Jätteplaneter, deras satelliter och ringar presentation. Presentation om astronomi "jätteplaneter"

Jätteplaneterna är de fyra planeterna i solsystemet: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus; belägen utanför ringen av mindre planeter. Jätteplaneterna är de fyra planeterna i solsystemet: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus; belägen utanför ringen av mindre planeter. Dessa planeter, som har ett antal liknande fysiska egenskaper, kallas också för de yttre planeterna. Dessa planeter, som har ett antal liknande fysiska egenskaper, kallas också för de yttre planeterna. Till skillnad från fasttillståndsplaneterna i den terrestra gruppen är de alla gasplaneter, har betydligt större storlekar och massor (som ett resultat av vilket trycket i deras djup är mycket högre), lägre medeldensitet (nära den genomsnittliga solenergin, 1,4 g/cm³), kraftfulla atmosfärer, snabb rotation, såväl som ringar (medan jordiska planeter inte har sådana) och ett stort antal satelliter. Nästan alla dessa egenskaper minskar från Jupiter till Neptunus. Till skillnad från fasttillståndsplaneterna i den terrestra gruppen är de alla gasplaneter, har betydligt större storlekar och massor (som ett resultat av vilket trycket i deras djup är mycket högre), lägre medeldensitet (nära den genomsnittliga solenergin, 1,4 g/cm³), kraftfulla atmosfärer, snabb rotation, såväl som ringar (medan jordiska planeter inte har sådana) och ett stort antal satelliter. Nästan alla dessa egenskaper minskar från Jupiter till Neptunus. År 2011 föreslog forskare en modell baserad på vilken, efter bildandet av solsystemet, existerade en hypotetisk femte jätteplanet lika stor som Uranus i ytterligare cirka 600 miljoner år. Därefter, under migrationen av stora planeter till deras nuvarande position, var planeten tvungen att kastas ut från solsystemet så att planeterna kunde ockupera sina nuvarande banor utan att stöta ut den befintliga Uranus eller Neptunus eller orsaka en kollision mellan jorden och Venus eller Mars . År 2011 föreslog forskare en modell baserad på vilken, efter bildandet av solsystemet, existerade en hypotetisk femte jätteplanet lika stor som Uranus i ytterligare cirka 600 miljoner år. Därefter, under migrationen av stora planeter till deras nuvarande position, var planeten tvungen att kastas ut från solsystemet så att planeterna kunde ockupera sina nuvarande banor utan att stöta ut den befintliga Uranus eller Neptunus eller orsaka en kollision mellan jorden och Venus eller Mars .

Jupiter är den största planeten i solsystemet. Dess diameter är 11, och dess massa är 318 gånger jordens och tre gånger massan av alla andra planeter tillsammans. Att döma av dess storlek borde Jupiter vara ännu tyngre, så forskare har kommit fram till att dess yttre lager är gjorda av gas. Jupiter är 5 gånger längre från solen än jorden, så det blir riktigt kallt. På grund av avståndet från solen förångades inte gaserna under dess bildning. Jupiter är den största planeten i solsystemet. Dess diameter är 11, och dess massa är 318 gånger jordens och tre gånger massan av alla andra planeter tillsammans. Att döma av dess storlek borde Jupiter vara ännu tyngre, så forskare har kommit fram till att dess yttre lager är gjorda av gas. Jupiter är 5 gånger längre från solen än jorden, så det blir riktigt kallt. På grund av avståndet från solen förångades inte gaserna under dess bildning.

Egenskaper hos Jupiter Macca: 1,9*10 27 kg. (318 gånger jordens massa) Diameter: km. (11,2 gånger jordens diameter) Densitet: 1,31 g/cm 3 Temperaturen på de övre molnen: -160 o C Dagens längd: 9,93 timmar Avstånd från solen (genomsnitt): 5,203 AU, det vill säga 778 miljoner . km.. Omloppstid (år): 11,86 år Omloppshastighet: 13,1 km/s Tyngdacceleration: 25,8 m/s 2

Den stora röda fläcken Den stora röda fläcken (GRS) är ett atmosfäriskt inslag på Jupiter, det mest framträdande inslaget på planetens skiva, som observerats i nästan 350 år. Den stora röda fläcken (GRS) är ett atmosfäriskt inslag på Jupiter, det mest framträdande inslaget på planetens skiva, som observerats i nästan 350 år. BCP upptäcktes av Giovanni Cassini 1665. Funktionen som noteras i Robert Hookes anteckningar från 1664 kan också identifieras som en BCP. Innan Voyager-uppdraget trodde många astronomer att platsen var av solid karaktär. BCP upptäcktes av Giovanni Cassini 1665. Funktionen som noteras i Robert Hookes anteckningar från 1664 kan också identifieras som en BCP. Innan Voyager-uppdraget trodde många astronomer att platsen var av solid karaktär. BKP är en gigantisk orkan-anticyklon, som mäter tusentals kilometer i längd och tusentals kilometer i bredd (betydligt större än jorden). Storleken på fläcken förändras ständigt, den allmänna tendensen är att minska; För 100 år sedan var BKP ungefär två gånger större och mycket ljusare (se resultaten av observationer av A. A. Belopolsky på 1880-talet). Det är dock den största atmosfäriska virveln i solsystemet. BKP är en gigantisk orkan-anticyklon, som mäter tusentals kilometer i längd och tusentals kilometer i bredd (betydligt större än jorden). Storleken på fläcken förändras ständigt, den allmänna tendensen är att minska; För 100 år sedan var BKP ungefär två gånger större och mycket ljusare (se resultaten av observationer av A. A. Belopolsky på 1880-talet). Det är dock den största atmosfäriska virveln i solsystemet. Platsen ligger på ungefär 22° sydlig latitud och rör sig parallellt med planetens ekvator. Dessutom roterar gasen i BKP moturs med en rotationsperiod på cirka 6 jorddagar. Vindhastigheten inne på platsen överstiger 500 km/h. Platsen ligger på ungefär 22° sydlig latitud och rör sig parallellt med planetens ekvator. Dessutom roterar gasen i BKP moturs med en rotationsperiod på cirka 6 jorddagar. Vindhastigheten inne på platsen överstiger 500 km/h. BKP molntoppen är cirka 8 km ovanför toppen av de omgivande molnen. Temperaturen på platsen är något lägre än de intilliggande områdena. I det här fallet är den centrala delen av fläcken flera grader varmare än dess perifera delar. BKP molntoppen är cirka 8 km ovanför toppen av de omgivande molnen. Temperaturen på platsen är något lägre än de intilliggande områdena. I det här fallet är den centrala delen av fläcken flera grader varmare än dess perifera delar. Den röda färgen på BKP har ännu inte hittat en tydlig förklaring. Kanske denna färg ges till fläcken av kemiska föreningar inklusive fosfor. Den röda färgen på BKP har ännu inte hittat en tydlig förklaring. Kanske denna färg ges till fläcken av kemiska föreningar inklusive fosfor.

Jupiters satelliter Jupiters satelliter Idag känner forskare till 67 Jupiters satelliter; detta är det största antalet upptäckta satelliter bland alla planeter i solsystemet. Hittills känner forskare till 67 Jupiters satelliter; detta är det största antalet upptäckta satelliter bland alla planeter i solsystemet.

Viktiga upptäckter 1664I Oxford beskriver och skissar Robert Hooke den stora röda fläcken Den första korrekta mätningen av ljusets hastighet, gjord genom att tajma förmörkelserna av Jupiters månar. 1932 Metan och ammoniak upptäcktes i Jupiters atmosfär.Det föreslogs att väte på Jupiter har egenskaperna hos en metall. 1955 Oavsiktlig upptäckt av radiovågor som sänds ut av Jupiter. 1973 Den första rymdsonden "Pioneer 11" flög nära Jupiter Voyagers möte med Jupiter. Rotationen av den stora röda fläcken upptäcktes, ett litet ringsystem upptäcktes, norrsken upptäcktes och magnifika fotografier av Jupiter och alla dess månar erhölls. 1989 Rymdsonden Galileo skjuts upp. 1994 Kometkollision med Jupiter.

Saturnus, den sjätte planeten från solen, har ett fantastiskt ringsystem. På grund av sin snabba rotation runt sin axel är Saturnus boll så att säga tillplattad vid polerna och blåst upp längs ekvatorn. Vindhastigheterna vid ekvatorn når 1800 km/h, vilket är fyra gånger hastigheten för de snabbaste vindarna på Jupiter. Bredden på Saturnus ringar är kilometer, men de är bara några tiotals meter tjocka. Saturnus, den sjätte planeten från solen, har ett fantastiskt ringsystem. På grund av sin snabba rotation runt sin axel är Saturnus boll så att säga tillplattad vid polerna och blåst upp längs ekvatorn. Vindhastigheterna vid ekvatorn når 1800 km/h, vilket är fyra gånger hastigheten för de snabbaste vindarna på Jupiter. Bredden på Saturnus ringar är kilometer, men de är bara några tiotals meter tjocka.

Egenskaper hos Saturn Macca: 5,68*10 26 kg. (95 gånger jordens massa) Diameter: km. (9,46 gånger jordens diameter) Densitet: 0,71 g/cm 3 Temperaturen på de övre molnen: -150 o C Dagens längd: 10,54 timmar Avstånd från solen (genomsnitt): 9,54 au, det vill säga 1427 miljoner km Omloppstid (år): 29,46 år Omloppshastighet: 9,6 km/s Tyngdacceleration: 11,3 m/s 2

Saturnus ringar Saturnus ringar är ett system av platta koncentriska formationer av is och damm som ligger i Saturnus ekvatorialplan. Ringarnas natur Saturnus ringar är ett system av platta koncentriska formationer av is och damm, belägna i Saturnus ekvatorialplan. Ringarnas natur Ringsystemets rotationsplan sammanfaller med planet för Saturnus ekvator. Partikelstorleken på materialet i ringarna sträcker sig från mikrometer till centimeter och (mindre ofta) tiotals meter. Sammansättning av huvudringarna: vattenis (ca 99%) med inblandningar av silikatdamm. Tjockleken på ringarna är extremt liten jämfört med deras bredd (från 7 till 80 tusen kilometer över Saturnus ekvator) och sträcker sig från en kilometer till tio meter. Den totala massan av skräp i ringsystemet uppskattas till 3x1019 kilo. Ringsystemets rotationsplan sammanfaller med planet för Saturnus ekvator. Partikelstorleken på materialet i ringarna sträcker sig från mikrometer till centimeter och (mindre ofta) tiotals meter. Sammansättning av huvudringarna: vattenis (ca 99%) med inblandningar av silikatdamm. Tjockleken på ringarna är extremt liten jämfört med deras bredd (från 7 till 80 tusen kilometer över Saturnus ekvator) och sträcker sig från en kilometer till tio meter. Den totala massan av skräp i ringsystemet uppskattas till 3x1019 kilo.

Ringarnas ursprung Ursprunget till ringarna Enligt den nya modellen är det flera på varandra följande absorptioner av Saturnus av dess satelliter, för miljarder år sedan som kretsade runt den unga gasjätten, att skylla på. Kanups beräkningar visar att efter att Saturnus bildades för cirka 4,5 miljarder år sedan vid solsystemets gryning, kretsade den om av flera stora satelliter, var och en en och en halv gånger månens storlek. Gradvis, på grund av gravitationspåverkan, "föll" dessa satelliter, den ena efter den andra, in i Saturnus tarmar. Av de "primära" satelliterna finns bara Titan kvar idag. I processen att lämna sina banor och gå in i en spiralbana, förstördes dessa satelliter. Samtidigt stannade den lätta iskomponenten kvar i rymden, medan de tunga mineralkomponenterna i himlakropparna absorberades av planeten. Därefter fångades isen av gravitationen av nästa satellit av Saturnus, och cykeln upprepades igen. När Saturnus fångade den sista av sina "primära" satelliter och blev en jättekula av is med en fast mineralkärna, bildades ett "moln" av is runt planeten. Fragment av detta "moln" varierade från 1 till 50 kilometer i diameter och bildade Saturnus primära ring. Massan av denna ring överskred det moderna ringsystemet med tusen gånger, men under de kommande 4,5 miljarderna åren ledde kollisionerna av isblocken som bildade ringen till att isen krossades till storleken av hagel. Samtidigt absorberades det mesta av materialet av planeten och gick också förlorat under interaktion med asteroider och kometer, av vilka många också blev offer för Saturnus gravitation. Enligt den nya modellen är boven flera på varandra följande absorptioner av Saturnus av dess satelliter, som för miljarder år sedan kretsade runt den unga gasjätten. Kanups beräkningar visar att efter att Saturnus bildades för cirka 4,5 miljarder år sedan vid solsystemets gryning, kretsade den om av flera stora satelliter, var och en en och en halv gånger månens storlek. Gradvis, på grund av gravitationspåverkan, "föll" dessa satelliter, den ena efter den andra, in i Saturnus tarmar. Av de "primära" satelliterna finns bara Titan kvar idag. I processen att lämna sina banor och gå in i en spiralbana, förstördes dessa satelliter. Samtidigt stannade den lätta iskomponenten kvar i rymden, medan de tunga mineralkomponenterna i himlakropparna absorberades av planeten. Därefter fångades isen av gravitationen av nästa satellit av Saturnus, och cykeln upprepades igen. När Saturnus fångade den sista av sina "primära" satelliter och blev en jättekula av is med en fast mineralkärna, bildades ett "moln" av is runt planeten. Fragment av detta "moln" varierade från 1 till 50 kilometer i diameter och bildade Saturnus primära ring. Massan av denna ring överskred det moderna ringsystemet med tusen gånger, men under de kommande 4,5 miljarderna åren ledde kollisionerna av isblocken som bildade ringen till att isen krossades till storleken av hagel. Samtidigt absorberades det mesta av materialet av planeten och gick också förlorat under interaktion med asteroider och kometer, av vilka många också blev offer för Saturnus gravitation.

Saturnus månar Saturnus har 62 kända naturliga satelliter med en bekräftad omloppsbana, varav 53 har sina egna namn. De flesta av satelliterna är små till storleken och består av stenar och is, vilket framgår av deras höga reflektionsförmåga. 24 av Saturnus satelliter är regelbundna, de återstående 38 är oregelbundna. Oregelbundna satelliter delades in i tre grupper efter egenskaperna hos deras banor: inuit, norsk och gallisk. Deras namn är hämtade från deras respektive mytologier. Saturnus har 62 kända naturliga satelliter med bekräftade banor, varav 53 har sina egna namn. De flesta av satelliterna är små till storleken och består av stenar och is, vilket framgår av deras höga reflektionsförmåga. 24 av Saturnus satelliter är regelbundna, de återstående 38 är oregelbundna. Oregelbundna satelliter delades in i tre grupper efter egenskaperna hos deras banor: inuit, norsk och gallisk. Deras namn är hämtade från deras respektive mytologier. Saturnus största satellit (och den andra i hela solsystemet efter Ganymedes) är Titan, vars diameter är 5152 km. Detta är den enda satelliten med en mycket tät atmosfär (1,5 gånger tätare än jordens). Den består av kväve (98%) med en inblandning av metan. Forskare föreslår att förhållandena på denna satellit liknar de som fanns på vår planet för 4 miljarder år sedan, när livet precis började på jorden. Saturnus största satellit (och den andra i hela solsystemet efter Ganymedes) är Titan, vars diameter är 5152 km. Detta är den enda satelliten med en mycket tät atmosfär (1,5 gånger tätare än jordens). Den består av kväve (98%) med en inblandning av metan. Forskare föreslår att förhållandena på denna satellit liknar de som fanns på vår planet för 4 miljarder år sedan, när livet precis började på jorden.

Viktiga upptäckter 1610 Första observationen av Saturnus genom ett teleskop av Galileo. Hans teleskop var inte tillräckligt kraftfullt för att se ringarna, och Galileo registrerade att Saturnus bestod av tre delar. 1633 Den tidigaste skissen av Saturnus. 1655 Christian Huygens upptäcker Titan. 1656 Christian Huygens rapporterar närvaron av en ring på Saturnus. 1675 Cassini upptäcker en lucka i ringarna. 1837Enckesprickan öppnas. 1876 ​​Upptäckt av en märkbar vit fläck. 1932 Ammoniak och metan upptäcks i atmosfären. 1979 Pioneer 11:s inställning till Saturnus. 1980 Voyager 1 tar bilder av Saturnus och Titan. 1981 Voyager 2 flyg till Saturnus. 1990 Observation av Saturnus med hjälp av rymdteleskopet Hubble.

Uranus är den enda planeten i solsystemet som kretsar runt solen, som om den ligger på sidan. Den har ett svagt ringsystem som består av mycket mörka partiklar som sträcker sig i diameter från mikrometer till bråkdelar av en meter. För närvarande är det känt att 13 ringar finns på Uranus. Uranus ringar är förmodligen ganska unga, vilket framgår av klyftorna mellan dem, såväl som skillnader i deras genomskinlighet. Detta tyder på att ringarna inte bildades tillsammans med planeten. Det är möjligt att ringarna tidigare var en av Uranus satelliter, som förstördes antingen i en kollision med en viss himlakropp eller under påverkan av tidvattenkrafter. Uranus är den enda planeten i solsystemet som kretsar runt solen, som om den ligger på sidan. Den har ett svagt ringsystem som består av mycket mörka partiklar som sträcker sig i diameter från mikrometer till bråkdelar av en meter. För närvarande är det känt att 13 ringar finns på Uranus. Uranus ringar är förmodligen ganska unga, vilket framgår av klyftorna mellan dem, såväl som skillnader i deras genomskinlighet. Detta tyder på att ringarna inte bildades tillsammans med planeten. Det är möjligt att ringarna tidigare var en av Uranus satelliter, som förstördes antingen i en kollision med en viss himlakropp eller under påverkan av tidvattenkrafter.

Egenskaper hos Uranus Macca: 8,7*10 25 kg. (14,5 gånger jordens massa) Diameter: km. (4 gånger jordens diameter) Densitet: 1,27 g/cm 3 Temperatur: -220 o C Dagens längd: 17,23 timmar Avstånd från solen (genomsnitt): 19,2 AU, det vill säga 2,86 miljarder km. Omloppstid (år): 84 år Omloppshastighet: 6,8 km/s Tyngdacceleration: 9 m/s 2

Uranus satelliter Uranus satelliter är de naturliga satelliterna på planeten Uranus. Från och med början av 2013 är 27 satelliter kända. Alla av dem var uppkallade efter karaktärer från verk av William Shakespeare och Alexander Pope. Uranus månar är de naturliga satelliterna på planeten Uranus. Från och med början av 2013 är 27 satelliter kända. Alla av dem var uppkallade efter karaktärer från verk av William Shakespeare och Alexander Pope.

"The Rape of the Lock" (dikt av Alexander Pope): Ariel, Umbriel, Belinda "The Rape of the Lock" (dikt av Alexander Pope): Ariel, Umbriel, Belinda Plays of William Shakespeare: Plays of William Shakespeare: A Midsummer Nattens dröm: Titania, Oberon, Puck "En midsommarnattsdröm": Titania, Oberon, Puck "The Tempest": (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa, Prospero, Setebos, Stephano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "The Tempest" : (Ariel), Miranda, Caliban, Sycoraxa , Prospero, Setebos, Stefano, Trinculo, Francisco, Ferdinand "King Lear": Cordelia "King Lear": Cordelia "Hamlet, Prince of Denmark": Ophelia "Hamlet, Prince of Denmark" : Ophelia "The Taming of the Shrew": Bianca "The Taming of the Shrew" : Bianca "Troilus och Cressida": Cressida "Troilus och Cressida": Cressida "Othello": Desdemona "Othello": Desdemona "Romeo och Julia": Juliet, Mab "Romeo och Julia": Juliet, Mab "The Merchant of Venice": Portia "The Merchant of Venice": Portia "As You Like It": Rosalinda "As You Like It": Rosalinda "Much Ado About Nothing" : Margarita "Much Ado About Nothing": Margarita "The Winter's Tale": Perdita "The Winter's Tale": Perdita "Timon of Athens": Cupid "Timon of Athens": Cupid

Viktiga upptäckter 1690 Uranus beskrevs först, men som en stjärna. 13 mars 1781 upptäckte William Herschel Uranus som en planet. 1787 upptäckte William Herschel två Uranus-månar. 1977 Uranus ringar upptäcks Voyager 2:s närmande till Uranus. Nymånar har upptäckts.

