Prezentácia obrovských planét, ich satelitov a prstencov. Prezentácia o astronómii "obrovské planéty"

Obrie planéty sú štyri planéty slnečnej sústavy: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún; nachádza mimo prstenca menších planét. Obrie planéty sú štyri planéty slnečnej sústavy: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún; nachádza mimo prstenca menších planét. Tieto planéty, ktoré majú množstvo podobných fyzikálnych vlastností, sa tiež nazývajú vonkajšie planéty. Tieto planéty, ktoré majú množstvo podobných fyzikálnych vlastností, sa tiež nazývajú vonkajšie planéty. Na rozdiel od planét v pevnej fáze pozemskej skupiny sú to všetky plynné planéty, majú výrazne väčšie rozmery a hmotnosti (v dôsledku čoho je tlak v ich hĺbkach oveľa vyšší), nižšiu priemernú hustotu (blízko priemernej slnečnej, 1,4 g/cm³), silné atmosféry, rýchla rotácia, ako aj prstence (zatiaľ čo terestrické planéty ich nemajú) a veľké množstvo satelitov. Takmer všetky tieto charakteristiky klesajú od Jupitera po Neptún. Na rozdiel od planét v pevnej fáze pozemskej skupiny sú to všetky plynné planéty, majú výrazne väčšie rozmery a hmotnosti (v dôsledku čoho je tlak v ich hĺbkach oveľa vyšší), nižšiu priemernú hustotu (blízko priemernej slnečnej, 1,4 g/cm³), silné atmosféry, rýchla rotácia, ako aj prstence (zatiaľ čo terestrické planéty ich nemajú) a veľké množstvo satelitov. Takmer všetky tieto charakteristiky klesajú od Jupitera po Neptún. V roku 2011 vedci navrhli model, na základe ktorého po sformovaní Slnečnej sústavy ešte približne 600 miliónov rokov existovala hypotetická piata obrovská planéta veľkosti Uránu. Následne, počas migrácie veľkých planét do ich súčasnej polohy, musela byť táto planéta vyvrhnutá zo slnečnej sústavy, aby planéty mohli obsadiť svoje súčasné dráhy bez vymrštenia existujúceho Uránu alebo Neptúna alebo bez toho, aby spôsobili kolíziu medzi Zemou a Venušou alebo Marsom. . V roku 2011 vedci navrhli model, na základe ktorého po sformovaní Slnečnej sústavy ešte približne 600 miliónov rokov existovala hypotetická piata obrovská planéta veľkosti Uránu. Následne, počas migrácie veľkých planét do ich súčasnej polohy, musela byť táto planéta vyvrhnutá zo slnečnej sústavy, aby planéty mohli obsadiť svoje súčasné dráhy bez vymrštenia existujúceho Uránu alebo Neptúna alebo bez toho, aby spôsobili kolíziu medzi Zemou a Venušou alebo Marsom. .

Jupiter je najväčšia planéta slnečnej sústavy. Jeho priemer je 11 a jeho hmotnosť je 318-krát väčšia ako hmotnosť Zeme a trojnásobok hmotnosti všetkých ostatných planét dohromady. Súdiac podľa veľkosti by mal byť Jupiter ešte ťažší, takže vedci dospeli k záveru, že jeho vonkajšie vrstvy sú tvorené plynom. Jupiter je 5-krát ďalej od Slnka ako Zem, takže sa poriadne ochladzuje. Vzhľadom na vzdialenosť od Slnka sa plyny pri jeho vzniku neodparili. Jupiter je najväčšia planéta slnečnej sústavy. Jeho priemer je 11 a jeho hmotnosť je 318-krát väčšia ako hmotnosť Zeme a trojnásobok hmotnosti všetkých ostatných planét dohromady. Súdiac podľa veľkosti by mal byť Jupiter ešte ťažší, takže vedci dospeli k záveru, že jeho vonkajšie vrstvy sú tvorené plynom. Jupiter je 5-krát ďalej od Slnka ako Zem, takže sa poriadne ochladzuje. Vzhľadom na vzdialenosť od Slnka sa plyny pri jeho vzniku neodparili.

Charakteristika Jupitera Macca: 1,9*10 27 kg. (318-násobok hmotnosti Zeme) Priemer: km. (11,2-násobok priemeru Zeme) Hustota: 1,31 g/cm 3 Teplota hornej oblačnosti: -160 o C Dĺžka dňa: 9,93 hodiny Vzdialenosť od Slnka (priemer): 5,203 AU, teda 778 miliónov . km.. Doba obehu (rok): 11,86 rokov Rýchlosť obehu: 13,1 km/s Gravitačné zrýchlenie: 25,8 m/s 2

Veľká červená škvrna Veľká červená škvrna (GRS) je atmosférický útvar na Jupiteri, najvýznamnejší útvar na disku planéty, pozorovaný takmer 350 rokov. Veľká červená škvrna (GRS) je atmosférický útvar na Jupiteri, najvýraznejší útvar na disku planéty, pozorovaný takmer 350 rokov. BCP objavil Giovanni Cassini v roku 1665. Funkcia uvedená v 1664 poznámkach Roberta Hooka môže byť tiež identifikovaná ako BCP. Pred misiou Voyager mnohí astronómovia verili, že škvrna má pevnú povahu. BCP objavil Giovanni Cassini v roku 1665. Funkcia uvedená v 1664 poznámkach Roberta Hooka môže byť tiež identifikovaná ako BCP. Pred misiou Voyager mnohí astronómovia verili, že škvrna má pevnú povahu. BKP je obrovský hurikán-anticyklón, ktorý meria tisíce kilometrov na dĺžku a tisíce kilometrov na šírku (výrazne väčší ako Zem). Veľkosť škvrny sa neustále mení, všeobecná tendencia je klesať; Pred 100 rokmi bol BKP približne 2-krát väčší a oveľa jasnejší (pozri výsledky pozorovaní A. A. Belopolského v 80. rokoch 19. storočia). Je to však najväčší atmosférický vír v Slnečnej sústave. BKP je obrovský hurikán-anticyklón, ktorý meria tisíce kilometrov na dĺžku a tisíce kilometrov na šírku (výrazne väčší ako Zem). Veľkosť škvrny sa neustále mení, všeobecná tendencia je klesať; Pred 100 rokmi bol BKP približne 2-krát väčší a oveľa jasnejší (pozri výsledky pozorovaní A. A. Belopolského v 80. rokoch 19. storočia). Je to však najväčší atmosférický vír v Slnečnej sústave. Škvrna sa nachádza približne na 22° južnej zemepisnej šírky a pohybuje sa rovnobežne s rovníkom planéty. Okrem toho sa plyn v BKP otáča proti smeru hodinových ručičiek s dobou rotácie asi 6 pozemských dní. Rýchlosť vetra vo vnútri miesta presahuje 500 km/h. Škvrna sa nachádza približne na 22° južnej zemepisnej šírky a pohybuje sa rovnobežne s rovníkom planéty. Okrem toho sa plyn v BKP otáča proti smeru hodinových ručičiek s dobou rotácie asi 6 pozemských dní. Rýchlosť vetra vo vnútri miesta presahuje 500 km/h. Vrch oblačnosti BKP je približne 8 km nad vrcholom okolitej oblačnosti. Teplota miesta je o niečo nižšia ako priľahlé oblasti. V tomto prípade je centrálna časť škvrny o niekoľko stupňov teplejšia ako jej okrajové časti. Vrch oblačnosti BKP je približne 8 km nad vrcholom okolitej oblačnosti. Teplota miesta je o niečo nižšia ako priľahlé oblasti. V tomto prípade je centrálna časť škvrny o niekoľko stupňov teplejšia ako jej okrajové časti. Červená farba BKP zatiaľ nenašla jasné vysvetlenie. Možno túto farbu dávajú škvrne chemické zlúčeniny vrátane fosforu. Červená farba BKP zatiaľ nenašla jasné vysvetlenie. Možno túto farbu dávajú škvrne chemické zlúčeniny vrátane fosforu.

Satelity Jupitera Satelity Jupitera Vedci dnes poznajú 67 satelitov Jupitera; ide o najväčší počet objavených satelitov spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy. K dnešnému dňu vedci poznajú 67 satelitov Jupitera; ide o najväčší počet objavených satelitov spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy.

Dôležité objavy 1664V Oxforde Robert Hooke opisuje a načrtáva Veľkú červenú škvrnu Prvé správne meranie rýchlosti svetla uskutočnené načasovaním zatmení Jupiterových mesiacov. 1932 V atmosfére Jupitera bol objavený metán a čpavok Predpokladalo sa, že vodík na Jupiteri má vlastnosti kovu. 1955 Náhodný objav rádiových vĺn vyžarovaných Jupiterom. 1973 Prvá vesmírna sonda „Pioneer 11“ preletela blízko stretnutia Jupitera Voyagera s Jupiterom. Bola objavená rotácia Veľkej červenej škvrny, objavený malý prstencový systém, objavené polárne žiary a boli získané nádherné fotografie Jupitera a všetkých jeho mesiacov. 1989 Vypustenie kozmickej sondy Galileo. 1994 Zrážka kométy s Jupiterom.

Saturn, šiesta planéta od Slnka, má úžasný prstencový systém. Vďaka svojej rýchlej rotácii okolo svojej osi je Saturnova guľa akoby sploštená na póloch a nafúknutá pozdĺž rovníka. Rýchlosť vetra na rovníku dosahuje 1800 km/h, čo je štvornásobok rýchlosti najrýchlejších vetrov na Jupiteri. Šírka Saturnových prstencov je kilometrov, no majú hrúbku len niekoľko desiatok metrov Saturn, šiesta planéta od Slnka, má úžasný systém prstencov. Vďaka svojej rýchlej rotácii okolo svojej osi je Saturnova guľa akoby sploštená na póloch a nafúknutá pozdĺž rovníka. Rýchlosť vetra na rovníku dosahuje 1800 km/h, čo je štvornásobok rýchlosti najrýchlejších vetrov na Jupiteri. Šírka Saturnových prstencov je kilometrov, no majú hrúbku len niekoľko desiatok metrov.

Charakteristika Saturn Macca: 5,68*10 26 kg. (95-násobok hmotnosti Zeme) Priemer: km. (9,46-násobok priemeru Zeme) Hustota: 0,71 g/cm 3 Teplota hornej oblačnosti: -150 o C Dĺžka dňa: 10,54 hodiny Vzdialenosť od Slnka (priemer): 9,54 au, to je 1427 miliónov km Doba obehu (rok): 29,46 rokov Rýchlosť obehu: 9,6 km/s Gravitačné zrýchlenie: 11,3 m/s 2

Saturnove prstence Saturnove prstence sú sústavou plochých sústredných útvarov ľadu a prachu, ktoré sa nachádzajú v rovníkovej rovine Saturnu. Povaha prstencov Prstence Saturnu sú sústavou plochých sústredných útvarov ľadu a prachu, ktoré sa nachádzajú v rovníkovej rovine Saturnu. Povaha prstencov Rovina rotácie prstencového systému sa zhoduje s rovinou Saturnovho rovníka. Veľkosť častíc materiálu v prstencoch sa pohybuje od mikrometrov po centimetre a (menej často) desiatky metrov. Zloženie hlavných prstencov: vodný ľad (asi 99%) s prímesami silikátového prachu. Hrúbka prstencov je v porovnaní s ich šírkou extrémne malá (od 7 do 80 tisíc kilometrov nad rovníkom Saturnu) a pohybuje sa od jedného kilometra do desiatich metrov. Celková hmotnosť úlomkov v prstencovom systéme sa odhaduje na 3 x 1019 kilogramov. Rovina rotácie prstencového systému sa zhoduje s rovinou Saturnovho rovníka. Veľkosť častíc materiálu v prstencoch sa pohybuje od mikrometrov po centimetre a (menej často) desiatky metrov. Zloženie hlavných prstencov: vodný ľad (asi 99%) s prímesami silikátového prachu. Hrúbka prstencov je v porovnaní s ich šírkou extrémne malá (od 7 do 80 tisíc kilometrov nad rovníkom Saturnu) a pohybuje sa od jedného kilometra do desiatich metrov. Celková hmotnosť úlomkov v prstencovom systéme sa odhaduje na 3 x 1019 kilogramov.

Pôvod prstencov Pôvod prstencov Podľa nového modelu je na vine niekoľko po sebe nasledujúcich absorpcií Saturnom jeho satelitov, ktoré pred miliardami rokov obiehali okolo mladého plynného obra. Kanupove výpočty ukazujú, že potom, čo sa Saturn sformoval asi pred 4,5 miliardami rokov na úsvite slnečnej sústavy, obiehalo okolo neho niekoľko veľkých satelitov, každý jeden a pol násobok veľkosti Mesiaca. Postupne v dôsledku gravitačného vplyvu tieto satelity jeden po druhom „spadli“ do útrob Saturnu. Z „primárnych“ satelitov dnes zostal iba Titan. V procese opúšťania ich obežných dráh a vstupu na špirálovú trajektóriu boli tieto satelity zničené. Ľahká ľadová zložka zároveň zostala vo vesmíre, kým ťažké minerálne zložky nebeských telies planéta pohltila. Následne bol ľad zachytený gravitáciou ďalšieho satelitu Saturna a cyklus sa znova opakoval. Keď Saturn zachytil posledný zo svojich „primárnych“ satelitov, stal sa z neho obrovská ľadová guľa s pevným minerálnym jadrom, okolo planéty sa vytvoril „oblak“ ľadu. Fragmenty tohto „oblaku“ mali priemer od 1 do 50 kilometrov a tvorili primárny prstenec Saturnu. Hmotnosť tohto prstenca prevyšovala moderný prstencový systém 1 000 krát, ale v priebehu nasledujúcich 4,5 miliardy rokov dopady ľadových blokov tvoriacich prstenec viedli k rozdrveniu ľadu do veľkosti krúp. Zároveň bola väčšina hmoty absorbovaná planétou a bola tiež stratená počas interakcie s asteroidmi a kométami, z ktorých mnohé sa stali obeťami gravitácie Saturnu. Podľa nového modelu je na vine niekoľko po sebe idúcich absorpcií Saturnom jeho satelitov, ktoré pred miliardami rokov obiehali okolo mladého plynného obra. Kanupove výpočty ukazujú, že potom, čo sa Saturn sformoval asi pred 4,5 miliardami rokov na úsvite slnečnej sústavy, obiehalo okolo neho niekoľko veľkých satelitov, každý jeden a pol násobok veľkosti Mesiaca. Postupne v dôsledku gravitačného vplyvu tieto satelity jeden po druhom „spadli“ do útrob Saturnu. Z „primárnych“ satelitov dnes zostal iba Titan. V procese opúšťania ich obežných dráh a vstupu na špirálovú trajektóriu boli tieto satelity zničené. Ľahká ľadová zložka zároveň zostala vo vesmíre, kým ťažké minerálne zložky nebeských telies planéta pohltila. Následne bol ľad zachytený gravitáciou ďalšieho satelitu Saturna a cyklus sa znova opakoval. Keď Saturn zachytil posledný zo svojich „primárnych“ satelitov, stal sa z neho obrovská ľadová guľa s pevným minerálnym jadrom, okolo planéty sa vytvoril „oblak“ ľadu. Fragmenty tohto „oblaku“ mali priemer od 1 do 50 kilometrov a tvorili primárny prstenec Saturnu. Hmotnosť tohto prstenca prevyšovala moderný prstencový systém 1 000 krát, ale v priebehu nasledujúcich 4,5 miliardy rokov dopady ľadových blokov tvoriacich prstenec viedli k rozdrveniu ľadu do veľkosti krúp. Zároveň bola väčšina hmoty absorbovaná planétou a bola tiež stratená počas interakcie s asteroidmi a kométami, z ktorých mnohé sa stali obeťami gravitácie Saturnu.

Mesiace Saturnu Saturn má 62 známych prirodzených satelitov s potvrdenou obežnou dráhou, z ktorých 53 má svoje vlastné mená. Väčšina satelitov je malých rozmerov a pozostáva z kameňov a ľadu, čo je zrejmé z ich vysokej odrazivosti. 24 satelitov Saturnu je pravidelných, zvyšných 38 je nepravidelných. Nepravidelné satelity boli rozdelené podľa charakteristík ich obežných dráh do troch skupín: Inuitské, Nórske a Galské. Ich mená sú prevzaté z ich príslušných mytológií. Saturn má 62 známych prirodzených satelitov s potvrdenými dráhami, z ktorých 53 má svoje vlastné mená. Väčšina satelitov je malých rozmerov a pozostáva z kameňov a ľadu, čo je zrejmé z ich vysokej odrazivosti. 24 satelitov Saturnu je pravidelných, zvyšných 38 je nepravidelných. Nepravidelné satelity boli rozdelené podľa charakteristík ich obežných dráh do troch skupín: Inuitské, Nórske a Galské. Ich mená sú prevzaté z ich príslušných mytológií. Najväčší satelit Saturna (a druhý v celej slnečnej sústave po Ganymede) je Titan, ktorého priemer je 5152 km. Toto je jediný satelit s veľmi hustou atmosférou (1,5-krát hustejšou ako Zem). Tvorí ho dusík (98 %) s prímesou metánu. Vedci naznačujú, že podmienky na tomto satelite sú podobné tým, ktoré existovali na našej planéte pred 4 miliardami rokov, keď život na Zemi ešte len začínal. Najväčší satelit Saturna (a druhý v celej slnečnej sústave po Ganymede) je Titan, ktorého priemer je 5152 km. Toto je jediný satelit s veľmi hustou atmosférou (1,5-krát hustejšou ako Zem). Tvorí ho dusík (98 %) s prímesou metánu. Vedci naznačujú, že podmienky na tomto satelite sú podobné tým, ktoré existovali na našej planéte pred 4 miliardami rokov, keď život na Zemi ešte len začínal.

Dôležité objavy 1610 Prvé pozorovanie Saturna cez ďalekohľad Galileo. Jeho teleskop nebol dostatočne výkonný na to, aby videl prstence, a Galileo zaznamenal, že Saturn sa skladal z troch častí. 1633 Najstarší náčrt Saturna. 1655 Christian Huygens objavil Titan. 1656 Christian Huygens hlási prítomnosť prstenca na Saturne. 1675 Cassini objaví medzeru v prstencoch. 1837 Otvorenie Enckeho pukliny. 1876Objavenie nápadnej bielej škvrny. 1932 V atmosfére bol objavený amoniak a metán. 1979 Priblíženie Pioneer 11 k Saturnu. 1980 Voyager 1 urobil snímky Saturna a Titanu. 1981 let Voyageru 2 k Saturnu. 1990 Pozorovanie Saturnu pomocou Hubbleovho vesmírneho teleskopu.

Urán je jedinou planétou slnečnej sústavy, ktorá sa točí okolo Slnka, akoby ležala na boku. Má slabý prstencový systém pozostávajúci z veľmi tmavých častíc s priemerom od mikrometrov po zlomky metra. V súčasnosti je známe, že na Uráne existuje 13 prstencov. Prstene Uránu sú pravdepodobne dosť mladé, čo naznačujú medzery medzi nimi, ako aj rozdiely v ich priehľadnosti. To naznačuje, že prstence neboli vytvorené spolu s planétou. Je možné, že predtým boli prstence jedným zo satelitov Uránu, ktorý bol zničený buď pri zrážke s určitým nebeským telesom, alebo pod vplyvom slapových síl. Urán je jedinou planétou slnečnej sústavy, ktorá sa točí okolo Slnka, akoby ležala na boku. Má slabý prstencový systém pozostávajúci z veľmi tmavých častíc s priemerom od mikrometrov po zlomky metra. V súčasnosti je známe, že na Uráne existuje 13 prstencov. Prstene Uránu sú pravdepodobne dosť mladé, čo naznačujú medzery medzi nimi, ako aj rozdiely v ich priehľadnosti. To naznačuje, že prstence neboli vytvorené spolu s planétou. Je možné, že predtým boli prstence jedným zo satelitov Uránu, ktorý bol zničený buď pri zrážke s určitým nebeským telesom, alebo pod vplyvom slapových síl.

Charakteristika Urana Macca: 8,7*10 25 kg. (14,5-násobok hmotnosti Zeme) Priemer: km. (4-násobok priemeru Zeme) Hustota: 1,27 g/cm 3 Teplota: -220 o C Dĺžka dňa: 17,23 hodiny Vzdialenosť od Slnka (priemer): 19,2 AU, teda 2,86 miliardy km. Doba obehu (rok): 84 rokov Rýchlosť obehu: 6,8 km/s Gravitačné zrýchlenie: 9 m/s 2

Satelity Uránu Satelity Uránu sú prirodzené satelity planéty Urán. K začiatku roka 2013 je známych 27 satelitov. Všetky boli pomenované podľa postáv z diel Williama Shakespeara a Alexandra Popea. Mesiace Uránu sú prirodzenými satelitmi planéty Urán. K začiatku roka 2013 je známych 27 satelitov. Všetky boli pomenované podľa postáv z diel Williama Shakespeara a Alexandra Popea.

„Znásilnenie zámku“ (báseň Alexandra Popea): Ariel, Umbriel, Belinda „Znásilnenie zámku“ (báseň Alexandra Popea): Ariel, Umbriel, Belinda Hry Williama Shakespeara: Hry Williama Shakespeara: Letný slnovrat Sen noci: Titania, Oberon, Puk "Sen noci svätojánskej": Titania, Oberon, Puk "Búrka": (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stephano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "Búrka" : (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinand „King Lear“: Cordelia „King Lear“: Cordelia „Hamlet, princ Dánska“: Ofélia „Hamlet, princ Dánska“ : Ophelia „Skrotenie zlej ženy“: Bianca „Skrotenie zlej ženy“ : Bianca „Troilus a Cressida“: Cressida „Troilus a Cressida“: Cressida „Othello“: Desdemona „Othello“: Desdemona „Rómeo a Júlia“: Júlia, Mab „Romeo a Júlia“: Júlia, Mab „Obchodník benátsky“: Portia „Obchodník benátsky“: Portia „Ako sa vám páči“: Rosalinda „Ako sa vám páči“: Rosalinda „Veľa kriku pre nič“ : Margarita "Veľa kriku pre nič": Margarita "Zimný príbeh": Perdita "Zimný príbeh": Perdita "Timon z Atén": Cupid "Timon z Atén": Cupid

Dôležité objavy 1690 Urán bol prvýkrát opísaný, ale ako hviezda. 13. marca 1781 William Herschel objavil Urán ako planétu. 1787 William Herschel objavil dva mesiace Uránu. 1977 Objavujú sa prstence Uránu, priblíženie sondy Voyager 2 k Uránu. Boli objavené nové mesiace.

