग्रह यूरोपा है। हमारे अंटार्कटिका की तरह, बर्फ की परत से ढका हुआ। परत के नीचे, जो अनुमानतः 25-30 किमी मोटा है, तरल पानी का एक महासागर है। बर्फ की सतह अनेक प्राचीन दरारों से ढकी हुई है। लेकिन भूमिगत महासागर के प्रभाव में, बर्फ की परतें धीरे-धीरे खिसकती हैं, जो पृथ्वी के महाद्वीपों के बहाव की याद दिलाती हैं।

बर्फ में दरारें समय-समय पर खुलती रहती हैं और पानी फव्वारों के रूप में बाहर निकलता रहता है। अब हम इसे निश्चित रूप से जानते हैं, क्योंकि हमने हबल स्पेस टेलीस्कोप का उपयोग करके फव्वारे देखे थे। इससे यूरोप के जल क्षेत्र की खोज की संभावना खुल गई है। हम इसके बारे में पहले से ही कुछ जानते हैं: यह खारा पानी है, जो बिजली का अच्छा संवाहक है, जैसा कि चुंबकीय क्षेत्र से संकेत मिलता है। इसका तापमान संभवतः कमरे के तापमान के करीब है, लेकिन हम अभी भी इसकी जैविक संरचना के बारे में कुछ नहीं जानते हैं। मैं इस पानी को इकट्ठा करके उसका विश्लेषण करना चाहूँगा। और इस उद्देश्य के लिए अभियान पहले से ही तैयार किए जा रहे हैं।

हमारे चंद्रमा सहित ग्रहों के अन्य बड़े उपग्रह भी कम दिलचस्प नहीं हैं। वास्तव में, वे उपग्रह ग्रहों के एक स्वतंत्र समूह का प्रतिनिधित्व करते हैं।

यहां, उसी पैमाने पर, बुध की तुलना में सबसे बड़े उपग्रह दिखाए गए हैं। वे किसी भी तरह से उससे कमतर नहीं हैं, और अपने स्वभाव से उनमें से कुछ तो और भी दिलचस्प हैं।

अमूर्त

खगोल विज्ञान पर

के विषय पर:

"विशाल ग्रह"

कार्य कक्षा 11 "बी" के एक छात्र द्वारा पूरा किया गया

माध्यमिक विद्यालय क्रमांक 4

फोमिन मैक्सिम

मैंने टिपटारेवा वी.वी. की जाँच की।

मायतिश्ची, 2001.

विशालकाय ग्रह

विशाल ग्रहों और स्थलीय ग्रहों के बीच अंतर

सामान्य विशेषताएँ

वायुमंडल

बृहस्पति वलय

बृहस्पति के आंतरिक और बाहरी उपग्रह

वायुमंडल और बादल की परत

शनि के चुंबकीय गुण

शनि के चंद्रमा

सामान्य जानकारी

खोज का इतिहास

यूरेनस के घूर्णन की विशेषताएं

यूरेनस की रासायनिक संरचना, भौतिक स्थितियाँ और संरचना

यूरेनस के छल्ले

मैग्नेटोस्फीयर

यूरेनस के चंद्रमा

सामान्य जानकारी

खोज का इतिहास

रासायनिक संरचना, भौतिक स्थितियाँ और आंतरिक संरचना

नेपच्यून के चंद्रमा

नेप्च्यून के छल्ले

मैग्नेटोस्फीयर

7. सन्दर्भों की सूची

विशाल ग्रह

बृहस्पति, शनि, यूरेनस और नेपच्यून जोवियन ग्रहों के समूह या विशाल ग्रहों के समूह का प्रतिनिधित्व करते हैं, हालांकि उनके बड़े व्यास एकमात्र विशेषता नहीं हैं जो इन ग्रहों को स्थलीय ग्रहों से अलग करते हैं। विशाल ग्रहों का घनत्व कम होता है, दैनिक घूर्णन की अवधि कम होती है और इसलिए, ध्रुवों पर महत्वपूर्ण संपीड़न होता है; उनकी दृश्यमान सतहें सूर्य की किरणों को अच्छी तरह परावर्तित करती हैं, या दूसरे शब्दों में बिखेरती हैं।

यह लंबे समय से स्थापित है कि विशाल ग्रहों के वायुमंडल में मीथेन, अमोनिया, हाइड्रोजन और हीलियम शामिल हैं। बड़े ग्रहों के स्पेक्ट्रा में मीथेन और अमोनिया के अवशोषण बैंड बड़ी संख्या में दिखाई देते हैं। इसके अलावा, बृहस्पति से नेप्च्यून में संक्रमण के साथ, मीथेन बैंड धीरे-धीरे मजबूत होते हैं, और अमोनिया बैंड कमजोर होते हैं। विशाल ग्रहों के वायुमंडल का मुख्य भाग घने बादलों से भरा हुआ है, जिसके ऊपर एक काफी पारदर्शी गैस परत है, जहाँ छोटे कण, संभवतः जमे हुए अमोनिया और मीथेन के क्रिस्टल, "तैरते" हैं।

यह बिल्कुल स्वाभाविक है कि विशाल ग्रहों में से, हमारे निकटतम दो ग्रहों का सबसे अच्छा अध्ययन किया गया है - बृहस्पति और शनि।

चूँकि यूरेनस और नेपच्यून वर्तमान में वैज्ञानिकों का अधिक ध्यान आकर्षित नहीं करते हैं, आइए बृहस्पति और शनि पर अधिक विस्तार से ध्यान दें। इसके अलावा, बृहस्पति और शनि के वर्णन के संबंध में हल किए जा सकने वाले प्रश्नों का एक महत्वपूर्ण हिस्सा नेपच्यून पर भी लागू होता है।

बृहस्पति सौर मंडल के सबसे अद्भुत ग्रहों में से एक है, और हम शनि की तुलना में इस पर अधिक ध्यान देते हैं। इस ग्रह के बारे में जो असामान्य बात है वह इसका धारीदार शरीर नहीं है जिसमें काली धारियों की तीव्र गति और उनकी चौड़ाई में परिवर्तन होता है, और न ही विशाल लाल धब्बा, जिसका व्यास लगभग 60 हजार है। किमी.,समय-समय पर अपना रंग और चमक बदलना, और अंत में, ग्रह परिवार में आकार और द्रव्यमान में इसकी "प्रमुख" स्थिति नहीं। असाधारण बात यह है कि बृहस्पति, जैसा कि रेडियो खगोलीय अवलोकनों से पता चला है, न केवल थर्मल, बल्कि तथाकथित गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन का भी स्रोत है। सामान्य तौर पर, शांत प्रक्रियाओं वाले ग्रहों के लिए, गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन पूरी तरह से अप्रत्याशित है।

यह तथ्य कि शुक्र, मंगल, बृहस्पति और शनि थर्मल रेडियो उत्सर्जन के स्रोत हैं, अब दृढ़ता से स्थापित हो गया है और वैज्ञानिकों के बीच कोई संदेह पैदा नहीं होता है। यह रेडियो उत्सर्जन पूरी तरह से ग्रहों के थर्मल उत्सर्जन से मेल खाता है और एक "अवशेष", या अधिक सटीक रूप से, एक गर्म शरीर के थर्मल स्पेक्ट्रम की एक कम आवृत्ति "पूंछ" है। चूँकि थर्मल रेडियो उत्सर्जन का तंत्र सर्वविदित है, ऐसे अवलोकन से ग्रहों के तापमान को मापना संभव हो जाता है। थर्मल रेडियो उत्सर्जन को सेंटीमीटर-वेव रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके रिकॉर्ड किया जाता है। वेव 3 पर बृहस्पति का पहला अवलोकन पहले ही हो चुका है सेमीरेडियो उत्सर्जन का तापमान अवरक्त किरणों में रेडियोमेट्रिक अवलोकन के समान दिया गया। औसतन, यह तापमान लगभग - 150°C होता है। लेकिन ऐसा होता है कि इस औसत तापमान से विचलन 50-70 और कभी-कभी 140 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच जाता है, उदाहरण के लिए, अप्रैल-मई 1958 में। दुर्भाग्य से, यह पता लगाना अभी तक संभव नहीं हो पाया है कि समान तरंग दैर्ध्य पर देखे गए रेडियो उत्सर्जन में ये विचलन ग्रह के घूर्णन से संबंधित हैं या नहीं। और यहाँ मुद्दा, जाहिर है, यह नहीं है कि बृहस्पति का कोणीय व्यास सबसे बड़े रेडियो दूरबीनों के सर्वोत्तम रिज़ॉल्यूशन का आधा है और इसलिए, सतह के अलग-अलग हिस्सों का निरीक्षण करना असंभव है। इन प्रश्नों का उत्तर देने के लिए मौजूदा अवलोकनों की संख्या अभी भी बहुत कम है।

जहाँ तक रेडियो दूरबीनों के कम रिज़ॉल्यूशन से जुड़ी कठिनाइयों का सवाल है, बृहस्पति के संबंध में आप उन्हें दूर करने का प्रयास कर सकते हैं। केवल अवलोकनों के आधार पर, असामान्य रेडियो उत्सर्जन की अवधि को विश्वसनीय रूप से स्थापित करना आवश्यक है, और फिर इसकी तुलना बृहस्पति के अलग-अलग क्षेत्रों की घूर्णन अवधि से करें। आइए याद रखें कि 9 घंटे और 50 मिनट की अवधि इसके भूमध्यरेखीय क्षेत्र की घूर्णन अवधि है। समशीतोष्ण अक्षांशों के क्षेत्रों के लिए अवधि 5 - 6 मिनट है। बड़ा (सामान्य तौर पर, बृहस्पति की सतह पर विभिन्न अवधियों के साथ 11 धाराएँ होती हैं)।

इस प्रकार, आगे के अवलोकन हमें अंतिम परिणाम तक ले जा सकते हैं। बृहस्पति के असामान्य रेडियो उत्सर्जन और उसकी घूर्णन अवधि के बीच संबंध का प्रश्न कोई छोटा महत्व नहीं रखता है। यदि, उदाहरण के लिए, यह पता चलता है कि इस विकिरण का स्रोत बृहस्पति की सतह से जुड़ा नहीं है, तो सौर गतिविधि के साथ इसके संबंध के लिए और अधिक गहन खोज की आवश्यकता होगी।

कुछ समय पहले, कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी के शोधकर्ता राखकृष्णन और रॉबर्ट्स ने बृहस्पति से डेसीमीटर तरंगों (31 सेमी) पर रेडियो उत्सर्जन देखा था। . उन्होंने दो परवलयिक दर्पणों के साथ एक इंटरफेरोमीटर का उपयोग किया। इससे उन्हें स्रोत के कोणीय आयामों को अलग करने की अनुमति मिली, जो बृहस्पति के भूमध्य रेखा के विमान में एक अंगूठी है जिसका व्यास ग्रह के व्यास का लगभग तीन गुना है। बृहस्पति का तापमान, जो डेसीमीटर तरंगों पर निर्धारित किया गया था, इस रेडियो उत्सर्जन के स्रोत की प्रकृति को थर्मल मानने के लिए बहुत अधिक निकला। जाहिर है, यहां हम बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़े गए आवेशित कणों के साथ-साथ महत्वपूर्ण गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के कारण ग्रह के पास केंद्रित विकिरण से उत्पन्न होने वाले विकिरण से निपट रहे हैं।

इस प्रकार, रेडियो खगोल विज्ञान अवलोकन बृहस्पति के वायुमंडल में भौतिक स्थितियों का अध्ययन करने का एक शक्तिशाली तरीका बन गया है।

हमने बृहस्पति से दो प्रकार के रेडियो उत्सर्जन के बारे में संक्षेप में बात की। यह, सबसे पहले, मुख्य रूप से वायुमंडल का थर्मल रेडियो उत्सर्जन है, जो सेंटीमीटर तरंगों पर देखा जाता है। दूसरे, डेसीमीटर तरंगों पर रेडियो उत्सर्जन, जो, पूरी संभावना है, गैर-थर्मल प्रकृति का है।

आइए हम बृहस्पति से तीसरे प्रकार के रेडियो उत्सर्जन पर संक्षेप में ध्यान दें, जो कि, जैसा कि ऊपर बताया गया है, ग्रहों के लिए असामान्य है। इस प्रकार का रेडियो उत्सर्जन भी प्रकृति में गैर-थर्मल होता है और कई दसियों मीटर लंबी रेडियो तरंगों में दर्ज किया जाता है।

वैज्ञानिक तीव्र शोर वाले तूफानों और "अक्षुब्ध" सूर्य के फटने को जानते हैं। ऐसे रेडियो उत्सर्जन का एक अन्य प्रसिद्ध स्रोत तथाकथित क्रैब नेबुला है। वायुमंडल में और ग्रहों की सतहों पर भौतिक स्थितियों के विचार के अनुसार, जो 1955 से पहले मौजूद थे, किसी को उम्मीद नहीं थी कि कम से कम एक ग्रह विभिन्न प्रकृति की वस्तुओं की तरह "साँस" लेने में सक्षम होगा - सूर्य या केकड़ा निहारिका. इसलिए इसमें कोई आश्चर्य की बात नहीं है कि जब 1955 में. क्रैब नेबुला के पर्यवेक्षकों ने परिवर्तनशील तीव्रता के रेडियो उत्सर्जन का एक अलग स्रोत दर्ज किया, उन्होंने तुरंत इसका श्रेय बृहस्पति को देने का निर्णय नहीं लिया। लेकिन इस दिशा में किसी अन्य वस्तु की खोज नहीं की गई थी, इसलिए काफी महत्वपूर्ण रेडियो उत्सर्जन की घटना के लिए सारा "दोष" अंततः बृहस्पति पर डाल दिया गया।

बृहस्पति के विकिरण की एक विशेषता यह है कि रेडियो विस्फोट लंबे समय तक नहीं रहता है (0.5 - 1.5 सेकंड)। इसलिए, इस मामले में रेडियो तरंगों के तंत्र की खोज में, किसी को स्रोत की असतत प्रकृति की धारणा से आगे बढ़ना चाहिए ( डिस्चार्ज के समान), या यदि स्रोत लगातार संचालित होता है तो एक संकीर्ण दिशात्मक विकिरण। बृहस्पति के रेडियो विस्फोटों की उत्पत्ति के संभावित कारणों में से एक को इस परिकल्पना द्वारा समझाया गया था कि ग्रह के वायुमंडल में बिजली के समान विद्युत निर्वहन दिखाई देते हैं। लेकिन बाद में यह पता चला कि बृहस्पति पर ऐसे तीव्र रेडियो विस्फोटों के निर्माण के लिए, निर्वहन की शक्ति पृथ्वी की तुलना में लगभग एक अरब गुना अधिक होनी चाहिए। इसका मतलब यह है कि यदि बृहस्पति का रेडियो उत्सर्जन विद्युत निर्वहन के कारण उत्पन्न होता है, तो बाद वाला पृथ्वी पर तूफान के दौरान उत्पन्न होने वाले उत्सर्जन की तुलना में पूरी तरह से अलग प्रकृति का होना चाहिए। अन्य परिकल्पनाओं के बीच, यह धारणा ध्यान देने योग्य है कि बृहस्पति एक आयनमंडल से घिरा हुआ है। इस मामले में, 1 - 25 मेगाहर्ट्ज की आवृत्तियों के साथ आयनित गैस के उत्तेजना का स्रोत शॉक तरंगें हो सकती हैं। ऐसे मॉडल को आवधिक अल्पकालिक रेडियो विस्फोटों के अनुरूप बनाने के लिए, यह माना जाना चाहिए कि रेडियो उत्सर्जन एक शंकु की सीमाओं के भीतर बाहरी अंतरिक्ष में उभरता है, जिसका शीर्ष स्रोत की स्थिति के साथ मेल खाता है, और शीर्ष पर कोण लगभग 40° है। यह भी संभव है कि शॉक तरंगें ग्रह की सतह पर होने वाली प्रक्रियाओं के कारण होती हैं, या अधिक विशेष रूप से, यहां हम ज्वालामुखीय गतिविधि की अभिव्यक्ति से निपट रहे हैं। इस संबंध में विशाल ग्रहों की आंतरिक संरचना के मॉडल पर पुनर्विचार करना आवश्यक है। बृहस्पति से कम आवृत्ति वाले रेडियो उत्सर्जन की उत्पत्ति के तंत्र के अंतिम स्पष्टीकरण के लिए, इस प्रश्न का उत्तर भविष्य पर निर्भर होना चाहिए। अब हम केवल यह कह सकते हैं कि इस विकिरण के स्रोतों ने, अवलोकनों के आधार पर, आठ वर्षों से बृहस्पति पर अपनी स्थिति नहीं बदली है। इसलिए, हम सोच सकते हैं कि वे ग्रह की सतह से जुड़े हुए हैं।

इस प्रकार, बृहस्पति का रेडियो अवलोकन हाल ही में इस ग्रह का अध्ययन करने के सबसे प्रभावी तरीकों में से एक बन गया है। और यद्यपि, जैसा कि अनुसंधान के एक नए चरण की शुरुआत में अक्सर होता है, बृहस्पति के रेडियो अवलोकनों के परिणामों की व्याख्या बड़ी कठिनाइयों से जुड़ी होती है, एक ठंडे और "शांत" ग्रह के रूप में इसके बारे में आम राय काफी नाटकीय रूप से बदल गई है।

अवलोकनों से पता चलता है कि बृहस्पति की दृश्य सतह पर कई धब्बे हैं, जो आकार, आकार, चमक और यहां तक ​​कि रंग में भिन्न हैं। इन धब्बों का स्थान और स्वरूप बहुत तेज़ी से बदलता है, और न केवल ग्रह के तेज़ दैनिक घूर्णन के कारण। ऐसे कई कारण हैं जो इन परिवर्तनों का कारण बनते हैं। सबसे पहले, यह एक तीव्र वायुमंडलीय परिसंचरण है, जो पृथ्वी के वायुमंडल में अलग-अलग वायु परतों के घूर्णन की विभिन्न रैखिक गति की उपस्थिति के कारण होता है; दूसरे, विभिन्न अक्षांशों पर स्थित ग्रह के कुछ हिस्सों की सौर किरणों द्वारा असमान तापन। आंतरिक ऊष्मा, जिसका स्रोत तत्वों का रेडियोधर्मी क्षय है, भी एक प्रमुख भूमिका निभा सकती है।

यदि आप सबसे अनुकूल वायुमंडलीय परिस्थितियों के दौरान लंबी अवधि (मान लीजिए, कई वर्षों) में बृहस्पति की तस्वीर लेते हैं, तो आप बृहस्पति पर, या अधिक सटीक रूप से, इसके वातावरण में होने वाले परिवर्तनों को देख सकते हैं। विभिन्न देशों के खगोलशास्त्री अब इन परिवर्तनों के अवलोकन (उन्हें समझाने के लिए) पर बहुत ध्यान दे रहे हैं। यूनानी खगोलशास्त्री फ़ोकस, विभिन्न अवधियों (कभी-कभी दसियों वर्षों के अंतराल के साथ) में बनाए गए बृहस्पति के मानचित्रों की तुलना करते हुए इस निष्कर्ष पर पहुंचे: बृहस्पति के वातावरण में परिवर्तन सूर्य पर होने वाली प्रक्रियाओं से जुड़े हैं।

इसमें कोई संदेह नहीं है कि बृहस्पति के काले धब्बे ग्रह के चारों ओर निरंतर बादलों की घनी परत से संबंधित हैं। इस परत के ऊपर एक दुर्लभ गैस का खोल होता है।

बृहस्पति के वायुमंडल के गैस भाग द्वारा बादल स्तर पर बनाया गया वायुमंडलीय दबाव संभवतः 20 - 30 मिमी से अधिक नहीं है। बुध . कम से कम, नीले फिल्टर के माध्यम से बृहस्पति को देखने पर गैस का आवरण अंधेरे धब्बों और उज्ज्वल परिवेश के बीच के अंतर को मुश्किल से कम करता है। इसलिए, सामान्य तौर पर, बृहस्पति के वायुमंडल की गैस परत काफी पारदर्शी है। बृहस्पति के व्यास के साथ चमक वितरण के फोटोमेट्रिक माप से भी इसका प्रमाण मिलता है। यह पता चला कि ग्रह की छवि के किनारे की ओर चमक में कमी नीली और लाल दोनों किरणों में लगभग समान है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि बृहस्पति पर बादलों और गैस की परतों के बीच निश्चित रूप से कोई तीव्र सीमा नहीं है, और इसलिए बादल स्तर पर उपरोक्त दबाव मान को अनुमानित माना जाना चाहिए।

अन्य ग्रहों की तरह बृहस्पति के वातावरण की रासायनिक संरचना का अध्ययन 20वीं सदी की शुरुआत में शुरू हुआ। बृहस्पति के स्पेक्ट्रम में दृश्य और अवरक्त दोनों क्षेत्रों में बड़ी संख्या में तीव्र बैंड स्थित हैं। 1932 में इनमें से लगभग हर बैंड की पहचान मीथेन या अमोनिया के रूप में की गई है।

अमेरिकी खगोलविदों डनहम, एडेल और स्लिफ़र ने विशेष प्रयोगशाला अध्ययन किए और पाया कि बृहस्पति के वातावरण में अमोनिया की मात्रा एक परत मोटी के बराबर है एमदबाव1 पर एटीएम.,जबकि मीथेन की मात्रा 45 है एमदबाव 45 पर ए.टी.एम.

