Óriásbolygók, műholdaik és gyűrűik bemutatása. Bemutató a csillagászat "óriásbolygóiról"

Az óriásbolygók a Naprendszer négy bolygója: Jupiter, Szaturnusz, Uránusz, Neptunusz; a kisbolygók gyűrűjén kívül helyezkedik el. Az óriásbolygók a Naprendszer négy bolygója: Jupiter, Szaturnusz, Uránusz, Neptunusz; a kisbolygók gyűrűjén kívül helyezkedik el. Ezeket a bolygókat, amelyek számos hasonló fizikai tulajdonsággal rendelkeznek, külső bolygóknak is nevezik. Ezeket a bolygókat, amelyek számos hasonló fizikai tulajdonsággal rendelkeznek, külső bolygóknak is nevezik. A földi csoport szilárdtestbolygóitól eltérően ezek mind gázbolygók, lényegesen nagyobb méretűek és tömegűek (aminek következtében mélységükben sokkal nagyobb a nyomás), kisebb az átlagos sűrűségük (közel az átlagos szolárishoz, 1,4 g/cm³), erős légkör, gyors forgás, valamint gyűrűk (míg a földi bolygókon ilyenek nincsenek) és nagyszámú műhold. Szinte mindegyik jellemző a Jupitertől a Neptunuszig csökken. A földi csoport szilárdtestbolygóitól eltérően ezek mind gázbolygók, lényegesen nagyobb méretűek és tömegűek (aminek következtében mélységükben sokkal nagyobb a nyomás), kisebb az átlagos sűrűségük (közel az átlagos szolárishoz, 1,4 g/cm³), erős légkör, gyors forgás, valamint gyűrűk (míg a földi bolygókon ilyenek nincsenek) és nagyszámú műhold. Szinte mindegyik jellemző a Jupitertől a Neptunuszig csökken. 2011-ben a tudósok egy olyan modellt javasoltak, amely alapján a Naprendszer kialakulása után körülbelül további 600 millió évig létezett egy elméleti ötödik, Uránusz méretű óriásbolygó. Ezt követően a nagyobb bolygók jelenlegi helyzetükre való vándorlása során a bolygót ki kellett kilökni a Naprendszerből, hogy a bolygók elfoglalhassák jelenlegi pályájukat anélkül, hogy a meglévő Uránuszt vagy Neptunuszt kilökték volna, vagy ütközést okoznának a Föld és a Vénusz vagy a Mars között. . 2011-ben a tudósok egy olyan modellt javasoltak, amely alapján a Naprendszer kialakulása után körülbelül további 600 millió évig létezett egy elméleti ötödik, Uránusz méretű óriásbolygó. Ezt követően a nagyobb bolygók jelenlegi helyzetükre való vándorlása során a bolygót ki kellett kilökni a Naprendszerből, hogy a bolygók elfoglalhassák jelenlegi pályájukat anélkül, hogy a meglévő Uránuszt vagy Neptunuszt kilökték volna, vagy ütközést okoznának a Föld és a Vénusz vagy a Mars között. .

A Jupiter a Naprendszer legnagyobb bolygója. Átmérője 11, tömege 318-szorosa a Földének és háromszorosa az összes többi bolygó tömegének együttvéve. Méretéből ítélve a Jupiternek még nehezebbnek kell lennie, ezért a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy külső rétegei gázból állnak. A Jupiter 5-ször távolabb van a Naptól, mint a Föld, ezért nagyon hideg lesz. A Naptól való távolság miatt kialakulása során a gázok nem párologtak el. A Jupiter a Naprendszer legnagyobb bolygója. Átmérője 11, tömege 318-szorosa a Földének és háromszorosa az összes többi bolygó tömegének együttvéve. Méretéből ítélve a Jupiternek még nehezebbnek kell lennie, ezért a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy külső rétegei gázból állnak. A Jupiter 5-ször távolabb van a Naptól, mint a Föld, ezért nagyon hideg lesz. A Naptól való távolság miatt kialakulása során a gázok nem párologtak el.

Jupiter Macca jellemzői: 1,9*10 27 kg. (a Föld tömegének 318-szorosa) Átmérő: km. (a Föld átmérőjének 11,2-szerese) Sűrűség: 1,31 g/cm 3 A felső felhők hőmérséklete: -160 o C A nap hossza: 9,93 óra A Nap távolsága (átlag): 5,203 AU, azaz 778 millió . km.. Keringési idő (év): 11,86 év Keringési sebesség: 13,1 km/s Gravitációs gyorsulás: 25,8 m/s 2

Nagy Vörös Folt A Nagy Vörös Folt (GRS) a Jupiter légköri jellemzője, a bolygó korongjának legszembetűnőbb jellemzője, amelyet csaknem 350 éve figyeltek meg. A Nagy Vörös Folt (GRS) a Jupiter légköri jellemzője, a bolygó korongjának legkiemelkedőbb eleme, amelyet csaknem 350 éve figyeltek meg. A BCP-t Giovanni Cassini fedezte fel 1665-ben. A Robert Hooke 1664-es jegyzeteiben feljegyzett jellemző BCP-ként is azonosítható. A Voyager küldetés előtt sok csillagász úgy gondolta, hogy a folt szilárd természetű. A BCP-t Giovanni Cassini fedezte fel 1665-ben. A Robert Hooke 1664-es jegyzeteiben feljegyzett jellemző BCP-ként is azonosítható. A Voyager küldetés előtt sok csillagász úgy gondolta, hogy a folt szilárd természetű. A BKP egy óriási hurrikán-anticiklon, amelynek hossza több ezer kilométer, szélessége pedig ezer kilométer (a Földnél lényegesen nagyobb). A folt mérete folyamatosan változik, általános tendencia a csökkenés; 100 évvel ezelőtt a BKP körülbelül kétszer nagyobb és sokkal fényesebb volt (lásd A. A. Belopolsky megfigyeléseinek eredményeit az 1880-as években). Azonban ez a legnagyobb légköri örvény a Naprendszerben. A BKP egy óriási hurrikán-anticiklon, amelynek hossza több ezer kilométer, szélessége pedig ezer kilométer (a Földnél lényegesen nagyobb). A folt mérete folyamatosan változik, általános tendencia a csökkenés; 100 évvel ezelőtt a BKP körülbelül kétszer nagyobb és sokkal fényesebb volt (lásd A. A. Belopolsky megfigyeléseinek eredményeit az 1880-as években). Azonban ez a legnagyobb légköri örvény a Naprendszerben. A folt körülbelül a déli szélesség 22°-án található, és párhuzamosan mozog a bolygó egyenlítőjével. Ezenkívül a BKP-ban lévő gáz az óramutató járásával ellentétes irányban forog, körülbelül 6 földnapos forgási periódussal. A helyszínen a szél sebessége meghaladja az 500 km/h-t. A folt körülbelül a déli szélesség 22°-án található, és párhuzamosan mozog a bolygó egyenlítőjével. Ezenkívül a BKP-ban lévő gáz az óramutató járásával ellentétes irányban forog, körülbelül 6 földnapos forgási periódussal. A helyszínen a szél sebessége meghaladja az 500 km/h-t. A BKP felhőtető körülbelül 8 km-rel a környező felhők teteje felett van. A folt hőmérséklete valamivel alacsonyabb, mint a szomszédos területeké. Ebben az esetben a folt középső része több fokkal melegebb, mint a perifériás részei. A BKP felhőtető körülbelül 8 km-rel a környező felhők teteje felett van. A folt hőmérséklete valamivel alacsonyabb, mint a szomszédos területeké. Ebben az esetben a folt középső része több fokkal melegebb, mint a perifériás részei. A BKP vörös színe egyelőre nem talált egyértelmű magyarázatot. Talán ezt a színt a kémiai vegyületek, köztük a foszfor adják a foltnak. A BKP vörös színe egyelőre nem talált egyértelmű magyarázatot. Talán ezt a színt a kémiai vegyületek, köztük a foszfor adják a foltnak.

A Jupiter műholdai A Jupiter műholdai Ma a tudósok 67 Jupiter műholdat ismernek; ez a legtöbb felfedezett műhold a Naprendszer összes bolygója között. A mai napig a tudósok 67 Jupiter műholdat ismernek; ez a legtöbb felfedezett műhold a Naprendszer összes bolygója között.

Fontos felfedezések 1664 Robert Hooke Oxfordban leírja és felvázolja a Nagy Vörös Foltot. A fénysebesség első helyes mérése a Jupiter holdjainak fogyatkozásának időzítésével. 1932 Metánt és ammóniát fedeztek fel a Jupiter légkörében, és azt feltételezték, hogy a Jupiteren a hidrogén fém tulajdonságaival rendelkezik. 1955 A Jupiter által kibocsátott rádióhullámok véletlen felfedezése. 1973 Az első „Pioneer 11” űrszonda a Jupiter Voyager Jupiterrel való találkozása közelében repült. Felfedezték a Nagy Vörös Folt forgását, felfedeztek egy kis gyűrűrendszert, felfedezték az aurórákat, és csodálatos fényképeket készítettek a Jupiterről és minden holdjáról. 1989 Felbocsátják a Galileo űrszondát. 1994 Üstökös ütközés Jupiterrel.

A Szaturnusz, a Naptól számított hatodik bolygó, csodálatos gyűrűrendszerrel rendelkezik. A tengelye körüli gyors forgása miatt a Szaturnusz golyója a pólusokon ellapul, és az egyenlítő mentén felfújódik. A szél sebessége az Egyenlítőnél eléri az 1800 km/órát, ami négyszerese a Jupiter leggyorsabb szeleinek sebességének. A Szaturnusz gyűrűinek szélessége kilométer, de vastagságuk mindössze néhány tíz méter.A Szaturnusz, a Naptól számított hatodik bolygó elképesztő gyűrűrendszerrel rendelkezik. A tengelye körüli gyors forgása miatt a Szaturnusz golyója a pólusokon ellapul, és az egyenlítő mentén felfújódik. A szél sebessége az Egyenlítőnél eléri az 1800 km/órát, ami négyszerese a Jupiter leggyorsabb szeleinek sebességének. A Szaturnusz gyűrűinek szélessége kilométer, de vastagságuk mindössze néhány tíz méter.

Saturn Macca jellemzői: 5,68*10 26 kg. (a Föld tömegének 95-szöröse) Átmérő: km. (a Föld átmérőjének 9,46-szorosa) Sűrűség: 0,71 g/cm 3 A felső felhők hőmérséklete: -150 o C A nap hossza: 10,54 óra Naptól való távolság (átlag): 9,54 au, azaz 1427 millió km Keringési idő (év): 29,46 év Keringési sebesség: 9,6 km/s Gravitációs gyorsulás: 11,3 m/s 2

A Szaturnusz gyűrűi A Szaturnusz gyűrűi a Szaturnusz egyenlítői síkjában elhelyezkedő, lapos, koncentrikus jég- és porképződmények rendszere. A gyűrűk természete A Szaturnusz gyűrűi jégből és porból álló lapos koncentrikus képződmények rendszere, amelyek a Szaturnusz egyenlítői síkjában helyezkednek el. A gyűrűk természete A gyűrűrendszer forgássíkja egybeesik a Szaturnusz egyenlítőjének síkjával. A gyűrűkben lévő anyag szemcsemérete mikrométertől centiméterig és (ritkábban) tíz méterig terjed. A fő gyűrűk összetétele: vízjég (kb. 99%) szilikátpor adalékokkal. A gyűrűk vastagsága szélességükhöz képest rendkívül kicsi (7-80 ezer kilométer a Szaturnusz egyenlítője felett), és egy kilométertől tíz méterig terjed. A gyűrűrendszerben lévő törmelék teljes tömegét 3x1019 kilogrammra becsülik. A gyűrűrendszer forgássíkja egybeesik a Szaturnusz egyenlítőjének síkjával. A gyűrűkben lévő anyag szemcsemérete mikrométertől centiméterig és (ritkábban) tíz méterig terjed. A fő gyűrűk összetétele: vízjég (kb. 99%) szilikátpor adalékokkal. A gyűrűk vastagsága szélességükhöz képest rendkívül kicsi (7-80 ezer kilométer a Szaturnusz egyenlítője felett), és egy kilométertől tíz méterig terjed. A gyűrűrendszerben lévő törmelék teljes tömegét 3x1019 kilogrammra becsülik.

A gyűrűk eredete A gyűrűk eredete Az új modell szerint a Szaturnusz több milliárd évvel ezelőtti, a fiatal gázóriás körül keringő műholdjának egymás utáni elnyelése a felelős. Kanup számításai azt mutatják, hogy miután a Szaturnusz körülbelül 4,5 milliárd évvel ezelőtt, a Naprendszer hajnalán kialakult, több nagy műhold keringett körülötte, amelyek mindegyike másfélszer akkora, mint a Hold. Fokozatosan a gravitációs hatás hatására ezek a műholdak egymás után „hullottak” a Szaturnusz bélébe. Az „elsődleges” műholdak közül ma már csak a Titán maradt meg. A pályájuk elhagyása és a spirális pályára lépés során ezek a műholdak megsemmisültek. Ugyanakkor a könnyű jégkomponens az űrben maradt, míg az égitestek nehéz ásványi összetevőit elnyelte a bolygó. Ezt követően a jeget befogta a következő Szaturnusz műhold gravitációja, és a ciklus ismét megismétlődött. Amikor a Szaturnusz befogta az utolsó „elsődleges” műholdat, és hatalmas jéggolyóvá vált szilárd ásványi maggal, jégfelhő alakult ki a bolygó körül. Ennek a „felhőnek” a töredékei 1-50 kilométer átmérőjűek voltak, és a Szaturnusz elsődleges gyűrűjét alkották. Ennek a gyűrűnek a tömege ezerszeresen meghaladta a modern gyűrűrendszert, de a következő 4,5 milliárd évben a gyűrűt alkotó jégtömbök ütközései a jég jégeső méretűre zúzódásához vezettek. Ugyanakkor az anyag nagy részét elnyelte a bolygó, és az aszteroidákkal és üstökösökkel való interakció során is elveszett, amelyek közül sokan a Szaturnusz gravitációjának is áldozatai lettek. Az új modell szerint a bűnös az, hogy a Szaturnusz több egymást követő elnyelte műholdait, amelyek évmilliárdokkal ezelőtt a fiatal gázóriás körül keringtek. Kanup számításai azt mutatják, hogy miután a Szaturnusz körülbelül 4,5 milliárd évvel ezelőtt, a Naprendszer hajnalán kialakult, több nagy műhold keringett körülötte, amelyek mindegyike másfélszer akkora, mint a Hold. Fokozatosan a gravitációs hatás hatására ezek a műholdak egymás után „hullottak” a Szaturnusz bélébe. Az „elsődleges” műholdak közül ma már csak a Titán maradt meg. A pályájuk elhagyása és a spirális pályára lépés során ezek a műholdak megsemmisültek. Ugyanakkor a könnyű jégkomponens az űrben maradt, míg az égitestek nehéz ásványi összetevőit elnyelte a bolygó. Ezt követően a jeget befogta a következő Szaturnusz műhold gravitációja, és a ciklus ismét megismétlődött. Amikor a Szaturnusz befogta az utolsó „elsődleges” műholdat, és hatalmas jéggolyóvá vált szilárd ásványi maggal, jégfelhő alakult ki a bolygó körül. Ennek a „felhőnek” a töredékei 1-50 kilométer átmérőjűek voltak, és a Szaturnusz elsődleges gyűrűjét alkották. Ennek a gyűrűnek a tömege ezerszeresen meghaladta a modern gyűrűrendszert, de a következő 4,5 milliárd évben a gyűrűt alkotó jégtömbök ütközései a jég jégeső méretűre zúzódásához vezettek. Ugyanakkor az anyag nagy részét elnyelte a bolygó, és az aszteroidákkal és üstökösökkel való interakció során is elveszett, amelyek közül sokan a Szaturnusz gravitációjának is áldozatai lettek.

A Szaturnusz holdjai A Szaturnusznak 62 ismert természetes műholdja van megerősített pályával, amelyek közül 53-nak saját neve van. A legtöbb műhold kis méretű, sziklákból és jégből áll, ami jól látszik a nagy fényvisszaverő képességükből. A Szaturnusz műholdjai közül 24 szabályos, a maradék 38 szabálytalan. A szabálytalan műholdakat pályájuk jellemzői szerint három csoportba osztották: inuit, norvég és gall. Nevüket saját mitológiájukból vették. A Szaturnusznak 62 ismert természetes műholdja van megerősített pályával, amelyek közül 53-nak saját neve van. A legtöbb műhold kis méretű, sziklákból és jégből áll, ami jól látszik a nagy fényvisszaverő képességükből. A Szaturnusz műholdjai közül 24 szabályos, a maradék 38 szabálytalan. A szabálytalan műholdakat pályájuk jellemzői szerint három csoportba osztották: inuit, norvég és gall. Nevüket saját mitológiájukból vették. A Szaturnusz legnagyobb műholdja (és a második a teljes Naprendszerben Ganymedes után) a Titán, amelynek átmérője 5152 km. Ez az egyetlen olyan műhold, amelynek nagyon sűrű atmoszférája van (1,5-szer sűrűbb, mint a Földé). Nitrogénből (98%) és metánkeverékből áll. A tudósok azt sugallják, hogy ezen a műholdon a körülmények hasonlóak a bolygónkon 4 milliárd évvel ezelőtti állapotokhoz, amikor az élet még csak elkezdődött a Földön. A Szaturnusz legnagyobb műholdja (és a második a teljes Naprendszerben Ganymedes után) a Titán, amelynek átmérője 5152 km. Ez az egyetlen olyan műhold, amelynek nagyon sűrű atmoszférája van (1,5-szer sűrűbb, mint a Földé). Nitrogénből (98%) és metánkeverékből áll. A tudósok azt sugallják, hogy ezen a műholdon a körülmények hasonlóak a bolygónkon 4 milliárd évvel ezelőtti állapotokhoz, amikor az élet még csak elkezdődött a Földön.

Fontos felfedezések 1610. Galilei első megfigyelése a Szaturnuszról távcsövön keresztül. Teleszkópja nem volt elég erős ahhoz, hogy lássa a gyűrűket, és Galilei rögzítette, hogy a Szaturnusz három részből áll. 1633 A Szaturnusz legkorábbi vázlata. 1655 Christian Huygens felfedezi a Titánt. 1656 Christian Huygens egy gyűrű jelenlétéről számol be a Szaturnuszon. 1675 A Cassini rést fedez fel a gyűrűk között. 1837 Az Encke-hasadék megnyílása. 1876 ​​Egy észrevehető fehér folt felfedezése. 1932 Ammóniát és metánt fedeznek fel a légkörben. 1979 A Pioneer 11 megközelítése a Szaturnuszhoz. 1980 A Voyager 1 képeket készít a Szaturnuszról és a Titánról. 1981-ben a Voyager 2 repülése a Szaturnuszba. 1990 A Szaturnusz megfigyelése a Hubble Űrteleszkóp segítségével.

Az Uránusz az egyetlen bolygó a Naprendszerben, amely úgy kering a Nap körül, mintha az oldalán feküdne. Halvány gyűrűrendszere van, amely nagyon sötét részecskékből áll, amelyek átmérője mikrométertől a méter töredékéig terjed. Jelenleg 13 gyűrű létezik az Uránuszon. Az Uránusz gyűrűi valószínűleg meglehetősen fiatalok, amint azt a köztük lévő rések, valamint az átlátszóságuk különbségei mutatják. Ez arra utal, hogy a gyűrűk nem a bolygóval együtt keletkeztek. Lehetséges, hogy korábban a gyűrűk az Uránusz egyik műholdja volt, amely vagy egy bizonyos égitesttel való ütközés során, vagy árapály-erők hatására megsemmisült. Az Uránusz az egyetlen bolygó a Naprendszerben, amely úgy kering a Nap körül, mintha az oldalán feküdne. Halvány gyűrűrendszere van, amely nagyon sötét részecskékből áll, amelyek átmérője mikrométertől a méter töredékéig terjed. Jelenleg 13 gyűrű létezik az Uránuszon. Az Uránusz gyűrűi valószínűleg meglehetősen fiatalok, amint azt a köztük lévő rések, valamint az átlátszóságuk különbségei mutatják. Ez arra utal, hogy a gyűrűk nem a bolygóval együtt keletkeztek. Lehetséges, hogy korábban a gyűrűk az Uránusz egyik műholdja volt, amely vagy egy bizonyos égitesttel való ütközés során, vagy árapály-erők hatására megsemmisült.

Az Uranus Macca jellemzői: 8,7*10 25 kg. (a Föld tömegének 14,5-szerese) Átmérő: km. (a Föld átmérőjének 4-szerese) Sűrűség: 1,27 g/cm 3 Hőmérséklet: -220 o C Nap hossza: 17,23 óra Naptól való távolság (átlag): 19,2 AU, azaz 2,86 milliárd km. Keringési idő (év): 84 év Keringési sebesség: 6,8 km/s Gravitációs gyorsulás: 9 m/s 2

Az Uránusz műholdai Az Uránusz műholdai az Uránusz bolygó természetes műholdai. 2013 elejéig 27 műhold ismert. Mindegyiket William Shakespeare és Alexander Pope műveinek szereplőiről nevezték el. Az Uránusz holdjai az Uránusz bolygó természetes műholdai. 2013 elejéig 27 műhold ismert. Mindegyiket William Shakespeare és Alexander Pope műveinek szereplőiről nevezték el.

„A zár megerőszakolása” (Alexander Pope verse): Ariel, Umbriel, Belinda „A zár megerőszakolása” (Alexander Pope verse): Ariel, Umbriel, Belinda William Shakespeare színművei: William Shakespeare drámái: Nyárközép Éjszakai álom: Titania, Oberon, Puck "A Szentivánéji álom": Titania, Oberon, Puck "The Tempest": (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stephano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "The Tempest" : (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinánd „Lear király”: Cordelia „Lear király”: Cordelia „Hamlet, Dánia hercege”: Ophelia „Hamlet, Dánia hercege” : Ophelia "The Taming of the Shrew": Bianca "The Taming of the Shrew" : Bianca "Troilus and Cressida": Cressida "Troilus and Cressida": Cressida "Othello": Desdemona "Othello": Desdemona "Rómeó és Júlia": Júlia, Mab "Rómeó és Júlia": Júlia, Mab "Velence kereskedője": Portia "A velencei kereskedő": Portia "As You Like It": Rosalinda "As You Like It": Rosalinda "Sok háborgás a semmiért" : Margarita "Sok háborgás a semmiért": Margarita "A téli mese": Perdita "A téli mese": Perdita "Athéni Timon": Cupido "Athéni Timon": Cupido

Fontos felfedezések 1690 Az Uránuszt először csillagként írták le. 1781. március 13. William Herschel felfedezte az Uránuszt mint bolygót. 1787 William Herschel felfedezte az Uránusz két holdját. 1977 Az Uránusz gyűrűit felfedezik. A Voyager 2 közeledik az Uránuszhoz. Újholdakat fedeztek fel.