Neptunus är den sista planeten i solsystemet. Neptunus var den första planeten som upptäcktes genom matematiska beräkningar snarare än genom regelbundna observationer. Neptunus är inte synlig för blotta ögat. Neptunus är den sista planeten i solsystemet. Neptunus var den första planeten som upptäcktes genom matematiska beräkningar snarare än genom regelbundna observationer. Neptunus är inte synlig för blotta ögat. Neptunus har, liksom andra jätteplaneter, ingen fast yta. Det finns fem ringar runt planeten: två ljusa och smala och tre svagare. Den fullbordar ett helt varv runt solen på nästan 165 jordår, nästan alltid kvar på ett avstånd av 4,5 miljarder km från den. Neptunus har, liksom andra jätteplaneter, ingen fast yta. Det finns fem ringar runt planeten: två ljusa och smala och tre svagare. Den fullbordar ett helt varv runt solen på nästan 165 jordår, nästan alltid kvar på ett avstånd av 4,5 miljarder km från den.

Egenskaper hos Neptune Macca: 1*10 26 kg. (17,2 gånger jordens massa) Diameter: km. (3,9 gånger jordens diameter) Densitet: 1,77 g/cm 3 Temperatur: -213 o C Dagens längd: 17,87 timmar Avstånd från solen (genomsnitt): 30 AU, det vill säga 4,5 miljarder km. Omloppstid (år): 165 år Omloppshastighet: 5,4 km/s Tyngdacceleration: 11,6 m/s 2

Neptunus månar Neptunus har för närvarande 14 kända månar. Neptunus fyra innersta månar Naiad, Thalassa, Despina och Galatea är så nära Neptunus att de ligger inom dess ringar. Neptunus har för närvarande 14 kända månar. Neptunus fyra innersta månar Naiad, Thalassa, Despina och Galatea är så nära Neptunus att de ligger inom dess ringar. Galatea Thalassa Naiad Triton Nereid Proteus Despina

Viktiga upptäckter 23 september 1846Upptäckt av Neptunus av Johann Galle. 24 augusti 1989 Voyager 2 passerar nära Neptunus och öppnar ringarna.

Vårt solsystem, om vi menar dess substans, består av solen och fyra gigantiska planeter, och ännu enklare - av solen och Jupiter, eftersom Jupiters massa är större än alla andra cirkumsolära objekt - planeter, kometer, asteroider - tillsammans . Faktum är att vi lever i det binära systemet Sol-Jupiter, och alla andra "småsaker" är föremål för sin gravitation

Saturnus är fyra gånger mindre än Jupiter i massa, men liknar sin sammansättning: den består också huvudsakligen av lätta element - väte och helium i förhållandet 9:1 i antalet atomer. Uranus och Neptunus är ännu mindre massiva och rikare i sammansättning i tyngre grundämnen - kol, syre, kväve. Därför brukar en grupp om fyra jättar delas på mitten i två undergrupper. Jupiter och Saturnus kallas gasjättar, och Uranus och Neptunus kallas isjättar. Faktum är att Uranus och Neptunus inte har en särskilt tjock atmosfär, och det mesta av deras volym är en isig mantel; d.v.s. ett ganska fast ämne. Och Jupiter och Saturnus har nästan hela volymen upptagen av en gasformig och flytande "atmosfär". Dessutom har alla jättar järn-sten kärnor som överstiger vår jord i massa.

Vid första anblicken är jätteplaneter primitiva, medan små planeter är mycket mer intressanta. Men kanske beror det på att vi fortfarande inte känner till naturen hos dessa fyra jättar, och inte för att de är av ringa intresse. Vi känner dem bara inte så bra. Till exempel, i hela astronomins historia, närmades två isjättar - Uranus och Neptunus - bara en gång av en rymdsond (Voyager 2, NASA, 1986 och 1989), och även då flög den förbi dem utan att stanna. Hur mycket kunde han se och mäta där? Vi kan säga att vi ännu inte riktigt har börjat studera isjättarna.

Gasjättarna har studerats mycket mer i detalj, eftersom förutom de förbiflygande fordonen (Pioneer 10 och 11, Voyager 1 och 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA och ESA), har konstgjorda fordon fungerat nära dem under en långtidssatelliter: Galileo (NASA) 1995-2003. och Juno (NASA) har utforskat Jupiter sedan 2016, och Cassini (NASA och ESA) 2004-2017. studerade Saturnus.

Jupiter utforskades djupast, och i bokstavlig mening: en sond släpptes i atmosfären från Galileo, som flög dit med en hastighet av 48 km/s, öppnade en fallskärm och på 1 timme sjönk 156 km under den övre kanten av molnen, där den vid ett yttre tryck på 23 atm och en temperatur på 153 °C slutade sända data, tydligen på grund av överhettning. Under nedstigningsbanan mätte han många parametrar i atmosfären, inklusive till och med dess isotopsammansättning. Detta har avsevärt berikat inte bara planetvetenskapen, utan också kosmologin. Jätteplaneter släpper trots allt inte materien, de bevarar för alltid det de föddes ur; Detta gäller särskilt för Jupiter. Dess molniga yta har en andra flykthastighet på 60 km/s; det är klart att inte en enda molekyl någonsin kommer att fly därifrån.

Därför tror vi att Jupiters isotopsammansättning, särskilt sammansättningen av väte, är karakteristisk för livets allra första stadier, åtminstone för solsystemet, och kanske universum. Och detta är mycket viktigt: förhållandet mellan tunga och lätta isotoper av väte berättar för oss hur syntesen av kemiska element fortskred under de första minuterna av utvecklingen av vårt universum, och vilka fysiska förhållanden som fanns då.

Jupiter roterar snabbt, med en period av cirka 10 timmar; och eftersom planetens genomsnittliga densitet är låg (1,3 g/cm3), deformerade centrifugalkraften märkbart dess kropp. När du tittar på planeten kommer du att märka att den är hoptryckt längs polaxeln. Graden av komprimering av Jupiter, det vill säga den relativa skillnaden mellan dess ekvatoriala och polära radier är ( R ekv − R golv)/ R ekv = 0,065. Det är den genomsnittliga densiteten för planeten (ρ ∝ HERR 3) och dess dagliga period ( T) bestämma formen på hennes kropp. Som ni vet är en planet en kosmisk kropp i ett tillstånd av hydrostatisk jämvikt. Vid planetens pol verkar bara tyngdkraften ( GM/R 2), och vid ekvatorn motverkas den av centrifugalkraft ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Deras förhållande bestämmer planetens form, eftersom trycket i planetens mitt inte bör bero på riktningen: den ekvatoriska materiens kolumn ska väga samma som den polära. Förhållandet mellan dessa krafter (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(HERR 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Så ju lägre densiteten och längden på dagen, desto mer komprimerad är planeten. Låt oss kolla: Saturnus medeldensitet är 0,7 g/cm 3, dess rotationsperiod är 11 timmar, nästan samma som Jupiters, och dess kompression är 0,098. Saturnus komprimeras en och en halv gånger mer än Jupiter, och det är lätt att märka när man observerar planeterna genom ett teleskop: komprimeringen av Saturnus är slående.

Den snabba rotationen av jätteplaneterna bestämmer inte bara formen på deras kropp, och därför formen på deras observerade skiva, utan också dess utseende: den grumliga ytan på jätteplaneterna har en zonstruktur med ränder av olika färger sträckta längs ekvatorn . Gasflöden rör sig snabbt, med hastigheter på många hundra kilometer i timmen; deras ömsesidiga förskjutning orsakar skjuvningsinstabilitet och, tillsammans med Corioliskraften, genererar gigantiska virvlar. På långt håll syns den stora röda fläcken på Jupiter, den stora vita ovalen på Saturnus och den stora mörka fläcken på Neptunus. Anticyklonen Great Red Spot (GRS) på Jupiter är särskilt känd. En gång i tiden var BKP dubbelt så stor som den nuvarande; den sågs av Galileos samtida i sina svaga teleskop. Idag har BCP bleknat, men fortfarande har denna virvel levt i Jupiters atmosfär i nästan 400 år, eftersom den täcker en gigantisk massa av gas. Dess storlek är större än jordklotet. En sådan gasmassa, när den väl snurrar, kommer inte att sluta snart. På vår planet lever cykloner i ungefär en vecka, och där varar de i århundraden.

Varje rörelse försvinner energi, vilket betyder att den kräver en källa. Varje planet har två grupper av energikällor - interna och externa. Från utsidan strömmar en ström av solstrålning över planeten och meteoroider faller. Från insidan värms planeten upp av sönderfallet av radioaktiva grundämnen och gravitationskompressionen av planeten själv (Kelvin-Helmholtz-mekanismen). . Även om vi redan har sett stora föremål falla på Jupiter och orsaka kraftiga explosioner (Comet Shoemaker-Levy 9), visar uppskattningar av frekvensen av deras nedslag att det genomsnittliga energiflödet de medför är betydligt mindre än det som orsakas av solljus. Å andra sidan är de interna energikällornas roll tvetydig. För jordiska planeter, som består av tunga eldfasta element, är den enda inre värmekällan radioaktivt sönderfall, men dess bidrag är försumbart jämfört med värmen från solen.

Jätteplaneter har en betydligt lägre andel tunga grundämnen, men de är mer massiva och lättare att komprimera, vilket gör frigörandet av gravitationsenergi till deras främsta värmekälla. Och eftersom jättarna tas bort från solen, blir den inre källan en konkurrent till den yttre: ibland värmer planeten sig själv mer än solen värmer den. Till och med Jupiter, den jätte som ligger närmast solen, avger (i det infraröda området av spektrumet) 60 % mer energi än vad den tar emot från solen. Och energin som Saturnus sänder ut i rymden är 2,5 gånger större än vad planeten får från solen.

Gravitationsenergi frigörs både under komprimeringen av planeten som helhet och under differentieringen av dess inre, d.v.s. när tätare materia sjunker till mitten och mer "flytande" förskjuts därifrån. Båda effekterna är sannolikt på jobbet. Till exempel minskar Jupiter i vår tid med cirka 2 cm per år. Och direkt efter bildandet var den dubbelt så stor, drog ihop sig snabbare och var betydligt varmare. I dess omgivning spelade den sedan rollen som en liten sol, vilket framgår av egenskaperna hos dess galileiska satelliter: ju närmare de är planeten, desto tätare är de och desto mindre innehåller de flyktiga element (som planeterna själva i Solsystem).

Förutom komprimeringen av planeten som helhet spelar differentiering av det inre en viktig roll i gravitationsenergikällan. Materia delas in i tät och flytande, och tät materia sjunker och frigör sin potentiella gravitationsenergi i form av värme. Förmodligen, först och främst, är detta kondensation och det efterföljande fallet av helium faller genom de flytande lagren av väte, såväl som fasövergångar av väte självt. Men det kan finnas fler intressanta fenomen: till exempel kristalliseringen av kol - ett regn av diamanter (!), även om det inte släpper ut särskilt mycket energi, eftersom det finns lite kol.

Den inre strukturen hos jätteplaneter har hittills endast studerats teoretiskt. Vi har liten chans att direkt tränga in i deras djup, och seismologiska metoder, d.v.s. akustiskt ljud, har ännu inte tillämpats på dem. Kanske kommer vi en dag att lära oss att belysa dem med neutriner, men det är fortfarande långt kvar.

Lyckligtvis har materiens beteende redan studerats väl i laboratorieförhållanden vid de tryck och temperaturer som råder i det inre av jätteplaneter, vilket ger grund för matematisk modellering av deras inre. Det finns metoder för att övervaka lämpligheten hos modeller av planeternas inre struktur. Två fysiska fält, magnetiska och gravitationella, vars källor finns i djupet, går ut i rymden som omger planeten, där de kan mätas med rymdsondsinstrument.

Magnetfältets struktur påverkas av många snedvridande faktorer (nära planetarisk plasma, solvind), men gravitationsfältet beror bara på densitetsfördelningen inuti planeten. Ju mer planetens kropp skiljer sig från den sfäriskt symmetriska, desto mer komplex är dess gravitationsfält, desto mer övertoner innehåller den, vilket skiljer den från en enkel Newtonsk kropp. GM/R 2 .

Instrumentet för att mäta gravitationsfältet för avlägsna planeter är som regel själva rymdsonden, eller mer exakt, dess rörelse i planetens fält. Ju längre sonden är från planeten, desto svagare i dess rörelse uppträder de mindre skillnaderna i planetens fält från den sfäriskt symmetriska. Därför är det nödvändigt att lansera sonden så nära planeten som möjligt. För detta ändamål har den nya Juno-sonden (NASA) varit i drift nära Jupiter sedan 2016. Den flyger i en polarbana, vilket aldrig har hänt förut. I en polär bana är gravitationsfältets högre övertoner mer uttalade eftersom planeten är komprimerad och sonden emellanåt kommer mycket nära ytan. Detta är vad som gör det möjligt att mäta de högre övertonerna av expansionen av gravitationsfältet. Men av samma anledning kommer sonden snart att avsluta sitt arbete: den flyger genom de tätaste områdena i Jupiters strålningsbälten, och dess utrustning lider mycket av detta.

Jupiters strålningsbälten är kolossala. Under högt tryck metalliserar väte i planetens tarmar: dess elektroner generaliseras, tappar kontakten med kärnorna och flytande väte blir en ledare av elektricitet. Den enorma massan av det supraledande mediet, snabb rotation och kraftfull konvektion - dessa tre faktorer bidrar till genereringen av ett magnetfält på grund av dynamoeffekten. I ett kolossalt magnetfält som fångar upp laddade partiklar som flyger från solen, bildas monstruösa strålningsbälten. I deras tätaste del ligger banorna för de inre galileiska satelliterna. Därför levde en person inte ens en dag på Europas yta, och inte ens en timme på Io. Det är inte lätt för ens en rymdrobot att vara där.

Ganymedes och Callisto, som är mer avlägsna från Jupiter, är i denna mening mycket säkrare för forskning. Därför är det där som Roscosmos planerar att skicka en sond i framtiden. Även om Europa med sitt subglaciala hav skulle vara mycket mer intressant.

Isjättarna Uranus och Neptunus verkar vara mellanliggande gasjättar och jordiska planeter. Jämfört med Jupiter och Saturnus har de mindre storlek, massa och centralt tryck, men deras relativt höga medeldensiteter indikerar en högre andel CNO-gruppelement. Uranus och Neptunus utsträckta och massiva atmosfärer består till största delen av väte-helium. Under den finns en vattnig mantel blandad med ammoniak och metan, som vanligen kallas isig mantel. Men planetforskare brukar kalla de kemiska elementen i CNO-gruppen och deras föreningar (H 2 O, NH 3, CH 4, etc.) för "isar", och inte deras aggregerade tillstånd. Så manteln kan vara mest flytande. Och under den ligger en relativt liten järn-stenskärna. Eftersom koncentrationen av kol i Uranus och Neptunus djup är högre än hos Saturnus och Jupiter, kan det vid basen av deras isiga mantel finnas ett lager av flytande kol i vilket kristaller kondenserar, det vill säga diamanter, sätter sig.

Låt mig betona att jätteplaneternas inre struktur diskuteras aktivt, och det finns fortfarande en hel del konkurrerande modeller. Varje ny mätning från rymdsonder och varje nytt resultat av laboratoriesimuleringar i högtrycksinstallationer leder till en revidering av dessa modeller. Låt mig påminna er om att direkt mätning av parametrarna för mycket grunda skikt av atmosfären och endast nära Jupiter utfördes endast en gång av en sond som tappades från Galileo (NASA). Och allt annat är indirekta mätningar och teoretiska modeller.

Magnetfälten hos Uranus och Neptunus är svagare än gasjättarnas, men starkare än jordens. Även om fältinduktionen vid ytan av Uranus och Neptunus är ungefär densamma som vid jordens yta (fraktioner av en gauss), är volymen, och därför det magnetiska momentet, mycket större. Geometrin hos isjättarnas magnetfält är mycket komplex, långt ifrån den enkla dipolformen som är karakteristisk för jorden, Jupiter och Saturnus. Den troliga orsaken är att ett magnetfält genereras i ett relativt tunt elektriskt ledande skikt av Uranus och Neptunus mantel, där konvektionsströmmar inte har en hög grad av symmetri (eftersom skiktets tjocklek är mycket mindre än dess radie) .

Trots deras yttre likhet kan Uranus och Neptunus inte kallas tvillingar. Detta bevisas av deras olika medeldensiteter (1,27 respektive 1,64 g/cm 3) och olika hastigheter för värmeavgivning i djupet. Även om Uranus är en och en halv gång närmare solen än Neptunus, och därför får 2,5 gånger mer värme från den, är den svalare än Neptunus. Faktum är att Neptunus avger ännu mer värme i sina djup än vad den tar emot från solen, medan Uranus nästan inte avger något. Värmeflödet från det inre av Uranus nära dess yta är endast 0,042 ± 0,047 W/m2, vilket är ännu mindre än jordens (0,075 W/m2). Uranus är den kallaste planeten i solsystemet, även om den inte är längst bort från solen. Är detta relaterat till hans konstiga "sidleds" snurr? Det är möjligt.

Låt oss nu prata om planetringar.

Alla vet att den "ringade planeten" är Saturnus. Men vid noggrann observation visar det sig att alla jätteplaneter har ringar. De är svåra att märka från jorden. Vi ser till exempel inte Jupiters ring genom ett teleskop, men vi märker den i motljus när rymdsonden tittar på planeten från dess nattsida. Denna ring består av mörka och mycket små partiklar, vars storlek är jämförbar med ljusets våglängd. De reflekterar praktiskt taget inte ljus, men sprider det framåt väl. Uranus och Neptunus är omgivna av tunna ringar.

I allmänhet har inga två planeter identiska ringar, de är alla olika.

Man kan skämtsamt säga att jorden också har en ring. Artificiell. Den består av flera hundra satelliter som skjuts upp i geostationär omloppsbana. Den här bilden visar inte bara geostationära satelliter utan även de i låga banor såväl som de i höga elliptiska omloppsbanor. Men den geostationära ringen sticker ut ganska märkbart mot deras bakgrund. Detta är dock en teckning, inte ett foto. Ingen har ännu lyckats fotografera jordens konstgjorda ring. När allt kommer omkring är dess totala massa liten, och dess reflekterande yta är försumbar. Det är osannolikt att den totala massan av satelliterna i ringen kommer att vara 1000 ton, vilket motsvarar en asteroid på 10 m. Jämför detta med parametrarna för de jättelika planeternas ringar.

Det är ganska svårt att märka något samband mellan parametrarna för ringarna. Materialet i Saturnus ringar är vitt som snö (albedo 60%), och de återstående ringarna är svartare än kol (A = 2-3%). Alla ringar är tunna, men Jupiters är ganska tjocka. Allt är gjord av kullersten, men Jupiter är gjord av dammpartiklar. Strukturen på ringarna är också annorlunda: vissa liknar en grammofonskiva (Saturnus), andra liknar en matryoshka-formad hög med ringar (Uranus), andra är suddiga, diffusa (Jupiter) och Neptunus ringar är inte alls stängda och ser ut som valv.

Jag kan inte linda mitt huvud runt ringarnas relativt lilla tjocklek: med en diameter på hundratusentals kilometer mäts deras tjocklek i tiotals meter. Vi har aldrig haft så ömtåliga föremål i våra händer. Om vi ​​jämför Saturnus ring med ett ark skrivpapper, så skulle arket med sin kända tjocklek vara lika stort som en fotbollsplan!