बृहस्पति के वायुमंडल का मुख्य घटक संभवतः हाइड्रोजन है। हाल ही में, टिप्पणियों द्वारा इस धारणा की पुष्टि की गई है।

शनि निस्संदेह सौर मंडल का सबसे सुंदर ग्रह है। लगभग हमेशा, दूरबीन के दृश्य क्षेत्र में, पर्यवेक्षक इस ग्रह को एक वलय से घिरा हुआ देखता है, जो करीब से देखने पर, तीन वलय की एक प्रणाली है। सच है, ये छल्ले कम-विपरीत अंतराल द्वारा एक-दूसरे से अलग होते हैं, इसलिए सभी तीन छल्लों को देखना हमेशा संभव नहीं होता है। यदि आप शनि को सर्वोत्तम वायुमंडलीय परिस्थितियों (थोड़े अशांत छवि झटके, आदि के साथ) और 700-800 गुना के आवर्धन के साथ देखते हैं, तो यहां तक ​​​​कि तीन रिंगों में से प्रत्येक पर पतली संकेंद्रित धारियां मुश्किल से ध्यान देने योग्य होती हैं, जो बीच के अंतराल की याद दिलाती हैं। छल्ले. सबसे हल्का और चौड़ा मध्य वलय है, और चमक में सबसे कमजोर भीतरी है। वलय प्रणाली का बाहरी व्यास लगभग 2.4 गुना है, और आंतरिक व्यास ग्रह के व्यास से 1.7 गुना बड़ा है।

हाल ही में, हमारे देश में शनि के छल्लों का सबसे गंभीर अध्ययन मास्को के खगोलशास्त्री एम. एस. बोब्रोव द्वारा किया गया है। पृथ्वी और सूर्य के संबंध में या तथाकथित चरण कोण के आधार पर छल्लों की चमक में परिवर्तन के अवलोकन का उपयोग करते हुए, उन्होंने छल्लों को बनाने वाले कणों के आकार को निर्धारित किया।

यह पता चला कि छल्ले बनाने वाले कण कई सेंटीमीटर और यहां तक ​​कि मीटर व्यास तक पहुंचते हैं। एम. एस. बोब्रोव की गणना के अनुसार, शनि के छल्लों की मोटाई 10-20 से अधिक नहीं है किमी.

बृहस्पति की तरह, शनि पर भी भूमध्य रेखा के समानांतर काली धारियाँ हैं। बृहस्पति की तरह, शनि की विशेषता विभिन्न अक्षांशों वाले क्षेत्रों के लिए अलग-अलग घूर्णन गति है। सच है, शनि की डिस्क पर धारियाँ अधिक स्थायी हैं और विवरणों की संख्या बृहस्पति की तुलना में कम है।

स्थलीय ग्रहों से विशाल ग्रहों का अंतर

बुध, शुक्र, पृथ्वी और मंगल अपने छोटे आकार, कम द्रव्यमान, उच्च घनत्व, धीमी गति से घूमने, बहुत अधिक कमजोर वायुमंडल में विशाल ग्रहों से भिन्न हैं (बुध में वस्तुतः कोई वायुमंडल नहीं है, इसलिए इसका दिन का गोलार्ध बहुत गर्म है; सभी विशाल ग्रह घिरे हुए हैं) शक्तिशाली विस्तारित वायुमंडल द्वारा), उपग्रहों की कम संख्या या उनकी अनुपस्थिति।

चूँकि विशाल ग्रह सूर्य से बहुत दूर हैं, इसलिए उनका तापमान (कम से कम उनके बादलों के ऊपर) बहुत कम है: बृहस्पति पर - 145 C, शनि पर - 180 C, यूरेनस और नेपच्यून पर और भी कम। और स्थलीय ग्रहों का तापमान बहुत अधिक है (शुक्र पर प्लस 500 C तक)। विशाल ग्रहों के कम औसत घनत्व को इस तथ्य से समझाया जा सकता है कि यह द्रव्यमान को दृश्य मात्रा से विभाजित करके प्राप्त किया जाता है, और हम विशाल वायुमंडल की अपारदर्शी परत से मात्रा का अनुमान लगाते हैं। कम घनत्व और हाइड्रोजन की प्रचुरता विशाल ग्रहों को अन्य ग्रहों से अलग करती है।

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सामान्य विशेषताएँ

शुक्र के बाद बृहस्पति सौर मंडल का दूसरा सबसे चमकीला ग्रह है। लेकिन अगर शुक्र को केवल सुबह या शाम को देखा जा सकता है, तो बृहस्पति कभी-कभी पूरी रात चमकता है। इस ग्रह की धीमी, राजसी गति के कारण, प्राचीन यूनानियों ने इसे अपने सर्वोच्च देवता ज़ीउस का नाम दिया था; रोमन पैंथियन में यह बृहस्पति से मेल खाता था।

दो बार बृहस्पति ने खगोल विज्ञान के इतिहास में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाई। यह उपग्रहों की खोज करने वाला पहला ग्रह बन गया। 1610 में, गैलीलियो ने बृहस्पति पर एक दूरबीन की ओर इशारा करते हुए, ग्रह के पास चार तारे देखे, जो नग्न आंखों के लिए अदृश्य थे। अगले दिन उन्होंने बृहस्पति के सापेक्ष और एक-दूसरे के सापेक्ष अपनी स्थिति बदल ली। इन तारों का अवलोकन करते हुए, गैलीलियो ने निष्कर्ष निकाला कि वह बृहस्पति के उपग्रहों का अवलोकन कर रहे थे, जो इसके चारों ओर एक केंद्रीय पिंड के रूप में बने थे। यह सौर मंडल का एक छोटा मॉडल था। बृहस्पति के गैलिलियन चंद्रमाओं - आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो - की तीव्र और अत्यधिक दृश्यमान हलचलें उन्हें उपयोगी "आकाश घड़ियाँ" बनाती हैं, और नाविक लंबे समय से खुले समुद्र में जहाज की स्थिति निर्धारित करने के लिए उनका उपयोग करते हैं।

दूसरी बार, बृहस्पति और उसके चंद्रमाओं ने सबसे पुराने रहस्यों में से एक को सुलझाने में मदद की: क्या प्रकाश तुरंत यात्रा करता है या इसकी गति सीमित है? बृहस्पति के चंद्रमाओं के ग्रहणों को नियमित रूप से देखने और प्रारंभिक गणनाओं के परिणामों के साथ इन आंकड़ों की तुलना करने से, डेनिश खगोलशास्त्री ओले रोमर ने 1675 में पता लगाया कि यदि बृहस्पति और पृथ्वी सूर्य के विपरीत पक्षों पर थे तो अवलोकन और गणनाएं अलग हो गईं। इस स्थिति में, उपग्रहों के ग्रहण में लगभग 1000 सेकंड की देरी होती है। रोमर सही निष्कर्ष पर पहुंचे कि 1000 एस. - यह वही व्यास है जिसकी प्रकाश को पृथ्वी की कक्षा को पार करने के लिए आवश्यकता होती है। चूँकि पृथ्वी की कक्षा का व्यास 300 मिलियन किलोमीटर है, प्रकाश की गति 300,000 किमी/सेकेंड के करीब है।

बृहस्पति एक विशाल ग्रह है जिसमें हमारे संपूर्ण ग्रह मंडल का 2/3 से अधिक भाग समाहित है। बृहस्पति का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान के बराबर 318 है। इसका आयतन पृथ्वी से 1300 गुना अधिक है। बृहस्पति का औसत घनत्व 1330 kg/m^3 है, जो पानी के घनत्व के बराबर और पृथ्वी के घनत्व से चार गुना कम है। ग्रह की दृश्य सतह पृथ्वी के क्षेत्रफल से 120 गुना बड़ी है। बृहस्पति हाइड्रोजन का एक विशाल गोला है; इसकी रासायनिक संरचना लगभग सूर्य के समान है। लेकिन बृहस्पति पर तापमान बहुत कम है: -140°C।

बृहस्पति तेजी से घूमता है (परिक्रमण अवधि 9 घंटे 55 मिनट 29 सेकंड)। केन्द्रापसारक बलों की कार्रवाई के कारण, ग्रह स्पष्ट रूप से चपटा हो गया, और इसका ध्रुवीय त्रिज्या भूमध्यरेखीय त्रिज्या से 4,400 किमी कम हो गया, जो 71,400 किमी के बराबर है। बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी से 12 गुना अधिक मजबूत है।

पांच अमेरिकी अंतरिक्ष यान ने बृहस्पति का दौरा किया: 1973 में - पायनियर 10, 1974 में - पायनियर 11। मार्च और जुलाई 1979 में, बड़े और "स्मार्ट" उपकरणों - वोयाजर 1 और -2 ने इसका दौरा किया। दिसंबर 1995 में, गैलीलियो इंटरप्लेनेटरी स्टेशन ने इसके लिए उड़ान भरी, जो बृहस्पति का पहला कृत्रिम उपग्रह बन गया और इसके वायुमंडल में एक जांच भेजी गई। .

आइए हम भी बृहस्पति की गहराइयों में एक छोटी सी मानसिक यात्रा करें।

वायुमंडल

बृहस्पति का वायुमंडल हाइड्रोजन और हीलियम से बना ग्रह का एक विशाल, अशांत हिस्सा है। बृहस्पति पर सामान्य परिसंचरण को चलाने वाला तंत्र पृथ्वी के समान ही है: ध्रुवों और भूमध्य रेखा पर सूर्य से प्राप्त गर्मी की मात्रा में अंतर हाइड्रोडायनामिक प्रवाह को जन्म देता है जो कोरिओलिस बल द्वारा एक क्षेत्रीय दिशा में विक्षेपित होता है। बृहस्पति जितनी तेजी से घूमने के साथ, स्ट्रीमलाइन लगभग भूमध्य रेखा के समानांतर हैं। तस्वीर संवहनी आंदोलनों से जटिल है, जो विभिन्न गति के हाइड्रोडायनामिक प्रवाह के बीच की सीमाओं पर अधिक तीव्र हैं। संवहन गतियाँ एक रंगीन पदार्थ को ऊपर की ओर ले जाती हैं, जिसकी उपस्थिति बृहस्पति के थोड़े लाल रंग की व्याख्या करती है। गहरे रंग की धारियों के क्षेत्र में, संवहनी गति सबसे मजबूत होती है, और यह उनके अधिक तीव्र रंग की व्याख्या करता है।

पृथ्वी के वायुमंडल की तरह ही बृहस्पति पर भी चक्रवात बन सकते हैं। अनुमान बताते हैं कि बड़े चक्रवात, यदि वे बृहस्पति के वातावरण में बनते हैं, तो बहुत स्थिर हो सकते हैं (जीवनकाल 100 हजार वर्ष तक)। ग्रेट रेड स्पॉट संभवतः ऐसे चक्रवात का एक उदाहरण है। अमेरिकी पायनियर 10 और पायनियर 11 अंतरिक्ष यान पर स्थापित उपकरणों का उपयोग करके प्राप्त बृहस्पति की छवियों से पता चला कि लाल धब्बा इस प्रकार की एकमात्र संरचना नहीं है: कई छोटे लगातार लाल धब्बे हैं।

स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकनों ने बृहस्पति के वातावरण में आणविक हाइड्रोजन, हीलियम, मीथेन, अमोनिया, ईथेन, एसिटिलीन और जल वाष्प की उपस्थिति स्थापित की है। जाहिर है, वायुमंडल की मौलिक संरचना (और संपूर्ण ग्रह) सौर एक (90% हाइड्रोजन, 9% हीलियम, 1% भारी तत्व) से भिन्न नहीं है।

बादल परत की ऊपरी सीमा पर कुल दबाव लगभग 1 एटीएम है। बादल की परत की एक जटिल संरचना होती है। ऊपरी स्तर में नीचे अमोनिया क्रिस्टल होते हैं, बर्फ के क्रिस्टल और पानी की बूंदों के बादल होने चाहिए।

बृहस्पति का अवरक्त चमक तापमान, अंतराल 8 - 14 μm में मापा जाता है, डिस्क के केंद्र पर 128 - 130 K है। यदि हम केंद्रीय मध्याह्न रेखा और भूमध्य रेखा के साथ तापमान अनुभागों को देखें, तो हम देख सकते हैं कि डिस्क के किनारे पर मापा गया तापमान केंद्र की तुलना में कम है। इस प्रकार इसे समझाया जा सकता है। डिस्क के किनारे पर, दृष्टि की रेखा तिरछी है, और प्रभावी उत्सर्जन स्तर (अर्थात, वह स्तर जिस पर ऑप्टिकल मोटाई =1 प्राप्त की जाती है) केंद्र की तुलना में अधिक ऊंचाई पर वातावरण में स्थित है डिस्क. यदि ऊंचाई बढ़ने के साथ वातावरण में तापमान गिरता है, तो किनारे पर चमक और तापमान कुछ कम हो जाएगा। कई सेंटीमीटर मोटी (सामान्य दबाव पर) अमोनिया की परत पहले से ही 8 - 14 माइक्रोन की सीमा में अवरक्त विकिरण के लिए व्यावहारिक रूप से अपारदर्शी है। इससे पता चलता है कि बृहस्पति का अवरक्त चमक तापमान उसके वायुमंडल की काफी ऊंची परतों को संदर्भित करता है। सीएच बैंड में तीव्रता वितरण से पता चलता है कि बादलों का तापमान बहुत अधिक है (160 - 170 K)। 170 K से नीचे के तापमान पर, अमोनिया (यदि इसकी मात्रा स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकनों से मेल खाती है) को संघनित होना चाहिए; इसलिए यह माना जाता है कि बृहस्पति का बादल आवरण कम से कम आंशिक रूप से अमोनिया से बना है। मीथेन कम तापमान पर संघनित हो जाती है और बृहस्पति पर बादलों के निर्माण में भाग नहीं ले सकती।

130K का चमक तापमान संतुलन तापमान से काफी अधिक है, यानी, ऐसा शरीर होना चाहिए जो केवल सौर विकिरण के पुन: उत्सर्जन के कारण चमकता हो। ग्रह की परावर्तनशीलता की माप को ध्यान में रखने वाली गणनाओं से लगभग 100K का संतुलन तापमान प्राप्त होता है। यह महत्वपूर्ण है कि लगभग 130K का चमक तापमान मान न केवल 8-14 माइक्रोन की संकीर्ण सीमा में प्राप्त किया गया था, बल्कि इससे कहीं आगे भी प्राप्त किया गया था। इस प्रकार, बृहस्पति का कुल विकिरण सूर्य से प्राप्त ऊर्जा से 2.9 गुना अधिक है, और इसके द्वारा उत्सर्जित अधिकांश ऊर्जा इसके आंतरिक ताप स्रोत के कारण है। इस अर्थ में, बृहस्पति स्थलीय ग्रहों की तुलना में तारों के अधिक निकट है। हालाँकि, बृहस्पति की आंतरिक ऊर्जा का स्रोत, निश्चित रूप से, परमाणु प्रतिक्रियाएँ नहीं हैं। जाहिरा तौर पर, ग्रह के गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के दौरान संचित ऊर्जा भंडार उत्सर्जित होता है (एक प्रोटोप्लेनेटरी नेबुला से ग्रह बनाने की प्रक्रिया में, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा, जब ग्रह बनाने वाली धूल और गैस की गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा को गतिक और फिर थर्मल में बदलना चाहिए) ).

बड़े आंतरिक ताप प्रवाह की उपस्थिति का मतलब है कि तापमान गहराई के साथ काफी तेज़ी से बढ़ता है। सबसे संभावित सैद्धांतिक मॉडल के अनुसार, यह बादल के शीर्ष से 100 किमी की गहराई पर 400K तक पहुंचता है, और 500 किमी की गहराई पर - लगभग 1200K तक पहुंचता है। और आंतरिक संरचना की गणना से पता चलता है कि बृहस्पति का वातावरण बहुत गहरा है - 10,000 किमी, लेकिन यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि ग्रह का अधिकांश भाग (इस सीमा के नीचे) तरल अवस्था में है। हाइड्रोजन एक विकृत अवस्था में है, जो धात्विक अवस्था में एक ही चीज़ है (इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन से अलग किया जाता है)। इसके अलावा, वायुमंडल में ही, हाइड्रोजन और हीलियम, कड़ाई से बोलते हुए, एक सुपरक्रिटिकल स्थिति में हैं: निचली परतों में घनत्व 0.6-0.7 ग्राम / सेमी³ तक पहुंच जाता है, और गुण गैस की तुलना में तरल की अधिक याद दिलाते हैं। ग्रह के बिल्कुल केंद्र में (गणना के अनुसार 30,000 किमी की गहराई पर), भारी तत्वों का एक ठोस कोर हो सकता है, जो धातु के कणों और चट्टान संरचनाओं के एक साथ चिपकने के परिणामस्वरूप बनता है।

बृहस्पति का वलय.