A Neptunusz az utolsó bolygó a Naprendszerben. A Neptunusz volt az első bolygó, amelyet rendszeres megfigyelések helyett matematikai számításokkal fedeztek fel. A Neptunusz szabad szemmel nem látható. A Neptunusz az utolsó bolygó a Naprendszerben. A Neptunusz volt az első bolygó, amelyet rendszeres megfigyelések helyett matematikai számításokkal fedeztek fel. A Neptunusz szabad szemmel nem látható. A Neptunusznak, mint más óriásbolygóknak, nincs szilárd felülete. Öt gyűrű van a bolygó körül: két fényes és keskeny és három halványabb. Majdnem 165 földi év alatt tesz meg egy teljes körforgást a Nap körül, szinte mindig 4,5 milliárd km távolságra marad tőle. A Neptunusznak, mint más óriásbolygóknak, nincs szilárd felülete. Öt gyűrű van a bolygó körül: két fényes és keskeny és három halványabb. Majdnem 165 földi év alatt tesz meg egy teljes körforgást a Nap körül, szinte mindig 4,5 milliárd km távolságra marad tőle.

A Neptune Macca jellemzői: 1*10 26 kg. (a Föld tömegének 17,2-szerese) Átmérő: km. (a Föld átmérőjének 3,9-szerese) Sűrűség: 1,77 g/cm 3 Hőmérséklet: -213 o C Naphossz: 17,87 óra Naptól való távolság (átlag): 30 AU, azaz 4,5 milliárd km. Keringési idő (év): 165 év Keringési sebesség: 5,4 km/s Gravitációs gyorsulás: 11,6 m/s 2

A Neptunusz holdjai A Neptunusznak jelenleg 14 ismert holdja van. A Neptunusz négy legbelső holdja, a Naiad, a Thalassa, a Despina és a Galatea olyan közel van a Neptunuszhoz, hogy a gyűrűin belül helyezkednek el. A Neptunusznak jelenleg 14 ismert holdja van. A Neptunusz négy legbelső holdja, a Naiad, a Thalassa, a Despina és a Galatea olyan közel van a Neptunuszhoz, hogy a gyűrűin belül helyezkednek el. Galatea Thalassa Naiad Triton Nereid Proteus Despina

Fontos felfedezések 1846. szeptember 23. Johann Galle felfedezte a Neptunust. 1989. augusztus 24. A Voyager 2 elhalad a Neptunusz mellett, és kinyitja a gyűrűket.

Naprendszerünk, ha az anyagát értjük, a Napból és négy óriásbolygóból áll, és még egyszerűbben - a Napból és a Jupiterből, mivel a Jupiter tömege nagyobb, mint az összes többi nap körüli objektum - bolygók, üstökösök, aszteroidák - együttvéve. . Valójában a Nap-Jupiter kettős rendszerben élünk, és az összes többi „apróság” a gravitációjuknak van kitéve.

A Szaturnusz tömege négyszer kisebb, mint a Jupiter, de összetételében hasonló: szintén főként könnyű elemekből áll - hidrogénből és héliumból 9:1 atomarányban. Az Uránusz és a Neptunusz még kevésbé masszív és gazdagabb összetételű nehezebb elemekben - szén, oxigén, nitrogén. Ezért egy négy óriásból álló csoportot általában két alcsoportra osztanak. A Jupitert és a Szaturnuszt gázóriásnak, az Uránuszt és a Neptunuszt pedig jégóriásnak nevezik. Az a helyzet, hogy az Uránusz és a Neptunusz nem túl vastag légkörrel rendelkezik, és térfogatuk nagy része jeges köpeny; azaz meglehetősen szilárd anyag. A Jupiter és a Szaturnusz szinte teljes térfogatát egy gáznemű és folyékony „atmoszféra” foglalja el. Sőt, minden óriásnak van vas-kő magja, amely tömegében meghaladja Földünket.

Első pillantásra az óriásbolygók primitívek, míg a kisbolygók sokkal érdekesebbek. De ez talán azért van, mert még mindig nem ismerjük jól ennek a négy óriásnak a természetét, és nem azért, mert kevéssé érdeklik őket. Csak nem ismerjük őket jól. Például a csillagászat teljes története során két jégóriást - az Uránuszt és a Neptunuszt - csak egyszer közelítette meg egy űrszonda (Voyager 2, NASA, 1986 és 1989), és akkor is megállás nélkül elrepült mellettük. Mennyit láthatott és mérhetett ott? Elmondhatjuk, hogy még nem kezdtük el igazán a jégóriások tanulmányozását.

A gázóriásokat sokkal részletesebben tanulmányozták, hiszen az elrepülő járművek (Pioneer 10 és 11, Voyager 1 és 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA és ESA) mellett mesterségesek is működtek közelükben egy ideje. hosszú távú műholdak: Galileo (NASA) 1995-2003 között. és a Juno (NASA) 2016 óta kutatja a Jupitert, a Cassini (NASA és ESA) pedig 2004-2017 között. tanulmányozta a Szaturnuszt.

A Jupitert kutatták a legmélyebben, mégpedig szó szerint: a Galileóból egy szondát dobtak a légkörébe, amely 48 km/s sebességgel repült oda, kinyitotta az ejtőernyőt, és 1 óra alatt 156 km-rel a felső széle alá ereszkedett. a felhőket, ahol 23 atm külső nyomáson és 153 °C hőmérsékleten leállt az adatátvitel, nyilván túlmelegedés miatt. A süllyedési pálya során a légkör számos paraméterét megmérte, beleértve még az izotóp-összetételt is. Ez nemcsak a bolygótudományt, hanem a kozmológiát is jelentősen gazdagította. Hiszen az óriásbolygók nem engedik el az anyagot, örökre megőrzik azt, amiből születtek; Ez különösen igaz a Jupiterre. Felhős felületének második szökési sebessége 60 km/s; világos, hogy onnan soha egyetlen molekula sem fog elmenekülni.

Ezért úgy gondoljuk, hogy a Jupiter izotópösszetétele, különösen a hidrogén összetétele az élet legelső szakaszaira jellemző, legalábbis a Naprendszerre, és talán az Univerzumra. És ez nagyon fontos: a hidrogén nehéz és könnyű izotópjainak aránya árulja el, hogyan zajlott le a kémiai elemek szintézise Világegyetemünk fejlődésének első perceiben, és milyen fizikai feltételek voltak akkor.

A Jupiter gyorsan forog, körülbelül 10 óra időtartammal; és mivel a bolygó átlagos sűrűsége alacsony (1,3 g/cm3), a centrifugális erő észrevehetően deformálta a testét. Ha ránézünk a bolygóra, észrevehetjük, hogy a sarki tengely mentén össze van nyomva. A Jupiter kompressziós foka, vagyis az egyenlítői és poláris sugara közötti relatív különbség ( R eq − R padló)/ R egyenlet = 0,065. Ez a bolygó átlagos sűrűsége (ρ ∝ ÚR 3) és annak napi időszaka ( T) határozza meg teste alakját. Mint tudják, a bolygó egy kozmikus test, amely hidrosztatikus egyensúlyi állapotban van. A bolygó pólusán csak a gravitációs erő hat ( GM/R 2), és az egyenlítőn centrifugális erő ellensúlyozza ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Arányuk határozza meg a bolygó alakját, hiszen a bolygó középpontjában a nyomás nem függhet az iránytól: az egyenlítői anyagoszlop súlya ugyanannyi legyen, mint a sarki. Ezen erők aránya (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(ÚR 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Tehát minél kisebb a sűrűség és a nap hossza, annál jobban össze van nyomva a bolygó. Ellenőrizzük: a Szaturnusz átlagos sűrűsége 0,7 g/cm 3, forgási ideje 11 óra, majdnem megegyezik a Jupiterével, kompressziója 0,098. A Szaturnusz másfélszer jobban össze van nyomva, mint a Jupiter, és ez könnyen észrevehető, ha távcsövön keresztül figyeljük a bolygókat: a Szaturnusz összenyomódása feltűnő.

Az óriásbolygók gyors forgása nemcsak testük alakját, így megfigyelt korongjuk alakját is meghatározza, hanem annak megjelenését is: az óriásbolygók felhős felülete zónás szerkezetű, az egyenlítő mentén különböző színű csíkokkal húzódik. . A gázáramlás gyorsan, sok száz kilométeres óránkénti sebességgel halad; kölcsönös elmozdulásuk nyírási instabilitást okoz, és a Coriolis erővel együtt óriási örvényeket generál. Messziről látható a Nagy Vörös Folt a Jupiteren, a Nagy Fehér Ovális a Szaturnuszon és a Nagy Sötét Folt a Neptunuszon. Különösen híres a Jupiteren található Great Red Spot (GRS) anticiklon. Valaha a BKP kétszer akkora volt, mint a jelenlegi; Galilei kortársai látták gyenge távcsöveikben. Mára a BCP elhalványult, de ez az örvény még mindig csaknem 400 éve él a Jupiter légkörében, hiszen óriási gáztömeget borít be. Mérete nagyobb, mint a földgömb. Egy ekkora gáztömeg, ha egyszer örvénylik, nem áll meg egyhamar. Bolygónkon a ciklonok körülbelül egy hétig élnek, és ott évszázadokig tartanak.

Bármilyen mozgás eloszlatja az energiát, ami azt jelenti, hogy forrásra van szüksége. Minden bolygónak két energiaforrás-csoportja van - belső és külső. Kívülről napsugárzás áramlik a bolygóra, és meteoroidok hullanak alá. A bolygót belülről a radioaktív elemek bomlása és magának a bolygónak a gravitációs összenyomása (a Kelvin-Helmholtz mechanizmus) melegíti fel. . Bár láttunk már nagy tárgyakat a Jupiterre zuhanni, amelyek erőteljes robbanásokat okoznak (Comet Shoemaker-Levy 9), a becsapódásuk gyakoriságára vonatkozó becslések azt mutatják, hogy az általuk hozott átlagos energiaáramlás lényegesen kisebb, mint a napfény. Másrészt a belső energiaforrások szerepe nem egyértelmű. A nehéz tűzálló elemekből álló szárazföldi bolygók esetében az egyetlen belső hőforrás a radioaktív bomlás, de ennek hozzájárulása elenyésző a Nap hőjéhez képest.

Az óriásbolygókon lényegesen kisebb a nehéz elemek aránya, viszont tömegesebbek és könnyebben összenyomhatóak, így a gravitációs energia felszabadulása a fő hőforrás. És mivel az óriásokat eltávolítják a Napból, a belső forrás versenytársa lesz a külsőnek: néha a bolygó jobban felmelegíti magát, mint amennyit a Nap. Még a Naphoz legközelebb eső óriás, a Jupiter is 60%-kal több energiát bocsát ki (a spektrum infravörös tartományában), mint amennyit a Naptól kap. A Szaturnusz által az űrbe bocsátott energia pedig 2,5-szer nagyobb, mint amit a bolygó a Naptól kap.

A gravitációs energia felszabadul mind a bolygó egészének összenyomódása, mind a belsejének differenciálódása során, vagyis amikor a sűrűbb anyag a középpontba ereszkedik, és onnan „úszóbb” kiszorul. Mindkét hatás valószínűleg működik. Például a mi korunkban a Jupiter évente körülbelül 2 cm-rel csökken. És közvetlenül a kialakulás után kétszer akkora volt, gyorsabban összehúzódott és jelentősen melegebb volt. Környezetében azután egy kis nap szerepét töltötte be, amit Galilei műholdjainak tulajdonságai is bizonyítanak: minél közelebb vannak a bolygóhoz, annál sűrűbbek, és annál kevésbé tartalmaznak illékony elemeket (például maguk a bolygók Naprendszer).

A gravitációs energiaforrásban a bolygó egészének összenyomódása mellett a belső tér differenciálódása is fontos szerepet játszik. Az anyag sűrűre és lebegőre oszlik, a sűrű anyag pedig lesüllyed, és potenciális gravitációs energiája hő formájában szabadul fel. Valószínűleg mindenekelőtt ez a kondenzáció és a héliumcseppek ezt követő esése a hidrogén lebegő rétegein keresztül, valamint magának a hidrogénnek a fázisátalakulása. De lehetnek érdekesebb jelenségek is: például a szén kristályosodása - gyémánt eső (!), bár ez nem bocsát ki túl sok energiát, mivel kevés a szén.

Az óriásbolygók belső szerkezetét eddig csak elméletileg vizsgálták. A mélységükbe közvetlenül behatolni alig van esélyünk, szeizmológiai módszereket, azaz akusztikus szondázást még nem alkalmaztak rájuk. Talán egyszer megtanuljuk megvilágítani őket neutrínókkal, de ez még messze van.

Szerencsére az anyag viselkedését már jól tanulmányozták laboratóriumi körülmények között az óriásbolygók belsejében uralkodó nyomáson és hőmérsékleten, ami alapot ad belső térük matematikai modellezéséhez. Léteznek módszerek a bolygók belső szerkezetére vonatkozó modellek megfelelőségének nyomon követésére. Két fizikai mező, a mágneses és a gravitációs, amelyek forrásai a mélyben találhatók, kilép a bolygót körülvevő térbe, ahol űrszondákkal mérhetőek.

A mágneses tér szerkezetét számos torzító tényező befolyásolja (bolygóközeli plazma, napszél), de a gravitációs tér csak a bolygón belüli sűrűségeloszlástól függ. Minél jobban különbözik a bolygó teste a gömbszimmetrikustól, annál bonyolultabb a gravitációs tere, annál több harmonikus van benne, ami megkülönbözteti az egyszerű newtoni testtől. GM/R 2 .

A távoli bolygók gravitációs mezőjének mérésére szolgáló műszer általában maga az űrszonda, pontosabban annak mozgása a bolygó mezőjében. Minél távolabb van a szonda a bolygótól, annál gyengébb mozgásban jelennek meg a kisebb eltérések a bolygó mezőjében a gömbszimmetrikustól. Ezért a szondát a bolygóhoz lehető legközelebb kell indítani. Ennek érdekében 2016 óta működik az új Juno szonda (NASA) a Jupiter közelében. Poláris pályán repül, amire még nem volt példa. Poláris pályán a gravitációs tér magasabb harmonikusai kifejezettebbek, mivel a bolygó összenyomódik, és a szonda időnként nagyon közel kerül a felszínhez. Ez teszi lehetővé a gravitációs tér tágulásának magasabb harmonikusainak mérését. De ugyanezért hamarosan befejezi munkáját a szonda: a Jupiter sugárzási öveinek legsűrűbb vidékein repül át, és berendezése ezt nagyon megsínyli.

A Jupiter sugárzási övei kolosszálisak. Nagy nyomás alatt a hidrogén a bolygó beleiben fémesedik: elektronjai általánossá válnak, elveszítik a kapcsolatot az atommagokkal, és a folyékony hidrogén elektromos áramvezetővé válik. A szupravezető közeg hatalmas tömege, gyors forgása és erőteljes konvekciója – ez a három tényező járul hozzá a dinamóhatás miatti mágneses tér kialakulásához. Egy kolosszális mágneses térben, amely megragadja a Napból repülő töltött részecskéket, szörnyű sugárzási övek képződnek. Legsűrűbb részükön a belső galilei műholdak pályái fekszenek. Ezért az ember egy napot sem élt az Európa felszínén, és még egy órát sem az Io-n. Még egy űrrobotnak sem könnyű ott lenni.

A Jupitertől távolabb eső Ganymedes és Callisto ebben az értelemben sokkal biztonságosabbak a kutatás számára. Ezért a Roszkozmosz ott tervezi szonda küldését a jövőben. Bár Európa a maga szubglaciális óceánjával sokkal érdekesebb lenne.

Úgy tűnik, hogy az Uránusz és a Neptunusz jégóriások a gázóriások és a földi bolygók között vannak. A Jupiterhez és a Szaturnuszhoz képest kisebb a méretük, a tömegük és a központi nyomásuk, de viszonylag magas átlagos sűrűségük a CNO csoport elemeinek nagyobb arányát jelzi. Az Uránusz és a Neptunusz kiterjedt és masszív légköre többnyire hidrogén-hélium. Alatta ammóniával és metánnal kevert vizes köpeny található, amelyet általában jeges köpenynek neveznek. De a bolygókutatók általában a CNO-csoport kémiai elemeit és vegyületeiket (H 2 O, NH 3, CH 4 stb.) „jégnek” nevezik, és nem azok összesített állapotát. Tehát a köpeny többnyire folyékony lehet. Alatta pedig egy viszonylag kicsi vas-kő mag található. Mivel az Uránusz és a Neptunusz mélyén a szén koncentrációja magasabb, mint a Szaturnuszban és a Jupiterben, jeges köpenyük alján folyékony szénréteg lehet, amelyben kristályok, azaz gyémántok csapódnak le.

Hadd hangsúlyozzam, hogy az óriásbolygók belső felépítését aktívan vitatják, és még mindig elég sok versengő modell létezik. Az űrszondák minden új mérése és a nagynyomású berendezésekben végzett laboratóriumi szimulációk minden új eredménye e modellek felülvizsgálatához vezet. Hadd emlékeztessem önöket arra, hogy a légkör nagyon sekély rétegeinek és csak a Jupiter közelében lévő paramétereinek közvetlen mérését csak egyszer végezte el a Galileóból (NASA) ledobott szonda. És minden más közvetett mérések és elméleti modellek.

Az Uránusz és a Neptunusz mágneses tere gyengébb, mint a gázóriásoké, de erősebb, mint a Földé. Bár az Uránusz és a Neptunusz felszínén a térindukció megközelítőleg megegyezik a Föld felszínével (a Gauss töredékei), a térfogat, és így a mágneses momentum is sokkal nagyobb. A jégóriások mágneses terének geometriája nagyon összetett, távol áll a Földre, a Jupiterre és a Szaturnuszra jellemző egyszerű dipólusformától. Ennek valószínűleg az az oka, hogy az Uránusz és a Neptunusz köpenyének egy viszonylag vékony, elektromosan vezető rétegében mágneses mező keletkezik, ahol a konvekciós áramok nem rendelkeznek nagyfokú szimmetriával (mivel a réteg vastagsága sokkal kisebb, mint a sugara). .

Külső hasonlóságuk ellenére az Uránusz és a Neptunusz nem nevezhető ikreknek. Ezt bizonyítja eltérő átlagos sűrűségük (1,27, illetve 1,64 g/cm 3 ) és eltérő hőleadási sebességük a mélyben. Bár az Uránusz másfélszer közelebb van a Naphoz, mint a Neptunusz, és ezért 2,5-szer több hőt kap tőle, hűvösebb, mint a Neptunusz. A helyzet az, hogy a Neptunusz még több hőt bocsát ki a mélyében, mint amennyit a Naptól kap, míg az Uránusz szinte semmit. Az Uránusz belsejéből a felszínhez közeli hőáram mindössze 0,042 ± 0,047 W/m2, ami még a Földénál is kevesebb (0,075 W/m2). Az Uránusz a Naprendszer leghidegebb bolygója, bár nem a legtávolabb a Naptól. Ez összefügg a furcsa „oldalra fordulásával”? Lehetséges.

Most beszéljünk a bolygógyűrűkről.

Mindenki tudja, hogy a „gyűrűs bolygó” a Szaturnusz. Ám alapos megfigyelés után kiderül, hogy minden óriásbolygónak van gyűrűje. A Földről nehéz észrevenni őket. Például a Jupiter gyűrűjét nem látjuk távcsövön keresztül, de ellenfényben észleljük, amikor az űrszonda az éjszakai oldaláról nézi a bolygót. Ez a gyűrű sötét és nagyon kicsi részecskékből áll, amelyek mérete összemérhető a fény hullámhosszával. Gyakorlatilag nem verik vissza a fényt, de jól szétszórják. Az Uránuszt és a Neptunuszt vékony gyűrűk veszik körül.

Általában nincs két bolygónak egyforma gyűrűje; mindegyik más.

Viccesen mondhatjuk, hogy a Földnek is van gyűrűje. Mesterséges. Több száz műholdból áll, amelyeket geostacionárius pályára bocsátottak. Ezen a képen nemcsak a geostacionárius műholdak láthatók, hanem az alacsony pályán, valamint a magas elliptikus pályán lévők is. De a geostacionárius gyűrű meglehetősen észrevehetően kiemelkedik a hátterükből. Ez azonban rajz, nem fénykép. A Föld mesterséges gyűrűjét még senkinek nem sikerült lefényképezni. Hiszen össztömege kicsi, fényvisszaverő felülete pedig elhanyagolható. Nem valószínű, hogy a gyűrűben lévő műholdak össztömege 1000 tonna lesz, ami egy 10 m méretű aszteroidának felel meg.Hasonlítsa össze ezt az óriásbolygók gyűrűinek paramétereivel.

A gyűrűk paraméterei között meglehetősen nehéz bármilyen kapcsolatot észrevenni. A Szaturnusz gyűrűinek anyaga hófehér (albedó 60%), a többi gyűrű pedig feketébb, mint a szén (A = 2-3%). Minden gyűrű vékony, de a Jupiteré meglehetősen vastag. Minden macskakőből van, de a Jupiter porrészecskékből áll. A gyűrűk felépítése is eltérő: egyesek gramofonlemezre (Szaturnusz), mások matrjoska alakú karikakupacra (Uránusz), mások homályosak, diffúzok (Jupiter), a Neptunusz gyűrűi pedig egyáltalán nem zártak. és úgy néz ki, mint az ívek.

A gyűrűk viszonylag kis vastagsága körül nem tudom körbehajtani a fejem: több százezer kilométeres átmérővel, vastagságukat több tíz méterben mérik. Soha nem tartottunk még ilyen kényes tárgyakat a kezünkben. Ha a Szaturnusz gyűrűjét egy írópapírral hasonlítjuk össze, akkor ismert vastagságával a lap akkora lenne, mint egy futballpálya!