Som vi ser skiljer sig ringarna på alla planeter i sammansättningen av partiklar, i deras fördelning, i morfologi - varje jätteplanet har sin egen unika dekoration, vars ursprung vi ännu inte förstår. Vanligtvis ligger ringarna i planetens ekvatorialplan och roterar i samma riktning som planeten själv och gruppen av satelliter nära den roterar. I tidigare tider trodde astronomer att ringarna var eviga, att de fanns från det ögonblick som planeten föddes och skulle förbli med den för alltid. Nu har synsättet ändrats. Men beräkningar visar att ringarna inte är särskilt hållbara, att deras partiklar saktas ner och faller ner på planeten, förångas och sprids i rymden och sätter sig på ytan av satelliter. Så dekorationen är tillfällig, fast långlivad. Astronomer tror nu att ringen är resultatet av en kollision eller tidvattenavbrott av planetens satelliter. Kanske är Saturnus ring den yngsta, varför den är så massiv och rik på flyktiga ämnen (snö).

Och så kan ett bra teleskop med en bra kamera ta bilder. Men här ser vi fortfarande inte nästan någon struktur i ringen. Ett mörkt "gap" har länge märkts - Cassini-gapet, som upptäcktes för mer än 300 år sedan av den italienske astronomen Giovanni Cassini. Det verkar inte finnas något i gapet.

Ringens plan sammanfaller med planetens ekvator. Det kan inte vara annorlunda, eftersom en symmetrisk oblatet planet har ett potentiellt hål i gravitationsfältet längs ekvatorn. I en serie bilder tagna från 2004 till 2009 ser vi Saturnus och dess ring från olika vinklar, eftersom Saturnus ekvator lutar 27° mot planet för sin omloppsbana, och jorden är alltid nära detta plan. 2004 var vi definitivt i ringens plan. Du förstår att med en tjocklek på flera tiotals meter kan vi inte se själva ringen. Ändå är den svarta randen på planetens skiva märkbar. Detta är skuggan av en ring på molnen. Det är synligt för oss eftersom jorden och solen tittar på Saturnus från olika håll: vi tittar exakt i ringens plan, men solen lyser från en något annan vinkel och skuggan av ringen faller på det molniga lagret av ringen. planet. Om det finns en skugga betyder det att det är ganska tätt packat ämne i ringen. Ringens skugga försvinner endast vid dagjämningarna på Saturnus, när solen är exakt i sitt plan; och detta indikerar oberoende av ringens lilla tjocklek.

Många verk har ägnats åt Saturnus ringar. James Clerk Maxwell, samme som blev känd för sina ekvationer av det elektromagnetiska fältet, undersökte ringens fysik och visade att den inte kunde vara ett enda fast föremål, utan måste bestå av små partiklar, annars skulle centrifugalkraften slita sönder den isär. Varje partikel flyger i sin egen bana - ju närmare planeten, desto snabbare.

Att titta på ett ämne från ett annat perspektiv är alltid användbart. Där vi i direkt ljus såg svärta, ett ”dopp” i ringen, här ser vi materia; det är bara en annan typ, reflekterar och sprider ljus på olika sätt

När rymdsonder skickade oss bilder på Saturnus ring blev vi förvånade över dess fina struktur. Men redan på 1800-talet såg enastående observatörer vid Pic du Midi-observatoriet i Frankrike exakt denna struktur med sina ögon, men ingen trodde verkligen på dem då, eftersom ingen utom dem lade märke till sådana finesser. Men det visade sig att Saturnus ring är just det. Stjärndynamikexperter letar efter en förklaring till denna fina radiella struktur av ringen i termer av resonanssamverkan mellan ringpartiklar med Saturnus massiva satelliter utanför ringen och små satelliter inuti ringen. I allmänhet klarar teorin om densitetsvågor uppgiften, men den är fortfarande långt ifrån att förklara alla detaljer.

Det översta fotot visar ringens dagsida. Sonden flyger genom ringens plan, och vi ser på det nedersta fotot hur den vände sig mot oss med sin nattsida. Materialet i Cassini-divisionen blev ganska synligt från skuggsidan, och den ljusa delen av ringen, tvärtom, mörknade, eftersom den är tät och ogenomskinlig. Där det fanns svärta uppträder ljusstyrkan eftersom små partiklar inte reflekterar, utan sprider ljus framåt. Dessa bilder visar att materia finns överallt, bara partiklar av olika storlekar och strukturer. Vi förstår ännu inte riktigt vilka fysiska fenomen som skiljer dessa partiklar åt. Den översta bilden visar Janus, en av Saturnus månar.

Det måste sägas att även om rymdfarkoster flög nära Saturnus ring, lyckades ingen av dem se de verkliga partiklarna som utgör ringen. Vi ser bara deras allmänna fördelning. Det är inte möjligt att se enskilda block, de riskerar inte att skjuta in apparaten i ringen. Men någon gång måste det göras.

Från nattsidan av Saturnus dyker omedelbart de svagt synliga delarna av ringarna upp som inte är synliga i direkt ljus.

Detta är inte ett riktigt färgfoto. Färgerna här visar den karakteristiska storleken på de partiklar som utgör ett visst område. Rött är små partiklar, turkos är större.

På den tiden, när ringen vändes kant mot solen, föll skuggor från stora inhomogeniteter på ringens plan (översta bilden). Den längsta skuggan här är från satelliten Mimas, och många små toppar, som visas i den förstorade bilden i infällningen, har ännu inte fått någon tydlig förklaring. Kilometerstora utsprång är ansvariga för dem. Det är möjligt att några av dem är skuggor från de största stenarna. Men skuggornas kvasi-regelbundna struktur (foto nedan) överensstämmer mer med tillfälliga ansamlingar av partiklar till följd av gravitationsinstabilitet.

Satelliter flyger längs några av ringarna, de så kallade "vakthundarna" eller "vallhundar", som med sin gravitation hindrar några av ringarna från att suddas ut. Dessutom är satelliterna i sig ganska intressanta. Den ena rör sig inuti en tunn ring, den andra utanför (till exempel Janus och Epimetheus). Deras omloppsperioder är något annorlunda. Den inre är närmare planeten och kretsar därför snabbare om den, kommer ikapp den yttre satelliten och, på grund av ömsesidig attraktion, ändrar sin energi: den yttre saktar ner, den inre accelererar och de ändrar banor - en som saktade ner går in i en låg omloppsbana och den som accelererade går in i en låg omloppsbana till hög. Så de gör flera tusen varv och byter sedan plats igen. Till exempel byter Janus och Epimetheus plats vart 4:e år.

För några år sedan upptäcktes Saturnus mest avlägsna ring, vilket inte alls misstänktes. Denna ring är kopplad till månen Phoebe, från vars yta damm flyger av och fyller området längs satellitens omloppsbana. Rotationsplanet för denna ring, liksom satelliten själv, är inte kopplat till planetens ekvator, eftersom Saturnus gravitation på grund av det stora avståndet uppfattas som fältet för ett punktobjekt.

Varje jätteplanet har en familj av satelliter. Jupiter och Saturnus är särskilt rika på dem. Idag har Jupiter 69 av dem, och Saturnus har 62, och nya upptäcks regelbundet. Den nedre gränsen för massa och storlek för satelliter har inte formellt fastställts, så för Saturnus är detta nummer godtyckligt: ​​om ett föremål som är 20-30 meter i storlek upptäcks nära planeten, vad är det då - en planet för planeten eller en partikel av dess ring?

I vilken stor familj av kosmiska kroppar som helst finns det alltid fler små än stora. Planetsatelliter är inget undantag. Små satelliter är som regel block av oregelbunden form, huvudsakligen bestående av is. Med en storlek på mindre än 500 km kan de inte ge sig själva en sfärisk form med sin gravitation. Utåt är de väldigt lika asteroider och kometkärnor. Förmodligen är många av dem sådana, eftersom de rör sig långt från planeten i mycket kaotiska banor. Planeten kunde fånga dem, och efter ett tag kunde den förlora dem.

Vi är ännu inte särskilt bekanta med små asteroidliknande satelliter. Sådana objekt nära Mars har studerats mer i detalj än andra - dess två små satelliter, Phobos och Deimos. Särskilt stor uppmärksamhet ägnades Phobos; De ville till och med skicka en sond till ytan, men det har inte fungerat ännu. Ju närmare du tittar på en kosmisk kropp, desto fler mysterier innehåller den. Phobos är inget undantag. Titta på de konstiga strukturerna som löper längs dess yta. Det finns redan flera fysikaliska teorier som försöker förklara deras bildning. Dessa linjer av små dopp och fåror liknar meridianer. Men ingen har ännu föreslagit en fysikalisk teori om deras bildande.

Alla små satelliter bär många spår av nedslag. Då och då kolliderar de med varandra och med kroppar som kommer på avstånd, delas upp i separata delar och kan till och med förenas. Därför blir det inte lätt att rekonstruera deras avlägsna förflutna och ursprung. Men bland satelliterna finns det också de som är genetiskt relaterade till planeten, eftersom de rör sig bredvid den i dess ekvatorplan och troligen har ett gemensamt ursprung med det.

Av särskilt intresse är stora planetliknande satelliter. Jupiter har fyra av dem; dessa är de så kallade "galileiska" satelliterna - Io, Europa, Ganymedes och Callisto. Den mäktiga Titanen sticker ut från Saturnus för sin storlek och massa. Dessa satelliter går nästan inte att skilja från planeter i sina interna parametrar. Det är bara det att deras rörelse runt solen styrs av ännu mer massiva kroppar - moderplaneterna.

Här framför oss finns jorden och månen, och bredvid oss, på en skala, finns Saturnus satellit Titan. En underbar liten planet med tät atmosfär, med stora flytande "hav" av metan, etan och propan på ytan. Hav av flytande gas, som vid yttemperaturen på Titan (–180 °C) är i flytande form. En mycket attraktiv planet, eftersom det kommer att vara lätt och intressant att arbeta på - atmosfären är tät, skyddar tillförlitligt från kosmiska strålar och är nära jordens atmosfär, eftersom den också huvudsakligen består av kväve, även om den saknar syre . Vakuumdräkter behövs inte där, eftersom atmosfärstrycket är nästan detsamma som på jorden, till och med lite mer. Klä dig varmt, ha en syrgasbehållare på ryggen, så jobbar du lätt på Titan. Detta är förresten den enda satelliten (förutom månen) på vars yta det var möjligt att landa en rymdfarkost. Det var Huygens som bars dit ombord på Cassini (NASA, ESA), och landningen var ganska lyckad.

Här är det enda fotot taget på Titans yta. Temperaturen är låg, så blocken är mycket kall vattenis. Vi är säkra på detta eftersom Titan i allmänhet mestadels består av vattenis. Färgen är röd-rödaktig; det är naturligt och beror på det faktum att i Titans atmosfär, under påverkan av ultraviolett solstrålning, syntetiseras ganska komplexa organiska ämnen under det allmänna namnet "tholins". Diset av dessa ämnen överför huvudsakligen orange och röda färger till ytan, vilket sprider dem ganska kraftigt. Därför är det ganska svårt att studera Titans geografi från rymden. Radar hjälper. I denna mening liknar situationen Venus. Förresten, den atmosfäriska cirkulationen på Titan är också av venusisk typ: en kraftfull cyklon på varje halvklot.

Satelliterna från andra gigantiska planeter är också original. Detta är Io, Jupiters närmaste satellit. Den är på samma avstånd som månen från jorden, men Jupiter är en jätte, vilket betyder att den verkar mycket starkt på sin satellit. Jupiters inre smälte och på det ser vi många aktiva vulkaner (svarta prickar). Man kan se att runt vulkaner följer utsläppen ballistiska banor. Det finns ju praktiskt taget ingen atmosfär där, så det som kastas ut ur vulkanen flyger i en parabel (eller i en ellips?). Den låga gravitationen på Ios yta skapar förutsättningar för höga utsläpp: 250-300 km upp, eller till och med rakt ut i rymden!

Den andra satelliten från Jupiter är Europa. Täckt med isskorpa, som vårt Antarktis. Under jordskorpan, som beräknas vara 25-30 km tjock, finns ett hav av flytande vatten. Isytan är täckt av många gamla sprickor. Men under påverkan av det subglaciala havet rör sig islager långsamt, vilket påminner om driften av jordens kontinenter.

Sprickor i isen öppnar sig då och då och vatten forsar ut i fontäner. Nu vet vi detta med säkerhet, eftersom vi såg fontänerna med hjälp av rymdteleskopet Hubble. Detta öppnar för möjligheten att utforska Europas vatten. Vi vet redan något om det: det är saltvatten, en bra ledare av elektricitet, vilket indikeras av magnetfältet. Dess temperatur är förmodligen nära rumstemperatur, men vi vet fortfarande ingenting om dess biologiska sammansättning. Jag skulle vilja ösa upp och analysera detta vatten. Och expeditioner för detta ändamål förbereds redan.

Andra stora satelliter på planeterna, inklusive vår måne, är inte mindre intressanta. Faktum är att de representerar en oberoende grupp av satellitplaneter.

Här visas i samma skala de största satelliterna i jämförelse med Merkurius. De är inte på något sätt sämre än honom, och till sin natur är några av dem ännu mer intressanta.

ABSTRAKT

PÅ ASTRONOMI

OM ÄMNET:

"Jätteplaneter"

Arbetet slutfördes av en elev i årskurs 11 "B"

gymnasieskola nr 4

Fomin Maxim

Jag kollade Tiptyareva V.V.

Mytishchi, 2001.

Jätteplaneter

Skillnaden mellan jätteplaneter och jordiska planeter

generella egenskaper

Atmosfär

Jupiter ring

Jupiters inre och yttre satelliter

Atmosfär och molnlager

Magnetiska egenskaper hos Saturnus

Saturnus månar

Allmän information

Upptäcktshistoria

Funktioner av Uranus rotation

Uranus kemiska sammansättning, fysikaliska förhållanden och struktur

Uranus ringar

Magnetosfär

Uranus månar

Allmän information

Upptäcktshistoria

Kemisk sammansättning, fysikaliska förhållanden och inre struktur

Neptunus månar

Neptunus ringar

Magnetosfär

7. Lista över referenser

JÄTTE PLANETER

Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus representerar den jovianska gruppen av planeter, eller gruppen av jätteplaneter, även om deras stora diametrar inte är den enda egenskapen som skiljer dessa planeter från de jordiska planeterna. Jätteplaneter har en låg densitet, en kort period av daglig rotation och därför betydande kompression vid polerna; deras synliga ytor reflekterar väl, eller med andra ord, sprider solens strålar.

Det har länge varit fastställt att de jättelika planeternas atmosfär består av metan, ammoniak, väte och helium. Absorptionsband av metan och ammoniak är synliga i stort antal i spektra av stora planeter. Dessutom, med övergången från Jupiter till Neptunus, förstärks metanbanden gradvis och ammoniakbanden försvagas. Huvuddelen av de gigantiska planeternas atmosfärer är fyllda med tjocka moln, ovanför vilka det finns ett ganska genomskinligt gaslager, där små partiklar, förmodligen kristaller av frusen ammoniak och metan, "svävar".

Det är ganska naturligt att bland de gigantiska planeterna är de två närmast oss de bäst studerade - Jupiter och Saturnus.

Eftersom Uranus och Neptunus för närvarande inte drar till sig mycket uppmärksamhet från forskare, låt oss uppehålla oss mer i detalj vid Jupiter och Saturnus. Dessutom gäller en betydande del av de frågor som kan lösas i samband med beskrivningen av Jupiter och Saturnus även Neptunus.

Jupiter är en av de mest fantastiska planeterna i solsystemet, och vi ägnar mycket mer uppmärksamhet åt den än Saturnus. Vad som är ovanligt med denna planet är inte dess randiga kropp med den ganska snabba rörelsen av mörka ränder och förändringar i deras bredd, och inte den enorma röda fläcken, vars diameter är cirka 60 tusen. km.,ändra dess färg och ljusstyrka från tid till annan, och slutligen inte dess "dominerande" position i storlek och massa i planetfamiljen. Det extraordinära är att Jupiter, som radioastronomiska observationer har visat, är en källa till inte bara termisk, utan även så kallad icke-termisk radioemission. I allmänhet, för planeter som kännetecknas av tysta processer, är icke-termisk radioemission helt oväntat.

Det faktum att Venus, Mars, Jupiter och Saturnus är källor för termisk radioemission är nu fast etablerat och väcker inte några tvivel bland forskare. Denna radiostrålning sammanfaller helt med planeternas termiska emission och är en "rest", eller mer exakt, en lågfrekvent "svans" av det termiska spektrumet av en uppvärmd kropp. Eftersom mekanismen för termisk radioemission är välkänd, gör sådana observationer det möjligt att mäta temperaturen på planeter. Termisk radioemission registreras med hjälp av centimetervågsradioteleskop. Redan de första observationerna av Jupiter på våg 3 centimeter gav temperaturen på radioemissionen samma som radiometriska observationer i infraröda strålar. I genomsnitt är denna temperatur cirka –150°C. Men det händer att avvikelser från denna medeltemperatur når 50–70, och ibland 140 ° C, som till exempel i april–maj 1958. Tyvärr har det ännu inte varit möjligt att ta reda på om dessa avvikelser i radioemission som observerats vid samma våglängd är relaterade till planetens rotation. Och poängen här är naturligtvis inte att Jupiters vinkeldiameter är hälften av den bästa upplösningen av de största radioteleskopen och att det därför är omöjligt att observera enskilda delar av ytan. Befintliga observationer är fortfarande mycket få till antalet för att svara på dessa frågor.

När det gäller svårigheterna i samband med radioteleskopens låga upplösning, i förhållande till Jupiter kan du försöka kringgå dem. Det är bara nödvändigt att på ett tillförlitligt sätt fastställa, baserat på observationer, perioden för onormal radioemission och sedan jämföra den med rotationsperioden för enskilda zoner av Jupiter. Låt oss komma ihåg att perioden på 9 timmar och 50 minuter är rotationsperioden för dess ekvatorialzon. Perioden för zoner med tempererade breddgrader är 5 - 6 minuter. större (i allmänhet finns det på Jupiters yta upp till 11 strömmar med olika perioder).

Således kan ytterligare observationer leda oss till ett slutresultat. Frågan om sambandet mellan Jupiters anomala radioutsändning och dess rotationsperiod är av inte liten betydelse. Om det till exempel visar sig att källan till denna strålning inte är associerad med Jupiters yta, kommer det att finnas ett behov av ett mer flitigt sökande efter dess samband med solaktivitet.

För inte så länge sedan observerade forskare vid California Institute of Technology, Rakhakrishnan och Roberts, radioutsläpp från Jupiter vid decimetervågor (31 cm) . De använde en interferometer med två paraboliska speglar, vilket gjorde att de kunde separera källans vinkeldimensioner, som är en ring i planet för Jupiters ekvator med en diameter på ungefär tre gånger planetens diameter. Jupiters temperatur, som bestämdes vid decimetervågor, visade sig vara för hög för att källan till denna radioemission skulle anses vara termisk. Uppenbarligen har vi här att göra med strålning som härrör från laddade partiklar som fångas av Jupiters magnetfält, såväl som koncentrerad nära planeten på grund av det betydande gravitationsfältet.

Således har radioastronomiobservationer blivit ett kraftfullt sätt att studera de fysiska förhållandena i Jupiters atmosfär.

Vi pratade kort om de två typerna av radioutsändning från Jupiter. Detta är, för det första, huvudsakligen termisk radioemission från atmosfären, som observeras vid centimetervågor. För det andra radioemission vid decimetervågor, som med all sannolikhet är av icke-termisk karaktär.