बृहस्पति कई आश्चर्य प्रस्तुत करता है: यह शक्तिशाली अरोरा, मजबूत रेडियो शोर उत्पन्न करता है, और इसके निकट अंतरग्रहीय अंतरिक्ष यान धूल भरी आंधियों का निरीक्षण करते हैं - बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर में विद्युत चुम्बकीय प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप निकलने वाले छोटे ठोस कणों की धाराएँ। सौर हवा से विकिरणित होने पर विद्युत आवेश प्राप्त करने वाले छोटे कणों में बहुत दिलचस्प गतिशीलता होती है: मैक्रो और माइक्रोबॉडी के बीच एक मध्यवर्ती मामला होने के कारण, वे गुरुत्वाकर्षण और विद्युत चुम्बकीय क्षेत्रों दोनों पर लगभग समान रूप से प्रतिक्रिया करते हैं।

मार्च 1979 में खोजी गई बृहस्पति की अंगूठी मुख्य रूप से ऐसे छोटे पत्थर के कणों से बनी है (पायनियर के अनुसार, 1974 में अंगूठी की अप्रत्यक्ष खोज अज्ञात रही)। इसके मुख्य भाग की त्रिज्या 123-129 हजार किमी है। यह सपाट वलय लगभग 30 किमी मोटा है और बहुत विरल है - यह आपतित प्रकाश के एक प्रतिशत के केवल कुछ हजारवें हिस्से को ही परावर्तित करता है। कमजोर धूल संरचनाएं मुख्य रिंग से बृहस्पति की सतह की ओर बढ़ती हैं और रिंग के ऊपर एक मोटा प्रभामंडल बनाती हैं, जो निकटतम चंद्रमाओं तक फैली हुई हैं। पृथ्वी से बृहस्पति के वलय को देखना लगभग असंभव है: यह बहुत पतला है और बृहस्पति के घूर्णन अक्ष के अपनी कक्षा के तल की ओर छोटे झुकाव के कारण लगातार पर्यवेक्षक की ओर मुड़ा हुआ रहता है।

बृहस्पति के आंतरिक और बाहरी उपग्रह।

बृहस्पति के 16 चंद्रमा खोजे गए हैं। उनमें से दो - आयो और यूरोपा - हमारे चंद्रमा के आकार के हैं, और अन्य दो - गेनीमेड और कैलिस्टो - व्यास में इसके लगभग डेढ़ गुना से अधिक हैं। कैलिस्टो का आकार बुध के बराबर है और गेनीमेड ने उसे पीछे छोड़ दिया है। सच है, चंद्रमा पृथ्वी से जितना दूर है, वे अपने ग्रह से उतना ही दूर हैं। बृहस्पति के आकाश में केवल आयो चंद्र आकार की चमकदार लाल डिस्क (या अर्धचंद्राकार) के रूप में दिखाई देता है; यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो चंद्रमा से कई गुना छोटे दिखते हैं।

बृहस्पति का क्षेत्र काफी व्यापक है: इसके आठ बाहरी चंद्रमा इससे इतने दूर हैं कि उन्हें ग्रह से नग्न आंखों से नहीं देखा जा सकता है। उपग्रहों की उत्पत्ति रहस्यमय है: उनमें से आधे बृहस्पति के चारों ओर विपरीत दिशा में घूमते हैं (अन्य 12 उपग्रहों के घूर्णन और ग्रह के दैनिक घूर्णन की दिशा की तुलना में)। बृहस्पति का सबसे बाहरी उपग्रह उसके निकटतम उपग्रह की तुलना में 200 गुना अधिक दूर है। उदाहरण के लिए, यदि आप निकटतम उपग्रहों में से किसी एक पर उतरते हैं, तो ग्रह की नारंगी डिस्क आधा आकाश घेर लेगी। और सबसे दूर स्थित उपग्रह की कक्षा से, विशाल बृहस्पति की डिस्क चंद्र डिस्क के आकार की लगभग आधी दिखाई देगी।

बृहस्पति के उपग्रह सबसे दिलचस्प दुनिया हैं, प्रत्येक का अपना चेहरा और इतिहास है, जो केवल अंतरिक्ष युग में हमारे सामने प्रकट हुए थे।

और के बारे में

यह बृहस्पति का निकटतम गैलीलियन उपग्रह है; यह ग्रह के केंद्र से 422 हजार किमी दूर है, यानी पृथ्वी से चंद्रमा से थोड़ा आगे है। बृहस्पति के विशाल द्रव्यमान के कारण, Io की परिक्रमा अवधि चंद्र माह से बहुत कम है और केवल 42.5 घंटे है। दूरबीन के माध्यम से एक पर्यवेक्षक के लिए, यह सबसे बेचैन उपग्रह है: लगभग हर दिन Io एक नई जगह पर दौड़ता हुआ दिखाई देता है बृहस्पति के एक तरफ से दूसरे तक।

द्रव्यमान और त्रिज्या (1815 किमी) की दृष्टि से, आयो चंद्रमा के समान है। Io की सबसे सनसनीखेज विशेषता यह है कि यह ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय है! इसकी पीली-नारंगी सतह पर, वोयाजर्स ने 12 सक्रिय ज्वालामुखियों की खोज की, जिनसे 300 किमी ऊंचे ज्वालामुखी फूट रहे थे। उत्सर्जित होने वाली मुख्य गैस सल्फर डाइऑक्साइड है, जो फिर सफेद ठोस के रूप में सतह पर जम जाती है। उपग्रह का प्रमुख नारंगी रंग सल्फर यौगिकों के कारण है। Io के ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय क्षेत्र 300°C तक गर्म होते हैं।

300 किमी ऊँचा गैस का फव्वारा लगातार ग्रह के ऊपर उठता रहता है। एक शक्तिशाली भूमिगत गर्जना मिट्टी को हिला देती है, ज्वालामुखी के मुंह से पत्थर गैस के साथ जबरदस्त गति (1 किमी/सेकेंड तक) से बाहर निकलते हैं, और एक बड़ी ऊंचाई से मुक्त, वायुमंडल-मुक्त गिरने के बाद, वे सतह पर टकराते हैं। ज्वालामुखी से सैकड़ों किलोमीटर दूर. कुछ ज्वालामुखीय काल्डेरा (ज्वालामुखी के शीर्ष के ढहने के परिणामस्वरूप बने तथाकथित कड़ाही के आकार के अवसाद) से, पिघला हुआ काला सल्फर बाहर निकलता है और गर्म नदियों में फैल जाता है। वायेजर तस्वीरों में काली झीलें और यहां तक ​​कि पिघले हुए सल्फर के पूरे समुद्र दिखाई देते हैं।

लोकी ज्वालामुखी के पास सबसे बड़ा लावा समुद्र 20 किमी चौड़ा है। इसके केंद्र में ठोस गंधक से बना एक टूटा हुआ नारंगी द्वीप है। आयो के काले समुद्र नारंगी तटों पर लहराते हैं, और बृहस्पति का बड़ा हिस्सा उनके ऊपर आकाश में लटका हुआ है...

ऐसे परिदृश्यों के अस्तित्व ने कई कलाकारों को प्रेरित किया है।

आयो की ज्वालामुखीय गतिविधि बृहस्पति प्रणाली में अन्य पिंडों के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के कारण है। सबसे पहले, विशाल ग्रह ने ही, अपने शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण के साथ, उपग्रह की सतह पर दो ज्वारीय कूबड़ बनाए, जिसने आयो के घूर्णन को धीमा कर दिया, ताकि यह हमेशा एक तरफ से बृहस्पति का सामना करे - जैसे चंद्रमा पृथ्वी की ओर। आयो की कक्षा एक सटीक वृत्त नहीं है; कूबड़ इसकी सतह पर थोड़ा सा घूमता है, जिससे ग्रह की आंतरिक परतें गर्म हो जाती हैं। इससे भी अधिक हद तक, यह प्रभाव बृहस्पति के अन्य विशाल उपग्रहों के ज्वारीय प्रभाव के कारण होता है, मुख्य रूप से यूरोपा, जो आईओ के सबसे करीब है। आंतरिक भाग के लगातार गर्म होने से यह तथ्य सामने आया है कि Io सौरमंडल में सबसे अधिक ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय पिंड है।

स्थलीय ज्वालामुखियों के विपरीत, जिनमें छिटपुट रूप से शक्तिशाली विस्फोट होते हैं, आयो पर ज्वालामुखी लगभग निरंतर संचालित होते हैं, हालांकि उनकी गतिविधि भिन्न हो सकती है। ज्वालामुखी और गीजर कुछ पदार्थ को अंतरिक्ष में भी फेंक देते हैं। इसलिए, आयनित ऑक्सीजन और सल्फर परमाणुओं का एक प्लाज्मा प्लम और परमाणु सोडियम और पोटेशियम के तटस्थ बादल Io की कक्षा के साथ फैले हुए हैं।

सतह पर तीव्र ज्वालामुखीय पुनर्रचना के कारण Io पर कोई प्रभाव क्रेटर नहीं हैं। इसमें 9 किमी तक ऊंची चट्टानें हैं। Io का घनत्व काफी अधिक है - 3000 kg/m^3। उपग्रह के केंद्र में सिलिकेट्स के आंशिक रूप से पिघले हुए खोल के नीचे लोहे और उसके यौगिकों की उच्च सामग्री वाला एक कोर है।

विस्तार
--पृष्ठ ब्रेक-- यूरोप

यूरोपा का दायरा Io की तुलना में थोड़ा छोटा है - 1569 किमी। गैलीलियन उपग्रहों में से, यूरोपा की सतह सबसे हल्की है जहाँ पानी की बर्फ के स्पष्ट संकेत हैं। ऐसी धारणा है कि बर्फ की परत के नीचे एक जल महासागर है, और उसके नीचे एक ठोस सिलिकेट कोर है। यूरोप का घनत्व बहुत अधिक है - 3500 kg/m3। यह उपग्रह बृहस्पति से 671,000 किमी दूर है।

यूरोप के भूवैज्ञानिक इतिहास का उसके पड़ोसी उपग्रहों के इतिहास से कोई लेना-देना नहीं है। यूरोपा सौर मंडल के सबसे चिकने पिंडों में से एक है: इसमें सौ मीटर से अधिक ऊँची पहाड़ियाँ नहीं हैं। उपग्रह की पूरी बर्फीली सतह विशाल लंबाई की धारियों के जाल से ढकी हुई है। हजारों किलोमीटर लंबी काली धारियाँ पूरे यूरोप में दरारों की एक वैश्विक प्रणाली के निशान हैं। इन दरारों के अस्तित्व को इस तथ्य से समझाया गया है कि बर्फ की सतह काफी गतिशील है और आंतरिक तनाव और बड़े पैमाने पर टेक्टोनिक प्रक्रियाओं के कारण बार-बार विभाजित होती है।

इस तथ्य के कारण कि सतह नई है (केवल 100 मिलियन वर्ष पुरानी), उल्कापिंड प्रभाव क्रेटर, जो 4.5 अरब वर्ष पहले बड़ी संख्या में दिखाई दिए थे, लगभग अदृश्य हैं। वैज्ञानिकों को यूरोपा पर 10-30 किमी व्यास वाले केवल पांच क्रेटर मिले हैं।

गेनीमेड

गेनीमेड सौर मंडल के ग्रहों का सबसे बड़ा उपग्रह है, इसकी त्रिज्या 2631 किमी है। Io और Europa की तुलना में घनत्व कम है, केवल 1930 kg/m3। बृहस्पति से दूरी 1.07 मिलियन किमी है। गेनीमेड की पूरी सतह को दो समूहों में विभाजित किया जा सकता है: पहला, 60% क्षेत्र पर कब्जा करने वाला, 3.5 अरब साल पहले सक्रिय भूवैज्ञानिक प्रक्रियाओं द्वारा उत्पन्न बर्फ की एक अजीब पट्टी है; दूसरा, शेष 40% पर कब्जा करने वाला, एक प्राचीन मोटी बर्फीली परत है जो कई उल्कापिंड क्रेटर से ढकी हुई है, यह भी ध्यान दिया जाना चाहिए कि यह परत आंशिक रूप से टूट गई थी और ऊपर वर्णित प्रक्रियाओं द्वारा नवीनीकृत की गई थी।

अंतरिक्ष भूविज्ञानी की दृष्टि से गेनीमेड बृहस्पति के चंद्रमाओं में सबसे आकर्षक पिंड है। इसमें मिश्रित सिलिकेट-बर्फ संरचना है: पानी की बर्फ का एक आवरण और एक चट्टानी कोर। इसका घनत्व 1930 kg\m^3 है। कम तापमान और उच्च आंतरिक दबाव की स्थितियों में, पानी की बर्फ विभिन्न प्रकार के क्रिस्टल जाली के साथ कई संशोधनों में मौजूद हो सकती है। गेनीमेड का समृद्ध भूविज्ञान काफी हद तक इन बर्फ की किस्मों के बीच जटिल बदलावों से निर्धारित होता है। उपग्रह की सतह पर कई मीटर से लेकर कई दसियों मीटर मोटी ढीली चट्टान-बर्फ की धूल की परत जमी हुई है।

कैलिस्टो

यह बृहस्पति मंडल का दूसरा सबसे बड़ा उपग्रह है, इसकी त्रिज्या 2400 किमी है। गैलीलियन उपग्रहों में, कैलिस्टो सबसे दूर है: बृहस्पति से दूरी 1.88 मिलियन किमी है, घूर्णन अवधि 16.7 दिन है। सिलिकेट-बर्फ कैलिस्टो का घनत्व कम है - 1830 किग्रा/एम3। कैलिस्टो की सतह उल्का पिंडों से अत्यधिक संतृप्त है। कैलिस्टो का गहरा रंग सिलिकेट और अन्य अशुद्धियों का परिणाम है। कैलिस्टो सौर मंडल का ज्ञात सबसे अधिक गड्ढायुक्त पिंड है। उल्कापिंड के जबरदस्त प्रभाव के कारण वलय तरंगों से घिरी एक विशाल संरचना का निर्माण हुआ - वल्लाह। इसके केंद्र में 350 किमी व्यास वाला एक गड्ढा है और इसके 2000 किमी के दायरे में संकेंद्रित वृत्तों में पर्वत श्रृंखलाएं हैं।

बृहस्पति के कई छोटे उपग्रह Io की कक्षा में खुल रहे हैं। उनमें से तीन - मेटिस, एड्रास्टिया और थेबा - की खोज इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों का उपयोग करके की गई थी, और उनके बारे में बहुत कम जानकारी है। मेटिस और एट्रास्टिया (उनके व्यास क्रमशः 40 और 20 किमी हैं) बृहस्पति की मुख्य अंगूठी के किनारे पर 128,000 किमी की त्रिज्या के साथ एक कक्षा में चलते हैं। ये सबसे तेज़ उपग्रह 100,000 किमी/घंटा से अधिक की गति से 7 घंटे में विशाल बृहस्पति की परिक्रमा करते हैं।

अधिक दूर का उपग्रह टेबा आयो और बृहस्पति के बीच में स्थित है - ग्रह से 222 हजार किमी की दूरी पर; इसका व्यास लगभग 100 किमी है।

सबसे बड़े आंतरिक उपग्रह, अमलथेरिया का आकार अनियमित है (आयाम 270*165*150 किमी) और यह गड्ढों से ढका हुआ है; इसमें गहरे लाल रंग की दुर्दम्य चट्टानें होती हैं। अमाल्थेलिया की खोज अमेरिकी खगोलशास्त्री एडवर्ड बर्नार्ड ने 1892 में की थी और यह बृहस्पति का पांचवां खोजा गया उपग्रह बन गया। यह 181 हजार किमी की त्रिज्या वाली कक्षा में घूमता है।

बृहस्पति के आंतरिक उपग्रह और उसके चार मुख्य चंद्रमा लगभग गोलाकार कक्षाओं में ग्रह के भूमध्यरेखीय तल के पास स्थित हैं। इन आठ उपग्रहों की कक्षाओं में विलक्षणताएं और झुकाव इतने छोटे हैं कि उनमें से कोई भी "आदर्श" वृत्ताकार पथ से एक डिग्री से अधिक विचलित नहीं होता है। ऐसे उपग्रहों को नियमित कहा जाता है।

बृहस्पति के शेष आठ उपग्रह अनियमित हैं और महत्वपूर्ण विलक्षणताओं और कक्षीय झुकावों में भिन्न हैं। अपनी गति में, वे ग्रह से दूरी को 1.5-2 गुना तक बदल सकते हैं, जबकि इसके भूमध्यरेखीय तल से कई लाखों किलोमीटर तक विचलित हो सकते हैं। बृहस्पति के इन आठ बाहरी उपग्रहों को दो समूहों में बांटा गया है, जिनका नाम उनके सबसे बड़े पिंडों के नाम पर रखा गया है: हिमालया समूह, जिसमें लेडा, लिसिथिया और एलारा भी शामिल हैं; और अनंके, कर्मे और सिनोप के साथ पसिपहे समूह। इन उपग्रहों को 70 वर्षों (1904-1974) की अवधि में जमीन-आधारित दूरबीनों का उपयोग करके खोजा गया था। हिमालय समूह के ग्रहों की औसत त्रिज्या 11.1-11.7 मिलियन किमी के अनुरूप है। हिमालय समूह के उपग्रह 240-260 दिनों में बृहस्पति की परिक्रमा करते हैं, और पसिफ़े समूह के उपग्रह 630-760 दिनों में, यानी। दो वर्ष से अधिक समय में. उपग्रहों की अपनी त्रिज्या बहुत छोटी है: हिमालय समूह में, लेडा के पास 8 किमी से लेकर हिमालय के पास 90 किमी तक; पासिफ़ समूह में - 15 से 35 किमी तक। वे काले और असमान हैं. बाहरी उपग्रह जो पासिफ़े समूह का हिस्सा हैं, बृहस्पति के चारों ओर विपरीत दिशा में घूमते हैं।

वैज्ञानिक अभी तक अनियमित उपग्रहों की उत्पत्ति पर एकमत नहीं हो पाए हैं। (ऐसा माना जाता है कि नियमित आंतरिक उपग्रहों का निर्माण कई छोटे कणों के एक साथ चिपकने के परिणामस्वरूप गैस और धूल की एक परिचालित डिस्क से हुआ था।) यह केवल है स्पष्ट है कि बृहस्पति द्वारा क्षुद्रग्रहों पर कब्जे ने बाहरी उपग्रहों के निर्माण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई। कंप्यूटर गणना से पता चलता है कि पासिपे समूह ग्रह द्वारा सर्कम-जोवियन डिस्क के बाहरी क्षेत्र में छोटे कणों और क्षुद्रग्रहों को रिवर्स कक्षाओं में व्यवस्थित रूप से पकड़ने के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुआ होगा।

शनि ग्रह

वायुमंडल और बादल की परत.

जिस किसी ने भी दूरबीन के माध्यम से ग्रहों को देखा है, वह जानता है कि शनि की सतह पर, यानी इसके बादल आवरण की ऊपरी सीमा पर, बहुत कम विवरण हैं और आसपास की पृष्ठभूमि के साथ उनका विरोधाभास छोटा है। इस प्रकार शनि बृहस्पति से भिन्न है, जहां अंधेरे और हल्की धारियों, तरंगों और पिंडों के रूप में कई विरोधाभासी विवरण हैं, जो इसके वातावरण में महत्वपूर्ण गतिविधि का संकेत देते हैं।

सवाल उठता है कि क्या शनि की वायुमंडलीय गतिविधि (जैसे हवा की गति) वास्तव में बृहस्पति की तुलना में कम है, या क्या इसके बादलों के आवरण का विवरण इसकी अधिक दूरी (लगभग 1.5 बिलियन किमी) और कम रोशनी के कारण पृथ्वी से कम दिखाई देता है। सूर्य (बृहस्पति की रोशनी से लगभग 3.5 गुना कमजोर)?

नाविक शनि के बादलों के आवरण की तस्वीरें प्राप्त करने में कामयाब रहे, जिसमें स्पष्ट रूप से वायुमंडलीय परिसंचरण की एक तस्वीर दिखाई गई: दर्जनों बादल बेल्ट समानांतर में फैले हुए, साथ ही व्यक्तिगत भंवर भी। विशेष रूप से, बृहस्पति के ग्रेट रेड स्पॉट का एक एनालॉग खोजा गया था, हालांकि छोटे आकार का। यह स्थापित किया गया है कि शनि पर हवा की गति बृहस्पति से भी अधिक है: भूमध्य रेखा पर 480 मीटर/सेकेंड, या 1700 किमी/घंटा। क्लाउड बेल्ट की संख्या बृहस्पति की तुलना में अधिक है, और वे उच्च अक्षांशों तक पहुंचते हैं। इस प्रकार, बादल की छवियां शनि के वातावरण की विशिष्टता को प्रदर्शित करती हैं, जो बृहस्पति से भी अधिक सक्रिय है।

शनि पर मौसम संबंधी घटनाएं पृथ्वी के वायुमंडल की तुलना में कम तापमान पर घटित होती हैं। चूँकि शनि पृथ्वी की तुलना में सूर्य से 9.5 गुना अधिक दूर है, इसलिए इसे 9.5 = 90 गुना कम गर्मी प्राप्त होती है।

बादल आवरण की ऊपरी सीमा के स्तर पर, जहां दबाव 0.1 एटीएम है, ग्रह का तापमान केवल 85 K, या -188 C है। दिलचस्प बात यह है कि सूर्य द्वारा गर्म करने के कारण यह तापमान भी प्राप्त नहीं किया जा सकता है। अकेला। गणना से पता चलता है: शनि की गहराई में अपना स्वयं का ताप स्रोत है, जिसका प्रवाह सूर्य से 2.5 गुना अधिक है। इन दोनों प्रवाहों का योग ग्रह का प्रेक्षित तापमान बताता है। अंतरिक्ष यान ने शनि के बादल के ऊपर के वातावरण की रासायनिक संरचना का विस्तार से अध्ययन किया है। मूल रूप से, इसमें लगभग 89% हाइड्रोजन होता है। दूसरे स्थान पर हीलियम (द्रव्यमान से लगभग 11%) है। ध्यान दें कि बृहस्पति के वातावरण में यह 19% है। शनि पर हीलियम की कमी को ग्रह के आंत्र में हीलियम और हाइड्रोजन के गुरुत्वाकर्षण पृथक्करण द्वारा समझाया गया है: हीलियम, जो भारी है, धीरे-धीरे बड़ी गहराई तक बस जाता है (जो, वैसे, ऊर्जा का एक हिस्सा छोड़ता है जो "गर्म करता है" शनि ग्रह)। वायुमंडल में अन्य गैसें - मीथेन, अमोनिया, ईथेन, एसिटिलीन, फॉस्फीन - कम मात्रा में मौजूद हैं। इतने कम तापमान (लगभग -188 C) पर मीथेन मुख्य रूप से बूंद-तरल अवस्था में होती है। यह शनि के बादल का आवरण बनाता है। जैसा कि ऊपर चर्चा की गई है, शनि के वातावरण में दिखाई देने वाले विवरणों के छोटे विरोधाभास के लिए, इस घटना के कारण अभी तक पूरी तरह से स्पष्ट नहीं हैं। यह सुझाव दिया गया है कि वायुमंडल में छोटे-छोटे कणों की विपरीत-घटाने वाली धुंध छाई हुई है। लेकिन वोयाजर 2 के अवलोकन इसका खंडन करते हैं: ग्रह की सतह पर काली धारियां शनि की डिस्क के किनारे तक तेज और स्पष्ट रहीं, जबकि धुंध की उपस्थिति में सामने बड़ी संख्या में कणों के कारण वे किनारों की ओर धुंधली हो जाएंगी। उनमें से। इसलिए, इस मुद्दे को हल नहीं माना जा सकता है और आगे की जांच की आवश्यकता है।

वोयाजर 1 से प्राप्त डेटा ने शनि की भूमध्यरेखीय त्रिज्या को बड़ी सटीकता से निर्धारित करने में मदद की। बादल आवरण के शीर्ष पर, भूमध्यरेखीय त्रिज्या 60,330 किमी है। या पृथ्वी से 9.46 गुना अधिक। अपनी धुरी पर शनि की परिक्रमा की अवधि को भी स्पष्ट किया गया है: यह 10 घंटे 39.4 मिनट में एक परिक्रमा करता है - जो पृथ्वी से 2.25 गुना तेज है। इस तरह के तीव्र घूर्णन ने इस तथ्य को जन्म दिया है कि शनि का संपीड़न पृथ्वी की तुलना में बहुत अधिक है। शनि की भूमध्यरेखीय त्रिज्या ध्रुवीय त्रिज्या से 10% बड़ी है (पृथ्वी पर यह केवल 0.3% है)।

शनि के चुंबकीय गुण.