Amint látjuk, minden bolygó gyűrűi különböznek a részecskék összetételében, eloszlásában, morfológiájában - minden óriásbolygónak megvan a maga egyedi díszítése, amelynek eredetét még nem értjük. A gyűrűk jellemzően a bolygó egyenlítői síkjában helyezkednek el, és ugyanabba az irányba forognak, ahogy maga a bolygó és a hozzá közel álló műholdak csoportja forog. A korábbi időkben a csillagászok azt hitték, hogy a gyűrűk örökkévalóak, a bolygó születésétől kezdve léteznek, és örökre vele maradnak. Most a nézőpont megváltozott. De a számítások azt mutatják, hogy a gyűrűk nem túl tartósak, részecskéik lelassulnak, és a bolygóra esnek, elpárolognak és szétszóródnak az űrben, és megtelepednek a műholdak felszínén. A díszítés tehát átmeneti, bár hosszú életű. A csillagászok ma úgy vélik, hogy a gyűrű a bolygó műholdjainak ütközésének vagy árapály-zavarának az eredménye. Talán a Szaturnusz gyűrűje a legfiatalabb, ezért is olyan masszív és gazdag illékony anyagokban (hó).

És így egy jó távcsővel egy jó fényképezőgéppel tud képeket készíteni. De itt még mindig nem látunk szinte semmilyen szerkezetet a ringben. Egy sötét „rés” már régóta észrevehető - a Cassini-rés, amelyet több mint 300 évvel ezelőtt fedezett fel Giovanni Cassini olasz csillagász. Úgy tűnik, nincs semmi a résben.

A gyűrű síkja egybeesik a bolygó egyenlítőjével. Nem is lehet másként, hiszen egy szimmetrikus lapos bolygónak van egy potenciállyuk az egyenlítő mentén lévő gravitációs mezőben. A 2004-től 2009-ig készült képsorozaton különböző szögekből láthatjuk a Szaturnuszt és gyűrűjét, hiszen a Szaturnusz egyenlítője 27°-kal dől el keringési síkjához, a Föld pedig mindig közel van ehhez a síkhoz. 2004-ben határozottan a ringek síkjában voltunk. Tudod, hogy több tíz méter vastagságnál magát a gyűrűt nem látjuk. Ennek ellenére észrevehető a fekete csík a bolygó korongján. Ez egy gyűrű árnyéka a felhőkön. Számunkra azért látható, mert a Föld és a Nap különböző irányokból néz a Szaturnuszra: mi pontosan a gyűrű síkjába nézünk, de a Nap kicsit más szögből világít, és a gyűrű árnyéka a gyűrű felhős rétegére esik. bolygó. Ha van árnyék, az azt jelenti, hogy a gyűrűben elég sűrű anyag van. A gyűrű árnyéka csak a Szaturnusz napéjegyenlőségeikor tűnik el, amikor a Nap pontosan a síkjában van; és ez önállóan jelzi a gyűrű kis vastagságát.

Sok művet szenteltek a Szaturnusz gyűrűinek. James Clerk Maxwell, ugyanaz, aki az elektromágneses mező egyenleteiről vált híressé, a gyűrű fizikáját vizsgálta, és megmutatta, hogy nem lehet egyetlen szilárd tárgy, hanem apró részecskékből kell állnia, különben a centrifugális erő elszakítja. egymástól. Minden részecske a saját pályáján repül – minél közelebb van a bolygóhoz, annál gyorsabban.

Bármilyen témát más szemszögből nézni, mindig hasznos. Ahol közvetlen fényben feketeséget, „merülést” láttunk a gyűrűben, itt anyagot látunk; csak más típusú, másként ver vissza és szórja a fényt

Amikor az űrszondák képeket küldtek nekünk a Szaturnusz gyűrűjéről, lenyűgözött minket annak finom szerkezete. De még a 19. században a franciaországi Pic du Midi Obszervatórium kiváló megfigyelői pontosan ezt a szerkezetet látták a szemükkel, de akkor még senki sem hitt nekik igazán, mert rajtuk kívül senki sem vett észre ilyen finomságokat. De kiderült, hogy a Szaturnusz gyűrűje már csak ilyen. A csillagdinamikai szakértők a gyűrű e finom radiális szerkezetére keresik a magyarázatot a gyűrűrészecskék és a Szaturnusz gyűrűn kívüli hatalmas műholdjaival és a gyűrűn belüli kis műholdakkal való rezonáns kölcsönhatása szempontjából. Általánosságban elmondható, hogy a sűrűséghullámok elmélete megbirkózik a feladattal, de még mindig messze van attól, hogy minden részletet megmagyarázzon.

A felső képen a gyűrű nappali oldala látható. A szonda átrepül a gyűrű síkján, és az alsó fotón láthatjuk, hogyan fordult felénk az éjszakai oldalával. A Cassini-osztály anyaga az árnyék oldaláról jól láthatóvá vált, a gyűrű fényes része pedig éppen ellenkezőleg, elsötétült, mivel sűrű és átlátszatlan. Ahol feketeség volt, ott megjelenik a fényesség, mert a kis részecskék nem visszaverődnek, hanem előre szórják a fényt. Ezek a képek azt mutatják, hogy az anyag mindenhol megtalálható, csak különböző méretű és szerkezetű részecskék. Még nem igazán értjük, milyen fizikai jelenségek választják el ezeket a részecskéket. A felső képen Janus, a Szaturnusz egyik holdja látható.

Azt kell mondanunk, hogy bár az űrhajók a Szaturnusz gyűrűjének közelében repültek, egyiküknek sem sikerült meglátnia a gyűrűt alkotó valódi részecskéket. Csak általános eloszlásukat látjuk. Nem lehet látni az egyes blokkokat, nem kockáztatják, hogy a készüléket a gyűrűbe dobják. De egyszer majd meg kell tenni.

A Szaturnusz éjszakai oldaláról azonnal megjelennek a gyűrűk azon halványan látható részei, amelyek közvetlen fényben nem láthatók.

Ez nem igazi színes fénykép. A színek itt mutatják az adott területet alkotó részecskék jellemző méretét. A piros kis részecskék, a türkiz nagyobb.

Abban az időben, amikor a gyűrű élesen fordult a Nap felé, a nagy inhomogenitásokból származó árnyékok a gyűrű síkjára estek (felső kép). A leghosszabb árnyék itt a Mimas műholdtól származik, és számos kis csúcsra, amelyek a kinagyított képen láthatók, még nem kapott egyértelmű magyarázatot. Kilométer méretű kiemelkedések felelősek értük. Lehetséges, hogy némelyikük a legnagyobb kövek árnyéka. De az árnyékok kvázi szabályos szerkezete (az alábbi kép) jobban megfelel a gravitációs instabilitásból adódó átmeneti részecskék felhalmozódásának.

Egyes gyűrűk mentén műholdak repülnek, az úgynevezett „őrkutyák” vagy „terelőkutyák”, amelyek gravitációjukkal megakadályozzák, hogy a gyűrűk egy része elmosódjon. Ráadásul maguk a műholdak is elég érdekesek. Az egyik egy vékony gyűrűn belül mozog, a másik kívül (például Janus és Epimetheus). Keringési periódusuk kissé eltér egymástól. A belső közelebb van a bolygóhoz, ezért gyorsabban kering körül, utoléri a külső műholdat, és a kölcsönös vonzás hatására megváltoztatja annak energiáját: a külső lelassul, a belső felgyorsul, és pályát váltanak - a amelyik lelassult, az alacsony pályára, a gyorsított pedig alacsony pályára megy magasra. Így több ezer fordulatot csinálnak, majd ismét helyet cserélnek. Például Janus és Epimetheus 4 évente helyet cserél.

Néhány éve felfedezték a Szaturnusz legtávolabbi gyűrűjét, amit egyáltalán nem sejtettek. Ez a gyűrű a Phoebe holdhoz kapcsolódik, amelynek felszínéről leszáll a por, kitöltve a műhold pályája mentén lévő területet. Ennek a gyűrűnek a forgási síkja, akárcsak maga a műhold, nem kapcsolódik a bolygó egyenlítőjéhez, mivel a nagy távolság miatt a Szaturnusz gravitációja egy pontobjektum mezőjeként érzékelhető.

Minden óriásbolygónak van egy műholdcsaládja. Különösen gazdag bennük a Jupiter és a Szaturnusz. Ma a Jupiterben 69, a Szaturnuszban pedig 62 van, és rendszeresen fedeznek fel újakat. A műholdak tömegének és méretének alsó határát formálisan nem állapították meg, így a Szaturnusz számára ez a szám önkényes: ha egy 20-30 méteres objektumot fedeznek fel a bolygó közelében, akkor mi az - a bolygó műholdja vagy egy gyűrűjének részecskéje?

A kozmikus testek bármely nagy családjában mindig több a kicsi, mint a nagy. A bolygóműholdak sem kivételek. A kis műholdak általában szabálytalan alakú blokkok, amelyek főleg jégből állnak. 500 km-nél kisebb méretük miatt gravitációjukkal nem képesek gömb alakú formát adni maguknak. Külsőleg nagyon hasonlítanak az aszteroidákhoz és az üstökösmagokhoz. Valószínűleg sokan ilyenek, mivel nagyon kaotikus pályán mozognak messze a bolygótól. A bolygó elfoghatja őket, és egy idő után elveszítheti őket.

Még nem nagyon ismerjük a kis aszteroidaszerű műholdakat. Az ilyen objektumokat a Mars közelében részletesebben tanulmányozták, mint másokat - a két kis műholdat, a Phobost és a Deimost. Különösen nagy figyelmet fordítottak Phobosra; Még szondát is akartak küldeni a felszínére, de ez még nem sikerült. Minél alaposabban megnézed bármelyik kozmikus testet, annál több rejtélyt tartalmaz. Phobos sem kivétel. Nézze meg a furcsa szerkezeteket, amelyek a felszínén futnak. Számos fizikai elmélet létezik már, amelyek megpróbálják megmagyarázni kialakulását. Ezek a kis mélyedések és barázdák vonalai hasonlóak a meridiánokhoz. De még senki sem javasolta kialakulásuk fizikai elméletét.

Minden kis műhold számos becsapódási nyomot visel. Időről időre ütköznek egymással és messziről érkező testekkel, külön részekre szakadnak, sőt egyesülhetnek is. Ezért távoli múltjukat és eredetüket rekonstruálni nem lesz könnyű. De a műholdak között vannak olyanok is, amelyek genetikailag rokonok a bolygóval, mivel mellette mozognak az egyenlítőjének síkjában, és valószínűleg közös eredetük van vele.

Különösen érdekesek a nagy bolygószerű műholdak. A Jupiterből négy van; ezek az úgynevezett „galilei” műholdak - Io, Europa, Ganymedes és Callisto. A hatalmas Titán méretével és tömegével kiemelkedik a Szaturnusz közül. Ezek a műholdak belső paramétereikben szinte megkülönböztethetetlenek a bolygóktól. Csak arról van szó, hogy a Nap körüli mozgásukat még nagyobb tömegű testek – az anyabolygók – irányítják.

Itt van előttünk a Föld és a Hold, mellettünk pedig egy léptékben a Szaturnusz műholdja, a Titán. Csodálatos kis bolygó sűrű légkörrel, nagy folyékony metán, etán és propán "tengerekkel" a felszínen. Cseppfolyósított gáztengerek, amelyek a Titán felszíni hőmérsékletén (–180 °C) folyékony halmazállapotúak. Nagyon vonzó bolygó, mert könnyű és érdekes lesz dolgozni rajta - a légkör sűrű, megbízhatóan véd a kozmikus sugaraktól, és összetételében közel áll a Föld légköréhez, mivel szintén főként nitrogénből áll, bár oxigénmentes . Ott nincs szükség vákuumruhákra, hiszen a légköri nyomás majdnem olyan, mint a Földön, még egy kicsit több is. Öltözz melegen, legyen a hátadon egy oxigénpalack, és könnyedén dolgozhatsz a Titánon. Egyébként ez az egyetlen műhold (a Holdon kívül), amelynek felszínére űrhajót lehetett leszállni. Huygens volt, a Cassini (NASA, ESA) fedélzetén vitték oda, és a leszállás meglehetősen sikeres volt.

Íme az egyetlen fotó, amely a Titán felszínén készült. A hőmérséklet alacsony, ezért a tömbök nagyon hideg vízjégek. Ebben biztosak vagyunk, mert a Titán többnyire vízjégből áll. A szín vöröses-vöröses; természetes, és annak a ténynek köszönhető, hogy a Titán légkörében a nap ultraibolya sugárzásának hatására meglehetősen összetett szerves anyagok szintetizálódnak „tholinok” általános néven. Ezeknek az anyagoknak a homálya főleg narancssárga és vörös színeket közvetít a felületre, ezeket meglehetősen erősen szórja. Ezért a Titán földrajzának tanulmányozása az űrből meglehetősen nehéz. A radar segít. Ebben az értelemben a helyzet a Vénuszhoz hasonlít. Egyébként a Titán légköri keringése is vénuszi típusú: egy-egy erős ciklon minden féltekén.

Más óriásbolygók műholdjai is eredetiek. Ez az Io, a Jupiter legközelebbi műholdja. Ugyanolyan távolságra van a Holdtól a Földtől, de a Jupiter egy óriás, ami azt jelenti, hogy nagyon erősen hat a műholdra. A Jupiter belseje megolvadt, és sok aktív vulkánt látunk rajta (fekete pont). Látható, hogy a vulkánok körül a kibocsátás ballisztikus pályákat követ. Hiszen ott gyakorlatilag nincs atmoszféra, így a vulkánból kidobott parabolában (vagy ellipszisben?) repül. Az Io felületének alacsony gravitációja nagy emissziós feltételeket teremt: 250-300 km-re felfelé, vagy akár egyenesen az űrbe!

A Jupiter második műholdja az Európa. Jégkéreg borítja, mint a mi Antarktiszunk. A becslések szerint 25-30 km vastagságú kéreg alatt folyékony vízből álló óceán terül el. A jégfelületet számos ősi repedés borítja. Ám a jég alatti óceán hatására lassan jégrétegek mozdulnak el, ami a föld kontinenseinek sodrására emlékeztet.

A jégen időnként megnyílnak a repedések, a szökőkutakban pedig víz tör ki. Ezt most már biztosan tudjuk, mert a Hubble Űrteleszkóp segítségével láttuk a szökőkutakat. Ez lehetőséget ad Európa vizeinek felfedezésére. Valamit már tudunk róla: sós víz, jó elektromos vezető, amint azt a mágneses tér is jelzi. Hőmérséklete valószínűleg megközelíti a szobahőmérsékletet, de biológiai összetételéről továbbra sem tudunk semmit. Szeretném kikanalazni és elemezni ezt a vizet. Erre a célra pedig már készülnek az expedíciók.

Nem kevésbé érdekesek a bolygók más nagy műholdai, köztük a Holdunk. Valójában a műholdas bolygók független csoportját képviselik.

Ugyanebben a skálán a legnagyobb műholdak láthatók a Merkúrhoz képest. Semmivel sem rosszabbak nála, és természetüknél fogva némelyikük még érdekesebb.

ABSZTRAKT

A CSILLAGÁSZATRÓL

A TÉMÁBAN:

"Óriásbolygók"

A munkát egy 11. "B" osztályos tanuló végezte

középiskola 4. sz

Fomin Maxim

Megnéztem a Tiptyareva V.V.

Mitiscsi, 2001.

Óriásbolygók

Különbség az óriásbolygók és a földi bolygók között

Általános jellemzők

Légkör

Jupiter gyűrű

A Jupiter belső és külső műholdai

Légkör és felhőréteg

A Szaturnusz mágneses tulajdonságai

A Szaturnusz holdjai

Általános információ

A felfedezés története

Az Uránusz forgásának jellemzői

Az Uránusz kémiai összetétele, fizikai feltételei és szerkezete

Uránusz gyűrűi

Magnetoszféra

Az Uránusz holdjai

Általános információ

A felfedezés története

Kémiai összetétel, fizikai feltételek és belső szerkezet

A Neptunusz holdjai

Neptun gyűrűi

Magnetoszféra

7. Irodalomjegyzék

ÓRIÁSBOLYGÓK

A Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz a Jovi-bolygók csoportját vagy az óriásbolygók csoportját képviselik, bár nem csak nagy átmérőjük különbözteti meg ezeket a bolygókat a földi bolygóktól. Az óriásbolygók alacsony sűrűségűek, rövid napi forgási periódusúak, és ennek következtében a pólusokon jelentős a kompresszió; látható felületük jól visszaver, vagyis szórja a napsugarakat.

Régóta megállapították, hogy az óriásbolygók légköre metánból, ammóniából, hidrogénből és héliumból áll. A metán és az ammónia abszorpciós sávjai nagy számban láthatók a nagy bolygók spektrumában. Ráadásul a Jupiterről a Neptunuszra való átmenettel a metánsávok fokozatosan erősödnek, az ammóniasávok pedig gyengülnek. Az óriásbolygók atmoszférájának nagy részét vastag felhők töltik ki, amelyek felett egy meglehetősen átlátszó gázréteg található, ahol apró részecskék, valószínűleg fagyott ammónia és metán kristályai „lebegnek”.

Teljesen természetes, hogy az óriásbolygók közül a hozzánk legközelebb eső két a legjobban tanulmányozott - a Jupiter és a Szaturnusz.

Mivel az Uránusz és a Neptunusz jelenleg nem kelt fel különösebb figyelmet a tudósok körében, térjünk át részletesebben a Jupiterre és a Szaturnuszra. Emellett a Jupiter és a Szaturnusz leírása kapcsán megválaszolható kérdések jelentős része a Neptunuszra is vonatkozik.

A Jupiter a Naprendszer egyik legcsodálatosabb bolygója, és sokkal jobban odafigyelünk rá, mint a Szaturnuszra. Ami szokatlan ezen a bolygón, az nem a csíkos teste a sötét csíkok meglehetősen gyors mozgásával és szélességük változásával, és nem a hatalmas vörös folt, amelynek átmérője körülbelül 60 ezer. km., időről időre megváltoztatja színét és fényerejét, és végül nem „domináns” helyzetét méretben és tömegben a bolygócsaládban. A rendkívüli dolog az, hogy a Jupiter, amint azt a rádiócsillagászati ​​megfigyelések kimutatták, nemcsak termikus, hanem úgynevezett nem termikus rádiósugárzás forrása is. Általában a csendes folyamatokkal jellemezhető bolygók esetében a nem termikus rádiósugárzás teljesen váratlan.

Az a tény, hogy a Vénusz, a Mars, a Jupiter és a Szaturnusz termikus rádiósugárzás forrásai, mára szilárdan megalapozott, és nem támaszt kétséget a tudósokban. Ez a rádiósugárzás teljesen egybeesik a bolygók hőkibocsátásával, és egy felhevített test termikus spektrumának „maradványa”, pontosabban alacsony frekvenciájú „farka”. Mivel a termikus rádiósugárzás mechanizmusa jól ismert, az ilyen megfigyelések lehetővé teszik a bolygók hőmérsékletének mérését. A hősugárzást centiméteres hullámú rádióteleszkópokkal rögzítik. Már a Jupiter első megfigyelései a 3. hullámon cm ugyanazt adta a rádiósugárzás hőmérsékletét, mint az infravörös sugarak radiometriai megfigyelései. Ez a hőmérséklet átlagosan –150°C. De előfordul, hogy az átlaghőmérséklettől való eltérések elérik az 50–70, néha a 140 ° C-ot, mint például 1958 áprilisában-májusában. Sajnos még nem sikerült kideríteni, hogy az azonos hullámhosszon megfigyelt rádiósugárzás eltérései összefüggésben állnak-e a bolygó forgásával. És itt nyilván nem az a lényeg, hogy a Jupiter szögátmérője fele a legnagyobb rádióteleszkópok legjobb felbontásának, és ezért lehetetlen megfigyelni a felszín egyes részeit. A meglévő megfigyelések még mindig nagyon kevés választ adnak ezekre a kérdésekre.

Ami a rádióteleszkópok alacsony felbontásával kapcsolatos nehézségeket illeti, a Jupiterrel kapcsolatban megpróbálhatja megkerülni őket. Csak a megfigyelések alapján kell megbízhatóan megállapítani a rendellenes rádiósugárzás időszakát, majd összehasonlítani a Jupiter egyes zónáinak forgási periódusával. Emlékezzünk arra, hogy a 9 óra 50 perces periódus az egyenlítői zónája forgási periódusa. A mérsékelt övi zónák időtartama 5-6 perc. nagyobb (általában a Jupiter felszínén legfeljebb 11 áram van különböző periódusokkal).

Így a további megfigyelések elvezethetnek bennünket a végeredményhez. Nem kis jelentőségű a Jupiter rendellenes rádiósugárzása és forgási periódusa közötti kapcsolat kérdése. Ha például kiderül, hogy ennek a sugárzásnak a forrása nem kapcsolódik a Jupiter felszínéhez, akkor szorgalmasabban kell keresni a naptevékenységgel való kapcsolatát.

Nem sokkal ezelőtt a California Institute of Technology kutatói, Rakhakrishnan és Roberts deciméteres hullámokban (31 cm) figyelték meg a Jupiter rádiósugárzását. . Két parabolatükrös interferométert használtak, ami lehetővé tette a forrás szögméreteinek elkülönítését, amely a Jupiter egyenlítőjének síkjában lévő gyűrű, amelynek átmérője körülbelül háromszorosa a bolygó átmérőjének. A Jupiter deciméteres hullámokkal meghatározott hőmérséklete túl magasnak bizonyult ahhoz, hogy a rádiósugárzás forrását termikusnak lehessen tekinteni. Nyilvánvalóan itt a Jupiter mágneses tere által befogott töltött részecskékből származó, valamint a jelentős gravitációs tér miatt a bolygó közelében koncentrálódó sugárzásról van szó.

Így a rádiócsillagászati ​​megfigyelések hatékony módszerré váltak a Jupiter légkörének fizikai feltételeinek tanulmányozására.

Röviden beszéltünk a Jupiter kétféle rádiósugárzásáról. Ez elsősorban a légkör hősugárzása, amely centiméteres hullámoknál figyelhető meg. Másodszor, a deciméteres hullámú rádiósugárzás, amely minden valószínűség szerint nem termikus jellegű.

Hadd tartsunk röviden a Jupiter harmadik típusú rádiósugárzását, amely, mint fentebb említettük, szokatlan a bolygók számára. Ez a fajta rádiósugárzás szintén nem termikus jellegű, és több tíz méter hosszú rádióhullámokon rögzítik.

