Presentazione dei pianeti giganti, dei loro satelliti e degli anelli. Presentazione sull'astronomia "pianeti giganti"
I pianeti giganti sono i quattro pianeti del sistema solare: Giove, Saturno, Urano, Nettuno; situato fuori dall'anello dei pianeti minori. I pianeti giganti sono i quattro pianeti del sistema solare: Giove, Saturno, Urano, Nettuno; situato fuori dall'anello dei pianeti minori. Questi pianeti, che hanno una serie di caratteristiche fisiche simili, sono anche chiamati pianeti esterni. Questi pianeti, che hanno una serie di caratteristiche fisiche simili, sono anche chiamati pianeti esterni. A differenza dei pianeti allo stato solido del gruppo terrestre, sono tutti pianeti gassosi, hanno dimensioni e masse significativamente più grandi (per cui la pressione nelle loro profondità è molto più alta), densità media inferiore (vicina a quella solare media, 1,4 g/cm³), atmosfere potenti, rotazione rapida, nonché anelli (mentre i pianeti terrestri non ne hanno) e un gran numero di satelliti. Quasi tutte queste caratteristiche diminuiscono da Giove a Nettuno. A differenza dei pianeti allo stato solido del gruppo terrestre, sono tutti pianeti gassosi, hanno dimensioni e masse significativamente più grandi (per cui la pressione nelle loro profondità è molto più alta), densità media inferiore (vicina a quella solare media, 1,4 g/cm³), atmosfere potenti, rotazione rapida, nonché anelli (mentre i pianeti terrestri non ne hanno) e un gran numero di satelliti. Quasi tutte queste caratteristiche diminuiscono da Giove a Nettuno. Nel 2011, gli scienziati hanno proposto un modello in base al quale, dopo la formazione del Sistema Solare, un ipotetico quinto pianeta gigante delle dimensioni di Urano è esistito per circa altri 600 milioni di anni. Successivamente, durante la migrazione dei pianeti principali nella loro posizione attuale, quel pianeta doveva essere espulso dal sistema solare in modo che i pianeti potessero occupare le loro orbite attuali senza espellere Urano o Nettuno esistenti o causare una collisione tra la Terra e Venere o Marte. . Nel 2011, gli scienziati hanno proposto un modello in base al quale, dopo la formazione del Sistema Solare, un ipotetico quinto pianeta gigante delle dimensioni di Urano è esistito per circa altri 600 milioni di anni. Successivamente, durante la migrazione dei pianeti principali nella loro posizione attuale, quel pianeta doveva essere espulso dal sistema solare in modo che i pianeti potessero occupare le loro orbite attuali senza espellere Urano o Nettuno esistenti o causare una collisione tra la Terra e Venere o Marte. .
Giove è il pianeta più grande del sistema solare. Il suo diametro è 11 e la sua massa è 318 volte quella della Terra e tre volte la massa di tutti gli altri pianeti messi insieme. A giudicare dalle sue dimensioni, Giove dovrebbe essere ancora più pesante, quindi gli scienziati hanno concluso che i suoi strati esterni sono costituiti da gas. Giove è 5 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra, quindi fa molto freddo. A causa della distanza dal Sole, i gas non sono evaporati durante la sua formazione. Giove è il pianeta più grande del sistema solare. Il suo diametro è 11 e la sua massa è 318 volte quella della Terra e tre volte la massa di tutti gli altri pianeti messi insieme. A giudicare dalle sue dimensioni, Giove dovrebbe essere ancora più pesante, quindi gli scienziati hanno concluso che i suoi strati esterni sono costituiti da gas. Giove è 5 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra, quindi fa molto freddo. A causa della distanza dal Sole, i gas non sono evaporati durante la sua formazione.
Caratteristiche di Giove Macca: 1,9*10 27 kg. (318 volte la massa della Terra) Diametro: km. (11,2 volte il diametro della Terra) Densità: 1,31 g/cm 3 Temperatura delle nubi superiori: -160 o C Durata del giorno: 9,93 ore Distanza dal Sole (media): 5.203 UA, cioè 778 milioni . km.. Periodo orbitale (anno): 11,86 anni Velocità di rotazione orbitale: 13,1 km/s Accelerazione di gravità: 25,8 m/s 2
Grande Macchia Rossa La Grande Macchia Rossa (GRS) è una caratteristica atmosferica di Giove, la caratteristica più importante del disco del pianeta, osservata da quasi 350 anni. La Grande Macchia Rossa (GRS) è una caratteristica atmosferica di Giove, la caratteristica più importante del disco del pianeta, osservata da quasi 350 anni. Il BCP fu scoperto da Giovanni Cassini nel 1665. La caratteristica annotata nelle note di Robert Hooke del 1664 può anche essere identificata come BCP. Prima della missione Voyager, molti astronomi credevano che il punto fosse di natura solida. Il BCP fu scoperto da Giovanni Cassini nel 1665. La caratteristica annotata nelle note di Robert Hooke del 1664 può anche essere identificata come BCP. Prima della missione Voyager, molti astronomi credevano che il punto fosse di natura solida. Il BKP è un gigantesco uragano-anticiclone, che misura migliaia di chilometri di lunghezza e migliaia di chilometri di larghezza (significativamente più grande della Terra). La dimensione dello spot cambia continuamente, la tendenza generale è a diminuire; 100 anni fa, il BKP era circa 2 volte più grande e molto più luminoso (vedi i risultati delle osservazioni di A. A. Belopolsky negli anni ottanta dell'Ottocento). Tuttavia, è il più grande vortice atmosferico del Sistema Solare. Il BKP è un gigantesco uragano-anticiclone, che misura migliaia di chilometri di lunghezza e migliaia di chilometri di larghezza (significativamente più grande della Terra). La dimensione dello spot cambia continuamente, la tendenza generale è a diminuire; 100 anni fa, il BKP era circa 2 volte più grande e molto più luminoso (vedi i risultati delle osservazioni di A. A. Belopolsky negli anni ottanta dell'Ottocento). Tuttavia, è il più grande vortice atmosferico del Sistema Solare. La macchia si trova a circa 22° di latitudine sud e si muove parallelamente all'equatore del pianeta. Inoltre, il gas nel BKP ruota in senso antiorario con un periodo di rotazione di circa 6 giorni terrestri. La velocità del vento all'interno dello spot supera i 500 km/h. La macchia si trova a circa 22° di latitudine sud e si muove parallelamente all'equatore del pianeta. Inoltre, il gas nel BKP ruota in senso antiorario con un periodo di rotazione di circa 6 giorni terrestri. La velocità del vento all'interno dello spot supera i 500 km/h. La parte superiore delle nuvole BKP è a circa 8 km sopra la parte superiore delle nuvole circostanti. La temperatura dello spot è leggermente inferiore rispetto alle zone adiacenti. In questo caso, la parte centrale della macchia è di diversi gradi più calda rispetto alle parti periferiche. La parte superiore delle nuvole BKP è a circa 8 km sopra la parte superiore delle nuvole circostanti. La temperatura dello spot è leggermente inferiore rispetto alle zone adiacenti. In questo caso, la parte centrale della macchia è di diversi gradi più calda rispetto alle parti periferiche. Il colore rosso del BKP non ha ancora trovato una spiegazione chiara. Forse questo colore è dato alla macchia da composti chimici tra cui il fosforo. Il colore rosso del BKP non ha ancora trovato una spiegazione chiara. Forse questo colore è dato alla macchia da composti chimici tra cui il fosforo.
Satelliti di Giove Satelliti di Giove Oggi gli scienziati conoscono 67 satelliti di Giove; questo è il maggior numero di satelliti scoperti tra tutti i pianeti del sistema solare. Ad oggi, gli scienziati conoscono 67 satelliti di Giove; questo è il maggior numero di satelliti scoperti tra tutti i pianeti del sistema solare.
Scoperte importanti 1664A Oxford, Robert Hooke descrive e disegna la Grande Macchia Rossa. La prima misurazione corretta della velocità della luce, effettuata cronometrando le eclissi delle lune di Giove. 1932 Metano e ammoniaca furono scoperti nell'atmosfera di Giove e fu suggerito che l'idrogeno su Giove avesse le proprietà di un metallo. 1955 Scoperta accidentale delle onde radio emesse da Giove. 1973 La prima sonda spaziale "Pioneer 11" volò vicino all'incontro della Voyager con Giove. Fu scoperta la rotazione della Grande Macchia Rossa, fu scoperto un piccolo sistema di anelli, furono scoperte le aurore e furono ottenute magnifiche fotografie di Giove e di tutte le sue lune. 1989 Viene lanciata la sonda spaziale Galileo. 1994 Collisione della cometa con Giove.
Saturno, il sesto pianeta a partire dal Sole, ha uno straordinario sistema di anelli. A causa della sua rapida rotazione attorno al proprio asse, la palla di Saturno è, per così dire, appiattita ai poli e gonfiata lungo l’equatore. La velocità del vento all'equatore raggiunge i 1800 km/h, ovvero quattro volte la velocità dei venti più veloci su Giove. La larghezza degli anelli di Saturno è di chilometri, ma sono spessi solo poche decine di metri.Saturno, il sesto pianeta dal Sole, ha uno straordinario sistema di anelli. A causa della sua rapida rotazione attorno al proprio asse, la palla di Saturno è, per così dire, appiattita ai poli e gonfiata lungo l’equatore. La velocità del vento all'equatore raggiunge i 1800 km/h, ovvero quattro volte la velocità dei venti più veloci su Giove. La larghezza degli anelli di Saturno è di chilometri, ma sono spessi solo poche decine di metri.
Caratteristiche di Saturno Macca: 5,68*10 26 kg. (95 volte la massa della Terra) Diametro: km. (9,46 volte il diametro della Terra) Densità: 0,71 g/cm 3 Temperatura delle nubi superiori: -150 o C Durata del giorno: 10,54 ore Distanza dal Sole (media): 9,54 au, ovvero 1427 milioni di km Periodo orbitale (anno): 29,46 anni Velocità orbitale: 9,6 km/s Accelerazione di gravità: 11,3 m/s 2
Gli Anelli di Saturno Gli anelli di Saturno sono un sistema di formazioni piatte concentriche di ghiaccio e polvere situate nel piano equatoriale di Saturno. La natura degli anelli Gli anelli di Saturno sono un sistema di formazioni piatte concentriche di ghiaccio e polvere, situate nel piano equatoriale di Saturno. La natura degli anelli Il piano di rivoluzione del sistema degli anelli coincide con il piano dell'equatore di Saturno. La dimensione delle particelle del materiale negli anelli varia da micrometri a centimetri e (meno spesso) decine di metri. Composizione degli anelli principali: acqua ghiacciata (circa 99%) con aggiunte di polvere di silicato. Lo spessore degli anelli è estremamente ridotto rispetto alla loro larghezza (da 7 a 80mila chilometri sopra l'equatore di Saturno) e varia da un chilometro a dieci metri. La massa totale dei detriti nel sistema ad anello è stimata in 3x1019 chilogrammi. Il piano di rivoluzione del sistema di anelli coincide con il piano dell'equatore di Saturno. La dimensione delle particelle del materiale negli anelli varia da micrometri a centimetri e (meno spesso) decine di metri. Composizione degli anelli principali: acqua ghiacciata (circa 99%) con aggiunte di polvere di silicato. Lo spessore degli anelli è estremamente ridotto rispetto alla loro larghezza (da 7 a 80mila chilometri sopra l'equatore di Saturno) e varia da un chilometro a dieci metri. La massa totale dei detriti nel sistema ad anello è stimata in 3x1019 chilogrammi.
L'origine degli anelli L'origine degli anelli Secondo il nuovo modello, la colpa è di diversi successivi assorbimenti da parte di Saturno dei suoi satelliti, orbitanti miliardi di anni fa attorno al giovane gigante gassoso. I calcoli di Kanup mostrano che, dopo la formazione di Saturno, circa 4,5 miliardi di anni fa, agli albori del sistema solare, attorno ad esso orbitavano numerosi grandi satelliti, ciascuno grande una volta e mezza la Luna. A poco a poco, a causa dell'influenza gravitazionale, questi satelliti, uno dopo l'altro, “caddero” nelle viscere di Saturno. Dei satelliti “primari”, oggi rimane solo Titano. Nel processo di uscita dalle loro orbite ed entrando in una traiettoria a spirale, questi satelliti furono distrutti. Allo stesso tempo, la componente leggera del ghiaccio è rimasta nello spazio, mentre le componenti minerali pesanti dei corpi celesti sono state assorbite dal pianeta. Successivamente, il ghiaccio fu catturato dalla gravità del prossimo satellite di Saturno e il ciclo si ripeté di nuovo. Quando Saturno catturò l'ultimo dei suoi satelliti “primari”, trasformandolo in una gigantesca palla di ghiaccio con un solido nucleo minerale, attorno al pianeta si formò una “nuvola” di ghiaccio. Frammenti di questa “nube” avevano un diametro compreso tra 1 e 50 chilometri e formavano l’anello primario di Saturno. La massa di questo anello superava di mille volte il moderno sistema di anelli, ma nei successivi 4,5 miliardi di anni, le collisioni dei blocchi di ghiaccio che formavano l'anello portarono alla frantumazione del ghiaccio fino alle dimensioni di chicchi di grandine. Allo stesso tempo, la maggior parte della materia fu assorbita dal pianeta e andò anche persa durante l’interazione con asteroidi e comete, molti dei quali divennero vittime della gravità di Saturno. Secondo il nuovo modello, il colpevole sono diversi assorbimenti successivi da parte di Saturno dei suoi satelliti, che miliardi di anni fa orbitavano attorno al giovane gigante gassoso. I calcoli di Kanup mostrano che, dopo la formazione di Saturno, circa 4,5 miliardi di anni fa, agli albori del sistema solare, attorno ad esso orbitavano numerosi grandi satelliti, ciascuno grande una volta e mezza la Luna. A poco a poco, a causa dell'influenza gravitazionale, questi satelliti, uno dopo l'altro, “caddero” nelle viscere di Saturno. Dei satelliti “primari”, oggi rimane solo Titano. Nel processo di uscita dalle loro orbite ed entrando in una traiettoria a spirale, questi satelliti furono distrutti. Allo stesso tempo, la componente leggera del ghiaccio è rimasta nello spazio, mentre le componenti minerali pesanti dei corpi celesti sono state assorbite dal pianeta. Successivamente, il ghiaccio fu catturato dalla gravità del prossimo satellite di Saturno e il ciclo si ripeté di nuovo. Quando Saturno catturò l'ultimo dei suoi satelliti “primari”, trasformandolo in una gigantesca palla di ghiaccio con un solido nucleo minerale, attorno al pianeta si formò una “nuvola” di ghiaccio. Frammenti di questa “nube” avevano un diametro compreso tra 1 e 50 chilometri e formavano l’anello primario di Saturno. La massa di questo anello superava di mille volte il moderno sistema di anelli, ma nei successivi 4,5 miliardi di anni, le collisioni dei blocchi di ghiaccio che formavano l'anello portarono alla frantumazione del ghiaccio fino alle dimensioni di chicchi di grandine. Allo stesso tempo, la maggior parte della materia fu assorbita dal pianeta e andò anche persa durante l’interazione con asteroidi e comete, molti dei quali divennero vittime della gravità di Saturno.
Lune di Saturno Saturno ha 62 satelliti naturali conosciuti con un'orbita confermata, 53 dei quali hanno i propri nomi. La maggior parte dei satelliti sono di piccole dimensioni e sono costituiti da rocce e ghiaccio, cosa evidente dalla loro elevata riflettività. 24 satelliti di Saturno sono regolari, i restanti 38 sono irregolari. I satelliti irregolari furono divisi in base alle caratteristiche delle loro orbite in tre gruppi: Inuit, norvegesi e gallici. I loro nomi sono presi dalle rispettive mitologie. Saturno ha 62 satelliti naturali conosciuti con orbite confermate, 53 dei quali hanno i propri nomi. La maggior parte dei satelliti sono di piccole dimensioni e sono costituiti da rocce e ghiaccio, cosa evidente dalla loro elevata riflettività. 24 satelliti di Saturno sono regolari, i restanti 38 sono irregolari. I satelliti irregolari furono divisi in base alle caratteristiche delle loro orbite in tre gruppi: Inuit, norvegesi e gallici. I loro nomi sono presi dalle rispettive mitologie. Il più grande satellite di Saturno (e il secondo dell'intero sistema solare dopo Ganimede) è Titano, il cui diametro è di 5152 km. Questo è l'unico satellite con un'atmosfera molto densa (1,5 volte più densa di quella terrestre). È costituito da azoto (98%) con una miscela di metano. Gli scienziati suggeriscono che le condizioni su questo satellite sono simili a quelle che esistevano sul nostro pianeta 4 miliardi di anni fa, quando la vita era appena iniziata sulla Terra. Il più grande satellite di Saturno (e il secondo dell'intero sistema solare dopo Ganimede) è Titano, il cui diametro è di 5152 km. Questo è l'unico satellite con un'atmosfera molto densa (1,5 volte più densa di quella terrestre). È costituito da azoto (98%) con una miscela di metano. Gli scienziati suggeriscono che le condizioni su questo satellite sono simili a quelle che esistevano sul nostro pianeta 4 miliardi di anni fa, quando la vita era appena iniziata sulla Terra.
Importanti scoperte 1610 Prima osservazione di Saturno al telescopio da parte di Galileo. Il suo telescopio non era abbastanza potente per vedere gli anelli e Galileo registrò che Saturno era composto di tre parti. 1633Primo schizzo di Saturno. 1655Christian Huygens scopre Titano. 1656Christian Huygens segnala la presenza di un anello su Saturno. 1675Cassini scopre una fessura negli anelli. 1837Apertura della fessura Encke. 1876Scoperta di una notevole macchia bianca. 1932 Scoperta nell'atmosfera l'ammoniaca e il metano. 1979 Avvicinamento del Pioneer 11 a Saturno. 1980 La Voyager 1 scatta immagini di Saturno e Titano. 1981 Volo della Voyager 2 su Saturno. 1990 Osservazione di Saturno utilizzando il telescopio spaziale Hubble.
Urano è l'unico pianeta del sistema solare che ruota attorno al sole, come se giacesse su un fianco. Ha un debole sistema di anelli costituito da particelle molto scure di diametro variabile da micrometri a frazioni di metro. Al momento, si sa che esistono 13 anelli su Urano. Gli anelli di Urano sono probabilmente piuttosto giovani, come indicato dagli spazi tra loro, così come dalle differenze nella loro trasparenza. Ciò suggerisce che gli anelli non si sono formati insieme al pianeta. È possibile che in precedenza gli anelli fossero uno dei satelliti di Urano, che fu distrutto in una collisione con un certo corpo celeste o sotto l'influenza delle forze di marea. Urano è l'unico pianeta del sistema solare che ruota attorno al sole, come se giacesse su un fianco. Ha un debole sistema di anelli costituito da particelle molto scure di diametro variabile da micrometri a frazioni di metro. Al momento, si sa che esistono 13 anelli su Urano. Gli anelli di Urano sono probabilmente piuttosto giovani, come indicato dagli spazi tra loro, così come dalle differenze nella loro trasparenza. Ciò suggerisce che gli anelli non si sono formati insieme al pianeta. È possibile che in precedenza gli anelli fossero uno dei satelliti di Urano, che fu distrutto in una collisione con un certo corpo celeste o sotto l'influenza delle forze di marea.
Caratteristiche di Urano Macca: 8,7*10 25 kg. (14,5 volte la massa della Terra) Diametro: km. (4 volte il diametro della Terra) Densità: 1,27 g/cm 3 Temperatura: -220 o C Durata del giorno: 17,23 ore Distanza dal Sole (media): 19,2 UA, cioè 2,86 miliardi di km. Periodo orbitale (anno): 84 anni Velocità di rotazione orbitale: 6,8 km/s Accelerazione di gravità: 9 m/s 2
I satelliti di Urano I satelliti di Urano sono i satelliti naturali del pianeta Urano. All'inizio del 2013 si conoscono 27 satelliti. Tutti prendono il nome da personaggi delle opere di William Shakespeare e Alexander Pope. Le lune di Urano sono i satelliti naturali del pianeta Urano. All'inizio del 2013 si conoscono 27 satelliti. Tutti prendono il nome da personaggi delle opere di William Shakespeare e Alexander Pope.
“The Rape of the Lock” (poesia di Alexander Pope): Ariel, Umbriel, Belinda “The Rape of the Lock” (poesia di Alexander Pope): Ariel, Umbriel, Belinda Drammi di William Shakespeare: Drammi di William Shakespeare: A Midsummer Sogno di una notte: Titania, Oberon, Puck "Sogno di una notte di mezza estate": Titania, Oberon, Puck "La Tempesta": (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stephano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "La Tempesta" : (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinand “Re Lear”: Cordelia “Re Lear”: Cordelia “Amleto, Principe di Danimarca”: Ofelia “Amleto, Principe di Danimarca” : Ofelia “La bisbetica domata”: Bianca “La bisbetica domata” : Bianca "Troilo e Cressida": Cressida "Troilo e Cressida": Cressida "Otello": Desdemona "Otello": Desdemona "Romeo e Giulietta": Giulietta, Mab "Romeo e Giulietta": Giulietta, Mab "Il Mercante di Venezia": Portia "Il Mercante di Venezia": Portia "Come vi piace": Rosalinda "Come vi piace": Rosalinda "Molto rumore per nulla" : Margarita "Molto rumore per nulla": Margarita "Il racconto d'inverno": Perdita "Il racconto d'inverno": Perdita "Timone di Atene": Cupido "Timone di Atene": Cupido
Scoperte importanti 1690 Urano fu descritto per la prima volta, ma come una stella. 13 marzo 1781 William Herschel scoprì Urano come pianeta. 1787 William Herschel scopre due lune di Urano. 1977 Vengono scoperti gli anelli di Urano durante l'avvicinamento della Voyager 2 a Urano. Sono state scoperte le lune nuove.