Låt oss kort uppehålla oss vid den tredje typen av radioemission från Jupiter, som, som nämnts ovan, är ovanlig för planeter. Denna typ av radioemission är också icke-termisk till sin natur och registreras vid flera tiotals meter långa radiovågor.

Forskare känner till intensiva bullerstormar och utbrott av den "störda" solen. En annan välkänd källa till sådan radioemission är den så kallade krabbnebulosan. Enligt idén om fysiska förhållanden i atmosfären och på planeternas ytor, som fanns före 1955, hoppades ingen att åtminstone en av planeterna skulle kunna "andas" som föremål av olika natur - solen eller krabbanebulosan. Därför är det inte förvånande att 1955. Observatörer av krabbnebulosan registrerade en diskret källa för radioemission av varierande intensitet, de beslutade inte omedelbart att tillskriva den till Jupiter. Men inget annat föremål upptäcktes i den här riktningen, så all "skulden" för förekomsten av ganska betydande radioemission lades slutligen på Jupiter.

Ett karakteristiskt kännetecken för Jupiters strålning är att radioskurar inte varar länge (0,5 - 1,5 sekunder). Därför måste man, när man söker efter mekanismen för radiovågor i detta fall, utgå från antagandet om antingen källans diskreta natur ( liknande urladdningar), eller en ganska snäv riktad strålning om källan arbetar kontinuerligt. En av de möjliga orsakerna till ursprunget till Jupiters radioskurar förklarades av hypotesen att elektriska urladdningar som liknar blixtar uppträder i planetens atmosfär. Men senare visade det sig att för bildandet av så intensiva radioskurar på Jupiter måste kraften hos urladdningarna vara nästan en miljard gånger större än på jorden. Det betyder att om Jupiters radioutsändning uppstår på grund av elektriska urladdningar, så borde de senare vara av en helt annan karaktär än de som uppstår under ett åskväder på jorden. Bland andra hypoteser förtjänar antagandet att Jupiter är omgiven av en jonosfär uppmärksamhet. I detta fall kan excitationskällan för joniserad gas med frekvenser på 1 – 25 MHz vara stötvågor. För att en sådan modell ska vara förenlig med periodiska kortvariga radioskurar bör det antas att radioemissionen kommer ut i yttre rymden inom gränserna för en kon, vars spets sammanfaller med källans position, och vinkeln vid spetsen är cirka 40°. Det är också möjligt att stötvågor orsakas av processer som sker på planetens yta, eller mer specifikt att vi här har att göra med manifestationen av vulkanisk aktivitet. I detta avseende är det nödvändigt att ompröva modellen för den inre strukturen hos jätteplaneter. När det gäller det slutliga klargörandet av ursprungsmekanismen för lågfrekvent radioemission från Jupiter, bör svaret på denna fråga tillskrivas framtiden. Nu kan vi bara säga att källorna till denna strålning, baserat på observationer, inte har ändrat sin position på Jupiter på åtta år. Därför kan vi tro att de är förknippade med planetens yta.

Således har radioobservationer av Jupiter nyligen blivit en av de mest effektiva metoderna för att studera denna planet. Och även om tolkningen av resultaten av radioobservationer av Jupiter, som ofta händer i början av ett nytt forskningsskede, är förknippad med stora svårigheter, har den allmänna uppfattningen om den som en kall och "lugn" planet förändrats ganska dramatiskt.

Observationer visar att det finns många fläckar på Jupiters synliga yta, som varierar i form, storlek, ljusstyrka och jämn färg. Platsen och utseendet på dessa fläckar förändras ganska snabbt, och inte bara på grund av planetens snabba dagliga rotation. Det finns flera skäl som orsakar dessa förändringar. För det första är detta en intensiv atmosfärisk cirkulation, liknande den som sker i jordens atmosfär på grund av närvaron av olika linjära rotationshastigheter för individuella luftlager; för det andra, ojämlik uppvärmning av solstrålar av delar av planeten som ligger på olika breddgrader. Inre värme, vars källa är det radioaktiva sönderfallet av grundämnen, kan också spela en stor roll.

Om du fotograferar Jupiter under en lång tidsperiod (säg flera år) under de mest gynnsamma atmosfäriska förhållandena kan du märka förändringar som sker på Jupiter, eller mer exakt, i dess atmosfär. Astronomer från olika länder ägnar nu stor uppmärksamhet åt observationer av dessa förändringar (för att förklara dem). Den grekiske astronomen Phokas, som jämförde kartor över Jupiter skapade under olika perioder (ibland med ett intervall på tiotals år), kom till slutsatsen: förändringar i Jupiters atmosfär är förknippade med processer som sker på solen.

Det råder ingen tvekan om att Jupiters mörka fläckar tillhör det täta lagret av kontinuerliga moln som omger planeten. Ovanför detta skikt finns ett ganska förtärt gasskal.

Atmosfärstrycket som skapas av gasdelen av Jupiters atmosfär på molnnivå överstiger troligen inte 20 - 30 mm. kvicksilver . Åtminstone minskar gashöljet när man observerar Jupiter genom ett blått filter knappt märkbart kontrasterna mellan de mörka fläckarna och den ljusa omgivningen. Därför är gasskiktet i Jupiters atmosfär i allmänhet ganska genomskinligt. Detta bevisas också av fotometriska mätningar av ljusstyrkans distribution längs Jupiters diameter. Det visade sig att minskningen av ljusstyrkan mot kanten av bilden av planeten är nästan densamma i både blå och röda strålar. Det bör noteras att det verkligen inte finns någon skarp gräns mellan lagren av moln och gas på Jupiter, och därför bör ovanstående tryckvärde på molnnivån anses vara ungefärligt.

Den kemiska sammansättningen av Jupiters atmosfär började, liksom andra planeter, studeras i början av 1900-talet. Jupiters spektrum har ett stort antal intensiva band som ligger i både det synliga och infraröda området. År 1932 nästan vart och ett av dessa band har identifierats som metan eller ammoniak.

Amerikanska astronomer Dunham, Adele och Slifer genomförde speciella laboratoriestudier och fann att mängden ammoniak i Jupiters atmosfär motsvarar ett tjockt lager m vid tryck 1 atm., medan mängden metan är 45 m vid tryck 45 atm.

Huvudkomponenten i Jupiters atmosfär är förmodligen väte. Nyligen har detta antagande bekräftats av observationer.

Saturnus är utan tvekan den vackraste planeten i solsystemet. Nästan alltid, i ett teleskops synfält, ser observatören denna planet omgiven av en ring, som vid närmare observation är ett system av tre ringar. Det är sant att dessa ringar är separerade från varandra med lågkontrastintervall, så det är inte alltid möjligt att se alla tre ringarna. Om du observerar Saturnus under de bästa atmosfäriska förhållandena (med lätt turbulent bildflimmer, etc.) och med en förstoring på 700–800 gånger, så märks inte ens på var och en av de tre ringarna tunna koncentriska ränder, som påminner om gapen mellan de tre ringarna. ringar. Den lättaste och bredaste är mittringen, och den svagaste i ljusstyrka är den inre. Ringsystemets yttre diameter är nästan 2,4 gånger, och den inre är 1,7 gånger större än planetens diameter.

Nyligen har den mest seriösa studien av Saturnus ringar i vårt land utförts av Moskva-astronomen M. S. Bobrov. Med hjälp av observationer av förändringar i ringarnas ljusstyrka beroende på deras placering i förhållande till jorden och solen, eller på den så kallade fasvinkeln, bestämde han storleken på partiklarna som utgör ringarna.

Det visade sig att partiklarna som utgör ringarna når flera centimeter och till och med meter i diameter. Enligt beräkningar av M. S. Bobrov överstiger tjockleken på Saturnus ringar inte 10–20 km.

Liksom Jupiter har Saturnus mörka band parallellt med ekvatorn. Precis som Jupiter kännetecknas Saturnus av olika rotationshastigheter för zoner med olika breddgrader. Det är sant att ränderna på Saturnus skiva är mer ihållande och antalet detaljer är mindre än Jupiters.

SKILLNADEN MELLAN JÄTTEPLANETERNA FRÅN TERRESTRA PLANETER

Merkurius, Venus, Jorden och Mars skiljer sig från de jättelika planeterna i sin mindre storlek, lägre massa, högre densitet, långsammare rotation, mycket tunnare atmosfärer (Mercurius har praktiskt taget ingen atmosfär, så dess halvklot under dagtid är väldigt varmt; alla jätteplaneter är omgivna av kraftfulla utsträckta atmosfärer), ett litet antal satelliter eller deras frånvaro.

Eftersom de jättelika planeterna är långt från solen, är deras temperatur (åtminstone över deras moln) mycket låg: på Jupiter - 145 C, på Saturnus - 180 C, på Uranus och Neptunus ännu lägre. Och temperaturen på de jordiska planeterna är mycket högre (på Venus upp till plus 500 C). Den låga medeldensiteten hos jätteplaneterna kan förklaras av det faktum att den erhålls genom att dividera massan med den synliga volymen, och vi uppskattar volymen från det ogenomskinliga lagret av den enorma atmosfären. Låg densitet och överflöd av väte skiljer jätteplaneter från andra planeter.

PAGE_BREAK--U P I T E R

GENERELLA EGENSKAPER

Jupiter är den näst ljusaste planeten i solsystemet efter Venus. Men om Venus bara kan ses på morgonen eller kvällen, så gnistrar Jupiter ibland hela natten. På grund av denna planets långsamma, majestätiska rörelse gav de gamla grekerna den namnet på sin högsta gud Zeus; i det romerska panteonet motsvarade det Jupiter.

Två gånger spelade Jupiter en viktig roll i astronomins historia. Det blev den första planeten som upptäckte satelliter. År 1610 märkte Galileo, som riktade ett teleskop mot Jupiter, fyra stjärnor nära planeten, osynliga för blotta ögat. Dagen efter ändrade de sin position både i förhållande till Jupiter och i förhållande till varandra. När han observerade dessa stjärnor drog Galileo slutsatsen att han observerade Jupiters satelliter, bildade runt den som en central kropp.Detta var en förminskad modell av solsystemet. De snabba och mycket synliga rörelserna av Jupiters galileiska månar - Io, Europa, Ganymedes och Callisto - gör dem användbara "himmelklockor", och sjömän har länge använt dem för att bestämma positionen för ett fartyg på öppet hav.

En annan gång hjälpte Jupiter och dess månar till att lösa ett av de äldsta mysterierna: reser ljuset omedelbart eller är dess hastighet begränsad? Genom att regelbundet observera förmörkelserna av Jupiters månar och jämföra dessa data med resultaten av preliminära beräkningar upptäckte den danske astronomen Ole Roemer 1675 att observationer och beräkningar skiljde sig åt om Jupiter och jorden befann sig på motsatta sidor av solen. I det här fallet är satellitförmörkelserna försenade med cirka 1000 s. Roemer kom till den korrekta slutsatsen att 1000 s. – det är precis vad ljus behöver för att korsa jordens bana i diameter. Eftersom diametern på jordens omloppsbana är 300 miljoner kilometer är ljusets hastighet nära 300 000 km/s.

Jupiter är en gigantisk planet som innehåller mer än 2/3 av hela vårt planetsystem. Jupiters massa är 318 jordens. Dess volym är 1300 gånger större än jordens. Medeldensiteten för Jupiter är 1330 kg/m^3, vilket är jämförbart med vattentätheten och fyra gånger mindre än jordens densitet. Den synliga ytan på planeten är 120 gånger större än jordens yta. Jupiter är en jättekula av väte, dess kemiska sammansättning är nästan identisk med solens. Men temperaturen på Jupiter är fruktansvärt låg: -140°C.

Jupiter roterar snabbt (rotationsperiod 9 timmar 55 minuter 29 sekunder). På grund av verkan av centrifugalkrafter blev planeten märkbart tillplattad, och dess polaradie blev 4 400 km mindre än ekvatorialradien, lika med 71 400 km. Jupiters magnetfält är 12 gånger starkare än jordens.

Fem amerikanska rymdfarkoster besökte Jupiter: 1973 - Pioneer 10, 1974 - Pioneer 11. I mars och juli 1979 besöktes den av större och "smartare" enheter - Voyager 1 och -2. I december 1995 flög den interplanetära stationen Galileo till den, som blev Jupiters första konstgjorda satellit och släppte en sond i dess atmosfär .

Låt oss också ta en kort mental resa in i Jupiters djup.

ATMOSFÄR

Jupiters atmosfär är en enorm, turbulent del av planeten gjord av väte och helium. Mekanismen som driver den allmänna cirkulationen på Jupiter är densamma som på jorden: skillnaden i mängden värme som tas emot från solen vid polerna och ekvatorn ger upphov till hydrodynamiska flöden som avböjs i zonriktning av Corioliskraften. Med en rotation lika snabb som Jupiters är strömlinjerna nästan parallella med ekvatorn. Bilden kompliceras av konvektiva rörelser, som är mer intensiva vid gränserna mellan hydrodynamiska flöden med olika hastigheter. Konvektiva rörelser bär uppåt ett färgande ämne, vars närvaro förklarar Jupiters något rödaktiga färg. I området med mörka ränder är konvektiva rörelser starkast, och detta förklarar deras mer intensiva färg.

Precis som i jordens atmosfär kan cykloner bildas på Jupiter. Uppskattningar visar att stora cykloner, om de bildas i Jupiters atmosfär, kan vara mycket stabila (livslängd upp till 100 tusen år). Den stora röda fläcken är troligen ett exempel på en sådan cyklon. Bilder av Jupiter som tagits med hjälp av utrustning installerad på rymdfarkosterna American Pioneer 10 och Pioneer 11 visade att den röda fläcken inte är den enda formationen av denna typ: det finns flera mindre ihållande röda fläckar.

Spektroskopiska observationer har fastställt närvaron av molekylärt väte, helium, metan, ammoniak, etan, acetylen och vattenånga i Jupiters atmosfär. Uppenbarligen skiljer sig inte atmosfärens elementära sammansättning (och hela planeten som helhet) från solenergin (90% väte, 9% helium, 1% tyngre grundämnen).

Det totala trycket vid molnskiktets övre gräns är cirka 1 atm. Molnskiktet har en komplex struktur. Det övre skiktet består av ammoniakkristaller under, det ska finnas moln av iskristaller och vattendroppar.

Jupiters infraröda ljusstyrka, mätt i intervallet 8 - 14 μm, är 128 - 130 K i mitten av skivan. Om vi ​​tittar på temperatursektionerna längs den centrala meridianen och ekvatorn kan vi se att temperaturen uppmätt vid skivans kant är lägre än vid mitten. Detta kan förklaras på följande sätt. Vid kanten av skivan är siktlinjen sned, och den effektiva emitterande nivån (det vill säga nivån vid vilken den optiska tjockleken =1 uppnås) är belägen i atmosfären på högre höjd än i mitten av skivan. disken. Om temperaturen i atmosfären sjunker med ökande höjd blir ljusstyrkan och temperaturen vid kanten något lägre. Ett skikt av ammoniak flera centimeter tjockt (vid normalt tryck) är redan praktiskt taget ogenomskinligt för infraröd strålning i intervallet 8 - 14 mikron. Det följer att Jupiters infraröda ljusstyrka hänvisar till ganska höga lager av dess atmosfär. Intensitetsfördelningen i CH-banden visar att molntemperaturen är mycket högre (160 - 170 K) Vid temperaturer under 170 K bör ammoniak (om mängden motsvarar spektroskopiska observationer) kondenseras; man antar därför att Jupiters molntäcke åtminstone delvis består av ammoniak. Metan kondenserar vid lägre temperaturer och kan inte delta i bildandet av moln på Jupiter.

Ljustemperaturen på 130K är märkbart högre än jämviktstemperaturen, det vill säga den som ska ha en kropp som lyser endast på grund av återutsläpp av solstrålning. Beräkningar som tar hänsyn till mätningen av planetens reflektionsförmåga leder till en jämviktstemperatur på cirka 100K. Det är signifikant att ljusstyrkans temperaturvärde på cirka 130K erhölls inte bara i det smala intervallet 8-14 mikron, utan också långt bortom det. Jupiters totala strålning är alltså 2,9 gånger större än energin som tas emot från solen, och det mesta av energin den avger beror på dess inre värmekälla. I denna mening är Jupiter närmare stjärnorna än jordiska planeter. Men källan till Jupiters inre energi är naturligtvis inte kärnreaktioner. Tydligen emitteras energireserven som ackumulerats under gravitationskompressionen av planeten (i processen att bilda en planet från en protoplanetär nebulosa, gravitationsenergi, när gravitationsenergin från stoftet och gasen som bildar planeten måste förvandlas till kinetisk och sedan termisk ).

Närvaron av ett stort internt värmeflöde gör att temperaturen ökar ganska snabbt med djupet. Enligt de mest troliga teoretiska modellerna når den 400K på ett djup av 100 km under molntoppen och på ett djup av 500 km - cirka 1200K. Och beräkningar av den inre strukturen visar att Jupiters atmosfär är mycket djup - 10 000 km, men det bör noteras att huvuddelen av planeten (under denna gräns) är i flytande tillstånd. Väte är i ett degenererat tillstånd, vilket är samma sak, i ett metalliskt tillstånd (elektroner separeras från protoner). I själva atmosfären är väte och helium strängt taget i ett superkritiskt tillstånd: densiteten i de lägre skikten når 0,6-0,7 g/cm³, och egenskaperna påminner mer om en vätska än en gas. I planetens centrum (enligt beräkningar på ett djup av 30 000 km) kan det finnas en solid kärna av tunga grundämnen, bildad som ett resultat av att metallpartiklar och stenformationer klistrar ihop.

RING AV JUPITER.

Jupiter presenterar många överraskningar: den genererar kraftfulla norrsken, starkt radiobrus, och nära det observerar interplanetära rymdfarkoster dammstormar - strömmar av små fasta partiklar som kastas ut som ett resultat av elektromagnetiska processer i Jupiters magnetosfär. Små partiklar som får en elektrisk laddning när de bestrålas av solvinden har mycket intressant dynamik: eftersom de är ett mellanfall mellan makro- och mikrokroppar, reagerar de ungefär lika på både gravitations- och elektromagnetiska fält.

Det är från så små stenpartiklar som Jupiters ring, upptäckt i mars 1979, huvudsakligen består (den indirekta upptäckten av ringen 1974, enligt Pioneer, förblev okänd). Dess huvuddel har en radie på 123-129 tusen km. Denna platta ring är cirka 30 km tjock och mycket sällsynt - den reflekterar bara några tusendels procent av det infallande ljuset. Svagare dammstrukturer sträcker sig från huvudringen mot Jupiters yta och bildar en tjock gloria ovanför ringen, som sträcker sig till de närmaste månarna. Det är nästan omöjligt att se Jupiters ring från jorden: den är mycket tunn och vänds ständigt på kanten mot observatören på grund av den lilla lutningen av Jupiters rotationsaxel mot planet för dess omloppsbana.

INRE OCH YTTRE SATELLITER AV JUPITER.

Jupiter har 16 månar upptäckta. Två av dem - Io och Europa - är lika stora som vår måne, och de andra två - Ganymedes och Callisto - överskred den i diameter med ungefär en och en halv gånger. Callisto är lika stor som Merkurius, och Ganymedes har gått om den. Det är sant att de är längre bort från sin planet än vad månen är från jorden. Endast Io är synlig på Jupiters himmel som en ljust rödaktig skiva (eller halvmåne) av månstorlek; Europa, Ganymedes och Callisto ser flera gånger mindre ut än månen.

Jupiters domän är ganska omfattande: dess åtta yttre månar är så långt borta från det att de inte kunde observeras från själva planeten med blotta ögat. Ursprunget till satelliterna är mystiskt: hälften av dem rör sig runt Jupiter i motsatt riktning (jämfört med rotationen av de andra 12 satelliterna och riktningen för den dagliga rotationen av planeten själv). Jupiters yttersta satellit är 200 gånger längre bort från den än den närmaste. Till exempel, om du landar på en av de närmaste satelliterna kommer planetens orange skiva att ta upp halva himlen. Och från omloppsbanan för den längsta satelliten kommer skivan till jätten Jupiter att se nästan hälften så stor ut som månens.