A tudósok ismerik az intenzív zajviharokat és a „zavart” Nap kitöréseit. Az ilyen rádiósugárzás másik jól ismert forrása az úgynevezett Rák-köd. Az 1955 előtt létező, a légkörben és a bolygók felszínén uralkodó fizikai feltételek elképzelése szerint senki sem remélte, hogy legalább az egyik bolygó képes lesz „lélegezni”, mint a különböző természetű objektumok - a Nap ill. a Rák-köd. Ezért nem meglepő, hogy amikor 1955. A Rák-köd megfigyelői egy különálló, változó intenzitású rádiókibocsátási forrást regisztráltak, de nem döntöttek azonnal a Jupiternek tulajdonítani. De ebben az irányban más tárgyat nem fedeztek fel, így a meglehetősen jelentős rádiósugárzás létrejöttéért végül minden „hibát” a Jupiterre hárítottak.

A Jupiter sugárzásának jellegzetessége, hogy a rádiókitörések nem tartanak sokáig (0,5-1,5 másodperc), ezért a rádióhullámok mechanizmusának keresése során ebben az esetben vagy a forrás diszkrét jellegének feltételezéséből kell kiindulni. hasonló a kisülésekhez), vagy egy meglehetősen szűk irányú sugárzás, ha a forrás folyamatosan működik. A Jupiter rádiókitöréseinek eredetének egyik lehetséges okát az a hipotézis magyarázta, hogy a bolygó légkörében villámlásra emlékeztető elektromos kisülések jelennek meg. Később azonban kiderült, hogy a Jupiteren ilyen intenzív rádiókitörések kialakulásához a kisülések erejének majdnem milliárdszor nagyobbnak kell lennie, mint a Földön. Ez azt jelenti, hogy ha a Jupiter rádiósugárzása elektromos kisülések miatt keletkezik, akkor ez utóbbinak teljesen más jellegűnek kell lennie, mint a Földön zivatar idején. Egyéb hipotézisek mellett figyelmet érdemel az a feltételezés, hogy a Jupitert ionoszféra veszi körül. Ebben az esetben az 1-25 MHz frekvenciájú ionizált gáz gerjesztésének forrása lökéshullámok lehetnek. Annak érdekében, hogy egy ilyen modell konzisztens legyen a periodikus rövid távú rádiókitörésekkel, abból kell kiindulni, hogy a rádiósugárzás egy kúp határain belül kerül ki a világűrbe, amelynek csúcsa egybeesik a forrás helyzetével, és szög a csúcson körülbelül 40°. Az is lehetséges, hogy a lökéshullámokat a bolygó felszínén lezajló folyamatok okozzák, pontosabban itt a vulkáni tevékenység megnyilvánulásával van dolgunk. Ebben a tekintetben át kell gondolni az óriásbolygók belső szerkezetének modelljét. Ami a Jupiter alacsony frekvenciájú rádiósugárzásának eredetmechanizmusának végső tisztázását illeti, erre a kérdésre a választ a jövőnek kell tulajdonítani. Most már csak azt mondhatjuk, hogy ennek a sugárzásnak a forrásai a megfigyelések alapján nyolc éve nem változtattak helyzetükön a Jupiteren. Ezért azt gondolhatjuk, hogy a bolygó felszínéhez kapcsolódnak.

Így a Jupiter rádiós megfigyelése a közelmúltban a bolygó tanulmányozásának egyik leghatékonyabb módszerévé vált. És bár, ahogy az a kutatás új szakaszának kezdetén gyakran megtörténik, a Jupiter rádiós megfigyeléseinek eredményeinek értelmezése nagy nehézségekkel jár, az általános vélemény hideg és „nyugodt” bolygóként meglehetősen drámaian megváltozott.

A megfigyelések azt mutatják, hogy a Jupiter látható felszínén számos folt található, amelyek alakja, mérete, fényereje és színe is változó. E foltok elhelyezkedése és megjelenése meglehetősen gyorsan változik, és nem csak a bolygó gyors napi forgása miatt. Számos oka van ezeknek a változásoknak. Először is, ez egy intenzív légköri keringés, amely hasonló a Föld légkörében az egyes légrétegek eltérő lineáris forgási sebességének jelenléte miatt; másodszor, a bolygó különböző szélességi körökben elhelyezkedő részeinek egyenlőtlen melegítése a napsugarak által. A belső hőnek is nagy szerepe lehet, melynek forrása az elemek radioaktív bomlása.

Ha a Jupitert hosszú időn keresztül (mondjuk több éven át) fényképezzük a legkedvezőbb légköri viszonyok között, észrevehetjük a Jupiteren, pontosabban légkörében végbemenő változásokat. A különböző országok csillagászai manapság nagy figyelmet fordítanak e változások megfigyelésére (hogy megmagyarázzák őket). Phokas görög csillagász a Jupiter különböző időszakokban (néha több tíz éves intervallumban) készített térképeit összehasonlítva arra a következtetésre jutott: a Jupiter légkörében bekövetkező változások a Napon végbemenő folyamatokhoz kapcsolódnak.

Kétségtelen, hogy a Jupiter sötét foltjai a bolygót körülvevő, összefüggő felhők sűrű rétegéhez tartoznak. E réteg fölött egy meglehetősen ritka gázhéj található.

A Jupiter légkörének gázrésze által a felhőszinten létrehozott légköri nyomás valószínűleg nem haladja meg a 20-30 mm-t. higany . Legalábbis a gázburok, amikor a Jupitert kék szűrőn keresztül figyeljük, alig észrevehetően csökkenti a sötét foltok és a világos környezet közötti kontrasztot. Ezért általában a Jupiter légkörének gázrétege meglehetősen átlátszó. Ezt a Jupiter átmérője mentén végzett fényességeloszlás fotometriai mérései is bizonyítják. Kiderült, hogy a fényesség csökkenése a bolygó képének széle felé közel azonos mind a kék, mind a vörös sugárzásban. Megjegyzendő, hogy a Jupiter felhő- és gázrétegei között biztosan nincs éles határ, ezért a fenti felhőszintű nyomásértéket hozzávetőlegesnek kell tekinteni.

A Jupiter légkörének kémiai összetételét más bolygókhoz hasonlóan a 20. század elején kezdték el tanulmányozni. A Jupiter spektrumában nagyszámú intenzív sáv található mind a látható, mind az infravörös tartományban. 1932-ben szinte mindegyik sávot metánként vagy ammóniaként azonosították.

Dunham, Adele és Slifer amerikai csillagászok speciális laboratóriumi vizsgálatokat végeztek, és megállapították, hogy a Jupiter légkörében az ammónia mennyisége egy réteg vastagságú. m nyomáson 1 atm., míg a metán mennyisége 45 m 45-ös nyomáson atm.

A Jupiter légkörének fő összetevője valószínűleg a hidrogén. A közelmúltban ezt a feltételezést megfigyelések is megerősítették.

A Szaturnusz kétségtelenül a Naprendszer legszebb bolygója. Szinte mindig a távcső látóterében a megfigyelő ezt a bolygót egy gyűrűvel körülvéve látja, amely közelebbről megfigyelve három gyűrűből álló rendszer. Igaz, ezeket a gyűrűket alacsony kontrasztú intervallumok választják el egymástól, így nem mindig lehet látni mindhárom gyűrűt. Ha a Szaturnuszt a legjobb légköri viszonyok között (enyhe turbulens képremegés mellett) és 700-800-szoros nagyítással figyeljük meg, akkor még a három gyűrű mindegyikén is alig észrevehető vékony koncentrikus csíkok, amelyek a gyűrűk közötti résekre emlékeztetnek. gyűrűk. A legkönnyebb és legszélesebb a középső gyűrű, a leggyengébb fényerő pedig a belső. A gyűrűrendszer külső átmérője csaknem 2,4-szerese, a belsőé pedig 1,7-szer nagyobb, mint a bolygó átmérője.

A közelmúltban hazánkban a Szaturnusz gyűrűinek legkomolyabb vizsgálatát M. S. Bobrov moszkvai csillagász végezte. A gyűrűk fényességében a Földhöz és a Naphoz viszonyított elhelyezkedésüktől, vagy az úgynevezett fázisszögtől függően bekövetkező változások megfigyelésével meghatározta a gyűrűket alkotó részecskék méretét.

Kiderült, hogy a gyűrűket alkotó részecskék átmérője eléri a több centimétert, sőt a métert is. M. S. Bobrov számításai szerint a Szaturnusz gyűrűinek vastagsága nem haladja meg a 10-20 km.

A Jupiterhez hasonlóan a Szaturnusznak is vannak sötét sávjai, amelyek párhuzamosak az egyenlítővel. Csakúgy, mint a Jupiter, a Szaturnusz is eltérő forgási sebességgel rendelkezik a különböző szélességi körökben. Igaz, a Szaturnusz korongján a csíkok tartósabbak, a részletek száma pedig kevesebb, mint a Jupiterén.

AZ ÓRIÁS BOLYGÓK KÜLÖNBSÉGE A FÖLDI BOLYGÓKÓL

A Merkúr, a Vénusz, a Föld és a Mars kisebb méretükben, kisebb tömegükben, nagyobb sűrűségükben, lassabb forgásukban, sokkal gyengébb légkörükben különbözik az óriásbolygóktól (a Merkúrnak gyakorlatilag nincs atmoszférája, ezért nappali féltekéje nagyon meleg; minden óriásbolygó körül van véve erős kiterjesztett légkör), kis számú műhold vagy ezek hiánya.

Mivel az óriásbolygók messze vannak a Naptól, hőmérsékletük (legalábbis felhőik felett) nagyon alacsony: a Jupiteren - 145 C, a Szaturnuszon - 180 C, az Uránuszon és a Neptunuszon még ennél is alacsonyabb. A földi bolygók hőmérséklete pedig sokkal magasabb (a Vénuszon akár plusz 500 C-ig). Az óriásbolygók alacsony átlagos sűrűsége azzal magyarázható, hogy ezt úgy kapjuk meg, hogy a tömeget elosztjuk a látható térfogattal, a térfogatot pedig a hatalmas légkör átlátszatlan rétegéből becsüljük. A hidrogén alacsony sűrűsége és bősége megkülönbözteti az óriásbolygókat a többi bolygótól.

PAGE_BREAK--U P I T E R

ÁLTALÁNOS JELLEMZŐK

A Jupiter a Vénusz után a második legfényesebb bolygó a Naprendszerben. De ha a Vénuszt csak reggel vagy este lehet látni, akkor a Jupiter néha egész éjjel szikrázik. A bolygó lassú, fenséges mozgása miatt az ókori görögök Zeusz legfelsőbb istenük nevét adták neki; a római panteonban Jupiternek felelt meg.

A Jupiter kétszer is fontos szerepet játszott a csillagászat történetében. Ez volt az első bolygó, amelyen műholdakat fedeztek fel. 1610-ben Galilei távcsővel a Jupiterre mutatva négy csillagot vett észre a bolygó közelében, amelyek szabad szemmel láthatatlanok. Másnap megváltoztatták helyzetüket a Jupiterhez és egymáshoz képest is. Galilei ezeket a csillagokat megfigyelve arra a következtetésre jutott, hogy a körülötte központi testként kialakult Jupiter műholdait figyeli, ez a Naprendszer kicsinyített modellje. A Jupiter galileai holdjainak – az Io, az Europa, a Ganymedes és a Callisto – gyors és jól látható mozgása hasznos „égi órává” teszi őket, és a tengerészek régóta használják őket egy hajó helyzetének meghatározására a nyílt tengeren.

Egy másik alkalommal a Jupiter és holdjai segítettek megoldani az egyik legrégebbi rejtélyt: a fény azonnal terjed, vagy véges a sebessége? Ole Roemer dán csillagász 1675-ben felfedezte, hogy a megfigyelések és a számítások eltérnek, ha a Jupiter és a Föld a Nap ellentétes oldalán van, rendszeresen megfigyelve a Jupiter holdjainak fogyatkozását, és összehasonlítva ezeket az adatokat az előzetes számítások eredményeivel. Ebben az esetben a műholdak fogyatkozása körülbelül 1000 másodperccel késik. Roemer arra a helyes következtetésre jutott, hogy az 1000. sz. - pontosan ennyire van szüksége a fénynek, hogy átmérőjűen áthaladjon a Föld pályáján. Mivel a Föld pályájának átmérője 300 millió kilométer, a fény sebessége megközelíti a 300 000 km/s-t.

A Jupiter egy óriási bolygó, amely a teljes bolygórendszerünk több mint 2/3-át tartalmazza. A Jupiter tömege 318 a Föld tömege. Térfogata 1300-szor nagyobb, mint a Földé. A Jupiter átlagos sűrűsége 1330 kg/m^3, ami összemérhető a víz sűrűségével, és négyszer kisebb, mint a Föld sűrűsége. A bolygó látható felülete 120-szor nagyobb, mint a Föld területe. A Jupiter egy óriási hidrogéngömb, kémiai összetétele szinte megegyezik a Napéval. De a Jupiteren borzasztóan alacsony a hőmérséklet: -140°C.

A Jupiter gyorsan forog (forgási idő 9 óra 55 perc 29 másodperc). A centrifugális erők hatására a bolygó észrevehetően ellaposodott, és poláris sugara 4400 km-rel kisebb lett, mint az egyenlítői sugara, ami 71 400 km-nek felel meg. A Jupiter mágneses tere 12-szer erősebb, mint a Földé.

Öt amerikai űrszonda látogatta meg a Jupitert: 1973-ban a Pioneer 10, 1974-ben a Pioneer 11. 1979 márciusában és júliusában nagyobb és „okosabb” eszközök – Voyager 1 és -2 látogatták meg, 1995 decemberében repült hozzá a Galileo bolygóközi állomás, amely a Jupiter első mesterséges műholdja lett, és szondát dobott a légkörébe. .

Tegyünk egy rövid mentális utazást is a Jupiter mélyére.

LÉGKÖR

A Jupiter légköre a bolygó hatalmas, turbulens része hidrogénből és héliumból. A Jupiteren az általános keringést mozgató mechanizmus ugyanaz, mint a Földön: a Napból a pólusokon és az egyenlítőn kapott hőmennyiség különbsége hidrodinamikai áramlásokat eredményez, amelyeket a Coriolis-erő zóna irányban eltérít. A Jupiterhez hasonló gyors forgás mellett az áramvonalak szinte párhuzamosak az egyenlítővel. A képet bonyolítják a konvektív mozgások, amelyek intenzívebbek a különböző sebességű hidrodinamikai áramlások határain. A konvektív mozgások felfelé visznek egy színező anyagot, melynek jelenléte magyarázza a Jupiter enyhén vöröses színét. A sötét csíkok tartományában a konvektív mozgások a legerősebbek, és ez magyarázza intenzívebb színüket.

Csakúgy, mint a földi légkörben, a Jupiteren is kialakulhatnak ciklonok. A becslések szerint a nagy ciklonok, ha a Jupiter légkörében alakulnak ki, nagyon stabilak lehetnek (élettartamuk akár 100 ezer év). A Nagy Vörös Folt valószínűleg egy ilyen ciklon példa. A Jupiterről az amerikai Pioneer 10 és Pioneer 11 űrrepülőgépekre telepített berendezésekkel készült képek azt mutatták, hogy nem a Vörös Folt az egyetlen ilyen képződmény: több kisebb, tartósan megmaradó vörös folt is van.

A spektroszkópiai megfigyelések molekuláris hidrogén, hélium, metán, ammónia, etán, acetilén és vízgőz jelenlétét állapították meg a Jupiter légkörében. Nyilvánvalóan a légkör (és az egész bolygó egésze) elemi összetétele nem különbözik a napelemtől (90% hidrogén, 9% hélium, 1% nehezebb elemek).

A felhőréteg felső határán a teljes nyomás körülbelül 1 atm. A felhőréteg összetett szerkezetű. A felső szint alatta ammóniakristályokból áll, jégkristályfelhőknek és vízcseppeknek kell lenniük.

A Jupiter infravörös fényességének hőmérséklete 8-14 μm intervallumban mérve 128-130 K a korong közepén. Ha megnézzük a középső meridián és az egyenlítő menti hőmérsékleti szakaszokat, akkor láthatjuk, hogy a korong szélén mért hőmérséklet alacsonyabb, mint a középpontban. Ez a következőképpen magyarázható. A korong szélén a látóvonal ferde, és az effektív kibocsátási szint (azaz az a szint, amelynél az optikai vastagság =1 érhető el) nagyobb magasságban van a légkörben, mint a középpontban. a lemezt. Ha a légkör hőmérséklete a magasság növekedésével csökken, akkor a fényerő és a hőmérséklet a szélén valamivel alacsonyabb lesz. Egy több centiméter vastag ammóniaréteg (normál nyomáson) már gyakorlatilag átlátszatlan a 8-14 mikronos tartományban lévő infravörös sugárzás számára. Ebből következik, hogy a Jupiter infravörös fényességi hőmérséklete a légkör meglehetősen magas rétegeire utal. Az intenzitáseloszlás a CH sávokban azt mutatja, hogy a felhők hőmérséklete jóval magasabb (160 - 170 K) 170 K alatti hőmérsékleten az ammónia (ha mennyisége megfelel a spektroszkópiai megfigyeléseknek) kondenzáljon; ezért feltételezzük, hogy a Jupiter felhőtakarója legalább részben ammóniából áll. A metán alacsonyabb hőmérsékleten kondenzálódik, és nem tud részt venni a Jupiter felhők képződésében.

A 130K-os fényességhőmérséklet észrevehetően magasabb az egyensúlyi hőmérsékletnél, vagyis annak, amelynek teste csak a napsugárzás újraemissziója miatt világít. Azok a számítások, amelyek figyelembe veszik a bolygó fényvisszaverő képességének mérését, körülbelül 100 K egyensúlyi hőmérséklethez vezetnek. Lényeges, hogy a 130K körüli fényerő-hőmérséklet értéket nem csak a szűk 8-14 mikronos tartományban, hanem azon messze túl is kaptuk. Így a Jupiter teljes sugárzása 2,9-szer nagyobb, mint a Naptól kapott energia, és az általa kibocsátott energia nagy része a belső hőforrásnak köszönhető. Ebben az értelemben a Jupiter közelebb van a csillagokhoz, mint a földi bolygókhoz. A Jupiter belső energiájának forrása azonban természetesen nem nukleáris reakciók. Nyilvánvalóan a bolygó gravitációs összenyomódása során felhalmozott energiatartalék kibocsátódik (a protoplanetáris ködből bolygó keletkezésének folyamatában gravitációs energia, amikor a bolygót alkotó por és gáz gravitációs energiájának kinetikai, majd termikussá kell alakulnia ).

A nagy belső hőáram jelenléte azt jelenti, hogy a hőmérséklet meglehetősen gyorsan növekszik a mélységgel. A legvalószínűbb elméleti modellek szerint a felhő teteje alatt 100 km-es mélységben eléri a 400K-t, 500 km-es mélységben pedig körülbelül 1200K-t. És a belső szerkezet számításai azt mutatják, hogy a Jupiter légköre nagyon mély - 10 000 km, de meg kell jegyezni, hogy a bolygó nagy része (a határ alatt) folyékony állapotban van. A hidrogén degenerált állapotban van, ami ugyanaz, fémes állapotban (az elektronok elkülönülnek a protonoktól). Sőt, magában a légkörben a hidrogén és a hélium szigorúan véve szuperkritikus állapotban van: az alsó rétegekben a sűrűség eléri a 0,6-0,7 g/cm³-t, tulajdonságai pedig inkább folyadékra, mint gázra emlékeztetnek. A bolygó kellős közepén (a számítások szerint 30 000 km-es mélységben) nehéz elemekből álló szilárd mag lehet, amely fémrészecskék és sziklaképződmények összetapadása következtében alakult ki.

JUPITER GYŰRŰ.

A Jupiter számos meglepetést tartogat: erős fényt, erős rádiózajt generál, és a közelében bolygóközi űrhajók figyelik meg a porviharokat - a Jupiter magnetoszférájában zajló elektromágneses folyamatok eredményeként kilökődő kis szilárd részecskék patakjait. A napszél hatására elektromos töltést kapó kis részecskék nagyon érdekes dinamikával rendelkeznek: a makro- és mikrotestek köztes eseteként megközelítőleg egyformán reagálnak mind a gravitációs, mind az elektromágneses térre.

A Jupiter 1979 márciusában felfedezett gyűrűje főként ilyen apró kőrészecskékből áll (a gyűrű 1974-es közvetett felfedezése a Pioneer szerint ismeretlen maradt). Fő része 123-129 ezer km sugarú. Ez a lapos gyűrű körülbelül 30 km vastag és nagyon ritka – a beeső fénynek csak néhány ezred százalékát veri vissza. A gyengébb porszerkezetek a főgyűrűtől a Jupiter felszíne felé terjednek, és a gyűrű felett vastag glóriát képeznek, amely a legközelebbi holdakig terjed. A Jupiter gyűrűjét szinte lehetetlen a Földről látni: nagyon vékony, és a Jupiter forgástengelyének a pályája síkjához viszonyított kis dőlése miatt folyamatosan élesen fordul a megfigyelő felé.

A JUPITER BELSŐ ÉS KÜLSŐ MŰHOLDAI.

A Jupiternek 16 holdját fedezték fel. Közülük kettő - az Io és az Europa - akkora, mint a mi Holdunk, a másik kettő - Ganymedes és Callisto - pedig körülbelül másfélszeresével haladta meg átmérőjét. Callisto mérete egyenlő a Merkúrral, és Ganymedes megelőzte. Igaz, távolabb vannak a bolygójuktól, mint a Hold a Földtől. Csak az Io látható a Jupiter égboltján holdméretű, élénkvörös színű korongként (vagy félholdként); az Európa, a Ganümédész és a Callisto többszörösen kisebbnek tűnik, mint a Hold.

A Jupiter tartománya meglehetősen kiterjedt: nyolc külső holdja olyan távol van tőle, hogy szabad szemmel nem lehetett megfigyelni őket magáról a bolygóról. A műholdak eredete rejtélyes: fele ellentétes irányban mozog a Jupiter körül (a többi 12 műhold forgási irányához és magának a bolygónak a napi forgási irányához képest). A Jupiter legkülső műholdja 200-szor távolabb van tőle, mint a legközelebbi. Például, ha leszáll az egyik legközelebbi műholdra, a bolygó narancssárga korongja elfoglalja az égbolt felét. A legtávolabbi műhold pályájáról pedig az óriás Jupiter korongja csaknem fele akkorának fog kinézni, mint a holdi.

A Jupiter műholdai a legérdekesebb világok, mindegyiknek megvan a maga arca és története, amelyek csak az űrkorszakban tárultak elénk.