Nettuno è l'ultimo pianeta del sistema solare. Nettuno è stato il primo pianeta scoperto attraverso calcoli matematici piuttosto che attraverso osservazioni regolari. Nettuno non è visibile ad occhio nudo. Nettuno è l'ultimo pianeta del sistema solare. Nettuno è stato il primo pianeta scoperto attraverso calcoli matematici piuttosto che attraverso osservazioni regolari. Nettuno non è visibile ad occhio nudo. Nettuno, come altri pianeti giganti, non ha una superficie solida. Ci sono cinque anelli attorno al pianeta: due luminosi e stretti e tre più deboli. Compie una rivoluzione completa attorno al Sole in quasi 165 anni terrestri, rimanendo quasi sempre a una distanza di 4,5 miliardi di km da esso. Nettuno, come altri pianeti giganti, non ha una superficie solida. Ci sono cinque anelli attorno al pianeta: due luminosi e stretti e tre più deboli. Compie una rivoluzione completa attorno al Sole in quasi 165 anni terrestri, rimanendo quasi sempre a una distanza di 4,5 miliardi di km da esso.
Caratteristiche del Nettuno Macca: 1*10 26 kg. (17,2 volte la massa della Terra) Diametro: km. (3,9 volte il diametro della Terra) Densità: 1,77 g/cm 3 Temperatura: -213 o C Durata del giorno: 17,87 ore Distanza dal Sole (media): 30 UA, cioè 4,5 miliardi di km. Periodo orbitale (anno): 165 anni Velocità di rotazione orbitale: 5,4 km/s Accelerazione di gravità: 11,6 m/s 2
Lune di Nettuno Nettuno ha attualmente 14 lune conosciute. Le quattro lune più interne di Nettuno, Naiade, Thalassa, Despina e Galatea, sono così vicine a Nettuno che si trovano all'interno dei suoi anelli. Nettuno ha attualmente 14 lune conosciute. Le quattro lune più interne di Nettuno, Naiade, Thalassa, Despina e Galatea, sono così vicine a Nettuno che si trovano all'interno dei suoi anelli. Galatea Thalassa Naiade Tritone Nereide Proteus Despina
Importanti scoperte 23 settembre 1846 Scoperta di Nettuno di Johann Galle. 24 agosto 1989 La Voyager 2 passa vicino a Nettuno e apre gli anelli.
Il nostro Sistema Solare, se intendiamo la sua sostanza, è costituito dal Sole e da quattro pianeti giganti e, ancora più semplicemente, dal Sole e da Giove, poiché la massa di Giove è maggiore di quella di tutti gli altri oggetti circumsolari - pianeti, comete, asteroidi - messi insieme. . Viviamo infatti nel sistema binario Sole-Giove, e tutte le altre “sciocchezze” sono soggette alla loro gravità
Saturno è quattro volte più piccolo di Giove in massa, ma ha una composizione simile: anch'esso è costituito principalmente da elementi leggeri: idrogeno ed elio in un rapporto di 9:1 nel numero di atomi. Urano e Nettuno sono ancora meno massicci e più ricchi nella composizione di elementi più pesanti: carbonio, ossigeno, azoto. Pertanto, un gruppo di quattro giganti viene solitamente diviso a metà in due sottogruppi. Giove e Saturno sono chiamati giganti gassosi, mentre Urano e Nettuno sono chiamati giganti di ghiaccio. Il fatto è che Urano e Nettuno non hanno un'atmosfera molto densa e la maggior parte del loro volume è costituita da un mantello ghiacciato; cioè, una sostanza abbastanza solida. E Giove e Saturno hanno quasi l'intero volume occupato da una “atmosfera” gassosa e liquida. Inoltre, tutti i giganti hanno nuclei di pietra di ferro che superano in massa la nostra Terra.
A prima vista, i pianeti giganti sono primitivi, mentre i pianeti piccoli sono molto più interessanti. Ma forse è perché non conosciamo ancora bene la natura di questi quattro giganti, e non perché siano di scarso interesse. Semplicemente non li conosciamo bene. Ad esempio, nell'intera storia dell'astronomia, due giganti del ghiaccio - Urano e Nettuno - sono stati avvicinati da una sonda spaziale solo una volta (Voyager 2, NASA, 1986 e 1989), e anche allora li ha sorvolati senza fermarsi. Quanto poteva vedere e misurare lì? Possiamo dire che non abbiamo ancora cominciato veramente a studiare i giganti di ghiaccio.
I giganti gassosi sono stati studiati molto più nel dettaglio, poiché oltre ai veicoli flyby (Pioneer 10 e 11, Voyager 1 e 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA ed ESA), vicino a loro operano da tempo anche veicoli artificiali satelliti di lungo periodo: Galileo (NASA) nel 1995-2003. e Juno (NASA) hanno esplorato Giove dal 2016, e Cassini (NASA ed ESA) nel 2004-2017. studiato Saturno.
Giove è stato esplorato più in profondità, e nel senso letterale: una sonda è stata lanciata nella sua atmosfera dalla Galileo, che ha volato lì ad una velocità di 48 km/s, ha aperto un paracadute e in 1 ora è scesa a 156 km sotto il bordo superiore del pianeta. tra le nuvole, dove ad una pressione esterna di 23 atm e ad una temperatura di 153 °C, ha smesso di trasmettere dati, apparentemente a causa del surriscaldamento. Durante la traiettoria di discesa misurò molti parametri dell'atmosfera, compresa anche la sua composizione isotopica. Ciò ha arricchito in modo significativo non solo la scienza planetaria, ma anche la cosmologia. Dopotutto, i pianeti giganti non lasciano andare la materia: preservano per sempre ciò da cui sono nati; Ciò è particolarmente vero per Giove. La sua superficie nuvolosa ha una seconda velocità di fuga di 60 km/s; è chiaro che da lì non uscirà mai una sola molecola.
Pensiamo quindi che la composizione isotopica di Giove, in particolare la composizione dell'idrogeno, sia caratteristica dei primissimi stadi della vita, almeno del Sistema Solare, e forse dell'Universo. E questo è molto importante: il rapporto tra gli isotopi pesanti e leggeri dell'idrogeno ci dice come procedeva la sintesi degli elementi chimici nei primi minuti dell'evoluzione del nostro Universo e quali condizioni fisiche esistevano allora.
Giove ruota rapidamente, con un periodo di circa 10 ore; e poiché la densità media del pianeta è bassa (1,3 g/cm3), la forza centrifuga ne ha deformato notevolmente il corpo. Osservando il pianeta, noterai che è compresso lungo l'asse polare. Il grado di compressione di Giove, cioè la differenza relativa tra i suoi raggi equatoriale e polare è ( R eq − R pavimento)/ R eq = 0,065. È la densità media del pianeta (ρ ∝ SIG 3) e il suo periodo giornaliero ( T) determinano la forma del suo corpo. Come sapete, un pianeta è un corpo cosmico in uno stato di equilibrio idrostatico. Al polo del pianeta agisce solo la forza di gravità ( GM/R 2), e all'equatore è contrastata dalla forza centrifuga ( V 2 /R= 4π2 R 2 /RT 2). Il loro rapporto determina la forma del pianeta, poiché la pressione al centro del pianeta non dovrebbe dipendere dalla direzione: la colonna di materia equatoriale dovrebbe pesare quanto quella polare. Il rapporto tra queste forze (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(SIG 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Quindi, minore è la densità e la durata del giorno, più compresso è il pianeta. Controlliamo: la densità media di Saturno è di 0,7 g/cm 3, il suo periodo di rotazione è di 11 ore, quasi uguale a quello di Giove, e la sua compressione è di 0,098. Saturno è compresso una volta e mezza più di Giove, e questo è facile da notare osservando i pianeti al telescopio: la compressione di Saturno è impressionante.
La rapida rotazione dei pianeti giganti determina non solo la forma del loro corpo, e quindi la forma del disco osservato, ma anche il suo aspetto: la superficie nuvolosa dei pianeti giganti ha una struttura zonale con strisce di diverso colore allungate lungo l'equatore . I flussi di gas si muovono rapidamente, a velocità di molte centinaia di chilometri orari; il loro spostamento reciproco provoca instabilità di taglio e, insieme alla forza di Coriolis, genera giganteschi vortici. Da lontano sono visibili la Grande Macchia Rossa su Giove, il Grande Ovale Bianco su Saturno e la Grande Macchia Scura su Nettuno. Particolarmente famoso è l'anticiclone Grande Macchia Rossa (GRS) su Giove. Un tempo il BKP era due volte più grande di quello attuale; lo vedevano i contemporanei di Galileo nei loro deboli telescopi. Oggi il BCP si è affievolito, ma questo vortice vive ancora nell'atmosfera di Giove da quasi 400 anni, poiché ricopre una gigantesca massa di gas. Le sue dimensioni sono più grandi del globo. Una tale massa di gas, una volta vorticosa, non si fermerà presto. Sul nostro pianeta, i cicloni vivono circa una settimana e lì durano secoli.
Qualsiasi movimento dissipa energia, il che significa che richiede una fonte. Ogni pianeta ha due gruppi di fonti energetiche: interna ed esterna. Dall'esterno, un flusso di radiazione solare si riversa sul pianeta e cadono meteoroidi. Dall'interno il pianeta viene riscaldato dal decadimento degli elementi radioattivi e dalla compressione gravitazionale del pianeta stesso (meccanismo di Kelvin-Helmholtz). . Sebbene abbiamo già visto oggetti di grandi dimensioni cadere su Giove, provocando potenti esplosioni (cometa Shoemaker-Levy 9), le stime della frequenza del loro impatto mostrano che il flusso medio di energia che portano è significativamente inferiore a quello portato dalla luce solare. D’altro canto, il ruolo delle fonti energetiche interne è ambiguo. Per i pianeti terrestri, costituiti da elementi refrattari pesanti, l'unica fonte interna di calore è il decadimento radioattivo, ma il suo contributo è trascurabile rispetto al calore proveniente dal Sole.
I pianeti giganti hanno una proporzione significativamente inferiore di elementi pesanti, ma sono più massicci e più facili da comprimere, il che rende il rilascio di energia gravitazionale la loro principale fonte di calore. E poiché i giganti si allontanano dal Sole, la fonte interna diventa concorrente di quella esterna: a volte il pianeta si riscalda più di quanto lo riscaldi il Sole. Anche Giove, il gigante più vicino al Sole, emette (nella regione degli infrarossi dello spettro) il 60% in più di energia di quella che riceve dal Sole. E l'energia che Saturno emette nello spazio è 2,5 volte maggiore di quella che il pianeta riceve dal Sole.
L’energia gravitazionale viene rilasciata sia durante la compressione dell’intero pianeta, sia durante la differenziazione del suo interno, cioè quando la materia più densa scende al centro e da lì viene spostata quella più “galleggiante”. Entrambi gli effetti sono probabilmente all’opera. Ad esempio, Giove nella nostra epoca diminuisce di circa 2 cm all'anno. E subito dopo la formazione era due volte più grande, si contraeva più velocemente ed era significativamente più caldo. Nei suoi dintorni svolgeva poi il ruolo di un piccolo sole, come testimoniano le proprietà dei suoi satelliti galileiani: più sono vicini al pianeta, più sono densi e meno contengono elementi volatili (come gli stessi pianeti nel Sistema solare).
Oltre alla compressione dell'intero pianeta, anche la differenziazione dell'interno gioca un ruolo importante nella fonte gravitazionale di energia. La materia è divisa in densa e galleggiante e la materia densa affonda, rilasciando la sua potenziale energia gravitazionale sotto forma di calore. Probabilmente, prima di tutto, si tratta di condensazione e della successiva caduta di gocce di elio attraverso gli strati galleggianti di idrogeno, nonché di transizioni di fase dell'idrogeno stesso. Ma potrebbero esserci fenomeni più interessanti: ad esempio, la cristallizzazione del carbonio - una pioggia di diamanti (!), sebbene non rilasci molta energia, poiché il carbonio è poco.
La struttura interna dei pianeti giganti è stata finora studiata solo teoricamente. Abbiamo poche possibilità di penetrare direttamente nelle loro profondità e ad essi non sono ancora stati applicati metodi sismologici, cioè sondaggi acustici. Forse un giorno impareremo a illuminarli usando i neutrini, ma questo è ancora molto lontano.
Fortunatamente, il comportamento della materia è già stato ben studiato in condizioni di laboratorio alle pressioni e alle temperature prevalenti all’interno dei pianeti giganti, il che fornisce le basi per la modellizzazione matematica dei loro interni. Esistono metodi per monitorare l'adeguatezza dei modelli della struttura interna dei pianeti. Due campi fisici, magnetico e gravitazionale, le cui sorgenti sono situate nelle profondità, escono nello spazio che circonda il pianeta, dove possono essere misurati dagli strumenti delle sonde spaziali.
La struttura del campo magnetico è influenzata da molti fattori distorcenti (plasma quasi planetario, vento solare), ma il campo gravitazionale dipende solo dalla distribuzione della densità all'interno del pianeta. Quanto più il corpo del pianeta differisce da quello sfericamente simmetrico, tanto più complesso è il suo campo gravitazionale, tanto più armoniche contiene, distinguendolo da un semplice newtoniano GM/R 2 .
Lo strumento per misurare il campo gravitazionale di pianeti lontani, di regola, è la sonda spaziale stessa, o più precisamente, il suo movimento nel campo del pianeta. Più la sonda è lontana dal pianeta, più debole nel suo movimento appaiono le piccole differenze nel campo del pianeta rispetto a quello sfericamente simmetrico. Pertanto, è necessario lanciare la sonda il più vicino possibile al pianeta. A questo scopo dal 2016 è operativa nei pressi di Giove la nuova sonda Juno (NASA). Vola in un'orbita polare, cosa mai accaduta prima. In un'orbita polare, le armoniche più elevate del campo gravitazionale sono più pronunciate perché il pianeta è compresso e la sonda occasionalmente si avvicina molto alla superficie. Questo è ciò che permette di misurare le armoniche superiori dell'espansione del campo gravitazionale. Ma per lo stesso motivo, la sonda finirà presto il suo lavoro: vola attraverso le regioni più dense delle cinture di radiazione di Giove, e la sua attrezzatura ne soffre molto.
Le cinture di radiazioni di Giove sono colossali. Sotto alta pressione, l'idrogeno nelle viscere del pianeta si metallizza: i suoi elettroni si generalizzano, perdono il contatto con i nuclei e l'idrogeno liquido diventa un conduttore di elettricità. L'enorme massa del mezzo superconduttore, la rapida rotazione e la potente convezione: questi tre fattori contribuiscono alla generazione di un campo magnetico dovuto all'effetto dinamo. In un colossale campo magnetico che cattura particelle cariche che volano dal Sole, si formano mostruose cinture di radiazioni. Nella loro parte più densa si trovano le orbite dei satelliti galileiani interni. Pertanto, una persona non ha vissuto nemmeno un giorno sulla superficie di Europa, e nemmeno un'ora su Io. Non è facile nemmeno per un robot spaziale essere lì.
Ganimede e Callisto, che sono più distanti da Giove, sono in questo senso molto più sicuri per la ricerca. Pertanto, è lì che Roscosmos intende inviare la sonda in futuro. Anche se l’Europa con il suo oceano subglaciale sarebbe molto più interessante.
I giganti del ghiaccio Urano e Nettuno sembrano essere intermedi tra i giganti gassosi e i pianeti terrestri. Rispetto a Giove e Saturno, hanno dimensioni, massa e pressione centrale inferiori, ma le loro densità medie relativamente elevate indicano una percentuale maggiore di elementi del gruppo CNO. Le atmosfere estese e massicce di Urano e Nettuno sono costituite principalmente da idrogeno-elio. Al di sotto c'è un mantello acquoso misto ad ammoniaca e metano, comunemente chiamato mantello ghiacciato. Ma gli scienziati planetari di solito chiamano gli elementi chimici del gruppo CNO e i loro composti (H 2 O, NH 3, CH 4, ecc.) “ghiacci” e non il loro stato aggregato. Quindi il mantello potrebbe essere prevalentemente liquido. E sotto si trova un nucleo di pietra di ferro relativamente piccolo. Poiché la concentrazione di carbonio nelle profondità di Urano e Nettuno è superiore a quella di Saturno e Giove, alla base del loro mantello ghiacciato potrebbe esserci uno strato di carbonio liquido in cui si condensano cristalli, cioè diamanti, che si depositano.
Vorrei sottolineare che la struttura interna dei pianeti giganti viene discussa attivamente e ci sono ancora molti modelli concorrenti. Ogni nuova misurazione effettuata dalle sonde spaziali e ogni nuovo risultato delle simulazioni di laboratorio negli impianti ad alta pressione portano a una revisione di questi modelli. Permettetemi di ricordarvi che la misurazione diretta dei parametri di strati molto superficiali dell'atmosfera e solo vicino a Giove è stata effettuata solo una volta da una sonda lanciata dalla Galileo (NASA). E tutto il resto sono misurazioni indirette e modelli teorici.
I campi magnetici di Urano e Nettuno sono più deboli di quelli dei giganti gassosi, ma più forti di quelli della Terra. Sebbene l'induzione del campo sulla superficie di Urano e Nettuno sia approssimativamente la stessa della superficie della Terra (frazioni di gauss), il volume, e quindi il momento magnetico, è molto maggiore. La geometria del campo magnetico dei giganti di ghiaccio è molto complessa, lontana dalla semplice forma di dipolo caratteristica della Terra, Giove e Saturno. La ragione probabile è che un campo magnetico viene generato in uno strato elettricamente conduttivo relativamente sottile del mantello di Urano e Nettuno, dove le correnti di convezione non hanno un elevato grado di simmetria (poiché lo spessore dello strato è molto inferiore al suo raggio). .
Nonostante la loro somiglianza esterna, Urano e Nettuno non possono essere definiti gemelli. Ciò è evidenziato dalle loro diverse densità medie (1,27 e 1,64 g/cm 3, rispettivamente) e dai diversi tassi di rilascio di calore in profondità. Sebbene Urano sia una volta e mezza più vicino al Sole di Nettuno, e quindi riceva da esso 2,5 volte più calore, è più freddo di Nettuno. Il fatto è che Nettuno emette nelle sue profondità ancora più calore di quello che riceve dal Sole, mentre Urano non emette quasi nulla. Il flusso di calore dall'interno di Urano vicino alla sua superficie è di soli 0,042 ± 0,047 W/m2, che è addirittura inferiore a quello della Terra (0,075 W/m2). Urano è il pianeta più freddo del sistema solare, sebbene non il più lontano dal sole. Questo è legato alla sua strana rotazione “laterale”? È possibile.
Ora parliamo degli anelli planetari.
Tutti sanno che il “pianeta con gli anelli” è Saturno. Ma dopo un'attenta osservazione, si scopre che tutti i pianeti giganti hanno anelli. Sono difficili da notare dalla Terra. Ad esempio, non vediamo l'anello di Giove attraverso un telescopio, ma lo notiamo in controluce quando la sonda spaziale osserva il pianeta dal suo lato notturno. Questo anello è costituito da particelle scure e molto piccole, la cui dimensione è paragonabile alla lunghezza d'onda della luce. Praticamente non riflettono la luce, ma la diffondono bene in avanti. Urano e Nettuno sono circondati da sottili anelli.
In generale, non esistono due pianeti con anelli identici; sono tutti diversi.
Puoi dire scherzosamente che anche la Terra ha un anello. Artificiale. Si compone di diverse centinaia di satelliti lanciati in orbita geostazionaria. Questa immagine mostra non solo i satelliti geostazionari, ma anche quelli in orbite basse e quelli in orbite ellittiche alte. Ma l'anello geostazionario risalta in modo abbastanza evidente sullo sfondo. Tuttavia questo è un disegno, non una foto. Nessuno è ancora riuscito a fotografare l'anello artificiale della Terra. Dopotutto, la sua massa totale è piccola e la sua superficie riflettente è trascurabile. È improbabile che la massa totale dei satelliti nell'anello sia di 1000 tonnellate, che equivalgono a un asteroide di 10 m di dimensione, confrontatelo con i parametri degli anelli dei pianeti giganti.
È abbastanza difficile notare qualsiasi relazione tra i parametri degli anelli. Il materiale degli anelli di Saturno è bianco come la neve (albedo 60%), mentre gli anelli rimanenti sono più neri del carbone (A = 2-3%). Tutti gli anelli sono sottili, ma quello di Giove è piuttosto spesso. Tutto è fatto di ciottoli, ma Giove è fatto di particelle di polvere. Anche la struttura degli anelli è diversa: alcuni assomigliano a un disco di grammofono (Saturno), altri assomigliano a una pila di cerchi a forma di matrioska (Urano), altri sono sfocati, diffusi (Giove) e gli anelli di Nettuno non sono affatto chiusi e sembrano archi.
Non riesco a capacitarmi dello spessore relativamente piccolo degli anelli: con un diametro di centinaia di migliaia di chilometri, il loro spessore è misurato in decine di metri. Non abbiamo mai avuto tra le mani oggetti così delicati. Se confrontiamo l'anello di Saturno con un foglio di carta da lettere, con il suo spessore noto il foglio avrebbe le dimensioni di un campo da calcio!