Neptún je posledná planéta v slnečnej sústave. Neptún bol prvou planétou objavenou skôr matematickými výpočtami než pravidelnými pozorovaniami. Neptún nie je viditeľný voľným okom. Neptún je posledná planéta v slnečnej sústave. Neptún bol prvou planétou objavenou skôr matematickými výpočtami než pravidelnými pozorovaniami. Neptún nie je viditeľný voľným okom. Neptún, podobne ako iné obrie planéty, nemá pevný povrch. Okolo planéty je päť prstencov: dva svetlé a úzke a tri slabšie. Úplnú revolúciu okolo Slnka dokončí za takmer 165 pozemských rokov, pričom takmer vždy zostáva vo vzdialenosti 4,5 miliardy km od neho. Neptún, podobne ako iné obrie planéty, nemá pevný povrch. Okolo planéty je päť prstencov: dva svetlé a úzke a tri slabšie. Úplnú revolúciu okolo Slnka dokončí za takmer 165 pozemských rokov, pričom takmer vždy zostáva vo vzdialenosti 4,5 miliardy km od neho.

Charakteristika Neptune Macca: 1*10 26 kg. (17,2-násobok hmotnosti Zeme) Priemer: km. (3,9-násobok priemeru Zeme) Hustota: 1,77 g/cm 3 Teplota: -213 o C Dĺžka dňa: 17,87 hodiny Vzdialenosť od Slnka (priemer): 30 AU, teda 4,5 miliardy km. Doba obehu (rok): 165 rokov Rýchlosť obehu: 5,4 km/s Gravitačné zrýchlenie: 11,6 m/s 2

Mesiace Neptúna Neptún má v súčasnosti 14 známych mesiacov. Štyri najvnútornejšie mesiace Neptúna Naiad, Thalassa, Despina a Galatea sú tak blízko Neptúna, že ležia v jeho prstencoch. Neptún má v súčasnosti 14 známych mesiacov. Štyri najvnútornejšie mesiace Neptúna Naiad, Thalassa, Despina a Galatea sú tak blízko Neptúna, že ležia v jeho prstencoch. Galatea Thalassa Naiad Triton Nereid Proteus Despina

Dôležité objavy 23. september 1846Objav Neptúna Johann Galle. 24. august 1989 Voyager 2 prechádza blízko Neptúna a otvára prstence.

Naša slnečná sústava, ak máme na mysli jej podstatu, pozostáva zo Slnka a štyroch obrovských planét a ešte jednoduchšie - zo Slnka a Jupitera, pretože hmotnosť Jupitera je väčšia ako hmotnosť všetkých ostatných cirkumsolárnych objektov - planét, komét, asteroidov - dohromady. . V skutočnosti žijeme v binárnom systéme Slnko-Jupiter a všetky ostatné „drobnosti“ podliehajú ich gravitácii.

Saturn je hmotnostne štyrikrát menší ako Jupiter, ale zložením je podobný: pozostáva tiež najmä z ľahkých prvkov – vodíka a hélia v pomere 9:1 v počte atómov. Urán a Neptún sú ešte menej hmotné a bohatšie na zloženie na ťažšie prvky – uhlík, kyslík, dusík. Preto je skupina štyroch obrov zvyčajne rozdelená na polovicu do dvoch podskupín. Jupiter a Saturn sa nazývajú plynové obry a Urán a Neptún sa nazývajú ľadové obry. Faktom je, že Urán a Neptún nemajú veľmi hustú atmosféru a väčšinu ich objemu tvorí ľadový plášť; teda dosť tuhá látka. A Jupiter a Saturn majú takmer celý objem zaberaný plynnou a kvapalnou „atmosférou“. Navyše všetci obri majú železno-kamenné jadrá, ktoré svojou hmotnosťou prevyšujú našu Zem.

Obrie planéty sú na prvý pohľad primitívne, zatiaľ čo malé planéty sú oveľa zaujímavejšie. Ale možno je to preto, že ešte stále dobre nepoznáme povahu týchto štyroch obrov, a nie preto, že by o nich bol malý záujem. Len ich dobre nepoznáme. Napríklad v celej histórii astronómie sa k dvom ľadovým obrom – Uránu a Neptúnu – priblížila vesmírna sonda iba raz (Voyager 2, NASA, 1986 a 1989), a aj tak okolo nich preletela bez zastavenia. Koľko tam mohol vidieť a merať? Dá sa povedať, že sme ešte nezačali skutočne študovať ľadových obrov.

Plynové obry sú študované oveľa podrobnejšie, keďže okrem preletových vozidiel (Pioneer 10 a 11, Voyager 1 a 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA a ESA) v ich blízkosti už niekoľko rokov fungujú aj umelé. dlhodobé satelity: Galileo (NASA) v rokoch 1995-2003. a Juno (NASA) skúmali Jupiter od roku 2016 a Cassini (NASA a ESA) v rokoch 2004-2017. študoval Saturn.

Jupiter bol preskúmaný najhlbšie, a to v doslovnom zmysle: z Galilea bola do jeho atmosféry spustená sonda, ktorá tam letela rýchlosťou 48 km/s, otvorila padák a za 1 hodinu zostúpila 156 km pod hornú hranu oblakov, kde pri vonkajšom tlaku 23 atm a teplote 153 °C prestal vysielať dáta, zrejme z dôvodu prehriatia. Počas zostupovej trajektórie meral veľa parametrov atmosféry, dokonca aj jej izotopové zloženie. To výrazne obohatilo nielen planetárnu vedu, ale aj kozmológiu. Koniec koncov, obrovské planéty nepustia hmotu, navždy zachovávajú to, z čoho sa zrodili; To platí najmä pre Jupiter. Jeho zakalený povrch má druhú únikovú rýchlosť 60 km/s; je jasné, že odtiaľ nikdy neunikne ani jedna molekula.

Preto si myslíme, že izotopové zloženie Jupitera, najmä zloženie vodíka, je charakteristické pre úplne prvé štádiá života, prinajmenšom pre Slnečnú sústavu a možno aj pre vesmír. A to je veľmi dôležité: pomer ťažkých a ľahkých izotopov vodíka nám hovorí, ako prebiehala syntéza chemických prvkov v prvých minútach vývoja nášho vesmíru a aké fyzikálne podmienky vtedy existovali.

Jupiter rotuje rýchlo, s periódou asi 10 hodín; a keďže priemerná hustota planéty je nízka (1,3 g/cm3), odstredivá sila výrazne zdeformovala jej telo. Pri pohľade na planétu si všimnete, že je stlačená pozdĺž polárnej osi. Stupeň kompresie Jupitera, t.j. relatívny rozdiel medzi jeho rovníkovým a polárnym polomerom je ( R ekv - R poschodie)/ R ekv. = 0,065. Je to priemerná hustota planéty (ρ ∝ PÁN 3) a jeho denné obdobie ( T) určiť tvar jej tela. Ako viete, planéta je kozmické teleso v stave hydrostatickej rovnováhy. Na pól planéty pôsobí iba gravitačná sila ( GM/R 2) a na rovníku pôsobí proti nemu odstredivá sila ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Ich pomer určuje tvar planéty, keďže tlak v strede planéty by nemal závisieť od smeru: rovníkový stĺpec hmoty by mal vážiť rovnako ako polárny. Pomer týchto síl (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(PÁN 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Takže čím nižšia je hustota a dĺžka dňa, tým je planéta stlačenejšia. Pozrime sa: priemerná hustota Saturnu je 0,7 g/cm 3, jeho rotácia je 11 hodín, takmer rovnaká ako u Jupitera, a jeho kompresia je 0,098. Saturn je stlačený jeden a pol krát viac ako Jupiter, a to je ľahké si všimnúť pri pozorovaní planét ďalekohľadom: stlačenie Saturnu je pozoruhodné.

Rýchla rotácia obrovských planét určuje nielen tvar ich tela, a teda aj tvar ich pozorovaného disku, ale aj jeho vzhľad: zakalený povrch obrovských planét má zonálnu štruktúru s pruhmi rôznych farieb natiahnutými pozdĺž rovníka. . Toky plynu sa pohybujú rýchlo, rýchlosťou stoviek kilometrov za hodinu; ich vzájomné posunutie spôsobuje šmykovú nestabilitu a spolu s Coriolisovou silou generuje obrovské víry. Už z diaľky je viditeľná Veľká červená škvrna na Jupiteri, Veľký biely ovál na Saturne a Veľká tmavá škvrna na Neptúne. Známa je najmä anticyklóna Veľká červená škvrna (GRS) na Jupiteri. Kedysi bol BKP dvakrát väčší ako ten súčasný; Galileovi súčasníci ho videli vo svojich slabých ďalekohľadoch. Dnes BCP vybledlo, ale stále tento vír žije v atmosfére Jupitera už takmer 400 rokov, pretože pokrýva obrovskú masu plynu. Jeho veľkosť je väčšia ako zemeguľa. Takáto masa plynu, akonáhle sa rozvíri, sa tak skoro nezastaví. Na našej planéte žijú cyklóny asi týždeň a tam trvajú stáročia.

Akýkoľvek pohyb rozptyľuje energiu, čo znamená, že vyžaduje zdroj. Každá planéta má dve skupiny zdrojov energie – vnútorné a vonkajšie. Zvonku sa na planétu valí prúd slnečného žiarenia a padajú meteoroidy. Zvnútra sa planéta ohrieva rozpadom rádioaktívnych prvkov a gravitačným stláčaním samotnej planéty (Kelvin-Helmholtzov mechanizmus). . Aj keď sme už videli veľké objekty padať na Jupiter a spôsobovať silné výbuchy (Comet Shoemaker-Levy 9), odhady frekvencie ich dopadov ukazujú, že priemerný tok energie, ktorú prinášajú, je podstatne menší ako ten, ktorý prináša slnečné svetlo. Na druhej strane úloha vnútorných zdrojov energie je nejednoznačná. Pre terestrické planéty, pozostávajúce z ťažkých žiaruvzdorných prvkov, je jediným vnútorným zdrojom tepla rádioaktívny rozpad, ale jeho príspevok je v porovnaní s teplom zo Slnka zanedbateľný.

Obrie planéty majú výrazne nižší podiel ťažkých prvkov, no sú masívnejšie a ľahšie stlačiteľné, vďaka čomu je uvoľňovanie gravitačnej energie ich hlavným zdrojom tepla. A keďže sú obri vzdialení od Slnka, vnútorný zdroj sa stáva konkurentom vonkajšieho: niekedy sa planéta ohrieva viac, ako ju ohrieva Slnko. Dokonca aj Jupiter, gigant najbližšie k Slnku, vyžaruje (v infračervenej oblasti spektra) o 60 % viac energie, ako dostáva od Slnka. A energia, ktorú Saturn vyžaruje do vesmíru, je 2,5-krát väčšia ako energia, ktorú planéta prijíma od Slnka.

Gravitačná energia sa uvoľňuje ako pri stláčaní planéty ako celku, tak aj pri diferenciácii jej vnútra, t.j. keď hustejšia hmota klesá do stredu a odtiaľ sa vytláča viac „vznášajúcich sa“. Obidva efekty pravdepodobne fungujú. Napríklad Jupiter v našej dobe klesá približne o 2 cm za rok. A hneď po sformovaní bola dvakrát väčšia, rýchlejšie sa stiahla a bola výrazne teplejšia. Vo svojom okolí potom plnilo úlohu malého slnka, o čom svedčia vlastnosti jeho galilejských satelitov: čím sú bližšie k planéte, tým sú hustejšie a obsahujú menej prchavých prvkov (ako samotné planéty v Slnečná sústava).

Okrem stláčania planéty ako celku hrá dôležitú úlohu v gravitačnom zdroji energie diferenciácia vnútra. Hmota sa delí na hustú a vznášajúcu sa a hustá hmota klesá a uvoľňuje svoju potenciálnu gravitačnú energiu vo forme tepla. Pravdepodobne ide v prvom rade o kondenzáciu a následný pád héliových kvapiek cez plávajúce vrstvy vodíka, ako aj o fázové prechody samotného vodíka. Ale môžu existovať aj zaujímavejšie javy: napríklad kryštalizácia uhlíka - dážď diamantov (!), hoci neuvoľňuje príliš veľa energie, pretože uhlíka je málo.

Vnútorná štruktúra obrovských planét bola doteraz skúmaná len teoreticky. Máme malú šancu priamo preniknúť do ich hlbín a seizmologické metódy, teda akustické ozvučenie, sa u nich ešte neuplatňujú. Možno sa ich niekedy naučíme osvetľovať pomocou neutrín, ale to je ešte ďaleko.

Našťastie správanie hmoty už bolo dobre preštudované v laboratórnych podmienkach pri tlakoch a teplotách, ktoré panujú vo vnútri obrovských planét, čo poskytuje základ pre matematické modelovanie ich vnútra. Existujú metódy na sledovanie primeranosti modelov vnútornej štruktúry planét. Dve fyzikálne polia, magnetické a gravitačné, ktorých zdroje sa nachádzajú v hĺbke, vstupujú do priestoru obklopujúceho planétu, kde ich možno merať prístrojmi vesmírnych sond.

Štruktúru magnetického poľa ovplyvňuje mnoho skresľujúcich faktorov (blízkoplanetárna plazma, slnečný vietor), ale gravitačné pole závisí len od rozloženia hustoty vo vnútri planéty. Čím viac sa teleso planéty líši od sféricky symetrického, čím zložitejšie je jej gravitačné pole, tým viac harmonických obsahuje, čím sa odlišuje od jednoduchého newtonovského telesa. GM/R 2 .

Prístrojom na meranie gravitačného poľa vzdialených planét je spravidla samotná vesmírna sonda, presnejšie jej pohyb v poli planéty. Čím ďalej je sonda od planéty, tým slabšie sa pohybujú menšie rozdiely v poli planéty od sféricky symetrického. Preto je potrebné vypustiť sondu čo najbližšie k planéte. Za týmto účelom od roku 2016 v blízkosti Jupitera funguje nová sonda Juno (NASA). Letí po polárnej dráhe, čo sa ešte nikdy nestalo. Na polárnej dráhe sú vyššie harmonické gravitačné pole výraznejšie, pretože planéta je stlačená a sonda sa občas dostane veľmi blízko k povrchu. Práve to umožňuje merať vyššie harmonické rozpínania gravitačného poľa. Ale z rovnakého dôvodu sonda čoskoro dokončí svoju prácu: letí cez najhustejšie oblasti radiačných pásov Jupitera a jej vybavenie tým veľmi trpí.

Radiačné pásy Jupitera sú kolosálne. Pod vysokým tlakom vodík v útrobách planéty metalizuje: jeho elektróny zovšeobecňujú, strácajú kontakt s jadrami a tekutý vodík sa stáva vodičom elektriny. Obrovská hmotnosť supravodivého média, rýchla rotácia a silná konvekcia – tieto tri faktory prispievajú k vytvoreniu magnetického poľa v dôsledku dynamo efektu. V kolosálnom magnetickom poli, ktoré zachytáva nabité častice letiace zo Slnka, sa vytvárajú monštruózne radiačné pásy. V ich najhustejšej časti ležia dráhy vnútorných Galileových satelitov. Preto človek na povrchu Európy neprežil ani deň a na Io ani hodinu. Ani pre vesmírneho robota nie je ľahké byť tam.

Ganymede a Callisto, ktoré sú od Jupitera vzdialenejšie, sú v tomto zmysle pre výskum oveľa bezpečnejšie. Preto práve tam plánuje Roskosmos v budúcnosti vyslať sondu. Aj keď Európa so svojim podľadovcovým oceánom by bola oveľa zaujímavejšia.

Zdá sa, že ľadoví obri Urán a Neptún sú medzi plynnými obrami a pozemskými planétami. V porovnaní s Jupiterom a Saturnom majú menšiu veľkosť, hmotnosť a centrálny tlak, no ich relatívne vysoké priemerné hustoty naznačujú vyšší podiel prvkov skupiny CNO. Rozšírené a masívne atmosféry Uránu a Neptúna sú väčšinou vodík-héliové. Pod ním je vodný plášť zmiešaný s amoniakom a metánom, ktorý sa bežne nazýva ľadový plášť. Ale planetárni vedci zvyčajne nazývajú chemické prvky skupiny CNO a ich zlúčeniny (H 2 O, NH 3, CH 4 atď.) „ľady“ a nie ich agregovaný stav. Takže plášť môže byť väčšinou tekutý. A pod ním leží relatívne malé železno-kamenné jadro. Keďže koncentrácia uhlíka v hĺbkach Uránu a Neptúna je vyššia ako u Saturna a Jupitera, na spodku ich ľadového plášťa môže byť vrstva tekutého uhlíka, v ktorej sa kondenzujú kryštály, teda diamanty, ktoré sa usadzujú.

Dovoľte mi zdôrazniť, že o vnútornej štruktúre obrovských planét sa aktívne diskutuje a stále existuje pomerne veľa konkurenčných modelov. Každé nové meranie z kozmických sond a každý nový výsledok laboratórnych simulácií vo vysokotlakových inštaláciách vedie k revízii týchto modelov. Pripomeniem, že priame meranie parametrov veľmi plytkých vrstiev atmosféry a len v blízkosti Jupitera vykonala sonda vypustená z Galilea (NASA) iba raz. A všetko ostatné sú nepriame merania a teoretické modely.

Magnetické polia Uránu a Neptúna sú slabšie ako u plynných obrov, ale silnejšie ako na Zemi. Hoci je indukcia poľa na povrchu Uránu a Neptúna približne rovnaká ako na povrchu Zeme (zlomky gaussov), objem, a teda aj magnetický moment, je oveľa väčší. Geometria magnetického poľa ľadových obrov je veľmi zložitá, ďaleko od jednoduchého dipólového tvaru charakteristického pre Zem, Jupiter a Saturn. Pravdepodobným dôvodom je, že magnetické pole sa vytvára v relatívne tenkej elektricky vodivej vrstve plášťa Uránu a Neptúna, kde konvekčné prúdy nemajú vysoký stupeň symetrie (keďže hrúbka vrstvy je oveľa menšia ako jej polomer) .

Napriek vonkajšej podobnosti nemožno Urán a Neptún nazývať dvojčatami. Svedčia o tom ich rôzne priemerné hustoty (1,27 a 1,64 g/cm 3 v tomto poradí) a rôzne rýchlosti uvoľňovania tepla v hĺbkach. Hoci je Urán jedenapolkrát bližšie k Slnku ako Neptún, a preto od neho prijíma 2,5-krát viac tepla, je chladnejší ako Neptún. Faktom je, že Neptún vo svojich hĺbkach vyžaruje ešte viac tepla, ako dostáva od Slnka, zatiaľ čo Urán nevyžaruje takmer nič. Tepelný tok z vnútra Uránu v blízkosti jeho povrchu je len 0,042 ± 0,047 W/m2, čo je ešte menej ako má Zem (0,075 W/m2). Urán je najchladnejšia planéta slnečnej sústavy, aj keď nie najďalej od Slnka. Súvisí to s jeho zvláštnym otáčaním „nabok“? Je to možné.

Teraz hovorme o planetárnych prstencoch.

Každý vie, že „planéta s prstencami“ je Saturn. Ale pri pozornom pozorovaní sa ukáže, že všetky obrie planéty majú prstence. Je ťažké si ich všimnúť zo Zeme. Napríklad prstenec Jupitera nevidíme cez ďalekohľad, ale všimneme si ho v protisvetle, keď sa vesmírna sonda pozerá na planétu z jej nočnej strany. Tento prstenec pozostáva z tmavých a veľmi malých častíc, ktorých veľkosť je porovnateľná s vlnovou dĺžkou svetla. Prakticky neodrážajú svetlo, ale dobre ho rozptyľujú dopredu. Urán a Neptún sú obklopené tenkými prstencami.

Vo všeobecnosti žiadne dve planéty nemajú rovnaké prstence; všetky sú odlišné.

Dá sa žartom povedať, že aj Zem má prsteň. Umelé. Pozostáva z niekoľkých stoviek satelitov vypustených na geostacionárnu dráhu. Tento obrázok ukazuje nielen geostacionárne satelity, ale aj satelity na nízkych obežných dráhach, ako aj na vysokých eliptických dráhach. Ale geostacionárny prstenec vyniká na ich pozadí celkom zreteľne. Toto je však kresba, nie fotografia. Umelý prstenec Zeme sa ešte nikomu nepodarilo odfotiť. Koniec koncov, jeho celková hmotnosť je malá a jeho odrazná plocha je zanedbateľná. Je nepravdepodobné, že celková hmotnosť satelitov v prstenci bude 1000 ton, čo je ekvivalent asteroidu s veľkosťou 10 m. Porovnajte to s parametrami prstencov obrích planét.

Je dosť ťažké si všimnúť nejaký vzťah medzi parametrami prsteňov. Materiál Saturnových prstencov je biely ako sneh (albedo 60%) a zvyšné prstence sú čiernejšie ako uhlie (A = 2-3%). Všetky prstence sú tenké, ale Jupiterov je dosť hrubý. Všetko je vyrobené z dlažobných kociek, ale Jupiter je vyrobený z prachových častíc. Štruktúra prstencov je tiež odlišná: niektoré pripomínajú gramofónovú platňu (Saturn), iné pripomínajú hromadu obrúčok v tvare matriošky (Urán), ďalšie sú rozmazané, difúzne (Jupiter) a prstence Neptúna nie sú vôbec uzavreté. a vyzerajú ako oblúky.

Nemôžem omotať hlavu okolo relatívne malej hrúbky prstencov: s priemerom stoviek tisíc kilometrov sa ich hrúbka meria v desiatkach metrov. Takéto jemné predmety sme ešte v rukách nedržali. Ak porovnáme prstenec Saturna s listom písacieho papiera, potom by list so známou hrúbkou mal veľkosť futbalového ihriska!