Jupiters satelliter är de mest intressanta världarna, var och en med sitt eget ansikte och historia, som avslöjades för oss först under rymdåldern.

Och om

Detta är den galileiska satelliten som ligger närmast Jupiter; den är 422 tusen km bort från planetens centrum, det vill säga lite längre än månen från jorden. Tack vare Jupiters enorma massa är Ios omloppsperiod mycket kortare än en månmånad och är bara 42,5 timmar. För en observatör genom ett teleskop är detta den mest rastlösa satelliten: nästan varje dag är Io synlig på en ny plats, igång från ena sidan av Jupiter till den andra.

När det gäller massa och radie (1815 km) liknar Io månen. Den mest sensationella egenskapen hos Io är att den är vulkaniskt aktiv! På sin gul-orange yta upptäckte Voyagers 12 aktiva vulkaner som bryter ut plymer upp till 300 km höga. Den huvudsakliga gasen som släpps ut är svaveldioxid, som sedan fryser på ytan i form av en vit fast substans. Satellitens dominerande orange färg beror på svavelföreningar. Vulkaniskt aktiva områden av Io värms upp till 300°C.

En gasfontän 300 km hög reser sig ständigt över planeten. Ett kraftfullt underjordiskt dån skakar jorden, stenar flyger ut ur vulkanens krater med enorm hastighet (upp till 1 km/s) tillsammans med gas, och efter ett fritt, atmosfärfritt fall från stor höjd, kraschar de in i ytan många hundra kilometer från vulkanen. Från några vulkaniska kalderor (de så kallade kittelformade fördjupningarna som bildas till följd av kollapsen av toppen av en vulkan) stänker smält svart svavel ut och sprider sig i heta floder. Voyager-fotografier visar svarta sjöar och till och med hela hav av smält svavel.

Det största lavahavet nära vulkanen Loki är 20 km tvärs över. I dess mitt finns en sprucken orange ö gjord av fast svavel. Ios svarta hav vajar på orangea stränder, och huvuddelen av Jupiter hänger på himlen ovanför dem...

Förekomsten av sådana landskap har inspirerat många konstnärer.

Ios vulkaniska aktivitet beror på gravitationspåverkan från andra kroppar i Jupitersystemet. Först och främst skapade själva jätteplaneten, med sin kraftfulla gravitation, två tidvattenpuckel på satellitens yta, vilket saktade ner rotationen av Io, så att den alltid är vänd mot Jupiter med en sida – som Månen till jorden. Ios bana är inte en exakt cirkel, puckeln rör sig något över dess yta, vilket leder till uppvärmning av planetens inre lager. I ännu större utsträckning orsakas denna effekt av tidvatteninfluenser från andra massiva satelliter av Jupiter, främst Europa, som ligger närmast Io. Den ständiga uppvärmningen av interiören har lett till att Io är den mest vulkaniskt aktiva kroppen i solsystemet.

Till skillnad från terrestra vulkaner, som har kraftiga utbrott sporadiskt, fungerar vulkanerna på Io nästan kontinuerligt, även om deras aktivitet kan variera. vulkaner och gejsrar skjuter ut en del av materien även ut i rymden. Därför sträcker sig en plasmaplym av joniserade syre- och svavelatomer och neutrala moln av atomärt natrium och kalium längs Ios omloppsbana.

Det finns inga nedslagskratrar på Io på grund av intensiv vulkanisk omarbetning av ytan. Den har stenmassor upp till 9 km höga. Ios densitet är ganska hög - 3000 kg/m^3. Under ett delvis smält skal av silikater i mitten av satelliten finns en kärna med hög halt av järn och dess föreningar.

Fortsättning
--SIDBRYTNING-- Europa

Europa har en radie något mindre än Io - 1569 km. Av de galileiska satelliterna har Europa den lättaste ytan med tydliga tecken på vattenis. Det finns ett antagande att det finns ett vattenhav under isskorpan och under den en fast silikatkärna. Densiteten i Europa är mycket hög - 3500 kg/m3. Denna satellit är 671 000 km från Jupiter.

Europas geologiska historia har ingenting gemensamt med historien om dess grannsatelliter. Europa är en av de jämnaste kropparna i solsystemet: den har inte kullar som är mer än hundra meter höga. Hela satellitens isiga yta är täckt av ett nätverk av ränder av enorm längd. De mörka ränderna, tusentals kilometer långa, är spår av ett globalt system av sprickor över hela Europa. Förekomsten av dessa sprickor förklaras av det faktum att isytan är ganska rörlig och upprepade gånger har splittrats på grund av inre spänningar och storskaliga tektoniska processer.

På grund av att ytan är ung (endast 100 miljoner år gammal) är meteoritnedslagskratrar, som dök upp i stort antal för 4,5 miljarder år sedan, nästan osynliga. Forskare har bara hittat fem kratrar med diametrar på 10-30 km på Europa.

Ganymedes

Ganymedes är den största satelliten av planeterna i solsystemet, dess radie är 2631 km. Densiteten är låg jämfört med Io och Europa, endast 1930 kg/m3. Avståndet från Jupiter är 1,07 miljoner km. Hela ytan av Ganymedes kan delas in i två grupper: den första, som upptar 60% av territoriet, är en märklig remsa av is som genererats av aktiva geologiska processer för 3,5 miljarder år sedan; den andra, som upptar de återstående 40%, är en gammal tjock isig skorpa täckt med många meteoritkratrar, det bör också noteras att denna skorpa delvis bröts och förnyades genom samma processer som de som nämns ovan.

Ur rymdgeologens synvinkel är Ganymedes den mest attraktiva kroppen bland Jupiters månar. Den har en blandad silikat-issammansättning: en mantel av vattenis och en stenig kärna. Dess densitet är 1930 kg\m^3. Under förhållanden med låga temperaturer och höga inre tryck kan vattenis existera i flera modifieringar med olika typer av kristallgitter. Ganymedes rika geologi bestäms till stor del av de komplexa övergångarna mellan dessa isvarianter. Satellitens yta dammas av ett lager av löst stenisdamm från flera meter till flera tiotals meter tjockt.

Callisto

Detta är den näst största satelliten i Jupitersystemet, dess radie är 2400 km. Bland de galileiska satelliterna är Callisto längst bort: avståndet från Jupiter är 1,88 miljoner km, rotationsperioden är 16,7 dagar. Densiteten av silikat-is Callisto är låg - 1830 kg/m3. Ytan på Callisto är extremt mättad med meteoritkratrar. Callistos mörka färg är resultatet av silikat och andra föroreningar. Callisto är den mest kraterförsedda kroppen i solsystemet som är känd. Meteoritens enorma nedslag orsakade bildandet av en gigantisk struktur omgiven av ringvågor - Valhalla. I dess centrum finns en krater med en diameter på 350 km, och inom en radie av 2000 km från den finns bergskedjor i koncentriska cirklar.

Jupiter har flera små satelliter som öppnar sig inom Ios omloppsbana. Tre av dem - Metis, Adrastea och Theba - upptäcktes med interplanetära stationer, och lite är känt om dem. Metis och Atrastea (deras diametrar är 40 respektive 20 km) rör sig längs kanten av Jupiters huvudring, i en omloppsbana med en radie på 128 000 km. Dessa snabbaste satelliter kretsar runt jätten Jupiter på 7 timmar med en hastighet på över 100 000 km/h.

Den mer avlägsna satelliten Teba ligger i mitten mellan Io och Jupiter - på ett avstånd av 222 tusen km från planeten; dess diameter är cirka 100 km.

Den största inre satelliten, Amaltherea, har en oregelbunden form (mått 270*165*150 km) och är täckt av kratrar; den består av eldfasta stenar av mörkröd färg. Amalthelia upptäcktes av den amerikanske astronomen Edward Bernard 1892 och blev Jupiters femte upptäckta satellit. Den roterar i en omloppsbana med en radie på 181 tusen km.

Jupiters inre satelliter och dess fyra huvudmånar ligger nära planetens ekvatorialplan i nästan cirkulära banor. Banorna för dessa åtta satelliter har excentriciteter och lutningar så små att ingen av dem avviker mer än en grad från den "ideala" cirkelbanan. Sådana satelliter kallas vanliga.

De återstående åtta satelliterna i Jupiter är oregelbundna och skiljer sig åt i betydande excentriciteter och orbitallutningar. I sin rörelse kan de ändra avståndet från planeten med 1,5-2 gånger, samtidigt som de avviker från dess ekvatorialplan med många miljoner kilometer. Dessa åtta yttre satelliter av Jupiter är grupperade i två grupper, som fick sitt namn efter deras största kroppar: Himalia-gruppen, som även omfattar Leda, Lysithea och Elara; och Pasiphe-gruppen med Ananke, Karme och Sinope. Dessa satelliter upptäcktes med markbaserade teleskop under en period av 70 år (1904–1974) Medelradien för planeterna i Himaliagruppen motsvarar 11,1-11,7 miljoner km. Himaliagruppens satelliter kretsar kring Jupiter på 240-260 dagar, och Paciphe-gruppen på 630-760 dagar, d.v.s. på mer än två år. Satelliternas egna radier är mycket små: i Himaliagruppen, från 8 km nära Leda till 90 km nära Himalia; i Pasife-gruppen – från 15 till 35 km. de är svarta och ojämna. De yttre satelliterna som ingår i Pasiphe-gruppen roterar runt Jupiter i motsatt riktning.

Forskare har ännu inte kommit till enighet om ursprunget till oregelbundna satelliter. (Man tror att de vanliga inre satelliterna bildades av en cirkumplanetär skiva av gas och damm som ett resultat av att många små partiklar höll ihop sig.) Det är bara klart att infångandet av asteroider av Jupiter spelade en viktig roll i bildandet av de yttre satelliterna. Datorberäkningar visar att Pasiphe-gruppen kan ha uppstått som ett resultat av planetens systematiska fångst av små partiklar och asteroider i omvända banor i det yttre området av den circum-jovianska skivan.

S A T U R N

ATMOSFÄR OCH MOLNLAGER.

Alla som har observerat planeterna genom ett teleskop vet att på Saturnus yta, det vill säga vid den övre gränsen av dess molntäcke, finns det märkbart få detaljer och deras kontrast till den omgivande bakgrunden är liten. Detta är hur Saturnus skiljer sig från Jupiter, där det finns många kontrasterande detaljer i form av mörka och ljusa ränder, vågor och knölar, vilket indikerar betydande aktivitet i dess atmosfär.

Frågan uppstår om Saturnus atmosfäriska aktivitet (som vindhastighet) faktiskt är lägre än Jupiters, eller om detaljerna i dess molntäcke helt enkelt är mindre synliga från jorden på grund av dess större avstånd (ca 1,5 miljarder km) och sämre belysning från jorden. solen (nästan 3,5 gånger svagare än Jupiters belysning)?

Voyagers lyckades få bilder av Saturnus molntäcke, som tydligt avbildade en bild av atmosfärisk cirkulation: dussintals molnbälten som sträcker sig längs paralleller, såväl som individuella virvlar. I synnerhet upptäcktes en analog av Jupiters stora röda fläck, om än av mindre storlek. Det har konstaterats att vindhastigheterna på Saturnus är ännu högre än på Jupiter: vid ekvatorn 480 m/s, eller 1700 km/h. Antalet molnbälten är större än på Jupiter, och de når högre breddgrader. Således visar molnbilder det unika med Saturnus atmosfär, som är ännu mer aktiv än Jupiters.

Meteorologiska fenomen på Saturnus inträffar vid lägre temperatur än i jordens atmosfär. Eftersom Saturnus är 9,5 gånger längre från solen än jorden, får den 9,5 = 90 gånger mindre värme.

Temperaturen på planeten på nivån av den övre gränsen av molntäcket, där trycket är 0,1 atm, är bara 85 K, eller -188 C. Det är intressant att inte ens denna temperatur kan uppnås på grund av uppvärmning av solen ensam. Beräkningen visar: i Saturnus djup finns en egen värmekälla, vars flöde är 2,5 gånger större än från solen. Summan av dessa två flöden ger den observerade temperaturen på planeten. Rymdfarkoster har studerat i detalj den kemiska sammansättningen av Saturnus atmosfär ovanför molnet. I grund och botten består den av nästan 89 % väte. På andra plats kommer helium (cirka 11 viktprocent). Observera att i Jupiters atmosfär är det 19%. Bristen på helium på Saturnus förklaras av gravitationsseparationen av helium och väte i planetens tarmar: helium, som är tyngre, lägger sig gradvis till stora djup (vilket förresten frigör en del av energin som "värmer" Saturnus). Andra gaser i atmosfären - metan, ammoniak, etan, acetylen, fosfin - finns i små mängder. Metan vid en så låg temperatur (ca -188 C) är huvudsakligen i ett dropp-vätsketillstånd. Den bildar Saturnus molntäcke. När det gäller den lilla kontrasten av detaljer som är synliga i Saturnus atmosfär, som diskuterats ovan, är orsakerna till detta fenomen ännu inte helt klara. Det har föreslagits att en kontrastdämpande dis av små partiklar svävar i atmosfären. Men Voyager 2:s observationer motbevisar detta: de mörka ränderna på planetens yta förblev skarpa och klara hela vägen till kanten av Saturnus skiva, medan de i närvaro av dis skulle bli grumliga mot kanterna på grund av det stora antalet partiklar framför av dem. Frågan kan därför inte anses löst och kräver ytterligare utredning.

Data erhållna från Voyager 1 hjälpte till att bestämma Saturnus ekvatorialradie med stor noggrannhet. På toppen av molntäcket är ekvatorialradien 60 330 km. eller 9,46 gånger mer än jordens. Perioden för Saturnus rotation runt sin axel har också klargjorts: den gör ett varv på 10 timmar 39,4 minuter - 2,25 gånger snabbare än jorden. En sådan snabb rotation har lett till att komprimeringen av Saturnus är mycket större än jordens. Saturnus ekvatorialradie är 10 % större än den polära (på jorden är den bara 0,3 %).

SATURNUS MAGNETISKA EGENSKAPER.

Tills den första rymdfarkosten nådde Saturnus fanns det inga observationsdata om dess magnetfält alls. men från markbaserade radioastronomiobservationer var det tydligt att Jupiter har ett kraftfullt magnetfält. Detta bevisades av termisk radioemission vid decimetervågor, vars källa visade sig vara större än planetens synliga skiva, och den sträcktes ut längs Jupiters ekvator symmetriskt i förhållande till skivan. Denna geometri, såväl som polariseringen av strålningen, indikerade att den observerade strålningen var magnetisk bremsstrahlung och att dess källa var elektroner som fångats av Jupiters magnetfält och som bebor dess strålningsbälten, liknande strålningsbälten på jorden. Flygningar till Jupiter bekräftade dessa slutsatser. Eftersom Saturnus är väldigt lik Jupiter i sina fysiska egenskaper har astronomer föreslagit att den också har ett ganska märkbart magnetfält. Frånvaron av magnetisk bremsstrahlung-radioemission från Saturnus observerad från jorden förklarades av ringarnas inverkan. Dessa förslag bekräftades. Även när Pioneer 11 närmade sig Saturnus, registrerades dess instrument i de nästan planetariska rymdformationerna som är typiska för en planet med ett uttalat magnetfält: en bågchockvåg, magnetosfärens gräns (magnetopaus), strålningsbälten (Jorden och universum) 1980, N2, sid. 22-25 - Red.). I allmänhet är Saturnus magnetosfär väldigt lik jordens, men naturligtvis mycket större i storlek. Den yttre radien av Saturnus magnetosfär vid subsolar punkten är 23 ekvatorialradier av planeten, och avståndet till stötvågen är 26 radier. Som jämförelse kan vi minnas att den yttre radien av jordens magnetosfär vid subsolar punkten är cirka 10 jordradier. Så även i relativ storlek är Saturnus magnetosfär mer än dubbelt så stor som jordens. Saturnus strålningsbälten är så omfattande att de täcker inte bara ringarna, utan också banorna för några av planetens inre satelliter. Som förväntat, i den inre delen av strålningsbälten, som är "blockerad" av Saturnus ringar, är koncentrationen av laddade partiklar mycket lägre. Anledningen till detta är lätt att förstå om vi kommer ihåg att partiklar i strålningsbälten utför oscillerande rörelser ungefär i meridionalriktningen, varje gång de korsar ekvatorn. Men Saturnus har ringar i ekvatorialplanet: de absorberar nästan alla partiklar som försöker passera genom dem. Som ett resultat visar sig den inre delen av strålningsbältena, som i frånvaro av ringarna skulle vara den mest intensiva källan till radioemission i Saturnussystemet, vara försvagad. Ändå upptäckte Voyager 1, som närmade sig Saturnus, fortfarande icke-termisk radioemission från sina strålningsbälten.

Till skillnad från Jupiter sänder Saturnus ut i våglängdsområdet för kilometer. Lägger märke till att strålningsintensiteten är modulerad med en period på 10 timmar. 39,4 minuter föreslog de att detta är perioden för axiell rotation av strålningsbälten, eller med andra ord, rotationsperioden för Saturnus magnetfält. Men då är detta också Saturnus rotationsperiod. Faktum är att Saturnus magnetfält genereras av elektriska strömmar i planetens tarmar, uppenbarligen i ett lager där väte under inverkan av kolossala tryck har omvandlats till ett metalliskt tillstånd. När detta skikt roterar med den vinkelhastigheten, roterar även magnetfältet. På grund av den höga viskositeten hos substansen i planetens inre partiklar, roterar de alla med samma period. Således är rotationsperioden för magnetfältet samtidigt rotationsperioden för det mesta av Saturnus massa (förutom atmosfären, som inte roterar som en fast kropp).

Fortsättning
--PAGE_BREAK--RINGAR

Tre ringar av jorden är tydligt synliga genom ett teleskop: den yttre, medelljusa ringen A; den mellersta, ljusaste ringen B och den inre, inte ljusa genomskinliga ringen C, som ibland kallas crepe. Ringarna är något vitare än Saturnus gulaktiga skiva. De ligger i planet för planetens ekvator och är mycket tunna: med en total bredd i radiell riktning på cirka 60 tusen km. de är mindre än 3 km tjocka. spektroskopiskt konstaterades att ringarna roterar annorlunda än en fast kropp - hastigheten minskar med avståndet från Saturnus. Dessutom har varje punkt i ringarna samma hastighet som en satellit skulle ha på detta avstånd och rör sig fritt runt Saturnus i en cirkulär bana. Av detta är det tydligt: ​​Saturnus ringar är i huvudsak en kolossal ansamling av små fasta partiklar som oberoende kretsar runt planeten. Partikelstorlekarna är så små att de inte är synliga inte bara i terrestra teleskop, utan också från rymdfarkoster. Ett karakteristiskt drag hos ringarnas struktur är mörka ringformiga utrymmen (avdelningar), där det finns mycket lite substans. Den bredaste av dem (3 500 km) skiljer B-ringen från A-ringen och kallas "Cassini-divisionen" efter astronomen som först såg den 1675. Under exceptionellt goda atmosfäriska förhållanden är över tio sådana indelningar synliga från jorden.Deras natur är tydligen resonant. Således är Cassini-divisionen en region av omloppsbanor där rotationsperioden för varje partikel runt Saturnus är exakt hälften av den för Saturnus närmaste stora satellit, Mimas. På grund av detta sammanträffande tycks Mimas, med sin attraktion, vagga partiklarna som rör sig inuti divisionen och till slut kastar dem därifrån.