Come vediamo, gli anelli di tutti i pianeti differiscono nella composizione delle particelle, nella loro distribuzione, nella morfologia: ogni pianeta gigante ha la sua decorazione unica, la cui origine non capiamo ancora. Tipicamente, gli anelli si trovano sul piano equatoriale del pianeta e ruotano nella stessa direzione in cui ruotano il pianeta stesso e il gruppo di satelliti ad esso vicini. In passato, gli astronomi credevano che gli anelli fossero eterni, che esistessero dal momento in cui il pianeta fosse nato e che sarebbero rimasti con esso per sempre. Ora il punto di vista è cambiato. Ma i calcoli mostrano che gli anelli non sono molto durevoli, che le loro particelle rallentano e cadono sul pianeta, evaporano e si disperdono nello spazio e si depositano sulla superficie dei satelliti. Quindi la decorazione è temporanea, anche se longeva. Gli astronomi ora credono che l'anello sia il risultato di una collisione o di un'interruzione delle maree dei satelliti del pianeta. Forse l'anello di Saturno è il più giovane, motivo per cui è così massiccio e ricco di sostanze volatili (neve).
E quindi un buon telescopio con una buona macchina fotografica può scattare foto. Ma qui non vediamo ancora quasi nessuna struttura sull’anello. Da tempo è stata notata una "lacuna" oscura: la lacuna Cassini, scoperta più di 300 anni fa dall'astronomo italiano Giovanni Cassini. Sembra che non ci sia nulla nel divario.
Il piano dell'anello coincide con l'equatore del pianeta. Non può essere altrimenti, poiché un pianeta oblato simmetrico ha un potenziale buco nel campo gravitazionale lungo l'equatore. In una serie di immagini scattate dal 2004 al 2009, vediamo Saturno e il suo anello da diverse angolazioni, poiché l'equatore di Saturno è inclinato di 27° rispetto al piano della sua orbita, e la Terra è sempre vicina a questo piano. Nel 2004 eravamo decisamente nel piano degli anelli. Capisci che con uno spessore di diverse decine di metri non possiamo vedere l'anello stesso. Tuttavia, la striscia nera sul disco del pianeta è evidente. Questa è l'ombra di un anello sulle nuvole. Per noi è visibile perché la Terra e il Sole guardano Saturno da direzioni diverse: noi guardiamo esattamente nel piano dell'anello, ma il Sole illumina da un'angolazione leggermente diversa e l'ombra dell'anello cade sullo strato nuvoloso dell'anello. pianeta. Se c'è un'ombra, significa che c'è una sostanza abbastanza densa nell'anello. L'ombra dell'anello scompare solo negli equinozi di Saturno, quando il Sole si trova esattamente nel suo piano; e questo indica indipendentemente il piccolo spessore dell'anello.
Molte opere sono state dedicate agli anelli di Saturno. James Clerk Maxwell, lo stesso divenuto famoso per le sue equazioni del campo elettromagnetico, investigò la fisica dell'anello e dimostrò che non può essere un unico oggetto solido, ma deve essere costituito da piccole particelle, altrimenti la forza centrifuga lo strapperebbe a parte. Ogni particella vola nella propria orbita: più si avvicina al pianeta, più velocemente.
Guardare qualsiasi argomento da una prospettiva diversa è sempre utile. Dove nella luce diretta abbiamo visto l'oscurità, un “cavo” nell'anello, qui vediamo la materia; è semplicemente un tipo diverso, riflette e disperde la luce in modo diverso
Quando le sonde spaziali ci hanno inviato le immagini dell'anello di Saturno, siamo rimasti stupiti dalla sua struttura fine. Ma già nel 19 ° secolo, osservatori eccezionali dell'Osservatorio Pic du Midi in Francia videro esattamente questa struttura con i loro occhi, ma allora nessuno ci credette davvero, perché nessuno tranne loro notò tali sottigliezze. Ma si è scoperto che l’anello di Saturno è proprio questo. Gli esperti di dinamica stellare stanno cercando una spiegazione per questa sottile struttura radiale dell’anello in termini di interazione risonante delle particelle dell’anello con i massicci satelliti di Saturno all’esterno dell’anello e i piccoli satelliti all’interno dell’anello. In generale, la teoria delle onde di densità fa fronte al compito, ma è ancora lontana dallo spiegare tutti i dettagli.
La foto in alto mostra il lato giorno dell'anello. La sonda vola attraverso il piano dell'anello e nella foto in basso vediamo come si è rivolta a noi con il suo lato notturno. Il materiale nella divisione Cassini è diventato abbastanza visibile dal lato in ombra, e la parte luminosa dell'anello, al contrario, si è oscurata, poiché è densa e opaca. Dove c'era oscurità, appare la luminosità perché le piccole particelle non riflettono, ma diffondono la luce in avanti. Queste immagini mostrano che la materia è ovunque, sono solo particelle di diverse dimensioni e strutture. Non capiamo ancora veramente quali fenomeni fisici separino queste particelle. L'immagine in alto mostra Giano, una delle lune di Saturno.
C'è da dire che nonostante le navicelle abbiano volato vicino all'anello di Saturno, nessuna di queste è riuscita a vedere le vere particelle che compongono l'anello. Vediamo solo la loro distribuzione generale. Non è possibile vedere i singoli blocchi, non rischiano di lanciare l'apparecchio sul ring. Ma un giorno bisognerà farlo.
Dal lato notturno di Saturno appaiono immediatamente quelle parti debolmente visibili degli anelli che non sono visibili alla luce diretta.
Questa non è una vera fotografia a colori. I colori qui mostrano la dimensione caratteristica delle particelle che compongono una particolare area. Il rosso è piccole particelle, il turchese è più grande.
A quel tempo, quando l'anello girava di taglio verso il Sole, ombre provenienti da grandi disomogeneità cadevano sul piano dell'anello (foto in alto). L'ombra più lunga qui proviene dal satellite Mimas, e numerosi piccoli picchi, mostrati nell'immagine ingrandita nel riquadro, non hanno ancora ricevuto una spiegazione chiara. Ne sono responsabili sporgenze delle dimensioni di un chilometro. È possibile che alcuni di essi siano ombre delle pietre più grandi. Ma la struttura quasi regolare delle ombre (foto sotto) è più coerente con accumuli temporanei di particelle derivanti dall’instabilità gravitazionale.
Lungo alcuni anelli volano i satelliti, i cosiddetti “cani da guardia” o “cani da pastore”, che con la loro gravità impediscono che alcuni anelli si offuscano. Inoltre, i satelliti stessi sono piuttosto interessanti. Uno si muove all'interno di un anello sottile, l'altro all'esterno (ad esempio Giano ed Epimeteo). I loro periodi orbitali sono leggermente diversi. Quello interno è più vicino al pianeta e, quindi, orbita attorno ad esso più velocemente, raggiunge il satellite esterno e, a causa dell'attrazione reciproca, cambia la sua energia: quello esterno rallenta, quello interno accelera e cambiano orbita - il satellite quello che ha rallentato va in un'orbita bassa e quello che ha accelerato va in un'orbita bassa. Quindi fanno diverse migliaia di rivoluzioni e poi cambiano di nuovo posto. Ad esempio, Giano ed Epimeteo cambiano posto ogni 4 anni.
Alcuni anni fa è stato scoperto l'anello più distante di Saturno, di cui non si sospettava affatto. Questo anello è collegato alla luna Febe, dalla cui superficie vola via la polvere, riempiendo l'area lungo l'orbita del satellite. Il piano di rotazione di questo anello, come il satellite stesso, non è collegato all'equatore del pianeta, poiché a causa della grande distanza, la gravità di Saturno viene percepita come il campo di un oggetto puntiforme.
Ogni pianeta gigante ha una famiglia di satelliti. Giove e Saturno ne sono particolarmente ricchi. Oggi Giove ne ha 69, Saturno ne ha 62, e ne vengono scoperti di nuovi regolarmente. Il limite inferiore di massa e dimensione per i satelliti non è stato stabilito formalmente, quindi per Saturno questo numero è arbitrario: se un oggetto di 20-30 metri viene scoperto vicino al pianeta, allora di cosa si tratta: un satellite del pianeta o un particella del suo anello?
In ogni grande famiglia di corpi cosmici ce ne sono sempre più piccoli che grandi. I satelliti planetari non fanno eccezione. I piccoli satelliti sono, di regola, blocchi di forma irregolare, costituiti principalmente da ghiaccio. Avendo una dimensione inferiore a 500 km, non sono in grado di darsi con la loro gravità una forma sferoidale. Esternamente, sono molto simili agli asteroidi e ai nuclei delle comete. Probabilmente molti di loro lo sono, poiché si allontanano dal pianeta in orbite molto caotiche. Il pianeta potrebbe catturarli e dopo un po' potrebbe perderli.
Non abbiamo ancora molta familiarità con i piccoli satelliti simili ad asteroidi. Tali oggetti vicino a Marte sono stati studiati più in dettaglio di altri: i suoi due piccoli satelliti, Phobos e Deimos. Particolare attenzione è stata prestata a Phobos; Volevano persino inviare una sonda sulla sua superficie, ma non ha ancora funzionato. Più guardi da vicino un corpo cosmico, più misteri contiene. Phobos non fa eccezione. Osserva le strane strutture che corrono lungo la sua superficie. Esistono già diverse teorie fisiche che cercano di spiegare la loro formazione. Queste linee di piccoli avvallamenti e solchi sono simili ai meridiani. Ma nessuno ha ancora proposto una teoria fisica della loro formazione.
Tutti i piccoli satelliti portano numerose tracce di impatti. Di tanto in tanto si scontrano tra loro e con corpi venuti da lontano, si dividono in parti separate e possono anche unirsi. Pertanto, ricostruire il loro lontano passato e le loro origini non sarà facile. Ma tra i satelliti ci sono anche quelli che sono geneticamente legati al pianeta, poiché si muovono accanto ad esso nel piano del suo equatore e, molto probabilmente, hanno con esso un'origine comune.
Di particolare interesse sono i grandi satelliti simili a pianeti. Giove ne ha quattro; questi sono i cosiddetti satelliti “galileiani”: Io, Europa, Ganimede e Callisto. Il potente Titano si distingue da Saturno per le sue dimensioni e massa. Questi satelliti sono quasi indistinguibili dai pianeti nei loro parametri interni. È solo che il loro movimento attorno al Sole è controllato da corpi ancora più massicci: i pianeti madre.
Qui di fronte a noi ci sono la Terra e la Luna, e accanto a noi, in scala, c’è il satellite di Saturno, Titano. Un meraviglioso piccolo pianeta dall'atmosfera densa, con grandi "mari" liquidi di metano, etano e propano in superficie. Mari di gas liquefatto, che alla temperatura superficiale di Titano (–180 °C) sono in forma liquida. Un pianeta molto attraente, perché sarà facile e interessante lavorare su di esso: l'atmosfera è densa, protegge in modo affidabile dai raggi cosmici ed è vicina nella composizione all'atmosfera terrestre, poiché anch'essa è costituita principalmente da azoto, sebbene sia priva di ossigeno . Lì non sono necessarie tute sottovuoto, poiché la pressione atmosferica è quasi la stessa che sulla Terra, anche leggermente di più. Vestiti in modo caldo, porta una bombola di ossigeno sulla schiena e lavorerai facilmente su Titano. A proposito, questo è l'unico satellite (oltre alla Luna) sulla cui superficie è stato possibile far atterrare un veicolo spaziale. Si trattava di Huygens, trasportato lì a bordo della Cassini (NASA, ESA), e l'atterraggio ebbe un discreto successo.
Ecco l'unica foto scattata sulla superficie di Titano. La temperatura è bassa, quindi i blocchi sono acqua ghiacciata molto fredda. Ne siamo sicuri perché Titano generalmente è costituito principalmente da acqua ghiacciata. Il colore è rossastro-rossiccio; è naturale ed è dovuto al fatto che nell'atmosfera di Titano, sotto l'influenza della radiazione solare ultravioletta, vengono sintetizzate sostanze organiche piuttosto complesse sotto il nome generale di “toline”. La foschia di queste sostanze trasmette alla superficie principalmente i colori arancione e rosso, disperdendoli in modo piuttosto forte. Pertanto, studiare la geografia di Titano dallo spazio è piuttosto difficile. Il radar aiuta. In questo senso, la situazione ricorda Venere. A proposito, anche la circolazione atmosferica su Titano è di tipo venusiano: un potente ciclone in ciascun emisfero.
Anche i satelliti di altri pianeti giganti sono originali. Questo è Io, il satellite più vicino a Giove. Si trova alla stessa distanza della Luna dalla Terra, ma Giove è un gigante, il che significa che agisce in modo molto forte sul suo satellite. L'interno di Giove si è sciolto e su di esso vediamo molti vulcani attivi (punti neri). Si può vedere che attorno ai vulcani le emissioni seguono traiettorie balistiche. Dopotutto, lì non c'è praticamente atmosfera, quindi ciò che viene espulso dal vulcano vola in una parabola (o in un'ellisse?). La bassa gravità sulla superficie di Io crea le condizioni per emissioni elevate: 250-300 km in alto, o addirittura direttamente nello spazio!
Il secondo satellite di Giove è Europa. Ricoperto di crosta di ghiaccio, come la nostra Antartide. Sotto la crosta, che si stima abbia uno spessore di 25-30 km, si trova un oceano di acqua liquida. La superficie del ghiaccio è ricoperta da numerose antiche crepe. Ma sotto l'influenza dell'oceano subglaciale, gli strati di ghiaccio si muovono lentamente, ricordando la deriva dei continenti terrestri.
Di tanto in tanto si aprono crepe nel ghiaccio e l'acqua sgorga in fontane. Ora lo sappiamo con certezza, perché abbiamo visto le fontane utilizzando il telescopio spaziale Hubble. Ciò apre la prospettiva di esplorare le acque dell’Europa. Ne sappiamo già qualcosa: è acqua salata, buon conduttore di elettricità, come indica il campo magnetico. La sua temperatura è probabilmente vicina a quella ambiente, ma non sappiamo ancora nulla della sua composizione biologica. Vorrei raccogliere e analizzare quest'acqua. E le spedizioni a questo scopo sono già in preparazione.
Non meno interessanti sono altri grandi satelliti dei pianeti, inclusa la nostra Luna. In effetti, rappresentano un gruppo indipendente di pianeti satelliti.
Qui, sulla stessa scala, sono mostrati i satelliti più grandi rispetto a Mercurio. Non gli sono inferiori in alcun modo e, per loro natura, alcuni di loro sono ancora più interessanti.
ASTRATTO
SULL'ASTRONOMIA
SUL TEMA DI:
"Pianeti giganti"
Il lavoro è stato completato da uno studente del grado 11 "B"
scuola secondaria n.4
Fomin Maxim
Ho controllato Tiptyareva V.V.
Mytischi, 2001.
Pianeti giganti
Differenza tra pianeti giganti e pianeti terrestri
caratteristiche generali
Atmosfera
Anello di Giove
Satelliti interni ed esterni di Giove
Atmosfera e strato nuvoloso
Proprietà magnetiche di Saturno
Le lune di Saturno
informazioni generali
Storia della scoperta
Caratteristiche della rotazione di Urano
Composizione chimica, condizioni fisiche e struttura di Urano
Anelli di Urano
Magnetosfera
Lune di Urano
informazioni generali
Storia della scoperta
Composizione chimica, condizioni fisiche e struttura interna
Lune di Nettuno
Gli anelli di Nettuno
Magnetosfera
7. Elenco dei riferimenti
PIANETI GIGANTI
Giove, Saturno, Urano e Nettuno rappresentano il gruppo dei pianeti gioviani, ovvero il gruppo dei pianeti giganti, anche se i loro grandi diametri non sono l'unica caratteristica che distingue questi pianeti dai pianeti terrestri. I pianeti giganti hanno una bassa densità, un breve periodo di rotazione giornaliera e, quindi, una significativa compressione ai poli; le loro superfici visibili riflettono bene, o, in altre parole, diffondono i raggi del sole.
È stato da tempo stabilito che l’atmosfera dei pianeti giganti è costituita da metano, ammoniaca, idrogeno ed elio. Bande di assorbimento di metano e ammoniaca sono visibili in gran numero negli spettri dei grandi pianeti. Inoltre, con il passaggio da Giove a Nettuno, le bande del metano si rafforzano gradualmente e le bande dell'ammoniaca si indeboliscono. La maggior parte delle atmosfere dei pianeti giganti è piena di spesse nubi, sopra le quali si trova uno strato di gas abbastanza trasparente, dove “galleggiano” piccole particelle, probabilmente cristalli di ammoniaca e metano congelati.
È del tutto naturale che tra i pianeti giganti, i due più vicini a noi siano i meglio studiati: Giove e Saturno.
Poiché Urano e Nettuno attualmente non attirano molta attenzione da parte degli scienziati, soffermiamoci più in dettaglio su Giove e Saturno. Inoltre, una parte significativa delle domande che possono essere risolte in relazione alla descrizione di Giove e Saturno si applica anche a Nettuno.
Giove è uno dei pianeti più sorprendenti del sistema solare e gli prestiamo molta più attenzione di Saturno. Ciò che è insolito in questo pianeta non è il suo corpo striato con il movimento piuttosto rapido delle strisce scure e i cambiamenti nella loro larghezza, e non l'enorme macchia rossa, il cui diametro è di circa 60mila. km., cambiando colore e luminosità di volta in volta e, infine, non la sua posizione “dominante” in termini di dimensioni e massa nella famiglia planetaria. La cosa straordinaria è che Giove, come hanno dimostrato le osservazioni radioastronomiche, è una fonte di emissioni radio non solo termiche, ma anche di cosiddette non termiche. In generale, per i pianeti caratterizzati da processi quieti, l’emissione radio non termica è del tutto inaspettata.
Il fatto che Venere, Marte, Giove e Saturno siano sorgenti di radioemissione termica è ormai assodato e non suscita alcun dubbio tra gli scienziati. Questa emissione radio coincide completamente con l'emissione termica dei pianeti ed è un “residuo”, o più precisamente, una “coda” a bassa frequenza dello spettro termico di un corpo riscaldato. Poiché il meccanismo dell'emissione radio termica è ben noto, tali osservazioni rendono possibile misurare la temperatura dei pianeti. L'emissione radio termica viene registrata utilizzando radiotelescopi a onde centimetriche. Già le prime osservazioni di Giove sull'onda 3 cm ha dato alla temperatura dell'emissione radio la stessa osservazione radiometrica nei raggi infrarossi. In media, questa temperatura è di circa – 150°C. Ma succede che le deviazioni da questa temperatura media raggiungono i 50-70, e talvolta i 140 ° C, come, ad esempio, nell'aprile-maggio 1958. Sfortunatamente non è ancora stato possibile scoprire se queste deviazioni nell'emissione radio osservate alla stessa lunghezza d'onda siano legate alla rotazione del pianeta. E il punto qui, ovviamente, non è che il diametro angolare di Giove sia la metà della migliore risoluzione dei più grandi radiotelescopi e che, quindi, sia impossibile osservare singole parti della superficie. Le osservazioni esistenti sono ancora molto poche per rispondere a queste domande.
Per quanto riguarda le difficoltà legate alla bassa risoluzione dei radiotelescopi, rispetto a Giove si può provare ad aggirarle. È solo necessario stabilire in modo affidabile, sulla base delle osservazioni, il periodo di emissione radio anomala, e quindi confrontarlo con il periodo di rotazione delle singole zone di Giove. Ricordiamo che il periodo di 9 ore e 50 minuti è il periodo di rotazione della sua zona equatoriale. Il periodo per le zone di latitudini temperate è di 5 - 6 minuti. più grande (in generale sulla superficie di Giove si trovano fino a 11 correnti con periodi diversi).
Pertanto, ulteriori osservazioni possono portarci ad un risultato finale. Di non poca importanza è la questione della connessione tra l'anomala emissione radio di Giove e il suo periodo di rotazione. Se, ad esempio, si scopre che la fonte di questa radiazione non è associata alla superficie di Giove, sarà necessaria una ricerca più diligente della sua connessione con l'attività solare.
Non molto tempo fa, i ricercatori Rakhakrishnan e Roberts del California Institute of Technology hanno osservato le emissioni radio di Giove a onde decimetriche (31 cm) . Hanno utilizzato un interferometro con due specchi parabolici che ha permesso loro di separare le dimensioni angolari della sorgente, che è un anello nel piano dell'equatore di Giove con un diametro di circa tre volte quello del pianeta. La temperatura di Giove, determinata a onde decimetriche, si è rivelata troppo alta perché la natura della sorgente di questa emissione radio possa essere considerata termica. Ovviamente si tratta di radiazioni provenienti da particelle cariche catturate dal campo magnetico di Giove, nonché concentrate in prossimità del pianeta a causa del notevole campo gravitazionale.
Pertanto, le osservazioni radioastronomiche sono diventate un modo potente per studiare le condizioni fisiche nell'atmosfera di Giove.
Abbiamo parlato brevemente dei due tipi di emissione radio di Giove. Si tratta, in primo luogo, dell'emissione radio termica dell'atmosfera, osservata a onde centimetriche. In secondo luogo, l'emissione radio a onde decimali, che, con ogni probabilità, è di natura non termica.
Soffermiamoci brevemente sul terzo tipo di emissione radio di Giove, che, come accennato in precedenza, è insolita per i pianeti. Anche questo tipo di emissione radio è di natura non termica e viene registrata su onde radio lunghe diverse decine di metri.