És róla

Ez a Jupiterhez legközelebb eső galileai műhold, 422 ezer km-re van a bolygó középpontjától, vagyis kicsit távolabb, mint a Hold a Földtől. A Jupiter hatalmas tömegének köszönhetően az Io keringési ideje jóval rövidebb, mint egy holdhónap, és mindössze 42,5 óra.A távcsövön keresztüli megfigyelő számára ez a legnyugtalanabb műhold: szinte minden nap új helyen látható az Io, futva. a Jupiter egyik oldaláról a másikra.

Tömegét és sugarát tekintve (1815 km) az Io a Holdhoz hasonlít. Az Io legszenzációsabb tulajdonsága, hogy vulkanikusan aktív! Sárgás-narancssárga felszínén a Voyagers 12 aktív vulkánt fedezett fel, amelyek 300 km magasra törtek ki. A fő kibocsátott gáz a kén-dioxid, amely ezután fehér szilárd anyag formájában megfagy a felületen. A műhold domináns narancssárga színe a kénvegyületeknek köszönhető. Az Io vulkanikusan aktív területeit 300 °C-ra melegítik fel.

Egy 300 km magas gázszökőkút folyamatosan emelkedik a bolygó fölé. Erőteljes földalatti zúgás rázza meg a talajt, a vulkán kráteréből óriási sebességgel (akár 1 km/s) repülnek ki a kövek a gázzal együtt, majd szabad, légkörmentes, nagy magasságból történő zuhanás után belecsapódnak a vulkán kráterébe. több száz kilométerre a vulkán felszínétől. Egyes vulkáni kalderákból (a vulkán tetejének beomlása következtében kialakult ún. üst alakú mélyedések) olvadt fekete kén fröccsen ki és terjed a forró folyókban. A Voyager fényképeken fekete tavak, sőt egész olvadt kéntengerek láthatók.

A Loki vulkán közelében található legnagyobb lávatenger 20 km átmérőjű. A közepén szilárd kénből készült repedezett narancssárga sziget található. Io fekete tengerei narancssárga partokon lengenek, felettük a Jupiter nagy része az égen lóg...

Az ilyen tájak létezése sok művészt megihletett.

Az Io vulkáni tevékenysége a Jupiter-rendszer más testeinek gravitációs hatásának köszönhető. Mindenekelőtt maga az óriásbolygó, erős gravitációjával, két árapálypúpot hozott létre a műhold felszínén, ami lelassította az Io forgását, így mindig az egyik oldalával a Jupiter felé néz - mint a Hold a Föld felé. Az Io pályája nem egy pontos kör, a púpok enyhén mozognak a felszínén, ami a bolygó belső rétegeinek felmelegedéséhez vezet. Ezt a hatást még nagyobb mértékben a Jupiter más hatalmas műholdjainak, elsősorban az Ióhoz legközelebb eső Europa-nak az árapály hatásai okozzák. A belső tér állandó melegítése oda vezetett, hogy az Io a Naprendszer vulkanikusan legaktívabb teste.

A szárazföldi vulkánokkal ellentétben, amelyek szórványosan erős kitöréseket okoznak, az Io vulkánjai szinte folyamatosan működnek, bár tevékenységük változhat. vulkánok és gejzírek az anyag egy részét még az űrbe is kilökik. Ezért ionizált oxigén- és kénatomokból álló plazmacsóva, valamint semleges nátrium- és káliumfelhők húzódnak az Io pályája mentén.

Az Io-n nincsenek becsapódási kráterek a felszín intenzív vulkáni átdolgozása miatt. Akár 9 km magas kőzettömege is van. Az Io sűrűsége meglehetősen magas - 3000 kg/m^3. A részlegesen megolvadt szilikáthéj alatt a műhold közepén magas vas- és vegyülettartalmú mag található.

Folytatás
--OLDALTÖRÉS-- Európa

Az Europa sugara valamivel kisebb, mint Ioé - 1569 km. A galileai műholdak közül az Európa a legkönnyebb felületű, a vízjég egyértelmű jeleivel. Feltételezések szerint a jégkéreg alatt egy vízi óceán található, alatta pedig egy szilárd szilikát mag. Európa sűrűsége nagyon magas - 3500 kg/m3. Ez a műhold 671 000 km-re van a Jupitertől.

Európa geológiai történetének semmi köze a szomszédos műholdak történetéhez. Az Európa a Naprendszer egyik legsimább teste: nincsenek száz méternél magasabb dombjai. A műhold teljes jeges felületét hatalmas hosszúságú csíkok hálózata borítja. A több ezer kilométer hosszú sötét csíkok egy globális repedésrendszer nyomai Európa-szerte. E repedések létezését az magyarázza, hogy a jégfelület meglehetősen mozgékony, és a belső feszültségek és a nagy léptékű tektonikai folyamatok miatt többször is felhasadt.

A felszín fiatalsága (mindössze 100 millió éves) miatt szinte láthatatlanok a meteorit becsapódási kráterek, amelyek 4,5 milliárd éve nagy számban jelentek meg. A tudósok mindössze öt 10-30 km átmérőjű krátert találtak az Európán.

Ganymedes

A Ganymedes a Naprendszer bolygói közül a legnagyobb műhold, sugara 2631 km. A sűrűség az Io-hoz és az Európához képest alacsony, mindössze 1930 kg/m3. A Jupiter távolsága 1,07 millió km. A Ganümédesz teljes felszíne két csoportra osztható: az első, a terület 60%-át elfoglaló furcsa jégcsík, amelyet 3,5 milliárd évvel ezelőtt aktív geológiai folyamatok hoztak létre; a második, amely a fennmaradó 40%-ot foglalja el, egy ősi vastag, jeges kéreg, amelyet számos meteoritkráter borít, és azt is meg kell jegyezni, hogy ez a kéreg részben megtört és megújult ugyanazokkal a folyamatokkal, mint a fent említettek.

Az űrgeológus szemszögéből a Ganümédész a Jupiter holdjai közül a legvonzóbb test. Szilikát-jég vegyes összetételű: vízjég köpeny és sziklás mag. Sűrűsége 1930 kg\m^3. Alacsony hőmérséklet és magas belső nyomás mellett a vízjég többféle változatban létezhet, különböző típusú kristályrácsokkal. Ganymedes gazdag geológiáját nagymértékben meghatározzák az e jégfajták közötti összetett átmenetek. A műhold felületét több métertől több tíz méter vastagságú laza szikla-jég porréteg porozza be.

Callisto

Ez a Jupiter-rendszer második legnagyobb műholdja, sugara 2400 km. A galileai műholdak közül a Callisto van a legtávolabb: a Jupitertől való távolság 1,88 millió km, a forgási periódus 16,7 nap. A szilikátjég Callisto sűrűsége alacsony - 1830 kg/m3. A Callisto felszíne rendkívül telített meteoritkráterekkel. A Callisto sötét színe a szilikát és más szennyeződések eredménye. A Callisto a leginkább kráterezett test a Naprendszerben. A meteorit hatalmas becsapódása egy óriási gyűrűhullámokkal körülvett szerkezet kialakulását idézte elő - Valhalla. Középpontjában egy 350 km átmérőjű kráter, tőle 2000 km-es körzetben koncentrikus körökben hegyvonulatok sorakoznak.

A Jupiterben több kis műhold nyílik az Io pályáján. Közülük hármat – Metist, Adrasteát és Thébát – bolygóközi állomások segítségével fedezték fel, és keveset tudunk róluk. A Metis és a Atrastea (átmérőjük 40, illetve 20 km) a Jupiter főgyűrűjének peremén mozog, egy pályán, 128 000 km-es sugarú körben. Ezek a leggyorsabb műholdak 7 óra alatt keringik meg az óriás Jupitert, több mint 100 000 km/órás sebességgel.

A távolabbi Teba műhold az Io és a Jupiter között középen található - 222 ezer km-re a bolygótól; átmérője körülbelül 100 km.

A legnagyobb belső műhold, az Amaltherea szabálytalan alakú (méretei 270*165*150 km), kráterekkel borított; sötétvörös színű tűzálló kőzetekből áll. Az Amaltheliát Edward Bernard amerikai csillagász fedezte fel 1892-ben, és ez lett a Jupiter ötödik felfedezett műholdja. 181 ezer km sugarú pályán forog.

A Jupiter belső műholdai és négy fő holdja a bolygó egyenlítői síkjának közelében található, közel körkörös pályán. E nyolc műhold pályájának excentricitása és dőlése olyan kicsi, hogy egyik sem tér el egy foknál nagyobb mértékben az „ideális” körpályától. Az ilyen műholdakat rendszeresnek nevezzük.

A Jupiter fennmaradó nyolc műholdja szabálytalan, és jelentős excentricitásban és pályahajlásban különbözik egymástól. Mozgásukban 1,5-2-szer tudják megváltoztatni a bolygótól való távolságot, miközben sok millió kilométerrel eltérnek annak egyenlítői síkjától. A Jupiter e nyolc külső műholdja két csoportba sorolható, melyeket legnagyobb testükről neveztek el: a Himalia csoport, amely magában foglalja a Ledát, a Lysitheát és az Elarát is; és a Pasiphe csoport Anankéval, Karméval és Sinopével. Ezeket a műholdakat földi teleszkópok segítségével fedezték fel 70 év (1904–1974) során, a Himalia csoport bolygóinak átlagos sugara 11,1-11,7 millió km-nek felel meg. A Himalia-csoport műholdai 240-260 nap, a Paciphe-csoport pedig 630-760 nap alatt keringenek a Jupiter körül, i.e. több mint két év alatt. A műholdak saját sugarai nagyon kicsik: a Himalia csoportban a Leda melletti 8 km-től a Himalia melletti 90 km-ig; a Pasife csoportban – 15-35 km. feketék és egyenetlenek. A Pasiphe csoporthoz tartozó külső műholdak az ellenkező irányba forognak a Jupiter körül.

A tudósok még nem jutottak konszenzusra a szabálytalan műholdak eredetét illetően. (Úgy tartják, hogy a szabályos belső műholdak egy kör alakú gáz- és porkorongból jöttek létre, sok kis részecske összetapadása következtében.) egyértelmű, hogy a Jupiter által az aszteroidák befogása fontos szerepet játszott a külső műholdak kialakulásában. Számítógépes számítások azt mutatják, hogy a Pasiphe csoport annak eredményeként keletkezhetett, hogy a bolygó szisztematikusan befogta a kis részecskéket és aszteroidákat fordított pályára a Jovi-korong külső tartományában.

S A T U R N

LÉGKÖR ÉS FELHŐRÉTEG.

Aki távcsővel figyelte a bolygókat, az tudja, hogy a Szaturnusz felszínén, vagyis felhőtakarójának felső határán feltűnően kevés a részlet, és kicsi a kontrasztjuk a környező háttérrel. Ebben különbözik a Szaturnusz a Jupitertől, ahol sok kontrasztos részlet található sötét és világos csíkok, hullámok és csomók formájában, ami jelentős aktivitást jelez a légkörében.

Felmerül a kérdés, hogy a Szaturnusz légköri aktivitása (például szélsebesség) valóban alacsonyabb-e, mint a Jupiterén, vagy a felhőtakaró részletei egyszerűen kevésbé láthatóak a Földről a nagyobb távolság (kb. 1,5 milliárd km) és a gyengébb megvilágítás miatt. a Nap (majdnem 3,5-szer gyengébb, mint a Jupiter megvilágítása)?

Az utazóknak sikerült képeket szerezniük a Szaturnusz felhőtakarójáról, amelyek egyértelműen a légköri keringést ábrázolták: több tucat párhuzamosan elnyúló felhősáv, valamint egyes örvények. Különösen a Jupiter Nagy Vörös Foltjának analógját fedezték fel, bár kisebb méretű. Megállapítást nyert, hogy a Szaturnusz szélsebessége még nagyobb, mint a Jupiteren: az Egyenlítőnél 480 m/s, vagyis 1700 km/h. A felhősávok száma nagyobb, mint a Jupiteren, és magasabb szélességi fokokat érnek el. Így a felhőképek demonstrálják a Szaturnusz légkörének egyediségét, amely még a Jupiterénál is aktívabb.

A Szaturnusz meteorológiai jelenségei alacsonyabb hőmérsékleten fordulnak elő, mint a földi légkörben. Mivel a Szaturnusz 9,5-szer távolabb van a Naptól, mint a Föld, 9,5 = 90-szer kevesebb hőt kap.

A bolygó hőmérséklete a felhőtakaró felső határának szintjén, ahol a nyomás 0,1 atm, mindössze 85 K, vagyis -188 C. Érdekesség, hogy a Nap melegítése miatt még ezt a hőmérsékletet sem lehet elérni. egyedül. A számítás azt mutatja: a Szaturnusz mélyén van saját hőforrás, amelyből 2,5-szer nagyobb az áramlás, mint a Napból. E két fluxus összege adja a bolygó megfigyelt hőmérsékletét. Az űrhajók részletesen tanulmányozták a Szaturnusz felhő feletti légkörének kémiai összetételét. Alapvetően csaknem 89%-ban hidrogénből áll. A második helyen a hélium áll (körülbelül 11 tömegszázalék). Vegye figyelembe, hogy a Jupiter légkörében ez 19%. A Szaturnusz héliumhiányát a hélium és a hidrogén gravitációs szétválása magyarázza a bolygó beleiben: a nehezebb hélium fokozatosan nagy mélységbe rakódik (ami egyébként a „felmelegítő” energia egy részét felszabadítja). Szaturnusz). A légkörben más gázok – metán, ammónia, etán, acetilén, foszfin – kis mennyiségben vannak jelen. A metán ilyen alacsony hőmérsékleten (kb. -188 C) főleg cseppfolyós állapotban van. A Szaturnusz felhőtakaróját alkotja. Ami a Szaturnusz légkörében látható részletek kis kontrasztját illeti, amint azt fentebb tárgyaltuk, ennek a jelenségnek az okai még nem teljesen tisztázottak. Feltételezték, hogy a légkörben apró részecskék kontraszttompító homálya szuszpendálódik. A Voyager 2 megfigyelései azonban ezt cáfolják: a bolygó felszínén a sötét csíkok élesek és tiszták maradtak egészen a Szaturnusz korongjának széléig, míg köd jelenlétében a szélek felé zavarossá válnának az elülső részecskék nagy száma miatt. tőlük. A kérdés tehát nem tekinthető megoldottnak, és további vizsgálatot igényel.

A Voyager 1-ből nyert adatok nagy pontossággal segítettek meghatározni a Szaturnusz egyenlítői sugarát. A felhőtakaró tetején az egyenlítői sugár 60 330 km. vagy 9,46-szor több, mint a földi. A Szaturnusz tengelye körüli keringésének periódusa is tisztázásra került: 10 óra 39,4 perc alatt tesz meg egy fordulatot, ami 2,25-ször gyorsabb, mint a Föld. Az ilyen gyors forgás oda vezetett, hogy a Szaturnusz kompressziója sokkal nagyobb, mint a Földé. A Szaturnusz egyenlítői sugara 10%-kal nagyobb, mint a polárisé (a Földön mindössze 0,3%).

A SZATURNUSZ MÁGNESES TULAJDONSÁGAI.

Amíg az első űrszonda el nem érte a Szaturnuszt, egyáltalán nem voltak megfigyelési adatok a mágneses teréről. de a földi rádiócsillagászati ​​megfigyelésekből egyértelműen kiderült, hogy a Jupiternek erős mágneses tere van. Ezt bizonyította a deciméteres hullámoknál kibocsátott hősugárzás, amelynek forrása nagyobbnak bizonyult, mint a bolygó látható korongja, és a koronghoz képest szimmetrikusan kiterjedt a Jupiter egyenlítője mentén. Ez a geometria, valamint a sugárzás polarizációja arra utalt, hogy a megfigyelt sugárzás mágneses fékezés volt, forrása pedig a Jupiter mágneses mezeje által befogott elektronok voltak, amelyek a Föld sugárzási öveihez hasonlóan laknak a sugárzási öveiben. A Jupiterbe tartó járatok megerősítették ezeket a következtetéseket. Mivel a Szaturnusz fizikai tulajdonságaiban nagyon hasonlít a Jupiterhez, a csillagászok azt sugallták, hogy meglehetősen észrevehető mágneses tere is van. A Földről megfigyelt Szaturnusz mágneses fékezési rádiósugárzásának hiányát a gyűrűk hatásával magyarázták. Ezeket a javaslatokat megerősítették. A Pioneer 11 a Szaturnuszhoz közeledve is a bolygóközeli űrképződményekben regisztrált műszerei, amelyek egy erőteljes mágneses térrel rendelkező bolygóra jellemzőek: íj lökéshullám, a magnetoszféra határa (magnetopauza), sugárzási övek (Föld és Univerzum). , 1980, N2, 22-25. oldal – szerk.). Általánosságban elmondható, hogy a Szaturnusz magnetoszférája nagyon hasonlít a Földéhez, de természetesen sokkal nagyobb méretű. A Szaturnusz magnetoszférájának külső sugara a nap alatti pontban a bolygó 23 egyenlítői sugara, a lökéshullám távolsága pedig 26 sugár. Összehasonlításképpen felidézhetjük, hogy a Föld magnetoszférájának külső sugara a nap alatti pontban körülbelül 10 földsugár. Tehát még relatív méretben is a Szaturnusz magnetoszférája több mint kétszer akkora, mint a Földé. A Szaturnusz sugárzási öve olyan kiterjedt, hogy nemcsak a gyűrűket fedi le, hanem a bolygó egyes belső műholdjainak pályáját is. Ahogy az várható volt, a sugárzási övek belső részén, amelyet a Szaturnusz gyűrűi „blokkolnak”, a töltött részecskék koncentrációja jóval alacsonyabb. Ennek oka könnyen érthető, ha emlékezünk arra, hogy a sugárzónákban lévő részecskék megközelítőleg a meridionális irányban hajtanak végre rezgőmozgásokat, minden alkalommal, amikor átlépik az egyenlítőt. De a Szaturnusz gyűrűi az egyenlítői síkban vannak: szinte minden részecskét elnyelnek, amelyek megpróbálnak átjutni rajtuk. Ennek eredményeként a sugárzási övek belső része, amely a gyűrűk hiányában a legintenzívebb rádiósugárzás forrása lenne a Szaturnusz rendszerben, meggyengül. Ennek ellenére a Szaturnuszhoz közeledő Voyager 1 továbbra is észlelte a sugárzási öveinek nem hősugárzását.

A Jupiterrel ellentétben a Szaturnusz a kilométeres hullámhossz-tartományban bocsát ki. Figyelembe véve, hogy a sugárzás intenzitása 10 órás periódussal modulálódik. 39,4 perc, azt javasolták, hogy ez a sugárzási övek tengelyirányú forgási periódusa, vagy más szóval a Szaturnusz mágneses mezejének forgási periódusa. De hát ez a Szaturnusz forgásának időszaka is. Valójában a Szaturnusz mágneses terét elektromos áramok generálják a bolygó beleiben, nyilvánvalóan egy olyan rétegben, ahol a hidrogén kolosszális nyomás hatására fémes halmazállapotúvá alakult át. Amikor ez a réteg ilyen szögsebességgel forog, a mágneses tér is forog. A bolygó belső részecskéinek anyagának nagy viszkozitása miatt mindegyik azonos periódussal forog. Így a mágneses tér forgási periódusa egyben a Szaturnusz tömegének nagy részének forgási periódusa is (kivéve a légkört, amely nem forog szilárd testként).

Folytatás
--PAGE_BREAK--GYŰRŰK

A Föld három gyűrűje jól látható teleszkópon keresztül: a külső, közepesen fényes A gyűrű; a középső, legfényesebb B gyűrű és a belső, nem fényes áttetsző C gyűrű, amelyet néha kreppnek is neveznek. A gyűrűk valamivel fehérebbek, mint a Szaturnusz sárgás korongja. A bolygó egyenlítőjének síkjában helyezkednek el, és nagyon vékonyak: teljes szélességük sugárirányban körülbelül 60 ezer km. 3 km-nél kisebb vastagságúak. spektroszkópiailag megállapították, hogy a gyűrűk a szilárd testtől eltérően forognak - a sebesség a Szaturnusztól való távolsággal csökken. Sőt, a gyűrűk minden egyes pontja ugyanolyan sebességű, mint egy ilyen távolságban lévő műhold, szabadon mozogva a Szaturnusz körül körpályán. Ebből egyértelmű: a Szaturnusz gyűrűi lényegében a bolygó körül egymástól függetlenül keringő kis szilárd részecskék kolosszális halmozódása. A részecskeméretek olyan kicsik, hogy nem csak a földi távcsöveken, hanem az űrhajókon sem láthatók. A gyűrűk szerkezetére jellemző a sötét gyűrű alakú terek (osztódások), ahol nagyon kevés az anyag. Közülük a legszélesebb (3500 km) választja el a B-gyűrűt az A-gyűrűtől, és „Cassini-hadosztálynak” nevezik, miután a csillagász 1675-ben először látta. Kiemelkedően jó légköri viszonyok között több mint tíz ilyen osztódás látható a Földről, természetük láthatóan rezonáns. Így a Cassini-osztály a pályák olyan tartománya, amelyben a Szaturnusz körüli egyes részecskék forgási periódusa pontosan fele a Szaturnusz legközelebbi nagy műholdjának, a Mimasnak. Emiatt az egybeesés miatt a Mimas a maga vonzalmával úgy tűnik, hogy megingatja a felosztáson belül mozgó részecskéket, és végül kidobja onnan.

A Voyagers fedélzeti kamerái azt mutatták, hogy közelről a Szaturnusz gyűrűi úgy néznek ki, mint egy gramofonlemez: úgy tűnik, hogy több ezer különálló keskeny gyűrűre rétegződnek, köztük sötét tisztásokkal. Olyan sok tisztás van, hogy már nem lehet a Szaturnusz műholdjainak keringési periódusaival való rezonanciákkal magyarázni. Mi magyarázza ezt a finom szerkezetet? Valószínű, hogy a részecskék egyenletes eloszlása ​​a gyűrűk síkja mentén mechanikailag instabil. Ennek eredményeként körkörös sűrűségű hullámok keletkeznek - ez a megfigyelt finom szerkezet.