Ako vidíme, prstence všetkých planét sa líšia v zložení častíc, v ich rozložení, v morfológii – každá obrovská planéta má svoju jedinečnú výzdobu, ktorej pôvod zatiaľ nerozumieme. Prstence zvyčajne ležia v rovníkovej rovine planéty a otáčajú sa v rovnakom smere ako samotná planéta a skupina satelitov v jej blízkosti. V skorších dobách astronómovia verili, že prstence sú večné, že existujú od okamihu zrodenia planéty a zostanú s ňou navždy. Teraz sa uhol pohľadu zmenil. Výpočty však ukazujú, že prstence nie sú veľmi odolné, že ich častice sa spomaľujú a padajú na planétu, vyparujú sa a rozptyľujú sa vo vesmíre a usadzujú sa na povrchu satelitov. Dekorácia je teda dočasná, aj keď dlhoveká. Astronómovia teraz veria, že prstenec je výsledkom kolízie alebo slapového narušenia satelitov planéty. Saturnov prstenec je možno najmladší, a preto je taký masívny a bohatý na prchavé látky (sneh).

A tak dobrý ďalekohľad s dobrým fotoaparátom dokáže fotiť. Ale tu stále nevidíme takmer žiadnu štruktúru v ringu. Už dlho bola zaznamenaná tmavá „medzera“ - medzera Cassini, ktorú pred viac ako 300 rokmi objavil taliansky astronóm Giovanni Cassini. Zdá sa, že v medzere nič nie je.

Rovina prstenca sa zhoduje s rovníkom planéty. Nemôže to byť inak, keďže symetrická sploštená planéta má potenciálnu dieru v gravitačnom poli pozdĺž rovníka. Na sérii snímok zhotovených v rokoch 2004 až 2009 vidíme Saturn a jeho prstenec z rôznych uhlov, keďže Saturnov rovník je naklonený k rovine jeho obežnej dráhy o 27° a Zem je vždy blízko tejto roviny. V roku 2004 sme boli definitívne v rovine krúžkov. Chápete, že s hrúbkou niekoľkých desiatok metrov samotný prsteň nevidíme. Čierny pruh na disku planéty je však viditeľný. Toto je tieň prsteňa na oblakoch. Je to pre nás viditeľné, pretože Zem a Slnko sa pozerajú na Saturn z rôznych strán: pozeráme sa presne do roviny prstenca, ale Slnko osvetľuje z trochu iného uhla a tieň prstenca dopadá na zamračenú vrstvu prstenca. planéta. Ak je tam tieň, znamená to, že v krúžku je pomerne husto nahromadená látka. Tieň prstenca mizne až pri rovnodennostiach na Saturne, keď je Slnko presne v jeho rovine; a to nezávisle indikuje malú hrúbku krúžku.

Mnoho prác bolo venovaných prstencom Saturnu. James Clerk Maxwell, ten istý, ktorý sa preslávil svojimi rovnicami elektromagnetického poľa, skúmal fyziku prstenca a ukázal, že to nemôže byť jeden pevný objekt, ale musí pozostávať z malých častíc, inak by ho odstredivá sila roztrhla. od seba. Každá častica letí po svojej vlastnej dráhe – čím bližšie k planéte, tým rýchlejšie.

Pozerať sa na akúkoľvek tému z inej perspektívy je vždy užitočné. Kde sme v priamom svetle videli čiernotu, „ponor“ v prstenci, tu vidíme hmotu; je to len iný typ, inak odráža a rozptyľuje svetlo

Keď nám vesmírne sondy poslali obrázky Saturnovho prstenca, boli sme ohromení jeho jemnou štruktúrou. V 19. storočí však vynikajúci pozorovatelia na observatóriu Pic du Midi vo Francúzsku videli presne túto štruktúru svojimi očami, ale nikto im vtedy skutočne neveril, pretože nikto okrem nich si nevšimol také jemnosti. Ale ukázalo sa, že Saturnov prstenec je práve taký. Odborníci na hviezdnu dynamiku hľadajú vysvetlenie pre túto jemnú radiálnu štruktúru prstenca v zmysle rezonančnej interakcie prstencových častíc s masívnymi satelitmi Saturnu mimo prstenca a malými satelitmi vo vnútri prstenca. Vo všeobecnosti sa teória hustotných vĺn s úlohou vyrovná, ale stále má ďaleko od vysvetlenia všetkých detailov.

Horná fotografia zobrazuje dennú stranu prsteňa. Sonda preletí rovinou prstenca a na spodnej fotke vidíme, ako sa k nám otočila nočnou stranou. Materiál v divízii Cassini sa stal celkom viditeľným zo strany tieňa a svetlá časť prsteňa naopak stmavla, pretože je hustá a nepriehľadná. Tam, kde bola čierňava, sa objavuje jas, pretože malé častice sa neodrážajú, ale rozptyľujú svetlo dopredu. Tieto obrázky ukazujú, že hmota je všade, len častice rôznych veľkostí a štruktúr. Zatiaľ skutočne nerozumieme, aké fyzikálne javy oddeľujú tieto častice. Na hornom obrázku je Janus, jeden z mesiacov Saturna.

Treba povedať, že hoci kozmické lode preleteli blízko prstenca Saturna, žiadnej z nich sa nepodarilo vidieť skutočné častice tvoriace prstenec. Vidíme len ich všeobecné rozdelenie. Jednotlivé bloky nie je možné vidieť, neriskujú spustenie prístroja do ringu. Ale raz to bude treba urobiť.

Z nočnej strany Saturnu sa okamžite objavia tie slabo viditeľné časti prstencov, ktoré nie sú viditeľné na priamom svetle.

Toto nie je skutočná farebná fotografia. Farby tu zobrazujú charakteristickú veľkosť častíc, ktoré tvoria určitú oblasť. Červené sú malé častice, tyrkysové sú väčšie.

V tom čase, keď sa prstenec otočil okrajom k Slnku, na rovinu prstenca dopadli tiene z veľkých nehomogenít (horná fotografia). Najdlhší tieň je tu zo satelitu Mimas a početné malé vrcholy, ktoré sú zobrazené na zväčšenom obrázku vo vložke, ešte nedostali jasné vysvetlenie. Majú ich na svedomí kilometrové výčnelky. Je možné, že niektoré z nich sú tiene z najväčších kameňov. Ale kvázi-pravidelná štruktúra tieňov (foto nižšie) je viac v súlade s dočasným nahromadením častíc v dôsledku gravitačnej nestability.

Pozdĺž niektorých krúžkov lietajú satelity, takzvané „strážne psy“ alebo „pastierske psy“, ktoré svojou gravitáciou zabraňujú rozmazaniu niektorých krúžkov. Navyše samotné satelity sú celkom zaujímavé. Jeden sa pohybuje vnútri tenkého prstenca, druhý vonku (napríklad Janus a Epimetheus). Ich obežné doby sú mierne odlišné. Vnútorná je bližšie k planéte, a preto ju obieha rýchlejšie, dobieha vonkajšiu družicu a vzájomnou príťažlivosťou mení svoju energiu: vonkajšia sa spomaľuje, vnútorná zrýchľuje a menia dráhy - tzv. ten, ktorý sa spomalil, ide na nízku obežnú dráhu a ten, ktorý sa zrýchlil, ide na nízku obežnú dráhu. Takže urobia niekoľko tisíc otáčok a potom znova zmenia miesto. Napríklad Janus a Epimetheus menia miesta každé 4 roky.

Pred niekoľkými rokmi bol objavený najvzdialenejší prstenec Saturna, ktorý nebol vôbec podozrivý. Tento prstenec je spojený s mesiacom Phoebe, z ktorého povrchu odlieta prach a vypĺňa oblasť pozdĺž obežnej dráhy satelitu. Rovina rotácie tohto prstenca, rovnako ako samotný satelit, nie je spojená s rovníkom planéty, pretože vzhľadom na veľkú vzdialenosť je gravitácia Saturnu vnímaná ako pole bodového objektu.

Každá obrovská planéta má rodinu satelitov. Obzvlášť bohatý je na ne Jupiter a Saturn. Dnes ich má Jupiter 69 a Saturn 62 a pravidelne sa objavujú nové. Spodná hranica hmotnosti a veľkosti pre satelity nebola formálne stanovená, takže pre Saturn je toto číslo ľubovoľné: ak sa v blízkosti planéty objaví objekt s veľkosťou 20-30 metrov, čo to je - satelit planéty alebo častica jeho prstenca?

V každej veľkej rodine kozmických telies je vždy viac malých ako veľkých. Planetárne satelity nie sú výnimkou. Malé satelity sú spravidla bloky nepravidelného tvaru, pozostávajúce hlavne z ľadu. S veľkosťou menšou ako 500 km nie sú schopné dať si svojou gravitáciou guľovitý tvar. Navonok sú veľmi podobné asteroidom a jadrám komét. Pravdepodobne je veľa z nich, pretože sa pohybujú ďaleko od planéty na veľmi chaotických obežných dráhach. Planéta by ich mohla zachytiť a po chvíli by ich mohla stratiť.

Malé satelity podobné asteroidom zatiaľ veľmi nepoznáme. Takéto objekty v blízkosti Marsu boli študované podrobnejšie ako iné - jeho dva malé satelity, Phobos a Deimos. Osobitná pozornosť bola venovaná Phobosu; Chceli dokonca poslať na jeho povrch sondu, no zatiaľ to nevyšlo. Čím bližšie sa pozriete na akékoľvek vesmírne teleso, tým viac záhad obsahuje. Phobos nie je výnimkou. Pozrite sa na zvláštne štruktúry, ktoré sa tiahnu po jeho povrchu. Existuje už niekoľko fyzikálnych teórií, ktoré sa snažia vysvetliť ich vznik. Tieto línie malých poklesov a brázd sú podobné meridiánom. Ale zatiaľ nikto nenavrhol fyzikálnu teóriu ich vzniku.

Všetky malé satelity nesú početné stopy po nárazoch. Z času na čas sa zrazia navzájom a s telami prichádzajúcimi z diaľky, rozdelia sa na samostatné časti a môžu sa dokonca spojiť. Rekonštrukcia ich vzdialenej minulosti a pôvodu preto nebude jednoduchá. Medzi satelitmi sú však aj tie, ktoré sú geneticky spojené s planétou, pretože sa pohybujú vedľa nej v rovine jej rovníka a s najväčšou pravdepodobnosťou majú s ňou spoločný pôvod.

Obzvlášť zaujímavé sú veľké satelity podobné planétam. Jupiter ich má štyri; sú to takzvané „galilejské“ satelity – Io, Európa, Ganymede a Callisto. Mohutný Titan vyniká od Saturnu svojou veľkosťou a hmotnosťou. Tieto satelity sú svojimi vnútornými parametrami takmer na nerozoznanie od planét. Ide len o to, že ich pohyb okolo Slnka riadia ešte masívnejšie telesá – materské planéty.

Tu je pred nami Zem a Mesiac a vedľa nás je na stupnici Saturnov satelit Titan. Nádherná malá planéta s hustou atmosférou, s veľkými tekutými „morami“ metánu, etánu a propánu na povrchu. Moria skvapalneného plynu, ktoré sú pri povrchovej teplote Titanu (–180 °C) v kvapalnej forme. Veľmi atraktívna planéta, pretože sa na nej bude ľahko a zaujímavo pracovať - ​​atmosféra je hustá, spoľahlivo chráni pred kozmickým žiarením a svojím zložením je blízka zemskej atmosfére, pretože pozostáva hlavne z dusíka, hoci neobsahuje kyslík . Vákuové obleky tam nie sú potrebné, pretože atmosférický tlak je takmer rovnaký ako na Zemi, dokonca o niečo viac. Teple sa oblečte, majte na chrbte kyslíkový kanister a na Titane budete ľahko pracovať. Mimochodom, ide o jediný satelit (okrem Mesiaca), na ktorého povrchu bolo možné pristáť s kozmickou loďou. Bol to Huygens, prepravený tam na palube Cassini (NASA, ESA) a pristátie bolo celkom úspešné.

Tu je jediná fotografia urobená na povrchu Titanu. Teplota je nízka, takže bloky sú veľmi studený vodný ľad. Sme si tým istí, pretože Titan vo všeobecnosti pozostáva väčšinou z vodného ľadu. Farba je červeno-červenkastá; je to prirodzené a je to spôsobené tým, že v atmosfére Titanu sa pod vplyvom slnečného ultrafialového žiarenia syntetizujú pomerne zložité organické látky pod všeobecným názvom „tholins“. Zákal týchto látok prenáša na povrch najmä oranžové a červené farby, ktoré ich dosť silno rozptyľujú. Preto je štúdium geografie Titanu z vesmíru dosť ťažké. Radar pomáha. V tomto zmysle sa situácia podobá Venuši. Mimochodom, atmosférická cirkulácia na Titane je tiež typu Venuša: jeden silný cyklón na každej pologuli.

Originálne sú aj satelity iných obrích planét. Toto je Io, najbližší satelit Jupitera. Je v rovnakej vzdialenosti ako Mesiac od Zeme, ale Jupiter je obr, čo znamená, že na svoj satelit pôsobí veľmi silno. Vnútro Jupitera sa roztopilo a na ňom vidíme veľa aktívnych sopiek (čierne bodky). Je vidieť, že okolo sopiek emisie sledujú balistické trajektórie. Veď tam nie je prakticky žiadna atmosféra, takže to, čo sa zo sopky vyhodí, letí v parabole (alebo v elipse?). Nízka gravitácia na povrchu Io vytvára podmienky pre vysoké emisie: 250-300 km hore, alebo dokonca rovno do vesmíru!

Druhým satelitom od Jupitera je Európa. Pokryté ľadovou kôrou ako naša Antarktída. Pod kôrou, ktorej hrúbka sa odhaduje na 25-30 km, je oceán tekutej vody. Ľadová plocha je pokrytá početnými prastarými trhlinami. Ale pod vplyvom subglaciálneho oceánu sa vrstvy ľadu pomaly pohybujú, čo pripomína drift zemských kontinentov.

Trhliny v ľade sa z času na čas otvoria a voda vyteká vo fontánach. Teraz to už vieme s istotou, pretože fontány sme videli pomocou Hubbleovho vesmírneho teleskopu. To otvára vyhliadky na objavovanie vôd Európy. Niečo o nej už vieme: je to slaná voda, dobrý vodič elektriny, ako naznačuje magnetické pole. Jeho teplota sa pravdepodobne blíži izbovej teplote, no o jeho biologickom zložení stále nič nevieme. Chcel by som nabrať a analyzovať túto vodu. A výpravy za týmto účelom sa už pripravujú.

Nemenej zaujímavé sú aj ďalšie veľké satelity planét vrátane nášho Mesiaca. V skutočnosti predstavujú nezávislú skupinu satelitných planét.

Tu sú v rovnakej mierke zobrazené najväčšie satelity v porovnaní s Merkúrom. V ničom nie sú podriadené nemu a svojou povahou sú niektoré ešte zaujímavejšie.

ABSTRAKT

O ASTRONÓMII

K TÉME:

"Obrovské planéty"

Prácu dokončila žiačka 11. ročníka „B“

stredná škola č.4

Fomin Maxim

Skontroloval som Tiptyarevu V.V.

Mytishchi, 2001.

Obrie planéty

Rozdiel medzi obrovskými planétami a terestriálnymi planétami

všeobecné charakteristiky

Atmosféra

Jupiterov prsteň

Vnútorné a vonkajšie satelity Jupitera

Atmosféra a vrstva oblakov

Magnetické vlastnosti Saturnu

Saturnove mesiace

Všeobecné informácie

História objavovania

Vlastnosti rotácie Uránu

Chemické zloženie, fyzikálne podmienky a štruktúra Uránu

Prstene Uránu

Magnetosféra

Mesiace Uránu

Všeobecné informácie

História objavovania

Chemické zloženie, fyzikálne podmienky a vnútorná štruktúra

Mesiace Neptúna

Neptúnove prstene

Magnetosféra

7. Zoznam referencií

VEĽKÉ PLANÉTY

Jupiter, Saturn, Urán a Neptún predstavujú jovskú skupinu planét alebo skupinu obrovských planét, hoci ich veľké priemery nie sú jediným znakom, ktorý odlišuje tieto planéty od terestrických planét. Obrie planéty majú nízku hustotu, krátku periódu dennej rotácie, a preto výraznú kompresiu na póloch; ich viditeľné povrchy dobre odrážajú, alebo inými slovami rozptyľujú slnečné lúče.

Už dlho sa zistilo, že atmosféra obrovských planét pozostáva z metánu, amoniaku, vodíka a hélia. Absorpčné pásy metánu a amoniaku sú viditeľné vo veľkom počte v spektrách veľkých planét. Navyše s prechodom z Jupitera na Neptún sa metánové pásy postupne posilňujú a amoniakové pásy slabnú. Hlavná časť atmosfér obrovských planét je vyplnená hustými mrakmi, nad ktorými je pomerne priehľadná vrstva plynu, kde „plávajú“ malé častice, pravdepodobne kryštály zamrznutého amoniaku a metánu.

Je celkom prirodzené, že spomedzi obrovských planét sú najlepšie prebádané dve nám najbližšie – Jupiter a Saturn.

Keďže Urán a Neptún v súčasnosti nepriťahujú veľkú pozornosť vedcov, zastavme sa podrobnejšie pri Jupiteri a Saturne. Navyše značná časť otázok, ktoré možno vyriešiť v súvislosti s popisom Jupitera a Saturna, sa týka aj Neptúna.

Jupiter je jedna z najúžasnejších planét slnečnej sústavy a venujeme mu oveľa väčšiu pozornosť ako Saturn. To, čo je na tejto planéte nezvyčajné, nie je jej pruhované telo s pomerne rýchlym pohybom tmavých pruhov a zmenami ich šírky, a ani obrovská červená škvrna, ktorej priemer je asi 60 tisíc. km., z času na čas mení svoju farbu a jas a napokon nie svoje „dominantné“ postavenie vo veľkosti a hmotnosti v planetárnej rodine. Výnimočné je, že Jupiter, ako ukázali rádioastronomické pozorovania, je zdrojom nielen tepelnej, ale aj takzvanej netepelnej rádiovej emisie. Vo všeobecnosti je pre planéty charakterizované tichými procesmi netepelné rádiové vyžarovanie úplne neočakávané.

Skutočnosť, že Venuša, Mars, Jupiter a Saturn sú zdrojmi tepelného rádiového vyžarovania, je teraz pevne stanovená a medzi vedcami nevyvoláva žiadne pochybnosti. Táto rádiová emisia sa úplne zhoduje s tepelnou emisiou planét a je „zvyškom“, presnejšie povedané, nízkofrekvenčným „chvostom“ tepelného spektra vyhrievaného telesa. Keďže mechanizmus tepelnej rádiovej emisie je dobre známy, takéto pozorovania umožňujú merať teplotu planét. Tepelné rádiové vyžarovanie sa zaznamenáva pomocou rádioteleskopov s centimetrovou vlnou. Už prvé pozorovania Jupitera na vlne 3 cm dali teplotu rádiovej emisie rovnakú ako rádiometrické pozorovania v infračervených lúčoch. V priemere je táto teplota okolo – 150°C. Stáva sa však, že odchýlky od tejto priemernej teploty dosahujú 50–70 a niekedy 140 ° C, ako napríklad v apríli až máji 1958. Žiaľ, zatiaľ sa nepodarilo zistiť, či tieto odchýlky rádiovej emisie pozorované na rovnakej vlnovej dĺžke súvisia s rotáciou planéty. A tu očividne nejde o to, že uhlový priemer Jupitera je polovičným najlepším rozlíšením z najväčších rádioteleskopov, a preto nie je možné pozorovať jednotlivé časti povrchu. Počet existujúcich pozorovaní je stále veľmi malý, aby odpovedali na tieto otázky.

Čo sa týka ťažkostí spojených s nízkym rozlíšením rádioteleskopov, vo vzťahu k Jupiteru sa ich môžete pokúsiť obísť. Len je potrebné na základe pozorovaní spoľahlivo určiť periódu anomálneho rádiového vyžarovania a následne ju porovnať s periódou rotácie jednotlivých zón Jupitera. Pripomeňme si, že perióda 9 hodín a 50 minút je perióda rotácie jej rovníkovej zóny. Obdobie pre pásma miernych zemepisných šírok je 5 - 6 minút. väčší (vo všeobecnosti sa na povrchu Jupitera vyskytuje až 11 prúdov s rôznymi periódami).

Ďalšie pozorovania nás teda môžu priviesť ku konečnému výsledku. Otázka súvislosti medzi anomálnou rádiovou emisiou Jupitera a periódou jeho rotácie nemá malý význam. Ak sa napríklad ukáže, že zdroj tohto žiarenia nesúvisí s povrchom Jupitera, potom bude potrebné usilovnejšie hľadať jeho súvislosť so slnečnou aktivitou.

Nie je to tak dávno, čo výskumníci Kalifornského technologického inštitútu Rakhakrishnan a Roberts pozorovali rádiové emisie z Jupitera v decimetrových vlnách (31 cm) . Použili interferometer s dvoma parabolickými zrkadlami.To im umožnilo oddeliť uhlové rozmery zdroja, ktorým je prstenec v rovine Jupiterovho rovníka s priemerom približne trojnásobkom priemeru planéty. Teplota Jupitera, ktorá bola určená na decimetrových vlnách, sa ukázala byť príliš vysoká na to, aby sa povaha zdroja tejto rádiovej emisie dala považovať za tepelnú. Je zrejmé, že tu máme do činenia so žiarením pochádzajúcim z nabitých častíc zachytených magnetickým poľom Jupitera, ako aj sústredených v blízkosti planéty v dôsledku významného gravitačného poľa.

Rádioastronomické pozorovania sa tak stali účinným spôsobom štúdia fyzikálnych podmienok v atmosfére Jupitera.

Krátko sme hovorili o dvoch typoch rádiového vyžarovania z Jupitera. Ide v prvom rade o tepelné rádiové vyžarovanie atmosféry, ktoré sa pozoruje na centimetrových vlnách. Po druhé, rádiové vyžarovanie v decimetrových vlnách, ktoré má s najväčšou pravdepodobnosťou netepelnú povahu.

Zastavme sa krátko pri treťom type rádiovej emisie z Jupitera, ktorá, ako už bolo spomenuté vyššie, je pre planéty nezvyčajná. Tento typ rádiového vyžarovania má tiež netepelnú povahu a je zaznamenaný na rádiových vlnách dlhých niekoľko desiatok metrov.