Gli scienziati conoscono intense tempeste di rumore ed esplosioni del Sole “disturbato”. Un'altra fonte ben nota di tali emissioni radio è la cosiddetta Nebulosa del Granchio. Secondo l'idea delle condizioni fisiche nelle atmosfere e sulle superfici dei pianeti, che esisteva prima del 1955, nessuno sperava che almeno uno dei pianeti potesse "respirare" come oggetti di diversa natura: il Sole o la Nebulosa del Granchio. Pertanto, non sorprende che quando nel 1955. Gli osservatori della Nebulosa del Granchio registrarono una discreta sorgente di emissione radio di intensità variabile, ma non decisero subito di attribuirla a Giove. Ma nessun altro oggetto è stato scoperto in questa direzione, quindi tutta la "colpa" per il verificarsi di emissioni radio piuttosto significative è stata infine attribuita a Giove.
Una caratteristica della radiazione di Giove è che i lampi radio non durano a lungo (0,5 - 1,5 secondi), pertanto, nella ricerca del meccanismo delle onde radio in questo caso, si deve partire dal presupposto della natura discreta della sorgente ( simili alle scariche), oppure una radiazione a direzionalità piuttosto stretta se la sorgente funziona ininterrottamente. Una delle possibili ragioni per l'origine dei lampi radio di Giove è stata spiegata dall'ipotesi che nell'atmosfera del pianeta compaiano scariche elettriche simili a fulmini. Ma in seguito si è scoperto che per la formazione di lampi radio così intensi su Giove, la potenza delle scariche deve essere quasi un miliardo di volte maggiore che sulla Terra. Ciò significa che se l'emissione radio di Giove si verifica a causa di scariche elettriche, queste ultime dovrebbero essere di natura completamente diversa da quelle che si verificano durante un temporale sulla Terra. Tra le altre ipotesi, merita attenzione l'ipotesi che Giove sia circondato da una ionosfera. In questo caso, la fonte di eccitazione del gas ionizzato con frequenze comprese tra 1 e 25 MHz possono essere le onde d'urto. Affinché un tale modello sia coerente con i lampi radio periodici a breve termine, si dovrebbe assumere che l’emissione radio emerga nello spazio esterno entro i confini di un cono, il cui apice coincide con la posizione della sorgente, e il l'angolo al vertice è di circa 40° È anche possibile che le onde d'urto siano causate da processi che avvengono sulla superficie del pianeta o, più specificatamente, che qui si tratti della manifestazione di attività vulcanica. A questo proposito è necessario riconsiderare il modello della struttura interna dei pianeti giganti. Per quanto riguarda il chiarimento finale del meccanismo di origine delle emissioni radio a bassa frequenza da Giove, la risposta a questa domanda dovrebbe essere attribuita al futuro. Ora possiamo solo dire che le sorgenti di questa radiazione, sulla base delle osservazioni, non hanno cambiato la loro posizione su Giove da otto anni. Pertanto, possiamo pensare che siano associati alla superficie del pianeta.
Pertanto, le osservazioni radio di Giove sono diventate recentemente uno dei metodi più efficaci per studiare questo pianeta. E sebbene, come spesso accade all'inizio di una nuova fase di ricerca, l'interpretazione dei risultati delle osservazioni radio di Giove sia associata a grandi difficoltà, l'opinione generale su di lui come un pianeta freddo e “calmo” è cambiata in modo piuttosto drammatico.
Le osservazioni mostrano che ci sono molte macchie sulla superficie visibile di Giove, che variano per forma, dimensione, luminosità e persino colore. La posizione e l'aspetto di questi punti cambiano abbastanza rapidamente, e non solo a causa della rapida rotazione giornaliera del pianeta. Ci sono diverse ragioni che causano questi cambiamenti. Si tratta innanzitutto di un’intensa circolazione atmosferica, simile a quella che avviene nell’atmosfera terrestre per la presenza di diverse velocità lineari di rotazione dei singoli strati d’aria; in secondo luogo, il riscaldamento ineguale da parte dei raggi solari di parti del pianeta situate a diverse latitudini. Anche il calore interno, la cui fonte è il decadimento radioattivo degli elementi, può svolgere un ruolo importante.
Se fotografi Giove per un lungo periodo di tempo (diciamo diversi anni) durante le condizioni atmosferiche più favorevoli, puoi notare i cambiamenti che si verificano su Giove, o più precisamente, nella sua atmosfera. Gli astronomi di diversi paesi prestano ora grande attenzione all'osservazione di questi cambiamenti (per spiegarli). L'astronomo greco Foca, confrontando le mappe di Giove create in periodi diversi (a volte con un intervallo di decine di anni), giunse alla conclusione: i cambiamenti nell'atmosfera di Giove sono associati ai processi che si verificano sul Sole.
Non c'è dubbio che le macchie scure di Giove appartengano al denso strato di nubi continue che circondano il pianeta. Al di sopra di questo strato si trova un guscio di gas piuttosto rarefatto.
La pressione atmosferica creata dalla parte gassosa dell'atmosfera di Giove a livello delle nuvole probabilmente non supera i 20 - 30 mm. mercurio . Almeno l'involucro di gas quando si osserva Giove attraverso un filtro blu riduce appena percettibilmente i contrasti tra le macchie scure e l'ambiente luminoso. Pertanto, in generale, lo strato di gas dell'atmosfera di Giove è abbastanza trasparente. Ciò è evidenziato anche dalle misurazioni fotometriche della distribuzione della luminosità lungo il diametro di Giove. Si è scoperto che la diminuzione della luminosità verso il bordo dell'immagine del pianeta è quasi la stessa sia nei raggi blu che in quelli rossi. Va notato che su Giove non esiste certamente un confine netto tra gli strati di nuvole e gas, e quindi il valore di pressione sopra indicato a livello delle nuvole deve essere considerato approssimativo.
La composizione chimica dell'atmosfera di Giove, come di altri pianeti, iniziò a essere studiata all'inizio del XX secolo. Lo spettro di Giove presenta un gran numero di bande intense localizzate sia nella regione del visibile che in quella dell'infrarosso. Nel 1932 quasi ognuna di queste bande è stata identificata come metano o ammoniaca.
Gli astronomi americani Dunham, Adele e Slifer hanno condotto speciali studi di laboratorio e hanno scoperto che la quantità di ammoniaca nell'atmosfera di Giove è equivalente a uno spesso strato M a pressione1 ATM., mentre la quantità di metano è 45 M alla pressione 45 ATM.
Il componente principale dell'atmosfera di Giove è probabilmente l'idrogeno. Recentemente, questa ipotesi è stata confermata dalle osservazioni.
Saturno è senza dubbio il pianeta più bello del sistema solare. Quasi sempre, nel campo visivo di un telescopio, l'osservatore vede questo pianeta circondato da un anello, che, ad un'osservazione più ravvicinata, è un sistema di tre anelli. È vero, questi anelli sono separati l'uno dall'altro da intervalli a basso contrasto, quindi non è sempre possibile vedere tutti e tre gli anelli. Se osservi Saturno nelle migliori condizioni atmosferiche (con leggero tremolio dell'immagine, ecc.) e con un ingrandimento di 700–800 volte, anche su ciascuno dei tre anelli si notano appena sottili strisce concentriche, che ricordano gli spazi tra i due anelli. anelli. Il più leggero e largo è l'anello centrale e il più debole in luminosità è quello interno. Il diametro esterno del sistema di anelli è quasi 2,4 volte e quello interno è 1,7 volte maggiore del diametro del pianeta.
Recentemente, lo studio più serio sugli anelli di Saturno nel nostro paese è stato condotto dall'astronomo moscovita M. S. Bobrov. Utilizzando le osservazioni dei cambiamenti nella luminosità degli anelli a seconda della loro posizione rispetto alla Terra e al Sole, o al cosiddetto angolo di fase, ha determinato le dimensioni delle particelle che compongono gli anelli.
Si è scoperto che le particelle che compongono gli anelli raggiungono diversi centimetri e persino metri di diametro. Secondo i calcoli di M. S. Bobrov, lo spessore degli anelli di Saturno non supera i 10-20 km.
Come Giove, Saturno ha bande scure parallele all'equatore. Proprio come Giove, Saturno è caratterizzato da velocità di rotazione diverse a seconda delle zone con latitudini diverse. È vero, le strisce sul disco di Saturno sono più persistenti e il numero di dettagli è inferiore a quello di Giove.
LA DIFFERENZA DEI PIANETI GIGANTI DAI PIANETI TERRESTRI
Mercurio, Venere, Terra e Marte differiscono dai pianeti giganti per dimensioni più piccole, massa inferiore, densità più elevata, rotazione più lenta, atmosfere molto più tenui (Mercurio non ha praticamente atmosfera, quindi il suo emisfero diurno è molto caldo; tutti i pianeti giganti sono circondati da potenti atmosfere estese), un piccolo numero di satelliti o la loro assenza.
Poiché i pianeti giganti sono lontani dal Sole, la loro temperatura (almeno sopra le nuvole) è molto bassa: su Giove - 145 C, su Saturno - 180 C, su Urano e Nettuno ancora più bassa. E la temperatura dei pianeti terrestri è molto più alta (su Venere fino a più 500 C). La bassa densità media dei pianeti giganti può essere spiegata dal fatto che si ottiene dividendo la massa per il volume visibile, e stimiamo il volume dallo strato opaco della vasta atmosfera. La bassa densità e l'abbondanza di idrogeno distinguono i pianeti giganti dagli altri pianeti.
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CARATTERISTICHE GENERALI
Giove è il secondo pianeta più luminoso del sistema solare dopo Venere. Ma se Venere può essere visto solo al mattino o alla sera, allora Giove a volte brilla tutta la notte. A causa del movimento lento e maestoso di questo pianeta, gli antichi greci gli diedero il nome del loro dio supremo Zeus; nel pantheon romano corrispondeva a Giove.
Per due volte Giove ha avuto un ruolo importante nella storia dell'astronomia. È diventato il primo pianeta ad aver scoperto i satelliti. Nel 1610 Galileo, puntando un telescopio verso Giove, notò quattro stelle vicine al pianeta, invisibili ad occhio nudo. Il giorno successivo cambiarono la loro posizione sia rispetto a Giove che tra loro. Osservando queste stelle, Galileo concluse che stava osservando i satelliti di Giove, formati attorno ad esso come un corpo centrale: si trattava di un modello in scala del Sistema Solare. I movimenti rapidi e altamente visibili delle lune galileiane di Giove - Io, Europa, Ganimede e Callisto - li rendono utili "orologi celesti", e i marinai li usano da tempo per determinare la posizione di una nave in alto mare.
Un'altra volta, Giove e le sue lune hanno contribuito a risolvere uno dei misteri più antichi: la luce viaggia istantaneamente o la sua velocità è finita? Osservando regolarmente le eclissi delle lune di Giove e confrontando questi dati con i risultati dei calcoli preliminari, l'astronomo danese Ole Roemer scoprì nel 1675 che osservazioni e calcoli divergevano se Giove e la Terra si trovavano su lati opposti del Sole. In questo caso le eclissi dei satelliti vengono ritardate di circa 1000 s. Roemer giunse alla conclusione corretta che 1000 s. - questo è esattamente ciò di cui la luce ha bisogno per attraversare l'orbita terrestre in diametro. Poiché il diametro dell'orbita terrestre è di 300 milioni di chilometri, la velocità della luce è prossima ai 300.000 km/s.
Giove è un pianeta gigante che contiene più dei 2/3 del nostro intero sistema planetario. La massa di Giove è 318 quella della Terra. Il suo volume è 1300 volte maggiore di quello della Terra. La densità media di Giove è di 1330 kg/m^3, paragonabile alla densità dell'acqua e quattro volte inferiore a quella della Terra. La superficie visibile del pianeta è 120 volte più grande dell'area della Terra. Giove è una gigantesca palla di idrogeno; la sua composizione chimica è quasi identica a quella del sole. Ma la temperatura su Giove è terribilmente bassa: -140°C.
Giove ruota rapidamente (periodo di rotazione 9 ore 55 minuti 29 secondi). A causa dell'azione delle forze centrifughe, il pianeta fu notevolmente appiattito e il suo raggio polare divenne di 4.400 km inferiore al raggio equatoriale, pari a 71.400 km. Il campo magnetico di Giove è 12 volte più forte di quello terrestre.
Cinque veicoli spaziali americani visitarono Giove: nel 1973 - Pioneer 10, nel 1974 - Pioneer 11. Nel marzo e luglio 1979, dispositivi più grandi e "intelligenti" lo visitarono: Voyager 1 e - 2. Nel dicembre 1995 vi volò la stazione interplanetaria Galileo, che divenne il primo satellite artificiale di Giove e lanciò una sonda nella sua atmosfera .
Facciamo anche un breve viaggio mentale nelle profondità di Giove.
ATMOSFERA
L'atmosfera di Giove è una parte enorme e turbolenta del pianeta, composta da idrogeno ed elio. Il meccanismo che guida la circolazione generale su Giove è lo stesso che sulla Terra: la differenza nella quantità di calore ricevuto dal Sole ai poli e all'equatore dà luogo a flussi idrodinamici che vengono deviati in direzione zonale dalla forza di Coriolis. Con una rotazione veloce quanto quella di Giove, le linee di corrente sono quasi parallele all'equatore. Il quadro è complicato dai movimenti convettivi, che sono più intensi ai confini tra flussi idrodinamici di diverse velocità. I movimenti convettivi portano verso l'alto una sostanza colorante, la cui presenza spiega il colore leggermente rossastro di Giove. Nella regione delle strisce scure i movimenti convettivi sono più forti e questo spiega il loro colore più intenso.
Proprio come nell'atmosfera terrestre, anche su Giove si possono formare dei cicloni. Le stime mostrano che i grandi cicloni, se si formano nell'atmosfera di Giove, possono essere molto stabili (durata fino a 100mila anni). La Grande Macchia Rossa è probabilmente un esempio di tale ciclone. Le immagini di Giove ottenute utilizzando apparecchiature installate sulle navicelle spaziali americane Pioneer 10 e Pioneer 11 hanno mostrato che la Macchia Rossa non è l'unica formazione di questo tipo: ci sono diverse macchie rosse persistenti più piccole.
Osservazioni spettroscopiche hanno stabilito la presenza di idrogeno molecolare, elio, metano, ammoniaca, etano, acetilene e vapore acqueo nell'atmosfera di Giove. Apparentemente, la composizione elementare dell'atmosfera (e dell'intero pianeta nel suo insieme) non differisce da quella solare (90% idrogeno, 9% elio, 1% elementi più pesanti).
La pressione totale al limite superiore dello strato nuvoloso è di circa 1 atm. Lo strato nuvoloso ha una struttura complessa. Il livello superiore è costituito da cristalli di ammoniaca, sotto dovrebbero esserci nuvole di cristalli di ghiaccio e gocce d'acqua.
La temperatura di luminosità infrarossa di Giove, misurata nell'intervallo 8 - 14 μm, è di 128 - 130 K al centro del disco. Se osserviamo le sezioni di temperatura lungo il meridiano centrale e l'equatore, possiamo vedere che la temperatura misurata al bordo del disco è inferiore che al centro. Ciò può essere spiegato come segue. Al bordo del disco la linea di vista è obliqua e il livello effettivo di emissione (cioè il livello al quale si raggiunge lo spessore ottico =1) si trova nell'atmosfera ad una quota maggiore rispetto al centro del disco. il disco. Se la temperatura nell'atmosfera diminuisce con l'aumentare dell'altitudine, la luminosità e la temperatura ai bordi saranno leggermente inferiori. Uno strato di ammoniaca spesso diversi centimetri (a pressione normale) è già praticamente opaco alla radiazione infrarossa nell'intervallo 8-14 micron. Ne consegue che la temperatura di luminosità infrarossa di Giove si riferisce a strati abbastanza alti della sua atmosfera. La distribuzione dell'intensità nelle bande CH mostra che la temperatura delle nubi è molto più alta (160 - 170 K). A temperature inferiori a 170 K, l'ammoniaca (se la sua quantità corrisponde alle osservazioni spettroscopiche) dovrebbe condensare; si presume quindi che la copertura nuvolosa di Giove sia almeno parzialmente composta da ammoniaca. Il metano condensa a temperature più basse e non può prendere parte alla formazione delle nuvole su Giove.
La temperatura di luminosità di 130K è notevolmente superiore alla temperatura di equilibrio, cioè quella che dovrebbe avere un corpo che si illumina solo per la riemissione della radiazione solare. I calcoli che tengono conto della misura della riflettività del pianeta portano ad una temperatura di equilibrio di circa 100K. È significativo che il valore della temperatura di luminosità di circa 130K sia stato ottenuto non solo nell'intervallo ristretto di 8-14 micron, ma anche ben oltre. Pertanto, la radiazione totale di Giove è 2,9 volte maggiore dell'energia ricevuta dal Sole, e la maggior parte dell'energia emessa è dovuta alla sua fonte di calore interna. In questo senso Giove è più vicino alle stelle che ai pianeti terrestri. Tuttavia, la fonte dell'energia interna di Giove, ovviamente, non sono le reazioni nucleari. A quanto pare, la riserva di energia accumulata durante la compressione gravitazionale del pianeta viene emessa (nel processo di formazione di un pianeta da una nebulosa protoplanetaria, energia gravitazionale, quando l'energia gravitazionale delle polveri e dei gas che formano il pianeta deve trasformarsi in cinetica e poi termica ).
La presenza di un ampio flusso di calore interno fa sì che la temperatura aumenti abbastanza rapidamente con la profondità. Secondo i modelli teorici più probabili, raggiunge i 400K ad una profondità di 100 km sotto la sommità delle nubi, e ad una profondità di 500 km - circa 1200K. E i calcoli della struttura interna mostrano che l'atmosfera di Giove è molto profonda - 10.000 km, ma va notato che la maggior parte del pianeta (sotto questo confine) è allo stato liquido. L'idrogeno si trova in uno stato degenere, che è la stessa cosa, in uno stato metallico (gli elettroni sono separati dai protoni). Inoltre, nell'atmosfera stessa, l'idrogeno e l'elio, in senso stretto, si trovano in uno stato supercritico: la densità negli strati inferiori raggiunge 0,6-0,7 g/cm³, e le proprietà ricordano più un liquido che un gas. Proprio al centro del pianeta (secondo i calcoli a una profondità di 30.000 km), potrebbe esserci un nucleo solido di elementi pesanti, formato a seguito dell'adesione di particelle metalliche e formazioni rocciose.
ANELLO DI GIOVE.
Giove presenta molte sorprese: genera potenti aurore, forte rumore radio e vicino ad esso veicoli spaziali interplanetari osservano tempeste di polvere - flussi di piccole particelle solide espulse come risultato di processi elettromagnetici nella magnetosfera di Giove. Le piccole particelle che ricevono una carica elettrica quando irradiate dal vento solare hanno dinamiche molto interessanti: essendo un caso intermedio tra macro e microbi, reagiscono in modo più o meno uguale sia ai campi gravitazionali che a quelli elettromagnetici.
È da particelle di pietra così piccole che consiste principalmente l'anello di Giove, scoperto nel marzo 1979 (la scoperta indiretta dell'anello nel 1974, secondo Pioneer, è rimasta non riconosciuta). La sua parte principale ha un raggio di 123-129 mila km. Questo anello piatto è spesso circa 30 km ed è molto rarefatto: riflette solo pochi millesimi di percentuale della luce incidente. Le strutture di polvere più deboli si estendono dall'anello principale verso la superficie di Giove e formano uno spesso alone sopra l'anello, che si estende fino alle lune più vicine. È quasi impossibile vedere l'anello di Giove dalla Terra: è molto sottile ed è costantemente rivolto di taglio verso l'osservatore a causa della piccola inclinazione dell'asse di rotazione di Giove rispetto al piano della sua orbita.
SATELLITI INTERNI ED ESTERNI DI GIOVE.
Giove ha scoperto 16 lune. Due di loro - Io ed Europa - hanno le dimensioni della nostra Luna, e gli altri due - Ganimede e Callisto - lo superano in diametro di circa una volta e mezza. Callisto ha le stesse dimensioni di Mercurio e Ganimede lo ha superato. È vero, sono più lontani dal loro pianeta di quanto la Luna sia dalla Terra. Solo Io è visibile nel cielo di Giove come un brillante disco rossastro (o mezzaluna) di dimensioni lunari; Europa, Ganimede e Callisto sembrano parecchie volte più piccole della Luna.
Il dominio di Giove è piuttosto esteso: le sue otto lune esterne sono così distanti da esso che non potrebbero essere osservate dal pianeta stesso ad occhio nudo. L'origine dei satelliti è misteriosa: la metà di essi si muove attorno a Giove in senso contrario (rispetto alla rotazione degli altri 12 satelliti e al senso di rotazione giornaliera del pianeta stesso). Il satellite più esterno di Giove è 200 volte più lontano da quello più vicino. Ad esempio, se atterri su uno dei satelliti più vicini, il disco arancione del pianeta occuperà metà del cielo. E dall'orbita del satellite più lontano, il disco del gigante Giove sembrerà quasi la metà di quello lunare.
I satelliti di Giove sono i mondi più interessanti, ognuno con il proprio volto e la propria storia, che ci sono stati rivelati solo nell'era spaziale.