Az A, B és C gyűrűn kívül a Voyagers további négyet fedezett fel: D, E, F és G. Mindegyik nagyon ritka, ezért halvány. A D és az E gyűrű különösen kedvező körülmények között nehezen látható a Földről; Először fedezték fel az F és G gyűrűket. A gyűrűk sorrendje történelmi okokból van kijelölve, így nem esik egybe az ábécé sorrenddel. Ha a gyűrűket úgy rendezzük el, ahogy távolodnak a Szaturnusztól, akkor a következő sort kapjuk: D, C, B, A, F, G, E. Különös érdeklődést és vitát váltott ki az F gyűrű, amelyről sajnos még nem lehetett végleges ítéletet mondani, mivel a két Voyager megfigyelései nem egyeznek egymással. A Voyager 1 fedélzeti kamerái azt mutatták, hogy az F gyűrű több, összesen 60 km széles gyűrűből áll, amelyek közül kettő csipkeszerűen összefonódik egymással. Egy ideig az volt az uralkodó nézet, hogy két kicsi, újonnan felfedezett, közvetlenül az F gyűrű közelében mozgó műhold felelős ezért a szokatlan konfigurációért - az egyik a belső, a másik a külső szél felől (kicsit lassabban, mint az első, mivel távolabb a Szaturnusztól). Ezeknek a műholdaknak a vonzereje nem engedi, hogy a külső részecskék messzire menjenek a közepétől, vagyis úgy tűnik, hogy a műholdak „legelik” a részecskéket, amiért a „pásztorok” nevet kapták. Amint a számítások kimutatták, a részecskék hullámvonal mentén mozognak, ami létrehozza a gyűrűkomponensek megfigyelt összefonódását. De a Voyager 2, amely kilenc hónappal később haladt el a Szaturnusz közelében, nem észlelt semmilyen átlapolást vagy egyéb alaktorzulást az F gyűrűben, különösen a „pásztorok” közvetlen közelében. Így a gyűrű alakja változónak bizonyult. E változékonyság okainak és mintázatainak megítéléséhez két megfigyelés természetesen nem elegendő. Az F gyűrűt a Földről modern eszközökkel nem lehet megfigyelni - túl alacsony a fényereje. Továbbra is remélhető, hogy a Voyagers által a gyűrűről készült képek alaposabb tanulmányozása rávilágít erre a problémára.

A D gyűrű van a legközelebb a bolygóhoz. Úgy tűnik, egészen a Szaturnusz felhős földgömbjéig terjed. Az E gyűrű a legkülső. Rendkívül ritka, ugyanakkor a legszélesebb az összes közül - körülbelül 90 ezer km. Az általa elfoglalt zóna mérete a bolygó 3,5-5 sugara. Az E-gyűrű anyagsűrűsége a Szaturnusz Enceladus holdjának pályája felé növekszik. Talán Enceladus az anyag forrása ebben a gyűrűben. A Szaturnusz gyűrűinek részecskéi valószínűleg jegesek, felül dér borítja. Ez a földi megfigyelésekből ismert volt, és az űrhajók fedélzeti műszerei csak megerősítették ennek a következtetésnek a helyességét. A főgyűrűk szemcseméretét centimétertől méterig terjedő földi megfigyelések alapján becsülték meg (természetesen a részecskék nem lehetnek azonos méretűek: az is lehet, hogy a tipikus szemcseátmérő a különböző gyűrűkben eltérő). Amikor a Voyager 1 elhaladt a Szaturnusz közelében, az űrszonda rádióadója 3,6 cm-es hullámhosszú rádiósugárral egymás után áthatolt az A gyűrűn, a Cassini hadosztályon és a C gyűrűn. A rádiósugárzást ezután a Földön vették, és elemzésnek vetették alá. Kiderült, hogy ezekben a zónákban a részecskék túlnyomórészt előre szórják a rádióhullámokat, bár kissé eltérő módon. Ennek köszönhetően az A gyűrűben lévő részecskék átlagos átmérőjét 10 m-re, a Cassini-osztást 8 m-re, a C-gyűrűt 2 m-re becsülték Erős előre szóródás, de ezúttal látható fényben, az F ill. E gyűrűk. Ez jelentős mennyiségű finom por jelenlétét jelenti (a porszem átmérője körülbelül tízezred milliméter). Új szerkezeti elemet fedeztek fel a B gyűrűben - radiális alakzatokat, amelyeket „küllőknek” neveznek, mivel külsőleg hasonlítanak a kerék küllőihez. Finom porból állnak, és a gyűrű síkja felett helyezkednek el. Lehetséges, hogy a „küllőket” elektrosztatikus taszító erők tartják ott. Érdekes megjegyezni: a Szaturnusz néhány, a múlt században készült vázlatain „küllő”-képeket találtak. De akkor senki sem tulajdonított nekik jelentőséget. A gyűrűk felfedezése során a Voyagers váratlan hatást fedezett fel – számos rövid távú rádiókibocsátás érkezett a gyűrűkből. Ezek nem mások, mint elektrosztatikus kisülésekből származó jelek – egyfajta villámlás. A részecskék villamosításának forrása a köztük lévő ütközések. Ezenkívül6 a gyűrűket körülvevő semleges atomos hidrogén gáznemű atmoszféráját fedezték fel. A Voyagers megfigyelte a Laysan alfa vonalat (1216 A) a spektrum ultraibolya részében. Intenzitása alapján megbecsülték a hidrogénatomok számát a légkör köbcentiméterében. Körülbelül 600. El kell mondanunk, hogy egyes tudósok már jóval az űrhajók Szaturnuszra való kilövése előtt megjósolták a légkör létezésének lehetőségét a Szaturnusz gyűrűi közelében. Az utazók megpróbálták megmérni a gyűrűk tömegét is. A nehézséget az jelentette, hogy a gyűrűk tömege legalább egymilliószor kisebb, mint a Szaturnusz tömege. Emiatt a Szaturnusz közelében lévő űrhajó pályáját nagymértékben meghatározza maga a bolygó erős vonzása, és csak elhanyagolható mértékben zavarja a gyűrűk gyenge vonzása. Eközben pontosan a gyenge vonzerőt kell azonosítani. Erre a célra a Pioneer 11 pályája volt a legalkalmasabb. A készülék röppályájának rádiósugárzáson alapuló méréseinek elemzése azonban azt mutatta, hogy a gyűrűk (a mérési pontosság határain belül) nem befolyásolták a készülék mozgását. A pontosság a Szaturnusz tömegének 1,7x10-szerese volt. Más szavakkal, a gyűrűk tömege minden bizonnyal kevesebb, mint a bolygó tömegének 1,7 milliomod része.

MŰHOLDAK

Ha az űrrepülőgépek Szaturnuszba repülése előtt a bolygó 10 műholdját ismerték, most 22-t ismerünk, amelyeket főként a titánokról és óriásokról szóló ősi mítoszok hőseinek tiszteletére neveztek el. Az új műholdak nagyon kicsik, de ennek ellenére néhányuk komoly hatással van a Szaturnusz rendszer dinamikájára. Ilyen például egy kis műhold, amely az A gyűrű külső szélén mozog; megakadályozza, hogy a gyűrű részecskék túlnyúljanak ezen a szélen. Ez az Atlas. A Titán a Naprendszer második legnagyobb holdja. A sugara 2575 kilométer. Tömege 1,346 x 10 gramm (0,022 Földtömeg), átlagos sűrűsége 1,881 g/cm. Ez az egyetlen jelentős légkörű műhold, és légköre sűrűbb, mint bármelyik földi bolygóé, a Vénusz kivételével. A Titán abban is hasonlít a Vénuszhoz, hogy globális köd van, és még enyhe üvegházhatású is van a felszínén. Valószínűleg metánfelhők vannak a légkörében, de ezt még nem állapították meg határozottan. Bár az infravörös spektrumot a metán és más szénhidrogének uralják, a légkör fő összetevője a nitrogén, ami erős UV-kibocsátásban nyilvánul meg. A felső atmoszféra nagyon közel van az izoterm állapothoz a sztratoszférától az exoszféráig, és a felszíni hőmérséklet néhány fokon belül az egész szférában azonos és 94 K. A sötét narancssárga ill. A barna sztratoszférikus aeroszol részecskék általában nem haladják meg a 0,1 mikront, és nagyobb mélységben nagyobb részecskék is létezhetnek. Feltételezzük, hogy az aeroszolok a metán fotokémiai átalakulásának végtermékei, és felhalmozódnak a felszínen (vagy feloldódnak folyékony metánban vagy etánban). A megfigyelt szénhidrogének és szerves molekulák természetes fotokémiai folyamatokból származhatnak. A felső atmoszféra meglepő tulajdonsága az UV-kibocsátás, amely csak nappalra korlátozódik, de túl fényes ahhoz, hogy a beérkező napenergia izgassa. A hidrogén gyorsan eloszlik, feltölti a megfigyelt tóruszot, valamint némi nitrogént, amely az N2 disszociációja során elektronbecsapódások következtében kiesik. A megfigyelt hőmérséklet-hasadás alapján globális szélrendszert lehet felépíteni. Úgy tűnik, hogy a Titán globális összetételét a proto-Szaturnusz körüli sűrű gázkorongban kialakuló kondenzálható anyagok gyűjteménye határozza meg. Három lehetséges eredési forgatókönyv lehetséges: hideg akkréció (ami azt jelenti, hogy a képződés során a hőmérséklet emelkedés elhanyagolható), forró akkréció sűrű gázfázis hiányában és forró akkréció sűrű gázfázis jelenlétében. ábrán. megmutatja, hogyan nézhet ki a Titán belseje kisülésben. A forró dehidratált szilikát mag, valamint egy olvadt NH -HO réteg jelenléte valószínű, de a jégrétegek pontos elhelyezkedése jelenleg nem ismert bizonyossággal. A külső héj kivételével mindenhol a konvekció uralkodik. Iapetus. Lehetséges, hogy a Szaturnusz legtitokzatosabb műholdja, az Iapetus egyedülálló a felszínének albedótartományában - 0,5-től (jeges testekre jellemző érték) 0,05-ig vezető félteke középső részein. A Voyager 1 maximum 50 km/vonalpár felbontású képeket készített, amelyeken a Szaturnusz felé néző fő félteke és a bevezető (sötét) és a hátsó (világos) oldal közötti határ látható. Egy hatalmas, körülbelül 300 km átmérőjű, sötét egyenlítői gyűrűt jegyeztek fel, amelynek középhossza körülbelül 300. A legnagyobb felbontású Voyager megfigyelések azt mutatják, hogy a fényes oldal (és különösen az északi pólus régiója) erősen kráterezett: a felszíni sűrűség kb. 205 + 16 kráter (D> 30 km) 10 km-rel. A 10 km-es átmérőkre történő extrapoláció több mint 2000 kráter (D>10 km) sűrűséget eredményez 10 km-enként. Ez a sűrűség összevethető más, erősen kráterezett testek sűrűségével, mint például a Merkúr és a Callisto, vagy a holdkontinenseken található kráterek sűrűségével. A Iapetus sötét és világos területei közötti határvonal jellegzetes vonása, hogy sok sötét aljú kráter található világos színű anyagokon, és nincs világos aljú kráter vagy haloval (vagy más fehér folttal) rendelkező kráter a sötét anyagon. A Iapetus sűrűsége, amely 1,16+0,09 g/cm, jellemző a Szaturnusz jeges műholdjaira, és összhangban van azokkal a modellekkel, amelyekben a vízjég a fő összetevő. Bell úgy véli, hogy a sötét anyag az eredeti kondenzátum fő összetevője, amelyből Iapetus keletkezett.

A Rhea majdnem akkora, mint a Iapetus, de sötét anyaga nélkül a Rhea a külső Naprendszer viszonylag egyszerű jeges holdjának prototípusa lehet. A Rhea átmérője 1530 km, sűrűsége 1,24+0,05 g/cm. Geometriai albedója 0,6, és hasonló a pólusok albedójához és Iapetus hátsó féltekéhez.

Ez fontos lépést tett lehetővé a műholdak természetének tanulmányozásában. A műhold átmérőjének ismeretében könnyű kiszámítani a térfogatát. A műhold tömegét a térfogatával elosztva megkapjuk az átlagos sűrűséget - ez a jellemző, amely segít megállapítani, hogy egy adott égitest milyen anyagokból áll. Kiderült, hogy a Szaturnusz belső műholdjainak - Mimastól Rheáig, valamint Iapetus - sűrűsége közel van a víz sűrűségéhez: 1,0-1,4 g/cm Okkal feltételezhető, hogy ezek a műholdak főleg vízből állnak (természetesen nem folyékony, hiszen a hőmérsékletük kb. -180 C). A Tethys, amelynek sűrűsége 1 g/cm, különösen hasonlít egy darab tiszta jégre. Más műholdaknak is tartalmazniuk kell kisebb-nagyobb sziklás anyagok keverékét. A Voyagerek olyan közel kerültek a Szaturnusz műholdjaihoz, hogy nemcsak a műholdak átmérőjét lehetett meghatározni, hanem a felszínükről készült képeket is továbbították a Földre. Az első műholdas térképeket már összeállították.

Felületükön a leggyakoribb képződmények a Holdon lévőkhöz hasonló gyűrűkráterek. A kráterek eredete a becsapódás: a bolygóközi térben repülő meteortest összeütközik egy műholddal, kozmikus sebessége szinte azonnal nullára csökken, a mozgási energia hővé alakul. Egy gyűrűkráter kialakulásával robbanás következik be.

Néhány kráter külön említést érdemel. Például egy nagy kráter a kis Mimas-on. A kráter átmérője körülbelül 130 km, vagyis a műhold átmérőjének harmada. Valószínűleg nem lehet nagyobb becsapódási kráter a Mimason. A becsapott kozmikus test valamivel magasabb kinetikus energiájával a Mimas darabokra tört volna. A sok kráter, amelyet most a Szaturnusz holdjairól készült fényképeken látunk, történelmük krónikája, legalább százmillió éves múltra tekint vissza. Az égi kövek nyomai arra utalnak, hogy a bolygórendszer kialakulásának távoli korszakában a napkörüli tér (legalábbis a Szaturnusz pályájáig) sok egyedi szilárd testtel volt telítve, amelyekből fokozatosan bolygók és műholdak alakultak ki. És még azután is, hogy a bolygók és a műholdak kialakulása nagyrészt befejeződött, ezeknek a szilárd testeknek a fennmaradó része még sokáig mozgott az űrben. Alapvetően ezek a jelenlegi információink a Szaturnuszról. Csupán annyi fenntartással kell élnünk, hogy mindenekelőtt közvetlen tényszerű adatokról beszéltünk. A belőlük levonható, és valószínűleg levonható mélyebb következtetésekhez a tudósok hosszú távú munkájára lesz szükség. Még mindig előrébb van.

folytatás

--OLDALTÖRÉS-- U R A N

ÁLTALÁNOS INFORMÁCIÓ

Az Uránusz a hetedik bolygó a Naptól és a harmadik legnagyobb. Érdekes, hogy az Uránusz, bár átmérője nagyobb, tömege kisebb, mint a Neptunusz. Az Uránusz néha nagyon tiszta éjszakákon szabad szemmel alig látható; nem nehéz beazonosítani távcsővel (ha pontosan tudod, hol kell keresni). Egy kis csillagászati ​​távcső egy kis korongot fog feltárni.

Távolság a Naptól 2870990000 km (19.218 AU), egyenlítői átmérő: 51.118 km, a Föld 4-szerese, tömege: 8.686.10 25 kg, 14 Földtömeg. A Nap körüli forradalom periódusa 84 és negyed év. Az Uránusz átlagos hőmérséklete körülbelül 60 Kelvin.

Uránusz az égbolt ókori görög istensége, a legkorábbi magas isten, aki Kronosz (Szaturnusz), Küklopsz és Titán (az olimpiai istenek elődjei) atyja volt.

NYITÁS TÖRTÉNETE

Az Uránuszt, a modern történelem első felfedezett bolygóját W. Herschel fedezte fel véletlenül, amikor 1781. március 13-án távcsővel az eget nézte; először azt hitte, hogy üstökös. Korábban, mint később kiderült, a bolygót többször megfigyelték, de összetévesztették egy közönséges csillaggal (a „csillagról” a legkorábbi feljegyzés 1690-ben készült, amikor John Flamsteed a 34. Bika néven katalógusba vette – az egyik elfogadott jelölések a csillagképekben) .

Herschel a bolygót „Georgium Sidus”-nak (Georgia bolygója) nevezte el patrónusa, III. György angol király tiszteletére; mások Herschel bolygójának nevezték. Az „Uránusz” nevet ideiglenesen adták, és az ókori mitológiából származó hagyomány szerint vették át, és csak 1850-ben alapították.

Az Uránust csak egy űrszonda látogatta meg: a Voyager 2 az Uránusz közelében repült. (A fenti kép a Hubble teleszkópról készült.) A hajó 1986. január 24-én 81 500 kilométerre haladt el az Uránusztól. A Voyager 2 több ezer képet és egyéb tudományos adatot készített az Uránuszt körülvevő bolygóról, holdakról, gyűrűkről, légkörről, térről és mágneses környezetről. Különféle műszerek tanulmányozták a gyűrűrendszert, feltárva a korábban ismert és két újonnan felfedezett gyűrű finom részleteit. Az adatok azt mutatták, hogy a bolygó forgási ideje 17 óra 14 perc. Az űrszonda egy olyan magnetoszférát is felfedezett, amely akkora, mint amilyen szokatlan.

AZ URÁNFORGÁS JELLEMZŐI

A legtöbb bolygó esetében a forgástengely majdnem merőleges az ekliptika síkjára (az ekliptika a Nap látható éves útja az égi szférán), az Uránusz tengelye azonban ezzel a síkkal szinte párhuzamos. Az Uránusz „fekvő” forgásának okai ismeretlenek. A valóságban azonban vita van: az Uránusz pólusai közül melyik az északi. Ez a beszélgetés korántsem olyan, mint egy két végű és két kezdetű botról szóló vita. Az, hogy ez a helyzet valójában hogyan alakult ki az Uránusz forgásával, sokat jelent az egész Naprendszer eredetelméletében, mert szinte minden hipotézis a bolygók egyirányú forgását feltételezi. Ha az Uránusz az oldalán fekve keletkezett, akkor ez erősen nem egyezik a bolygórendszerünk eredetére vonatkozó találgatásokkal. Igaz, ma már egyre inkább úgy gondolják, hogy az Uránusznak ez a pozíciója egy nagy égitesttel, esetleg egy nagy aszteroidával való ütközés eredménye az Uránusz kialakulásának korai szakaszában.

AZ URÁN KÉMIAI ÖSSZETÉTELE, FIZIKAI FELTÉTELEI ÉS SZERKEZETE

Az Uránusz kezdeti szilárd anyagokból és különféle jegekből (a jég alatt itt nem csak vízjég alatt értendő) keletkezett, mindössze 15%-ban hidrogénből áll, hélium pedig szinte egyáltalán nincs (szemben a Jupiterrel és a Szaturnusszal, amelyek többnyire hidrogénből állnak). ). Metán, acetilén és más szénhidrogének sokkal nagyobb mennyiségben léteznek, mint a Jupiteren és a Szaturnuszon. A középső szélességi szél az Uránuszon ugyanabba az irányba mozgatja a felhőket, mint a Földön. Ezek a szelek másodpercenként 40-160 méteres sebességgel fújnak; a Földön a légkörben a gyors áramlatok másodpercenként körülbelül 50 méteres sebességgel mozognak.

A napsütötte pólus körül vastag réteg (köd) – fotokémiai szmog – található. A napsütötte félteke is több ultraibolya sugárzást bocsát ki. A Voyager műszerei egy részben hidegebb sávot észleltek a 15 és 40 szélességi fok között, ahol a hőmérséklet 2-3 K-vel alacsonyabb.

Az Uránusz kék színe a vörös fény metán általi elnyelésének eredménye a felső légkörben. Valószínűleg léteznek más színű felhők is, de ezeket egy metánréteg rejti el a megfigyelők elől. Az Uránusz atmoszférája (de nem az Uránusz egésze!) körülbelül 83% hidrogénből, 15% héliumból és 2% metánból áll. A többi gázbolygóhoz hasonlóan az Uránuszban is vannak felhősávok, amelyek nagyon gyorsan mozognak. De rendkívül nehéz megkülönböztetni őket, és csak a Voyager 2 által készített nagy felbontású képeken láthatók. A HST legújabb megfigyelései nagy felhőket tártak fel. Feltételezhető, hogy ez a lehetőség szezonális hatásokkal összefüggésben jelent meg, mert ahogy elképzelhető, az Uránuszon a tél és a nyár nagyban különbözik egymástól: télen az egész félteke több évre elbújik a Nap elől! Bár az Uránusz 370-szer kevesebb hőt kap a Naptól, mint a Föld, így ott sem melegszik nyáron. Ráadásul az Uránusz nem bocsát ki több hőt, mint amennyit a Naptól kap, ezért hideg van belül?

Ezenkívül kiderül, hogy az Uránusznak nincs szilárd magja, és az anyag többé-kevésbé egyenletesen oszlik el a bolygó teljes térfogatában. Ez megkülönbözteti az Uránuszt (és a Neptunuszt is) nagyobb rokonaitól. Talán a könnyű gázok e fogyása a bolygó embriójának elégtelen tömegének a következménye, és kialakulása során az Uránusz nem tudott több hidrogént és héliumot megtartani maga közelében. Vagy talán a születő bolygórendszer ezen a helyén egyáltalán nem volt olyan sok könnyű gáz, ami persze szintén magyarázatot igényel. Mint látható, az Uránusszal kapcsolatos kérdésekre adott válaszok rávilágíthatnak az egész Naprendszer sorsára!

URÁNGYŰRŰK

A többi gázbolygóhoz hasonlóan az Uránusznak is vannak gyűrűi. A gyűrűrendszert 1977-ben fedezték fel, amikor az Uránusz ellepte a csillagot. Megfigyelték, hogy a csillag az okkultáció előtt és után 5-ször csökkentette fényességét rövid időre, ami gyűrűkre utalt. A Földről végzett későbbi megfigyelések kimutatták, hogy valóban kilenc gyűrű létezik. Ha átmegy rajtuk a bolygótól távolodva, akkor 6, 5, 4, Alfa, Béta, Eta, Gamma, Delta és Epszilon elnevezést kapnak. A Voyager kamerái több további gyűrűt is észleltek, és azt is kimutatták, hogy a kilenc fő gyűrűt finom por temeti el. A Jupiter gyűrűihez hasonlóan nagyon halványak, de a Szaturnusz gyűrűihez hasonlóan az Uránusz gyűrűi is sok meglehetősen nagy részecskét tartalmaznak, amelyek mérete a 10 méteres átmérőtől a finom porig terjed. A Szaturnusz gyűrűi után elsőként az Uránusz gyűrűit fedezték fel. Ez nagy jelentőséggel bírt, mivel lehetővé vált a feltételezés, hogy a gyűrűk a bolygók általános jellemzői, és nem csak a Szaturnusz. Ez egy másik egyenesen korszakalkotó jelentősége az Uránusznak a csillagászat szempontjából.