Vedci poznajú intenzívne hlukové búrky a výbuchy „rozrušeného“ Slnka. Ďalším známym zdrojom takejto rádiovej emisie je takzvaná Krabia hmlovina. Podľa predstavy fyzikálnych podmienok v atmosférach a na povrchoch planét, ktorá existovala pred rokom 1955, nikto nedúfal, že aspoň jedna z planét bude schopná „dýchať“ ako objekty rôznej povahy – Slnko resp. krabia hmlovina. Preto nie je prekvapujúce, že keď v roku 1955. Pozorovatelia Krabie hmloviny zaregistrovali diskrétny zdroj rádiového vyžarovania premenlivej intenzity, nerozhodli sa ho okamžite pripísať Jupiteru. V tomto smere však nebol objavený žiadny iný objekt, takže všetka „vina“ za výskyt pomerne významnej rádiovej emisie bola nakoniec pripísaná Jupiterovi.

Charakteristickým znakom Jupiterovho žiarenia je, že rádiové záblesky netrvajú dlho (0,5 – 1,5 sekundy), preto pri hľadaní mechanizmu rádiových vĺn v tomto prípade treba vychádzať buď z predpokladu diskrétnej povahy zdroja ( podobne ako výboje), alebo skôr úzke smerové vyžarovanie, ak zdroj pracuje nepretržite. Jedna z možných príčin vzniku rádiových vzplanutí Jupitera bola vysvetlená hypotézou, že v atmosfére planéty sa objavujú elektrické výboje pripomínajúce blesk. Neskôr sa však ukázalo, že na vznik takýchto intenzívnych rádiových výbuchov na Jupiteri musí byť sila výbojov takmer miliardkrát väčšia ako na Zemi. To znamená, že ak rádiové vyžarovanie Jupitera vzniká v dôsledku elektrických výbojov, potom by tieto mali mať úplne iný charakter ako tie, ktoré vznikajú počas búrky na Zemi. Okrem iných hypotéz si pozornosť zaslúži predpoklad, že Jupiter je obklopený ionosférou. Zdrojom budenia ionizovaného plynu s frekvenciami 1 – 25 MHz môžu byť v tomto prípade rázové vlny. Aby bol takýto model konzistentný s periodickými krátkodobými rádiovými impulzmi, malo by sa predpokladať, že rádiové vyžarovanie vystupuje do vonkajšieho priestoru v rámci hraníc kužeľa, ktorého vrchol sa zhoduje s polohou zdroja a uhol na vrchole je asi 40° Je tiež možné, že rázové vlny sú spôsobené procesmi prebiehajúcimi na povrchu planéty, alebo konkrétnejšie, že tu máme dočinenia s prejavom sopečnej činnosti. V tejto súvislosti je potrebné prehodnotiť model vnútornej štruktúry obrovských planét. Čo sa týka konečného objasnenia mechanizmu vzniku nízkofrekvenčného rádiového vyžarovania z Jupitera, odpoveď na túto otázku treba pripísať budúcnosti. Teraz môžeme len povedať, že zdroje tohto žiarenia na základe pozorovaní nezmenili svoju polohu na Jupiteri už osem rokov. Preto si môžeme myslieť, že sú spojené s povrchom planéty.

Rádiové pozorovania Jupitera sa tak v poslednej dobe stali jednou z najúčinnejších metód na štúdium tejto planéty. A hoci, ako sa to často stáva na začiatku novej etapy výskumu, interpretácia výsledkov rádiových pozorovaní Jupitera je spojená s veľkými ťažkosťami, všeobecný názor na ňu ako na studenú a „pokojnú“ planétu sa dosť dramaticky zmenil.

Pozorovania ukazujú, že na viditeľnom povrchu Jupitera je veľa škvŕn, ktoré sa líšia tvarom, veľkosťou, jasom a dokonca aj farbou. Umiestnenie a vzhľad týchto škvŕn sa mení pomerne rýchlo, a to nielen vďaka rýchlej dennej rotácii planéty. Existuje niekoľko dôvodov, ktoré spôsobujú tieto zmeny. Po prvé, ide o intenzívnu atmosférickú cirkuláciu, podobnú tej, ktorá sa vyskytuje v zemskej atmosfére v dôsledku prítomnosti rôznych lineárnych rýchlostí rotácie jednotlivých vrstiev vzduchu; po druhé, nerovnomerné zahrievanie slnečnými lúčmi častí planéty nachádzajúcich sa v rôznych zemepisných šírkach. Veľkú úlohu môže zohrávať aj vnútorné teplo, ktorého zdrojom je rádioaktívny rozpad prvkov.

Ak fotografujete Jupiter počas dlhého časového obdobia (povedzme niekoľkých rokov) počas najpriaznivejších atmosférických podmienok, môžete si všimnúť zmeny vyskytujúce sa na Jupiteri, presnejšie v jeho atmosfére. Astronómovia z rôznych krajín teraz venujú veľkú pozornosť pozorovaniu týchto zmien (aby ich vysvetlili). Grécky astronóm Phokas, ktorý porovnával mapy Jupitera vytvorené v rôznych obdobiach (niekedy s intervalom desiatok rokov), dospel k záveru: zmeny v atmosfére Jupitera sú spojené s procesmi vyskytujúcimi sa na Slnku.

Niet pochýb o tom, že tmavé škvrny Jupitera patria k hustej vrstve súvislých oblakov obklopujúcich planétu. Nad touto vrstvou sa nachádza pomerne riedky plynový obal.

Atmosférický tlak vytvorený plynnou časťou atmosféry Jupitera na úrovni oblakov pravdepodobne nepresahuje 20 - 30 mm. ortuť . Prinajmenšom plynový obal pri pozorovaní Jupitera cez modrý filter sotva zreteľne znižuje kontrasty medzi tmavými škvrnami a jasným okolím. Preto je vo všeobecnosti plynná vrstva atmosféry Jupitera celkom priehľadná. Dokazujú to aj fotometrické merania rozloženia jasu pozdĺž priemeru Jupitera. Ukázalo sa, že pokles jasu smerom k okraju obrazu planéty je pri modrých aj červených lúčoch takmer rovnaký. Treba si uvedomiť, že na Jupiteri určite nie je žiadna ostrá hranica medzi vrstvami oblakov a plynu, a preto vyššie uvedenú hodnotu tlaku na úrovni oblakov treba považovať za približnú.

Chemické zloženie atmosféry Jupitera, podobne ako iných planét, sa začalo skúmať začiatkom 20. storočia. Spektrum Jupitera má veľké množstvo intenzívnych pásov umiestnených vo viditeľnej aj infračervenej oblasti. V roku 1932 takmer každé z týchto pásiem bolo identifikované ako metán alebo amoniak.

Americkí astronómovia Dunham, Adele a Slifer vykonali špeciálne laboratórne štúdie a zistili, že množstvo amoniaku v atmosfére Jupitera zodpovedá hrubej vrstve m pri tlaku 1 bankomat, zatiaľ čo množstvo metánu je 45 m pri tlaku 45 bankomat.

Hlavnou zložkou atmosféry Jupitera je pravdepodobne vodík. Nedávno tento predpoklad potvrdili pozorovania.

Saturn je nepochybne najkrajšia planéta v slnečnej sústave. Takmer vždy v zornom poli ďalekohľadu pozorovateľ vidí túto planétu obklopenú prstencom, ktorý je pri bližšom pozorovaní sústavou troch prstencov. Je pravda, že tieto prstence sú od seba oddelené intervalmi s nízkym kontrastom, takže nie vždy je možné vidieť všetky tri prstene. Ak pozorujete Saturn za najlepších atmosférických podmienok (s miernym turbulentným chvením obrazu atď.) a so 700- až 800-násobným zväčšením, potom aj na každom z troch prstencov sú sotva viditeľné tenké sústredné prúžky, ktoré pripomínajú medzery medzi krúžky. Najsvetlejší a najširší je stredný prstenec a najslabší v jase je vnútorný. Vonkajší priemer prstencového systému je takmer 2,4-krát a vnútorný je 1,7-krát väčší ako priemer planéty.

Najserióznejšie štúdium prstencov Saturna u nás v poslednej dobe uskutočnil moskovský astronóm M. S. Bobrov. Pomocou pozorovaní zmien jasnosti prstencov v závislosti od ich polohy vo vzťahu k Zemi a Slnku alebo od takzvaného fázového uhla určil veľkosti častíc, ktoré prstence tvoria.

Ukázalo sa, že častice, ktoré tvoria prstence, dosahujú priemer niekoľko centimetrov a dokonca metrov. Podľa výpočtov M. S. Bobrova hrúbka Saturnových prstencov nepresahuje 10–20 km.

Podobne ako Jupiter, aj Saturn má tmavé pásy rovnobežné s rovníkom. Rovnako ako Jupiter, aj Saturn sa vyznačuje rôznymi rýchlosťami rotácie pre zóny s rôznymi zemepisnými šírkami. Je pravda, že pruhy na Saturnovom disku sú trvalejšie a počet detailov je menší ako na Jupiteri.

ODDIEL OBRIECH PLANÉT OD pozemských

Merkúr, Venuša, Zem a Mars sa líšia od obrích planét menšou veľkosťou, nižšou hmotnosťou, vyššou hustotou, pomalšou rotáciou, oveľa jemnejšou atmosférou (Ortuť nemá prakticky žiadnu atmosféru, takže jeho denná pologuľa je veľmi horúca, všetky obrie planéty sú obklopené silnými rozšírenými atmosférami), malým počtom satelitov alebo ich absenciou.

Keďže obrie planéty sú ďaleko od Slnka, ich teplota (aspoň nad oblakmi) je veľmi nízka: na Jupiteri - 145 C, na Saturne - 180 C, na Uráne a Neptúne ešte nižšia. A teplota terestrických planét je oveľa vyššia (na Venuši až plus 500 C). Nízku priemernú hustotu obrovských planét možno vysvetliť tým, že sa získa vydelením hmoty viditeľným objemom a objem odhadneme z nepriehľadnej vrstvy obrovskej atmosféry. Nízka hustota a množstvo vodíka odlišujú obrie planéty od iných planét.

PAGE_BREAK--UP P I T E R

VŠEOBECNÉ CHARAKTERISTIKY

Jupiter je po Venuši druhou najjasnejšou planétou slnečnej sústavy. Ak je však Venuša viditeľná iba ráno alebo večer, Jupiter niekedy trblieta celú noc. Kvôli pomalému, majestátnemu pohybu tejto planéty jej starí Gréci dali meno svojho najvyššieho boha Dia; v rímskom panteóne zodpovedala Jupiterovi.

Jupiter hral dvakrát dôležitú úlohu v histórii astronómie. Stala sa prvou planétou, na ktorej boli objavené satelity. V roku 1610 si Galileo, namierený ďalekohľadom na Jupiter, všimol v blízkosti planéty štyri hviezdy, ktoré boli voľným okom neviditeľné. Nasledujúci deň zmenili svoju polohu voči Jupiteru aj voči sebe navzájom. Pri pozorovaní týchto hviezd Galileo dospel k záveru, že pozoroval satelity Jupitera, ktoré sa okolo neho vytvorili ako centrálne teleso, čo bol zmenšený model slnečnej sústavy. Rýchle a dobre viditeľné pohyby galilejských mesiacov Jupitera – Io, Europa, Ganymede a Callisto – z nich robia užitočné „hodiny na oblohe“ a námorníci ich už dlho používajú na určovanie polohy lode na šírom mori.

Inokedy Jupiter a jeho mesiace pomohli vyriešiť jednu z najstarších záhad: cestuje svetlo okamžite alebo je jeho rýchlosť konečná? Pravidelným pozorovaním zatmení Jupiterových mesiacov a porovnávaním týchto údajov s výsledkami predbežných výpočtov dánsky astronóm Ole Roemer v roku 1675 zistil, že pozorovania a výpočty sa rozchádzajú, ak sú Jupiter a Zem na opačných stranách Slnka. V tomto prípade sú zatmenia satelitov oneskorené asi o 1000 s. Roemer dospel k správnemu záveru, že 1000 s. - to je presne to, čo svetlo potrebuje na to, aby prekonalo obežnú dráhu Zeme v priemere. Keďže priemer zemskej obežnej dráhy je 300 miliónov kilometrov, rýchlosť svetla sa blíži k 300 000 km/s.

Jupiter je obrovská planéta, ktorá obsahuje viac ako 2/3 celého nášho planetárneho systému. Hmotnosť Jupitera je 318 hmotnosti Zeme. Jeho objem je 1300-krát väčší ako objem Zeme. Priemerná hustota Jupitera je 1330 kg/m^3, čo je porovnateľné s hustotou vody a štyrikrát menej ako hustota Zeme. Viditeľný povrch planéty je 120-krát väčší ako plocha Zeme. Jupiter je obrovská guľa vodíka, ktorej chemické zloženie je takmer totožné so zložením slnka. Ale teplota na Jupiteri je strašne nízka: -140°C.

Jupiter rotuje rýchlo (doba rotácie 9 hodín 55 minút 29 sekúnd). Pôsobením odstredivých síl bola planéta zreteľne sploštená a jej polárny polomer bol o 4 400 km menší ako rovníkový polomer, rovnajúci sa 71 400 km. Magnetické pole Jupitera je 12-krát silnejšie ako magnetické pole Zeme.

Päť amerických kozmických lodí navštívilo Jupiter: v roku 1973 - Pioneer 10, v roku 1974 - Pioneer 11. V marci a júli 1979 ju navštívili väčšie a „inteligentnejšie“ prístroje - Voyager 1 a -2. V decembri 1995 k nej priletela medziplanetárna stanica Galileo, ktorá sa stala prvou umelou družicou Jupitera a do jeho atmosféry zhodila sondu .

Urobme si tiež krátku duševnú cestu do hlbín Jupitera.

ATMOSFÉRA

Atmosféra Jupitera je obrovská, turbulentná časť planéty zložená z vodíka a hélia. Mechanizmus poháňajúci všeobecnú cirkuláciu na Jupiteri je rovnaký ako na Zemi: rozdiel v množstve tepla prijatého od Slnka na póloch a rovníku vedie k hydrodynamickým tokom, ktoré sú Coriolisovou silou vychyľované v zonálnom smere. S rotáciou rovnako rýchlo ako Jupiter, prúdnice sú takmer rovnobežné s rovníkom. Obraz komplikujú konvekčné pohyby, ktoré sú intenzívnejšie na hraniciach medzi hydrodynamickými prúdmi rôznych rýchlostí. Konvekčné pohyby nesú nahor farbiacu látku, ktorej prítomnosť vysvetľuje mierne červenkastú farbu Jupitera. V oblasti tmavých pruhov sú konvekčné pohyby najsilnejšie, čo vysvetľuje ich intenzívnejšiu farbu.

Podobne ako v zemskej atmosfére, aj na Jupiteri môžu vznikať cyklóny. Odhady ukazujú, že veľké cyklóny, ak sa vytvoria v atmosfére Jupitera, môžu byť veľmi stabilné (životnosť až 100 tisíc rokov). Veľká červená škvrna je pravdepodobne príkladom takéhoto cyklónu. Snímky Jupitera získané pomocou zariadenia inštalovaného na amerických kozmických lodiach Pioneer 10 a Pioneer 11 ukázali, že červená škvrna nie je jedinou formáciou tohto typu: existuje niekoľko menších trvalých červených škvŕn.

Spektroskopické pozorovania preukázali prítomnosť molekulárneho vodíka, hélia, metánu, amoniaku, etánu, acetylénu a vodnej pary v atmosfére Jupitera. Elementárne zloženie atmosféry (a celej planéty ako celku) sa zjavne nelíši od toho slnečného (90% vodík, 9% hélium, 1% ťažšie prvky).

Celkový tlak na hornej hranici vrstvy oblakov je asi 1 atm. Vrstva oblakov má zložitú štruktúru. Horná vrstva pozostáva z kryštálov amoniaku nižšie, mali by tam byť oblaky ľadových kryštálikov a kvapôčky vody.

Teplota infračerveného jasu Jupitera, meraná v intervale 8 - 14 μm, je v strede disku 128 - 130 K. Ak sa pozrieme na teplotné úseky pozdĺž centrálneho poludníka a rovníka, môžeme vidieť, že teplota nameraná na okraji disku je nižšia ako v strede. Dá sa to vysvetliť nasledovne. Na okraji disku je zorná línia šikmá a efektívna úroveň vyžarovania (to znamená úroveň, pri ktorej sa dosiahne optická hrúbka =1) sa nachádza v atmosfére vo vyššej nadmorskej výške ako v strede disku. Ak teplota v atmosfére klesá s rastúcou výškou, potom bude jas a teplota na okraji o niečo nižšia. Vrstva čpavku hrubá niekoľko centimetrov (pri normálnom tlaku) je už prakticky nepriepustná pre infračervené žiarenie v rozsahu 8 - 14 mikrónov. Z toho vyplýva, že teplota infračerveného jasu Jupitera sa vzťahuje na pomerne vysoké vrstvy jeho atmosféry. Rozloženie intenzity v CH pásmach ukazuje, že teplota oblakov je oveľa vyššia (160 - 170 K) Pri teplotách pod 170 K by mal amoniak (ak jeho množstvo zodpovedá spektroskopickým pozorovaniam) kondenzovať; preto sa predpokladá, že oblačnosť Jupitera je aspoň čiastočne zložená z amoniaku. Metán pri nižších teplotách kondenzuje a nemôže sa podieľať na tvorbe oblakov na Jupiteri.

Teplota jasu 130K je citeľne vyššia ako rovnovážna teplota, teda taká, ktorá by mala mať teleso žiariace len vďaka spätnému vyžarovaniu slnečného žiarenia. Výpočty, ktoré berú do úvahy meranie odrazivosti planéty vedú k rovnovážnej teplote okolo 100K. Je príznačné, že hodnota teploty jasu okolo 130K bola získaná nielen v úzkom rozmedzí 8-14 mikrónov, ale aj ďaleko za ním. Celkové vyžarovanie Jupitera je teda 2,9-krát väčšie ako energia prijatá zo Slnka a väčšina energie, ktorú vyžaruje, je spôsobená jeho vnútorným zdrojom tepla. V tomto zmysle je Jupiter bližšie k hviezdam ako k terestrickým planétam. Zdrojom vnútornej energie Jupitera však, samozrejme, nie sú jadrové reakcie. Zjavne sa uvoľňuje energetická rezerva nahromadená pri gravitačnom stláčaní planéty (v procese formovania planéty z protoplanetárnej hmloviny gravitačná energia, keď sa gravitačná energia prachu a plynu tvoriacich planétu musí zmeniť na kinetickú a následne tepelnú ).

Prítomnosť veľkého vnútorného tepelného toku znamená, že teplota stúpa pomerne rýchlo s hĺbkou. Podľa najpravdepodobnejších teoretických modelov dosahuje 400 K v hĺbke 100 km pod vrcholom oblačnosti a v hĺbke 500 km - asi 1200 K. A výpočty vnútornej štruktúry ukazujú, že atmosféra Jupitera je veľmi hlboká - 10 000 km, ale treba poznamenať, že väčšina planéty (pod touto hranicou) je v tekutom stave. Vodík je v degenerovanom stave, čo je to isté, v kovovom stave (elektróny sú oddelené od protónov). Okrem toho v samotnej atmosfére sú vodík a hélium, prísne vzaté, v nadkritickom stave: hustota v spodných vrstvách dosahuje 0,6 až 0,7 g / cm³ a ​​vlastnosti pripomínajú skôr kvapalinu ako plyn. V samom strede planéty (podľa výpočtov v hĺbke 30 000 km) sa môže nachádzať pevné jadro z ťažkých prvkov, ktoré vzniklo v dôsledku zlepovania kovových častíc a skalných útvarov.

Prsteň JUPITRA.

Jupiter predstavuje mnohé prekvapenia: generuje silné polárne žiary, silný rádiový šum a v jeho blízkosti medziplanetárne kozmické lode pozorujú prachové búrky – prúdy malých pevných častíc vyvrhnutých v dôsledku elektromagnetických procesov v magnetosfére Jupitera. Malé častice, ktoré pri ožiarení slnečným vetrom dostávajú elektrický náboj, majú veľmi zaujímavú dynamiku: keďže sú prechodným prípadom medzi makro a mikrotelesami, reagujú približne rovnako na gravitačné aj elektromagnetické polia.

Práve z takýchto malých kamenných častíc sa skladá hlavne prstenec Jupitera objavený v marci 1979 (nepriamy objav prstenca v roku 1974 podľa Pioneera zostal nerozpoznaný). Jeho hlavná časť má polomer 123-129 tisíc km. Tento plochý prstenec je hrubý asi 30 km a je veľmi riedky - odráža len niekoľko tisícin percent dopadajúceho svetla. Slabšie prachové štruktúry sa rozprestierajú od hlavného prstenca smerom k povrchu Jupitera a vytvárajú nad prstencom husté halo siahajúce k najbližším mesiacom. Je takmer nemožné vidieť prstenec Jupitera zo Zeme: je veľmi tenký a je neustále otočený okrajom k pozorovateľovi kvôli malému sklonu rotačnej osi Jupitera k rovine jeho obežnej dráhy.

VNÚTORNÉ A VONKAJŠIE SATELITY JUPITERU.

Jupiter objavil 16 mesiacov. Dve z nich - Io a Europa - majú veľkosť nášho Mesiaca a ďalšie dve - Ganymede a Callisto - ho presahovali v priemere asi jeden a pol krát. Callisto sa veľkosťou rovná Merkúru a Ganymede ho predbehol. Pravda, sú od svojej planéty ďalej ako Mesiac od Zeme. Na oblohe Jupitera je viditeľný iba Io ako jasný červenkastý disk (alebo polmesiac) lunárnej veľkosti; Európa, Ganymede a Callisto vyzerajú niekoľkonásobne menšie ako Mesiac.

Oblasť Jupitera je pomerne rozsiahla: jeho osem vonkajších mesiacov je od neho tak vzdialených, že ich nebolo možné pozorovať zo samotnej planéty voľným okom. Pôvod satelitov je záhadný: polovica z nich sa pohybuje okolo Jupitera v opačnom smere (v porovnaní s rotáciou ostatných 12 satelitov a smerom dennej rotácie samotnej planéty). Najvzdialenejší satelit Jupitera je od neho 200-krát ďalej ako jeho najbližší. Ak napríklad pristanete na jednom z najbližších satelitov, oranžový disk planéty zaberie polovicu oblohy. A z obežnej dráhy najvzdialenejšieho satelitu bude disk obrovského Jupitera vyzerať takmer o polovicu menší ako ten mesačný.