E a proposito di
È il satellite galileiano più vicino a Giove: dista 422mila km dal centro del pianeta, cioè poco più della Luna dalla Terra. A causa dell'enorme massa di Giove, il periodo orbitale di Io è molto più breve di un mese lunare ed è di sole 42,5 ore.Per un osservatore attraverso un telescopio, questo è il satellite più irrequieto: quasi ogni giorno Io è visibile in un posto nuovo, correndo da un lato all'altro di Giove.
In termini di massa e raggio (1815 km), Io è simile alla Luna. La caratteristica più sensazionale di Io è che è vulcanicamente attivo! Sulla sua superficie giallo-arancione, i Voyager hanno scoperto 12 vulcani attivi, che eruttano pennacchi alti fino a 300 km. Il principale gas emesso è l'anidride solforosa, che poi congela in superficie sotto forma di un solido bianco. Il colore arancione dominante del satellite è dovuto ai composti dello zolfo. Le aree vulcanicamente attive di Io vengono riscaldate fino a 300°C.
Una fontana di gas alta 300 km sale costantemente sopra il pianeta. Un potente ruggito sotterraneo scuote il suolo, le pietre volano fuori dal cratere del vulcano a una velocità incredibile (fino a 1 km/s) insieme al gas e, dopo una caduta libera e senza atmosfera da una grande altezza, si schiantano nel superficie a molte centinaia di chilometri dal vulcano. Da alcune caldere vulcaniche (le cosiddette depressioni a forma di calderone formatesi a seguito del collasso della sommità di un vulcano), lo zolfo nero fuso fuoriesce e si diffonde nei fiumi caldi. Le fotografie della Voyager mostrano laghi neri e persino interi mari di zolfo fuso.
Il più grande mare di lava vicino al vulcano Loki ha un diametro di 20 km. Al centro c'è un'isola arancione screpolata fatta di zolfo solido. I mari neri di Io ondeggiano sulle coste arancioni, e la mole di Giove è sospesa nel cielo sopra di loro...
L'esistenza di tali paesaggi ha ispirato molti artisti.
L'attività vulcanica di Io è dovuta all'influenza gravitazionale di altri corpi nel sistema di Giove. Prima di tutto, il pianeta gigante stesso, con la sua potente gravità, ha creato due gobbe di marea sulla superficie del satellite, che hanno rallentato la rotazione di Io, in modo che sia sempre rivolto verso Giove con un lato, come la Luna rispetto alla Terra. L'orbita di Io non è un cerchio esatto; le gobbe si muovono leggermente sulla sua superficie, il che porta al riscaldamento degli strati interni del pianeta. In misura ancora maggiore, questo effetto è causato dall'influenza delle maree di altri massicci satelliti di Giove, principalmente Europa, che è il più vicino a Io. Il costante riscaldamento dell'interno ha portato al fatto che Io è il corpo più vulcanicamente attivo nel sistema solare.
A differenza dei vulcani terrestri, che sporadicamente hanno potenti eruzioni, i vulcani di Io operano quasi continuamente, sebbene la loro attività possa variare. vulcani e geyser espellono parte della materia anche nello spazio. Pertanto, lungo l’orbita di Io si estende un pennacchio di plasma di atomi di ossigeno ionizzato e zolfo e nubi neutre di sodio e potassio atomici.
Non ci sono crateri da impatto su Io a causa dell'intensa rielaborazione vulcanica della superficie. Presenta ammassi rocciosi alti fino a 9 km. La densità di Io è piuttosto elevata: 3000 kg/m^3. Sotto un guscio parzialmente fuso di silicati al centro del satellite si trova un nucleo con un alto contenuto di ferro e suoi composti.
Continuazione
--INTERRUZIONE DI PAGINA-- Europa
Europa ha un raggio leggermente più piccolo di quello di Io: 1569 km. Dei satelliti galileiani, Europa ha la superficie più chiara con evidenti segni di acqua ghiacciata. Si presume che sotto la crosta di ghiaccio ci sia un oceano d'acqua e sotto di esso un solido nucleo di silicato. La densità dell'Europa è molto alta: 3500 kg/m3. Questo satellite si trova a 671.000 km da Giove.
La storia geologica dell'Europa non ha nulla in comune con la storia dei suoi satelliti vicini. Europa è uno dei corpi più lisci del sistema solare: non presenta colline alte più di cento metri. L'intera superficie ghiacciata del satellite è ricoperta da una rete di strisce di enorme lunghezza. Le strisce scure, lunghe migliaia di chilometri, sono tracce di un sistema globale di crepe che attraversano l’Europa. L'esistenza di queste crepe è spiegata dal fatto che la superficie del ghiaccio è abbastanza mobile e si è ripetutamente divisa a causa di tensioni interne e processi tettonici su larga scala.
A causa del fatto che la superficie è giovane (ha solo 100 milioni di anni), i crateri da impatto dei meteoriti, apparsi in gran numero 4,5 miliardi di anni fa, sono quasi invisibili. Gli scienziati hanno trovato solo cinque crateri con un diametro di 10-30 km su Europa.
Ganimede
Ganimede è il più grande satellite dei pianeti del Sistema Solare, il suo raggio è di 2631 km. La densità è bassa rispetto a Io ed Europa, solo 1930 kg/m3. La distanza da Giove è 1,07 milioni di km. L'intera superficie di Ganimede può essere divisa in due gruppi: il primo, che occupa il 60% del territorio, è una strana striscia di ghiaccio generata da processi geologici attivi 3,5 miliardi di anni fa; la seconda, che occupa il restante 40%, è un'antica spessa crosta ghiacciata ricoperta da numerosi crateri meteoritici, va inoltre notato che questa crosta è stata parzialmente rotta e rinnovata con gli stessi processi sopra menzionati.
Dal punto di vista di un geologo spaziale, Ganimede è il corpo più attraente tra le lune di Giove. Ha una composizione mista silicato-ghiaccio: un mantello di ghiaccio d'acqua e un nucleo roccioso. La sua densità è di 1930 kg\m^3. In condizioni di basse temperature e elevate pressioni interne, il ghiaccio d'acqua può esistere in diverse modifiche con diversi tipi di reticolo cristallino. La ricca geologia di Ganimede è in gran parte determinata dalle complesse transizioni tra queste varietà di ghiaccio. La superficie del satellite è ricoperta da uno strato di polvere di ghiaccio roccioso spesso da diversi metri a diverse decine di metri.
Callisto
Questo è il secondo satellite più grande del sistema Giove, il suo raggio è di 2400 km. Tra i satelliti galileiani, Callisto è il più lontano: la distanza da Giove è di 1,88 milioni di km, il periodo di rotazione è di 16,7 giorni. La densità del ghiaccio silicato Callisto è bassa: 1830 kg/m3. La superficie di Callisto è estremamente satura di crateri meteoritici. Il colore scuro di Callisto è il risultato di silicati e altre impurità. Callisto è il corpo più craterizzato del Sistema Solare conosciuto. L'enorme impatto del meteorite ha causato la formazione di una gigantesca struttura circondata da onde ad anello: il Valhalla. Al suo centro si trova un cratere con un diametro di 350 km, e nel raggio di 2000 km da esso si trovano catene montuose in cerchi concentrici.
Giove ha diversi piccoli satelliti che si aprono nell'orbita di Io. Tre di loro - Metis, Adrastea e Theba - sono stati scoperti utilizzando stazioni interplanetarie e di loro si sa poco. Metis e Atrastea (i loro diametri sono rispettivamente 40 e 20 km) si muovono lungo il bordo dell'anello principale di Giove, in un'orbita con un raggio di 128.000 km. Questi satelliti più veloci orbitano attorno al gigante Giove in 7 ore ad una velocità di oltre 100.000 km/h.
Il satellite più distante Teba si trova nel mezzo tra Io e Giove, a una distanza di 222mila km dal pianeta; il suo diametro è di circa 100 km.
Il più grande satellite interno, Amaltherea, ha forma irregolare (dimensioni 270*165*150 km) ed è ricoperto di crateri; è costituito da rocce refrattarie di colore rosso scuro. Amalthelia fu scoperta dall'astronomo americano Edward Bernard nel 1892 e divenne il quinto satellite scoperto di Giove. Ruota in un'orbita con un raggio di 181 mila km.
I satelliti interni di Giove e le sue quattro lune principali si trovano vicino al piano equatoriale del pianeta in orbite quasi circolari. Le orbite di questi otto satelliti hanno eccentricità e inclinazioni così piccole che nessuno di essi si discosta più di un grado dalla traiettoria circolare “ideale”. Tali satelliti sono chiamati regolari.
I restanti otto satelliti di Giove sono irregolari e differiscono per eccentricità significative e inclinazioni orbitali. Nel loro movimento, possono cambiare la distanza dal pianeta di 1,5-2 volte, deviando dal suo piano equatoriale di molti milioni di chilometri. Questi otto satelliti esterni di Giove sono raggruppati in due gruppi, che prendono il nome dai loro corpi più grandi: il gruppo Himalia, che comprende anche Leda, Lysithea ed Elara; e il gruppo Pasiphe con Ananke, Karme e Sinope. Questi satelliti furono scoperti mediante telescopi terrestri nell'arco di 70 anni (1904–1974). Il raggio medio dei pianeti del gruppo Himalia corrisponde a 11,1-11,7 milioni di km. I satelliti del gruppo Himalia orbitano attorno a Giove in 240-260 giorni e il gruppo Paciphe in 630-760 giorni, cioè tra più di due anni. I raggi propri dei satelliti sono molto piccoli: nel gruppo Himalia, da 8 km vicino a Leda a 90 km vicino a Himalia; nel gruppo Pasife – da 15 a 35 km. sono neri e irregolari. I satelliti esterni che fanno parte del gruppo Pasiphe ruotano attorno a Giove in direzione opposta.
Gli scienziati non sono ancora giunti a un consenso sull'origine dei satelliti irregolari (si ritiene che i satelliti interni regolari si siano formati da un disco circumplanetario di gas e polvere a seguito dell'adesione di molte piccole particelle). chiaro che la cattura degli asteroidi da parte di Giove ha svolto un ruolo importante nella formazione dei satelliti esterni. Calcoli al computer mostrano che il gruppo Pasiphe potrebbe essere sorto come risultato della cattura sistematica da parte del pianeta di piccole particelle e asteroidi in orbite inverse nella regione esterna del disco circum-Gioviano.
S A T U R N
ATMOSFERA E STRATO NUVOLOSO.
Chiunque abbia osservato i pianeti attraverso un telescopio sa che sulla superficie di Saturno, cioè al limite superiore della sua copertura nuvolosa, ci sono pochi dettagli e il loro contrasto con lo sfondo circostante è piccolo. Questo è il modo in cui Saturno differisce da Giove, dove ci sono molti dettagli contrastanti sotto forma di strisce, onde e noduli scuri e chiari, che indicano un'attività significativa nella sua atmosfera.
Sorge la domanda se l'attività atmosferica di Saturno (come la velocità del vento) sia effettivamente inferiore a quella di Giove, o se i dettagli della sua copertura nuvolosa siano semplicemente meno visibili dalla Terra a causa della sua maggiore distanza (circa 1,5 miliardi di km) e della scarsa illuminazione da il Sole (quasi 3,5 volte più debole dell'illuminazione di Giove)?
I viaggiatori sono riusciti a ottenere immagini della copertura nuvolosa di Saturno, che raffiguravano chiaramente un'immagine della circolazione atmosferica: dozzine di cinture nuvolose che si estendevano lungo i paralleli, nonché singoli vortici. In particolare, è stato scoperto un analogo della Grande Macchia Rossa di Giove, anche se di dimensioni più piccole. È stato accertato che la velocità del vento su Saturno è addirittura superiore a quella su Giove: all'equatore 480 m/s, ovvero 1700 km/h. Il numero di cinture nuvolose è maggiore che su Giove e raggiungono latitudini più elevate. Pertanto, le immagini delle nuvole dimostrano l’unicità dell’atmosfera di Saturno, che è ancora più attiva di quella di Giove.
I fenomeni meteorologici su Saturno si verificano a una temperatura inferiore rispetto all'atmosfera terrestre. Poiché Saturno è 9,5 volte più lontano dal Sole della Terra, riceve 9,5 = 90 volte meno calore.
La temperatura del pianeta al livello del limite superiore della copertura nuvolosa, dove la pressione è di 0,1 atm, è di soli 85 K, ovvero -188 C. È interessante notare che anche questa temperatura non può essere ottenuta a causa del riscaldamento solare. solo. Il calcolo mostra: nelle profondità di Saturno c'è la propria fonte di calore, il cui flusso è 2,5 volte maggiore rispetto a quello del Sole. La somma di questi due flussi dà la temperatura osservata del pianeta. I veicoli spaziali hanno studiato in dettaglio la composizione chimica dell'atmosfera sopra le nubi di Saturno. Fondamentalmente è composto per quasi l’89% da idrogeno. Al secondo posto c'è l'elio (circa l'11% in massa). Si noti che nell'atmosfera di Giove è del 19%. La carenza di elio su Saturno si spiega con la separazione gravitazionale di elio e idrogeno nelle viscere del pianeta: l'elio, che è più pesante, si deposita gradualmente a grandi profondità (il che, tra l'altro, rilascia parte dell'energia che "riscalda" Saturno). Altri gas presenti nell'atmosfera - metano, ammoniaca, etano, acetilene, fosfina - sono presenti in piccole quantità. Il metano a una temperatura così bassa (circa -188 C) è principalmente allo stato liquido. Forma la copertura nuvolosa di Saturno. Per quanto riguarda il piccolo contrasto di dettagli visibile nell'atmosfera di Saturno, come discusso sopra, le ragioni di questo fenomeno non sono ancora del tutto chiare. È stato suggerito che nell'atmosfera sia sospesa una foschia di minuscole particelle che attenuano il contrasto. Ma le osservazioni della Voyager 2 lo smentiscono: le strisce scure sulla superficie del pianeta rimanevano nette e chiare fino al bordo del disco di Saturno, mentre in presenza di foschia diventerebbero torbide verso i bordi a causa del gran numero di particelle davanti di loro. La questione, quindi, non può ritenersi risolta e necessita di ulteriori approfondimenti.
I dati ottenuti dalla Voyager 1 hanno contribuito a determinare il raggio equatoriale di Saturno con grande precisione. Nella parte superiore della copertura nuvolosa, il raggio equatoriale è di 60.330 km. o 9,46 volte di più di quello della Terra. È stato anche chiarito il periodo di rivoluzione di Saturno attorno al suo asse: compie una rivoluzione in 10 ore e 39,4 minuti - 2,25 volte più veloce della Terra. Una rotazione così rapida ha portato al fatto che la compressione di Saturno è molto maggiore di quella della Terra. Il raggio equatoriale di Saturno è maggiore del 10% rispetto a quello polare (sulla Terra è solo dello 0,3%).
PROPRIETÀ MAGNETICHE DI SATURNO.
Fino a quando la prima navicella spaziale non raggiunse Saturno, non c'erano dati osservativi sul suo campo magnetico. ma dalle osservazioni radioastronomiche da terra era chiaro che Giove ha un potente campo magnetico. Ciò è stato evidenziato dall'emissione radio termica a onde decimetriche, la cui sorgente si è rivelata più grande del disco visibile del pianeta, ed era estesa lungo l'equatore di Giove simmetricamente rispetto al disco. Questa geometria, così come la polarizzazione della radiazione, indicava che la radiazione osservata era bremsstrahlung magnetica e la sua fonte erano gli elettroni catturati dal campo magnetico di Giove e che abitavano le sue cinture di radiazione, simili alle cinture di radiazione della Terra. I voli su Giove hanno confermato queste conclusioni. Poiché Saturno è molto simile a Giove nelle sue proprietà fisiche, gli astronomi hanno suggerito che abbia anche un campo magnetico abbastanza evidente. L'assenza di emissioni radio magnetiche di Bremsstrahlung da Saturno osservate dalla Terra è stata spiegata dall'influenza degli anelli. Queste proposte sono state confermate. Anche durante l'avvicinamento della Pioneer 11 a Saturno, i suoi strumenti hanno registrato le formazioni spaziali quasi planetarie tipiche di un pianeta con un campo magnetico pronunciato: un'onda d'urto ad arco, il confine della magnetosfera (magnetopausa), cinture di radiazioni (Terra e Universo , 1980, N2, p.22-25 - Ed.). In generale, la magnetosfera di Saturno è molto simile a quella terrestre, ma, ovviamente, di dimensioni molto maggiori. Il raggio esterno della magnetosfera di Saturno nel punto subsolare è di 23 raggi equatoriali del pianeta e la distanza dall'onda d'urto è di 26 raggi. Per fare un confronto, possiamo ricordare che il raggio esterno della magnetosfera terrestre nel punto subsolare è di circa 10 raggi terrestri. Quindi, anche in termini di dimensioni relative, la magnetosfera di Saturno è più del doppio di quella terrestre. Le cinture di radiazione di Saturno sono così estese da coprire non solo gli anelli, ma anche le orbite di alcuni satelliti interni del pianeta. Come previsto, nella parte interna delle cinture di radiazione, che è “bloccata” dagli anelli di Saturno, la concentrazione di particelle cariche è molto più bassa. La ragione di ciò è facile da capire se ricordiamo che le particelle nelle cinture di radiazione eseguono movimenti oscillatori approssimativamente nella direzione meridionale, attraversando ogni volta l'equatore. Ma Saturno ha degli anelli sul piano equatoriale: assorbono quasi tutte le particelle che cercano di attraversarli. Di conseguenza, la parte interna delle fasce di radiazione, che in assenza degli anelli sarebbe la sorgente più intensa di emissione radio nel sistema di Saturno, risulta essere indebolita. Tuttavia, la Voyager 1, avvicinandosi a Saturno, rilevò ancora emissioni radio non termiche dalle sue cinture di radiazioni.
A differenza di Giove, Saturno emette nella gamma di lunghezze d'onda del chilometro. Notando che l'intensità della radiazione è modulata con un periodo di 10 ore. 39,4 minuti, hanno suggerito che questo sia il periodo di rotazione assiale delle cinture di radiazione, o, in altre parole, il periodo di rotazione del campo magnetico di Saturno. Ma questo è anche il periodo di rotazione di Saturno. Il campo magnetico di Saturno, infatti, è generato da correnti elettriche nelle viscere del pianeta, apparentemente in uno strato dove, sotto l'influenza di pressioni colossali, l'idrogeno si è trasformato in uno stato metallico. Quando questo strato ruota a quella velocità angolare, ruota anche il campo magnetico. A causa dell’elevata viscosità della sostanza delle particelle interne del pianeta, ruotano tutte con lo stesso periodo. Pertanto, il periodo di rotazione del campo magnetico è allo stesso tempo il periodo di rotazione della maggior parte della massa di Saturno (ad eccezione dell'atmosfera, che non ruota come un corpo solido).
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--PAGE_BREAK--ANELLI
Tre anelli della Terra sono chiaramente visibili al telescopio: l'anello esterno, medio-luminoso A; l'anello centrale, più luminoso B e l'anello traslucido interno, non luminoso C, che a volte viene chiamato crêpe. Gli anelli sono leggermente più bianchi del disco giallastro di Saturno. Si trovano nel piano dell'equatore del pianeta e sono molto sottili: con una larghezza totale in direzione radiale di circa 60mila km. hanno uno spessore inferiore a 3 km. spettroscopicamente è stato stabilito che gli anelli ruotano in modo diverso da un corpo solido: la velocità diminuisce con la distanza da Saturno. Inoltre, ogni punto degli anelli ha la stessa velocità che avrebbe un satellite a questa distanza, muovendosi liberamente attorno a Saturno in un'orbita circolare. Da ciò è chiaro: gli anelli di Saturno sono essenzialmente un colossale accumulo di piccole particelle solide che orbitano indipendentemente attorno al pianeta. Le dimensioni delle particelle sono così piccole che non sono visibili non solo dai telescopi terrestri, ma anche dai veicoli spaziali. Una caratteristica della struttura degli anelli sono gli spazi anulari scuri (divisioni), dove c'è pochissima sostanza. La più ampia (3.500 km) separa l'anello B dall'anello A ed è chiamata “divisione Cassini” dal nome dell'astronomo che la vide per primo nel 1675. In condizioni atmosferiche eccezionalmente buone, dalla Terra sono visibili più di dieci divisioni di questo tipo, la cui natura è apparentemente risonante. Pertanto, la divisione Cassini è una regione di orbite in cui il periodo di rivoluzione di ciascuna particella attorno a Saturno è esattamente la metà di quello del grande satellite più vicino a Saturno, Mimas. A causa di questa coincidenza, Mimas, con la sua attrazione, sembra scuotere le particelle che si muovono all'interno della divisione, e alla fine le butta fuori da lì.
Le telecamere di bordo della sonda Voyager hanno mostrato che, da una distanza ravvicinata, gli anelli di Saturno sembrano un disco di grammofono: sembrano stratificati in migliaia di singoli anelli stretti con radure scure tra di loro. Ci sono così tante schiariture che non è più possibile spiegarle con le risonanze con i periodi orbitali dei satelliti di Saturno. Cosa spiega questa struttura fine? È probabile che la distribuzione uniforme delle particelle lungo il piano degli anelli sia meccanicamente instabile. Di conseguenza, si formano onde di densità circolari: questa è la struttura fine osservata.