Voyagers ombordkameror visade att Saturnus ringar på nära håll ser ut som en grammofonskiva: de verkar vara skiktade i tusentals individuella smala ringar med mörka gläntor mellan dem. Det finns så många röjningar att det inte längre är möjligt att förklara dem med resonanser med omloppsperioderna för Saturnus satelliter. Vad förklarar denna fina struktur? Det är troligt att den enhetliga fördelningen av partiklar längs ringarnas plan är mekaniskt instabil. Som ett resultat uppstår cirkulära densitetsvågor - detta är den observerade fina strukturen.

Förutom ringarna A, B och C upptäckte Voyagers ytterligare fyra: D, E, F och G. Alla är mycket sällsynta och därför mörka. D- och E-ringarna är svåra att se från jorden under särskilt gynnsamma förhållanden; F- och G-ringar upptäcktes för första gången. Ordningen på ringarna är betecknad av historiska skäl, så den sammanfaller inte med den alfabetiska ordningen. Om vi ​​ordnar ringarna när de rör sig bort från Saturnus får vi raden: D, C, B, A, F, G, E. F-ringen väckte särskilt intresse och stor diskussion. Tyvärr har det ännu inte varit möjligt att göra en slutgiltig bedömning om detta föremål, eftersom de båda Voyagers iakttagelser inte stämmer överens med varandra. Voyager 1:s kameror ombord visade att F-ringen består av flera ringar med en total bredd på 60 km, två av dem sammanflätade med varandra som en spets. Under en tid var den rådande uppfattningen att två små, nyupptäckta satelliter som rörde sig direkt nära F-ringen var ansvariga för denna ovanliga konfiguration - den ena från den inre kanten, den andra från den yttre kanten (något långsammare än den första, eftersom den är längre bort från Saturnus). Attraktionen hos dessa satelliter tillåter inte de yttre partiklarna att gå långt från mitten, det vill säga satelliterna verkar "beta" partiklarna, för vilka de fick namnet "herdar". De, som beräkningar har visat, får partiklar att röra sig längs en vågig linje, vilket skapar den observerade sammanvävningen av ringkomponenterna. Men Voyager 2, som passerade nära Saturnus nio månader senare, upptäckte inte någon sammanflätning eller någon annan formförvrängning i F-ringen, i synnerhet inte i omedelbar närhet av "herdarna". Ringens form visade sig således vara variabel. För att bedöma orsakerna och mönstren för denna variation räcker det naturligtvis inte med två observationer. Det är omöjligt att observera F-ringen från jorden med moderna medel - dess ljusstyrka är för låg. Det återstår att hoppas att en mer grundlig studie av bilderna av ringen som erhållits av Voyagers kommer att belysa detta problem.

D-ringen är närmast planeten. Tydligen sträcker den sig hela vägen till Saturnus molniga klot. E-ringen är den yttersta. Extremt gles, det är samtidigt den bredaste av alla - cirka 90 tusen km. Storleken på zonen den upptar är från 3,5 till 5 radier av planeten. Tätheten av materia i E-ringen ökar mot omloppsbanan för Saturnus måne Enceladus. Kanske är Enceladus källan till materialet i denna ring. Partiklarna i Saturnus ringar är förmodligen isiga, täckta med frost på toppen. Detta var känt från markbaserade observationer, och rymdfarkosternas instrument ombord bekräftade bara riktigheten av denna slutsats. Huvudringarnas partikelstorlekar uppskattades från markbaserade observationer som sträckte sig från centimeter till meter (naturligtvis kan partiklarna inte vara lika stora: det är också möjligt att den typiska partikeldiametern är olika i olika ringar). När Voyager 1 passerade nära Saturnus, penetrerade rymdfarkostens radiosändare sekventiellt A-ringen, Cassini-divisionen och C-ringen med en radiostråle vid en våglängd av 3,6 cm. Radioemissionen togs sedan emot på jorden och utsattes för analys. Det var möjligt att ta reda på att partiklar i dessa zoner sprider radiovågor främst framåt, om än på lite olika sätt. Tack vare detta uppskattades medeldiametern för partiklar i A-ringen till 10 m, Cassini-delningen till 8 m och C-ringen till 2 m. Stark framåtspridning, men denna gång i synligt ljus, hittades i F och E-ringar Detta innebär närvaron av en betydande mängd fint damm (diametern på ett dammkorn är cirka tio tusendelar av en millimeter). Ett nytt strukturelement upptäcktes i ring B - radiella formationer, kallade "ekrar" på grund av deras yttre likhet med ekrarna på ett hjul. De består också av fint damm och är placerade ovanför ringens plan. Det är möjligt att "ekrarna" hålls där av elektrostatiska repulsionskrafter. Det är intressant att notera: bilder av "ekrar" hittades på några skisser av Saturnus gjorda under förra seklet. Men då var det ingen som fäste någon vikt vid dem. När de utforskade ringarna upptäckte Voyagers en oväntad effekt - många kortsiktiga radioutsändningar som kom från ringarna. Det här är inget annat än signaler från elektrostatiska urladdningar - en sorts blixtar. Källan till partikelelektrifiering verkar vara kollisioner mellan dem. Dessutom6 upptäcktes en gasformig atmosfär av neutralt atomärt väte som omsluter ringarna. Voyagers observerade Laysan alfalinjen (1216 A) i den ultravioletta delen av spektrumet. Baserat på dess intensitet uppskattades antalet väteatomer i en kubikcentimeter av atmosfären. Det fanns ungefär 600. Det måste sägas att vissa forskare, långt före uppskjutningen av rymdfarkoster till Saturnus, förutspådde möjligheten att det skulle finnas en atmosfär nära Saturnus ringar. Voyagers försökte också mäta massan på ringarna. Svårigheten var att ringarnas massa är minst en miljon gånger mindre än Saturnus massa. På grund av detta bestäms banan för en rymdfarkost nära Saturnus till stor del av planetens kraftfulla attraktion och störs endast försumbart av ringarnas svaga attraktion. Samtidigt är det just den svaga attraktionen som måste identifieras. Banan för Pioneer 11 var bäst lämpad för detta ändamål. Men en analys av mätningar av apparatens bana baserad på dess radioemissioner visade att ringarna (inom gränserna för mätnoggrannhet) inte påverkade apparatens rörelse. Noggrannheten var 1,7 x 10 gånger Saturnus massa. Med andra ord är ringarnas massa förvisso mindre än 1,7 miljondelar av planetens massa.

SATELLITER

Om innan rymdfarkostens flygningar till Saturnus var 10 satelliter på planeten kända, nu vet vi 22, främst namngivna för att hedra hjältarna i antika myter om titaner och jättar. De nya satelliterna är mycket små, men ändå har några av dem en allvarlig inverkan på dynamiken i Saturnussystemet. En sådan är till exempel en liten satellit som rör sig vid den yttre kanten av ring A; det förhindrar ringpartiklar från att sträcka sig bortom denna kant. Det här är Atlas. Titan är den näst största månen i solsystemet. Dess radie är 2575 kilometer. Dess massa är 1,346 x 10 gram (0,022 jordmassor) och dess genomsnittliga densitet är 1,881 g/cm. Det är den enda satelliten med en betydande atmosfär, och dess atmosfär är tätare än någon av de jordiska planeterna, med undantag för Venus. Titan liknar också Venus genom att den har ett globalt dis och till och med en lätt växthusuppvärmning vid ytan. Det finns sannolikt metanmoln i dess atmosfär, men detta har inte fastställts. Även om det infraröda spektrumet domineras av metan och andra kolväten, är atmosfärens huvudkomponent kväve, vilket visar sig i starka UV-utsläpp. Den övre atmosfären är mycket nära ett isotermiskt tillstånd hela vägen från stratosfären till exosfären, och yttemperaturen, inom några få grader, är densamma genom hela sfären och är lika med 94 K. Radierna för mörkorange resp. bruna stratosfäriska aerosolpartiklar överstiger i allmänhet inte 0,1 mikron, och på större djup kan större partiklar existera. Det antas att aerosoler är slutprodukten av fotokemiska omvandlingar av metan och att de ackumuleras på ytan (eller löses upp i flytande metan eller etan). De observerade kolvätena och organiska molekylerna kan härröra från naturliga fotokemiska processer. En överraskande egenskap hos den övre atmosfären är UV-emissioner, begränsade till dagen, men för ljusa för att upphetsas av inkommande solenergi. Väte försvinner snabbt och fyller på den observerade torusen, tillsammans med en del kväve som slås ut under N2-dissociation av elektronpåverkan. Baserat på den observerade temperaturdelningen kan ett globalt vindsystem konstrueras. Titans globala sammansättning verkar bestämmas av samlingen av kondenserbara ämnen som bildades i den täta gasskivan runt proto-Saturnus. Det finns tre möjliga ursprungsscenarier: kall ansamling (vilket innebär att temperaturökningen under bildning är försumbar), varm ackretion i frånvaro av en tät gasfas och varm ackretion i närvaro av en tät gasfas. I fig. visar hur Titans interiör kan se ut i en urladdning. Förekomsten av en varm dehydrerad silikatkärna såväl som ett smält NH -HO-lager är troligt, men den detaljerade platsen för islagren är för närvarande okänd med säkerhet. Konvektion dominerar överallt utom det yttre skalet. Iapetus. Det är möjligt att den mest mystiska av Saturnus satelliter, Iapetus, är unik i albedoområdet på dess yta - från 0,5 (ett typiskt värde för isiga kroppar) till 0,05 i de centrala delarna av dess ledande halvklot. Voyager 1 tog bilder med en maximal upplösning på 50 km/par linjer, som visar huvudhalvklotet vänd mot Saturnus och gränsen mellan de främre (mörka) och bakre (ljusa) sidorna. En enorm mörk ekvatorialring med en diameter på cirka 300 km registrerades med en centrumlängd på cirka 300. Voyagerobservationer som erhållits med högsta upplösning visar att den ljusa sidan (och särskilt nordpolsområdet) är kraftigt kratrerad: ytdensiteten är 205 + 16 kratrar (D> 30 km) gånger 10 km. Extrapolering till diametrar på 10 km resulterar i en densitet på mer än 2000 kratrar (D>10 km) per 10 km. Denna densitet är jämförbar med densiteten på andra kraftigt kraterförsedda kroppar, såsom Merkurius och Callisto, eller med tätheten av kratrar på månkontinenterna. Ett karakteristiskt särdrag för gränsen mellan mörka och ljusa områden på Iapetus är förekomsten av många mörkbottnade kratrar på ljust material och frånvaron av ljusbottnade kratrar eller kratrar med haloer (eller andra vita fläckar) på mörk materia. Densiteten för Iapetus, lika med 1,16+0,09 g/cm, är typisk för Saturnus isiga satelliter och överensstämmer med modeller där vattenis är huvudkomponenten. Bell tror att den mörka materien är huvudkomponenten i det ursprungliga kondensatet från vilket Iapetus bildades.

Rhea är nästan lika stor som Iapetus, men utan dess mörka materia kan Rhea representera en relativt enkel prototyp av ismåne i det yttre solsystemet. Rheas diameter är 1530 km, och dess densitet är 1,24+0,05 g/cm. Dess geometriska albedo är 0,6 och visar sig likna polernas albedo och den bakre halvklotet av Iapetus.

Detta gjorde det möjligt att ta ett viktigt steg i att studera satelliternas natur. Genom att känna till satellitens diameter är det lätt att beräkna dess volym. Genom att dividera satellitens massa med dess volym får vi medeldensiteten - en egenskap som hjälper till att fastställa vilka ämnen en given himlakropp består av. Det visade sig att densiteten hos Saturnus inre satelliter - från Mimas till Rhea, liksom Iapetus - ligger nära vattentätheten: från 1,0 till 1,4 g/cm Det finns anledning att tro att dessa satelliter huvudsakligen är sammansatta av vatten (naturligtvis inte flytande, eftersom deras temperatur är cirka -180 C). Tethys, som har en densitet på 1 g/cm, är särskilt lik en bit ren is. Andra satelliter bör också innehålla en större eller mindre inblandning av steniga ämnen. Voyagers kom så nära Saturnus satelliter att det inte bara var möjligt att bestämma satelliternas diametrar, utan också att överföra bilder av deras yta till jorden. De första satellitkartorna har redan sammanställts.

De vanligaste formationerna på deras yta är ringkratrar, liknande de på månen. Kratrarnas ursprung är nedslag: en meteorkropp som flyger i det interplanetära rymden kolliderar med en satellit, dess kosmiska hastighet sjunker nästan omedelbart till noll och den kinetiska energin förvandlas till värme. En explosion inträffar med bildandet av en ringkrater.

Vissa kratrar förtjänar särskilt omnämnande. Till exempel en stor krater på små Mimas. Kraterns diameter är cirka 130 km, eller en tredjedel av satellitens diameter. Det kan nog inte finnas en större nedslagskrater på Mimas. Med en något högre kinetisk energi av den kosmiska kroppen som slog till, skulle Mimas ha splittrats i bitar. De många kratrar som vi nu ser i fotografier av Saturnus månar är en krönika av deras historia, som går tillbaka åtminstone hundratals miljoner år. Märken gjorda av himlastenar indikerar att i den avlägsna eran av bildandet av planetsystemet var det cirkumsolära rymden (åtminstone upp till Saturnus omloppsbana) mättad med många individuella solida kroppar, från vilka planeter och satelliter gradvis bildades. Och även efter att bildningen av planeter och satelliter i stort sett var klar, fortsatte resten av dessa fasta kroppar att röra sig i rymden under lång tid. Detta är i grunden vår aktuella information om Saturnus. Det är bara nödvändigt att reservera att vi först och främst talade om direkta faktauppgifter. De djupare slutsatser som kan dras av dem, och sannolikt kommer att dras, kommer att kräva långsiktigt arbete av forskare. Hon ligger fortfarande före.

fortsättning

--SIDBRYTNING-- U R A N

ALLMÄN INFORMATION

Uranus är den sjunde planeten från solen och den tredje största. Det är intressant att Uranus, även om den är större i diameter, är mindre i massa än Neptunus. Uranus är ibland knappt synlig för blotta ögat på mycket klara nätter; det är inte svårt att identifiera den genom en kikare (om du vet exakt var du ska leta). Ett litet astronomiskt teleskop kommer att avslöja en liten skiva.

Avstånd från solen 2870990000 km (19.218 AU), ekvatordiameter: 51.118 km, 4 gånger jordens, massa: 8.686.10 25 kg, 14 jordmassor. Rotationsperioden runt solen är 84 och ett kvarts år. Medeltemperaturen på Uranus är cirka 60 Kelvin.

Uranus är en forntida grekisk gudom från himlen, den tidigaste höga guden, som var far till Chronos (Saturnus), Kyklops och Titan (föregångare till de olympiska gudarna).

ÖPPNINGSHISTORIA

Uranus, den första planeten som upptäcktes i modern historia, upptäcktes av en slump av W. Herschel när han tittade på himlen genom ett teleskop den 13 mars 1781; först trodde han att det var en komet. Tidigare, som det senare visade sig, hade planeten observerats flera gånger, men förväxlades med en vanlig stjärna (den tidigaste registreringen av en "stjärna" gjordes 1690, när John Flamsteed katalogiserade den som den 34:e Oxen - en av de accepterade beteckningar för stjärnor i stjärnbilderna).

Herschel kallade planeten "Georgium Sidus" (Planet of George) för att hedra sin beskyddare, kung George III av England; andra kallade den Herschels planet. Namnet "Uranus" gavs tillfälligt och togs enligt traditionen från den antika mytologin, och det etablerades först 1850.

Uranus har bara besökts av en rymdfarkost: Voyager 2 flög nära Uranus. (Bilden ovan togs från Hubble-teleskopet.) Fartyget passerade 81 500 kilometer från Uranus den 24 januari 1986. Voyager 2 producerade tusentals bilder och annan vetenskaplig data om planeten, månar, ringar, atmosfären, rymden och den magnetiska miljön som omger Uranus. Olika instrument har studerat ringsystemet och avslöjat fina detaljer av tidigare kända och två nyupptäckta ringar. Data visade att planeten roterar med en period på 17 timmar och 14 minuter. Rymdfarkosten upptäckte också en magnetosfär som är lika stor som ovanlig.

FUNKTIONER AV URAN ROTATION

För de flesta planeter är rotationsaxeln nästan vinkelrät mot ekliptikans plan (ekliptikan är solens synliga årliga bana på himmelssfären), men Uranus axel är nästan parallell med detta plan. Orsakerna till Uranus "liggande" rotation är okända. Men i verkligheten finns det en tvist: vilken av Uranus poler som är norr. Det här samtalet är inte på något sätt som en tvist om en pinne med två ändar och två början. Hur denna situation faktiskt utvecklades med Uranus rotation betyder mycket i teorin om ursprunget för hela solsystemet, eftersom nästan alla hypoteser innebär att planeterna roterar i en riktning. Om Uranus bildades liggande på sin sida, så stämmer detta inte överens med gissningarna om ursprunget till vårt planetsystem. Det är sant att det nu alltmer tros att denna position av Uranus är resultatet av en kollision med en stor himlakropp, möjligen en stor asteroid, i de tidiga stadierna av bildandet av Uranus.

KEMISKA SAMMANSÄTTNING, FYSIKALISKA FÖRHÅLLANDEN OCH STRUKTUR AV URAN

Uranus bildades av initiala fasta ämnen och olika isar (is ska här inte bara förstås som vattenis), den består av endast 15 % väte, och det finns nästan inget helium alls (i motsats till Jupiter och Saturnus, som mestadels är väte ). Metan, acetylen och andra kolväten finns i mycket större mängder än på Jupiter och Saturnus. Vindar på mitten av latitud på Uranus flyttar molnen i samma riktningar som på jorden. Dessa vindar blåser i hastigheter från 40 till 160 meter per sekund; på jorden rör sig snabba strömmar i atmosfären med en hastighet av cirka 50 meter per sekund.

Ett tjockt lager (dis) - fotokemisk smog - finns runt den solbelysta stolpen. Den solbelysta halvklotet avger också mer ultraviolett strålning. Voyagers instrument upptäckte ett delvis kallare band mellan 15 och 40 latitud, där temperaturen är 2-3 K lägre.

Uranus blå färg är resultatet av absorptionen av rött ljus av metan i den övre atmosfären. Det finns förmodligen moln av andra färger, men de är dolda för observatörer av ett överliggande lager av metan. Atmosfären i Uranus (men inte Uranus som helhet!) består av cirka 83 % väte, 15 % helium och 2 % metan. Precis som andra gasplaneter har Uranus molnband som rör sig mycket snabbt. Men de är extremt svåra att urskilja och syns bara på högupplösta bilder tagna av Voyager 2. Senaste observationer från HST har avslöjat stora moln. Det finns ett antagande om att denna möjlighet dök upp i samband med årstidseffekter, för som du kan föreställa dig skiljer sig vinter och sommar på Uranus mycket: hela halvklotet gömmer sig från solen i flera år på vintern! Även om Uranus får 370 gånger mindre värme från solen än jorden, så det blir inte heller varmt där på sommaren. Uranus avger dessutom inte mer värme än vad den tar emot från solen, därför är det kallt inuti?

Dessutom visar det sig att Uranus inte har en fast kärna, och materien är mer eller mindre jämnt fördelad över hela planetens volym. Detta skiljer Uranus (och Neptunus också) från dess större släktingar. Kanske är denna utarmning av lätta gaser en konsekvens av den otillräckliga massan av planetens embryo, och under dess bildande kunde Uranus inte behålla mer väte och helium nära sig själv. Eller kanske på den här platsen av det begynnande planetsystemet fanns det inte så många lätta gaser alls, vilket naturligtvis i sin tur också kräver förklaring. Som du kan se kan svar på frågor relaterade till Uranus kasta ljus över hela solsystemets öde!