जब तक पहला अंतरिक्ष यान शनि पर नहीं पहुंचा, तब तक इसके चुंबकीय क्षेत्र पर कोई अवलोकन संबंधी डेटा नहीं था। लेकिन भू-आधारित रेडियो खगोल विज्ञान अवलोकनों से यह स्पष्ट था कि बृहस्पति के पास एक शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र है। यह डेसीमीटर तरंगों पर थर्मल रेडियो उत्सर्जन द्वारा प्रमाणित किया गया था, जिसका स्रोत ग्रह की दृश्यमान डिस्क से बड़ा निकला, और यह डिस्क के संबंध में सममित रूप से बृहस्पति के भूमध्य रेखा के साथ विस्तारित था। इस ज्यामिति, साथ ही विकिरण के ध्रुवीकरण ने संकेत दिया कि देखा गया विकिरण चुंबकीय ब्रेम्सस्ट्रालंग था और इसका स्रोत बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कैप्चर किए गए इलेक्ट्रॉन थे और पृथ्वी के विकिरण बेल्ट के समान, इसके विकिरण बेल्ट में रहते थे। बृहस्पति की उड़ानों ने इन निष्कर्षों की पुष्टि की। चूँकि शनि अपने भौतिक गुणों में बृहस्पति के समान है, खगोलविदों ने सुझाव दिया है कि इसमें काफी ध्यान देने योग्य चुंबकीय क्षेत्र भी है। पृथ्वी से देखे गए शनि से चुंबकीय ब्रेम्सस्ट्रालंग रेडियो उत्सर्जन की अनुपस्थिति को छल्लों के प्रभाव से समझाया गया था। इन प्रस्तावों की पुष्टि की गई. यहां तक ​​कि पायनियर 11 के शनि के करीब पहुंचने के दौरान, इसके उपकरण एक स्पष्ट चुंबकीय क्षेत्र वाले ग्रह के लिए विशिष्ट निकट-ग्रहीय अंतरिक्ष संरचनाओं में पंजीकृत थे: एक धनुष शॉक तरंग, मैग्नेटोस्फेयर की सीमा (मैग्नेटोपॉज़), विकिरण बेल्ट (पृथ्वी और ब्रह्मांड) , 1980, एन2, पृष्ठ 22-25 - संस्करण)। सामान्य तौर पर, शनि का मैग्नेटोस्फीयर पृथ्वी के समान है, लेकिन, निश्चित रूप से, आकार में बहुत बड़ा है। उपसौर बिंदु पर शनि के मैग्नेटोस्फीयर की बाहरी त्रिज्या ग्रह की 23 भूमध्यरेखीय त्रिज्या है, और सदमे की लहर की दूरी 26 त्रिज्या है। तुलना के लिए, हम याद कर सकते हैं कि उपसौर बिंदु पर पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर की बाहरी त्रिज्या लगभग 10 पृथ्वी त्रिज्या है। इसलिए सापेक्ष आकार में भी, शनि का मैग्नेटोस्फीयर पृथ्वी से दोगुने से भी अधिक बड़ा है। शनि की विकिरण पेटियाँ इतनी व्यापक हैं कि वे न केवल छल्लों को, बल्कि ग्रह के कुछ आंतरिक उपग्रहों की कक्षाओं को भी कवर करती हैं। जैसा कि अपेक्षित था, विकिरण बेल्ट के आंतरिक भाग में, जो शनि के छल्लों द्वारा "अवरुद्ध" है, आवेशित कणों की सांद्रता बहुत कम है। इसका कारण समझना आसान है अगर हम याद रखें कि विकिरण बेल्ट में कण हर बार भूमध्य रेखा को पार करते हुए लगभग मध्याह्न दिशा में दोलन गति करते हैं। लेकिन शनि के भूमध्यरेखीय तल में वलय हैं: वे अपने बीच से गुजरने की कोशिश करने वाले लगभग सभी कणों को अवशोषित कर लेते हैं। परिणामस्वरूप, विकिरण पेटियों का आंतरिक भाग, जो छल्लों की अनुपस्थिति में शनि प्रणाली में रेडियो उत्सर्जन का सबसे तीव्र स्रोत होगा, कमजोर हो गया है। फिर भी, वोयाजर 1, शनि के पास पहुँचते हुए, फिर भी उसके विकिरण बेल्ट से गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन का पता लगाया।

बृहस्पति के विपरीत, शनि किलोमीटर तरंग दैर्ध्य रेंज में उत्सर्जन करता है। यह देखते हुए कि विकिरण की तीव्रता 10 घंटे की अवधि के साथ नियंत्रित होती है। 39.4 मिनट, उन्होंने सुझाव दिया कि यह विकिरण बेल्ट के अक्षीय घूर्णन की अवधि है, या, दूसरे शब्दों में, शनि के चुंबकीय क्षेत्र के घूर्णन की अवधि है। लेकिन फिर यह शनि की परिभ्रमण अवधि भी है। वास्तव में, शनि का चुंबकीय क्षेत्र ग्रह की गहराई में विद्युत धाराओं द्वारा उत्पन्न होता है, जाहिर तौर पर एक परत में, जहां भारी दबाव के प्रभाव में, हाइड्रोजन एक धात्विक अवस्था में बदल गया है। जब यह परत उस कोणीय वेग से घूमती है, तो चुंबकीय क्षेत्र भी घूमता है। ग्रह के आंतरिक कणों के पदार्थ की उच्च चिपचिपाहट के कारण, वे सभी एक ही अवधि के साथ घूमते हैं। इस प्रकार, चुंबकीय क्षेत्र के घूर्णन की अवधि एक ही समय में शनि के अधिकांश द्रव्यमान के घूर्णन की अवधि है (वायुमंडल को छोड़कर, जो ठोस पिंड की तरह नहीं घूमता है)।

विस्तार
--PAGE_BREAK--रिंग्स

दूरबीन से पृथ्वी के तीन वलय स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं: बाहरी, मध्यम चमकीला वलय A; मध्य, सबसे चमकीला वलय B और भीतरी, न कि चमकीला पारभासी वलय C, जिसे कभी-कभी क्रेप भी कहा जाता है। वलय शनि की पीली डिस्क की तुलना में थोड़े सफेद हैं। वे ग्रह के भूमध्य रेखा के तल में स्थित हैं और बहुत पतले हैं: रेडियल दिशा में कुल चौड़ाई लगभग 60 हजार किमी है। वे 3 किमी से कम मोटे हैं। स्पेक्ट्रोस्कोपिक रूप से यह स्थापित किया गया था कि वलय एक ठोस पिंड से अलग तरह से घूमते हैं - शनि से दूरी के साथ गति कम हो जाती है। इसके अलावा, छल्लों के प्रत्येक बिंदु की गति उतनी ही है जितनी इस दूरी पर एक उपग्रह की होगी, जो एक गोलाकार कक्षा में शनि के चारों ओर स्वतंत्र रूप से घूम रहा है। इससे यह स्पष्ट है: शनि के छल्ले मूलतः ग्रह के चारों ओर स्वतंत्र रूप से परिक्रमा करने वाले छोटे ठोस कणों का एक विशाल संचय हैं। कणों का आकार इतना छोटा है कि वे न केवल स्थलीय दूरबीनों में, बल्कि अंतरिक्ष यान से भी दिखाई नहीं देते हैं। छल्लों की संरचना की एक विशिष्ट विशेषता अंधेरे कुंडलाकार स्थान (विभाजन) हैं, जहां बहुत कम पदार्थ होता है। उनमें से सबसे चौड़ा (3,500 किमी) बी रिंग को ए रिंग से अलग करता है और इसे खगोलशास्त्री के नाम पर "कैसिनी डिवीजन" कहा जाता है जिन्होंने इसे पहली बार 1675 में देखा था। असाधारण रूप से अच्छी वायुमंडलीय परिस्थितियों में, दस से अधिक ऐसे विभाजन पृथ्वी से दिखाई देते हैं। उनकी प्रकृति स्पष्ट रूप से गुंजायमान है। इस प्रकार, कैसिनी डिवीजन कक्षाओं का एक क्षेत्र है जिसमें शनि के चारों ओर प्रत्येक कण की क्रांति की अवधि शनि के निकटतम बड़े उपग्रह, मीमास की क्रांति की अवधि से ठीक आधी है। इस संयोग के कारण मीमास अपने आकर्षण से विभाजन के अंदर घूम रहे कणों को हिलाता हुआ प्रतीत होता है और अंततः उन्हें वहां से बाहर फेंक देता है।

वॉयजर्स के ऑनबोर्ड कैमरों से पता चला कि, निकट दूरी से, शनि के छल्ले एक ग्रामोफोन रिकॉर्ड की तरह दिखते हैं: वे हजारों अलग-अलग संकीर्ण रिंगों में विभाजित प्रतीत होते हैं और उनके बीच अंधेरा साफ़ होता है। इतनी अधिक स्पष्टताएं हैं कि शनि के उपग्रहों की परिक्रमा अवधि के साथ प्रतिध्वनि द्वारा उन्हें समझाना अब संभव नहीं है। इस बढ़िया संरचना की क्या व्याख्या है? यह संभावना है कि छल्लों के तल पर कणों का समान वितरण यांत्रिक रूप से अस्थिर है। परिणामस्वरूप, वृत्ताकार घनत्व तरंगें उत्पन्न होती हैं - यह देखी गई सूक्ष्म संरचना है।

रिंग ए, बी और सी के अलावा, वोयाजर्स ने चार और खोजे: डी, ​​ई, एफ और जी। ये सभी बहुत दुर्लभ हैं और इसलिए धुंधले हैं। विशेष रूप से अनुकूल परिस्थितियों में डी और ई वलय को पृथ्वी से देखना मुश्किल है; F और G वलय पहली बार खोजे गए। छल्लों का क्रम ऐतिहासिक कारणों से निर्दिष्ट किया गया है, इसलिए यह वर्णमाला क्रम से मेल नहीं खाता है। यदि हम छल्लों को शनि से दूर जाने पर व्यवस्थित करते हैं, तो हमें पंक्ति मिलती है: डी, ​​सी, बी, ए, एफ, जी, ई। एफ रिंग ने विशेष रुचि पैदा की और बड़ी चर्चा हुई। दुर्भाग्य से, इस वस्तु के बारे में अंतिम निर्णय लेना अभी तक संभव नहीं हो पाया है, क्योंकि दोनों वोयाजर्स के अवलोकन एक-दूसरे से सहमत नहीं हैं। वोयाजर 1 के ऑनबोर्ड कैमरों से पता चला कि एफ रिंग में 60 किमी की कुल चौड़ाई के साथ कई रिंग शामिल हैं, उनमें से दो एक फीते की तरह एक दूसरे से जुड़े हुए हैं। कुछ समय के लिए, प्रचलित दृष्टिकोण यह था कि दो छोटे, नए खोजे गए उपग्रह जो सीधे एफ रिंग के पास घूम रहे थे, इस असामान्य विन्यास के लिए जिम्मेदार थे - एक आंतरिक किनारे से, दूसरा बाहरी किनारे से (पहले की तुलना में थोड़ा धीमा, क्योंकि यह है) शनि से अधिक दूर)। इन उपग्रहों का आकर्षण बाहरी कणों को इसके मध्य से अधिक दूर नहीं जाने देता, अर्थात उपग्रह कणों को "चरने" लगते हैं, जिसके लिए उन्हें "चरवाहा" नाम मिला। जैसा कि गणना से पता चला है, वे कणों को एक लहरदार रेखा के साथ चलने का कारण बनते हैं, जो रिंग घटकों की देखी गई अंतर-बुनाई का निर्माण करता है। लेकिन वोयाजर 2, जो नौ महीने बाद शनि के पास से गुजरा, ने एफ रिंग में, विशेष रूप से "चरवाहों" के तत्काल आसपास के क्षेत्र में किसी भी इंटरलेसिंग या किसी अन्य आकार की विकृति का पता नहीं लगाया। इस प्रकार, अंगूठी का आकार परिवर्तनशील निकला। इस परिवर्तनशीलता के कारणों और पैटर्न का आकलन करने के लिए, निस्संदेह, दो अवलोकन पर्याप्त नहीं हैं। आधुनिक साधनों का उपयोग करके पृथ्वी से एफ रिंग का निरीक्षण करना असंभव है - इसकी चमक बहुत कम है। यह आशा की जाती है कि वोयाजर्स द्वारा प्राप्त अंगूठी की छवियों का अधिक गहन अध्ययन इस समस्या पर प्रकाश डालेगा।

डी रिंग ग्रह के सबसे नजदीक है। जाहिरा तौर पर, यह शनि के बादल वाले ग्लोब तक फैला हुआ है। ई रिंग सबसे बाहरी है। अत्यंत विरल, साथ ही यह सबसे चौड़ा है - लगभग 90 हजार किमी। इसके कब्जे वाले क्षेत्र का आकार ग्रह के 3.5 से 5 रेडी तक है। ई रिंग में पदार्थ का घनत्व शनि के चंद्रमा एन्सेलाडस की कक्षा की ओर बढ़ता है। शायद एन्सेलाडस इस अंगूठी में सामग्री का स्रोत है। शनि के छल्लों के कण संभवतः बर्फीले हैं, जो ऊपर से पाले से ढके हुए हैं। यह ज़मीन-आधारित अवलोकनों से ज्ञात हुआ था, और अंतरिक्ष यान के ऑन-बोर्ड उपकरणों ने केवल इस निष्कर्ष की सत्यता की पुष्टि की थी। मुख्य छल्लों के कण आकार का अनुमान जमीन आधारित अवलोकनों से सेंटीमीटर से लेकर मीटर तक लगाया गया था (स्वाभाविक रूप से, कण आकार में समान नहीं हो सकते: यह भी संभव है कि विशिष्ट कण व्यास अलग-अलग छल्लों में भिन्न हो)। जब वोयाजर 1 शनि के पास से गुजरा, तो अंतरिक्ष यान का रेडियो ट्रांसमीटर क्रमिक रूप से 3.6 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर एक रेडियो किरण के साथ ए रिंग, कैसिनी डिवीजन और सी रिंग में घुस गया। रेडियो उत्सर्जन तब पृथ्वी पर प्राप्त किया गया और विश्लेषण के अधीन किया गया। यह पता लगाना संभव था कि इन क्षेत्रों में कण रेडियो तरंगों को मुख्य रूप से आगे की ओर फैलाते हैं, हालांकि थोड़े अलग तरीकों से। इसके लिए धन्यवाद, ए रिंग में कणों का औसत व्यास 10 मीटर, कैसिनी डिवीजन में 8 मीटर और सी रिंग में 2 मीटर अनुमानित किया गया था। आगे की ओर मजबूत बिखराव, लेकिन इस बार दृश्य प्रकाश में, एफ और में पाया गया ई छल्ले। इसका मतलब है महत्वपूर्ण मात्रा में महीन धूल की उपस्थिति (धूल के कण का व्यास एक मिलीमीटर का लगभग दस हजारवां हिस्सा है)। रिंग बी में एक नए संरचनात्मक तत्व की खोज की गई - रेडियल संरचनाएं, जिन्हें एक पहिये की तीलियों के बाहरी समानता के कारण "स्पोक्स" कहा जाता है। इनमें महीन धूल भी होती है और ये रिंग के तल के ऊपर स्थित होते हैं। यह संभव है कि "स्पोक" इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण बलों द्वारा वहां रखे गए हों। यह ध्यान रखना दिलचस्प है: पिछली शताब्दी में बनाए गए शनि के कुछ रेखाचित्रों पर "स्पोक" की छवियां पाई गई थीं। लेकिन तब किसी ने उन्हें कोई महत्व नहीं दिया. छल्लों की खोज करते समय, वोयाजर्स को एक अप्रत्याशित प्रभाव का पता चला - छल्लों से आने वाले रेडियो उत्सर्जन के कई अल्पकालिक विस्फोट। ये इलेक्ट्रोस्टैटिक डिस्चार्ज - एक प्रकार की बिजली - के संकेतों से ज्यादा कुछ नहीं हैं। कण विद्युतीकरण का स्रोत उनके बीच टकराव प्रतीत होता है। इसके अलावा, छल्लों को ढकने वाले तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन के एक गैसीय वातावरण की खोज की गई। मल्लाहों ने स्पेक्ट्रम के पराबैंगनी भाग में लेसन अल्फा लाइन (1216 ए) का अवलोकन किया। इसकी तीव्रता के आधार पर वायुमंडल के एक घन सेंटीमीटर में हाइड्रोजन परमाणुओं की संख्या का अनुमान लगाया गया था। उनमें से लगभग 600 थे। यह कहा जाना चाहिए कि कुछ वैज्ञानिकों ने, शनि पर अंतरिक्ष यान के प्रक्षेपण से बहुत पहले, शनि के छल्लों के पास एक वातावरण के अस्तित्व की संभावना की भविष्यवाणी की थी। नाविकों ने छल्लों के द्रव्यमान को मापने का भी प्रयास किया। कठिनाई यह थी कि छल्लों का द्रव्यमान शनि के द्रव्यमान से कम से कम दस लाख गुना कम था। इस वजह से, शनि के निकट एक अंतरिक्ष यान का प्रक्षेप पथ काफी हद तक ग्रह के शक्तिशाली आकर्षण से ही निर्धारित होता है और छल्लों के कमजोर आकर्षण से केवल नगण्य रूप से परेशान होता है। इस बीच, यह वास्तव में कमजोर आकर्षण है जिसे पहचानने की आवश्यकता है। पायनियर 11 का प्रक्षेप पथ इस उद्देश्य के लिए सबसे उपयुक्त था। लेकिन रेडियो उत्सर्जन के आधार पर उपकरण के प्रक्षेप पथ के माप के विश्लेषण से पता चला कि छल्ले (माप सटीकता की सीमा के भीतर) ने उपकरण की गति को प्रभावित नहीं किया। सटीकता शनि के द्रव्यमान का 1.7 x 10 गुना थी। दूसरे शब्दों में, छल्लों का द्रव्यमान निश्चित रूप से ग्रह के द्रव्यमान के 1.7 मिलियनवें हिस्से से कम है।