Satelity Jupitera sú najzaujímavejšie svety, každý so svojou vlastnou tvárou a históriou, ktoré nám boli odhalené až vo vesmírnom veku.

A o

Toto je najbližší Galileovský satelit k Jupiteru; je vzdialený 422 000 km od stredu planéty, teda o niečo ďalej ako Mesiac od Zeme. Vďaka obrovskej hmotnosti Jupitera je obežná doba Io oveľa kratšia ako lunárny mesiac a je len 42,5 hodiny. Pre pozorovateľa cez ďalekohľad je to najnepokojnejší satelit: takmer každý deň je Io viditeľný na novom mieste, beží z jednej strany Jupitera na druhú.

Z hľadiska hmotnosti a polomeru (1815 km) je Io podobný Mesiacu. Najsenzačnejšou črtou Io je, že je vulkanicky aktívna! Na jeho žlto-oranžovom povrchu Voyagery objavili 12 aktívnych sopiek, ktoré vybuchovali oblaky až do výšky 300 km. Hlavným emitovaným plynom je oxid siričitý, ktorý potom zamrzne na povrchu vo forme bielej pevnej látky. Dominantnú oranžovú farbu satelitu majú na svedomí zlúčeniny síry. Vulkanicky aktívne oblasti Io sa zahrievajú na 300 °C.

Nad planétou sa neustále týči fontána plynu vysoká 300 km. Silný podzemný hukot otriasa pôdou, kamene vyletujú z ústia sopky obrovskou rýchlosťou (až 1 km/s) spolu s plynom a po voľnom páde bez atmosféry z veľkej výšky narážajú na povrch mnohé stovky kilometrov od sopky. Z niektorých vulkanických kalder (takzvané kotlové priehlbiny vzniknuté v dôsledku zrútenia vrcholu sopky) vystrekuje roztavená čierna síra, ktorá sa šíri v horúcich riekach. Fotografie sondy Voyager ukazujú čierne jazerá a dokonca celé moria roztavenej síry.

Najväčšie lávové more v blízkosti sopky Loki má priemer 20 km. V jeho strede je popraskaný oranžový ostrov vyrobený z pevnej síry. Čierne moria Io sa hojdajú na oranžových brehoch a na oblohe nad nimi visí prevažná časť Jupitera...

Existencia takýchto krajín inšpirovala mnohých umelcov.

Vulkanická aktivita Io je spôsobená gravitačným vplyvom iných telies v systéme Jupiter. V prvom rade samotná obria planéta svojou mohutnou gravitáciou vytvorila na povrchu satelitu dva slapové hrbole, ktoré spomalili rotáciu Io, takže k Jupiteru je vždy obrátená jednou stranou – ako Mesiac k Zemi. Obežná dráha Io nie je presný kruh, hrbole sa mierne pohybujú po jej povrchu, čo vedie k zahrievaniu vnútorných vrstiev planéty. V ešte väčšej miere je tento efekt spôsobený slapovými vplyvmi iných masívnych satelitov Jupitera, predovšetkým Európy, ktorá je najbližšie k Io. Neustále zahrievanie interiéru viedlo k tomu, že Io je vulkanicky najaktívnejšie teleso v slnečnej sústave.

Na rozdiel od pozemských sopiek, ktoré majú silné erupcie sporadicky, sopky na Io fungujú takmer nepretržite, hoci ich aktivita sa môže líšiť. sopky a gejzíry vyvrhujú časť hmoty aj do vesmíru. Preto sa pozdĺž obežnej dráhy Io tiahne plazmový oblak ionizovaných atómov kyslíka a síry a neutrálne oblaky atómového sodíka a draslíka.

Na Io nie sú žiadne impaktné krátery v dôsledku intenzívneho sopečného prepracovania povrchu. Má skalné masívy vysoké až 9 km. Hustota Io je pomerne vysoká – 3000 kg/m^3. Pod čiastočne roztaveným plášťom silikátov v strede satelitu sa nachádza jadro s vysokým obsahom železa a jeho zlúčenín.

Pokračovanie
--ZLOM STRANY-- Európe

Európa má polomer o niečo menší ako Io - 1569 km. Z Galileových satelitov má Európa najsvetlejší povrch s jasnými znakmi vodného ľadu. Existuje predpoklad, že pod ľadovou kôrou je vodný oceán a pod ním pevné silikátové jadro. Hustota Európy je veľmi vysoká – 3500 kg/m3. Tento satelit je od Jupitera vzdialený 671 000 km.

Geologická história Európy nemá nič spoločné s históriou jej susedných satelitov. Európa je jedným z najhladších telies v slnečnej sústave: nemá kopce vysoké viac ako sto metrov. Celý ľadový povrch satelitu je pokrytý sieťou pruhov obrovskej dĺžky. Tmavé pruhy, dlhé tisíce kilometrov, sú stopami globálneho systému trhlín v celej Európe. Existencia týchto trhlín sa vysvetľuje skutočnosťou, že povrch ľadu je dosť pohyblivý a opakovane sa rozdeľuje v dôsledku vnútorných napätí a rozsiahlych tektonických procesov.

Vzhľadom na to, že povrch je mladý (má len 100 miliónov rokov), krátery po dopade meteoritu, ktoré sa vo veľkom počte objavili pred 4,5 miliardami rokov, sú takmer neviditeľné. Vedci našli na Európe iba päť kráterov s priemerom 10-30 km.

Ganymede

Ganymede je najväčší satelit planét slnečnej sústavy, jeho polomer je 2631 km. Hustota je v porovnaní s Io a Európou nízka, iba 1930 kg/m3. Vzdialenosť od Jupitera je 1,07 milióna km. Celý povrch Ganymedu možno rozdeliť do dvoch skupín: prvá, zaberajúca 60 % územia, je zvláštny pás ľadu, ktorý vznikol aktívnymi geologickými procesmi pred 3,5 miliardami rokov; druhá, ktorá zaberá zvyšných 40%, je stará hrubá ľadová kôra pokrytá početnými meteoritovými krátermi, treba tiež poznamenať, že táto kôra bola čiastočne porušená a obnovená rovnakými procesmi ako tie, ktoré sú uvedené vyššie.

Ganymedes je z pohľadu vesmírneho geológa najatraktívnejším telesom medzi mesiacmi Jupitera. Má zmiešané silikátovo-ľadové zloženie: plášť z vodného ľadu a skalnaté jadro. Jeho hustota je 1930 kg\m^3. V podmienkach nízkych teplôt a vysokých vnútorných tlakov môže vodný ľad existovať v niekoľkých modifikáciách s rôznymi typmi kryštálovej mriežky. Bohatá geológia Ganymedu je do značnej miery určená zložitými prechodmi medzi týmito odrodami ľadu. Povrch satelitu je posypaný vrstvou uvoľneného kamenno-ľadového prachu od niekoľkých metrov až po niekoľko desiatok metrov.

Callisto

Ide o druhý najväčší satelit v systéme Jupiter, jeho polomer je 2400 km. Spomedzi Galileových satelitov je Callisto najďalej: vzdialenosť od Jupitera je 1,88 milióna km, doba rotácie je 16,7 dňa. Hustota silikátovo-ľadového Callisto je nízka - 1830 kg/m3. Povrch Callisto je extrémne nasýtený meteoritovými krátermi. Tmavá farba Callisto je výsledkom silikátu a iných nečistôt. Callisto je telo s najväčším počtom kráterov v slnečnej sústave. Obrovský dopad meteoritu spôsobil vytvorenie obrovskej štruktúry obklopenej prstencovými vlnami - Valhalla. V jeho strede sa nachádza kráter s priemerom 350 km a v okruhu 2000 km od neho sú v sústredných kruhoch horské masívy.

Jupiter má niekoľko malých satelitov otvorených na obežnej dráhe Io. Tri z nich – Metis, Adrastea a Theba – boli objavené pomocou medziplanetárnych staníc a málo sa o nich vie. Metis a Atrastea (ich priemery sú 40 a 20 km) sa pohybujú pozdĺž okraja hlavného prstenca Jupitera na jednej obežnej dráhe s polomerom 128 000 km. Tieto najrýchlejšie satelity obehnú okolo obra Jupitera za 7 hodín rýchlosťou vyše 100 000 km/h.

Vzdialenejší satelit Teba sa nachádza v strede medzi Io a Jupiterom - vo vzdialenosti 222 tisíc km od planéty; jeho priemer je asi 100 km.

Najväčší vnútorný satelit Amaltherea má nepravidelný tvar (rozmery 270*165*150 km) a je pokrytý krátermi; pozostáva zo žiaruvzdorných hornín tmavočervenej farby. Amalthelia objavil americký astronóm Edward Bernard v roku 1892 a stala sa piatym objaveným satelitom Jupitera. Rotuje na obežnej dráhe s polomerom 181 tisíc km.

Vnútorné satelity Jupitera a jeho štyri hlavné mesiace sa nachádzajú v blízkosti rovníkovej roviny planéty na takmer kruhových dráhach. Dráhy týchto ôsmich satelitov majú excentricity a sklony také malé, že žiadny z nich sa neodchyľuje o viac ako jeden stupeň od „ideálnej“ kruhovej dráhy. Takéto satelity sa nazývajú pravidelné.

Zvyšných osem satelitov Jupitera je nepravidelných a líšia sa výraznými excentricitami a sklonmi obežnej dráhy. Pri svojom pohybe môžu zmeniť vzdialenosť od planéty 1,5-2 krát, pričom sa odklonia od jej rovníkovej roviny o mnoho miliónov kilometrov. Týchto osem vonkajších satelitov Jupitera je zoskupených do dvoch skupín, ktoré boli pomenované podľa ich najväčších telies: skupina Himalia, do ktorej patria aj Leda, Lysithea a Elara; a skupina Pasiphe s Ananke, Karme a Sinope. Tieto satelity boli objavené pomocou pozemných ďalekohľadov v období 70 rokov (1904 – 1974).Priemerné polomery planét skupiny Himalia zodpovedajú 11,1 – 11,7 milióna km. Satelity skupiny Himalia obehnú okolo Jupitera za 240-260 dní, skupiny Paciphe za 630-760 dní, t.j. za viac ako dva roky. Vlastné polomery satelitov sú veľmi malé: v skupine Himalia od 8 km pri Lede do 90 km pri Himálii; v skupine Pasife – od 15 do 35 km. sú čierne a nerovnomerné. Vonkajšie satelity, ktoré sú súčasťou skupiny Pasiphe, rotujú okolo Jupitera v opačnom smere.

Vedci ešte nedospeli ku konsenzu o pôvode nepravidelných satelitov. (Verí sa, že pravidelné vnútorné satelity vznikli z obežného disku plynu a prachu v dôsledku zlepenia mnohých malých častíc.) jasné, že zachytenie asteroidov Jupiterom zohralo dôležitú úlohu pri tvorbe vonkajších satelitov. Počítačové výpočty ukazujú, že skupina Pasiphe mohla vzniknúť v dôsledku systematického zachytávania malých častíc a asteroidov planétou na opačné dráhy vo vonkajšej oblasti circum-Jovianskeho disku.

S A T U R N

ATMOSFÉRA A OBLAKOVÁ VRSTVA.

Kto pozoroval planéty ďalekohľadom, vie, že na povrchu Saturnu, teda na hornej hranici jeho oblačnosti, je citeľne málo detailov a ich kontrast s okolitým pozadím je malý. Tým sa Saturn líši od Jupitera, kde je veľa kontrastných detailov v podobe tmavých a svetlých pruhov, vĺn a uzlín, čo naznačuje výraznú aktivitu v jeho atmosfére.

Vynára sa otázka, či je atmosferická aktivita Saturnu (napríklad rýchlosť vetra) v skutočnosti nižšia ako aktivita Jupitera, alebo či sú detaily jeho oblačnosti jednoducho menej viditeľné zo Zeme kvôli väčšej vzdialenosti (asi 1,5 miliardy km) a horšiemu osvetleniu zo Zeme. Slnko (takmer 3,5-krát slabšie ako osvetlenie Jupitera)?

Voyagerom sa podarilo získať snímky oblačnosti Saturna, ktoré jasne zobrazovali obraz atmosférickej cirkulácie: desiatky oblačných pásov rozprestierajúcich sa pozdĺž rovnobežiek, ako aj jednotlivé víry. Najmä bol objavený analóg Jupiterovej Veľkej červenej škvrny, aj keď menšej veľkosti. Zistilo sa, že rýchlosť vetra na Saturne je ešte vyššia ako na Jupiteri: na rovníku 480 m/s alebo 1700 km/h. Počet oblačných pásov je väčší ako na Jupiteri a dosahujú vyššie zemepisné šírky. Obrázky oblakov teda demonštrujú jedinečnosť atmosféry Saturnu, ktorá je ešte aktívnejšia ako Jupiterova.

Meteorologické javy na Saturne prebiehajú pri nižšej teplote ako v zemskej atmosfére. Keďže Saturn je 9,5-krát ďalej od Slnka ako Zem, prijíma 9,5 = 90-krát menej tepla.

Teplota planéty na úrovni hornej hranice oblačnosti, kde je tlak 0,1 atm, je len 85 K, čiže -188 C. Zaujímavosťou je, že ani túto teplotu nie je možné získať kvôli ohrevu Slnkom. sám. Výpočet ukazuje: v hlbinách Saturnu je vlastný zdroj tepla, ktorého prúdenie je 2,5-krát väčšie ako zo Slnka. Súčet týchto dvoch tokov udáva pozorovanú teplotu planéty. Kozmické lode podrobne študovali chemické zloženie nadoblakovej atmosféry Saturnu. V podstate sa skladá z takmer 89% vodíka. Na druhom mieste je hélium (asi 11 % hmotnosti). Všimnite si, že v atmosfére Jupitera je to 19%. Nedostatok hélia na Saturne sa vysvetľuje gravitačnou separáciou hélia a vodíka v útrobách planéty: hélium, ktoré je ťažšie, sa postupne usadzuje vo veľkých hĺbkach (čo mimochodom uvoľňuje časť energie, ktorá sa „ohrieva“ Saturn). Ostatné plyny v atmosfére – metán, amoniak, etán, acetylén, fosfín – sú prítomné v malom množstve. Metán pri tak nízkej teplote (asi -188 C) je prevažne v kvapôčkovom stave. Tvorí oblačnosť Saturna. Čo sa týka malého kontrastu detailov viditeľných v atmosfére Saturnu, ako bolo uvedené vyššie, dôvody tohto javu ešte nie sú celkom jasné. Bolo navrhnuté, že v atmosfére je suspendovaný kontrast tlmiaci zákal drobných častíc. Pozorovania sondy Voyager 2 to však vyvracajú: tmavé pruhy na povrchu planéty zostali ostré a jasné až po okraj Saturnovho disku, zatiaľ čo v prítomnosti oparu by sa zakalili smerom k okrajom kvôli veľkému počtu častíc vpredu. z nich. Problém preto nemožno považovať za vyriešený a vyžaduje si ďalšie skúmanie.

Údaje získané z Voyageru 1 pomohli určiť rovníkový polomer Saturnu s veľkou presnosťou. V hornej časti oblačnosti je rovníkový polomer 60 330 km. alebo 9,46-krát viac ako na Zemi. Objasnená bola aj perióda otáčania Saturna okolo svojej osi: vykoná jednu otáčku za 10 hodín 39,4 minúty – 2,25-krát rýchlejšie ako Zem. Takáto rýchla rotácia viedla k tomu, že kompresia Saturnu je oveľa väčšia ako kompresia Zeme. Rovníkový polomer Saturnu je o 10% väčší ako polárny (na Zemi je to len 0,3%).

MAGNETICKÉ VLASTNOSTI SATURNU.

Kým prvá kozmická loď nedosiahla Saturn, neexistovali vôbec žiadne pozorovacie údaje o jeho magnetickom poli. ale z pozemných rádioastronomických pozorovaní bolo jasné, že Jupiter má silné magnetické pole. Dôkazom toho bola tepelná rádiová emisia na decimetrových vlnách, ktorých zdroj sa ukázal byť väčší ako viditeľný disk planéty a bol predĺžený pozdĺž rovníka Jupitera symetricky vzhľadom na disk. Táto geometria, ako aj polarizácia žiarenia naznačovali, že pozorované žiarenie bolo magnetické brzdné žiarenie a jeho zdrojom boli elektróny zachytené magnetickým poľom Jupitera a obývajúce jeho radiačné pásy, podobne ako radiačné pásy Zeme. Lety k Jupiteru tieto závery potvrdili. Keďže Saturn je svojimi fyzikálnymi vlastnosťami veľmi podobný Jupiteru, astronómovia sa domnievajú, že má tiež pomerne výrazné magnetické pole. Neprítomnosť rádiovej emisie magnetického brzdného žiarenia zo Saturnu pozorovanej zo Zeme bola vysvetlená vplyvom prstencov. Tieto návrhy sa potvrdili. Už počas približovania Pioneera 11 k Saturnu sa jeho prístroje zaregistrovali v blízkoplanetárnych vesmírnych útvaroch typických pre planétu s výrazným magnetickým poľom: rázová vlna, hranica magnetosféry (magnetopauza), radiačné pásy (Zem a Vesmír , 1980, N2, str. 22-25 - Ed.). Vo všeobecnosti je magnetosféra Saturna veľmi podobná magnetosfére Zeme, ale, samozrejme, oveľa väčšia. Vonkajší polomer magnetosféry Saturnu v subsolárnom bode je 23 rovníkových polomerov planéty a vzdialenosť od rázovej vlny je 26 polomerov. Pre porovnanie si môžeme pripomenúť, že vonkajší polomer zemskej magnetosféry v subsolárnom bode je asi 10 zemských polomerov. Takže aj v relatívnej veľkosti je magnetosféra Saturnu viac ako dvakrát taká veľká ako Zem. Saturnove radiačné pásy sú také rozsiahle, že pokrývajú nielen prstence, ale aj dráhy niektorých vnútorných satelitov planéty. Ako sa dalo očakávať, vo vnútornej časti radiačných pásov, ktorá je „zablokovaná“ prstencami Saturnu, je koncentrácia nabitých častíc oveľa nižšia. Dôvod je ľahko pochopiteľný, ak si zapamätáme, že častice v radiačných pásoch vykonávajú oscilačné pohyby približne v poludníkovom smere pri každom prekročení rovníka. Ale Saturn má prstence v rovníkovej rovine: absorbujú takmer všetky častice, ktoré sa nimi snažia prejsť. V dôsledku toho sa ukazuje, že vnútorná časť radiačných pásov, ktorá by bez prstencov bola najintenzívnejším zdrojom rádiovej emisie v systéme Saturn, je oslabená. Napriek tomu Voyager 1, ktorý sa približoval k Saturnu, stále detekoval netepelnú rádiovú emisiu zo svojich radiačných pásov.

Na rozdiel od Jupitera Saturn vyžaruje v kilometrovom rozsahu vlnových dĺžok. Všimnite si, že intenzita žiarenia je modulovaná s periódou 10 hodín. 39,4 minúty naznačili, že ide o periódu axiálnej rotácie radiačných pásov, alebo inými slovami, periódu rotácie Saturnovho magnetického poľa. Ale potom je to aj obdobie rotácie Saturna. V skutočnosti je magnetické pole Saturnu generované elektrickými prúdmi v útrobách planéty, zrejme vo vrstve, kde sa pod vplyvom kolosálnych tlakov vodík premenil na kovový stav. Keď sa táto vrstva otáča touto uhlovou rýchlosťou, otáča sa aj magnetické pole. V dôsledku vysokej viskozity látky vnútorných častíc planéty sa všetky otáčajú s rovnakou periódou. Perióda rotácie magnetického poľa je teda zároveň periódou rotácie väčšiny hmoty Saturnu (okrem atmosféry, ktorá nerotuje ako pevné teleso).

Pokračovanie
--PAGE_BREAK--RINGS

Tri prstence Zeme sú jasne viditeľné cez ďalekohľad: vonkajší, stredne jasný prstenec A; stredný, najjasnejší krúžok B a vnútorný, nie svetlý priesvitný krúžok C, ktorý sa niekedy nazýva krep. Prstence sú o niečo belšie ako žltkastý disk Saturnu. Nachádzajú sa v rovine rovníka planéty a sú veľmi tenké: s celkovou šírkou v radiálnom smere približne 60 tisíc km. sú hrubé menej ako 3 km. spektroskopicky sa zistilo, že prstence rotujú inak ako pevné teleso - rýchlosť klesá so vzdialenosťou od Saturnu. Navyše, každý bod prstencov má rovnakú rýchlosť, akú by mal satelit v tejto vzdialenosti a voľne sa pohyboval okolo Saturnu po kruhovej dráhe. Z toho je jasné: prstence Saturnu sú v podstate kolosálnym hromadením malých pevných častíc, ktoré nezávisle obiehajú okolo planéty. Veľkosti častíc sú také malé, že nie sú viditeľné nielen v pozemských teleskopoch, ale ani z kozmických lodí. Charakteristickým znakom štruktúry prstencov sú tmavé prstencové priestory (delenia), kde je veľmi málo hmoty. Najširšia z nich (3 500 km) oddeľuje prstenec B od prstenca A a nazýva sa „Cassini divízia“ podľa astronóma, ktorý ju prvýkrát videl v roku 1675. Za mimoriadne dobrých atmosférických podmienok je takýchto delení viditeľných zo Zeme viac ako desať a ich povaha je zjavne rezonujúca. Divízia Cassini je teda oblasťou obežných dráh, v ktorej je perióda otáčania každej častice okolo Saturnu presne polovičná v porovnaní s najbližším veľkým satelitom Saturnu, Mimasom. Kvôli tejto zhode okolností sa zdá, že Mimas svojou príťažlivosťou rozkýva častice pohybujúce sa vo vnútri divízie a nakoniec ich odtiaľ vyhodí.

Palubné kamery Voyagerov ukázali, že prstence Saturnu z blízka vyzerajú ako gramofónová platňa: zdá sa, že sú rozvrstvené do tisícok jednotlivých úzkych prstencov s tmavými priezormi medzi nimi. Existuje toľko čistín, že ich už nie je možné vysvetliť rezonanciami s obežnými obdobiami satelitov Saturnu. Čo vysvetľuje túto jemnú štruktúru? Je pravdepodobné, že rovnomerné rozloženie častíc pozdĺž roviny prstencov je mechanicky nestabilné. V dôsledku toho vznikajú kruhové hustotné vlny - to je pozorovaná jemná štruktúra.