A megfigyelések kimutatták, hogy az Uránusz gyűrűi észrevehetően különböznek testvérrendszereiktől, a Jupitertől és a Szaturnusztól. Úgy tűnik, hogy az egyes gyűrűk hosszában különböző fokú átlátszósággal rendelkező, hiányos gyűrűk később keletkeztek, mint maga az Uránusz, valószínűleg több hold árapály-erők általi felszakadása után.

A Voyager 2 megfigyelései alapján az ismert gyűrűk száma idővel növekedhet. A műszerek számos, körülbelül 50 méter széles keskeny gyűrű (vagy esetleg részgyűrű vagy gyűrűív) jelenlétét jelezték.

Az Uránusz gyűrűinek szerkezetének megfejtésének kulcsa az is lehet, hogy két kis műhold – a Cordelia és az Ophelia – található az Epszilon gyűrűn belül. Ez magyarázza a részecskék egyenetlen eloszlását a gyűrűben: a műholdak tartják maguk körül az anyagot. Tehát ezt az elméletet felhasználva feltételezzük, hogy 16 (!) további műhold található ebben a gyűrűben.

MÁGNESSZFÉRA

Az égitest körüli régiót, ahol a mágneses tere erősebb marad, mint a közeli és távoli testek összes többi mezőjének összege, az égitest magnetoszférájának nevezzük.

Az Uránusznak, mint sok bolygónak, van magnetoszférája. Szokatlan abban, hogy szimmetriatengelye csaknem 60 fokkal hajlik a forgástengelyhez képest (a Föld esetében ez a szög 12 fok). Ha ez így lenne a Földön, akkor az iránytű segítségével történő tájékozódásnak lenne egy érdekessége: a nyíl szinte soha nem mutatna északra vagy délre, hanem a 30. szélességi kör két ellentétes pontjára irányulna. Valószínű, hogy a bolygó körüli mágneses mezőt az Uránusz viszonylag felszíni régióiban, és nem a magjában zajló mozgások generálják. A mező forrása ismeretlen; a vízből és ammóniából álló feltételezett elektromosan vezető óceánt nem erősítették meg kutatások. Mind a Földön, mind a többi bolygón a mágneses mező forrásának a mag közelében elhelyezkedő, kiegyenesedett kőzetek áramlatait tekintik.

Az Uránusz felszínén a térintenzitás általában összehasonlítható a földiével, bár a felszín különböző pontjain erősebben változik a mező szimmetriatengelyének az Uránusz középpontjától való nagy elmozdulása miatt.

A Földhöz, a Jupiterhez és a Szaturnuszhoz hasonlóan az Uránusznak is van mágneses farka, amely egy mezőben rekedt, töltött részecskékből áll, és több millió kilométerre nyúlik az Uránuszon túl a Naptól. A Voyager a bolygótól legalább 10 millió kilométerre „érezte” a mezőt.

URÁNMŰHELYEK

Az Uránusznak 17 ismert holdja van. Egészen a közelmúltig 15 volt belőlük. Két egyértelmű osztályt alkottak:

10 kicsi belső, nagyon halvány fényerő, amelyeket a Voyager 2 fedezett fel, és 5 nagy külső. Mind a 15-nek közel kör alakú pályája van az Uránusz egyenlítőjének síkjában (és ezért nagy szöget zár be az ekliptika síkjával). 1997-ben az 5 méteres Palomar távcső segítségével kanadai tudósok egy csoportja további két apró és gyengén fényes műholdat fedezett fel. A Hubble-teleszkóp képeinek kombinációja az Uránusz műholdjainak mozgását mutatja az időben. Nem nehéz megkülönböztetni e látszólagos mozgás természetét a látómezőbe eső csillagok elmozdulásától.

Az Uránusz összes műholdjának nevét Shakespeare hőseitől kölcsönözték.

Műhold

Távolság az Uránusztól
(ezer km)

Sugár (km)

Súly (kg)

Ki nyitott

Év
Felfedezések

Cordelia

Voyager 2

Ophelia

Voyager 2

Bianka

Voyager 2

Cressidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Juliet

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalinda

Voyager 2

Belinda

Voyager 2

Voyager 2

Miranda

6.30 . 10 19

Kuiper

Ariel

1.27 . 10 21

Lassell

Umbriel

1.27 . 10 21

Lassell

Titánia

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Caliban

7 200 (?)

Gladman és ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman és ko

Hold

7.4 . 10 22

----------

----------

A Voyager immár felfedezett öt legnagyobb holdról készült képei olyan összetett felületeket tárnak fel, amelyek e kozmikus testek viharos geológiai múltját jellemzik. A kamerák 10 eddig ismeretlen műholdat is találtak.

Az előzetes elemzés azt mutatja, hogy az öt nagy műhold jégtömbök gyűjteménye. Az Uránusz nagy műholdai 50 százalékban vízjégből, 20 százalékban szén- és nitrogénvegyületekből, valamint 30 százalékban különféle szilíciumvegyületekből – szilikátokból – állnak. Szinte egyhangúan sötétszürke felületükön geológiai történelem nyomai vannak.

A Titaniát például hatalmas repedés- és kanyonrendszerek különböztetik meg, amelyek a hold múltjában bizonyos aktív geológiai tevékenységet jeleznek. Ezek a tulajdonságok a kéreg tektonikus mozgásának következményei lehetnek.

Arielnek van a legfényesebb és geológiailag talán legfiatalabb felszíne az Uránusz műholdrendszerben. Többnyire mentesek az 50 kilométernél nagyobb átmérőjű kráterektől. Ez azt jelzi, hogy az uránközeli térben jelenlévő kis meteorok a felszínre hullva kisimítják a nagy domborzati képződményeket.

Umbriel felszíne ősi és sötét, láthatóan kevés geológiai folyamatnak volt kitéve. Az Umbriel felszínének sötét tónusai a por és apró törmelék következményei lehetnek, amelyek egykor a Hold pályájának közelében voltak. Az Oberon, az öt nagy hold közül a legkülső, szintén régi, kráteres felülettel rendelkezik, a belső tevékenység halvány jeleivel.

N E P T U N

ÁLTALÁNOS INFORMÁCIÓ

A Neptunusz a Naptól számított nyolcadik bolygó, egy nagy bolygó a Naprendszerben, és az óriásbolygók közé tartozik. Pályája helyenként metszi a Plútó pályáját. A Galileo-üstökös áthalad a Neptunusz pályáján is. Neptunusz asztrológiai jele J.

A Neptunusz a Nap körül elliptikus, közeli körpályán (excentricitás 0,009) kering; átlagos távolsága a Naptól 30,058-szor nagyobb, mint a Földé, ami körülbelül 4500 millió km. Ez azt jelenti, hogy a Nap fénye valamivel több mint 4 óra alatt eléri a Neptunust. Egy év hossza, vagyis egy teljes Nap körüli fordulat ideje 164,8 földi év. A bolygó egyenlítői sugara 24 750 km, ami közel négyszerese a Föld sugarának, saját forgása pedig olyan gyors, hogy a Neptunuszon egy nap mindössze 17,8 óráig tart. Bár a Neptunusz átlagos, 1,67 g/cm3-es sűrűsége csaknem háromszor kisebb, mint a Földé, tömege a bolygó nagy méretéből adódóan 17,2-szerese a Földének. A Neptunusz 7,8 magnitúdójú (szabad szemmel láthatatlan) csillagként jelenik meg az égen; nagy nagyításnál zöldes korongnak tűnik, minden részlettől mentes.

A Neptunusz 30 AU távolságra van a Naptól, a bolygó átmérője 49,5 ezer km, ami körülbelül 4 Földtömeg, tömege pedig körülbelül 17 Földtömeg. A központi világítótest körüli forradalom periódusa 165 részév. Átlagos hőmérséklet - 55 K. A római mitológiában Neptunusz (görögül Poszeidon) a tenger istene volt.

Jelenleg (1997) a Neptunusz a legtávolabbi bolygó tőlünk, hiszen a Plútó megnyúlt pályája miatt 1979-től 1999 júliusáig az utolsó bolygó is közelebb van a Naphoz. A kis optikai műszerekkel rendelkezőknek egyedülálló lehetőségük van meglátni a Naprendszer legtávolabbi bolygóját. („Volt egy lehetőség...” – egy friss utószó. Én, akinek gyengébb a 6 centiméteres ZRT-je, nem hagytam ki. És te? Én is végeztem egyedi megfigyeléseket a Neptunusz bolygóról abban a néhány napban, amikor az volt még mindig a legtávolabb van a Földtől, de már nem a legtávolabb a Naptól A Nap, a Föld és a Neptunusz ezen érdekes kölcsönös helyzete a kezdetektől 1999. június 24-ig tartott, de a Neptunusz késői felemelkedése miatt, amely csak akkor jelent meg. június legfényesebb éjszakai égboltján csak 23-án lehetett a bravúrt véghezvinni).

1994 óta vizsgálják a bolygót a Hubble-teleszkóp segítségével. Az általa készített képpár a Neptunusz két féltekéjét mutatja. A teleszkópról további négy fénykép van elrejtve a kamerában.

Nagy sötét folt A Voyager 2 bolygó melletti elrepülése után a Neptunusz leghíresebb eleme a déli féltekén található Nagy Sötét Folt volt. Feleakkora, mint a Jupiter Nagy Vörös Foltja (azaz átmérője megközelítőleg megegyezik a Földével). A Neptunusz széle 300 méter/másodperc sebességgel vitte nyugat felé a Nagy Sötét Foltot. A Voyager 2 egy kisebb sötét foltot is látott a déli féltekén, és egy kis, szaggatott fehér felhőt. Lehet, hogy az atmoszféra alsó rétegeiből a felsőbb rétegek felé haladó patak, de valódi természete rejtély marad.

Érdekes módon a HST 1994-es megfigyelései azt mutatták, hogy a Nagy Sötét Folt eltűnt. Vagy egyszerűen eloszlott, vagy a légkör más részei már eltakarják. Néhány hónappal később a HST új sötét foltot fedezett fel a Neptunusz északi féltekén. Ez azt jelzi, hogy a Neptunusz légköre gyorsan változik, valószínűleg a feletti és lenti felhők hőmérsékletének enyhe változása miatt. A jobb oldali három kép a felhők mozgását mutatja a Spot területén.

A Neptunusz mágneses tere a pólusokon körülbelül kétszerese a Földének.

Hatékony felületi hőmérséklet kb. 38 K, de ahogy közeledik a bolygó középpontjához, 7-8 megabar nyomáson (12-14) · 103 K-re nő.

A NEPTUN KÉMIAI ÖSSZETÉTELE, FIZIKAI FELTÉTELEI ÉS SZERKEZETE

A Neptunusz alkotóelemeinek felépítése és összetétele valószínűleg hasonló az Uránuszhoz: különféle „jégek” vagy megszilárdult gázok, amelyek körülbelül 15% hidrogént és kis mennyiségű héliumot tartalmaznak. Az Uránuszhoz hasonlóan, valamint a Jupiterrel és a Szaturnusszal ellentétben a Neptunusznak nincs egyértelmű belső rétegződése. De a legvalószínűbb, hogy kicsi szilárd magja van (a Föld tömegével egyenlő). A Neptunusz légköre túlnyomórészt hidrogénből és héliumból áll, kevés metánnal: a Neptunusz kék színe az Uránuszhoz hasonlóan a légkörben lévő vörös fény e gáz általi elnyelésének eredménye.

Egy tipikus gázbolygóhoz hasonlóan a Neptunusz is híres nagy viharáról és örvényeiről, a gyors szelekről, amelyek korlátozott sávokban, az egyenlítővel párhuzamosan fújnak. A Neptunusz széle a leggyorsabb a Naprendszerben, akár 2200 km/órás sebességre is felgyorsul. A szelek a Neptunuszon nyugati irányban fújnak, a bolygó forgása ellenében. Vegye figyelembe, hogy az óriásbolygók légkörében az áramlások és áramlatok sebessége a Naptól való távolság növekedésével nő. Ennek a mintának még nincs magyarázata. A képeken felhők láthatók a Neptunusz légkörében. A Jupiterhez és a Szaturnuszhoz hasonlóan a Neptunusznak is van belső hőforrása – több mint két és félszer több energiát bocsát ki, mint amennyit a Naptól kap.

FELFEDEZÉSEK TÖRTÉNETE

Miután W. Herschel 1781-ben felfedezte az Uránuszt és kiszámította pályájának paramétereit, hamarosan rejtélyes anomáliákat fedeztek fel e bolygó mozgásában: hol „lemaradt” a számítotthoz képest, hol megelőzte. Az Uránusz pályája nem felelt meg Newton törvényének. Ez egy másik bolygó létezésére utalt az Uránuszon túl, amely gravitációs vonzásával eltorzíthatja a 7. bolygó pályáját.

1832-ben a Brit Tudományfejlesztési Szövetség jelentésében J. Erie, aki később királyi csillagász lett, megjegyezte, hogy 11 év alatt az Uránusz helyzetének hibája majdnem elérte a fél ívpercet. Nem sokkal a jelentés közzététele után Airey levelet kapott a brit amatőr csillagásztól, Dr. Hassay tiszteletestől, amely azt sugallja, hogy ezek az anomáliák egy még fel nem fedezett "szuburániai" bolygó befolyásának tulajdoníthatók. Nyilvánvalóan ez volt az első javaslat egy „zavaró” bolygó keresésére. Eri nem helyeselte Hassey ötletét, és a keresést nem kezdték meg.

Egy évvel korábban pedig a tehetséges fiatal diák, J. C. Adams feljegyzéseiben megjegyezte: „A hét elején felmerült az ötlet, hogy a diplomám megszerzése után azonnal elkezdjük az Uránusz mozgásának anomáliáinak tanulmányozását, amelyek még nem történtek meg. magyarázta. Ki kell deríteni, hogy ezeket okozhatja-e egy mögötte elhelyezkedő, fel nem fedezett bolygó hatása, és ha lehetséges, legalább megközelítőleg meg kell határozni pályájának elemeit, amelyek a felfedezéshez vezethetnek.”

Adams csak két évvel később tudta elkezdeni a probléma megoldását, és 1843 októberére elkészültek az előzetes számítások. Adams úgy döntött, megmutatja őket Erie-nek, de nem tudott találkozni a királyi csillagászsal. Adams csak Cambridge-be térhetett vissza, számításai eredményét Erie-re hagyta. Ismeretlen okokból Erie negatívan reagált Adams munkájára, aminek az ára az volt, hogy Anglia elvesztette elsőbbségét egy új bolygó felfedezésében.

Adamstől függetlenül W. J. Le Verrier az urán utáni bolygó problémáján dolgozott Franciaországban. november 10

1845-ben bemutatta a Francia Tudományos Akadémiának az Uránusz mozgásának elméleti elemzésének eredményeit, és a megfigyelési és a számítási adatok közötti eltérésekre a következtetésként megjegyezte: „Ez egy külső tényező befolyásával magyarázható, amelyet I. a második traktusban fog értékelni.” Ilyen becslések 1846 első felében készültek. Az ügy sikerét segítette az a javaslat, hogy a keresett bolygó Titius Bode empirikus szabályának megfelelően olyan pályán mozogjon, amelynek sugara megegyezik az elrendezett sugárral az Uránusz pályájáról, és hogy a pályának nagyon kicsi a dőlése az ekliptikai síkhoz képest. Le Verrier utasításokat adott arra vonatkozóan, hol keressünk új bolygót.

Le Verrier második traktátusának kézhezvétele után felhívta a figyelmet Adams és Le Verrier tanulmányainak eredményeinek igen szoros egybeesésére az Uránusz mozgását megzavaró feltételezett bolygó mozgásával kapcsolatban, és ezt a Greenwichi Testület rendkívüli ülésén is hangsúlyozta. ellenőrök. De, mint korábban, most sem sietett a kereséshez, és csak 1846 júliusában kezdett foglalkozni velük, ráébredve, hogy passzivitása milyen felháborodást válthat ki később.

Eközben Le Verrier 1846. augusztus 31-én egy másik tanulmányt is befejezett, amelyben megkapták a kívánt bolygó pályaelemeinek végleges rendszerét, és feltüntették az égen elfoglalt helyét. De Franciaországban, akárcsak Angliában, a csillagászok nem hagyták abba a keresést, és szeptember 18-án Le Verrier I. Galle-hez, a berlini csillagvizsgáló asszisztenséhez fordult, és szeptember 23-án Darré diákkal együtt megkezdte a keresést. Számításaik a Jupiter, a Szaturnusz és magának az Uránusznak az eredményein alapultak. Már az első este felfedezték a bolygót, mindössze 52-re volt a várt helytől. A „toll hegyén” lévő bolygó felfedezésének híre, amely az égi mechanika egyik legfényesebb diadala volt, hamarosan elterjedt a tudományos világban. A kialakult hagyomány szerint a bolygót az ősi isten tiszteletére Neptunusznak nevezték el.

Körülbelül egy évig folyt a küzdelem Franciaország és Anglia között a felfedezés elsőbbségéért, amihez, mint az gyakran megesik, maguknak a hősöknek nem volt közvetlen kapcsolata. Adams és Le Verrier között teljes egyetértés alakult ki, és életük végéig barátok maradtak.

A NETUN MŰHOLDAI

A Neptunusznak 8 ismert holdja van: 4 kicsi, 3 közepes és 1 nagy.

Triton

A műholdak közül a legnagyobbat, a Neptunusz műholdját W. Lassell fedezte fel (Málta szigete, 1846). A Neptunusztól való távolság 394 700 km, a sziderikus forradalom időszaka 5 nap. 21 óra 3 perc, átmérő kb. 3200 km. A sugara pedig 1600 km, ami valamivel (138 km-rel) kevesebb, mint a Hold sugara, bár tömege egy nagyságrenddel kisebb. Talán van hangulata.

A bolygó legnagyobb műholdja, a Triton mérete megközelíti a Hold méretét, tömege pedig 3,5-szer kisebb nála. Ez a Naprendszer szinte egyetlen műholdja, amely bolygója körül kering a bolygó tengelye körüli forgásának ellenkező irányában. Sokan azt gyanítják, hogy a Triton egy független bolygó, amelyet egyszer a Neptunusz elfogott.

A Triton nagy fényvisszaverő képességgel rendelkezik - 60-90% (a Hold -12%), mivel a legtöbb vízjégből áll.

Felfedezték, hogy a Tritonnak jelentéktelen gázhéja van, amelynek felszíni nyomása 70 000-szer kisebb, mint a Föld légköri nyomása. Ennek a légkörnek az eredetét, amelynek már régen fel kellett volna oszlana, a gyakori kitörésekkel magyarázták, amelyek gázokkal töltötték fel. Amikor a Tritonról képeket készítettek, a jeges felületén valójában nitrogén és különböző méretű sötét porszemcsék gejzírszerű kitöréseit észlelték. Mindez eloszlik a környező térben. Van egy feltételezés, hogy a Neptunusz elfogása után a műholdat árapály-erők melegítették fel, és az elfogás utáni első milliárd évben még folyékony is volt. Talán mélységeiben még megőrizte ezt az összesített állapotot. A Triton felszíne a Jupiter holdjaihoz hasonlít: Európa, Ganymedes, Io és az Uránusz Ariel. A sarki sapkákhoz való hasonlóságában (a jobb oldali képen, közvetlenül fent) hasonlít a Marsra.

Folytatás
--OLDALTÖRÉS-- Sellő

A Nereida a Neptunusz második legnagyobb holdja. A Neptunusztól való átlagos távolság 6,2 millió km, átmérője körülbelül 200 km, sugara 100 km.

A Nereid a legtávolabbi ismert hold a Neptunusztól. 360 nap alatt tesz meg egy fordulatot a bolygó körül, i.e. szinte földi év. Nereid pályája erősen megnyúlt, excentricitása 0,75. A legnagyobb távolság a műholdtól a bolygóig hétszer nagyobb, mint a legkisebb. A Nereidet Kuiper (USA) fedezte fel 1949-ben. Csak a Tritonnak volt szerencséje a Földről is felfedezni a Neptunusz rendszerben.

Proteus

Ez a hold a harmadik legnagyobb a Neptunusz holdcsaládjában. Ez egyben a harmadik legtávolabbi is a bolygótól: csak Triton és Nereid mozog tőle távolabb. Ez nem azt jelenti, hogy ez a hold valami különlegességnek tűnik, de ennek ellenére a tudósok ezt választották, hogy a Voyager 2 (jobbra) képei alapján 3D-s számítógépes modellt készítsenek róla.

A megmaradt műholdakról talán nem is érdemes részletes leírást készíteni, hiszen a róluk szóló (és még akkor is hiányos) táblázatos adatok elég kimerítően szólnak róluk, mint kisbolygókról, amelyekhez hasonlók igen nagy számban fordulnak elő a Föld bolygóinak műholdjai között. a Naprendszer. A kevés rendelkezésre álló adat alapján nehéz egyéniségükről beszélni. Bár a jövő bizonyosan lehetővé teszi néhányuk érdeklődését a csillagászok számára.

A Neptunusz a nyolcadik bolygó a Naptól és a negyedik legnagyobb bolygó a bolygók között. Ennek a 4. helynek ellenére az Uránusz tömegében alacsonyabb a Neptunusznál. A Neptunusz távcsővel is látható (ha pontosan tudja, hol kell keresni), de még egy nagy távcsővel is alig látni mást, mint egy kis korongot. A Neptunusz meglehetősen nehezen megfigyelhető bolygó. Ellenzéki ragyogása alig haladja meg a 8. magnitúdót. A Triton a legnagyobb és legfényesebb műhold – nem sokkal fényesebb a 14. magnitúdónál. A bolygó korongjának észleléséhez nagy nagyításokat kell használnia. A Neptunusz gyűrűjét nagyon-nagyon nehéz észlelni a Földről, vizuálisan pedig szinte lehetetlen.

Csak egy űrhajónak, a Voyager 2-nek sikerült elérnie egy olyan távoli bolygót, mint a Neptunusz. Más projektek még... csak projektek A Neptunust egyetlen űrszonda látogatta meg: a Voyager 2 1989. augusztus 25-én. Szinte minden, amit a Neptunuszról tudunk, ebből a találkozásból származik.