उपग्रहों

यदि शनि पर अंतरिक्ष यान की उड़ानों से पहले ग्रह के 10 उपग्रह ज्ञात थे, तो अब हम 22 जानते हैं, जिनका नाम मुख्य रूप से टाइटन्स और दिग्गजों के बारे में प्राचीन मिथकों के नायकों के सम्मान में रखा गया है। नए उपग्रह बहुत छोटे हैं, लेकिन फिर भी उनमें से कुछ का शनि प्रणाली की गतिशीलता पर गंभीर प्रभाव पड़ता है। उदाहरण के लिए, रिंग ए के बाहरी किनारे पर घूम रहा एक छोटा उपग्रह है; यह रिंग कणों को इस किनारे से आगे बढ़ने से रोकता है। यह एटलस है. टाइटन सौर मंडल का दूसरा सबसे बड़ा चंद्रमा है। इसका दायरा 2575 किलोमीटर है। इसका द्रव्यमान 1.346 x 10 ग्राम (0.022 पृथ्वी द्रव्यमान) है और इसका औसत घनत्व 1.881 ग्राम/सेमी है। यह महत्वपूर्ण वातावरण वाला एकमात्र उपग्रह है, और इसका वातावरण शुक्र को छोड़कर किसी भी स्थलीय ग्रह की तुलना में सघन है। टाइटन भी शुक्र के समान है क्योंकि इसकी सतह पर वैश्विक धुंध है और यहां तक ​​कि ग्रीनहाउस का हल्का ताप भी है। संभवतः इसके वायुमंडल में मीथेन के बादल हैं, लेकिन यह दृढ़ता से स्थापित नहीं किया गया है। यद्यपि इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रम में मीथेन और अन्य हाइड्रोकार्बन का प्रभुत्व है, वायुमंडल का मुख्य घटक नाइट्रोजन है, जो मजबूत यूवी उत्सर्जन में प्रकट होता है। समताप मंडल से बाह्यमंडल तक ऊपरी वायुमंडल एक इज़ोटेर्मल अवस्था के बहुत करीब है, और सतह का तापमान, कुछ डिग्री के भीतर, पूरे क्षेत्र में समान है और 94 K के बराबर है। गहरे नारंगी रंग की त्रिज्या या भूरे समतापमंडलीय एरोसोल कण आम तौर पर 0.1 माइक्रोन से अधिक नहीं होते हैं, और अधिक गहराई पर बड़े कण मौजूद हो सकते हैं। यह माना जाता है कि एरोसोल मीथेन के फोटोकैमिकल परिवर्तनों का अंतिम उत्पाद है और वे सतह पर जमा होते हैं (या तरल मीथेन या ईथेन में घुल जाते हैं)। देखे गए हाइड्रोकार्बन और कार्बनिक अणु प्राकृतिक फोटोकैमिकल प्रक्रियाओं से उत्पन्न हो सकते हैं। ऊपरी वायुमंडल की एक आश्चर्यजनक संपत्ति यूवी उत्सर्जन है, जो दिन के समय तक ही सीमित है, लेकिन आने वाली सौर ऊर्जा से उत्तेजित होने के लिए बहुत उज्ज्वल है। हाइड्रोजन तेजी से नष्ट हो जाता है, इलेक्ट्रॉन प्रभावों द्वारा N2 पृथक्करण के दौरान बाहर निकले कुछ नाइट्रोजन के साथ-साथ प्रेक्षित टोरस को फिर से भर देता है। देखे गए तापमान विभाजन के आधार पर, एक वैश्विक पवन प्रणाली का निर्माण किया जा सकता है। टाइटन की वैश्विक संरचना प्रोटो-सैटर्न के चारों ओर घने गैस डिस्क में बने संघनित पदार्थों के संग्रह से निर्धारित होती प्रतीत होती है। तीन संभावित मूल परिदृश्य हैं: शीत अभिवृद्धि (जिसका अर्थ है कि निर्माण के दौरान तापमान में वृद्धि नगण्य है), घने गैस चरण की अनुपस्थिति में गर्म अभिवृद्धि, और घने गैस चरण की उपस्थिति में गर्म अभिवृद्धि। चित्र में. दिखाता है कि डिस्चार्ज में टाइटन का इंटीरियर कैसा दिख सकता है। गर्म निर्जलित सिलिकेट कोर के साथ-साथ पिघली हुई NH-HO परत की उपस्थिति की संभावना है, लेकिन बर्फ की परतों का विस्तृत स्थान वर्तमान में निश्चित रूप से अज्ञात है। बाहरी आवरण को छोड़कर हर जगह संवहन की प्रधानता होती है। इपेटस। यह संभव है कि शनि के उपग्रहों में सबसे रहस्यमय, इपेटस, इसकी सतह की अल्बेडो रेंज में अद्वितीय है - इसके प्रमुख गोलार्ध के मध्य भागों में 0.5 (बर्फीले पिंडों के लिए एक विशिष्ट मान) से 0.05 तक। वोयाजर 1 ने 50 किमी/जोड़ी रेखाओं के अधिकतम रिज़ॉल्यूशन वाली छवियां प्राप्त कीं, जिसमें शनि के सामने मुख्य गोलार्ध और अग्रणी (अंधेरे) और अनुगामी (प्रकाश) पक्षों के बीच की सीमा दिखाई दे रही है। लगभग 300 किमी के व्यास वाला एक विशाल अंधेरा भूमध्यरेखीय वलय लगभग 300 के केंद्र देशांतर के साथ दर्ज किया गया था। उच्चतम रिज़ॉल्यूशन पर प्राप्त वायेजर अवलोकनों से पता चलता है कि उज्ज्वल पक्ष (और विशेष रूप से उत्तरी ध्रुव क्षेत्र) अत्यधिक गड्ढायुक्त है: सतह का घनत्व है 205 + 16 क्रेटर (डी>30 किमी) गुणा 10 किमी। 10 किमी के व्यास में एक्सट्रपलेशन के परिणामस्वरूप प्रति 10 किमी में 2000 से अधिक क्रेटर (D>10 किमी) का घनत्व होता है। यह घनत्व बुध और कैलिस्टो जैसे अन्य भारी गड्ढों वाले पिंडों के घनत्व या चंद्र महाद्वीपों पर गड्ढों के घनत्व के बराबर है। इपेटस पर अंधेरे और प्रकाश क्षेत्रों के बीच की सीमा की एक विशिष्ट विशेषता हल्के रंग की सामग्री पर कई अंधेरे-तले वाले क्रेटर का अस्तित्व और अंधेरे पदार्थ पर हेलो (या अन्य सफेद धब्बे) के साथ हल्के-तले वाले क्रेटर या क्रेटर की अनुपस्थिति है। इपेटस का घनत्व, 1.16+0.09 ग्राम/सेमी के बराबर, शनि के बर्फीले उपग्रहों के लिए विशिष्ट है और उन मॉडलों के अनुरूप है जिनमें पानी की बर्फ मुख्य घटक है। बेल का मानना ​​है कि डार्क मैटर मूल संघनन का मुख्य घटक है जिससे इपेटस का निर्माण हुआ।

रिया का आकार लगभग इपेटस के समान है, लेकिन इसके काले पदार्थ के बिना, रिया बाहरी सौर मंडल के अपेक्षाकृत सरल प्रोटोटाइप बर्फीले चंद्रमा का प्रतिनिधित्व कर सकता है। रिया का व्यास 1530 किमी है, और इसका घनत्व 1.24+0.05 ग्राम/सेमी है। इसका ज्यामितीय अल्बेडो 0.6 है और यह ध्रुवों के अल्बेडो और इपेटस के अनुगामी गोलार्ध के समान है।

इससे उपग्रहों की प्रकृति के अध्ययन में एक महत्वपूर्ण कदम उठाना संभव हो गया। उपग्रह का व्यास जानकर उसके आयतन की गणना करना आसान है। उपग्रह के द्रव्यमान को उसके आयतन से विभाजित करने पर, हमें औसत घनत्व प्राप्त होता है - एक विशेषता जो यह स्थापित करने में मदद करती है कि किसी दिए गए खगोलीय पिंड में कौन से पदार्थ शामिल हैं। यह पता चला कि शनि के आंतरिक उपग्रहों का घनत्व - मिमास से रिया तक, साथ ही इपेटस - पानी के घनत्व के करीब है: 1.0 से 1.4 ग्राम/सेमी तक। यह मानने का कारण है कि ये उपग्रह मुख्य रूप से पानी से बने हैं (बेशक, तरल नहीं, क्योंकि उनका तापमान लगभग -180 C होता है)। टेथिस, जिसका घनत्व 1 ग्राम/सेमी है, विशेष रूप से शुद्ध बर्फ के टुकड़े के समान है। अन्य उपग्रहों में भी चट्टानी पदार्थों का मिश्रण कम या ज्यादा होना चाहिए। वायेजर शनि के उपग्रहों के इतने करीब आ गए कि न केवल उपग्रहों का व्यास निर्धारित करना संभव हो गया, बल्कि उनकी सतह की छवियों को पृथ्वी पर भेजना भी संभव हो गया। पहला उपग्रह मानचित्र पहले ही संकलित किया जा चुका है।

उनकी सतह पर सबसे आम संरचनाएं रिंग क्रेटर हैं, जो चंद्रमा के समान हैं। क्रेटर की उत्पत्ति प्रभाव है: अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में उड़ने वाला एक उल्का पिंड एक उपग्रह से टकराता है, इसका ब्रह्मांडीय वेग लगभग तुरंत शून्य हो जाता है, और गतिज ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है। रिंग क्रेटर के निर्माण के साथ विस्फोट होता है।

कुछ क्रेटर विशेष उल्लेख के पात्र हैं। उदाहरण के लिए, छोटे मीमास पर एक बड़ा गड्ढा। क्रेटर का व्यास लगभग 130 किमी या उपग्रह के व्यास का एक तिहाई है। संभवतः मीमास पर इससे बड़ा प्रभाव वाला क्रेटर नहीं हो सकता। ब्रह्मांडीय शरीर की थोड़ी अधिक गतिज ऊर्जा के साथ, जो टकराया, मीमास टुकड़ों में बिखर गया होगा। शनि के चंद्रमाओं की तस्वीरों में अब हम जो कई क्रेटर देखते हैं, वे उनके इतिहास का एक इतिहास हैं, जो कम से कम सैकड़ों लाखों वर्ष पुराने हैं। आकाशीय पत्थरों द्वारा बनाए गए निशानों से संकेत मिलता है कि ग्रह प्रणाली के निर्माण के सुदूर युग में, सर्कमसोलर स्पेस (कम से कम शनि की कक्षा तक) कई व्यक्तिगत ठोस पिंडों से संतृप्त था, जिससे धीरे-धीरे ग्रह और उपग्रह बने। और ग्रहों और उपग्रहों का निर्माण काफी हद तक पूरा हो जाने के बाद भी इन ठोस पिंडों का शेष भाग लंबे समय तक अंतरिक्ष में घूमता रहा। यह मूल रूप से शनि के बारे में हमारी वर्तमान जानकारी है। केवल यह आरक्षण करना आवश्यक है कि, सबसे पहले, हम प्रत्यक्ष तथ्यात्मक डेटा के बारे में बात कर रहे थे। उनसे जो गहरे निष्कर्ष निकाले जा सकते हैं, और निकाले जाने की संभावना है, उसके लिए वैज्ञानिकों को दीर्घकालिक कार्य की आवश्यकता होगी। वह अभी भी आगे है.

विस्तार

--पृष्ठ ब्रेक-- यू आर ए एन

सामान्य जानकारी

यूरेनस सूर्य से सातवां और तीसरा सबसे बड़ा ग्रह है। यह दिलचस्प है कि यूरेनस, हालांकि व्यास में बड़ा है, द्रव्यमान में नेपच्यून से छोटा है। यूरेनस कभी-कभी बहुत स्पष्ट रातों में नग्न आंखों से मुश्किल से दिखाई देता है; दूरबीन के माध्यम से इसे पहचानना मुश्किल नहीं है (यदि आप ठीक से जानते हैं कि कहाँ देखना है)। एक छोटी खगोलीय दूरबीन एक छोटी डिस्क को प्रकट करेगी।

सूर्य से दूरी 2870990000 किमी (19.218 AU), भूमध्यरेखीय व्यास: 51.118 किमी, पृथ्वी से 4 गुना, द्रव्यमान: 8.686.10 25 किलोग्राम, 14 पृथ्वी द्रव्यमान। सूर्य के चारों ओर परिक्रमण की अवधि सवा 84 वर्ष है। यूरेनस पर औसत तापमान लगभग 60 केल्विन है।

यूरेनस आकाश का एक प्राचीन यूनानी देवता है, जो सबसे प्रारंभिक उच्च देवता है, जो क्रोनोस (शनि), साइक्लोप्स और टाइटन (ओलंपियन देवताओं के पूर्ववर्ती) का पिता था।

उद्घाटन इतिहास

यूरेनस, आधुनिक इतिहास में खोजा गया पहला ग्रह है, इसकी खोज डब्ल्यू. हर्शेल ने संयोगवश की थी जब उन्होंने 13 मार्च 1781 को एक दूरबीन के माध्यम से आकाश को देखा था; पहले तो उसे लगा कि यह कोई धूमकेतु है। पहले, जैसा कि बाद में पता चला, ग्रह को कई बार देखा गया था, लेकिन गलती से उसे एक साधारण तारा समझ लिया गया था (एक "तारे" का सबसे पहला रिकॉर्ड 1690 में बनाया गया था, जब जॉन फ़्लैमस्टीड ने इसे 34वें वृषभ के रूप में सूचीबद्ध किया था - इनमें से एक) नक्षत्रों में तारों के लिए स्वीकृत पदनाम)।

हर्शेल ने अपने संरक्षक, इंग्लैंड के राजा जॉर्ज III के सम्मान में ग्रह का नाम "जॉर्जियम सिडस" (जॉर्ज का ग्रह) रखा; दूसरों ने इसे हर्शेल का ग्रह कहा। "यूरेनस" नाम अस्थायी रूप से दिया गया था और प्राचीन पौराणिक कथाओं से परंपरा के अनुसार लिया गया था, और इसकी स्थापना केवल 1850 में हुई थी।

यूरेनस का दौरा केवल एक अंतरिक्ष यान द्वारा किया गया है: वोयाजर 2 ने यूरेनस के पास से उड़ान भरी थी। (उपरोक्त तस्वीर हबल टेलीस्कोप से ली गई थी।) 24 जनवरी 1986 को जहाज यूरेनस से 81,500 किलोमीटर की दूरी से गुजरा। वोयाजर 2 ने यूरेनस के आसपास के ग्रह, चंद्रमाओं, छल्लों, वायुमंडल, अंतरिक्ष और चुंबकीय वातावरण के बारे में हजारों छवियां और अन्य वैज्ञानिक डेटा तैयार किया। विभिन्न उपकरणों ने रिंग प्रणाली का अध्ययन किया है, जिससे पहले से ज्ञात और दो नए खोजे गए रिंगों के बारीक विवरण सामने आए हैं। आंकड़ों से पता चला कि ग्रह 17 घंटे और 14 मिनट की अवधि में घूमता है। अंतरिक्ष यान ने एक मैग्नेटोस्फीयर की भी खोज की जो असामान्य होने के साथ-साथ बहुत बड़ा है।

यूरेनियम घूर्णन की विशेषताएं

अधिकांश ग्रहों के लिए, घूर्णन की धुरी क्रांतिवृत्त के तल के लगभग लंबवत होती है (क्रांतिवृत्त आकाशीय गोले पर सूर्य का दृश्य वार्षिक पथ है), लेकिन यूरेनस की धुरी इस विमान के लगभग समानांतर है। यूरेनस के "लेटे हुए" घूर्णन के कारण अज्ञात हैं। लेकिन वास्तव में इस बात पर विवाद है कि यूरेनस का ध्रुव कौन सा उत्तर है। यह बातचीत किसी भी तरह से दो सिरे और दो शुरुआत वाली छड़ी के विवाद की तरह नहीं है। यूरेनस के घूर्णन के साथ यह स्थिति वास्तव में कैसे विकसित हुई, यह पूरे सौर मंडल की उत्पत्ति के सिद्धांत में बहुत मायने रखता है, क्योंकि लगभग सभी परिकल्पनाएं ग्रहों के एक दिशा में घूमने का संकेत देती हैं। यदि यूरेनस का निर्माण अपनी तरफ लेटे हुए हुआ है, तो यह हमारे ग्रह मंडल की उत्पत्ति के बारे में अनुमानों से पूरी तरह असहमत है। सच है, अब यह तेजी से माना जाने लगा है कि यूरेनस की यह स्थिति यूरेनस के निर्माण के प्रारंभिक चरण में एक बड़े खगोलीय पिंड, संभवतः एक बड़े क्षुद्रग्रह, के साथ टकराव का परिणाम है।

यूरेनियम की रासायनिक संरचना, भौतिक स्थितियाँ और संरचना

यूरेनस का निर्माण प्रारंभिक ठोस पदार्थों और विभिन्न बर्फों से हुआ था (यहां बर्फ को केवल पानी की बर्फ के रूप में नहीं समझा जाना चाहिए), इसमें केवल 15% हाइड्रोजन होता है, और इसमें लगभग कोई हीलियम नहीं होता है (बृहस्पति और शनि के विपरीत, जो ज्यादातर हाइड्रोजन होते हैं) ). मीथेन, एसिटिलीन और अन्य हाइड्रोकार्बन बृहस्पति और शनि की तुलना में बहुत अधिक मात्रा में मौजूद हैं। यूरेनस पर मध्य अक्षांशीय हवाएं बादलों को पृथ्वी की तरह ही उसी दिशा में ले जाती हैं। ये हवाएँ 40 से 160 मीटर प्रति सेकंड की गति से चलती हैं; पृथ्वी पर वायुमंडल में तेज़ धाराएँ लगभग 50 मीटर प्रति सेकंड की गति से चलती हैं।

सूर्य प्रकाशित ध्रुव के चारों ओर एक मोटी परत (धुंध) - फोटोकैमिकल स्मॉग - पाई जाती है। सूर्य की रोशनी वाला गोलार्ध भी अधिक पराबैंगनी विकिरण उत्सर्जित करता है। वोयाजर के उपकरणों ने 15 और 40 डिग्री अक्षांश के बीच आंशिक रूप से ठंडे बैंड का पता लगाया, जहां तापमान 2-3 K कम है।

यूरेनस का नीला रंग ऊपरी वायुमंडल में मीथेन द्वारा लाल प्रकाश के अवशोषण के कारण होता है। अन्य रंगों के बादल संभवतः मौजूद हैं, लेकिन वे मीथेन की ऊपरी परत द्वारा पर्यवेक्षकों से छिपे हुए हैं। यूरेनस के वायुमंडल (लेकिन संपूर्ण यूरेनस नहीं!) में लगभग 83% हाइड्रोजन, 15% हीलियम और 2% मीथेन है। अन्य गैस ग्रहों की तरह, यूरेनस में बादलों के बैंड हैं जो बहुत तेज़ी से चलते हैं। लेकिन उन्हें अलग करना बेहद मुश्किल है और वे केवल वोयाजर 2 द्वारा ली गई उच्च-रिज़ॉल्यूशन छवियों में दिखाई देते हैं। एचएसटी के हालिया अवलोकनों से बड़े बादलों का पता चला है। एक धारणा है कि यह संभावना मौसमी प्रभावों के संबंध में दिखाई देती है, क्योंकि जैसा कि आप कल्पना कर सकते हैं, यूरेनस पर सर्दी और गर्मी में बहुत अंतर होता है: सर्दियों में पूरा गोलार्ध कई वर्षों तक सूर्य से छिपा रहता है! हालाँकि, यूरेनस को पृथ्वी की तुलना में सूर्य से 370 गुना कम गर्मी मिलती है, इसलिए गर्मियों में भी वहाँ गर्मी नहीं होती है। इसके अलावा, यूरेनस सूर्य से प्राप्त होने वाली गर्मी से अधिक गर्मी उत्सर्जित नहीं करता है, इसलिए यह अंदर से ठंडा है?

इसके अलावा, यह पता चला है कि यूरेनस के पास कोई ठोस कोर नहीं है, और यह पदार्थ ग्रह के पूरे आयतन में कमोबेश समान रूप से वितरित है। यह यूरेनस (और नेपच्यून भी) को उसके बड़े रिश्तेदारों से अलग करता है। शायद प्रकाश गैसों की यह कमी ग्रह के भ्रूण के अपर्याप्त द्रव्यमान का परिणाम है, और इसके गठन के दौरान, यूरेनस अपने पास अधिक हाइड्रोजन और हीलियम बनाए रखने में सक्षम नहीं था। या हो सकता है कि नवजात ग्रह प्रणाली के इस स्थान पर इतनी अधिक प्रकाश गैसें नहीं थीं, जिसके लिए, निश्चित रूप से, स्पष्टीकरण की भी आवश्यकता होती है। जैसा कि आप देख सकते हैं, यूरेनस से संबंधित सवालों के जवाब पूरे सौर मंडल के भाग्य पर प्रकाश डाल सकते हैं!