Okrem prstencov A, B a C objavili Voyagery ďalšie štyri: D, E, F a G. Všetky sú veľmi vzácne, a preto slabé. Prstence D a E sú zo Zeme ťažko viditeľné za obzvlášť priaznivých podmienok; Prstene F a G boli objavené prvýkrát. Poradie prsteňov je určené z historických dôvodov, preto sa nezhoduje s abecedným poradím. Ak usporiadame prstence, keď sa vzďaľujú od Saturnu, dostaneme rad: D, C, B, A, F, G, E. Mimoriadny záujem a veľkú diskusiu vzbudil prstenec F. O tomto objekte, žiaľ, zatiaľ nebolo možné urobiť konečný úsudok, keďže pozorovania oboch Voyagerov sa navzájom nezhodujú. Palubné kamery sondy Voyager 1 ukázali, že prstenec F pozostáva z niekoľkých prstencov s celkovou šírkou 60 km, z ktorých dva sú navzájom prepletené ako čipka. Nejaký čas prevládal názor, že za túto nezvyčajnú konfiguráciu sú zodpovedné dva malé, novoobjavené satelity pohybujúce sa priamo v blízkosti prstenca F – jeden od vnútorného okraja, druhý od vonkajšieho okraja (o niečo pomalší ako prvý, keďže je ďalej od Saturnu). Príťažlivosť týchto satelitov neumožňuje vonkajším časticiam ísť ďaleko od stredu, to znamená, že satelity akoby „spásali“ častice, pre ktoré dostali meno „pastieri“. Ako ukázali výpočty, spôsobujú, že častice sa pohybujú po vlnovke, čo vytvára pozorované prelínanie zložiek prstenca. Voyager 2, ktorý preletel blízko Saturnu o deväť mesiacov neskôr, však nezistil žiadne prepletanie ani iné deformácie tvaru v prstenci F, najmä v bezprostrednej blízkosti „pastierov“. Tvar prsteňa sa teda ukázal byť premenlivý. Na posúdenie príčin a vzorcov tejto variability samozrejme nestačia dve pozorovania. Nie je možné pozorovať prstenec F zo Zeme pomocou moderných prostriedkov - jeho jasnosť je príliš nízka. Zostáva dúfať, že dôkladnejšie štúdium snímok prstenca, ktoré získali Voyagery, vnesie svetlo do tohto problému.

Prsteň D je najbližšie k planéte. Zdá sa, že siaha až k oblačnej zemeguli Saturnu. E krúžok je najvzdialenejší. Extrémne riedky, je zároveň najširší zo všetkých - asi 90 tisíc km. Veľkosť zóny, ktorú zaberá, je od 3,5 do 5 polomerov planéty. Hustota hmoty v prstenci E sa zvyšuje smerom k obežnej dráhe Saturnovho mesiaca Enceladus. Možno je Enceladus zdrojom materiálu v tomto prstenci. Častice Saturnových prstencov sú pravdepodobne ľadové, na vrchu pokryté námrazou. Bolo to známe z pozemných pozorovaní a palubné prístroje kozmických lodí správnosť tohto záveru len potvrdili. Veľkosti častíc hlavných prstencov boli odhadnuté z pozemných pozorovaní v rozmedzí od centimetrov po metre (častice prirodzene nemôžu mať rovnakú veľkosť: je tiež možné, že typický priemer častíc je v rôznych prstencoch odlišný). Keď Voyager 1 prechádzal blízko Saturnu, rádiový vysielač kozmickej lode postupne prenikol rádiovým lúčom s vlnovou dĺžkou 3,6 cm cez prstenec A, divíziu Cassini a prstenec C. Rádiové vyžarovanie bolo potom prijaté na Zemi a podrobené analýze. Bolo možné zistiť, že častice v týchto zónach rozptyľujú rádiové vlny prevažne dopredu, aj keď trochu odlišným spôsobom. Vďaka tomu bol priemerný priemer častíc v prstenci A odhadnutý na 10 m, delenie Cassini na 8 m a prstenec C na 2 m. Silný dopredný rozptyl, ale tentoraz vo viditeľnom svetle, bol zistený v F a Krúžky E. To znamená prítomnosť značného množstva jemného prachu (priemer zrnka prachu je asi desať tisícin milimetra). V prstenci B bol objavený nový konštrukčný prvok - radiálne útvary, nazývané „lúče“ kvôli ich vonkajšej podobnosti s lúčmi kolesa. Pozostávajú tiež z jemného prachu a sú umiestnené nad rovinou prstenca. Je možné, že „lúče“ tam držia elektrostatické odpudzujúce sily. Je zaujímavé poznamenať: obrázky „lúčov“ sa našli na niektorých náčrtoch Saturna vyrobených v minulom storočí. Potom im však nikto nepripisoval žiadnu dôležitosť. Počas skúmania prstencov Voyagery objavili neočakávaný efekt - početné krátkodobé výbuchy rádiovej emisie pochádzajúce z prstencov. Nejde o nič iné ako o signály z elektrostatických výbojov – akési blesky. Zdá sa, že zdrojom elektrifikácie častíc sú zrážky medzi nimi. Okrem toho6 bola objavená plynná atmosféra neutrálneho atómového vodíka obklopujúca prstence. Voyageri pozorovali Laysanovu alfa čiaru (1216 A) v ultrafialovej časti spektra. Na základe jeho intenzity sa odhadol počet atómov vodíka v kubickom centimetri atmosféry. Bolo ich približne 600. Treba povedať, že niektorí vedci dávno pred štartom kozmickej lode k Saturnu predpovedali možnosť existencie atmosféry v blízkosti prstencov Saturnu. Voyagery sa tiež pokúsili zmerať hmotnosť prstencov. Problém bol v tom, že hmotnosť prstencov je najmenej miliónkrát menšia ako hmotnosť Saturnu. Z tohto dôvodu je trajektória kozmickej lode v blízkosti Saturnu do značnej miery určená silnou príťažlivosťou samotnej planéty a je len zanedbateľne narušená slabou príťažlivosťou prstencov. Medzitým je potrebné identifikovať práve slabú príťažlivosť. Trajektória Pioneer 11 bola na tento účel najvhodnejšia. Analýza meraní trajektórie prístroja na základe jeho rádiových emisií však ukázala, že krúžky (v medziach presnosti merania) neovplyvňujú pohyb prístroja. Presnosť bola 1,7 x 10-násobok hmotnosti Saturnu. Inými slovami, hmotnosť prstencov je určite menšia ako 1,7 milióntiny hmotnosti planéty.

SATELITY

Ak pred letmi kozmickej lode na Saturn bolo známych 10 satelitov planéty, teraz poznáme 22, pomenovaných hlavne na počesť hrdinov starovekých mýtov o titánoch a obroch. Nové satelity sú veľmi malé, no napriek tomu majú niektoré z nich vážny vplyv na dynamiku sústavy Saturn. Takým je napríklad malý satelit pohybujúci sa na vonkajšom okraji prstenca A; zabraňuje tomu, aby častice prstenca presahovali za tento okraj. Toto je Atlas. Titan je druhý najväčší mesiac v slnečnej sústave. Jeho polomer je 2575 kilometrov. Jeho hmotnosť je 1,346 x 10 gramov (0,022 hmotnosti Zeme) a jeho priemerná hustota je 1,881 g/cm. Je to jediný satelit s významnou atmosférou a jeho atmosféra je hustejšia ako na ktorejkoľvek z terestrických planét, s výnimkou Venuše. Titan je podobný Venuši aj v tom, že má globálny opar a dokonca aj mierne skleníkové zahrievanie na povrchu. V jeho atmosfére sú pravdepodobne metánové oblaky, ale to nie je pevne stanovené. Hoci v infračervenom spektre dominuje metán a iné uhľovodíky, hlavnou zložkou atmosféry je dusík, ktorý sa prejavuje silnými UV emisiami. Horná atmosféra je veľmi blízko izotermickému stavu na celej ceste od stratosféry po exosféru a povrchová teplota v rozmedzí niekoľkých stupňov je rovnaká v celej sfére a rovná sa 94 K. Polomery tmavo oranžovej resp. hnedé stratosférické aerosólové častice vo všeobecnosti nepresahujú 0,1 mikrónu a vo väčších hĺbkach môžu existovať väčšie častice. Predpokladá sa, že aerosóly sú konečným produktom fotochemických premien metánu a že sa hromadia na povrchu (alebo sa rozpúšťajú v kvapalnom metáne alebo etáne). Pozorované uhľovodíky a organické molekuly môžu pochádzať z prirodzených fotochemických procesov. Prekvapivou vlastnosťou hornej atmosféry sú UV emisie, obmedzené na dennú stranu, ale príliš jasné na to, aby boli vzrušené prichádzajúcou slnečnou energiou. Vodík sa rýchlo rozptýli a doplní pozorovaný torus spolu s nejakým dusíkom vyradeným počas disociácie N2 nárazmi elektrónov. Na základe pozorovaného teplotného rozdelenia možno skonštruovať globálny veterný systém. Zdá sa, že globálne zloženie Titanu je určené súborom kondenzovateľných látok, ktoré sa vytvorili v hustom plynnom disku okolo proto-Saturnu. Existujú tri možné scenáre vzniku: pribúdanie za studena (čo znamená, že zvýšenie teploty počas formovania je zanedbateľné), pribúdanie za horúca v neprítomnosti hustej plynnej fázy a pribúdanie za horúca v prítomnosti hustej plynnej fázy. Na obr. ukazuje, ako môže interiér Titanu vyzerať pri výboji. Prítomnosť horúceho dehydrovaného silikátového jadra, ako aj roztavenej vrstvy NH-HO je pravdepodobná, ale detailné umiestnenie vrstiev ľadu nie je v súčasnosti s určitosťou známe. Konvekcia prevláda všade okrem vonkajšieho plášťa. Iapetus. Je možné, že najzáhadnejší zo satelitov Saturnu, Iapetus, je jedinečný v rozsahu albeda na svojom povrchu – od 0,5 (typická hodnota pre ľadové telesá) po 0,05 v centrálnych častiach jeho vedúcej pologule. Voyager 1 získal snímky s maximálnym rozlíšením 50 km/pár čiar, ktoré zobrazujú hlavnú hemisféru otočenú k Saturnu a hranicu medzi prednou (tmavou) a zadnou (svetlou) stranou. Bol zaznamenaný obrovský tmavý rovníkový prstenec s priemerom asi 300 km so stredovou dĺžkou asi 300. Pozorovania sondy Voyager získané pri najvyššom rozlíšení ukazujú, že svetlá strana (a najmä oblasť severného pólu) je vysoko kráterovaná: hustota povrchu je 205 + 16 kráterov (D> 30 km) na 10 km. Extrapolácia na priemery 10 km vedie k hustote viac ako 2000 kráterov (D>10 km) na 10 km. Táto hustota je porovnateľná s hustotami na iných telesách s veľkými krátermi, ako sú Merkúr a Callisto, alebo s hustotami kráterov na mesačných kontinentoch. Charakteristickým znakom hranice medzi tmavými a svetlými oblasťami na Iapetuse je existencia početných kráterov s tmavým dnom na svetlom materiáli a absencia kráterov so svetlým dnom alebo kráterov so svätožiarou (alebo inými bielymi škvrnami) na tmavej hmote. Hustota Iapetusu, rovnajúca sa 1,16 + 0,09 g/cm, je typická pre ľadové satelity Saturnu a je v súlade s modelmi, v ktorých je hlavnou zložkou vodný ľad. Bell verí, že temná hmota je hlavnou zložkou pôvodného kondenzátu, z ktorého sa vytvoril Iapetus.

Rhea má takmer rovnakú veľkosť ako Iapetus, ale bez svojej temnej hmoty môže Rhea predstavovať relatívne jednoduchý prototyp ľadového mesiaca vonkajšej slnečnej sústavy. Priemer Rhea je 1530 km a jeho hustota je 1,24 + 0,05 g/cm. Jeho geometrické albedo je 0,6 a ukázalo sa, že je podobné albedu pólov a zadnej hemisféry Iapeta.

To umožnilo urobiť dôležitý krok pri štúdiu povahy satelitov. Pri znalosti priemeru satelitu je ľahké vypočítať jeho objem. Vydelením hmotnosti satelitu jeho objemom získame priemernú hustotu - charakteristiku, ktorá pomáha určiť, z akých látok sa dané nebeské telo skladá. Ukázalo sa, že hustoty vnútorných satelitov Saturnu – od Mimas po Rhea, ako aj Iapetus – sú blízke hustote vody: od 1,0 do 1,4 g/cm. Existuje dôvod domnievať sa, že tieto satelity pozostávajú hlavne z vody. (samozrejme nie tekuté, keďže ich teplota je cca -180 C). Tethys, ktorý má hustotu 1 g/cm, je obzvlášť podobný kúsku čistého ľadu. Ostatné satelity by tiež mali obsahovať väčšiu či menšiu prímes kamenných látok. Voyagery sa dostali tak blízko k satelitom Saturnu, že bolo možné nielen určiť priemery satelitov, ale aj prenášať snímky ich povrchu na Zem. Prvé satelitné mapy sú už zostavené.

Najbežnejšími útvarmi na ich povrchu sú prstencové krátery, podobné tým na Mesiaci. Pôvod kráterov je dopad: teleso meteoru letiace v medziplanetárnom priestore sa zrazí so satelitom, jeho kozmická rýchlosť takmer okamžite klesne na nulu a kinetická energia sa zmení na teplo. Pri vytvorení prstencového krátera nastáva výbuch.

Niektoré krátery si zaslúžia osobitnú zmienku. Napríklad veľký kráter na malých Mimas. Priemer krátera je asi 130 km, teda tretina priemeru satelitu. Na Mimas asi nemôže byť väčší impaktný kráter. S mierne vyššou kinetickou energiou kozmického telesa, ktoré zasiahlo, by sa Mimas rozbil na kusy. Množstvo kráterov, ktoré teraz vidíme na fotografiách Saturnových mesiacov, je kronikou ich histórie, siahajúcej najmenej stovky miliónov rokov späť. Znaky od nebeských kameňov naznačujú, že vo vzdialenej ére formovania planetárneho systému bol cirkumsolárny priestor (aspoň po obežnú dráhu Saturna) nasýtený množstvom jednotlivých pevných telies, z ktorých sa postupne formovali planéty a satelity. A aj keď sa formovanie planét a satelitov z veľkej časti dokončilo, zvyšok týchto pevných telies pokračoval v pohybe vo vesmíre po dlhú dobu. Toto sú v podstate naše aktuálne informácie o Saturne. Je len potrebné urobiť výhradu, že v prvom rade sme hovorili o priamych faktických údajoch. Hlbšie závery, ktoré z nich možno vyvodiť a pravdepodobne aj vyvodia, si vyžiadajú dlhodobú prácu vedcov. Stále je vpredu.

pokračovanie

--ZLOM STRANY-- U R A N

VŠEOBECNÉ INFORMÁCIE

Urán je siedma planéta od Slnka a tretia najväčšia. Je zaujímavé, že Urán, hoci má väčší priemer, má menšiu hmotnosť ako Neptún. Urán je niekedy za veľmi jasných nocí sotva viditeľný voľným okom; nie je ťažké ho identifikovať pomocou ďalekohľadu (ak presne viete, kde hľadať). Malý astronomický ďalekohľad odhalí malý disk.

Vzdialenosť od Slnka 2870990000 km (19,218 AU), rovníkový priemer: 51,118 km, 4-násobok Zeme, hmotnosť: 8,686,10 25 kg, 14 hmotností Zeme. Obdobie revolúcie okolo Slnka je 84 a štvrť roka. Priemerná teplota na Uráne je asi 60 Kelvinov.

Urán je staroveké grécke božstvo oblohy, najstarší vysoký boh, ktorý bol otcom Chrona (Saturna), Kyklopa a Titana (predchodcov olympských bohov).

HISTÓRIA OTVORENIA

Urán, prvú planétu objavenú v modernej histórii, objavil náhodou W. Herschel, keď sa 13. marca 1781 pozrel na oblohu cez ďalekohľad; najprv si myslel, že je to kométa. Predtým, ako sa neskôr ukázalo, bola planéta pozorovaná niekoľkokrát, no mylne ju považovali za obyčajnú hviezdu (najskorší záznam o „hviezde“ bol urobený v roku 1690, keď ju John Flamsteed katalogizoval ako 34. Býk – jeden z akceptované označenia pre hviezdy v súhvezdí) .

Herschel pomenoval planétu „Georgium Sidus“ (Planéta Juraja) na počesť svojho patróna, anglického kráľa Juraja III. iní ju nazývali Herschelova planéta. Názov „Urán“ dostal dočasne a prevzal ho podľa tradície z antickej mytológie a vznikol až v roku 1850.

Urán navštívila iba jedna kozmická loď: Voyager 2 letel blízko Uránu. (Vyššie uvedená fotografia bola prevzatá z Hubbleovho teleskopu.) Loď preplávala 24. januára 1986 81 500 kilometrov od Uránu. Voyager 2 vytvoril tisíce obrázkov a ďalších vedeckých údajov o planéte, mesiacoch, prstencoch, atmosfére, vesmíre a magnetickom prostredí obklopujúcom Urán. Rôzne prístroje študovali prstencový systém a odhalili jemné detaily predtým známych a dvoch novoobjavených prstencov. Údaje ukázali, že planéta rotuje s periódou 17 hodín a 14 minút. Kozmická loď tiež objavila magnetosféru, ktorá je taká veľká, ako je nezvyčajné.

VLASTNOSTI ROTÁCIE URÁNU

Pre väčšinu planét je os rotácie takmer kolmá na rovinu ekliptiky (ekliptika je viditeľná ročná dráha Slnka na nebeskej sfére), ale os Uránu je s touto rovinou takmer rovnobežná. Dôvody „ležiacej“ rotácie Uránu nie sú známe. V skutočnosti však existuje spor: ktorý z pólov Uránu je severný. Tento rozhovor v žiadnom prípade nie je ako spor o palicu s dvoma koncami a dvoma začiatkami. To, ako sa táto situácia vlastne vyvinula s rotáciou Uránu, znamená v teórii vzniku celej slnečnej sústavy veľa, pretože takmer všetky hypotézy implikujú rotáciu planét jedným smerom. Ak sa Urán vytvoril ležiaci na boku, potom to silne nesúhlasí s dohadmi o pôvode nášho planetárneho systému. Pravda, v súčasnosti sa čoraz viac verí, že táto poloha Uránu je výsledkom kolízie s veľkým nebeským telesom, možno veľkým asteroidom, v počiatočných štádiách formovania Uránu.

CHEMICKÉ ZLOŽENIE, FYZIKÁLNE PODMIENKY A ŠTRUKTÚRA URÁNU

Urán vznikol z pôvodných pevných látok a rôznych ľadov (ľadom tu treba chápať nielen vodný ľad), tvorí ho len 15 % vodíka a hélium v ​​ňom nie je takmer vôbec žiadne (na rozdiel od Jupitera a Saturnu, ktoré sú väčšinou vodíkové ). Metán, acetylén a iné uhľovodíky existujú v oveľa väčších množstvách ako na Jupiteri a Saturne. Vetry v strednej zemepisnej šírke na Uráne pohybujú oblakmi v rovnakých smeroch ako na Zemi. Tieto vetry fúkajú rýchlosťou od 40 do 160 metrov za sekundu; na Zemi sa rýchle prúdy v atmosfére pohybujú rýchlosťou asi 50 metrov za sekundu.

Okolo slnečného pólu sa nachádza hrubá vrstva (opar) - fotochemický smog. Slnkom osvetlená pologuľa tiež vyžaruje viac ultrafialového žiarenia. Prístroje Voyageru zachytili čiastočne chladnejšie pásmo medzi 15 a 40 stupňami zemepisnej šírky, kde sú teploty o 2 až 3 K nižšie.

Modrá farba Uránu je výsledkom absorpcie červeného svetla metánom v hornej atmosfére. Oblaky iných farieb pravdepodobne existujú, ale pred pozorovateľmi ich skrýva nadložná vrstva metánu. Atmosféru Uránu (ale nie Uránu ako celku!) tvorí približne 83 % vodíka, 15 % hélia a 2 % metánu. Rovnako ako iné plynné planéty, aj Urán má pásy mrakov, ktoré sa pohybujú veľmi rýchlo. Je však mimoriadne ťažké ich rozlíšiť a sú viditeľné iba na snímkach s vysokým rozlíšením, ktoré urobil Voyager 2. Nedávne pozorovania z HST odhalili veľké oblaky. Existuje predpoklad, že táto možnosť sa objavila v súvislosti so sezónnymi vplyvmi, pretože ako si viete predstaviť, zima a leto na Uráne sa značne líšia: celá pologuľa sa v zime na niekoľko rokov skrýva pred Slnkom! Aj keď Urán dostáva od Slnka 370-krát menej tepla ako Zem, takže ani v lete tam nie je horúco. Okrem toho Urán nevyžaruje viac tepla, ako prijíma od Slnka, preto je vo vnútri zima?

Navyše sa ukazuje, že Urán nemá pevné jadro a hmota je viac-menej rovnomerne rozložená v celom objeme planéty. To odlišuje Urán (a tiež Neptún) od jeho väčších príbuzných. Možno je toto vyčerpanie ľahkých plynov dôsledkom nedostatočnej hmotnosti embrya planéty a počas svojho vzniku Urán nedokázal zadržať viac vodíka a hélia blízko seba. Alebo možno na tomto mieste rodiaceho sa planetárneho systému vôbec nebolo toľko svetelných plynov, čo si, samozrejme, zase vyžaduje vysvetlenie. Ako vidíte, odpovede na otázky súvisiace s Uránom môžu osvetliť osud celej Slnečnej sústavy!