RINGAR AV URAN

Precis som andra gasplaneter har Uranus ringar. Ringsystemet upptäcktes 1977 under Uranus ockultation av en stjärna. Det observerades att stjärnan dämpade sin ljusstyrka under en kort tidsperiod 5 gånger före och efter ockultationen, vilket antydde ringar. Efterföljande observationer från jorden visade att det verkligen finns nio ringar. Om du går igenom dem och flyttar bort från planeten, heter de 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta och Epsilon. Voyagers kameror upptäckte flera ytterligare ringar, och visade också att de nio huvudringarna var begravda i fint damm. Liksom Jupiters ringar är de väldigt svaga, men precis som Saturnus ringar innehåller Uranus ringar många ganska stora partiklar, i storlek från 10 meter i diameter till fint damm. Uranus ringar var de första som upptäcktes efter Saturnus ringar. Detta var av stor betydelse, eftersom det blev möjligt att anta att ringar är en allmän egenskap hos planeterna, och inte Saturnus ensam. Detta är en annan rent epokgörande betydelse av Uranus för astronomi.

Observationer har visat att Uranus ringar skiljer sig märkbart från deras systersystem Jupiter och Saturnus. Ofullständiga ringar med varierande grad av transparens längs längden av var och en av ringarna verkar ha bildats senare än Uranus själv, möjligen efter att flera månar brustit av tidvattenkrafter.

Antalet kända ringar kan så småningom öka, baserat på Voyager 2-observationer. Instrument indikerade förekomsten av många smala ringar (eller möjligen partiella ringar eller ringbågar) cirka 50 meter breda.

En nyckel till att reda ut strukturen hos Uranus ringar kan också vara upptäckten att två små satelliter - Cordelia och Ophelia - finns inuti Epsilon-ringen. Detta förklarar den ojämna fördelningen av partiklar i ringen: satelliterna håller materia runt sig. Så, med hjälp av denna teori, antas det att 16 (!) fler satelliter kan hittas i denna ring.

MAGNETOSFÄR

Området runt en himlakropp där dess magnetfält förblir starkare än summan av alla andra fält av närliggande och avlägsna kroppar kallas denna himlakropps magnetosfär.

Uranus, som många planeter, har en magnetosfär. Det är ovanligt eftersom dess symmetriaxel lutar nästan 60 grader mot rotationsaxeln (för jorden är denna vinkel 12 grader). Om detta var fallet på jorden, skulle orientering med hjälp av en kompass ha en intressant egenskap: pilen skulle nästan aldrig peka norr eller söder, utan skulle riktas mot två motsatta punkter på den 30:e breddgraden. Det är troligt att magnetfältet runt planeten genereras av rörelser i de relativt ytliga områdena på Uranus, och inte i dess kärna. Källan till fältet är okänd; det hypotetiska elektriskt ledande havet av vatten och ammoniak har inte bekräftats av forskning. Både på jorden och på andra planeter anses källan till magnetfältet vara strömmar i uträtade stenar som ligger nära kärnan.

Fältintensiteten på Uranus yta är i allmänhet jämförbar med den på jorden, även om den varierar kraftigare på olika punkter på ytan på grund av den stora förskjutningen av fältsymmetriaxeln från Uranus centrum.

Precis som jorden, Jupiter och Saturnus har Uranus en magnetisk svans, bestående av laddade partiklar fångade i ett fält, som sträcker sig miljontals kilometer bortom Uranus från solen. Voyager "kände" fältet minst 10 miljoner kilometer från planeten.

SATELLITER AV URAN

Uranus har 17 kända månar. Tills nyligen var det 15 av dem. De bildade två tydliga klasser:

10 små inre, mycket svaga i ljusstyrka, upptäckta av Voyager 2, och 5 stora yttre. Alla 15 har nästan cirkulära banor i planet för Uranus ekvator (och därför är de belägna i en stor vinkel mot ekliptikans plan). 1997 upptäckte en grupp kanadensiska forskare med hjälp av det 5 meter långa Palomar-teleskopet ytterligare två små och svagt ljusstarka satelliter. En kombination av bilder från Hubble-teleskopet visar rörelsen hos Uranus satelliter med tiden. Det är inte svårt att skilja arten av denna uppenbara rörelse från förskjutningen av stjärnor som faller in i synfältet.

Namnen på alla Uranus satelliter lånades från Shakespeares hjältar.

Satellit

Avstånd från Uranus
(tusen km)

Radie (km)

vikt (kg)

Vem öppnade

År
Upptäckter

Cordelia

Voyager 2

Ophelia

Voyager 2

Bianca

Voyager 2

Cressidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Juliet

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalinda

Voyager 2

Belinda

Voyager 2

Voyager 2

Miranda

6.30 . 10 19

Kuiper

Ariel

1.27 . 10 21

Lassell

Umbriel

1.27 . 10 21

Lassell

Titania

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Caliban

7 200 (?)

Gladman och ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman och ko

Måne

7.4 . 10 22

----------

----------

Voyagers bilder av de nu upptäckta fem största månarna avslöjar komplexa ytor som kännetecknar dessa kosmiska kroppars turbulenta geologiska förflutna. Kamerorna hittade också 10 tidigare okända satelliter.

Preliminär analys visar att de fem stora satelliterna är en samling isblock. Uranus stora satelliter består av 50 procent vattenis, 20 procent kol- och kväveföreningar och 30 procent olika kiselföreningar - silikater. Deras ytor, nästan monotont mörkgrå, bär spår av geologisk historia.

Titania, till exempel, kännetecknas av enorma system av sprickor och kanjoner, som indikerar en period av aktiv geologisk aktivitet i det förflutna av denna måne. Dessa egenskaper kan vara resultatet av tektoniska rörelser i skorpan.

Ariel har den ljusaste och kanske geologiskt yngsta ytan i Uranus satellitsystem. Den saknar mestadels kratrar som är större än 50 kilometer i diameter. Detta indikerar att små meteorer som finns i utrymmet nära uran jämnar ut stora reliefformationer när de faller på ytan.

Umbriels yta är gammal och mörk, efter att ha varit föremål för få geologiska processer. De mörka tonerna på Umbriels yta kan vara resultatet av damm och små skräp som en gång var i närheten av månens bana. Oberon, den yttersta av de fem stora månarna, har också en gammal, kraterad yta, med svaga tecken på inre aktivitet.

N E P T U N

ALLMÄN INFORMATION

Neptunus är den åttonde planeten från solen, en stor planet i solsystemet, och tillhör jätteplaneterna. Dess bana skär med Plutos bana på vissa ställen. Kometen Galileo korsar också Neptunus omloppsbana. Astrologiska tecken på Neptunus J.

Neptunus rör sig runt solen i en elliptisk, nära cirkulär (excentricitet 0,009) bana; dess genomsnittliga avstånd från solen är 30,058 gånger större än jordens, vilket är cirka 4500 miljoner km. Det betyder att ljuset från solen når Neptunus på lite över 4 timmar. Längden på ett år, det vill säga tiden för ett helt varv runt solen, är 164,8 jordår. Planetens ekvatorialradie är 24 750 km, vilket är nästan fyra gånger jordens radie, och dess egen rotation är så snabb att en dag på Neptunus bara varar i 17,8 timmar. Även om Neptunus genomsnittliga densitet på 1,67 g/cm3 är nästan tre gånger mindre än jordens, är dess massa, på grund av planetens stora storlek, 17,2 gånger större än jordens. Neptunus visas på himlen som en stjärna med en magnitud på 7,8 (osynlig för blotta ögat); vid hög förstoring ser det ut som en grönaktig skiva, utan några detaljer.

Neptunus är 30 AU bort från solen, planetens diameter är 49,5 tusen km, vilket är cirka 4 jordmassor, och dess massa är cirka 17 jordmassor. Rotationsperioden runt den centrala armaturen är 165 delår. Medeltemperatur - 55 K. I romersk mytologi var Neptunus (grekiska Poseidon) havets gud.

För tillfället (1997) är Neptunus den längsta planeten från oss, eftersom på grund av Plutos långsträckta omloppsbana, från 1979 till juli 1999, är den sista planeten närmare solen. De med små optiska instrument har en unik möjlighet att se den mest avlägsna planeten i solsystemet. ("Det fanns en möjlighet..." - ett färskt efterskrift. Jag, som har en sämre 6-centimeter ZRT, missade inte det. Och du? Jag gjorde också unika observationer av planeten Neptunus under de få dagar då det var fortfarande längst bort från jorden, men redan inte längst bort från solen. Denna intressanta ömsesidiga position för solen, jorden och Neptunus varade från början till den 24 juni 1999, men på grund av den sena uppkomsten av Neptunus, som endast dök upp på den ljusaste natthimlen i juni var det möjligt att utföra bedriften först den 23:e).

Sedan 1994 har studier av planeten utförts med hjälp av Hubble-teleskopet. Detta par bilder som han tog visar Neptunus två halvklot. Ytterligare fyra fotografier av detta teleskop är gömda i kameran.

Great Dark Spot Efter Voyager 2:s förbiflygning av planeten var den mest kända egenskapen på Neptunus den stora mörka fläcken på södra halvklotet. Den är hälften så stor som Jupiters stora röda fläck (det vill säga ungefär lika i diameter som jorden). Neptunus vindar förde den stora mörka fläcken västerut med 300 meter per sekund. Voyager 2 såg också en mindre mörk fläck på södra halvklotet och ett litet, intermittent vitt moln. Det kan vara en bäck som rör sig från de nedre skikten av atmosfären till de övre, men dess sanna natur förblir ett mysterium.

Intressant nog visade observationer vid HST 1994 att den stora mörka fläcken hade försvunnit. Den har antingen helt enkelt skingrats eller är nu skymd av andra delar av atmosfären. Flera månader senare upptäckte HST en ny mörk fläck på Neptunus norra halvklot. Detta indikerar att Neptunus atmosfär förändras snabbt, möjligen på grund av små förändringar i temperaturen på molnen ovanför och under. De tre bilderna till höger visar molnens rörelse i Spot-området.

Neptunus har ett magnetfält vars styrka vid polerna är ungefär dubbelt så stor som jordens.

Effektiv yttemperatur ca. 38 K, men när den närmar sig planetens centrum ökar den till (12-14) · 103 K vid ett tryck på 7-8 megabar.

KEMISKA SAMMANSÄTTNING, FYSIKALISKA FÖRUTSÄTTNINGAR OCH STRUKTUR AV NEPTUNE

Strukturen och sammansättningen av Neptunus beståndsdelar liknar förmodligen Uranus: olika "isar" eller stelnade gaser som innehåller cirka 15 % väte och en liten mängd helium. Liksom Uranus, och till skillnad från Jupiter och Saturnus, kanske Neptunus inte har en tydlig inre skiktning. Men troligtvis har den en liten fast kärna (lika i massa med jorden). Neptunus atmosfär är mestadels väte och helium med lite metan: Neptunus blå färg är resultatet av absorptionen av rött ljus i atmosfären av denna gas, som på Uranus.

Som en typisk gasplanet är Neptunus känd för sina stora stormar och virvlar, snabba vindar som blåser i begränsade band parallellt med ekvatorn. Neptunus har de snabbaste vindarna i solsystemet och accelererar upp till 2200 km/h. Vindarna blåser på Neptunus i västlig riktning, mot planetens rotation. Observera att för jätteplaneter ökar hastigheten på flöden och strömmar i deras atmosfärer med avståndet från solen. Det här mönstret har ännu ingen förklaring. På bilderna kan man se moln i Neptunus atmosfär. Liksom Jupiter och Saturnus har Neptunus en inre värmekälla - den avger mer än två och en halv gånger mer energi än den tar emot från solen.

HISTORIA OM UPPTÄCKT

Efter att W. Herschel upptäckte Uranus 1781 och beräknade parametrarna för dess omloppsbana, upptäcktes ganska snart mystiska anomalier i denna planets rörelse: den "släpade" ibland efter den beräknade, ibland var den före den. Uranus bana överensstämde inte med Newtons lag. Detta antydde att det fanns en annan planet bortom Uranus, som med sin gravitationsattraktion kunde förvränga den 7:e planetens bana.

År 1832, i en rapport från British Association for the Advancement of Science, noterade J. Erie, som senare blev Astronomer Royal, att på 11 år hade felet i Uranus position nått nästan en halv minuts båge. Strax efter att rapporten publicerats fick Airey ett brev från den brittiske amatörastronomen, pastor Dr. Hassay, som antydde att dessa anomalier berodde på inflytandet från en ännu oupptäckt "suburansk" planet. Tydligen var detta det första förslaget att leta efter en "störande" planet. Eri godkände inte Hasseys idé och sökningen påbörjades inte.

Och ett år tidigare noterade den begåvade unga studenten J. C. Adams i sina anteckningar: "I början av denna vecka uppstod idén att, omedelbart efter att ha tagit min examen, påbörja studiet av anomalier i Uranus rörelse, som ännu inte har genomförts. förklarade. Det är nödvändigt att ta reda på om de kan orsakas av påverkan av en oupptäckt planet bakom den och, om möjligt, bestämma åtminstone ungefär elementen i dess omloppsbana, vilket kan leda till dess upptäckt."

Adams kunde börja lösa detta problem bara två år senare, och i oktober 1843 var de preliminära beräkningarna klara. Adams bestämde sig för att visa dem för Erie, men han kunde inte träffa den kungliga astronomen. Adams kunde bara återvända till Cambridge och lämna resultaten av sina beräkningar till Erie. Av okända skäl reagerade Erie negativt på Adams arbete, vars pris var förlusten av Englands prioritet i upptäckten av en ny planet.

Oberoende av Adams arbetade W. J. Le Verrier med problemet med en planet efter uran i Frankrike. 10 november

1845 presenterade han resultaten av sin teoretiska analys av Uranus rörelse för den franska vetenskapsakademin, och noterade avslutningsvis om skillnaderna mellan observationsdata och beräkningsdata: "Detta kan förklaras av påverkan av en extern faktor, som jag kommer att utvärdera i det andra traktatet.” Sådana uppskattningar gjordes under första hälften av 1846. Framgången för fallet hjälptes av förslaget att den eftertraktade planeten rör sig, i enlighet med Titius Bodes empiriska regel, i en bana vars radie är lika med den arrangerade radien av Uranus bana, och att banan har en mycket liten lutning mot ekliptikplanet. Le Verrier gav instruktioner om var man skulle leta efter en ny planet.

Efter att ha mottagit Le Verriers andra traktat uppmärksammade han det mycket nära sammanträffande av resultaten av Adams och Le Verriers studier som rör rörelsen hos den förmodade planeten som stör Uranus rörelse, och betonade till och med detta vid ett särskilt möte i Greenwich Board. av inspektörer. Men som tidigare hade han ingen brådska att börja leta och började bry sig om dem först i juli 1846, och insåg vilken indignation hans passivitet senare kunde orsaka.

Samtidigt avslutade Le Verrier en annan studie den 31 augusti 1846, där det slutliga systemet av orbitalelement från den önskade planeten erhölls och dess plats på himlen indikerades. Men i Frankrike, liksom i England, slutade inte astronomerna leta, och den 18 september vände sig Le Verrier till I. Galle, assistent vid Berlins observatorium, och den 23 september började han sökandet tillsammans med studenten Darré. Deras beräkningar baserades på resultaten av observationer av Jupiter, Saturnus och Uranus själv. Redan första kvällen som planeten upptäcktes var den bara 52 från den förväntade platsen. Nyheten om upptäckten av en planet "i spetsen av en penna", som var en av himlamekanikens ljusaste triumfer, spreds snart över hela den vetenskapliga världen. Enligt etablerad tradition fick planeten namnet Neptunus för att hedra den antika guden.

I ungefär ett år pågick det en kamp mellan Frankrike och England om upptäcktens prioritet, som, som ofta händer, hjältarna själva inte hade någon direkt koppling. I synnerhet etablerades en fullständig förståelse mellan Adams och Le Verrier, och de förblev vänner till slutet av sina liv.

SATELLITER AV NETUN

Neptunus har 8 kända månar: 4 små, 3 medelstora och 1 stor.

Triton

Den största av satelliterna, Neptunus satellit, upptäcktes av W. Lassell (Maltaön, 1846). Avståndet från Neptunus är 394 700 km, den sideriska revolutionsperioden är 5 dagar. 21 h. 3 min., diameter ca. 3200 km. Och radien är 1600 km, vilket är något (138 km) mindre än månens radie, även om dess massa är en storleksordning mindre. Kanske har det en atmosfär.

Storleken på planetens största satellit, Triton, är nära månen och dess massa är 3,5 gånger mindre än den. Detta är nästan den enda satelliten i solsystemet som kretsar runt sin planet i motsatt riktning av planetens rotation runt sin axel. Många misstänker att Triton är en oberoende planet som en gång fångats av Neptunus.

Triton har en hög reflektionsförmåga - 60-90% (Månen -12%), eftersom det mesta består av vattenis.

Triton upptäcktes ha ett obetydligt gasskal, vars tryck på ytan är 70 000 gånger lägre än jordens atmosfärstryck. Ursprunget till denna atmosfär, som borde ha försvunnit för länge sedan, förklarades av frekventa utbrott som fyllde på den med gaser. När bilder av Triton erhölls märktes faktiskt gejserliknande utbrott av kväve och mörka dammpartiklar av olika storlekar på dess isiga yta. Allt detta skingras i det omgivande utrymmet. Det finns ett antagande att satelliten, efter Neptunus fångst, värmdes upp av tidvattenkrafter, och att den till och med var flytande under de första miljarderna åren efter fångsten. Kanske behöll han i sitt djup fortfarande detta aggregationstillstånd. Tritons yta liknar Jupiters månar: Europa, Ganymedes, Io och Ariel från Uranus. I sin likhet med polarmössorna (på bilden till höger, strax ovan) liknar den Mars.

Fortsättning
--SIDBRYTNING-- Nereid

Nereida är Neptunus näst största måne. Det genomsnittliga avståndet från Neptunus är 6,2 miljoner km, dess diameter är cirka 200 km och dess radie är 100 km.

Nereid är månen längst bort från Neptunus. Den gör ett varv runt planeten på 360 dagar, d.v.s. nästan ett jordiskt år. Nereids bana är mycket långsträckt, dess excentricitet är så mycket som 0,75. Det största avståndet från satelliten till planeten överstiger det minsta med sju gånger. Nereid upptäcktes 1949 av Kuiper (USA). Bara Triton hade turen att också bli upptäckt från jorden i Neptunussystemet.

Proteus

Denna måne är den tredje största i Neptunus månfamilj. Det är också den tredje mest avlägsna från planeten: bara Triton och Nereid rör sig längre än den. Därmed inte sagt att denna måne sticker ut som något speciellt, men ändå valdes den av forskare för att skapa en 3D-datormodell av den, baserad på bilder från Voyager 2 (höger).

Kanske är det inte värt att göra en detaljerad beskrivning av de återstående satelliterna, eftersom tabelldata om dem (och till och med då ofullständiga) ganska uttömmande talar om dem som små planeter, vars sådana är väldigt många bland satelliterna på planeterna i solsystemet. Baserat på den lilla data som finns är det svårt att prata om deras individualitet. Även om framtiden säkerligen kommer att tillåta några av dem att intressera astronomer.

Neptunus är den åttonde planeten från solen och den fjärde största bland planeterna. Trots denna 4:e plats är Uranus underlägsen Neptunus i massa. Neptunus kan ses med kikare (om du vet exakt var du ska leta), men även med ett stort teleskop kan du knappt se något annat än en liten skiva. Neptunus är en ganska svår planet att observera. Dess briljans vid opposition överstiger knappt 8:e magnituden. Triton är den största och ljusaste satelliten - inte mycket ljusare än 14:e magnituden. För att upptäcka planetens skiva måste du använda höga förstoringar. Neptunus ring är väldigt, väldigt svår att upptäcka från jorden, och visuellt nästan omöjlig.

Endast en rymdfarkost, Voyager 2, lyckades nå en planet så avlägsen som Neptunus. Andra projekt är fortfarande... bara projekt. Neptunus besöktes av endast en rymdfarkost: Voyager 2 den 25 augusti 1989. Nästan allt vi vet om Neptunus kommer från detta möte.