यूरेनियम के छल्ले

अन्य गैस ग्रहों की तरह, यूरेनस में भी छल्ले हैं। वलय प्रणाली की खोज 1977 में यूरेनस द्वारा एक तारे के गुप्तकरण के दौरान की गई थी। यह देखा गया कि तारे ने गुप्त काल से पहले और बाद में 5 बार थोड़े समय के लिए अपनी चमक कम कर दी, जिससे छल्ले का पता चला। पृथ्वी से बाद के अवलोकनों से पता चला कि वास्तव में नौ वलय हैं। यदि आप ग्रह से दूर जाकर देखें तो उन्हें 6, 5, 4, अल्फा, बीटा, एटा, गामा, डेल्टा और एप्सिलॉन नाम दिया गया है। वायेजर के कैमरों ने कई अतिरिक्त छल्लों का पता लगाया, और यह भी दिखाया कि नौ मुख्य छल्ले महीन धूल में दबे हुए थे। बृहस्पति के छल्लों की तरह, वे बहुत फीके हैं, लेकिन शनि के छल्लों की तरह, यूरेनस के छल्लों में कई बड़े कण होते हैं, जिनका आकार 10 मीटर व्यास से लेकर महीन धूल तक होता है। शनि के छल्लों के बाद सबसे पहले यूरेनस के छल्लों की खोज की गई थी। यह बहुत महत्वपूर्ण था, क्योंकि यह मान लेना संभव हो गया कि छल्ले ग्रहों की एक सामान्य विशेषता हैं, न कि अकेले शनि की। यह खगोल विज्ञान के लिए यूरेनस का एक और सर्वथा युगांतरकारी महत्व है।

अवलोकनों से पता चला है कि यूरेनस के छल्ले बृहस्पति और शनि की उनकी बहन प्रणालियों से स्पष्ट रूप से भिन्न हैं। ऐसा प्रतीत होता है कि प्रत्येक छल्ले की लंबाई के साथ पारदर्शिता की अलग-अलग डिग्री वाले अधूरे छल्ले यूरेनस की तुलना में बाद में बने हैं, संभवतः ज्वारीय बलों द्वारा कई चंद्रमाओं के टूटने के बाद।

वोयाजर 2 के अवलोकनों के आधार पर, ज्ञात छल्लों की संख्या अंततः बढ़ सकती है। उपकरणों ने लगभग 50 मीटर चौड़े कई संकीर्ण वलय (या संभवतः आंशिक वलय या वलय चाप) की उपस्थिति का संकेत दिया।

यूरेनस के छल्लों की संरचना को जानने की कुंजी यह खोज भी हो सकती है कि दो छोटे उपग्रह - कॉर्डेलिया और ओफेलिया - एप्सिलॉन रिंग के अंदर स्थित हैं। यह रिंग में कणों के असमान वितरण की व्याख्या करता है: उपग्रह अपने चारों ओर पदार्थ रखते हैं। तो, इस सिद्धांत का उपयोग करते हुए, यह माना जाता है कि इस रिंग में 16 (!) अधिक उपग्रह पाए जा सकते हैं।

चुंबकमंडल

किसी खगोलीय पिंड के चारों ओर का वह क्षेत्र जहां उसका चुंबकीय क्षेत्र निकट और दूर के पिंडों के अन्य सभी क्षेत्रों के योग से अधिक मजबूत रहता है, इस खगोलीय पिंड का चुंबकमंडल कहलाता है।

कई ग्रहों की तरह यूरेनस में भी मैग्नेटोस्फीयर है। यह असामान्य है क्योंकि इसकी समरूपता की धुरी घूर्णन की धुरी से लगभग 60 डिग्री झुकी हुई है (पृथ्वी के लिए यह कोण 12 डिग्री है)। यदि पृथ्वी पर ऐसा होता, तो कम्पास का उपयोग करके अभिविन्यास में एक दिलचस्प विशेषता होती: तीर लगभग कभी भी उत्तर या दक्षिण की ओर इंगित नहीं करेगा, लेकिन 30 वें समानांतर के दो विपरीत बिंदुओं पर लक्षित होगा। यह संभावना है कि ग्रह के चारों ओर चुंबकीय क्षेत्र यूरेनस के अपेक्षाकृत सतही क्षेत्रों में होने वाली हलचलों से उत्पन्न होता है, न कि इसके मूल में। क्षेत्र का स्रोत अज्ञात है; पानी और अमोनिया के काल्पनिक विद्युत प्रवाहकीय महासागर की अनुसंधान द्वारा पुष्टि नहीं की गई है। पृथ्वी और अन्य ग्रहों दोनों पर, चुंबकीय क्षेत्र का स्रोत कोर के पास स्थित सीधी चट्टानों में मौजूद धाराओं को माना जाता है।

यूरेनस की सतह पर क्षेत्र की तीव्रता आम तौर पर पृथ्वी की तुलना में है, हालांकि यूरेनस के केंद्र से क्षेत्र समरूपता अक्ष के बड़े विस्थापन के कारण सतह पर विभिन्न बिंदुओं पर यह अधिक दृढ़ता से भिन्न होता है।

पृथ्वी, बृहस्पति और शनि की तरह, यूरेनस की एक चुंबकीय पूंछ होती है, जिसमें एक क्षेत्र में फंसे आवेशित कण होते हैं, जो सूर्य से यूरेनस से लाखों किलोमीटर दूर तक फैला होता है। वायेजर ने ग्रह से कम से कम 10 मिलियन किलोमीटर दूर क्षेत्र को "महसूस" किया।

यूरेनियम के उपग्रह

यूरेनस के 17 ज्ञात चंद्रमा हैं। हाल तक, उनमें से 15 थे। उन्होंने दो स्पष्ट वर्ग बनाए:

वोयाजर 2 द्वारा खोजे गए 10 छोटे भीतरी, चमक में बहुत फीके, और 5 बड़े बाहरी। यूरेनस के भूमध्य रेखा के तल में सभी 15 की लगभग गोलाकार कक्षाएँ हैं (और इसलिए वे क्रांतिवृत्त के तल पर एक बड़े कोण पर स्थित हैं)। 1997 में, 5-मीटर पालोमर दूरबीन का उपयोग करके, कनाडाई वैज्ञानिकों के एक समूह ने दो और छोटे और हल्के चमकीले उपग्रहों की खोज की। हबल दूरबीन से प्राप्त छवियों का संयोजन समय के साथ यूरेनस के उपग्रहों की गति को दर्शाता है। दृश्य क्षेत्र में पड़ने वाले तारों के विस्थापन से इस स्पष्ट गति की प्रकृति को अलग करना मुश्किल नहीं है।

यूरेनस के सभी उपग्रहों के नाम शेक्सपियर के नायकों से उधार लिए गए थे।

उपग्रह

यूरेनस से दूरी
(हजार किमी)

त्रिज्या (किमी)

वजन (किग्रा)

किसने खोला

वर्ष
खोजों

कॉर्डेलिया

मल्लाह 2

ओफेलिया

मल्लाह 2

बियांका

मल्लाह 2

क्रेसिडिया

मल्लाह 2

डेस्डेमोना

मल्लाह 2

जूलियट

मल्लाह 2

पोर्टिया

मल्लाह 2

रोज़ालिंडा

मल्लाह 2

बेलिंडा

मल्लाह 2

मल्लाह 2

मिरांडा

6.30 . 10 19

क्विपर

एरियल

1.27 . 10 21

लैसेल

उम्ब्रिएल

1.27 . 10 21

लैसेल

टाइटेनिया

3.49 . 10 21

हर्शेल

ओबेरोन

3.03 . 10 21

हर्शेल

द्वेषपूर्ण व्यक्ति

7 200 (?)

ग्लैडमैन और केहे

सिसोरैक्स

12 200 (?)

ग्लैडमैन और केहे

चंद्रमा

7.4 . 10 22

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अब खोजे गए पांच सबसे बड़े चंद्रमाओं की वोयाजर की छवियां जटिल सतहों को प्रकट करती हैं जो इन ब्रह्मांडीय पिंडों के अशांत भूवैज्ञानिक अतीत की विशेषता बताती हैं। कैमरों को 10 पूर्व अज्ञात उपग्रह भी मिले।

प्रारंभिक विश्लेषण से पता चलता है कि पांच बड़े उपग्रह बर्फ के ब्लॉकों का एक संग्रह हैं। यूरेनस के बड़े उपग्रहों में 50 प्रतिशत जल बर्फ, 20 प्रतिशत कार्बन और नाइट्रोजन यौगिक और 30 प्रतिशत विभिन्न सिलिकॉन यौगिक - सिलिकेट शामिल हैं। उनकी सतहें, लगभग नीरस गहरे भूरे रंग की, भूवैज्ञानिक इतिहास के निशान रखती हैं।

उदाहरण के लिए, टाइटेनिया में दरारें और घाटी की विशाल प्रणालियाँ हैं, जो इस चंद्रमा के अतीत में सक्रिय भूवैज्ञानिक गतिविधि की कुछ अवधि का संकेत देती हैं। ये विशेषताएँ भूपर्पटी की विवर्तनिक गतिविधियों का परिणाम हो सकती हैं।

यूरेनस उपग्रह प्रणाली में एरियल की सतह सबसे चमकदार और शायद भूवैज्ञानिक रूप से सबसे युवा है। यह अधिकतर 50 किलोमीटर व्यास से बड़े क्रेटरों से रहित है। यह इंगित करता है कि निकट-यूरेनियम अंतरिक्ष में मौजूद छोटे उल्काएं सतह पर गिरने पर बड़ी राहत संरचनाओं को सुचारू कर देती हैं।

उम्ब्रिएल की सतह प्राचीन और अंधेरी है, जो स्पष्ट रूप से कुछ भूवैज्ञानिक प्रक्रियाओं के अधीन रही है। अम्ब्रिएल की सतह का गहरा रंग धूल और छोटे मलबे का परिणाम हो सकता है जो कभी चंद्रमा की कक्षा के आसपास था। पांच बड़े चंद्रमाओं में सबसे बाहरी, ओबेरॉन की सतह भी पुरानी, ​​गड्ढों वाली है, जिस पर आंतरिक गतिविधि के हल्के संकेत हैं।

एन ई पी टी यू एन

सामान्य जानकारी

नेपच्यून सूर्य से आठवां ग्रह है, जो सौर मंडल का एक बड़ा ग्रह है और विशाल ग्रहों में से एक है। इसकी कक्षा कुछ स्थानों पर प्लूटो की कक्षा से मिलती है। धूमकेतु गैलीलियो नेप्च्यून की कक्षा को भी पार करता है। नेप्च्यून जे का ज्योतिषीय संकेत।

नेपच्यून सूर्य के चारों ओर एक अण्डाकार, गोलाकार (विलक्षणता 0.009) कक्षा के करीब घूमता है; सूर्य से इसकी औसत दूरी पृथ्वी से 30.058 गुना अधिक है, जो लगभग 4500 मिलियन किमी है। इसका मतलब यह है कि सूर्य का प्रकाश नेपच्यून तक 4 घंटे से कुछ अधिक समय में पहुंचता है। एक वर्ष की अवधि, यानी सूर्य के चारों ओर एक पूर्ण क्रांति का समय, 164.8 पृथ्वी वर्ष है। ग्रह की भूमध्यरेखीय त्रिज्या 24,750 किमी है, जो पृथ्वी की त्रिज्या का लगभग चार गुना है, और इसका अपना घूर्णन इतना तेज़ है कि नेपच्यून पर एक दिन केवल 17.8 घंटे तक रहता है। हालाँकि नेप्च्यून का औसत घनत्व 1.67 ग्राम/सेमी3 है, जो पृथ्वी से लगभग तीन गुना कम है, ग्रह के बड़े आकार के कारण इसका द्रव्यमान, पृथ्वी से 17.2 गुना अधिक है। नेप्च्यून आकाश में 7.8 परिमाण के तारे (नग्न आंखों के लिए अदृश्य) के रूप में दिखाई देता है; उच्च आवर्धन पर यह किसी भी विवरण से रहित, हरे रंग की डिस्क जैसा दिखता है।

नेपच्यून सूर्य से 30 एयू दूर है, ग्रह का व्यास 49.5 हजार किमी है, जो लगभग 4 पृथ्वी द्रव्यमान है, और इसका द्रव्यमान लगभग 17 पृथ्वी द्रव्यमान है। केंद्रीय प्रकाशमान के चारों ओर परिक्रमण की अवधि 165 आंशिक वर्ष है। औसत तापमान - 55 K. रोमन पौराणिक कथाओं में, नेपच्यून (ग्रीक पोसीडॉन) समुद्र का देवता था।

फिलहाल (1997) नेप्च्यून हमसे सबसे दूर का ग्रह है, क्योंकि 1979 से जुलाई 1999 तक प्लूटो की लम्बी कक्षा के कारण, आखिरी ग्रह सूर्य के करीब है। छोटे ऑप्टिकल उपकरणों वाले लोगों के पास सौर मंडल के सबसे दूर के ग्रह को देखने का एक अनूठा अवसर है। ("वहाँ एक अवसर था..." - एक हालिया पोस्टस्क्रिप्ट। मेरे पास, जिसके पास कम 6-सेंटीमीटर ZRT है, इसे नहीं चूका। और आप? मैंने उन कुछ दिनों में नेपच्यून ग्रह का अनोखा अवलोकन भी किया था जब यह था अभी भी पृथ्वी से सबसे अधिक दूरी है, लेकिन पहले से ही सूर्य से सबसे अधिक दूरी नहीं है। सूर्य, पृथ्वी और नेपच्यून की यह दिलचस्प पारस्परिक स्थिति शुरुआत से 24 जून, 1999 तक रही, लेकिन नेपच्यून के देर से उदय के कारण, जो केवल दिखाई दिया जून की सबसे चमकदार रात के आकाश में, केवल 23 तारीख को ही यह उपलब्धि हासिल करना संभव हो सका)।

1994 से, हबल टेलीस्कोप का उपयोग करके ग्रह का अध्ययन किया जा रहा है। उनके द्वारा खींची गई छवियों की यह जोड़ी नेप्च्यून के दो गोलार्धों को दिखाती है। इस टेलीस्कोप की चार और तस्वीरें कैमरे में छिपी हैं।

ग्रेट डार्क स्पॉट वोयाजर 2 के ग्रह के चक्कर लगाने के बाद, नेप्च्यून पर सबसे प्रसिद्ध विशेषता दक्षिणी गोलार्ध में ग्रेट डार्क स्पॉट थी। यह बृहस्पति के ग्रेट रेड स्पॉट के आधे आकार का है (अर्थात व्यास में पृथ्वी के लगभग बराबर)। नेप्च्यून की हवाएँ ग्रेट डार्क स्पॉट को 300 मीटर प्रति सेकंड की गति से पश्चिम की ओर ले गईं। वोयाजर 2 ने दक्षिणी गोलार्ध में एक छोटा काला धब्बा और एक छोटा, रुक-रुक कर सफेद बादल भी देखा। यह वायुमंडल की निचली परतों से ऊपरी परतों की ओर बढ़ने वाली एक धारा हो सकती है, लेकिन इसकी वास्तविक प्रकृति एक रहस्य बनी हुई है।

दिलचस्प बात यह है कि 1994 में एचएसटी के अवलोकन से पता चला कि ग्रेट डार्क स्पॉट गायब हो गया था। यह या तो ख़त्म हो गया है या अब वायुमंडल के अन्य भागों द्वारा अस्पष्ट हो गया है। कई महीनों बाद, एचएसटी ने नेप्च्यून के उत्तरी गोलार्ध में एक नया डार्क स्पॉट खोजा। यह इंगित करता है कि नेप्च्यून का वातावरण तेजी से बदल रहा है, संभवतः ऊपर और नीचे बादलों के तापमान में मामूली बदलाव के कारण। दाहिनी ओर की तीन तस्वीरें स्पॉट क्षेत्र में बादलों की आवाजाही को दर्शाती हैं।

नेपच्यून में एक चुंबकीय क्षेत्र है जिसकी ध्रुवों पर शक्ति पृथ्वी से लगभग दोगुनी है।

प्रभावी सतह तापमान लगभग. 38 K, लेकिन जैसे-जैसे यह ग्रह के केंद्र के पास पहुंचता है यह 7-8 मेगाबार के दबाव पर (12-14)·103 K तक बढ़ जाता है।

नेपच्यून की रासायनिक संरचना, भौतिक स्थितियाँ और संरचना

नेप्च्यून के घटक तत्वों की संरचना और संरचना संभवतः यूरेनस के समान है: विभिन्न "बर्फ" या ठोस गैसें जिनमें लगभग 15% हाइड्रोजन और थोड़ी मात्रा में हीलियम होता है। यूरेनस की तरह, और बृहस्पति और शनि के विपरीत, नेपच्यून में स्पष्ट आंतरिक स्तरीकरण नहीं हो सकता है। लेकिन सबसे अधिक संभावना है, इसका एक छोटा ठोस कोर (पृथ्वी के द्रव्यमान के बराबर) है। नेप्च्यून का वायुमंडल ज्यादातर हाइड्रोजन और हीलियम और थोड़ी सी मीथेन से युक्त है: नेप्च्यून का नीला रंग इस गैस द्वारा वायुमंडल में लाल प्रकाश के अवशोषण के कारण होता है, जैसा कि यूरेनस पर है।

एक विशिष्ट गैस ग्रह की तरह, नेपच्यून अपने बड़े तूफानों और भंवरों, भूमध्य रेखा के समानांतर सीमित बैंड में चलने वाली तेज़ हवाओं के लिए प्रसिद्ध है। नेप्च्यून में सौर मंडल में सबसे तेज़ हवाएँ हैं, जिनकी गति 2200 किमी/घंटा तक है। ग्रह के घूर्णन के विपरीत, नेपच्यून पर हवाएँ पश्चिमी दिशा में चलती हैं। ध्यान दें कि विशाल ग्रहों के लिए, उनके वायुमंडल में प्रवाह और धाराओं की गति सूर्य से दूरी के साथ बढ़ती है। इस पैटर्न की अभी तक कोई व्याख्या नहीं है. तस्वीरों में आप नेप्च्यून के वातावरण में बादलों को देख सकते हैं। बृहस्पति और शनि की तरह, नेप्च्यून में एक आंतरिक ताप स्रोत है - यह सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से ढाई गुना अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करता है।

खोजों का इतिहास

1781 में डब्ल्यू. हर्शेल द्वारा यूरेनस की खोज करने और उसकी कक्षा के मापदंडों की गणना करने के बाद, जल्द ही इस ग्रह की गति में रहस्यमय विसंगतियों का पता चला: कभी-कभी यह गणना किए गए ग्रह से "पिछड़ा" रहता था, कभी-कभी यह उससे आगे हो जाता था। यूरेनस की कक्षा न्यूटन के नियम का पालन नहीं करती थी। इसने यूरेनस से परे एक अन्य ग्रह के अस्तित्व का सुझाव दिया, जो अपने गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से 7वें ग्रह के प्रक्षेप पथ को विकृत कर सकता है।

1832 में, ब्रिटिश एसोसिएशन फॉर द एडवांसमेंट ऑफ साइंस की एक रिपोर्ट में, जे. एरी, जो बाद में खगोलशास्त्री रॉयल बने, ने उल्लेख किया कि 11 वर्षों में यूरेनस की स्थिति में त्रुटि लगभग आधे मिनट के चाप तक पहुंच गई थी। रिपोर्ट के प्रकाशन के कुछ ही समय बाद, एरी को ब्रिटिश शौकिया खगोलशास्त्री, रेव डॉ. हस्से से एक पत्र मिला, जिसमें सुझाव दिया गया था कि ये विसंगतियाँ अभी तक अनदेखे "सुबुरानियन" ग्रह के प्रभाव के कारण थीं। जाहिर तौर पर यह "अशांतकारी" ग्रह की तलाश का पहला प्रस्ताव था। एरी को हसी का विचार मंजूर नहीं था और खोज शुरू नहीं हुई।

और एक साल पहले, प्रतिभाशाली युवा छात्र जे.सी. एडम्स ने अपने नोट्स में लिखा था: "इस सप्ताह की शुरुआत में, मेरी डिग्री प्राप्त करने के तुरंत बाद, यूरेनस की गति में विसंगतियों का अध्ययन शुरू करने का विचार आया, जो अभी तक नहीं हुआ है व्याख्या की। यह पता लगाना आवश्यक है कि क्या वे इसके पीछे स्थित किसी अनदेखे ग्रह के प्रभाव के कारण हो सकते हैं और, यदि संभव हो, तो कम से कम इसकी कक्षा के तत्वों को निर्धारित करने के लिए, जो इसकी खोज का कारण बन सकते हैं।

एडम्स केवल दो साल बाद ही इस समस्या को हल करना शुरू कर पाए और अक्टूबर 1843 तक प्रारंभिक गणना पूरी हो गई। एडम्स ने उन्हें एरी को दिखाने का फैसला किया, लेकिन वह शाही खगोलशास्त्री से मिलने में असमर्थ थे। एडम्स अपनी गणना के परिणाम एरी के लिए छोड़कर केवल कैंब्रिज लौट सकते थे। अज्ञात कारणों से, एरी ने एडम्स के काम पर नकारात्मक प्रतिक्रिया व्यक्त की, जिसकी कीमत एक नए ग्रह की खोज में इंग्लैंड की प्राथमिकता का नुकसान था।