PRSTENY URÁNU

Rovnako ako iné plynné planéty, aj Urán má prstence. Systém prstencov bol objavený v roku 1977 počas zákrytu hviezdy Uránom. Bolo pozorované, že hviezda stlmila svoju jasnosť na krátky čas 5-krát pred a po okultácii, čo naznačovalo prstence. Následné pozorovania zo Zeme ukázali, že skutočne existuje deväť prstencov. Ak nimi prejdete vzďaľovaním sa od planéty, sú pomenované 6, 5, 4, Alfa, Beta, Eta, Gamma, Delta a Epsilon. Kamery Voyageru zachytili niekoľko ďalších prstencov a tiež ukázali, že deväť hlavných prstencov bolo pochovaných v jemnom prachu. Rovnako ako prstence Jupitera sú veľmi slabé, ale ako prstence Saturna, prstence Uránu obsahujú veľa pomerne veľkých častíc s veľkosťou od 10 metrov v priemere až po jemný prach. Prstene Uránu boli prvé objavené po prstencoch Saturna. Bolo to veľmi dôležité, pretože bolo možné predpokladať, že prstence sú všeobecnou charakteristikou planét, a nie údelom samotného Saturna. Toto je ďalší priam epochálny význam Uránu pre astronómiu.

Pozorovania ukázali, že prstence Uránu sa výrazne líšia od ich sesterských systémov Jupitera a Saturna. Zdá sa, že neúplné prstence s rôznym stupňom priehľadnosti po dĺžke každého z prstencov vznikli neskôr ako samotný Urán, pravdepodobne po roztrhnutí niekoľkých mesiacov vplyvom slapových síl.

Počet známych prstencov sa môže nakoniec zvýšiť na základe pozorovaní sondy Voyager 2. Prístroje indikovali prítomnosť mnohých úzkych prstencov (alebo prípadne čiastočných prstencov alebo prstencových oblúkov) širokých asi 50 metrov.

Kľúčom k odhaleniu štruktúry Uránových prstencov môže byť aj zistenie, že vo vnútri prstenca Epsilon sa nachádzajú dva malé satelity – Cordelia a Ophelia. To vysvetľuje nerovnomerné rozloženie častíc v prstenci: satelity držia hmotu okolo seba. Takže pomocou tejto teórie sa predpokladá, že v tomto prstenci možno nájsť ďalších 16 (!) satelitov.

MAGNETOSFÉRA

Oblasť okolo nebeského telesa, kde jeho magnetické pole zostáva silnejšie ako súčet všetkých ostatných polí blízkych a vzdialených telies, sa nazýva magnetosféra tohto nebeského telesa.

Urán, podobne ako mnohé planéty, má magnetosféru. Je nezvyčajné v tom, že jeho os symetrie je naklonená takmer 60 stupňov k osi rotácie (pre Zem je tento uhol 12 stupňov). Ak by to tak bolo na Zemi, potom by orientácia pomocou kompasu mala zaujímavú vlastnosť: šípka by takmer nikdy neukazovala na sever alebo juh, ale mierila by na dva protiľahlé body 30. rovnobežky. Je pravdepodobné, že magnetické pole okolo planéty je generované pohybmi v relatívne povrchných oblastiach Uránu, a nie v jeho jadre. Zdroj poľa nie je známy; hypotetický elektricky vodivý oceán vody a amoniaku sa výskumom nepotvrdil. Ako na Zemi, tak aj na iných planétach sa za zdroj magnetického poľa považujú prúdy v narovnaných horninách nachádzajúcich sa v blízkosti jadra.

Intenzita poľa na povrchu Uránu je vo všeobecnosti porovnateľná s intenzitou na Zemi, hoci sa v rôznych bodoch povrchu mení výraznejšie v dôsledku veľkého posunutia osi symetrie poľa od stredu Uránu.

Rovnako ako Zem, Jupiter a Saturn, aj Urán má magnetický chvost pozostávajúci z nabitých častíc zachytených v poli, ktoré sa tiahne milióny kilometrov za Urán od Slnka. Voyager „cítil“ pole najmenej 10 miliónov kilometrov od planéty.

SATELITY URÁNU

Urán má 17 známych mesiacov. Donedávna ich bolo 15. Tvorili dve jasné triedy:

10 malých vnútorných s veľmi slabým jasom, ktoré objavil Voyager 2, a 5 veľkých vonkajších. Všetkých 15 má takmer kruhové dráhy v rovine Uránovho rovníka (a preto sú umiestnené pod veľkým uhlom k rovine ekliptiky). V roku 1997 skupina kanadských vedcov pomocou 5-metrového ďalekohľadu Palomar objavila ďalšie dva malé a slabo jasné satelity. Kombinácia obrázkov z Hubbleovho teleskopu ukazuje pohyb satelitov Uránu v čase. Nie je ťažké rozlíšiť povahu tohto zdanlivého pohybu od posunu hviezd padajúcich do zorného poľa.

Názvy všetkých satelitov Uránu boli požičané od Shakespearových hrdinov.

satelit

Vzdialenosť od Uránu
(tisíc km)

Polomer (km)

Hmotnosť (kg)

Kto otvoril

rok
Objavy

Cordelia

Voyager 2

Ofélia

Voyager 2

Bianca

Voyager 2

Cressidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Júlia

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalinda

Voyager 2

Belinda

Voyager 2

Voyager 2

Miranda

6.30 . 10 19

Kuiper

Ariel

1.27 . 10 21

Lassell

Umbriel

1.27 . 10 21

Lassell

Titania

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Kalibán

7 200 (?)

Gladman a ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman a ko

Mesiac

7.4 . 10 22

----------

----------

Snímky z Voyageru teraz objavených piatich najväčších mesiacov odhaľujú zložité povrchy, ktoré charakterizujú búrlivú geologickú minulosť týchto kozmických telies. Kamery našli aj 10 dovtedy neznámych satelitov.

Predbežná analýza ukazuje, že päť veľkých satelitov je súborom ľadových blokov. Veľké satelity Uránu pozostávajú z 50 percent vodného ľadu, 20 percent zlúčenín uhlíka a dusíka a 30 percent rôznych zlúčenín kremíka – kremičitanov. Ich povrchy, takmer monotónne tmavosivé, nesú stopy geologickej histórie.

Titania sa napríklad vyznačuje obrovskými systémami trhlín a kaňonov, ktoré naznačujú určité obdobie aktívnej geologickej aktivity v minulosti tohto mesiaca. Tieto znaky môžu byť výsledkom tektonických pohybov kôry.

Ariel má najjasnejší a možno aj geologicky najmladší povrch v satelitnom systéme Urán. Väčšinou je bez kráterov väčších ako 50 kilometrov v priemere. To naznačuje, že malé meteory prítomné v priestore blízko uránu vyhladzujú veľké reliéfne útvary pri páde na povrch.

Povrch Umbriel je starý a tmavý a zjavne podliehal niekoľkým geologickým procesom. Tmavé odtiene povrchu Umbriel môžu byť výsledkom prachu a malých úlomkov, ktoré sa kedysi nachádzali v blízkosti obežnej dráhy Mesiaca. Oberon, najvzdialenejší z piatich veľkých mesiacov, má tiež starý, kráterovaný povrch so slabými známkami vnútornej aktivity.

N E P T U N

VŠEOBECNÉ INFORMÁCIE

Neptún je ôsma planéta od Slnka, veľká planéta slnečnej sústavy a patrí medzi obrovské planéty. Jeho dráha sa na niektorých miestach pretína s dráhou Pluta. Kométa Galileo tiež pretína obežnú dráhu Neptúna. Astrologické znamenie Neptúna J.

Neptún sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej, takmer kruhovej (excentricita 0,009) obežnej dráhe; jeho priemerná vzdialenosť od Slnka je 30,058-krát väčšia ako vzdialenosť Zeme, čo je približne 4500 miliónov km. To znamená, že svetlo zo Slnka dosiahne Neptún za niečo vyše 4 hodín. Dĺžka roka, teda čas jednej úplnej obrátky okolo Slnka, je 164,8 pozemského roka. Rovníkový polomer planéty je 24 750 km, čo je takmer štvornásobok polomeru Zeme a jej vlastná rotácia je taká rýchla, že deň na Neptúne trvá len 17,8 hodiny. Hoci priemerná hustota Neptúna 1,67 g/cm3 je takmer trikrát menšia ako hustota Zeme, jeho hmotnosť je vzhľadom na veľkú veľkosť planéty 17,2-krát väčšia ako hmotnosť Zeme. Neptún sa na oblohe javí ako hviezda veľkosti 7,8 (voľným okom neviditeľná); pri veľkom zväčšení vyzerá ako zelenkastý disk, bez akýchkoľvek detailov.

Neptún je od Slnka vzdialený 30 AU, priemer planéty je 49,5 tisíc km, čo sú asi 4 hmotnosti Zeme a jeho hmotnosť je asi 17 hmotností Zeme. Obdobie revolúcie okolo centrálneho svietidla je 165 čiastkových rokov. Priemerná teplota - 55 K. V rímskej mytológii bol bohom mora Neptún (grécky Poseidon).

V súčasnosti (1997) je od nás najvzdialenejšia planéta Neptún, keďže v dôsledku predĺženej obežnej dráhy Pluta je od roku 1979 do júla 1999 posledná planéta bližšie k Slnku. Tí s malými optickými prístrojmi majú jedinečnú možnosť vidieť najvzdialenejšiu planétu slnečnej sústavy. („Bola príležitosť...“ – nedávny doslov. Ja, ktorý mám podradnú 6-centimetrovú ZRT, som si to nenechal ujsť. A vy? Uskutočnil som aj unikátne pozorovania planéty Neptún za tých pár dní, keď bola stále najvzdialenejšie od Zeme, ale už nie najďalej od Slnka.Táto zaujímavá vzájomná poloha Slnka, Zeme a Neptúna trvala od začiatku do 24. júna 1999, no v dôsledku neskorého východu Neptúna, ktorý sa objavil až na najjasnejšej nočnej oblohe v júni bolo možné tento výkon vykonať až 23.

Od roku 1994 sa štúdie planéty uskutočňujú pomocou Hubbleovho teleskopu. Tento pár obrázkov, ktoré zachytil, ukazuje dve hemisféry Neptúna. Vo fotoaparáte sú ukryté ďalšie štyri fotografie tohto ďalekohľadu.

Veľká tmavá škvrna Po prelete planéty Voyagerom 2 bola najznámejšou črtou Neptúna Veľká tmavá škvrna na južnej pologuli. Je polovičná ako Veľká červená škvrna Jupitera (to znamená, že má približne rovnaký priemer ako Zem). Neptúnov vietor niesol Veľkú tmavú škvrnu na západ rýchlosťou 300 metrov za sekundu. Voyager 2 tiež videl menšiu tmavú škvrnu na južnej pologuli a malý, prerušovaný biely oblak. Mohlo by ísť o prúd pohybujúci sa zo spodných vrstiev atmosféry do vyšších, no jeho skutočná povaha zostáva záhadou.

Je zaujímavé, že pozorovania na HST v roku 1994 ukázali, že Veľká tmavá škvrna zmizla. Buď sa jednoducho rozptýlila, alebo je teraz zakrytá inými časťami atmosféry. O niekoľko mesiacov neskôr HST objavila novú tmavú škvrnu na severnej pologuli Neptúna. To naznačuje, že atmosféra Neptúna sa rýchlo mení, pravdepodobne v dôsledku miernych zmien teplôt oblakov nad a pod. Tri obrázky vpravo zobrazujú pohyb oblakov v oblasti Spot.

Neptún má magnetické pole, ktorého sila na póloch je približne dvakrát väčšia ako na Zemi.

Efektívna povrchová teplota cca. 38 K, ale keď sa približuje k stredu planéty, zvyšuje sa na (12-14) · 103 K pri tlaku 7-8 megabarov.

CHEMICKÉ ZLOŽENIE, FYZIKÁLNE PODMIENKY A ŠTRUKTÚRA NEPTÚNA

Štruktúra a zloženie základných prvkov Neptúna sú pravdepodobne podobné ako Urán: rôzne „ľady“ alebo stuhnuté plyny obsahujúce asi 15 % vodíka a malé množstvo hélia. Podobne ako Urán a na rozdiel od Jupitera a Saturnu, aj Neptún nemusí mať jasnú vnútornú stratifikáciu. Ale s najväčšou pravdepodobnosťou má malé pevné jadro (rovnaké hmotnosti ako Zem). Atmosféra Neptúna je väčšinou tvorená vodíkom a héliom s malým množstvom metánu: Neptúnova modrá farba je výsledkom absorpcie červeného svetla v atmosfére týmto plynom, ako na Uráne.

Ako typická plynná planéta, Neptún je známy svojimi veľkými búrkami a vírmi, rýchlymi vetrom vanúcim v obmedzených pásmach rovnobežných s rovníkom. Neptún má najrýchlejší vietor v slnečnej sústave, ktorý zrýchľuje až 2200 km/h. Vetry fúkajú na Neptún západným smerom, proti rotácii planéty. Všimnite si, že pre obrie planéty sa rýchlosť tokov a prúdov v ich atmosfére zvyšuje so vzdialenosťou od Slnka. Tento vzorec zatiaľ nemá vysvetlenie. Na obrázkoch môžete vidieť mraky v atmosfére Neptúna. Podobne ako Jupiter a Saturn, aj Neptún má vnútorný zdroj tepla – vyžaruje viac ako dvaapolkrát viac energie, ako dostáva od Slnka.

HISTÓRIA OBJEVOV

Po tom, čo W. Herschel v roku 1781 objavil Urán a vypočítal parametre jeho dráhy, boli pomerne skoro objavené záhadné anomálie v pohybe tejto planéty: niekedy za vypočítaným „zaostávala“, inokedy ho predbiehala. Dráha Uránu nevyhovovala Newtonovmu zákonu. To naznačovalo existenciu ďalšej planéty za Uránom, ktorá by svojou gravitačnou príťažlivosťou mohla skresliť trajektóriu 7. planéty.

V roku 1832 v správe Britskej asociácie pre pokrok vedy J. Erie, ktorý sa neskôr stal kráľovským astronómom, poznamenal, že za 11 rokov chyba v polohe Uránu dosiahla takmer pol oblúkovej minúty. Krátko po zverejnení správy dostal Airey list od britského amatérskeho astronóma, reverenda Dr. Hassayho, ktorý naznačoval, že tieto anomálie sú spôsobené vplyvom zatiaľ neobjavenej "suburánskej" planéty. Zrejme to bol prvý návrh na hľadanie „znepokojujúcej“ planéty. Eri neschválila Hasseyho nápad a pátranie sa nezačalo.

A o rok skôr si talentovaný mladý študent J. C. Adams vo svojich poznámkach poznamenal: „Začiatkom tohto týždňa vznikla myšlienka začať hneď po získaní diplomu so štúdiom anomálií v pohybe Uránu, ktoré ešte neboli vysvetlil. Je potrebné zistiť, či ich môže spôsobiť vplyv neobjavenej planéty, ktorá sa nachádza za ňou, a ak je to možné, určiť aspoň približne prvky jej obežnej dráhy, ktoré môžu viesť k jej objaveniu.“

Adams bol schopný začať riešiť tento problém až o dva roky neskôr a v októbri 1843 boli predbežné výpočty dokončené. Adams sa rozhodol ukázať ich Eriemu, no nepodarilo sa mu stretnúť sa s kráľovským astronómom. Adams sa mohol vrátiť len do Cambridge a výsledky svojich výpočtov ponechal Eriemu. Erie z neznámych dôvodov reagoval negatívne na Adamsovu prácu, ktorej cenou bola strata priority Anglicka pri objavovaní novej planéty.

Nezávisle od Adamsa W. J. Le Verrier pracoval na probléme posturánovej planéty vo Francúzsku. 10. novembra

V roku 1845 predložil výsledky svojej teoretickej analýzy pohybu Uránu Francúzskej akadémii vied a na záver poznamenal, že rozdiely medzi pozorovanými a výpočtovými údajmi: „To možno vysvetliť vplyvom vonkajšieho faktora, ktorý som vyhodnotí v druhom trakte.“ Takéto odhady boli urobené v prvej polovici roku 1846. K úspechu prípadu pomohol návrh, aby sa hľadaná planéta pohybovala v súlade s empirickým pravidlom Titia Bodeho po dráhe, ktorej polomer sa rovná usporiadanému polomeru. obežnej dráhy Uránu a že táto dráha má veľmi malý sklon k rovine ekliptiky. Le Verrier dal inštrukcie, kde hľadať novú planétu.

Keď dostal Le Verrierov druhý traktát, upozornil na veľmi tesnú zhodu výsledkov Adamsových a Le Verrierových štúdií týkajúcich sa pohybu predpokladanej planéty, ktorá narúša pohyb Uránu, a dokonca to zdôraznil na mimoriadnom zasadnutí Greenwichskej rady. inšpektorov. Ale ako predtým, neponáhľal sa s hľadaním a začal sa o nich obťažovať až v júli 1846, keď si uvedomil, aké rozhorčenie môže jeho pasivita následne spôsobiť.

Medzitým Le Verrier dokončil 31. augusta 1846 ďalšiu štúdiu, v ktorej sa získal konečný systém orbitálnych prvkov želanej planéty a naznačilo sa jej miesto na oblohe. Ale vo Francúzsku, rovnako ako v Anglicku, astronómovia neprestali hľadať a 18. septembra sa Le Verrier obrátil na I. Galleho, asistenta berlínskeho observatória, a 23. septembra spolu so študentom Darrém pátranie začali. Ich výpočty vychádzali z výsledkov pozorovaní Jupitera, Saturnu a samotného Uránu. Hneď prvý večer bola planéta objavená, bola len 52 od očakávaného miesta. Správa o objave planéty „na špičke pera“, ktorá bola jedným z najjasnejších triumfov nebeskej mechaniky, sa čoskoro rozšírila po celom vedeckom svete. Podľa zavedenej tradície bola planéta pomenovaná Neptún na počesť antického boha.

Asi rok prebiehal boj medzi Francúzskom a Anglickom o prioritu objavovania, ku ktorému, ako sa často stáva, samotní hrdinovia nemali žiadne priame spojenie. Najmä medzi Adamsom a Le Verrierom sa vytvorilo úplné porozumenie a zostali priateľmi až do konca života.

SATELITY NETUN

Neptún má 8 známych mesiacov: 4 malé, 3 stredné a 1 veľký.

Triton

Najväčší zo satelitov, satelit Neptúna, objavil W. Lassell (Ostrov Malta, 1846). Vzdialenosť od Neptúna je 394 700 km, hviezdna perióda revolúcie je 5 dní. 21 hod. 3 min., priemer cca. 3200 km. A polomer je 1600 km, čo je o niečo (138 km) menej ako polomer Mesiaca, hoci jeho hmotnosť je rádovo menšia. Možno to má atmosféru.

Veľkosť najväčšieho satelitu planéty Triton je blízka veľkosti Mesiaca a jeho hmotnosť je 3,5-krát menšia ako on. Toto je takmer jediný satelit slnečnej sústavy, ktorý sa otáča okolo svojej planéty v opačnom smere, ako rotácia samotnej planéty okolo svojej osi. Mnohí majú podozrenie, že Triton je nezávislá planéta, ktorú kedysi zajal Neptún.

Triton má vysokú odrazivosť - 60-90% (Mesiac -12%), pretože väčšinu tvorí vodný ľad.

Zistilo sa, že Triton má nevýznamný plynový obal, ktorého tlak na povrchu je 70 000-krát menší ako atmosférický tlak Zeme. Vznik tejto atmosféry, ktorá sa mala už dávno rozplynúť, vysvetľovali časté erupcie, ktoré ju dopĺňali plynmi. Keď boli získané snímky Tritonu, na jeho ľadovom povrchu boli skutočne zaznamenané gejzírové erupcie dusíka a tmavé prachové častice rôznych veľkostí. To všetko sa rozptýli v okolitom priestore. Existuje predpoklad, že po zachytení Neptúna bol satelit zahrievaný prílivovými silami a prvú miliardu rokov po zajatí bol dokonca tekutý. Možno si vo svojich hĺbkach ešte zachoval tento stav agregácie. Povrch Tritonu pripomína mesiace Jupitera: Europa, Ganymede, Io a Ariel z Uránu. Vo svojej podobnosti s polárnymi čiapočkami (na obrázku vpravo, hneď hore) je podobný Marsu.

Pokračovanie
--ZLOM STRANY-- Nereid

Nereida je druhý najväčší mesiac Neptúna. Priemerná vzdialenosť od Neptúna je 6,2 milióna km, jeho priemer je asi 200 km a jeho polomer je 100 km.

Nereid je najvzdialenejší známy mesiac od Neptúna. Urobí jednu revolúciu okolo planéty za 360 dní, t.j. takmer pozemský rok. Nereidova dráha je veľmi predĺžená, jej excentricita je až 0,75. Najväčšia vzdialenosť od satelitu k planéte presahuje najmenšiu sedemkrát. Nereid objavil v roku 1949 Kuiper (USA). Iba Triton mal to šťastie, že bol tiež objavený zo Zeme v sústave Neptún.

Proteus

Tento mesiac je tretí najväčší v rodine Neptúnových mesiacov. Je tiež tretím najvzdialenejším od planéty: iba Triton a Nereid sa pohybujú ďalej ako ona. To neznamená, že tento mesiac vyniká niečím výnimočným, no napriek tomu si ho vedci vybrali, aby vytvorili jeho 3D počítačový model na základe obrázkov z Voyageru 2 (vpravo).

Možno nemá cenu podrobne opisovať zostávajúce satelity, pretože tabuľkové údaje o nich (a dokonca aj neúplné) celkom vyčerpávajúco hovoria o malých planétach, ktorých je medzi satelitmi planét veľmi veľa. solárny systém. Na základe mála údajov, ktoré existujú, je ťažké hovoriť o ich individualite. Aj keď budúcnosť určite umožní, aby niektoré z nich zaujali astronómov.

Neptún je ôsma planéta od Slnka a štvrtá najväčšia medzi planétami. Napriek tomuto 4. miestu je Urán v hmotnosti horší ako Neptún. Neptún je možné vidieť ďalekohľadom (ak presne viete, kam sa máte pozerať), ale aj s veľkým ďalekohľadom takmer nevidíte nič iné ako malý disk. Neptún je pomerne náročná planéta na pozorovanie. Jeho jas v opozícii sotva presahuje 8. magnitúdu. Triton je najväčší a najjasnejší satelit - nie oveľa jasnejší ako 14. magnitúda. Ak chcete zistiť disk planéty, musíte použiť veľké zväčšenia. Neptúnov prstenec je veľmi, veľmi ťažké odhaliť zo Zeme a vizuálne je takmer nemožné.

Len jednej kozmickej lodi, Voyageru 2, sa podarilo dosiahnuť planétu tak vzdialenú ako Neptún. Ostatné projekty sú stále... len projekty Neptún navštívila iba jedna kozmická loď: Voyager 2 25. augusta 1989. Takmer všetko, čo vieme o Neptúne, pochádza z tohto stretnutia.