Oltre agli anelli A, B e C, i Voyager ne hanno scoperti altri quattro: D, E, F e G. Sono tutti molto rarefatti e quindi fioci. Gli anelli D ed E sono difficilmente visibili dalla Terra in condizioni particolarmente favorevoli; Per la prima volta furono scoperti gli anelli F e G. L'ordine degli anelli è designato per ragioni storiche, quindi non coincide con l'ordine alfabetico. Se disponiamo gli anelli man mano che si allontanano da Saturno, otteniamo la fila: D, C, B, A, F, G, E. Particolare interesse e grande discussione ha suscitato l'anello F. Purtroppo non è ancora stato possibile dare un giudizio definitivo su questo oggetto, poiché le osservazioni delle due Voyager non concordano tra loro. Le telecamere di bordo della Voyager 1 hanno mostrato che l'anello F è costituito da diversi anelli con una larghezza totale di 60 km, due dei quali intrecciati tra loro come un laccio. Per qualche tempo, l'opinione prevalente è stata che responsabili di questa insolita configurazione fossero due piccoli satelliti appena scoperti che si muovevano direttamente vicino all'anello F: uno dal bordo interno, l'altro dal bordo esterno (leggermente più lento del primo, poiché è più lontano da Saturno). L'attrazione di questi satelliti non consente alle particelle esterne di allontanarsi dal centro, cioè i satelliti sembrano “sfiorare” le particelle, per cui hanno ricevuto il nome di “pastori”. Come hanno dimostrato i calcoli, fanno sì che le particelle si muovano lungo una linea ondulata, creando l'intreccio osservato dei componenti dell'anello. Ma la sonda Voyager 2, che passò vicino a Saturno nove mesi dopo, non rilevò alcun intreccio o altra distorsione della forma nell'anello F, in particolare nelle immediate vicinanze dei “pastori”. Pertanto, la forma dell'anello si è rivelata variabile. Per giudicare le cause e le modalità di questa variabilità, due osservazioni, ovviamente, non sono sufficienti. È impossibile osservare l'anello F dalla Terra con mezzi moderni: la sua luminosità è troppo bassa. Resta da sperare che uno studio più approfondito delle immagini dell'anello ottenute dalla Voyager possa far luce su questo problema.
L'anello D è il più vicino al pianeta. Apparentemente si estende fino al globo nuvoloso di Saturno. L'anello E è il più esterno. Estremamente rado, è allo stesso tempo il più largo di tutti: circa 90mila km. La dimensione della zona che occupa va da 3,5 a 5 raggi del pianeta. La densità della materia nell'anello E aumenta verso l'orbita della luna di Saturno Encelado. Forse Encelado è la fonte del materiale in questo anello. Le particelle degli anelli di Saturno sono probabilmente ghiacciate, ricoperte di brina in superficie. Ciò era noto dalle osservazioni da terra e gli strumenti di bordo della navicella spaziale hanno solo confermato la correttezza di questa conclusione. Le dimensioni delle particelle degli anelli principali sono state stimate da osservazioni da terra che vanno dai centimetri ai metri (naturalmente le particelle non possono avere le stesse dimensioni: è anche possibile che il diametro tipico delle particelle sia diverso nei diversi anelli). Quando la Voyager 1 passò vicino a Saturno, il trasmettitore radio della navicella penetrò in sequenza con un raggio radio ad una lunghezza d'onda di 3,6 cm l'anello A, la divisione Cassini e l'anello C. L'emissione radio fu quindi ricevuta sulla Terra e sottoposta ad analisi. È stato possibile scoprire che le particelle in queste zone diffondono le onde radio prevalentemente in avanti, anche se in modi leggermente diversi. Grazie a ciò, il diametro medio delle particelle nell'anello A è stato stimato a 10 m, la divisione di Cassini a 8 m e l'anello C a 2 m. Una forte diffusione in avanti, ma questa volta in luce visibile, è stata riscontrata nell'anello F e Anelli E. Ciò significa la presenza di una notevole quantità di polvere fine (il diametro di un granello di polvere è di circa dieci millesimi di millimetro). Un nuovo elemento strutturale è stato scoperto nell'anello B: formazioni radiali, chiamate “raggi” per la loro somiglianza esterna con i raggi di una ruota. Anch'essi sono costituiti da polvere fine e si trovano sopra il piano dell'anello. È possibile che i “raggi” siano trattenuti lì da forze di repulsione elettrostatica. È interessante notare: immagini di “raggi” sono state trovate su alcuni schizzi di Saturno realizzati nel secolo scorso. Ma poi nessuno attribuiva loro alcuna importanza. Durante l'esplorazione degli anelli, la Voyager ha scoperto un effetto inaspettato: numerose esplosioni a breve termine di emissioni radio provenienti dagli anelli. Questi non sono altro che segnali di scariche elettrostatiche: una specie di fulmine. La fonte dell'elettrificazione delle particelle sembra essere la collisione tra di loro. Inoltre,6 fu scoperta un'atmosfera gassosa di idrogeno atomico neutro che avvolgeva gli anelli. I viaggiatori hanno osservato la riga alfa di Laysan (1216 A) nella parte ultravioletta dello spettro. In base alla sua intensità è stato stimato il numero di atomi di idrogeno presenti in un centimetro cubo di atmosfera. Ce n'erano circa 600. Va detto che alcuni scienziati, molto prima del lancio della navicella spaziale su Saturno, avevano predetto la possibilità dell'esistenza di un'atmosfera vicino agli anelli di Saturno. I viaggiatori tentarono anche di misurare la massa degli anelli. La difficoltà stava nel fatto che la massa degli anelli è almeno un milione di volte inferiore alla massa di Saturno. Per questo motivo la traiettoria di una navicella spaziale nei pressi di Saturno è determinata in larga misura dalla potente attrazione del pianeta stesso e viene disturbata solo in maniera trascurabile dalla debole attrazione degli anelli. Intanto è proprio l’attrazione debole che bisogna individuare. La traiettoria del Pioneer 11 era la più adatta a questo scopo. Ma un’analisi delle misurazioni della traiettoria dell’apparato basata sulle sue emissioni radio ha mostrato che gli anelli (entro i limiti della precisione della misurazione) non hanno influenzato il movimento dell’apparato. La precisione era di 1,7 x 10 volte la massa di Saturno. In altre parole, la massa degli anelli è sicuramente inferiore a 1,7 milionesimi della massa del pianeta.
SATELLITI
Se prima dei voli della navicella spaziale su Saturno si conoscevano 10 satelliti del pianeta, ora ne conosciamo 22, chiamati principalmente in onore degli eroi degli antichi miti su titani e giganti. I nuovi satelliti sono molto piccoli, ma alcuni di essi hanno comunque un grave impatto sulla dinamica del sistema di Saturno. Tale è, ad esempio, un piccolo satellite che si muove sul bordo esterno dell'anello A; impedisce alle particelle dell'anello di estendersi oltre questo bordo. Questo è Atlante. Titano è la seconda luna più grande del Sistema Solare. Il suo raggio è di 2575 chilometri. La sua massa è 1,346 x 10 grammi (0,022 masse terrestri) e la sua densità media è 1,881 g/cm. È l'unico satellite con un'atmosfera significativa e la sua atmosfera è più densa di quella di qualsiasi pianeta terrestre, ad eccezione di Venere. Titano è anche simile a Venere in quanto ha una foschia globale e persino un leggero riscaldamento a effetto serra sulla superficie. Probabilmente nella sua atmosfera sono presenti nubi di metano, ma ciò non è stato stabilito con certezza. Sebbene lo spettro infrarosso sia dominato dal metano e da altri idrocarburi, il componente principale dell’atmosfera è l’azoto, che si manifesta con forti emissioni UV. L'atmosfera superiore è molto vicina allo stato isotermico dalla stratosfera all'esosfera, e la temperatura superficiale, entro pochi gradi, è la stessa in tutta la sfera ed è pari a 94 K. I raggi di colore arancione scuro o le particelle di aerosol stratosferico marrone generalmente non superano 0,1 micron e a profondità maggiori possono esistere particelle più grandi. Si presuppone che gli aerosol siano il prodotto finale delle trasformazioni fotochimiche del metano e che si accumulino sulla superficie (o si dissolvano in metano liquido o etano). Gli idrocarburi e le molecole organiche osservati possono derivare da processi fotochimici naturali. Una proprietà sorprendente dell’atmosfera superiore sono le emissioni UV, confinate al lato diurno, ma troppo luminose per essere eccitate dall’energia solare in arrivo. L'idrogeno si dissipa rapidamente, ricostituendo il toro osservato, insieme ad una parte dell'azoto eliminato durante la dissociazione dell'N2 dagli impatti degli elettroni. Sulla base della suddivisione della temperatura osservata, è possibile costruire un sistema eolico globale. La composizione globale di Titano sembra essere determinata dall'insieme di sostanze condensabili che si sono formate nel denso disco di gas attorno al proto-Saturno. Esistono tre possibili scenari di origine: accrescimento freddo (il che significa che l'aumento di temperatura durante la formazione è trascurabile), accrescimento caldo in assenza di una fase gassosa densa e accrescimento caldo in presenza di una fase gassosa densa. Nella fig. mostra come potrebbe apparire l'interno di Titano durante una scarica. È probabile la presenza di un nucleo caldo di silicato disidratato e di uno strato di NH -HO fuso, ma la posizione dettagliata degli strati di ghiaccio è attualmente sconosciuta con certezza. La convezione predomina ovunque tranne che nel guscio esterno. Giapeto. È possibile che il più misterioso dei satelliti di Saturno, Giapeto, sia unico nell'intervallo di albedo della sua superficie: da 0,5 (un valore tipico per i corpi ghiacciati) a 0,05 nelle parti centrali del suo emisfero principale. La Voyager 1 ha ottenuto immagini con una risoluzione massima di 50 km/coppia di linee, che mostrano l'emisfero principale rivolto verso Saturno e il confine tra il lato anteriore (oscuro) e quello posteriore (chiaro). È stato registrato un enorme anello equatoriale scuro con un diametro di circa 300 km e una longitudine del centro di circa 300. Le osservazioni della Voyager ottenute alla massima risoluzione mostrano che il lato luminoso (e soprattutto la regione del polo nord) è fortemente craterizzato: la densità superficiale è 205 + 16 crateri (D> 30 km) per 10 km. L'estrapolazione a diametri di 10 km risulta in una densità di oltre 2000 crateri (D>10 km) per 10 km. Questa densità è paragonabile a quella di altri corpi fortemente craterizzati, come Mercurio e Callisto, o alla densità dei crateri sui continenti lunari. Una caratteristica del confine tra aree scure e chiare su Giapeto è l'esistenza di numerosi crateri con fondo scuro su materiale di colore chiaro e l'assenza di crateri con fondo chiaro o crateri con aloni (o altre macchie bianche) sulla materia oscura. La densità di Giapeto, pari a 1,16+0,09 g/cm, è tipica dei satelliti ghiacciati di Saturno ed è coerente con i modelli in cui il ghiaccio d'acqua è la componente principale. Bell ritiene che la materia oscura sia il componente principale del condensato originale da cui si formò Giapeto.
Rea ha quasi le stesse dimensioni di Giapeto, ma senza la sua materia oscura, Rea potrebbe rappresentare un prototipo relativamente semplice di luna ghiacciata del sistema solare esterno. Il diametro di Rea è 1530 km e la sua densità è 1,24+0,05 g/cm. La sua albedo geometrica è 0,6 e risulta essere simile all'albedo dei poli e dell'emisfero finale di Giapeto.
Ciò ha permesso di fare un passo importante nello studio della natura dei satelliti. Conoscendo il diametro del satellite, è facile calcolarne il volume. Dividendo la massa del satellite per il suo volume, otteniamo la densità media, una caratteristica che aiuta a stabilire da quali sostanze è costituito un dato corpo celeste. Si è scoperto che la densità dei satelliti interni di Saturno - da Mimas a Rea, oltre a Giapeto - è vicina alla densità dell'acqua: da 1,0 a 1,4 g/cm C'è motivo di credere che questi satelliti siano composti principalmente da acqua (ovviamente non liquidi, poiché la loro temperatura è di circa -180 C). La Teti, che ha una densità di 1 g/cm, è particolarmente simile ad un pezzo di ghiaccio puro. Anche altri satelliti dovrebbero contenere una maggiore o minore mescolanza di sostanze rocciose. I Voyager si avvicinarono così tanto ai satelliti di Saturno che fu possibile non solo determinare i diametri dei satelliti, ma anche trasmettere immagini della loro superficie alla Terra. Le prime mappe satellitari sono già state compilate.
Le formazioni più comuni sulla loro superficie sono crateri anulari, simili a quelli presenti sulla Luna. L'origine dei crateri è l'impatto: un corpo meteorico che vola nello spazio interplanetario si scontra con un satellite, la sua velocità cosmica scende quasi istantaneamente a zero e l'energia cinetica si trasforma in calore. Si verifica un'esplosione con la formazione di un cratere ad anello.
Alcuni crateri meritano una menzione speciale. Ad esempio, un grande cratere sul piccolo Mimas. Il diametro del cratere è di circa 130 km, ovvero un terzo del diametro del satellite. Probabilmente non può esserci un cratere da impatto più grande su Mimas. Con un'energia cinetica leggermente superiore del corpo cosmico che colpì, Mimas si sarebbe frantumato in pezzi. I numerosi crateri che ora vediamo nelle fotografie delle lune di Saturno sono una cronaca della loro storia, che risale ad almeno centinaia di milioni di anni fa. I segni lasciati dalle pietre celesti indicano che nella lontana era della formazione del sistema planetario, lo spazio circumsolare (almeno fino all'orbita di Saturno) era saturo di molti corpi solidi individuali, dai quali si formarono gradualmente pianeti e satelliti. E anche dopo che la formazione dei pianeti e dei satelliti fu in gran parte completata, il resto di questi corpi solidi continuò a muoversi nello spazio per molto tempo. Queste sono fondamentalmente le nostre informazioni attuali su Saturno. È solo necessario fare una riserva che, prima di tutto, si trattava di dati fattuali diretti. Le conclusioni più profonde che se ne possono trarre, e che probabilmente verranno tratte, richiederanno un lavoro a lungo termine da parte degli scienziati. È ancora avanti.
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--INTERRUZIONE DI PAGINA-- U R A N
INFORMAZIONI GENERALI
Urano è il settimo pianeta dal Sole e il terzo più grande. È interessante notare che Urano, sebbene di diametro maggiore, ha una massa inferiore a Nettuno. Urano a volte è appena visibile ad occhio nudo nelle notti molto limpide; non è difficile individuarlo tramite un binocolo (se sapete esattamente dove guardare). Un piccolo telescopio astronomico rivelerà un piccolo disco.
Distanza dal Sole 2870990000 km (19.218 UA), diametro equatoriale: 51.118 km, 4 volte quello della Terra, massa: 8.686.10 25 kg, 14 masse terrestri. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 84 anni e un quarto. La temperatura media su Urano è di circa 60 Kelvin.
Urano è un'antica divinità greca del cielo, il primo dio supremo, che era il padre di Chronos (Saturno), Ciclope e Titano (predecessori degli dei dell'Olimpo).
STORIA DI APERTURA
Urano, il primo pianeta scoperto nella storia moderna, fu scoperto per caso da W. Herschel quando guardò il cielo attraverso un telescopio il 13 marzo 1781; all'inizio pensò che fosse una cometa. In precedenza, come si è scoperto in seguito, il pianeta era stato osservato diverse volte, ma era stato scambiato per una stella ordinaria (la prima registrazione di una "stella" risale al 1690, quando John Flamsteed la catalogò come la 34a Toro - una delle designazioni accettate per le stelle nelle costellazioni).
Herschel chiamò il pianeta “Georgium Sidus” (Pianeta di Giorgio) in onore del suo protettore, il re Giorgio III d'Inghilterra; altri lo chiamavano il pianeta di Herschel. Il nome "Urano" fu dato temporaneamente e secondo la tradizione preso dalla mitologia antica, e fu stabilito solo nel 1850.
Urano è stato visitato solo da un veicolo spaziale: la Voyager 2 ha volato vicino a Urano. (La foto sopra è stata scattata dal telescopio Hubble.) La nave passò a 81.500 chilometri da Urano il 24 gennaio 1986. Voyager 2 ha prodotto migliaia di immagini e altri dati scientifici sul pianeta, le lune, gli anelli, l'atmosfera, lo spazio e l'ambiente magnetico che circonda Urano. Vari strumenti hanno studiato il sistema degli anelli, rivelando dettagli fini di anelli precedentemente noti e di due anelli recentemente scoperti. I dati hanno mostrato che il pianeta ruota con un periodo di 17 ore e 14 minuti. La navicella spaziale ha anche scoperto una magnetosfera tanto grande quanto insolita.
CARATTERISTICHE DELLA ROTAZIONE DELL'URANIO
Per la maggior parte dei pianeti, l'asse di rotazione è quasi perpendicolare al piano dell'eclittica (l'eclittica è il percorso annuale visibile del Sole sulla sfera celeste), ma l'asse di Urano è quasi parallelo a questo piano. Le ragioni della rotazione “reclinata” di Urano sono sconosciute. Ma in realtà c'è una disputa: quale dei poli di Urano è il nord. Questa conversazione non assomiglia affatto a una disputa su un bastone con due estremità e due inizi. Il modo in cui questa situazione si è effettivamente sviluppata con la rotazione di Urano significa molto nella teoria dell'origine dell'intero sistema solare, perché quasi tutte le ipotesi implicano la rotazione dei pianeti in una direzione. Se Urano si è formato sdraiato su un fianco, ciò è fortemente in disaccordo con le ipotesi sull'origine del nostro sistema planetario. È vero, ora si crede sempre più che questa posizione di Urano sia il risultato di una collisione con un grande corpo celeste, forse un grande asteroide, nelle prime fasi della formazione di Urano.
COMPOSIZIONE CHIMICA, CONDIZIONI FISICHE E STRUTTURA DELL'URANIO
Urano si è formato da solidi iniziali e vari ghiacci (il ghiaccio qui dovrebbe essere inteso non solo come ghiaccio d'acqua), è costituito solo dal 15% di idrogeno e non c'è quasi alcun elio (a differenza di Giove e Saturno, che sono principalmente idrogeno ). Metano, acetilene e altri idrocarburi esistono in quantità molto maggiori che su Giove e Saturno. I venti alle medie latitudini su Urano muovono le nuvole nelle stesse direzioni che sulla Terra. Questi venti soffiano a velocità comprese tra 40 e 160 metri al secondo; sulla Terra, le correnti veloci nell'atmosfera si muovono a una velocità di circa 50 metri al secondo.
Uno spesso strato (foschia) - smog fotochimico - si trova attorno al polo illuminato dal sole. L'emisfero illuminato dal sole emette anche più radiazioni ultraviolette. Gli strumenti della Voyager hanno rilevato una fascia parzialmente più fredda tra 15 e 40 gradi di latitudine, dove le temperature sono 2-3 K inferiori.
Il colore blu di Urano deriva dall'assorbimento della luce rossa da parte del metano nell'atmosfera superiore. Probabilmente esistono nubi di altri colori, ma sono nascoste agli osservatori da uno strato sovrastante di metano. L'atmosfera di Urano (ma non Urano nel suo insieme!) è composta per circa l'83% da idrogeno, per il 15% da elio e per il 2% da metano. Come altri pianeti gassosi, Urano ha fasce di nubi che si muovono molto velocemente. Ma sono estremamente difficili da distinguere e sono visibili solo nelle immagini ad alta risoluzione scattate dalla Voyager 2. Recenti osservazioni dell'HST hanno rivelato grandi nubi. Si presume che questa possibilità sia apparsa in relazione agli effetti stagionali, perché come puoi immaginare, l'inverno e l'estate su Urano differiscono notevolmente: l'intero emisfero si nasconde dal Sole per diversi anni in inverno! Tuttavia, Urano riceve 370 volte meno calore dal Sole rispetto alla Terra, quindi non fa caldo nemmeno lì in estate. Inoltre Urano non emette più calore di quello che riceve dal Sole, quindi fa freddo all'interno?
Inoltre, si scopre che Urano non ha un nucleo solido e la materia è distribuita più o meno uniformemente in tutto il volume del pianeta. Ciò distingue Urano (e anche Nettuno) dai suoi parenti più grandi. Forse questo esaurimento dei gas leggeri è una conseguenza della massa insufficiente dell’embrione del pianeta e durante la sua formazione Urano non è stato in grado di trattenere più idrogeno ed elio vicino a sé. O forse in questo luogo del nascente sistema planetario non c'erano così tanti gas leggeri, il che, ovviamente, a sua volta richiede anche una spiegazione. Come puoi vedere, le risposte alle domande relative a Urano possono far luce sul destino dell'intero Sistema Solare!
ANELLI DI URANIO
Come altri pianeti gassosi, Urano ha anelli. Il sistema di anelli fu scoperto nel 1977 durante l'occultazione di una stella da parte di Urano. È stato osservato che la stella ha attenuato la sua luminosità per un breve periodo di tempo 5 volte prima e dopo l'occultazione, il che ha suggerito l'esistenza di anelli. Successive osservazioni dalla Terra hanno dimostrato che esistono effettivamente nove anelli. Se li percorri allontanandoti dal pianeta, si chiamano 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta ed Epsilon. Le telecamere della Voyager hanno rilevato diversi anelli aggiuntivi e hanno anche mostrato che i nove anelli principali erano sepolti nella polvere fine. Come gli anelli di Giove, sono molto deboli, ma come gli anelli di Saturno, gli anelli di Urano contengono molte particelle abbastanza grandi, di dimensioni variabili da 10 metri di diametro fino alla polvere fine. Gli anelli di Urano furono i primi ad essere scoperti dopo gli anelli di Saturno. Ciò è stato di grande importanza, poiché è diventato possibile supporre che gli anelli siano una caratteristica generale dei pianeti, e non solo la sorte di Saturno. Questo è un altro significato assolutamente epocale di Urano per l'astronomia.