एडम्स से स्वतंत्र रूप से, डब्ल्यू जे ले वेरियर ने फ्रांस में पोस्ट-यूरेनियम ग्रह की समस्या पर काम किया। 10 नवंबर

1845 में, उन्होंने यूरेनस की गति के अपने सैद्धांतिक विश्लेषण के परिणाम फ्रेंच एकेडमी ऑफ साइंसेज को प्रस्तुत किए, जिसमें अवलोकन और गणना डेटा के बीच विसंगतियों के बारे में निष्कर्ष निकाला: "इसे एक बाहरी कारक के प्रभाव से समझाया जा सकता है, जिसे मैं दूसरे ट्रैक्ट में मूल्यांकन करेंगे। इस तरह के अनुमान 1846 की पहली छमाही में लगाए गए थे। मामले की सफलता को इस प्रस्ताव से मदद मिली कि वांछित ग्रह, टिटियस बोडे के अनुभवजन्य नियम के अनुसार, एक ऐसी कक्षा में चलता है जिसकी त्रिज्या व्यवस्थित त्रिज्या के बराबर है। यूरेनस की कक्षा का, और यह कि कक्षा का क्रांतिवृत्त तल की ओर बहुत छोटा झुकाव है। ले वेरियर ने निर्देश दिए कि नए ग्रह की तलाश कहाँ की जाए।

ले वेरियर का दूसरा ट्रैक्ट प्राप्त करने के बाद, उन्होंने यूरेनस की गति को परेशान करने वाले कथित ग्रह की गति से संबंधित एडम्स और ले वेरियर के अध्ययनों के परिणामों के बहुत करीबी संयोग की ओर ध्यान आकर्षित किया, और ग्रीनविच बोर्ड की एक विशेष बैठक में भी इस पर जोर दिया। निरीक्षकों का. लेकिन, पहले की तरह, उन्हें खोज शुरू करने की कोई जल्दी नहीं थी और उन्होंने जुलाई 1846 में ही उनके बारे में चिंता करना शुरू कर दिया, यह महसूस करते हुए कि उनकी निष्क्रियता बाद में किस आक्रोश का कारण बन सकती है।

इस बीच, ले वेरियर ने 31 अगस्त, 1846 को एक और अध्ययन पूरा किया, जिसमें वांछित ग्रह के कक्षीय तत्वों की अंतिम प्रणाली प्राप्त की गई और आकाश में उसके स्थान का संकेत दिया गया। लेकिन फ्रांस में, इंग्लैंड की तरह, खगोलविदों ने खोज करना बंद नहीं किया और 18 सितंबर को, ले वेरियर ने बर्लिन वेधशाला के सहायक आई. गैले की ओर रुख किया और 23 सितंबर को, छात्र डेरे के साथ मिलकर उन्होंने खोज शुरू की। उनकी गणना बृहस्पति, शनि और यूरेनस के अवलोकन के परिणामों पर आधारित थी। ग्रह की खोज की पहली शाम को यह अपेक्षित स्थान से केवल 52 दूर था। "कलम की नोक पर" एक ग्रह की खोज की खबर, जो आकाशीय यांत्रिकी की सबसे उज्ज्वल विजयों में से एक थी, जल्द ही पूरे वैज्ञानिक जगत में फैल गई। स्थापित परंपरा के अनुसार, प्राचीन देवता के सम्मान में ग्रह का नाम नेपच्यून रखा गया था।

लगभग एक वर्ष तक फ़्रांस और इंग्लैंड के बीच खोज की प्राथमिकता को लेकर संघर्ष चलता रहा, जिससे, जैसा कि अक्सर होता है, स्वयं नायकों का कोई सीधा संबंध नहीं था। विशेष रूप से, एडम्स और ले वेरियर के बीच पूरी समझ स्थापित हो गई और वे अपने जीवन के अंत तक दोस्त बने रहे।

नेटुन के उपग्रह

नेप्च्यून के 8 ज्ञात चंद्रमा हैं: 4 छोटे, 3 मध्यम और 1 बड़ा।

ट्राइटन

उपग्रहों में सबसे बड़ा, नेप्च्यून का उपग्रह, डब्ल्यू लासेल (माल्टा द्वीप, 1846) द्वारा खोजा गया था। नेप्च्यून से दूरी 394,700 किमी है, क्रांति की नाक्षत्र अवधि 5 दिन है। 21 घंटे 3 मिनट, व्यास लगभग। 3200 कि.मी. और त्रिज्या 1600 किमी है, जो चंद्रमा की त्रिज्या से थोड़ा (138 किमी) कम है, हालांकि इसका द्रव्यमान परिमाण का एक क्रम कम है। शायद इसका कोई माहौल है.

ग्रह के सबसे बड़े उपग्रह ट्राइटन का आकार चंद्रमा के आकार के करीब है और इसका द्रव्यमान उससे 3.5 गुना कम है। यह सौर मंडल का लगभग एकमात्र उपग्रह है जो अपने ग्रह के चारों ओर अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की विपरीत दिशा में घूमता है। कई लोगों को संदेह है कि ट्राइटन एक स्वतंत्र ग्रह है जिस पर कभी नेप्च्यून ने कब्ज़ा कर लिया था।

ट्राइटन की उच्च परावर्तनशीलता है - 60-90% (चंद्रमा -12%), क्योंकि इसका अधिकांश भाग पानी की बर्फ से बना है।

ट्राइटन में एक नगण्य गैस खोल की खोज की गई थी, जिसका सतह पर दबाव पृथ्वी के वायुमंडलीय दबाव से 70,000 गुना कम है। इस वायुमंडल की उत्पत्ति, जिसे बहुत पहले ही ख़त्म हो जाना चाहिए था, बार-बार होने वाले विस्फोटों से समझाया गया जिसने इसे गैसों से भर दिया। जब ट्राइटन की छवियां प्राप्त की गईं, तो वास्तव में इसकी बर्फीली सतह पर नाइट्रोजन के गीजर जैसे विस्फोट और विभिन्न आकार के गहरे धूल के कण देखे गए। यह सब आसपास के स्थान में बिखरा हुआ है। ऐसी धारणा है कि, नेपच्यून पर कब्ज़ा करने के बाद, उपग्रह ज्वारीय बलों द्वारा गर्म हो गया था, और पकड़ने के बाद पहले अरब वर्षों तक यह तरल भी था। शायद अपनी गहराई में उन्होंने अभी भी एकत्रीकरण की इस स्थिति को बरकरार रखा है। ट्राइटन की सतह बृहस्पति के चंद्रमाओं से मिलती जुलती है: यूरोपा, गेनीमेड, आयो और यूरेनस का एरियल। ध्रुवीय टोपी की समानता में (दाईं ओर की तस्वीर में, ठीक ऊपर), यह मंगल के समान है।

विस्तार
--पृष्ठ ब्रेक-- नेरीड

नेरेइडा नेप्च्यून का दूसरा सबसे बड़ा चंद्रमा है। नेप्च्यून से औसत दूरी 6.2 मिलियन किमी है, इसका व्यास लगभग 200 किमी है, और इसकी त्रिज्या 100 किमी है।

नेरीड, नेप्च्यून से सबसे दूर ज्ञात चंद्रमा है। यह 360 दिनों में ग्रह के चारों ओर एक चक्कर लगाता है, अर्थात। लगभग एक सांसारिक वर्ष। नेरीड की कक्षा अत्यधिक लम्बी है, इसकी विलक्षणता 0.75 जितनी है। उपग्रह से ग्रह की अधिकतम दूरी सबसे छोटी दूरी से सात गुना अधिक है। नेरीड की खोज 1949 में कुइपर (अमेरिका) ने की थी। केवल ट्राइटन ही इतना भाग्यशाली था कि उसे भी नेप्च्यून प्रणाली में पृथ्वी से खोजा गया था।

रूप बदलनेवाला प्राणी

यह चंद्रमा नेप्च्यून के चंद्रमाओं के परिवार में तीसरा सबसे बड़ा चंद्रमा है। यह ग्रह से तीसरा सबसे दूर भी है: केवल ट्राइटन और नेरीड ही इससे आगे बढ़ते हैं। इसका मतलब यह नहीं है कि यह चंद्रमा कुछ खास है, लेकिन फिर भी वैज्ञानिकों ने इसका 3डी कंप्यूटर मॉडल बनाने के लिए इसे वोयाजर 2 (दाएं) की छवियों के आधार पर चुना था।

शायद, शेष उपग्रहों का विस्तृत विवरण देना उचित नहीं है, क्योंकि उनके बारे में सारणीबद्ध डेटा (और तब भी अधूरा) काफी विस्तृत रूप से उन्हें छोटे ग्रहों के रूप में बताता है, जिनकी पसंद ग्रहों के उपग्रहों में बहुत अधिक है। सौर - मण्डल। मौजूद थोड़े से डेटा के आधार पर, उनके व्यक्तित्व के बारे में बात करना मुश्किल है। हालाँकि, भविष्य निश्चित रूप से उनमें से कुछ को खगोलविदों को रुचिकर बनाने की अनुमति देगा।

नेपच्यून सूर्य से आठवां ग्रह है और ग्रहों में चौथा सबसे बड़ा ग्रह है। इस चौथे स्थान के बावजूद, यूरेनस द्रव्यमान में नेपच्यून से कमतर है। नेप्च्यून को दूरबीन से देखा जा सकता है (यदि आप ठीक से जानते हैं कि कहाँ देखना है), लेकिन एक बड़ी दूरबीन से भी आप एक छोटी डिस्क के अलावा शायद ही कुछ और देख सकते हैं। नेपच्यून का अवलोकन करना काफी कठिन ग्रह है। विरोध पर इसकी चमक बमुश्किल 8वें परिमाण से अधिक है। ट्राइटन सबसे बड़ा और चमकीला उपग्रह है - 14वें परिमाण से अधिक चमकीला नहीं। ग्रह की डिस्क का पता लगाने के लिए, आपको उच्च आवर्धन का उपयोग करने की आवश्यकता है। पृथ्वी से नेप्च्यून की अंगूठी का पता लगाना बहुत मुश्किल है, और दृष्टि से लगभग असंभव है।

केवल एक अंतरिक्ष यान, वोयाजर 2, नेप्च्यून जितने दूर के ग्रह तक पहुंचने में कामयाब रहा। अन्य परियोजनाएं अभी भी... सिर्फ परियोजनाएं हैं। नेप्च्यून का दौरा केवल एक अंतरिक्ष यान द्वारा किया गया था: 25 अगस्त 1989 को वोयाजर 2। नेप्च्यून के बारे में हम जो कुछ भी जानते हैं वह लगभग इसी मुठभेड़ से आता है।

नेपच्यून के छल्ले

नेपच्यून के भी छल्ले हैं। इनकी खोज 1981 में नेपच्यून द्वारा एक तारे के ग्रहण के दौरान की गई थी। पृथ्वी से अवलोकनों में पूर्ण वलय के बजाय केवल धुंधले चाप दिखाई दिए, लेकिन अगस्त 1989 में वोयाजर 2 की तस्वीरों ने उन्हें उनके पूर्ण आकार में दिखाया। छल्लों में से एक में एक विचित्र घुमावदार संरचना है। यूरेनस और बृहस्पति की तरह, नेप्च्यून के छल्ले बहुत गहरे हैं और उनकी संरचना अज्ञात है। लेकिन इसने हमें उन्हें नाम देने से नहीं रोका: सबसे बाहरी - एडम्स (जिसमें तीन प्रमुख चाप थे, जिन्हें किसी कारण से लिबर्टी, इक्वेलिटी और ब्रदरहुड करार दिया गया था), फिर - नेप्च्यून के उपग्रह गैलाटिया की कक्षा के साथ मेल खाने वाली एक अनाम अंगूठी, उसके बाद लेवेरियर (जिसके बाहरी विस्तार को लास्केल्स और अरागो नाम दिया गया है), और अंत में हाले की कमजोर लेकिन चौड़ी रिंग। जैसा कि आप देख सकते हैं, छल्लों के नाम ने उन लोगों को अमर बना दिया जिनका नेपच्यून की खोज में हाथ था।

चुंबकमंडल

नेप्च्यून का चुंबकीय क्षेत्र, यूरेनस की तरह, अजीब तरह से उन्मुख है और संभवतः ग्रह की मध्य परतों में, कोर के ऊपर स्थित प्रवाहकीय पदार्थ (संभवतः पानी) की गतिविधियों द्वारा निर्मित होता है। चुंबकीय अक्ष घूर्णन अक्ष पर 47 डिग्री झुका हुआ है, जो पृथ्वी पर चुंबकीय सुई के दिलचस्प व्यवहार में परिलक्षित हो सकता है, क्योंकि उनकी राय में, "उत्तरी ध्रुव" मॉस्को के दक्षिण में स्थित हो सकता है... इसके अलावा, नेप्च्यून के चुंबकीय क्षेत्र की समरूपता की धुरी ग्रह के केंद्र से नहीं गुजरती है, और उससे आधे से अधिक त्रिज्या दूर है, जो यूरेनस के चारों ओर चुंबकीय क्षेत्र के अस्तित्व की परिस्थितियों के समान है। तदनुसार, विभिन्न स्थानों में सतह पर फ़ील्ड वोल्टेज स्थिर नहीं होता है और पृथ्वी के एक तिहाई से तीन गुना तक भिन्न होता है। सतह पर किसी एक बिंदु पर, क्षेत्र भी परिवर्तनशील है, जैसा कि ग्रह के आंत्र में स्रोत की स्थिति और तीव्रता है। संयोग से, नेपच्यून के निकट आते समय, वोयाजर लगभग ग्रह के दक्षिणी चुंबकीय ध्रुव की दिशा में चला गया, जिससे वैज्ञानिकों को कई अनोखे अध्ययन करने में मदद मिली, जिनमें से कई परिणाम अभी भी रहस्य और समझ से परे नहीं हैं। नेप्च्यून की संरचना के बारे में अनुमान लगाए गए हैं। स्थलीय अरोरा के समान वातावरण में घटनाएँ खोजी गईं। चुंबकीय घटनाओं का अध्ययन करके, वोयाजर अपनी धुरी के चारों ओर नेप्च्यून के घूमने की अवधि को सटीक रूप से स्थापित करने में सक्षम था - 16 घंटे 7 मिनट।

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प्रयुक्त साहित्य की सूची:

शनि प्रणाली. - एम.: मीर, 1993.

एफ.एल. इच्छा। फ़ैमिली ऑफ़ द सन - सेंट पीटर्सबर्ग: फ़िक्शन, 1995।

बच्चों के लिए विश्वकोश. टी. 8. खगोल विज्ञान। सिर। ईडी। एम.डी. अक्सेनोवा - एम.: अवंता+, 1997।

एम.या. मारोव. सौरमंडल के ग्रह. - एम.: नौका, 1996।

वी.ए. ब्रोंश्टेन। ग्रह और उनके अवलोकन. - एम.: नौका, 1995।

डब्ल्यू कॉफ़मैन। ग्रह और चंद्रमा. - एम.: मीर, 1995।

ई.पी. लेविटन। 11वीं कक्षा के लिए खगोल विज्ञान की पाठ्यपुस्तक। - एम.: शिक्षा, 1994.

ग्रह के वलय भूमध्यरेखीय तल में ग्रह के चारों ओर घूमते हुए, धूल और बर्फ की सपाट संकेंद्रित संरचनाओं की एक प्रणाली हैं। सौर मंडल के सभी गैस दिग्गजों पर छल्ले पाए गए हैं: शनि, बृहस्पति, यूरेनस, नेपच्यून।

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खगोल विज्ञान उपग्रहों और विशाल ग्रहों के छल्लों पर प्रस्तुति

विशाल ग्रहों के वलय किसी ग्रह के वलय भूमध्यरेखीय तल में ग्रह के चारों ओर घूमते हुए धूल और बर्फ की सपाट संकेंद्रित संरचनाओं की एक प्रणाली हैं। सौर मंडल के सभी गैस दिग्गजों पर छल्ले पाए गए हैं: शनि, बृहस्पति, यूरेनस, नेपच्यून।

शनि की वलय प्रणाली की खोज 17वीं शताब्दी में की गई थी। इसका अवलोकन करने वाले पहले व्यक्ति संभवतः 1610 में गैलीलियो गैलीली थे, लेकिन प्रकाशिकी की खराब गुणवत्ता के कारण, उन्होंने छल्ले नहीं देखे, बल्कि शनि के दोनों किनारों पर केवल "उपांग" देखे। 1655 में, गैलीलियो की तुलना में अधिक उन्नत दूरबीन का उपयोग करते हुए, क्रिस्टियान ह्यूजेंस, शनि की अंगूठी को देखने वाले पहले व्यक्ति थे और उन्होंने लिखा: "यह अंगूठी एक पतली, सपाट, कहीं भी स्पर्श न करने वाली, क्रांतिवृत्त की ओर झुकी हुई है।" 300 से अधिक वर्षों तक, शनि को छल्लों से घिरा एकमात्र ग्रह माना जाता था। केवल 1977 में, जब एक तारे पर यूरेनस की गुप्त स्थिति का अवलोकन किया गया, तो ग्रह के चारों ओर छल्लों की खोज की गई। बृहस्पति के हल्के और पतले छल्लों की खोज 1979 में वोयाजर 1 अंतरिक्ष यान द्वारा की गई थी। दस साल बाद, 1989 में, वोयाजर 2 ने नेपच्यून के छल्लों की खोज की।

बृहस्पति के चंद्रमा बृहस्पति के चंद्रमा बृहस्पति ग्रह के प्राकृतिक उपग्रह हैं। 2018 तक, बृहस्पति के 79 उपग्रह ज्ञात हैं; यह सौर मंडल के सभी ग्रहों के बीच खोजे गए उपग्रहों की सबसे बड़ी संख्या है। चार सबसे बड़े हैं आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो।

शनि के चंद्रमा शनि के पास निश्चित कक्षा वाले 62 ज्ञात प्राकृतिक उपग्रह हैं, जिनमें से 53 के अपने नाम हैं। अधिकांश उपग्रह आकार में छोटे होते हैं और चट्टान और बर्फ से बने होते हैं। शनि का सबसे बड़ा उपग्रह (और गैनीमेड के बाद पूरे सौर मंडल में दूसरा) टाइटन है, जिसका व्यास 5152 किमी है। यह अत्यंत सघन वातावरण (पृथ्वी से 1.5 गुना सघन) वाला एकमात्र उपग्रह है। इसमें मीथेन के मिश्रण के साथ नाइट्रोजन (98%) होता है। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि इस उपग्रह पर स्थितियां वैसी ही हैं जैसी हमारे ग्रह पर 4 अरब साल पहले मौजूद थीं, जब पृथ्वी पर जीवन की शुरुआत ही हो रही थी।

यूरेनस के चंद्रमा यूरेनस के 27 खोजे गए चंद्रमा हैं; सबसे बड़े हैं टाइटेनिया, ओबेरॉन, अम्ब्रिएल, एरियल और मिरांडा। मिरांडा को सबसे अंतरतम और नन्हा साथी माना जाता है। एरियल सबसे चमकदार और युवा सतह से संपन्न है। अम्ब्रिएल पांच आंतरिक चंद्रमाओं में से सबसे पुराना और सबसे काला चंद्रमा है। यह बड़ी संख्या में पुराने बड़े गड्ढों और एक गोलार्ध पर रहस्यमयी चमकीले छल्लों से संपन्न है। ओबेरॉन सबसे दूर, प्राचीन और क्रेटर है। आंतरिक गतिविधि के संकेत हैं. क्रेटर के तल पर एक रहस्यमयी काला पदार्थ दिखाई देता है। कॉर्डेलिया और ओफेलिया चरवाहे साथी हैं जो संकीर्ण बाहरी "एप्सिलॉन" रिंग को पकड़े हुए हैं।

यूरेनियम के चंद्रमा

नेपच्यून के उपग्रह वर्तमान में 14 उपग्रह ज्ञात हैं। नेपच्यून का सबसे बड़ा उपग्रह ट्राइटन है। इसका आकार चंद्रमा के आकार के करीब है और इसका द्रव्यमान 3.5 गुना कम है। यह सौर मंडल का एकमात्र बड़ा उपग्रह है जो अपने ग्रह के चारों ओर अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की विपरीत दिशा में घूमता है।