PRSTENY NEPTÚNA

Neptún má tiež prstene. Boli objavené počas zatmenia jednej z hviezd Neptúnom v roku 1981. Pozorovania zo Zeme ukázali len slabé oblúky namiesto plných prstencov, ale fotografie sondy Voyager 2 z augusta 1989 ich ukázali v plnej veľkosti. Jeden z prsteňov má zvláštnu zakrivenú štruktúru. Podobne ako Urán a Jupiter, aj Neptúnove prstence sú veľmi tmavé a ich štruktúra nie je známa. To nám však nebránilo dať im mená: najvzdialenejší - Adams (obsahujúci tri výrazné oblúky, ktoré sa z nejakého dôvodu nazývali Liberty, Equality a Brotherhood), potom - nepomenovaný prstenec, ktorý sa zhoduje s obežnou dráhou Neptúnovho satelitu Galatea, po ktorom nasleduje Leverrier (ktorého vonkajšie rozšírenia sú pomenované Lascelles a Arago) a nakoniec slabý, ale široký kruh Halle. Ako vidíte, názvy prsteňov zvečnili tých, ktorí sa podieľali na objavení Neptúna.

MAGNETOSFÉRA

Magnetické pole Neptúna, podobne ako pole Uránu, je zvláštne orientované a je pravdepodobne vytvorené pohybmi vodivej hmoty (pravdepodobne vody) nachádzajúcej sa v stredných vrstvách planéty, nad jadrom. Magnetická os je naklonená o 47 stupňov k osi rotácie, čo by sa na Zemi mohlo prejaviť na zaujímavom správaní magnetickej strelky, pretože podľa jej názoru by sa „severný pól“ mohol nachádzať južne od Moskvy... os symetrie magnetického poľa Neptúna neprechádza stredom planéty a je od neho vzdialená viac ako pol polomeru, čo je veľmi podobné okolnostiam existencie magnetického poľa okolo Uránu. V súlade s tým nie je napätie poľa na povrchu na rôznych miestach konštantné a mení sa od tretiny zemského po trojnásobok. V ktoromkoľvek bode na povrchu je pole tiež premenlivé, rovnako ako poloha a intenzita zdroja v útrobách planéty. Náhodou sa Voyager pri približovaní k Neptúnu pohyboval takmer presne v smere južného magnetického pólu planéty, čo vedcom umožnilo vykonať množstvo unikátnych štúdií, z ktorých mnohé výsledky stále nie sú bez záhad a nepochopiteľnosti. Boli urobené dohady o štruktúre Neptúna. Boli objavené javy v atmosfére podobné pozemským polárnym žiaram. Štúdiom magnetických javov bol Voyager schopný presne určiť periódu rotácie Neptúna okolo svojej osi - 16 hodín 7 minút.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

Zoznam použitej literatúry:

systém Saturn. – M.: Mir, 1993.

F.L. Will. Rodina Slnka - Petrohrad: Beletria, 1995.

Encyklopédia pre deti. T. 8. Astronómia. Hlava. vyd. M.D. Aksenová - M.: Avanta+, 1997.

M.Ya. Marov. Planéty slnečnej sústavy. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronshten. Planéty a ich pozorovania. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Planéty a mesiace. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Učebnica astronómie pre 11. ročník. – M.: Vzdelávanie, 1994.

Prstence planéty sú sústavou plochých sústredných útvarov prachu a ľadu, ktoré rotujú okolo planéty v rovníkovej rovine. Prstene boli nájdené na všetkých plynných obroch Slnečnej sústavy: Saturn, Jupiter, Urán, Neptún.

Stiahnuť ▼:

Náhľad:

Ak chcete použiť ukážky prezentácií, vytvorte si účet Google a prihláste sa doň: https://accounts.google.com

Popisy snímok:

Prezentácia o astronómii Satelity a prstence obrovských planét

Prstence obrích planét Prstence planéty sú sústavou plochých sústredných útvarov prachu a ľadu, ktoré rotujú okolo planéty v rovníkovej rovine. Prstene boli nájdené na všetkých plynných obroch Slnečnej sústavy: Saturn, Jupiter, Urán, Neptún.

Prstencový systém Saturna bol objavený v 17. storočí. Prvý, kto to pozoroval, bol s najväčšou pravdepodobnosťou Galileo Galilei v roku 1610, ale kvôli zlej kvalite optiky nevidel prstence, ale iba „prílohy“ na oboch stranách Saturnu. V roku 1655 Christiaan Huygens pomocou ďalekohľadu pokročilejšieho ako Galileo ako prvý uvidel prstenec Saturna a napísal: „Prstenec je obklopený tenkým, plochým, nikde sa nedotýkajúcim, nakloneným smerom k ekliptike. Viac ako 300 rokov bol Saturn považovaný za jedinú planétu obklopenú prstencami. Až v roku 1977, pri pozorovaní zákrytu Uránu na hviezde, boli okolo planéty objavené prstence. Slabé a tenké prstence Jupitera boli objavené v roku 1979 kozmickou loďou Voyager 1. O desať rokov neskôr, v roku 1989, Voyager 2 objavil Neptúnove prstence.

Mesiace Jupitera Mesiace Jupitera sú prirodzené satelity planéty Jupiter. Od roku 2018 je známych 79 satelitov Jupitera; ide o najväčší počet objavených satelitov spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy. Štyri najväčšie sú Io, Európa, Ganymede a Callisto.

Mesiace Saturnu Saturn má 62 známych prirodzených satelitov s potvrdenou obežnou dráhou, z ktorých 53 má svoje vlastné mená. Väčšina satelitov má malú veľkosť a je vyrobená z kameňa a ľadu. Najväčší satelit Saturna (a druhý v celej slnečnej sústave po Ganymede) je Titan, ktorého priemer je 5152 km. Toto je jediný satelit s veľmi hustou atmosférou (1,5-krát hustejšou ako Zem). Tvorí ho dusík (98 %) s prímesou metánu. Vedci naznačujú, že podmienky na tomto satelite sú podobné tým, ktoré existovali na našej planéte pred 4 miliardami rokov, keď život na Zemi ešte len začínal.

Mesiace Uránu Urán má 27 objavených mesiacov; najväčšie sú Titania, Oberon, Umbriel, Ariel a Miranda. Miranda je považovaná za najvnútornejšieho a najmenšieho spoločníka. Ariel je obdarený tým najjasnejším a mladistvým povrchom. Umbriel je najstarší a najtemnejší z piatich vnútorných mesiacov. Je obdarený veľkým množstvom starých veľkých kráterov a tajomných jasných prstencov na jednej z pologúľ. Oberon je najvzdialenejší, najstarší a kráter. Existujú náznaky vnútornej aktivity. Na dne kráterov je viditeľný tajomný tmavý materiál. Cordelia a Ofélia sú pastierske spoločníčky držiace úzky vonkajší prsteň „Epsilon“.

Uránové mesiace

Satelity Neptúna V súčasnosti je známych 14 satelitov. Najväčší satelit Neptúna je Triton. Jeho veľkosť je blízka veľkosti Mesiaca a jeho hmotnosť je 3,5-krát menšia. Ide o jediný veľký satelit slnečnej sústavy, ktorý sa otáča okolo svojej planéty v opačnom smere, ako rotácia samotnej planéty okolo svojej osi.

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

Ďakujem za tvoju pozornosť

Planéty sú obri
Astronómia – 11. ročník

Planéty sú obri
Jupiter
Saturn
Urán
Neptún

Jupiter
Jupiter je piata planéta od Slnka a najväčšia planéta v slnečnej sústave. Jupiter je viac ako dvakrát hmotnejší ako všetky ostatné planéty dohromady. Jupiter sa skladá z približne 90 % vodíka a 10 % hélia so stopami metánu, vody a čpavku. Jupiter môže mať jadro z pevného materiálu, ktorého hmotnosť je asi 10 až 15-krát väčšia ako hmotnosť Zeme. Nad jadrom je veľká časť planéty vo forme tekutého kovového vodíka. Vrstva najvzdialenejšia od jadra pozostáva predovšetkým z obyčajného molekulárneho vodíka a hélia.
Veľkú červenú škvrnu zaznamenali pozorovatelia na Zemi pred viac ako 300 rokmi. Má rozmery 12 000 x 25 000 km.
Jupiter vyžaruje do vesmíru viac energie, ako dostáva od Slnka. Vnútri Jupitera je horúce jadro, ktorého teplota je približne 20 000 K. Jupiter má obrovské magnetické pole, oveľa silnejšie ako Zem. Jupiter má prstence ako Saturn, ale oveľa slabšie. Jupiter má 16 známych satelitov: 4 veľké a 12 malých.

Veľká červená škvrna
Veľká červená škvrna je oválny útvar
rôznych veľkostí, ktoré sa nachádzajú na juhu
tropická zóna. V súčasnosti má
rozmery 15x30 tisíc km, a pred sto rokmi pozorovatelia
zaznamenané 2-krát väčšie veľkosti. Niekedy to
nemusia byť veľmi jasne viditeľné. Veľká červená škvrna je dlhotrvajúci voľný vír (anticyklóna) v atmosfére Jupitera, ktorý vykoná úplnú revolúciu za 6 pozemských dní a podobne ako svetlé zóny je charakterizovaný vzostupnými prúdmi v atmosfére. Mraky v ňom sú umiestnené vyššie a ich teplota je nižšia ako v susedných oblastiach pásov.

Mesiace Jupitera
názov
Polomer, km
názov
Polomer, km
Metis
20
Callisto
1883
Adrastea
10
Leda
8
Amalthea
181
Himalája
93
Teba
222
Lysistea
18
A o
422
Ilara
38
Európe
617
Ananke
15
Ganymede
2631
Karma
20
Pasiphae
25
Sinope
18

A O
Io je tretí najväčší a najbližší satelit Jupitera. Io objavili Galileo a Marius v roku 1610.
Io a Europa majú podobné zloženie ako pozemské planéty, predovšetkým kvôli prítomnosti silikátových hornín.
Na ostrove Io sa našlo veľmi málo kráterov, čo znamená, že jeho povrch je veľmi mladý. Namiesto kráterov boli objavené stovky sopiek. Niektoré z nich sú aktívne!
Krajiny Io sú prekvapivo rozmanité: jamy hlboké až niekoľko kilometrov, jazerá s roztavenou sírou, hory, ktoré nie sú sopkami, prúdy akejsi viskóznej kvapaliny tiahnuce sa stovky kilometrov a sopečné prieduchy.
Io, rovnako ako Mesiac, je vždy otočený tou istou stranou k Jupiteru.
Io má veľmi tenkú atmosféru pozostávajúcu z oxidu siričitého a možno aj niektorých ďalších plynov.

Európe
Európa je štvrtý najväčší mesiac Jupitera.
Europu objavili Galileo a Marius v roku 1610. Europa a Io majú podobné zloženie ako pozemské planéty: sú tiež primárne zložené z kremičitanovej horniny.
Na rozdiel od Io je Európa na vrchu pokrytá tenkou vrstvou ľadu. Nedávne údaje z Galileo naznačujú, že interiér Európy sa skladá z vrstiev s malým kovovým jadrom v strede.
Zábery povrchu Európy sa veľmi podobajú záberom morského ľadu na Zemi. Je možné, že pod povrchom ľadu Európy je hladina tekutej vody hlboká až 50 km.
Nedávne pozorovania naznačujú, že Európa má veľmi málo kyslíkovej atmosféry. Galileo zistil prítomnosť slabého magnetického poľa (možno 4-krát slabšieho ako pole Ganymede).

Ganymede
Ganymedes je siedmy a najväčší mesiac Jupitera.
Ganymede objavili Galileo a Marius v roku 1610. Ganymedes je najväčší mesiac v slnečnej sústave.
Ganymede sa delí na tri štrukturálne úrovne: malé jadro z roztaveného železa alebo železa a síry, obklopené skalnatým silikátovým plášťom s ľadovou škrupinou na povrchu.
Povrch Ganymedu pozostáva hlavne z dvoch typov terénu: veľmi staré, tmavé oblasti so silnými krátermi a o niečo mladšie, svetlejšie oblasti s rozsiahlymi radmi priekop a horskými hrebeňmi.
Tenká atmosféra Ganymedu obsahuje kyslík ako Európa. Tento satelit má vlastné magnetosférické pole, siahajúce do vnútra obrovského Jupitera.

Callisto
Callisto je ôsmy známy mesiac Jupitera a druhý najväčší
Callisto objavili Galileo a Marius v roku 1610.
Callisto sa primárne skladá z približne 40 % ľadu a 60 % kameňa/železa, podobne ako Titan a Triton.
Povrch Callisto je celý pokrytý krátermi. Jeho vek sa odhaduje na 4 miliardy rokov.
Callisto má veľmi málo atmosféry pozostávajúcej z oxidu uhličitého.

Saturn
Saturn je šiesta od Slnka a druhá najväčšia planéta v slnečnej sústave.
Saturn je jasne sploštený; jeho rovníkový a polárny priemer sa líšia takmer o 10% Je to dôsledok jeho rýchlej rotácie a kvapalného skupenstva. Saturn má najnižšiu hustotu zo všetkých planét, jeho špecifická hmotnosť je len 0,7 – menej ako má voda.
Podobne ako Jupiter, aj Saturn sa skladá z približne 75 % vodíka a 25 % hélia, so stopami vody, metánu, čpavku a horniny.
Saturnove prstence sú nezvyčajne tenké: hoci majú priemer 250 000 km alebo viac, sú hrubé 1,5 km. Pozostávajú hlavne z ľadových a skalných častíc pokrytých ľadovou kôrou.
Rovnako ako ostatné planéty skupiny Jupiter, aj Saturn má významné magnetické pole.
Saturn má 18 mesiacov.

Saturnove prstence.

Saturnove prstence.
Existujú tri hlavné prstence, pomenované A, B a C. Sú viditeľné bez väčších ťažkostí zo Zeme. Existujú aj názvy pre slabšie krúžky - D, E, F.
Pri bližšom skúmaní je tam veľmi veľa krúžkov.
Medzi krúžkami sú medzery, kde nie sú žiadne častice. Jedna z medzier, ktorú možno vidieť priemerným ďalekohľadom zo Zeme (medzi prstencami A a B), sa nazýva Cassiniho medzera.

Saturnove mesiace
názov
Polomer alebo rozmery. km
názov
Polomer alebo rozmery. km
Panvica
?
Enceladus
250
Atlas
20x15
Tethys
525
Prometheus
70x40
Telesto
12(?)
Pandora
55 x 35
Calypso
5x10
Epimethyus
70 x 50
Diona
560
Janus
110 x 80
Elena
18x15
Mimas
195
Rhea
765
titán
2575
Hyperion
720
Iapetus
175 x 100
Phoebe
110

Mimas
Mimas objavil v roku 1789 Herschel.
Mimas je nezvyčajný tým, že na ňom objavili jeden obrovský kráter, ktorý má veľkosť tretiny satelitu. Je pokrytý trhlinami, čo je pravdepodobne spôsobené slapovým vplyvom Saturnu: Mimas je najbližší veľký mesiac k planéte.
Na fotografii môžete vidieť rovnaký obrovský meteoritový kráter, nazývaný Herschel. Jeho veľkosť je 130 kilometrov. Herschel je 10 kilometrov hlboko pod povrchom, s centrálnym kopcom vysokým takmer ako Everest.

Enceladus
Enceladus objavil v roku 1789 Herschel.
Enceladus má najaktívnejší povrch zo všetkých mesiacov v systéme. Ukazuje stopy tokov, ktoré zničili predchádzajúcu topografiu, takže sa predpokladá, že útroby tohto satelitu môžu byť stále aktívne.
Okrem toho, hoci krátery tam možno vidieť všade, ich nedostatok v niektorých oblastiach naznačuje, že tieto oblasti sú staré len niekoľko stoviek miliónov rokov. To by znamenalo, že časti povrchu na Enceladuse sú stále predmetom zmien.
Predpokladá sa, že jeho činnosť spočíva v vplyve slapových síl Saturnu, zahrievajúcich Enceladus

Tethys
Tethys objavil v roku 1684 J. Cassini.
Tethys je známy svojim obrovským trhlinovým zlomom, dlhým 2000 km - tri štvrtiny dĺžky rovníka satelitu!
Fotografie Tethys, ktoré vrátila sonda Voyager 2, ukázali veľký, hladký kráter, ktorý má približne tretinu priemeru samotného mesiaca, nazývaný Odyseus. Je väčší ako Herschel na Mimas. Bohužiaľ, na prezentovanom obrázku sú tieto detaily zle rozlíšiteľné.
Existuje niekoľko hypotéz o pôvode štrbiny, vrátane jednej, ktorá naznačuje obdobie v histórii Tethys, keď bola tekutá. Pri zmrazení by sa mohla vytvoriť štrbina.
Povrchová teplota Tethys je 86 K.

Diona
Dione objavil v roku 1684 J. Cassini.
Na povrchu Dione sú viditeľné stopy po uvoľnení ľahkého materiálu v podobe námrazy, veľa kráterov a kľukaté údolie.

Rhea
Rhea bola objavená v roku 1672 J. Cassinim.
Rhea - má starý, úplne posiaty krátermi, povrch

titán
Titan objavil Huygens v roku 1655.
Titan je približne z polovice zamrznutá voda a z polovice kamenný materiál. Je možné, že jeho štruktúra je diferencovaná do samostatných úrovní so skalnatou centrálnou oblasťou obklopenou samostatnými úrovňami pozostávajúcimi z rôznych kryštalických foriem ľadu. Vo vnútri môže byť stále horúco.
Titan je jediný zo všetkých mesiacov v slnečnej sústave, ktorý má významnú atmosféru. Tlak na jeho povrchu je viac ako 1,5 baru (o 50 % vyšší ako na Zemi). Atmosféra pozostáva predovšetkým z molekulárneho dusíka (ako na Zemi), pričom argón tvorí nie viac ako 6 % a niekoľko percent metánu. Našli sa aj stopy najmenej desiatky ďalších organických látok (etán, kyanovodík, oxid uhličitý) a voda.

Hyperion
Hyperion objavil v roku 1848 Lascelles.
Nepravidelný tvar satelitu spôsobuje nezvyčajný jav: Vždy, keď sa obrí Titan a Hyperion priblížia k sebe, Titan zmení orientáciu Hyperionu prostredníctvom gravitačných síl.
Nepravidelný tvar Hyperionu a stopy dávneho bombardovania meteoritmi umožňujú nazvať Hyperion najstarším v systéme Saturn.

Iapetus
Iapetus objavil v roku 1671 J. Cassini.
Iapetova dráha sa nachádza takmer 4 milióny kilometrov od Saturnu.
Jedna strana Iapetusu je silne pokrytá krátermi, zatiaľ čo druhá strana je takmer hladká.
Iapetus je známy svojou heterogénnou povrchovou jasnosťou. Satelit je rovnako ako Mesiac a Zem vždy otočený jednou stranou k Saturnu, takže na svojej dráhe sa pohybuje len jednou stranou dopredu, ktorá je 10x tmavšia ako opačná. Existuje verzia, že satelit pri svojom pohybe „zametá“ prach a malé častice, ktoré tiež obiehajú Saturn. Na druhej strane možno túto temnú hmotu vytvárajú útroby satelitu.

Phoebe
Phoebe rotuje okolo planéty v smere opačnom k ​​smeru rotácie všetkých ostatných satelitov a Saturnu okolo svojej osi. Má zhruba guľovitý tvar a odráža asi 6 percent slnečného žiarenia.
Okrem Hyperionu je to jediný satelit, ktorý nie vždy čelí Saturnu jednou stranou.
Všetky tieto vlastnosti nám veľmi rozumne umožňujú povedať, že Phoebe je asteroid zachytený v gravitačných sieťach.

Urán
Urán je prvou planétou, ktorú v modernej dobe objavil William Herschel počas svojho systematického prieskumu oblohy ďalekohľadom 13. marca 1781.
Os rotácie väčšiny planét je takmer kolmá na rovinu ekliptiky a os Uránu je takmer rovnobežná s ekliptikou.
Urán pozostáva predovšetkým z kameňa a rôznych ľadov. Zdá sa, že Urán nemá kamenné jadro ako Jupiter a Saturn.
Atmosféra Uránu pozostáva z 83 % vodíka, 15 % hélia a 2 % metánu. Rovnako ako iné plynné planéty, aj Urán má prstence. Podobne ako Jupiter sú veľmi tmavé a podobne ako Saturn obsahujú okrem jemného prachu aj dosť veľké častice s priemerom až 10 metrov. Známych je 11 prsteňov.
Urán má 15 známych a pomenovaných mesiacov a 5 nedávno objavených.

Satelity
názov
Polomer. km
názov
Polomer. km
Ofélia
16
Rosalinda
27
Bianca
22
Belinda
34
Cressidia
33
Balenie
77
Desdemona
29
Miranda
236
Júlia
42
Ariel
191
Portia
55
Umbriel
585
Titania
789
Oberon
761
Kalibán
60(?)
Sycorax
120(?)

Miranda
Objavil ho v roku 1948 Kuiper
. Mirandin povrch je zmiešaný: kráterovitý terén pretkaný oblasťami so záhadnými ryhami, údolia posiate útesmi vysokými viac ako 5 kilometrov.
Malá veľkosť a nízka teplota Mirandy (-187 Celzia) a zároveň intenzita a rozmanitosť tektonickej aktivity na tomto satelite vedcov prekvapili. Je pravdepodobné, že prílivové sily z Uránu, ktoré sa neustále snažia deformovať satelit, slúžili ako dodatočný zdroj energie pre takúto aktivitu.

Ariel
V roku 1851 ho objavil Lascelles.
Arielov povrch je zmesou kráterového terénu a vzájomne prepojených údolných systémov dlhých stovky kilometrov a hlbokých viac ako 10 kilometrov.
Ariel má najjasnejší a možno aj geologicky najmladší povrch v satelitnom systéme Urán.

Umbriel
V roku 1851 ho objavil Lascelles
Povrch Umbriel je starý a tmavý a zjavne podliehal niekoľkým geologickým procesom.
Tmavé odtiene povrchu Umbriel môžu byť výsledkom prachu a malých úlomkov, ktoré sa kedysi nachádzali v blízkosti obežnej dráhy Mesiaca.