Le osservazioni hanno dimostrato che gli anelli di Urano sono notevolmente diversi dai sistemi fratelli di Giove e Saturno. Anelli incompleti con vari gradi di trasparenza lungo la lunghezza di ciascuno degli anelli sembrano essersi formati più tardi dello stesso Urano, forse dopo la rottura di diverse lune a causa delle forze di marea.
Il numero di anelli conosciuti potrebbe eventualmente aumentare, sulla base delle osservazioni di Voyager 2. Gli strumenti hanno indicato la presenza di molti anelli stretti (o forse anelli parziali o archi di anelli) larghi circa 50 metri.
Una chiave per svelare la struttura degli anelli di Urano potrebbe anche essere la scoperta che due piccoli satelliti – Cordelia e Ophelia – si trovano all'interno dell'anello Epsilon. Ciò spiega la distribuzione non uniforme delle particelle nell'anello: i satelliti trattengono la materia attorno a sé. Quindi, secondo questa teoria, si presuppone che in questo anello si possano trovare altri 16 (!) satelliti.
MAGNETOSFERA
La regione attorno a un corpo celeste dove il suo campo magnetico rimane più forte della somma di tutti gli altri campi di corpi vicini e distanti è chiamata magnetosfera di questo corpo celeste.
Urano, come molti pianeti, ha una magnetosfera. La particolarità è che il suo asse di simmetria è inclinato di quasi 60 gradi rispetto all'asse di rotazione (per la Terra questo angolo è di 12 gradi). Se così fosse sulla Terra, l’orientamento tramite bussola avrebbe una caratteristica interessante: la freccia non punterebbe quasi mai verso nord o verso sud, ma verrebbe puntata su due punti opposti del 30° parallelo. È probabile che il campo magnetico attorno al pianeta sia generato da movimenti nelle regioni relativamente superficiali di Urano e non nel suo nucleo. La fonte del campo è sconosciuta; l'ipotetico oceano elettricamente conduttivo di acqua e ammoniaca non è stato confermato dalla ricerca. Sia sulla Terra che su altri pianeti, la fonte del campo magnetico è considerata la corrente nelle rocce raddrizzate situate vicino al nucleo.
L'intensità del campo sulla superficie di Urano è in generale paragonabile a quella sulla Terra, sebbene vari più fortemente in diversi punti della superficie a causa del grande spostamento dell'asse di simmetria del campo dal centro di Urano.
Come la Terra, Giove e Saturno, Urano ha una coda magnetica, costituita da particelle cariche intrappolate in un campo, che si estende per milioni di chilometri oltre Urano dal Sole. La Voyager ha "sentito" il campo ad almeno 10 milioni di chilometri dal pianeta.
SATELLITI DI URANIO
Urano ha 17 lune conosciute. Fino a poco tempo fa ce n'erano 15 e formavano due classi chiare:
10 piccoli interni, molto deboli in luminosità, scoperti dalla Voyager 2, e 5 grandi esterni. Tutti e 15 hanno orbite quasi circolari nel piano dell'equatore di Urano (e quindi si trovano ad un ampio angolo rispetto al piano dell'eclittica). Nel 1997, utilizzando il telescopio Palomar da 5 metri, un gruppo di scienziati canadesi scoprì altri due satelliti piccoli e debolmente luminosi. Una combinazione di immagini del telescopio Hubble mostra il movimento dei satelliti di Urano nel tempo. Non è difficile distinguere la natura di questo movimento apparente dallo spostamento delle stelle che cadono nel campo visivo.
I nomi di tutti i satelliti di Urano sono stati presi in prestito dagli eroi di Shakespeare.
Satellitare
Distanza da Urano
(migliaia di chilometri)
Raggio (km)
Peso (kg)
Chi ha aperto
Anno
Scoperte
Cordella
Viaggiatore 2
Ofelia
Viaggiatore 2
Bianca
Viaggiatore 2
Cressidia
Viaggiatore 2
Desdemona
Viaggiatore 2
Giulietta
Viaggiatore 2
Porzia
Viaggiatore 2
Rosalinda
Viaggiatore 2
Belinda
Viaggiatore 2
Viaggiatore 2
Miranda
6.30 . 10 19
Kuiper
Ariel
1.27 . 10 21
Lassell
Umbriel
1.27 . 10 21
Lassell
Titania
3.49 . 10 21
Herschel
Oberon
3.03 . 10 21
Herschel
Calibano
7 200 (?)
Gladman e Ko
Sicorace
12 200 (?)
Gladman e Ko
Luna
7.4 . 10 22
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Le immagini della Voyager delle cinque lune più grandi ora scoperte rivelano superfici complesse che caratterizzano il turbolento passato geologico di questi corpi cosmici. Le telecamere hanno trovato anche 10 satelliti precedentemente sconosciuti.
L'analisi preliminare mostra che i cinque grandi satelliti sono un insieme di blocchi di ghiaccio. I grandi satelliti di Urano sono costituiti per il 50% da ghiaccio d'acqua, per il 20% da composti di carbonio e azoto e per il 30% da vari composti di silicio: silicati. Le loro superfici, quasi monotonamente grigio scuro, portano tracce di storia geologica.
Titania, ad esempio, è caratterizzata da enormi sistemi di fessure e canyon, che indicano un periodo di attività geologica attiva nel passato di questa luna. Queste caratteristiche potrebbero essere il risultato di movimenti tettonici della crosta.
Ariel ha la superficie più brillante e forse geologicamente più giovane del sistema satellitare di Urano. È per lo più privo di crateri più grandi di 50 chilometri di diametro. Ciò indica che le piccole meteore presenti nello spazio vicino all'uranio appianano grandi formazioni di rilievi quando cadono sulla superficie.
La superficie di Umbriel è antica e oscura, essendo stata apparentemente soggetta a pochi processi geologici. I toni scuri della superficie di Umbriel potrebbero essere il risultato della polvere e dei piccoli detriti che un tempo si trovavano in prossimità dell'orbita lunare. Anche Oberon, la più esterna delle cinque grandi lune, ha una vecchia superficie craterizzata, con deboli segni di attività interna.
N E P T U N
INFORMAZIONI GENERALI
Nettuno è l'ottavo pianeta a partire dal Sole, un grande pianeta del sistema solare, e appartiene ai pianeti giganti. La sua orbita si interseca con l'orbita di Plutone in alcuni punti. Anche la cometa Galileo attraversa l'orbita di Nettuno. Segno zodiacale di Nettuno J.
Nettuno si muove attorno al Sole in un'orbita ellittica, quasi circolare (eccentricità 0,009); la sua distanza media dal Sole è 30.058 volte maggiore di quella della Terra, che è di circa 4500 milioni di km. Ciò significa che la luce del Sole raggiunge Nettuno in poco più di 4 ore. La durata di un anno, cioè il tempo di una rivoluzione completa attorno al Sole, è di 164,8 anni terrestri. Il raggio equatoriale del pianeta è di 24.750 km, ovvero quasi quattro volte il raggio della Terra, e la sua rotazione è così veloce che una giornata su Nettuno dura solo 17,8 ore. Sebbene la densità media di Nettuno di 1,67 g/cm3 sia quasi tre volte inferiore a quella della Terra, la sua massa, a causa delle grandi dimensioni del pianeta, è 17,2 volte maggiore di quella della Terra. Nettuno appare nel cielo come una stella di magnitudine 7,8 (invisibile a occhio nudo); ad alto ingrandimento appare come un disco verdastro, privo di ogni dettaglio.
Nettuno si trova a 30 UA dal Sole, il diametro del pianeta è di 49,5 mila km, ovvero circa 4 masse terrestri, e la sua massa è di circa 17 masse terrestri. Il periodo di rivoluzione attorno al luminare centrale è di 165 anni parziali. Temperatura media - 55 K. Nella mitologia romana, Nettuno (greco Poseidone) era il dio del mare.
Al momento (1997), Nettuno è il pianeta più lontano da noi, poiché a causa dell'orbita allungata di Plutone, dal 1979 al luglio 1999, l'ultimo pianeta è più vicino al Sole. Quelli con piccoli strumenti ottici hanno l'opportunità unica di vedere il pianeta più distante del sistema solare. ("C'era un'opportunità..." - un recente poscritto. Io, che ho uno ZRT inferiore a 6 centimetri, non me la sono persa. E tu? Ho anche condotto osservazioni uniche del pianeta Nettuno in quei pochi giorni in cui era ancora il più distante dalla Terra, ma già non il più lontano dal Sole. Questa interessante posizione reciproca del Sole, della Terra e di Nettuno è durata dall'inizio fino al 24 giugno 1999, ma a causa del sorgere tardivo di Nettuno, apparso solo nella più luminosa notte di giugno l'impresa è stata possibile solo il 23).
Dal 1994 gli studi del pianeta vengono effettuati utilizzando il telescopio Hubble. Questa coppia di immagini che ha catturato mostra i due emisferi di Nettuno. Altre quattro fotografie di questo telescopio sono nascoste nella fotocamera.
Grande Macchia Scura Dopo il sorvolo del pianeta da parte della Voyager 2, la caratteristica più famosa di Nettuno è stata la Grande Macchia Scura nell'emisfero meridionale. È grande la metà della Grande Macchia Rossa di Giove (cioè ha un diametro approssimativamente uguale a quello della Terra). I venti di Nettuno trasportavano la Grande Macchia Scura verso ovest a una velocità di 300 metri al secondo. La Voyager 2 ha visto anche una macchia scura più piccola nell'emisfero meridionale e una piccola nuvola bianca intermittente. Potrebbe trattarsi di un corso d'acqua che si sposta dagli strati inferiori dell'atmosfera verso quelli superiori, ma la sua vera natura resta un mistero.
È interessante notare che le osservazioni effettuate all'HST nel 1994 hanno mostrato che la Grande Macchia Scura era scomparsa. O si è semplicemente dissipato o è ora oscurato da altre parti dell’atmosfera. Diversi mesi dopo, l'HST scoprì una nuova macchia scura nell'emisfero settentrionale di Nettuno. Ciò indica che l'atmosfera di Nettuno sta cambiando rapidamente, probabilmente a causa di lievi cambiamenti nelle temperature delle nuvole sopra e sotto. Le tre immagini a destra mostrano il movimento delle nuvole nell'area Spot.
Nettuno ha un campo magnetico la cui intensità ai poli è circa il doppio di quella terrestre.
Temperatura superficiale effettiva ca. 38 K, ma avvicinandosi al centro del pianeta aumenta fino a (12-14) · 103 K ad una pressione di 7-8 megabar.
COMPOSIZIONE CHIMICA, CONDIZIONI FISICHE E STRUTTURA DI NETTUNO
La struttura e la composizione degli elementi costitutivi di Nettuno sono probabilmente simili a Urano: vari "ghiacci" o gas solidificati contenenti circa il 15% di idrogeno e una piccola quantità di elio. Come Urano, e diversamente da Giove e Saturno, Nettuno potrebbe non avere una chiara stratificazione interna. Ma molto probabilmente ha un piccolo nucleo solido (uguale in massa alla Terra). L'atmosfera di Nettuno è composta principalmente da idrogeno ed elio con una piccola quantità di metano: il colore blu di Nettuno deriva dall'assorbimento della luce rossa nell'atmosfera da parte di questo gas, come su Urano.
Come un tipico pianeta gassoso, Nettuno è famoso per le sue grandi tempeste e vortici, venti veloci che soffiano in bande limitate parallele all'equatore. Nettuno ha i venti più veloci del sistema solare, con un'accelerazione fino a 2200 km/h. I venti soffiano su Nettuno in direzione ovest, contrariamente alla rotazione del pianeta. Si noti che per i pianeti giganti, la velocità dei flussi e delle correnti nelle loro atmosfere aumenta con la distanza dal Sole. Questo modello non ha ancora alcuna spiegazione. Nelle immagini potete vedere le nuvole nell'atmosfera di Nettuno. Come Giove e Saturno, Nettuno ha una fonte di calore interna: emette più di due volte e mezzo più energia di quella che riceve dal Sole.
STORIA DI SCOPERTE
Dopo che W. Herschel scoprì Urano nel 1781 e calcolò i parametri della sua orbita, ben presto furono scoperte misteriose anomalie nel movimento di questo pianeta: a volte “restava” dietro quello calcolato, a volte era davanti ad esso. L'orbita di Urano non rispettava la legge di Newton. Ciò suggeriva l'esistenza di un altro pianeta oltre Urano, che potrebbe, con la sua attrazione gravitazionale, distorcere la traiettoria del 7° pianeta.
Nel 1832, in un rapporto della British Association for the Advancement of Science, J. Erie, che in seguito divenne Astronomo Reale, notò che in 11 anni l'errore nella posizione di Urano aveva raggiunto quasi mezzo minuto d'arco. Poco dopo la pubblicazione del rapporto, Airey ricevette una lettera dall'astronomo dilettante britannico, il Rev. Dr. Hassay, che suggeriva che queste anomalie fossero dovute all'influenza di un pianeta "suburanico" non ancora scoperto. A quanto pare questa è stata la prima proposta per cercare un pianeta “inquietante”. Eri non approvò l'idea di Hassey e la ricerca non fu avviata.
E un anno prima, il talentuoso giovane studente J. C. Adams annotava nei suoi appunti: “All'inizio di questa settimana è nata l'idea di iniziare, subito dopo aver conseguito la laurea, lo studio delle anomalie nel movimento di Urano, che non sono ancora state scoperte spiegato. È necessario scoprire se possono essere causati dall’influenza di un pianeta sconosciuto situato dietro di esso e, se possibile, determinare almeno approssimativamente gli elementi della sua orbita, che possono portare alla sua scoperta”.
Adams riuscì a iniziare a risolvere questo problema solo due anni dopo, e nell'ottobre 1843 i calcoli preliminari furono completati. Adams decise di mostrarli a Erie, ma non poté incontrare l'astronomo reale. Adams poteva solo tornare a Cambridge, lasciando i risultati dei suoi calcoli a Erie. Per ragioni sconosciute, Erie reagì negativamente al lavoro di Adams, il cui prezzo fu la perdita della priorità dell'Inghilterra nella scoperta di un nuovo pianeta.
Indipendentemente da Adams, W. J. Le Verrier lavorò al problema di un pianeta post-uranio in Francia. 10 novembre
Nel 1845 presentò i risultati della sua analisi teorica del moto di Urano all'Accademia francese delle Scienze, notando in conclusione le discrepanze tra i dati osservativi e quelli calcolati: “Ciò può essere spiegato dall'influenza di un fattore esterno, che io valuterà nel secondo tratto”. Tali stime furono fatte nella prima metà del 1846. Il successo del caso fu aiutato dalla proposta che il pianeta ricercato si muovesse, secondo la regola empirica di Titius Bode, in un'orbita il cui raggio è uguale al raggio concordato dell'orbita di Urano, e che l'orbita ha un'inclinazione molto piccola rispetto al piano dell'eclittica. Le Verrier ha dato istruzioni su dove cercare un nuovo pianeta.
Dopo aver ricevuto il secondo trattato di Le Verrier, attirò l'attenzione sulla strettissima coincidenza dei risultati degli studi di Adams e Le Verrier relativi al movimento del presunto pianeta che disturba il movimento di Urano, e lo sottolineò anche in una riunione speciale del Greenwich Board degli Ispettori. Ma, come prima, non aveva fretta di iniziare le ricerche e iniziò a preoccuparsi di loro solo nel luglio 1846, rendendosi conto di quale indignazione avrebbe potuto successivamente causare la sua passività.
Nel frattempo, Le Verrier completò un altro studio il 31 agosto 1846, in cui fu ottenuto il sistema finale degli elementi orbitali del pianeta desiderato e fu indicata la sua posizione nel cielo. Ma in Francia, come in Inghilterra, gli astronomi non hanno smesso di cercare, e il 18 settembre Le Verrier si è rivolto a I. Galle, assistente dell'Osservatorio di Berlino, e il 23 settembre, insieme allo studente Darré, ha iniziato la ricerca. I loro calcoli erano basati sui risultati delle osservazioni di Giove, Saturno e Urano stesso. La prima sera in cui il pianeta fu scoperto, era a soli 52 metri dalla posizione prevista. La notizia della scoperta del pianeta "sulla punta di una penna", che fu uno dei trionfi più luminosi della meccanica celeste, si diffuse presto in tutto il mondo scientifico. Secondo la tradizione consolidata, il pianeta fu chiamato Nettuno in onore dell'antico dio.
Per circa un anno ci fu una lotta tra Francia e Inghilterra per la priorità della scoperta, alla quale, come spesso accade, gli eroi stessi non avevano alcun legame diretto. In particolare, tra Adams e Le Verrier si stabilì un'intesa completa e rimasero amici fino alla fine della loro vita.
SATELLITI DI NETUN
Nettuno ha 8 lune conosciute: 4 piccole, 3 medie e 1 grande.
Tritone
Il più grande dei satelliti, il satellite di Nettuno, fu scoperto da W. Lassell (Isola di Malta, 1846). La distanza da Nettuno è di 394.700 km, il periodo di rivoluzione siderale è di 5 giorni. 21 ore 3 min., diametro ca. 3200 km. E il raggio è di 1600 km, che è leggermente (138 km) inferiore al raggio della Luna, sebbene la sua massa sia inferiore di un ordine di grandezza. Forse ha un'atmosfera.
La dimensione del satellite più grande del pianeta, Tritone, è vicina alla dimensione della Luna e la sua massa è 3,5 volte inferiore ad essa. Questo è quasi l'unico satellite del sistema solare che ruota attorno al suo pianeta nella direzione opposta alla rotazione del pianeta stesso attorno al proprio asse. Molti sospettano che Tritone sia un pianeta indipendente una volta catturato da Nettuno.
Tritone ha un'elevata riflettività - 60-90% (la Luna -12%), poiché la maggior parte è costituita da ghiaccio d'acqua.
Si scoprì che Tritone possiede un insignificante guscio di gas, la cui pressione sulla superficie è 70.000 volte inferiore alla pressione atmosferica terrestre. L'origine di questa atmosfera, che avrebbe dovuto dissiparsi molto tempo fa, è stata spiegata dalle frequenti eruzioni che l'hanno riempita di gas. Quando furono ottenute le immagini di Tritone, sulla sua superficie ghiacciata furono effettivamente notate eruzioni simili a geyser di azoto e particelle di polvere scura di varie dimensioni. Tutto questo si dissipa nello spazio circostante. Si presume che, dopo la cattura di Nettuno, il satellite sia stato riscaldato dalle forze delle maree e che fosse addirittura liquido per il primo miliardo di anni dopo la cattura. Forse nel suo intimo conservava ancora questo stato di aggregazione. La superficie di Tritone ricorda le lune di Giove: Europa, Ganimede, Io e Ariel di Urano. Nella sua somiglianza con le calotte polari (nella foto a destra, appena sopra), è simile a Marte.
Continuazione
--INTERRUZIONE DI PAGINA-- Nereide
Nereida è la seconda luna più grande di Nettuno. La distanza media da Nettuno è di 6,2 milioni di km, il suo diametro è di circa 200 km e il suo raggio è di 100 km.
Nereide è la luna conosciuta più lontana da Nettuno. Fa una rivoluzione attorno al pianeta in 360 giorni, cioè quasi un anno terrestre. L'orbita di Nereide è molto allungata, la sua eccentricità arriva fino a 0,75. La distanza maggiore dal satellite al pianeta supera di sette volte la distanza minore. La Nereide fu scoperta nel 1949 da Kuiper (USA). Solo Tritone ha avuto la fortuna di essere scoperto anche dalla Terra nel sistema di Nettuno.
ProteoQuesta luna è la terza più grande della famiglia delle lune di Nettuno. È anche il terzo più distante dal pianeta: solo Tritone e Nereide si muovono più lontano di esso. Questo non vuol dire che questa luna si distingue come qualcosa di speciale, ma è comunque stata scelta dagli scienziati per crearne un modello computerizzato 3D, basato sulle immagini della Voyager 2 (a destra).
Forse non vale la pena fare una descrizione dettagliata dei restanti satelliti, dal momento che i dati tabellari su di loro (e anche allora incompleti) ne parlano in modo abbastanza esaustivo come piccoli pianeti, i cui simili sono molto numerosi tra i satelliti dei pianeti di il sistema solare. Sulla base dei pochi dati disponibili, è difficile parlare della loro individualità. Anche se il futuro permetterà sicuramente ad alcuni di loro di interessare gli astronomi.
Nettuno è l'ottavo pianeta a partire dal Sole e il quarto più grande tra i pianeti. Nonostante questo 4° posto, Urano è inferiore a Nettuno in massa. Nettuno può essere visto con un binocolo (se sai esattamente dove guardare), ma anche con un grande telescopio difficilmente puoi vedere altro che un piccolo disco. Nettuno è un pianeta piuttosto difficile da osservare. La sua brillantezza all'opposizione supera appena l'ottava magnitudine. Tritone è il satellite più grande e luminoso, non molto più luminoso della magnitudine 14. Per rilevare il disco del pianeta, è necessario utilizzare ingrandimenti elevati. L'anello di Nettuno è molto, molto difficile da rilevare dalla Terra e visivamente quasi impossibile.