स्रोत https:// ru.wikipedia.org/ https:// कॉलेज.ru/ http:// znaniya-sila.naroad.ru/ http:// www.sai.msu.su/

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ग्रह विशाल हैं
खगोल विज्ञान - 11वीं कक्षा

ग्रह विशाल हैं
बृहस्पति
शनि ग्रह
अरुण ग्रह
नेपच्यून

बृहस्पति
बृहस्पति सूर्य से पाँचवाँ ग्रह है और सौर मंडल का सबसे बड़ा ग्रह है। बृहस्पति अन्य सभी ग्रहों की तुलना में दोगुने से भी अधिक विशाल है। बृहस्पति लगभग 90% हाइड्रोजन और 10% हीलियम के साथ मीथेन, पानी और अमोनिया से बना है। बृहस्पति के पास ठोस पदार्थ का एक कोर हो सकता है जो पृथ्वी के द्रव्यमान का लगभग 10 से 15 गुना है। कोर के ऊपर ग्रह का अधिकांश भाग तरल धात्विक हाइड्रोजन के रूप में है। कोर से सबसे दूर की परत में मुख्य रूप से साधारण आणविक हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं।
ग्रेट रेड स्पॉट को 300 साल से भी पहले पृथ्वी पर पर्यवेक्षकों ने देखा था। इसकी माप 12,000 गुणा 25,000 किमी है।
बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से अधिक ऊर्जा अंतरिक्ष में उत्सर्जित करता है। बृहस्पति के अंदर एक गर्म कोर है जिसका तापमान लगभग 20,000 K है। बृहस्पति के पास एक विशाल चुंबकीय क्षेत्र है, जो पृथ्वी की तुलना में बहुत अधिक मजबूत है। बृहस्पति के पास शनि की तरह वलय हैं, लेकिन बहुत फीके। बृहस्पति के 16 ज्ञात उपग्रह हैं: 4 बड़े और 12 छोटे।

बढ़िया लाल धब्बा
ग्रेट रेड स्पॉट एक अंडाकार संरचना है
अलग-अलग आकार के, दक्षिणी में स्थित हैं
उष्णकटिबंधीय क्षेत्र. वर्तमान में यह है
आयाम 15x30 हजार किमी, और सौ साल पहले पर्यवेक्षक
2 गुना बड़े आकार का उल्लेख किया गया। कभी - कभी यह
बहुत स्पष्ट रूप से दिखाई नहीं दे सकता है. ग्रेट रेड स्पॉट बृहस्पति के वायुमंडल में एक लंबे समय तक रहने वाला मुक्त भंवर (एंटीसाइक्लोन) है, जो 6 पृथ्वी दिनों में एक पूर्ण क्रांति करता है और, उज्ज्वल क्षेत्रों की तरह, वायुमंडल में ऊपर की ओर धाराओं की विशेषता है। इसमें बादल ऊंचे स्थान पर स्थित हैं, और उनका तापमान बेल्ट के पड़ोसी क्षेत्रों की तुलना में कम है।

बृहस्पति के चंद्रमा
नाम
त्रिज्या, किमी
नाम
त्रिज्या, किमी
मेटिस
20
कैलिस्टो
1883
अल्डास्टिया
10
लेडा
8
एमाल्थिआ
181
हिमालिया
93
तेबा
222
लिसिस्टिया
18
और के बारे में
422
इलारा
38
यूरोप
617
एनान्के
15
गेनीमेड
2631
कर्मा
20
पैसिफ़ाइ
25
साइनोप
18

और के बारे में
Io बृहस्पति का तीसरा सबसे बड़ा और निकटतम उपग्रह है। आयो की खोज 1610 में गैलीलियो और मारियस ने की थी।
मुख्य रूप से सिलिकेट चट्टानों की उपस्थिति के कारण आयो और यूरोपा की संरचना स्थलीय ग्रहों के समान है।
आयो पर बहुत कम क्रेटर पाए गए हैं, जिसका मतलब है कि इसकी सतह बहुत नई है। क्रेटरों के स्थान पर सैकड़ों ज्वालामुखियों की खोज की गई। उनमें से कुछ सक्रिय हैं!
आयो के परिदृश्य आश्चर्यजनक रूप से विविध हैं: कई किलोमीटर तक गहरे गड्ढे, पिघले हुए सल्फर की झीलें, पहाड़ जो ज्वालामुखी नहीं हैं, सैकड़ों किलोमीटर तक फैले किसी प्रकार के चिपचिपे तरल पदार्थ की धाराएँ और ज्वालामुखीय छिद्र।
आयो, चंद्रमा की तरह, हमेशा बृहस्पति की ओर एक ही दिशा का सामना करता है।
आयो का वातावरण बहुत पतला है, जिसमें सल्फर डाइऑक्साइड और संभवतः कुछ अन्य गैसें शामिल हैं।

यूरोप
यूरोपा बृहस्पति का चौथा सबसे बड़ा चंद्रमा है।
यूरोपा की खोज 1610 में गैलीलियो और मारियस ने की थी। यूरोपा और आयो की संरचना स्थलीय ग्रहों के समान है: वे भी मुख्य रूप से सिलिकेट चट्टान से बने हैं।
आयो के विपरीत, यूरोपा शीर्ष पर बर्फ की एक पतली परत से ढका हुआ है। गैलीलियो के हालिया आंकड़ों से पता चलता है कि यूरोपा का आंतरिक भाग केंद्र में एक छोटे धातु कोर के साथ परतों से बना है।
यूरोपा की सतह की छवियां पृथ्वी पर समुद्री बर्फ की छवियों से काफी मिलती-जुलती हैं। यह संभव है कि यूरोपा की बर्फ की सतह के नीचे 50 किमी तक तरल पानी का स्तर हो।
हाल के अवलोकनों से संकेत मिलता है कि यूरोपा में बहुत कम ऑक्सीजन वातावरण है। गैलीलियो ने एक कमजोर चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति का पता लगाया (संभवतः गैनीमेड की तुलना में 4 गुना कमजोर)।

गेनीमेड
गेनीमेड बृहस्पति का सातवाँ और सबसे बड़ा चंद्रमा है।
गैनीमेड की खोज 1610 में गैलीलियो और मारियस ने की थी। गेनीमेड सौर मंडल का सबसे बड़ा चंद्रमा है।
गैनीमेड को तीन संरचनात्मक स्तरों में विभाजित किया गया है: पिघले हुए लोहे या लोहे और सल्फर का एक छोटा कोर, सतह पर बर्फीले खोल के साथ एक चट्टानी सिलिकेट मेंटल से घिरा हुआ है।
गेनीमेड की सतह में मुख्य रूप से दो प्रकार के भूभाग शामिल हैं: बहुत पुराने, भारी गड्ढों वाले, अंधेरे क्षेत्र, और कुछ हद तक युवा, हल्के क्षेत्र जिनमें खाइयों और पर्वत श्रृंखलाओं की व्यापक पंक्तियाँ हैं।
गेनीमेड के पतले वातावरण में यूरोपा की तरह ऑक्सीजन होती है। इस उपग्रह का अपना मैग्नेटोस्फेरिक क्षेत्र है, जो विशाल बृहस्पति के आंतरिक भाग तक फैला हुआ है।

कैलिस्टो
कैलिस्टो बृहस्पति का आठवां ज्ञात चंद्रमा और दूसरा सबसे बड़ा चंद्रमा है
कैलिस्टो की खोज 1610 में गैलीलियो और मारियस ने की थी।
कैलिस्टो मुख्य रूप से टाइटन और ट्राइटन के समान लगभग 40% बर्फ और 60% चट्टान/लोहे से बना है।
कैलिस्टो की सतह पूरी तरह से गड्ढों से ढकी हुई है। इसकी आयु 4 अरब वर्ष आंकी गई है।
कैलिस्टो में कार्बन डाइऑक्साइड युक्त वातावरण बहुत कम है।

शनि ग्रह
शनि सूर्य से छठा और सौर मंडल का दूसरा सबसे बड़ा ग्रह है।
शनि स्पष्ट रूप से चपटा है; इसके भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय व्यास में लगभग 10% का अंतर है। यह इसके तीव्र घूर्णन और तरल अवस्था का परिणाम है। शनि का घनत्व सभी ग्रहों में सबसे कम है, इसका विशिष्ट गुरुत्व केवल 0.7 है - पानी से भी कम।
बृहस्पति की तरह, शनि लगभग 75% हाइड्रोजन और 25% हीलियम से बना है, जिसमें पानी, मीथेन, अमोनिया और चट्टान के अंश हैं।
शनि के छल्ले असामान्य रूप से पतले हैं: हालांकि उनका व्यास 250,000 किमी या उससे अधिक है, लेकिन वे 1.5 किमी मोटे हैं। इनमें मुख्य रूप से बर्फ और चट्टान के कण होते हैं जो बर्फ की परत से ढके होते हैं।
बृहस्पति समूह के अन्य ग्रहों की तरह, शनि के पास भी एक महत्वपूर्ण चुंबकीय क्षेत्र है।
शनि के 18 चंद्रमा हैं।

शनि के छल्ले.

शनि के छल्ले.
तीन मुख्य वलय हैं, जिनका नाम A, B और C है। ये पृथ्वी से बिना किसी कठिनाई के दिखाई देते हैं। कमजोर छल्लों के भी नाम हैं - डी, ई, एफ।
करीब से निरीक्षण करने पर, वहाँ बहुत सारी अंगूठियाँ हैं।
छल्लों के बीच अंतराल होते हैं जहां कोई कण नहीं होते हैं। पृथ्वी से औसत दूरबीन से देखे जा सकने वाले अंतरालों में से एक (रिंग ए और बी के बीच) को कैसिनी गैप कहा जाता है।

शनि के चंद्रमा
नाम
त्रिज्या या आयाम. किमी
नाम
त्रिज्या या आयाम. किमी
कड़ाही
?
एन्सेलाडस
250
एटलस
20x15
टेथिस
525
प्रोमेथियस
70x40
टेलेस्टो
12(?)
पैंडोरा
55x35
केलिप्सो
5x10
एपिमिथियस
70x50
डायोना
560
दोहरे चरित्र वाला
110x80
ऐलेना
18x15
मिमास
195
रिया
765
टाइटेनियम
2575
हाइपीरियन
720
आइपिटस
175x100
चांद
110

मिमास
मीमास की खोज 1789 में हर्शेल ने की थी।
मीमास इस मायने में असामान्य है कि इस पर एक विशाल गड्ढा खोजा गया था, जो उपग्रह के एक तिहाई आकार का है। यह दरारों से ढका हुआ है, जो संभवतः शनि के ज्वारीय प्रभाव के कारण होता है: मीमास ग्रह का सबसे निकटतम बड़ा चंद्रमा है।
फोटो में आप वही विशाल उल्कापिंड क्रेटर देख सकते हैं, जिसे हर्शेल कहा जाता है। इसका आकार 130 किलोमीटर है. हर्शेल सतह से 10 किलोमीटर गहराई में है, जिसके मध्य में एक पहाड़ी है जो लगभग एवरेस्ट जितनी ऊँची है।

एन्सेलाडस
एन्सेलेडस की खोज 1789 में हर्शेल ने की थी।
सिस्टम के सभी चंद्रमाओं में से एन्सेलाडस की सतह सबसे सक्रिय है। यह उन प्रवाहों के निशान दिखाता है जिन्होंने पिछली स्थलाकृति को नष्ट कर दिया था, इसलिए यह माना जाता है कि इस उपग्रह के आंत्र अभी भी सक्रिय हो सकते हैं।
इसके अतिरिक्त, हालाँकि क्रेटर वहां हर जगह देखे जा सकते हैं, लेकिन कुछ क्षेत्रों में उनकी कमी का मतलब है कि ये क्षेत्र केवल कुछ सौ मिलियन वर्ष पुराने हैं। इसका मतलब यह होगा कि एन्सेलाडस की सतह के कुछ हिस्से अभी भी परिवर्तन के अधीन हैं।
ऐसा माना जाता है कि इसकी गतिविधि एन्सेलाडस को गर्म करने वाली शनि की ज्वारीय शक्तियों के प्रभाव में निहित है

टेथिस
टेथिस की खोज 1684 में जे. कैसिनी ने की थी।
टेथिस अपने विशाल दरार-भ्रंश के लिए प्रसिद्ध है, 2000 किमी लंबा - उपग्रह के भूमध्य रेखा की लंबाई का तीन चौथाई!
वोयाजर 2 द्वारा लौटाई गई टेथिस की तस्वीरों में चंद्रमा के व्यास का लगभग एक तिहाई बड़ा, चिकना गड्ढा दिखाई दिया, जिसे ओडीसियस कहा जाता है। वह मिमास पर हर्शेल से बड़ा है। दुर्भाग्य से, प्रस्तुत छवि में ये विवरण खराब रूप से भिन्न हैं।
दरार की उत्पत्ति के बारे में कई परिकल्पनाएँ हैं, जिनमें से एक टेथिस के इतिहास में उस अवधि का सुझाव देती है जब यह तरल था। जमने पर दरार बन सकती है।
टेथिस की सतह का तापमान 86 K है।

डायोना
डायोन की खोज 1684 में जे. कैसिनी ने की थी।
डायोन की सतह पर पाले के रूप में हल्के पदार्थ के निकलने के निशान, कई क्रेटर और एक घुमावदार घाटी दिखाई देती है।

रिया
रिया की खोज 1672 में जे. कैसिनी ने की थी।
रिया - एक पुरानी, ​​पूरी तरह से गड्ढों से भरी सतह है

टाइटेनियम
टाइटन की खोज ह्यूजेन्स ने 1655 में की थी।
टाइटन लगभग आधा जमा हुआ पानी और आधा चट्टानी पदार्थ है। यह संभव है कि इसकी संरचना अलग-अलग स्तरों में विभेदित है, जिसमें एक चट्टानी केंद्रीय क्षेत्र बर्फ के विभिन्न क्रिस्टलीय रूपों से युक्त अलग-अलग स्तरों से घिरा हुआ है। अंदर अभी भी गर्मी हो सकती है.
सौर मंडल के सभी चंद्रमाओं में से टाइटन एकमात्र ऐसा चंद्रमा है जिसका वातावरण महत्वपूर्ण है। इसकी सतह पर दबाव 1.5 बार (पृथ्वी की तुलना में 50% अधिक) से अधिक है। वायुमंडल में मुख्य रूप से आणविक नाइट्रोजन (पृथ्वी की तरह) शामिल है, जिसमें आर्गन 6% से अधिक नहीं है, और कुछ प्रतिशत मीथेन है। कम से कम एक दर्जन अन्य कार्बनिक पदार्थों (ईथेन, हाइड्रोजन साइनाइड, कार्बन डाइऑक्साइड) और पानी के निशान भी पाए गए।

हाइपीरियन
हाइपरियन की खोज 1848 में लास्केल्स ने की थी।
उपग्रह का अनियमित आकार एक असामान्य घटना का कारण बनता है: हर बार जब विशाल टाइटन और हाइपरियन एक-दूसरे के पास आते हैं, तो टाइटन गुरुत्वाकर्षण बलों के माध्यम से हाइपरियन का अभिविन्यास बदल देता है।
हाइपरियन के अनियमित आकार और उल्कापिंडों द्वारा लंबे समय से बमबारी के निशान से हाइपरियन को शनि मंडल में सबसे पुराना कहना संभव हो जाता है।

आइपिटस
इपेटस की खोज 1671 में जे. कैसिनी ने की थी।
इपेटस की कक्षा शनि से लगभग 4 मिलियन किलोमीटर दूर स्थित है।
इपेटस के एक तरफ भारी गड्ढा है, जबकि दूसरा हिस्सा लगभग चिकना है।
इपेटस अपनी विषम सतह चमक के लिए जाना जाता है। उपग्रह, चंद्रमा और पृथ्वी की तरह, हमेशा एक तरफ से शनि की ओर मुड़ता है, जिससे इसकी कक्षा में यह केवल एक तरफ से आगे बढ़ता है, जो विपरीत दिशा की तुलना में 10 गुना अधिक गहरा होता है। एक संस्करण है कि अपनी गति में उपग्रह धूल और छोटे कणों को "समाप्त" कर देता है जो शनि की परिक्रमा भी करते हैं। दूसरी ओर, शायद यह काला पदार्थ उपग्रह के आंत्र द्वारा उत्पन्न होता है।

चांद
फोबे ग्रह के चारों ओर अन्य सभी उपग्रहों और शनि के अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की दिशा के विपरीत दिशा में घूमता है। यह आकार में लगभग गोलाकार है और लगभग 6 प्रतिशत सूर्य के प्रकाश को परावर्तित करता है।
हाइपरियन के अलावा, यह एकमात्र उपग्रह है जो हमेशा एक तरफ से शनि का सामना नहीं करता है।
ये सभी विशेषताएं हमें यह कहने की अनुमति देती हैं कि फोएबे गुरुत्वाकर्षण नेटवर्क में कैद एक क्षुद्रग्रह है।

अरुण ग्रह
यूरेनस आधुनिक समय में विलियम हर्शेल द्वारा 13 मार्च 1781 को दूरबीन से आकाश के व्यवस्थित सर्वेक्षण के दौरान खोजा गया पहला ग्रह है।
अधिकांश ग्रहों के घूर्णन की धुरी क्रांतिवृत्त के तल के लगभग लंबवत है, और यूरेनस की धुरी क्रांतिवृत्त के लगभग समानांतर है।
यूरेनियम में मुख्य रूप से चट्टान और विभिन्न बर्फ होते हैं। जाहिर है, यूरेनस में बृहस्पति और शनि की तरह चट्टानी कोर नहीं है।
यूरेनस के वायुमंडल में 83% हाइड्रोजन, 15% हीलियम और 2% मीथेन है। अन्य गैस ग्रहों की तरह, यूरेनस में भी छल्ले हैं। बृहस्पति की तरह, वे बहुत गहरे हैं और शनि की तरह, महीन धूल के अलावा, उनमें 10 मीटर व्यास तक के काफी बड़े कण शामिल हैं। 11 ज्ञात वलय हैं।
यूरेनस के 15 ज्ञात और नामित चंद्रमा हैं और 5 हाल ही में खोजे गए हैं।

उपग्रहों
नाम
त्रिज्या. किमी
नाम
त्रिज्या. किमी
ओफेलिया
16
रोज़ालिंडा
27
बियांका
22
बेलिंडा
34
क्रेसिडिया
33
सामान बाँधना
77
डेस्डेमोना
29
मिरांडा
236
जूलियट
42
एरियल
191
पोर्टिया
55
उम्ब्रिएल
585
टाइटेनिया
789
ओबेरोन
761
द्वेषपूर्ण व्यक्ति
60(?)
सिसोरैक्स
120(?)

मिरांडा
1948 में कुइपर द्वारा खोजा गया था
. मिरांडा की सतह एक मिश्रित बैग है: गड्ढेदार भूभाग, अलौकिक खांचों वाले क्षेत्रों से घिरा हुआ, 5 किलोमीटर से अधिक ऊंची चट्टानों से घिरी घाटियाँ।
मिरांडा का छोटा आकार और कम तापमान (-187 सेल्सियस) और साथ ही, इस उपग्रह पर टेक्टोनिक गतिविधि की तीव्रता और विविधता ने वैज्ञानिकों को आश्चर्यचकित कर दिया। यह संभावना है कि यूरेनस से ज्वारीय बल, जो लगातार उपग्रह को विकृत करने का प्रयास कर रहे हैं, ऐसी गतिविधि के लिए ऊर्जा के एक अतिरिक्त स्रोत के रूप में कार्य करते हैं।

एरियल
इसकी खोज 1851 में लास्केल्स ने की थी।
एरियल की सतह सैकड़ों किलोमीटर लंबी और 10 किलोमीटर से अधिक गहरी गड्ढेदार भूभाग और परस्पर जुड़ी घाटी प्रणालियों का मिश्रण है।
यूरेनस उपग्रह प्रणाली में एरियल की सतह सबसे चमकदार और शायद भूवैज्ञानिक रूप से सबसे युवा है।

उम्ब्रिएल
इसकी खोज 1851 में लास्केल्स ने की थी
उम्ब्रिएल की सतह प्राचीन और अंधेरी है, जो स्पष्ट रूप से कुछ भूवैज्ञानिक प्रक्रियाओं के अधीन रही है।
अम्ब्रिएल की सतह का गहरा रंग धूल और छोटे मलबे का परिणाम हो सकता है जो कभी चंद्रमा की कक्षा के आसपास था।