NEPTUNSZ GYŰRŰI

A Neptunusznak is vannak gyűrűi. A Neptunusz 1981-ben fedezte fel az egyik csillag fogyatkozása során. A Földről végzett megfigyelések a teljes gyűrűk helyett csak halvány íveket mutattak, de a Voyager 2 1989 augusztusában készített fényképei teljes méretükben mutatták meg őket. Az egyik gyűrű különös íves szerkezetű. Az Uránuszhoz és a Jupiterhez hasonlóan a Neptunusz gyűrűi is nagyon sötétek, szerkezetük ismeretlen. De ez nem akadályozott meg minket abban, hogy nevet adjunk nekik: a legkülső - Adams (három kiemelkedő ívet tartalmaz, amelyek valamilyen okból a Szabadság, Egyenlőség és Testvériség nevet kapták), majd - egy névtelen gyűrű, amely egybeesik a Neptunusz Galatea műholdjának pályájával, majd pedig Leverrier (akinek a külső nyúlványai Lascelles és Arago neve), végül Halle gyenge, de széles gyűrűje. Mint látható, a gyűrűk nevei azokat örökítették meg, akiknek közük volt a Neptunusz felfedezéséhez.

MÁGNESSZFÉRA

A Neptunusz mágneses tere az Uránuszhoz hasonlóan furcsa tájolású, és valószínűleg a bolygó középső rétegeiben, a mag felett elhelyezkedő vezető anyag (valószínűleg víz) mozgása hozza létre. A mágneses tengely 47 fokkal meg van dőlve a forgástengelyhez képest, ami a Földön a mágnestű érdekes viselkedésében tükröződhet, mert véleménye szerint az „Északi-sark” Moszkvától délre helyezkedhet el... Ráadásul a A Neptunusz mágneses mezejének szimmetriatengelye nem halad át a bolygó középpontján, és több mint fél sugarú távolságra van tőle, ami nagyon hasonló az Uránusz körüli mágneses tér létezésének körülményeihez. Ennek megfelelően a térfeszültség különböző helyeken nem állandó a felszínen, és a föld egyharmadától a háromszorosáig változik. A felszín bármely pontján a mező is változó, csakúgy, mint a forrás helyzete és intenzitása a bolygó belsejében. Véletlenszerűen a Neptunuszhoz közeledve a Voyager szinte pontosan a bolygó déli mágneses pólusa irányába mozdult el, ami lehetővé tette a tudósok számára, hogy számos egyedi vizsgálatot végezzenek, amelyek eredményei közül sok még mindig nem mentes a rejtélytől és az érthetetlenségtől. A Neptunusz szerkezetéről sejtések születtek. A légkörben a szárazföldi aurórákhoz hasonló jelenségeket fedeztek fel. A mágneses jelenségek tanulmányozásával a Voyager pontosan meg tudta állapítani a Neptunusz tengelye körüli forgásának periódusát - 16 óra 7 perc.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

A felhasznált irodalom listája:

Szaturnusz rendszer. – M.: Mir, 1993.

F.L. Akarat. A Nap családja - Szentpétervár: Szépirodalom, 1995.

Enciklopédia gyerekeknek. T. 8. Csillagászat. Fej szerk. M.D. Aksenova - M.: Avanta+, 1997.

M.Ya. Marov. A Naprendszer bolygói. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronshten. Bolygók és megfigyeléseik. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Bolygók és holdak. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Csillagászat tankönyv 11. osztálynak. – M.: Oktatás, 1994.

A bolygó gyűrűi porból és jégből álló lapos koncentrikus képződmények rendszere, amelyek a bolygó körül az egyenlítői síkban forognak. Gyűrűket találtak a Naprendszer összes gázóriásán: Szaturnusz, Jupiter, Uránusz, Neptunusz.

Letöltés:

Előnézet:

A prezentáció előnézetének használatához hozzon létre egy Google-fiókot, és jelentkezzen be: https://accounts.google.com

Diafeliratok:

Előadás a csillagászatról Műholdak és óriásbolygók gyűrűi

Óriásbolygók gyűrűi A bolygók gyűrűi porból és jégből álló lapos koncentrikus képződmények rendszere, amelyek a bolygó körül az egyenlítői síkban forognak. Gyűrűket találtak a Naprendszer összes gázóriásán: Szaturnusz, Jupiter, Uránusz, Neptunusz.

A Szaturnusz gyűrűrendszerét a 17. században fedezték fel. Elsőként nagy valószínűséggel Galileo Galilei figyelte meg 1610-ben, de az optika gyenge minősége miatt nem gyűrűket, hanem csak „függelékeket” látott a Szaturnusz mindkét oldalán. 1655-ben Christiaan Huygens látta meg először a Szaturnusz gyűrűjét egy Galileinél fejlettebb távcső segítségével, és ezt írta: „A gyűrűt egy vékony, lapos, sehol nem érintő, az ekliptika felé hajló gyűrű veszi körül.” Több mint 300 évig a Szaturnuszt tekintették az egyetlen gyűrűkkel körülvett bolygónak. Csak 1977-ben, amikor megfigyelték az Uránusz csillagon való okkultációját, gyűrűket fedeztek fel a bolygó körül. A Jupiter halvány és vékony gyűrűit 1979-ben fedezte fel a Voyager 1 űrszonda. Tíz évvel később, 1989-ben a Voyager 2 felfedezte a Neptunusz gyűrűit.

A Jupiter holdjai A Jupiter holdjai a Jupiter bolygó természetes műholdai. 2018-ban a Jupiter 79 műholdja ismert; ez a legtöbb felfedezett műhold a Naprendszer összes bolygója között. A négy legnagyobb: Io, Europa, Ganümédész és Callisto.

A Szaturnusz holdjai A Szaturnusznak 62 ismert természetes műholdja van megerősített pályával, amelyek közül 53-nak saját neve van. A legtöbb műhold kis méretű, sziklából és jégből áll. A Szaturnusz legnagyobb műholdja (és a második a teljes Naprendszerben Ganymedes után) a Titán, amelynek átmérője 5152 km. Ez az egyetlen olyan műhold, amelynek nagyon sűrű atmoszférája van (1,5-szer sűrűbb, mint a Földé). Nitrogénből (98%) és metánkeverékből áll. A tudósok azt sugallják, hogy ezen a műholdon a körülmények hasonlóak a bolygónkon 4 milliárd évvel ezelőtti állapotokhoz, amikor az élet még csak elkezdődött a Földön.

Az Uránusz holdjai Az Uránusznak 27 felfedezett holdja van; a legnagyobbak a Titania, Oberon, Umbriel, Ariel és Miranda. Mirandát a legbelső és legapróbb társnak tartják. Ariel a legfényesebb és legfiatalabb felülettel rendelkezik. Az Umbriel az öt belső hold közül a legrégebbi és legsötétebb. Nagyszámú régi nagy kráterrel és titokzatos fényes gyűrűkkel van felruházva az egyik féltekén. Oberon a legtávolabbi, legősibb és kráter. Vannak belső aktivitásra utaló jelek. A kráterek alján titokzatos sötét anyag látható. Cordelia és Ophelia pásztortársak, akik a keskeny külső "Epsilon" gyűrűt tartják.

Az urán holdjai

A Neptunusz műholdai Jelenleg 14 műhold ismeretes. A Neptunusz legnagyobb műholdja a Triton. Mérete megközelíti a Hold méretét, tömege pedig 3,5-szer kisebb. Ez az egyetlen olyan nagy műhold a Naprendszerben, amely bolygója körül kering a bolygó tengelye körüli forgásának ellenkező irányában.

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

Köszönöm a figyelmet

A bolygók óriások
Csillagászat – 11. évfolyam

A bolygók óriások
Jupiter
Szaturnusz
Uránusz
Neptun

Jupiter
A Jupiter a Naptól számított ötödik bolygó, és a legnagyobb bolygó a Naprendszerben. A Jupiter több mint kétszer akkora tömegű, mint az összes többi bolygó együttvéve. A Jupiter körülbelül 90%-ban hidrogénből és 10%-ban héliumból áll, nyomokban metánból, vízből és ammóniából. A Jupiter szilárd magja lehet, amely körülbelül 10-15-szöröse a Föld tömegének. A mag felett található a bolygó nagy része folyékony fémes hidrogén formájában. A magtól legtávolabbi réteg elsősorban közönséges molekuláris hidrogénből és héliumból áll.
A Nagy Vörös Foltot több mint 300 évvel ezelőtt vették észre a földi megfigyelők. Mérete 12 000 x 25 000 km.
A Jupiter több energiát bocsát ki az űrbe, mint amennyit a Naptól kap. A Jupiter belsejében egy forró mag található, amelynek hőmérséklete körülbelül 20 000 K. A Jupiternek hatalmas mágneses tere van, amely sokkal erősebb, mint a Földé. A Jupiternek olyan gyűrűi vannak, mint a Szaturnusz, de sokkal halványabbak. A Jupiternek 16 ismert műholdja van: 4 nagy és 12 kicsi.

Remek piros folt
A Nagy Vörös Folt egy ovális képződmény
változó méretű, délen található
trópusi övezet. Jelenleg megvan
méretei 15x30 ezer km, és száz évvel ezelőtti megfigyelők
2-szer nagyobb méreteket jeleztek. Néha azt
nem lehet túl jól látható. A Nagy Vörös Folt egy hosszú életű szabad örvény (anticiklon) a Jupiter légkörében, 6 földi nap alatt teljes forradalmat hajt végre, és a fényes zónákhoz hasonlóan a légkörben felfelé irányuló áramlatok jellemzik. A benne lévő felhők magasabban helyezkednek el, és hőmérsékletük alacsonyabb, mint az övek szomszédos területein.

A Jupiter holdjai
Név
Sugár, km
Név
Sugár, km
Nyolcad vér
20
Callisto
1883
Adrastea
10
Leda
8
Amalthea
181
Himalia
93
Teba
222
Lysistea
18
És róla
422
Ilara
38
Európa
617
Ananke
15
Ganymedes
2631
Karma
20
Pasiphae
25
Sinope
18

ÉS RÓLA
Az Io a Jupiter harmadik legnagyobb és legközelebbi műholdja. Io-t Galilei és Marius fedezte fel 1610-ben.
Az Io és az Europa összetételében hasonló a földi bolygókhoz, elsősorban a szilikát kőzetek jelenléte miatt.
Nagyon kevés krátert találtak az Io-n, ami azt jelenti, hogy a felszíne nagyon fiatal. Kráterek helyett több száz vulkánt fedeztek fel. Néhányuk aktív!
Io tájai meglepően változatosak: több kilométer mély gödrök, olvadt kénes tavak, nem vulkánok hegyek, több száz kilométeren át nyúló viszkózus folyadékpatakok, vulkáni nyílások.
Az Io, akárcsak a Hold, mindig ugyanarra az oldalra néz a Jupiter felé.
Az Io nagyon vékony atmoszférájú, kén-dioxidból és esetleg más gázokból áll.

Európa
Az Európa a Jupiter negyedik legnagyobb holdja.
Európát Galilei és Marius fedezte fel 1610-ben. Az Europa és az Io összetételében hasonlít a földi bolygókhoz: szintén elsősorban szilikátkőzetből állnak.
Az Ióval ellentétben az Európát felül vékony jégréteg borítja. A Galileo legfrissebb adatai azt mutatják, hogy az Europa belseje olyan rétegekből áll, amelyek középpontjában egy kis fémmag található.
Az Európa felszínéről készült képek nagyon hasonlítanak a Földön lévő tengeri jég képeire. Lehetséges, hogy az Európa jegének felszíne alatt 50 km mélyen folyékony víz található.
A legújabb megfigyelések azt mutatják, hogy Európában nagyon kevés az oxigén légköre. A Galileo gyenge mágneses mező jelenlétét észlelte (lehet, hogy 4-szer gyengébb, mint a Ganümédészé).

Ganymedes
A Ganymedes a Jupiter hetedik és legnagyobb holdja.
Ganymedest Galilei és Marius fedezte fel 1610-ben. A Ganümédész a Naprendszer legnagyobb holdja.
A Ganymedes három szerkezeti szintre oszlik: egy kis olvadt vas vagy vas és kén mag, amelyet sziklás szilikát köpeny vesz körül, jeges héjjal a felszínen.
A Ganymedes felszíne főként kétféle terepből áll: nagyon régi, erősen kráteres, sötét területekből és valamivel fiatalabb, világosabb területekből, kiterjedt ároksorokkal és hegygerincekkel.
Ganymedes vékony légköre olyan oxigént tartalmaz, mint az Europa. Ez a műhold saját magnetoszférikus mezővel rendelkezik, amely a hatalmas Jupiter belsejébe nyúlik.

Callisto
A Callisto a Jupiter nyolcadik ismert holdja, és a második legnagyobb
A Callistót Galilei és Marius fedezte fel 1610-ben.
A Callisto elsősorban körülbelül 40% jégből és 60% kőzet/vasból áll, hasonlóan a Titánhoz és a Tritonhoz.
A Callisto felszínét teljesen kráterek borítják. Korát 4 milliárd évre becsülik.
A Callistonak nagyon kevés szén-dioxidból álló atmoszférája van.

Szaturnusz
A Szaturnusz a hatodik a Naptól és a második legnagyobb bolygó a Naprendszerben.
A Szaturnusz egyértelműen lapos; egyenlítői és poláris átmérője közel 10%-kal különbözik.Ez gyors forgása és folyékony állapota eredménye. A Szaturnusz az összes bolygó közül a legkisebb sűrűségű, fajsúlya mindössze 0,7 - kisebb, mint a vízé.
A Jupiterhez hasonlóan a Szaturnusz is körülbelül 75% hidrogénből és 25% héliumból áll, nyomokban víz, metán, ammónia és kőzet.
A Szaturnusz gyűrűi szokatlanul vékonyak: bár átmérőjük legalább 250 000 km, vastagságuk 1,5 km. Főleg jégből és jégkéreggel borított kőzetrészecskékből állnak.
A Jupiter csoport többi bolygójához hasonlóan a Szaturnusz is jelentős mágneses mezővel rendelkezik.
A Szaturnusznak 18 holdja van.

A Szaturnusz gyűrűi.

A Szaturnusz gyűrűi.
Három fő gyűrű van, a neve A, B és C. Ezek minden nehézség nélkül láthatók a Földről. Vannak nevek a gyengébb gyűrűknek is - D, E, F.
Közelebbről megvizsgálva, nagyon sok gyűrű található.
A gyűrűk között rések vannak, ahol nincsenek részecskék. A Földről átlagos teleszkóppal látható réseket (az A és B gyűrűk között) Cassini-résnek nevezzük.

A Szaturnusz holdjai
Név
Sugár vagy méretek. km
Név
Sugár vagy méretek. km
Pán
?
Enceladus
250
Atlasz
20x15
Tethys
525
Prométheusz
70x40
Telesto
12(?)
Pandora
55x35
Calypso
5x10
Epimethyus
70x50
Diona
560
Janus
110x80
Elena
18x15
Mimas
195
Rhea
765
Titán
2575
Hyperion
720
Iapetus
175x100
Phoebe
110

Mimas
A Mimas-t 1789-ben Herschel fedezte fel.
A Mimas abban szokatlan, hogy egy hatalmas krátert fedeztek fel rajta, ami akkora, mint a műhold egyharmada. Repedések borítják, amit valószínűleg a Szaturnusz árapály hatása okoz: a Mimas a legközelebbi nagy műhold a bolygóhoz.
A képen ugyanaz a hatalmas meteoritkráter látható, Herschel néven. Mérete 130 kilométer. Herschel 10 kilométer mélyen van a felszínben, a központi domb pedig majdnem olyan magas, mint az Everest.

Enceladus
Az Enceladust 1789-ben fedezte fel Herschel.
Az Enceladusnak van a legaktívabb felszíne a rendszer összes holdja közül. Olyan áramlások nyomait mutatja, amelyek elpusztították a korábbi domborzatot, így feltételezhető, hogy ennek a műholdnak a belei még mindig aktívak lehetnek.
Ezen túlmenően, bár kráterek mindenütt láthatók ott, bizonyos területeken ezek kevéssége arra utal, hogy ezek a területek csak néhány százmillió évesek. Ez azt jelentené, hogy az Enceladus felszínének egyes részei továbbra is változhatnak.
Úgy gondolják, hogy tevékenysége a Szaturnusz árapály-erőinek befolyásában rejlik, felmelegítve az Enceladust

Tethys
A Tethyst 1684-ben fedezte fel J. Cassini.
Tethys hatalmas, 2000 km hosszú repedési hibájáról híres – a műhold egyenlítőjének hosszának háromnegyede!
A Tethysről a Voyager 2 által visszaküldött fotók egy nagy, sima krátert mutattak be, amelynek átmérője körülbelül a hold átmérőjének egyharmada, Odüsszeusz néven. Nagyobb, mint Herschel a Mimason. Sajnos a bemutatott képen ezek a részletek rosszul megkülönböztethetők.
Számos hipotézis létezik a hasadék eredetével kapcsolatban, köztük egy olyan időszakra utal Tethys történetében, amikor folyékony volt. Fagyáskor rés képződhet.
A Tethys felszíni hőmérséklete 86 K.

Diona
Dionét 1684-ben fedezte fel J. Cassini.
A Dione felszínén a könnyű anyag felszabadulásának nyomai fagy formájában, sok kráter és egy kanyargós völgy látható.

Rhea
A Rheát 1672-ben fedezte fel J. Cassini.
Rhea - régi, kráterekkel teljesen teleszórt felszíne van

Titán
A Titánt Huygens fedezte fel 1655-ben.
A titán körülbelül félig fagyott víz, fele sziklás anyag. Lehetséges, hogy szerkezete különálló szintekre differenciálódik, egy sziklás középső terület, amelyet külön szintek vesznek körül, amelyek különböző kristályos jégformákból állnak. Még mindig meleg lehet bent.
A Titán a Naprendszer összes holdja közül az egyetlen, amelynek jelentős légköre van. A felszínén a nyomás több mint 1,5 bar (50%-kal magasabb, mint a Földön). A légkör elsősorban molekuláris nitrogénből (mint a Földön) áll, az argon legfeljebb 6%-át és néhány százaléknyi metánt tartalmaz. Legalább egy tucat másik szerves anyag (etán, hidrogén-cianid, szén-dioxid) és víz nyomait is találták.

Hyperion
A Hyperiont 1848-ban Lascelles fedezte fel.
A műhold szabálytalan alakja szokatlan jelenséget okoz: valahányszor az óriás Titán és a Hyperion közelednek egymáshoz, a Titán a gravitációs erők révén megváltoztatja a Hyperion tájolását.
A Hyperion szabálytalan alakja és a réges-régi meteoritbombázás nyomai lehetővé teszik, hogy a Hyperiont a Szaturnusz-rendszer legrégebbinek nevezzük.

Iapetus
Iapetust 1671-ben fedezte fel J. Cassini.
Iapetus pályája csaknem 4 millió kilométerre található a Szaturnusztól.
Iapetus egyik oldala erősen kráteres, míg a másik oldala szinte sima.
A Iapetus heterogén felületi fényességéről ismert. A műhold a Holdhoz és a Földhöz hasonlóan mindig az egyik oldalával a Szaturnusz felé fordul, így pályáján csak az egyik oldalával halad előre, ami 10-szer sötétebb, mint a másik oldal. Létezik olyan verzió, hogy mozgása során a műhold „felsöpri” a Szaturnusz körül is keringő port és apró részecskéket. Másrészt talán ezt a sötét anyagot a műhold bélrendszere generálja.

Phoebe
A Phoebe az összes többi műhold forgási irányával ellentétes irányban forog a bolygó körül, a Szaturnusz pedig a tengelye körül. Nagyjából gömb alakú, és a napfény körülbelül 6 százalékát veri vissza.
A Hyperion mellett ez az egyetlen olyan műhold, amelyik nem mindig néz szembe a Szaturnusszal.
Mindezek a jellemzők nagyon ésszerűen lehetővé teszik számunkra, hogy azt mondjuk, hogy a Phoebe egy gravitációs hálózatok által befogott aszteroida.

Uránusz
Az Uránusz az első bolygó, amelyet a modern időkben William Herschel fedezett fel, amikor 1781. március 13-án távcsővel szisztematikusan felmérte az égboltot.
A legtöbb bolygó forgástengelye majdnem merőleges az ekliptika síkjára, az Uránusz tengelye pedig majdnem párhuzamos az ekliptikával.
Az urán elsősorban kőzetekből és különféle jégekből áll. Úgy tűnik, az Uránusznak nincs sziklás magja, mint a Jupiternek és a Szaturnusznak.
Az Uránusz légköre 83% hidrogénből, 15% héliumból és 2% metánból áll. A többi gázbolygóhoz hasonlóan az Uránusznak is vannak gyűrűi. A Jupiterhez hasonlóan nagyon sötétek, és a Szaturnuszhoz hasonlóan a finom por mellett meglehetősen nagy, akár 10 méter átmérőjű részecskéket is tartalmaznak. 11 gyűrű ismert.
Az Uránusznak 15 ismert és elnevezett holdja van, valamint 5 nemrégiben felfedezett holdja.

Műholdak
Név
Sugár. km
Név
Sugár. km
Ophelia
16
Rosalinda
27
Bianka
22
Belinda
34
Cressidia
33
Csomag
77
Desdemona
29
Miranda
236
Juliet
42
Ariel
191
Portia
55
Umbriel
585
Titánia
789
Oberon
761
Caliban
60(?)
Sycorax
120(?)

Miranda
Kuiper fedezte fel 1948-ban
. Miranda felszíne vegyes zsák: kráteres terep, ijesztő barázdákkal tarkított területekkel, több mint 5 kilométer magas sziklákkal tarkított völgyek.
A Miranda kis mérete és alacsony hőmérséklete (-187 Celsius), és ezzel egyidejűleg a tektonikus tevékenység intenzitása és sokfélesége ezen a műholdon meglepte a tudósokat. Valószínű, hogy az Uránuszból származó árapály-erők, amelyek folyamatosan igyekeztek deformálni a műholdat, további energiaforrásként szolgáltak az ilyen tevékenységhez.

Ariel
Lascelles fedezte fel 1851-ben.
Ariel felszíne több száz kilométer hosszú és több mint 10 kilométer mély kráteres terep és egymással összefüggő völgyrendszerek keveréke.
Arielnek van a legfényesebb és geológiailag talán legfiatalabb felszíne az Uránusz műholdrendszerben.

Umbriel
Lascelles fedezte fel 1851-ben
Umbriel felszíne ősi és sötét, láthatóan kevés geológiai folyamatnak volt kitéve.
Az Umbriel felszínének sötét tónusai a por és apró törmelék következményei lehetnek, amelyek egykor a Hold pályájának közelében voltak.