Solo una navicella spaziale, la Voyager 2, è riuscita a raggiungere un pianeta distante quanto Nettuno. Altri progetti sono ancora... solo progetti. Nettuno è stato visitato da una sola navicella spaziale: Voyager 2 il 25 agosto 1989. Quasi tutto ciò che sappiamo di Nettuno deriva da questo incontro.
ANELLI DI NETTUNO
Anche Nettuno ha degli anelli. Sono stati scoperti durante l'eclissi di una delle stelle di Nettuno nel 1981. Le osservazioni dalla Terra hanno mostrato solo deboli archi invece di anelli completi, ma le fotografie della Voyager 2 nell'agosto 1989 li hanno mostrati a grandezza naturale. Uno degli anelli ha una curiosa struttura curva. Come Urano e Giove, gli anelli di Nettuno sono molto scuri e la loro struttura è sconosciuta. Ma questo non ci ha impedito di dare loro dei nomi: il più esterno - Adamo (contenente tre archi prominenti, che per qualche motivo furono soprannominati Libertà, Uguaglianza e Fratellanza), poi - un anello senza nome che coincide con l'orbita del satellite di Nettuno Galatea, seguito da Leverrier (le cui estensioni esterne prendono il nome di Lascelles e Arago), ed infine il debole ma ampio anello di Halle. Come puoi vedere, i nomi degli anelli immortalano coloro che hanno contribuito alla scoperta di Nettuno.
MAGNETOSFERA
Il campo magnetico di Nettuno, come quello di Urano, è stranamente orientato ed è probabilmente creato dai movimenti di materia conduttrice (probabilmente acqua) situata negli strati intermedi del pianeta, sopra il nucleo. L’asse magnetico è inclinato di 47 gradi rispetto all’asse di rotazione, il che sulla Terra potrebbe riflettersi nell’interessante comportamento dell’ago magnetico, poiché secondo lui il “Polo Nord” potrebbe trovarsi a sud di Mosca... Inoltre, L'asse di simmetria del campo magnetico di Nettuno non passa attraverso il centro del pianeta e si trova a più di mezzo raggio da esso, il che è molto simile alle circostanze dell'esistenza di un campo magnetico attorno a Urano. Di conseguenza, la tensione del campo non è costante sulla superficie in luoghi diversi e varia da un terzo a tre volte quella terrestre. In qualsiasi punto della superficie, anche il campo è variabile, così come la posizione e l'intensità della sorgente nelle viscere del pianeta. Per caso, avvicinandosi a Nettuno, la Voyager si è spostata quasi esattamente nella direzione del polo sud magnetico del pianeta, consentendo agli scienziati di condurre una serie di studi unici, molti dei quali non sono ancora privi di mistero e incomprensibilità. Sono state fatte congetture sulla struttura di Nettuno. Furono scoperti fenomeni nell'atmosfera simili alle aurore terrestri. Studiando i fenomeni magnetici, la Voyager è stata in grado di stabilire con precisione il periodo di rotazione di Nettuno attorno al proprio asse: 16 ore e 7 minuti.
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Elenco della letteratura utilizzata:
Sistema di Saturno. – M.: Mir, 1993.
FL. Volere. Famiglia del Sole - San Pietroburgo: Fiction, 1995.
Enciclopedia per bambini. T. 8. Astronomia. Testa ed. MD Aksenova-M.: Avanta+, 1997.
M.Ya. Marov. Pianeti del sistema solare. – M.: Nauka, 1996.
V.A. Bronshten. Pianeti e loro osservazioni. – M.: Nauka, 1995.
W. Kaufman. Pianeti e lune. – M.: Mir, 1995.
EP Levitan. Libro di testo di astronomia per la 11a elementare. – M.: Educazione, 1994.
Gli anelli del pianeta sono un sistema di formazioni concentriche piatte di polvere e ghiaccio, che ruotano attorno al pianeta sul piano equatoriale. Sono stati rinvenuti anelli su tutti i giganti gassosi del Sistema Solare: Saturno, Giove, Urano, Nettuno.
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Presentazione sull'astronomia Satelliti e anelli di pianeti giganti
Anelli di pianeti giganti Gli anelli di un pianeta sono un sistema di formazioni concentriche piatte di polvere e ghiaccio, che ruotano attorno al pianeta sul piano equatoriale. Sono stati rinvenuti anelli su tutti i giganti gassosi del Sistema Solare: Saturno, Giove, Urano, Nettuno.
Il sistema di anelli di Saturno fu scoperto nel XVII secolo. Il primo ad osservarlo fu molto probabilmente Galileo Galilei nel 1610, ma a causa della scarsa qualità dell'ottica, non vide anelli, ma solo “appendici” su entrambi i lati di Saturno. Nel 1655 Christiaan Huygens, utilizzando un telescopio più avanzato di quello di Galileo, fu il primo a vedere l'anello di Saturno e scrisse: "L'anello è circondato da un anello sottile, piatto, che non si tocca da nessuna parte, inclinato verso l'eclittica". Per più di 300 anni Saturno è stato considerato l'unico pianeta circondato da anelli. Solo nel 1977, osservando l'occultazione di Urano su una stella, furono scoperti anelli attorno al pianeta. Gli anelli deboli e sottili di Giove furono scoperti nel 1979 dalla sonda spaziale Voyager 1. Dieci anni dopo, nel 1989, la Voyager 2 scoprì gli anelli di Nettuno.
Lune di Giove Le lune di Giove sono i satelliti naturali del pianeta Giove. Nel 2018 si conoscono 79 satelliti di Giove; questo è il maggior numero di satelliti scoperti tra tutti i pianeti del sistema solare. I quattro più grandi sono Io, Europa, Ganimede e Callisto.
Lune di Saturno Saturno ha 62 satelliti naturali conosciuti con un'orbita confermata, 53 dei quali hanno i propri nomi. La maggior parte dei satelliti sono di piccole dimensioni e fatti di roccia e ghiaccio. Il più grande satellite di Saturno (e il secondo dell'intero sistema solare dopo Ganimede) è Titano, il cui diametro è di 5152 km. Questo è l'unico satellite con un'atmosfera molto densa (1,5 volte più densa di quella terrestre). È costituito da azoto (98%) con una miscela di metano. Gli scienziati suggeriscono che le condizioni su questo satellite sono simili a quelle che esistevano sul nostro pianeta 4 miliardi di anni fa, quando la vita era appena iniziata sulla Terra.
Lune di Urano Urano ha 27 lune scoperte; i più grandi sono Titania, Oberon, Umbriel, Ariel e Miranda. Miranda è considerata la compagna più intima e più piccola. Ariel è dotato della superficie più brillante e giovanile. Umbriel è la più antica e la più oscura delle cinque lune interne. È dotato di un gran numero di vecchi grandi crateri e misteriosi anelli luminosi su uno degli emisferi. Oberon è il cratere più distante, antico. Ci sono accenni di attività interna. Sul fondo dei crateri è visibile un misterioso materiale scuro. Cordelia e Ofelia sono compagni pastori che reggono lo stretto anello esterno "Epsilon".
Lune di uranio
I satelliti di Nettuno Attualmente si conoscono 14 satelliti. Il satellite più grande di Nettuno è Tritone. Le sue dimensioni sono vicine a quelle della Luna e la sua massa è 3,5 volte inferiore. Questo è l'unico grande satellite del sistema solare che ruota attorno al proprio pianeta nella direzione opposta alla rotazione del pianeta stesso attorno al proprio asse.
Fonti https:// ru.wikipedia.org/ https:// college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/
Grazie per l'attenzione
I pianeti sono giganti
Astronomia – 11° grado
I pianeti sono giganti
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
Giove
Giove è il quinto pianeta dal Sole e il pianeta più grande del sistema solare. Giove ha una massa più che doppia rispetto a quella di tutti gli altri pianeti messi insieme. Giove è composto per circa il 90% da idrogeno e per il 10% da elio con tracce di metano, acqua e ammoniaca. Giove può avere un nucleo di materiale solido che è circa 10-15 volte la massa della Terra. Sopra il nucleo si trova la maggior parte del pianeta sotto forma di idrogeno metallico liquido. Lo strato più lontano dal nucleo è costituito principalmente da idrogeno molecolare ordinario ed elio.
La Grande Macchia Rossa fu notata dagli osservatori sulla Terra più di 300 anni fa. Misura 12.000 per 25.000 km.
Giove emette nello spazio più energia di quanta ne riceve dal sole. All'interno di Giove c'è un nucleo caldo la cui temperatura è di circa 20.000 K. Giove ha un enorme campo magnetico, molto più forte di quello della terra. Giove ha anelli come Saturno, ma molto più deboli. Giove ha 16 satelliti conosciuti: 4 grandi e 12 piccoli.
Ottima macchia rossa
La Grande Macchia Rossa è una formazione ovale
di varie dimensioni, ubicati nella parte meridionale
zona tropicale. Attualmente lo è
dimensioni 15x30 mila km, e cento anni fa osservatori
notato dimensioni 2 volte più grandi. A volte lo
potrebbe non essere molto chiaramente visibile. La Grande Macchia Rossa è un vortice libero (anticiclone) di lunga durata nell'atmosfera di Giove, che compie una rivoluzione completa in 6 giorni terrestri e, come le zone luminose, è caratterizzato da correnti ascensionali nell'atmosfera. Le nuvole al suo interno si trovano più in alto e la loro temperatura è inferiore rispetto alle aree vicine delle cinture.
Lune di Giove
Nome
Raggio, km
Nome
Raggio, km
Metis
20
Callisto
1883
Adrastea
10
Leda
8
Amaltea
181
Himalaya
93
Teba
222
Lisistea
18
E a proposito di
422
Ilara
38
Europa
617
Ananke
15
Ganimede
2631
Karma
20
Pasifae
25
Sinope
18
E A PROPOSITO DI
Io è il terzo satellite più grande e più vicino di Giove. Io fu scoperta da Galileo e Mario nel 1610.
Io ed Europa sono simili nella composizione ai pianeti terrestri, principalmente a causa della presenza di rocce di silicato.
Su Io sono stati trovati pochissimi crateri, il che significa che la sua superficie è molto giovane. Invece di crateri, furono scoperti centinaia di vulcani. Alcuni di loro sono attivi!
I paesaggi di Io sono sorprendentemente diversi: pozzi profondi fino a diversi chilometri, laghi di zolfo fuso, montagne che non sono vulcani, corsi d'acqua di una sorta di liquido viscoso che si estendono per centinaia di chilometri e bocche vulcaniche.
Io, come la Luna, è sempre rivolta dallo stesso lato verso Giove.
Io ha un'atmosfera molto sottile, costituita da anidride solforosa e forse da altri gas.
Europa
Europa è la quarta luna più grande di Giove.
Europa fu scoperta da Galileo e Mario nel 1610. Europa e Io hanno una composizione simile ai pianeti terrestri: anch'essi sono composti principalmente da roccia silicatica.
A differenza di Io, Europa è ricoperta superiormente da un sottile strato di ghiaccio. Dati recenti provenienti da Galileo indicano che l'interno di Europa è composto da strati con un piccolo nucleo metallico al centro.
Le immagini della superficie di Europa ricordano da vicino le immagini del ghiaccio marino sulla Terra. È possibile che sotto la superficie del ghiaccio di Europa ci sia un livello di acqua liquida profondo fino a 50 km.
Osservazioni recenti indicano che Europa ha un'atmosfera con pochissima ossigeno. Galileo rilevò la presenza di un debole campo magnetico (forse 4 volte più debole di quello di Ganimede).
Ganimede
Ganimede è la settima e più grande luna di Giove.
Ganimede fu scoperto da Galileo e Mario nel 1610. Ganimede è la luna più grande del Sistema Solare.
Ganimede è diviso in tre livelli strutturali: un piccolo nucleo di ferro fuso o di ferro e zolfo, circondato da un mantello roccioso di silicati con un guscio ghiacciato in superficie.
La superficie di Ganimede è costituita principalmente da due tipi di terreno: aree molto antiche, scure e fortemente craterizzate, e aree un po' più giovani e più chiare con estese file di fossati e creste montuose.
La sottile atmosfera di Ganimede contiene ossigeno come Europa. Questo satellite ha il proprio campo magnetosferico, che si estende all'interno dell'enorme Giove.
Callisto
Callisto è l'ottava luna conosciuta di Giove e la seconda più grande
Callisto fu scoperta da Galileo e Mario nel 1610.
Callisto è composto principalmente per circa il 40% da ghiaccio e per il 60% da roccia/ferro, simile a Titano e Tritone.
La superficie di Callisto è completamente ricoperta di crateri. La sua età è stimata in 4 miliardi di anni.
Callisto ha pochissima atmosfera composta da anidride carbonica.
Saturno
Saturno è il sesto dal Sole e il secondo pianeta più grande del Sistema Solare.
Saturno è chiaramente oblato; i suoi diametri equatoriale e polare differiscono di quasi il 10%, a causa della sua rapida rotazione e dello stato liquido. Saturno ha la densità più bassa tra tutti i pianeti, il suo peso specifico è solo 0,7, inferiore a quello dell'acqua.
Come Giove, Saturno è composto per circa il 75% da idrogeno e per il 25% da elio, con tracce di acqua, metano, ammoniaca e roccia.
Gli anelli di Saturno sono insolitamente sottili: sebbene abbiano un diametro di 250.000 km o più, hanno uno spessore di 1,5 km. Sono costituiti principalmente da particelle di ghiaccio e roccia ricoperte da una crosta di ghiaccio.
Come altri pianeti del gruppo Giove, Saturno ha un campo magnetico significativo.
Saturno ha 18 lune.
Anelli di Saturno.
Anelli di Saturno.
Ci sono tre anelli principali, chiamati A, B e C. Sono visibili senza troppe difficoltà dalla Terra. Esistono anche nomi per gli anelli più deboli: D, E, F.
Ad un esame più attento, ci sono moltissimi anelli.
Ci sono spazi tra gli anelli dove non ci sono particelle. Quello degli spazi vuoti che può essere visto con un telescopio medio dalla Terra (tra gli anelli A e B) è chiamato gap di Cassini.
Le lune di Saturno
Nome
Raggio o dimensioni. km
Nome
Raggio o dimensioni. km
Padella
?
Encelado
250
Atlante
20×15
Teti
525
Prometeo
70x40
Telesto
12(?)
Pandora
55x35
Calipso
5x10
Epimezio
70x50
Diona
560
Giano
110x80
Elena
18x15
Mima
195
Rea
765
Titanio
2575
Iperione
720
Giapeto
175x100
Febe
110
Mima
Mimas fu scoperto nel 1789 da Herschel.
Mimas è insolito in quanto su di esso è stato scoperto un enorme cratere, grande quanto un terzo del satellite. È ricoperto di crepe, probabilmente causate dall'influenza delle maree di Saturno: Mimas è il grande satellite più vicino al pianeta.
Nella foto potete vedere lo stesso enorme cratere meteoritico, chiamato Herschel. La sua dimensione è di 130 chilometri. Herschel si trova a 10 chilometri di profondità nella superficie, con una collina centrale alta quasi quanto l'Everest.
Encelado
Encelado fu scoperto nel 1789 da Herschel.
Encelado ha la superficie più attiva di tutte le lune del sistema. Presenta tracce di colate che hanno distrutto la topografia precedente, per cui si presume che le viscere di questo satellite possano essere ancora attive.
Inoltre, sebbene i crateri possano essere visti ovunque, la loro scarsità in alcune aree implica che queste aree abbiano solo poche centinaia di milioni di anni. Ciò significherebbe che parti della superficie di Encelado sono ancora soggette a cambiamenti.
Si ritiene che la sua attività risieda nell'influenza delle forze di marea di Saturno, che riscaldano Encelado
Teti
Teti fu scoperta nel 1684 da J. Cassini.
Teti è famosa per la sua enorme faglia, lunga 2000 km, tre quarti della lunghezza dell'equatore del satellite!
Le foto di Teti restituite dalla Voyager 2 mostravano un cratere grande e liscio, circa un terzo del diametro della luna stessa, chiamato Ulisse. È più grande di Herschel su Mimas. Sfortunatamente, nell'immagine presentata questi dettagli sono scarsamente distinguibili.
Esistono diverse ipotesi sull'origine della fessura, tra cui una che suggerisce un periodo della storia di Teti in cui era liquida. Una volta congelato, potrebbe formarsi una fessura.
La temperatura superficiale di Teti è di 86 K.
Diona
Dione fu scoperto nel 1684 da J. Cassini.
Sulla superficie di Dione sono visibili tracce del rilascio di materiale leggero sotto forma di brina, numerosi crateri e una valle tortuosa.
Rea
Rea fu scoperta nel 1672 da J. Cassini.
Rhea - ha una superficie antica, completamente disseminata di crateri
Titanio
Titano fu scoperto da Huygens nel 1655.
Titano è formato per metà da acqua ghiacciata e per metà da materiale roccioso. È possibile che la sua struttura sia differenziata in livelli separati, con una zona centrale rocciosa circondata da livelli separati costituiti da diverse forme cristalline di ghiaccio. Potrebbe fare ancora caldo dentro.
Titano è l'unica tra tutte le lune del sistema solare ad avere un'atmosfera significativa. La pressione sulla sua superficie è superiore a 1,5 bar (50% superiore a quella terrestre). L'atmosfera è costituita principalmente da azoto molecolare (come sulla Terra) con argon che non costituisce più del 6% e una piccola percentuale di metano. Sono state trovate anche tracce di almeno una dozzina di altre sostanze organiche (etano, acido cianidrico, anidride carbonica) e acqua.
Iperione
Hyperion fu scoperto nel 1848 da Lascelles.
La forma irregolare del satellite provoca un fenomeno insolito: ogni volta che il gigante Titano e Hyperion si avvicinano, Titano cambia l'orientamento di Hyperion attraverso le forze gravitazionali.
La forma irregolare di Hyperion e le tracce di un antico bombardamento da parte di meteoriti rendono possibile definire Hyperion il più antico del sistema di Saturno
Giapeto
Giapeto fu scoperto nel 1671 da J. Cassini.
L'orbita di Giapeto si trova a quasi 4 milioni di chilometri da Saturno.
Un lato di Giapeto è fortemente craterizzato, mentre l'altro lato è quasi liscio.
Giapeto è noto per la sua luminosità superficiale eterogenea. Il satellite, come la Luna e la Terra, è sempre rivolto con un lato verso Saturno, tanto che nella sua orbita si muove solo con un lato in avanti, che è 10 volte più scuro del lato opposto. Esiste una versione secondo cui nel suo movimento il satellite “spazza via” polvere e piccole particelle che orbitano anche attorno a Saturno. D'altronde forse questa materia oscura è generata dalle viscere del satellite.
Febe
Febe ruota attorno al pianeta nella direzione opposta alla direzione di rotazione di tutti gli altri satelliti e Saturno attorno al suo asse. Ha una forma approssimativamente sferica e riflette circa il 6% della luce solare.
Oltre a Hyperion, questo è l'unico satellite che non è sempre rivolto verso Saturno da un lato.
Tutte queste caratteristiche ci permettono molto ragionevolmente di dire che Phoebe è un asteroide catturato nelle reti gravitazionali.
Urano
Urano è il primo pianeta scoperto in tempi moderni da William Herschel durante la sua indagine sistematica del cielo con un telescopio il 13 marzo 1781.
L'asse di rotazione della maggior parte dei pianeti è quasi perpendicolare al piano dell'eclittica e l'asse di Urano è quasi parallelo all'eclittica.
L'uranio è costituito principalmente da rocce e vari ghiacci. Apparentemente Urano non ha un nucleo roccioso come Giove e Saturno.
L'atmosfera di Urano è composta per l'83% da idrogeno, per il 15% da elio e per il 2% da metano. Come altri pianeti gassosi, Urano ha anelli. Come Giove, sono molto scuri e, come Saturno, oltre alle polveri sottili, contengono particelle piuttosto grandi, fino a 10 metri di diametro. Ci sono 11 anelli conosciuti.
Urano ha 15 lune conosciute e nominate e 5 scoperte di recente.
Satelliti
Nome
Raggio. km
Nome
Raggio. km
Ofelia
16
Rosalinda
27
Bianca
22
Belinda
34
Cressidia
33
Pacchetto
77
Desdemona
29
Miranda
236
Giulietta
42
Ariel
191
Porzia
55
Umbriel
585
Titania
789
Oberon
761
Calibano
60(?)
Sicorace
120(?)
Miranda
È stato scoperto nel 1948 da Kuiper
. La superficie di Miranda è un miscuglio: terreno craterizzato intervallato da aree con solchi misteriosi, valli intervallate da scogliere alte più di 5 chilometri.
Le piccole dimensioni e la bassa temperatura di Miranda (-187 gradi Celsius) e, allo stesso tempo, l'intensità e la diversità dell'attività tettonica su questo satellite hanno sorpreso gli scienziati. È probabile che le forze di marea provenienti da Urano, costantemente impegnate a deformare il satellite, siano servite come ulteriore fonte di energia per tale attività.
Ariel
Fu scoperto nel 1851 da Lascelles.
La superficie di Ariel è un misto di terreno craterizzato e sistemi di valli interconnessi lunghi centinaia di chilometri e profondi più di 10 chilometri.
Ariel ha la superficie più brillante e forse geologicamente più giovane del sistema satellitare di Urano.
Umbriel
Fu scoperto nel 1851 da Lascelles
La superficie di Umbriel è antica e oscura, essendo stata apparentemente soggetta a pochi processi geologici.
I toni scuri della superficie di Umbriel potrebbero essere il risultato della polvere e dei piccoli detriti che un tempo si trovavano in prossimità dell'orbita lunare.
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