RINGAR AV NEPTUNE

Neptunus har också ringar. De upptäcktes under en av stjärnornas förmörkelse av Neptunus 1981. Observationer från jorden visade bara svaga bågar istället för fulla ringar, men fotografier av Voyager 2 i augusti 1989 visade dem i full storlek. En av ringarna har en märklig böjd struktur. Liksom Uranus och Jupiter är Neptunus ringar väldigt mörka och deras struktur är okänd. Men detta hindrade oss inte från att ge dem namn: den yttersta - Adams (innehållande tre framträdande bågar, som av någon anledning döptes till Liberty, Equality and Brotherhood), sedan - en namnlös ring som sammanfaller med omloppsbanan för Neptunus satellit Galatea, följt av Leverrier (vars yttre förlängningar heter Lascelles och Arago), och slutligen den svaga men breda ringen av Halle. Som du kan se förevigade ringarnas namn de som hade en hand i upptäckten av Neptunus.

MAGNETOSFÄR

Neptunus magnetfält, liksom Uranus, är märkligt orienterat och skapas förmodligen av rörelser av ledande materia (förmodligen vatten) som ligger i planetens mittlager, ovanför kärnan. Den magnetiska axeln lutar 47 grader mot rotationsaxeln, vilket på jorden skulle kunna återspeglas i det intressanta beteendet hos den magnetiska nålen, eftersom enligt dess åsikt kan "nordpolen" vara belägen söder om Moskva... Dessutom symmetriaxeln för Neptunus magnetfält passerar inte genom planetens centrum och är mer än en halv radie bort från den, vilket är mycket likt omständigheterna kring förekomsten av ett magnetfält runt Uranus. Följaktligen är fältspänningen inte konstant på ytan på olika platser och varierar från en tredjedel av jordens till tre gånger. Vid vilken punkt som helst på ytan är fältet också variabelt, liksom källans position och intensitet i planetens tarmar. Av en slump, när han närmade sig Neptunus, rörde sig Voyager nästan exakt i riktning mot planetens sydmagnetiska pol, vilket gjorde det möjligt för forskare att genomföra ett antal unika studier, varav många av resultaten fortfarande inte är utan mystik och obegriplighet. Det har gjorts gissningar om strukturen hos Neptunus. Fenomen i atmosfären som liknar terrestra norrsken upptäcktes. Genom att studera magnetiska fenomen kunde Voyager exakt fastställa perioden för Neptunus rotation runt sin axel - 16 timmar 7 minuter.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

Lista över använd litteratur:

Saturnus system. – M.: Mir, 1993.

F.L. Kommer. Family of the Sun - St. Petersburg: Fiction, 1995.

Encyklopedi för barn. T. 8. Astronomi. Huvud ed. M.D. Aksenova - M.: Avanta+, 1997.

Mitt a. Marov. Planeter i solsystemet. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronshten. Planeter och deras observationer. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Planeter och månar. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Lärobok i astronomi för årskurs 11. – M.: Utbildning, 1994.

Planetens ringar är ett system av platta koncentriska formationer av damm och is, som roterar runt planeten i ekvatorialplanet. Ringar har hittats på alla gasjättarna i solsystemet: Saturnus, Jupiter, Uranus, Neptunus.

Ladda ner:

Förhandsvisning:

För att använda presentationsförhandsvisningar, skapa ett Google-konto och logga in på det: https://accounts.google.com

Bildtexter:

Presentation om astronomi Satelliter och ringar av jätteplaneter

Ringar av jätteplaneter En planets ringar är ett system av platta koncentriska formationer av damm och is, som roterar runt planeten i ekvatorialplanet. Ringar har hittats på alla gasjättarna i solsystemet: Saturnus, Jupiter, Uranus, Neptunus.

Saturnus ringsystem upptäcktes på 1600-talet. Den första som observerade det var troligen Galileo Galilei 1610, men på grund av den dåliga kvaliteten på optiken såg han inte ringar, utan bara "bihang" på båda sidor om Saturnus. År 1655 var Christiaan Huygens, med hjälp av ett mer avancerat teleskop än Galileos, den första att se Saturnus ring och skrev: "Ringen är omgiven av en tunn, platt, inte rörande någonstans, lutad mot ekliptikan." I mer än 300 år ansågs Saturnus vara den enda planeten omgiven av ringar. Först 1977, när man observerade ockultationen av Uranus på en stjärna, upptäcktes ringar runt planeten. Jupiters svaga och tunna ringar upptäcktes 1979 av rymdfarkosten Voyager 1. Tio år senare, 1989, upptäckte Voyager 2 Neptunus ringar.

Jupiters månar Jupiters månar är de naturliga satelliterna på planeten Jupiter. Från och med 2018 är 79 Jupiters satelliter kända; detta är det största antalet upptäckta satelliter bland alla planeter i solsystemet. De fyra största är Io, Europa, Ganymedes och Callisto.

Saturnus månar Saturnus har 62 kända naturliga satelliter med en bekräftad omloppsbana, varav 53 har sina egna namn. De flesta satelliter är små i storlek och gjorda av sten och is. Saturnus största satellit (och den andra i hela solsystemet efter Ganymedes) är Titan, vars diameter är 5152 km. Detta är den enda satelliten med en mycket tät atmosfär (1,5 gånger tätare än jordens). Den består av kväve (98%) med en inblandning av metan. Forskare föreslår att förhållandena på denna satellit liknar de som fanns på vår planet för 4 miljarder år sedan, när livet precis började på jorden.

Uranus månar Uranus har 27 upptäckta månar; de största är Titania, Oberon, Umbriel, Ariel och Miranda. Miranda anses vara den innersta och minsta följeslagaren. Ariel är utrustad med den ljusaste och ungdomligaste ytan. Umbriel är den äldsta och mörkaste av de fem inre månarna. Den är utrustad med ett stort antal gamla stora kratrar och mystiska ljusa ringar på en av halvkloten. Oberon är den mest avlägsna, antika och kratern. Det finns antydningar om intern aktivitet. Ett mystiskt mörkt material är synligt på botten av kratrarna. Cordelia och Ophelia är herdekamrater som håller i den smala yttre "Epsilon"-ringen.

Månar av uran

Neptunus satelliter För närvarande är 14 satelliter kända. Neptunus största satellit är Triton. Dess storlek är nära månens storlek, och dess massa är 3,5 gånger mindre. Detta är den enda stora satelliten i solsystemet som kretsar runt sin planet i motsatt riktning av planetens rotation runt sin axel.

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

Tack för din uppmärksamhet

Planeter är jättar
Astronomi – 11:e klass

Planeter är jättar
Jupiter
Saturnus
Uranus
Neptunus

Jupiter
Jupiter är den femte planeten från solen och den största planeten i solsystemet. Jupiter är mer än dubbelt så massiv som alla andra planeter tillsammans. Jupiter består av cirka 90 % väte och 10 % helium med spår av metan, vatten och ammoniak. Jupiter kan ha en kärna av fast material som är cirka 10 till 15 gånger jordens massa. Ovanför kärnan finns huvuddelen av planeten i form av flytande metalliskt väte. Skiktet längst bort från kärnan består i första hand av vanligt molekylärt väte och helium.
Den stora röda fläcken upptäcktes av observatörer på jorden för mer än 300 år sedan. Den mäter 12 000 gånger 25 000 km.
Jupiter sänder ut mer energi till rymden än vad den tar emot från solen. Inuti Jupiter finns en het kärna vars temperatur är ungefär 20 000 K. Jupiter har ett enormt magnetfält, mycket starkare än jordens. Jupiter har ringar som Saturnus, men mycket svagare. Jupiter har 16 kända satelliter: 4 stora och 12 små.

Stor röd fläck
Den stora röda fläcken är en oval formation
av varierande storlek, belägen i den södra
tropisk zon. För närvarande har det
dimensioner 15x30 tusen km, och för hundra år sedan observatörer
noteras 2 gånger större storlekar. Ibland det
kanske inte syns särskilt tydligt. Den stora röda fläcken är en långlivad fri virvel (anticyklon) i Jupiters atmosfär, som gör ett helt varv på 6 jorddagar och kännetecknas liksom de ljusa zonerna av uppåtgående strömmar i atmosfären. Molnen i den ligger högre, och deras temperatur är lägre än i närliggande områden av bälten.

Jupiters månar
namn
Radie, km
namn
Radie, km
Metis
20
Callisto
1883
Adrastea
10
Leda
8
Amalthea
181
Himalia
93
Teba
222
Lysistea
18
Och om
422
Ilara
38
Europa
617
Ananke
15
Ganymedes
2631
Karma
20
Pasiphae
25
Sinope
18

OCH OM
Io är Jupiters tredje största och närmaste satellit. Io upptäcktes av Galileo och Marius 1610.
Io och Europa liknar i sammansättning de jordiska planeterna, främst på grund av närvaron av silikatstenar.
Mycket få kratrar har hittats på Io, vilket betyder att dess yta är mycket ung. Istället för kratrar upptäcktes hundratals vulkaner. Några av dem är aktiva!
Landskapen i Io är förvånansvärt olika: gropar upp till flera kilometer djupa, sjöar med smält svavel, berg som inte är vulkaner, strömmar av någon form av trögflytande vätska som sträcker sig över hundratals kilometer och vulkaniska öppningar.
Io, liksom månen, är alltid vänd mot samma sida mot Jupiter.
Io har en mycket tunn atmosfär, bestående av svaveldioxid och möjligen några andra gaser.

Europa
Europa är Jupiters fjärde största måne.
Europa upptäcktes av Galileo och Marius 1610. Europa och Io liknar de jordiska planeternas sammansättning: de är också huvudsakligen sammansatta av silikatsten.
Till skillnad från Io är Europa täckt på toppen med ett tunt lager is. Nya uppgifter från Galileo indikerar att Europas interiör är sammansatt av lager med en liten metallisk kärna i mitten.
Bilder av Europas yta påminner mycket om bilder av havsis på jorden. Det är möjligt att under ytan av Europas is finns en nivå av flytande vatten så djup som 50 km.
Nya observationer tyder på att Europa har mycket lite syreatmosfär. Galileo upptäckte närvaron av ett svagt magnetfält (möjligen 4 gånger svagare än Ganymedes).

Ganymedes
Ganymedes är Jupiters sjunde och största måne.
Ganymedes upptäcktes av Galileo och Marius 1610. Ganymedes är den största månen i solsystemet.
Ganymedes är indelad i tre strukturella nivåer: en liten kärna av smält järn eller järn och svavel, omgiven av en stenig silikatmantel med ett isigt skal på ytan.
Ganymedes yta består huvudsakligen av två typer av terräng: mycket gamla, kraftigt kraterfyllda, mörka områden, och något yngre, ljusare områden med omfattande rader av diken och bergsryggar.
Ganymedes tunna atmosfär innehåller syre som Europa. Denna satellit har sitt eget magnetosfäriska fält som sträcker sig in i det inre av den enorma Jupiter.

Callisto
Callisto är den åttonde kända månen av Jupiter och den näst största
Callisto upptäcktes av Galileo och Marius 1610.
Callisto består huvudsakligen av cirka 40 % is och 60 % sten/järn, liknande Titan och Triton.
Ytan på Callisto är helt täckt av kratrar. Dess ålder uppskattas till 4 miljarder år.
Callisto har väldigt lite atmosfär som består av koldioxid.

Saturnus
Saturnus är den sjätte från solen och den näst största planeten i solsystemet.
Saturnus är tydligt oblate; dess ekvatorial- och polära diametrar skiljer sig med nästan 10% Detta är resultatet av dess snabba rotation och flytande tillstånd. Saturnus har den lägsta densiteten av alla planeter, dess specifika vikt är bara 0,7 - mindre än vattens.
Liksom Jupiter består Saturnus av cirka 75 % väte och 25 % helium, med spår av vatten, metan, ammoniak och sten.
Saturnus ringar är ovanligt tunna: även om de är 250 000 km eller mer i diameter är de 1,5 km tjocka. De består huvudsakligen av is- och stenpartiklar täckta med en isskorpa.
Liksom andra planeter i Jupitergruppen har Saturnus ett betydande magnetfält.
Saturnus har 18 månar.

Saturnus ringar.

Saturnus ringar.
Det finns tre huvudringar, som heter A, B och C. De är synliga utan större svårighet från jorden. Det finns också namn för svagare ringar - D, E, F.
Vid närmare granskning finns det väldigt många ringar.
Det finns luckor mellan ringarna där det inte finns några partiklar. Den av luckorna som kan ses med ett genomsnittligt teleskop från jorden (mellan ringarna A och B) kallas Cassini-gapet.

Saturnus månar
namn
Radie eller dimensioner. km
namn
Radie eller dimensioner. km
Panorera
?
Enceladus
250
Atlas
20x15
Tethys
525
Prometheus
70x40
Telesto
12(?)
Pandora
55x35
Calypso
5x10
Epimethyus
70x50
Diona
560
Janus
110x80
Elena
18x15
Mimas
195
Rhea
765
Titan
2575
Hyperion
720
Iapetus
175 x 100
Phoebe
110

Mimas
Mimas upptäcktes 1789 av Herschel.
Mimas är ovanligt eftersom en enorm krater upptäcktes på den, som är lika stor som en tredjedel av satelliten. Den är täckt av sprickor, vilket troligen orsakas av Saturnus tidvatteninflytande: Mimas är den stora satelliten som ligger närmast planeten.
På bilden kan du se samma enorma meteoritkrater, kallad Herschel. Dess storlek är 130 kilometer. Herschel ligger 10 kilometer djupt ner i ytan, med en central kulle nästan lika hög som Everest.

Enceladus
Enceladus upptäcktes 1789 av Herschel.
Enceladus har den mest aktiva ytan av alla månar i systemet. Den visar spår av flöden som förstörde den tidigare topografin, så det antas att tarmarna i denna satellit fortfarande kan vara aktiva.
Dessutom, även om kratrar kan ses överallt där, antyder bristen på dem i vissa områden att dessa områden bara är några hundra miljoner år gamla. Detta skulle innebära att delar av ytan på Enceladus fortfarande är föremål för förändringar.
Man tror att dess aktivitet ligger i påverkan av Saturnus tidvattenkrafter, uppvärmning av Enceladus

Tethys
Tethys upptäcktes 1684 av J. Cassini.
Tethys är känt för sin enorma sprickförkastning, 2000 km lång - tre fjärdedelar av längden på satellitens ekvator!
Foton av Tethys som returnerades av Voyager 2 visade en stor, slät krater som var ungefär en tredjedel av månens diameter, kallad Odysseus. Han är större än Herschel på Mimas. Tyvärr är dessa detaljer dåligt särskiljbara i den presenterade bilden.
Det finns flera hypoteser om uppkomsten av sprickan, inklusive en som tyder på en period i Tethys historia då den var flytande. När den är frusen kan en spricka bildas.
Yttemperaturen på Tethys är 86 K.

Diona
Dione upptäcktes 1684 av J. Cassini.
På Diones yta syns spår av utsläpp av lätt material i form av frost, många kratrar och en slingrande dalgång.

Rhea
Rhea upptäcktes 1672 av J. Cassini.
Rhea - har en gammal, helt översållad med kratrar, yta

Titan
Titan upptäcktes av Huygens 1655.
Titan är ungefär hälften fruset vatten och hälften stenigt material. Det är möjligt att dess struktur är differentierad i separata nivåer, med ett stenigt centralt område omgivet av separata nivåer som består av olika kristallina former av is. Det kan fortfarande vara varmt inuti.
Titan är den enda av alla månar i solsystemet som har en betydande atmosfär. Trycket på dess yta är mer än 1,5 bar (50 % högre än på jorden). Atmosfären består främst av molekylärt kväve (som på jorden) med argon som inte utgör mer än 6%, och några procent metan. Spår av minst ett dussin andra organiska ämnen (etan, vätecyanid, koldioxid) och vatten hittades också.

Hyperion
Hyperion upptäcktes 1848 av Lascelles.
Satellitens oregelbundna form orsakar ett ovanligt fenomen: Varje gång jätten Titan och Hyperion närmar sig varandra ändrar Titan Hyperions orientering genom gravitationskrafter.
Hyperions oregelbundna form och spår av bombardemang från länge sedan av meteoriter gör det möjligt att kalla Hyperion den äldsta i Saturnussystemet

Iapetus
Iapetus upptäcktes 1671 av J. Cassini.
Iapetus omloppsbana ligger nästan 4 miljoner kilometer från Saturnus.
Ena sidan av Iapetus är kraftigt kraterad, medan den andra sidan är nästan slät.
Iapetus är känd för sin heterogena ytljusstyrka. Satelliten, liksom månen och jorden, är alltid vänd med ena sidan mot Saturnus, så att den i sin bana rör sig endast med en sida framåt, vilket är 10 gånger mörkare än den motsatta sidan. Det finns en version som i sin rörelse "sopar" satelliten damm och små partiklar som också kretsar kring Saturnus. Å andra sidan, kanske denna mörka materia genereras av satellitens tarmar.

Phoebe
Phoebe roterar runt planeten i motsatt riktning mot rotationsriktningen för alla andra satelliter och Saturnus runt sin axel. Den är ungefär sfärisk till formen och reflekterar cirka 6 procent av solljuset.
Förutom Hyperion är detta den enda satelliten som inte alltid är vänd mot Saturnus med en sida.
Alla dessa funktioner tillåter oss mycket rimligt att säga att Phoebe är en asteroid som fångas i gravitationsnätverk.

Uranus
Uranus är den första planeten som upptäcktes i modern tid av William Herschel under hans systematiska undersökning av himlen med ett teleskop den 13 mars 1781.
Rotationsaxeln för de flesta planeter är nästan vinkelrät mot ekliptikans plan, och Uranus axel är nästan parallell med ekliptikan.
Uran består främst av sten och olika isar. Uranus har tydligen inte en stenig kärna som Jupiter och Saturnus.
Atmosfären i Uranus består av 83 % väte, 15 % helium och 2 % metan. Precis som andra gasplaneter har Uranus ringar. Liksom Jupiter är de väldigt mörka och, liksom Saturnus, innehåller de förutom fint damm ganska stora partiklar upp till 10 meter i diameter. Det finns 11 kända ringar.
Uranus har 15 kända och namngivna månar och 5 nyligen upptäckta.

Satelliter
namn
Radie. km
namn
Radie. km
Ophelia
16
Rosalinda
27
Bianca
22
Belinda
34
Cressidia
33
Packa
77
Desdemona
29
Miranda
236
Juliet
42
Ariel
191
Portia
55
Umbriel
585
Titania
789
Oberon
761
Caliban
60(?)
Sycorax
120(?)

Miranda
Upptäcktes 1948 av Kuiper
. Mirandas yta är blandad: kraterrik terräng blandad med områden med kusliga räfflor, dalar varvat med klippor som är mer än 5 kilometer höga.
Mirandas ringa storlek och låga temperatur (-187 Celsius) och samtidigt intensiteten och mångfalden av tektonisk aktivitet på denna satellit överraskade forskarna. Det är troligt att tidvattenkrafter från Uranus, som ständigt strävar efter att deformera satelliten, fungerade som en extra energikälla för sådan aktivitet.

Ariel
Den upptäcktes 1851 av Lascelles.
Ariels yta är en blandning av kraterartad terräng och sammanlänkade dalsystem som är hundratals kilometer långa och mer än 10 kilometer djupa.
Ariel har den ljusaste och kanske geologiskt yngsta ytan i Uranus satellitsystem.

Umbriel
Den upptäcktes 1851 av Lascelles
Umbriels yta är gammal och mörk, efter att ha varit föremål för få geologiska processer.
De mörka tonerna på Umbriels yta kan vara resultatet av damm och små skräp som en gång var i närheten av månens bana.