La 13 martie 1781, astronomul englez William Herschel a descoperit a șaptea planetă din sistemul solar - Uranus. Iar pe 13 martie 1930, astronomul american Clyde Tombaugh a descoperit a noua planetă din sistemul solar - Pluto. Până la începutul secolului 21, se credea că sistemul solar include nouă planete. Cu toate acestea, în 2006, Uniunea Astronomică Internațională a decis să-l dezlipească pe Pluto de acest statut.

Există deja 60 de sateliți naturali cunoscuți ai lui Saturn, dintre care majoritatea au fost descoperiți folosind nave spațiale. Majoritatea sateliților sunt formați din roci și gheață. Cel mai mare satelit, Titan, descoperit în 1655 de Christian Huygens, este mai mare decât planeta Mercur. Diametrul lui Titan este de aproximativ 5200 km. Titan orbitează Saturn la fiecare 16 zile. Titan este singura lună care are o atmosferă foarte densă, de 1,5 ori mai mare decât cea a Pământului și constă în mare parte din 90% azot, cu o cantitate moderată de metan.

Uniunea Astronomică Internațională a recunoscut oficial Pluto ca planetă în mai 1930. În acel moment, s-a presupus că masa sa este comparabilă cu masa Pământului, dar mai târziu s-a constatat că masa lui Pluto este de aproape 500 de ori mai mică decât cea a Pământului, chiar mai mică decât masa Lunii. Masa lui Pluto este de 1,2 ori 1022 kg (0,22 masele Pământului). Distanța medie a lui Pluto de la Soare este de 39,44 UA. (5,9 cu 10 până la gradul 12 km), raza este de aproximativ 1,65 mii km. Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 248,6 ani, perioada de rotație în jurul axei sale este de 6,4 zile. Compoziția lui Pluto se presupune că include rocă și gheață; planeta are o atmosferă subțire compusă din azot, metan și monoxid de carbon. Pluto are trei luni: Charon, Hydra și Nyx.

La sfârșitul secolului XX și începutul secolului XXI, multe obiecte au fost descoperite în sistemul solar exterior. A devenit clar că Pluto este doar unul dintre cele mai mari obiecte din centura Kuiper cunoscute până în prezent. Mai mult, cel puțin unul dintre obiectele centurii - Eris - este un corp mai mare decât Pluto și cu 27% mai greu decât acesta. În acest sens, a apărut ideea de a nu mai considera Pluto ca pe o planetă. Pe 24 august 2006, la a XXVI-a Adunare Generală a Uniunii Astronomice Internaționale (IAU), s-a decis ca de acum înainte numirea lui Pluto nu „planetă”, ci „planetă pitică”.

La conferință a fost elaborată o nouă definiție a planetei, conform căreia planetele sunt considerate a fi corpuri care se învârt în jurul unei stele (și nu sunt ele însele o stea), au o formă echilibrată hidrostatic și au „curățat” zona din regiunea orbitei lor de la alte obiecte mai mici. Planetele pitice vor fi considerate obiecte care se învârt în jurul unei stele, au o formă de echilibru hidrostatic, dar nu au „eliberat” spațiul din apropiere și nu sunt sateliți. Planetele și planetele pitice sunt două clase diferite de obiecte ale sistemului solar. Toate celelalte obiecte care se rotesc în jurul Soarelui și nu sunt sateliți vor fi numite corpuri mici ale sistemului solar.

Astfel, din 2006, au existat opt ​​planete în sistemul solar: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun. Cinci planete pitice sunt recunoscute oficial de Uniunea Astronomică Internațională: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris.

La 11 iunie 2008, IAU a anunțat introducerea conceptului de „plutoid”. S-a decis să se numească plutoizi corpuri cerești care se învârt în jurul Soarelui pe o orbită a cărei rază este mai mare decât raza orbitei lui Neptun, a căror masă este suficientă pentru ca forțele gravitaționale să le dea o formă aproape sferică și care nu eliberează spațiul din jur. orbita lor (adică multe obiecte mici se învârt în jurul lor).

Deoarece este încă dificil să se determine forma și, prin urmare, relația cu clasa planetelor pitice pentru obiecte atât de îndepărtate precum plutoidele, oamenii de știință au recomandat să atribuie temporar plutoidelor toate obiectele a căror magnitudine absolută a asteroidului (strălucire de la o distanță de o unitate astronomică) este mai strălucitoare. decât +1. Dacă mai târziu se dovedește că obiectul atribuit plutoizilor nu este o planetă pitică, aceasta va fi lipsită de acest statut, deși numele atribuit va fi lăsat. Planetele pitice Pluto și Eris au fost clasificate drept plutoide. În iulie 2008, Makemake a fost inclus în această categorie. Pe 17 septembrie 2008, Haumea a fost adăugată pe listă.

Materialul a fost pregătit pe baza informațiilor din surse deschise

Vedere modernă a dimensiunii sistemului solar

Valoarea modernă a unității astronomice, exprimată în kilometri:
Distanța medie de la Pământ la Soare = 149.597.870 km.
Această valoare a fost obținută din mai multe măsurători, printre care s-a numărat și o măsurătoare radar a distanței până la Marte și a fost folosită și Legea a treia.

După cum am observat deja, dacă distanța Pământ-Soare este cunoscută, atunci toate celelalte distanțe din sistemul solar devin sigure. Tabelul prezintă date despre orbitele planetelor, inclusiv Pluto, care și-a pierdut statutul de planetă mare în 2006.

Din tabel se pot trage mai multe concluzii. Orbita lui Venus este aproape de cerc, iar distanța sa față de Soare se modifică cu doar 1%. are o orbita foarte alungita (ca sa nu mai vorbim de Pluto!). În plus, orbita lui Marte este semnificativ eliptică, ceea ce a făcut ca Kepler să-și determine mai ușor forma. Tabelul mai arată că distanța Pământului față de Soare variază cu cinci milioane de kilometri. Pământul este cel mai aproape de Soare când este iarnă în emisfera nordică.
Pentru a vizualiza proporțiile sistemului solar se poate folosi un model în miniatură (în urma încercărilor timpurii ale lui Christian Huygens). Să punem în centru o sferă de mărimea unui măr mare, de exemplu, cu diametrul de 10 cm. Acesta este Soarele. Iar Pământul este un bob de 1 mm, care se învârte în jurul „mărului” la o distanță de n m. Saturn se învârte la o distanță de 103 m.

Distanța dintre Soare și Pluto în acest model ar trebui să fie de 425 m, deși poate varia. Dacă adăugăm stele din apropiere acestui model, acestea vor fi la o distanță de 3000 km. Mai exact, va fi Centauri un sistem cu cei doi membri principali ai săi: steaua A (posibil asemănătoare cu un grapefruit mare) și steaua B (un măr mic), care se orbitează unul în jurul celuilalt la o distanță de 300 m. În acest moment , stea mică C (Proxima) de mărimea unui afin se va deplasa foarte încet la o distanță de aproximativ 100 km de primele două stele.
Am parcurs un drum lung, de la soarele care strălucea pe Stonehenge la solstițiul de vară până la cele mai apropiate stele aflate la patru ani lumină distanță. Acum este momentul să ne întoarcem puțin și să privim secretele căminului nostru numit Pământ. Împreună cu Isaac Newton, putem pune întrebarea: „Ce face ca un măr să cadă și Pământul să se rotească în jurul Soarelui?”

SISTEM SOLAR
Soarele și corpurile cerești care se învârt în jurul lui - 9 planete, mai mult de 63 de sateliți, patru inele de planete gigantice, zeci de mii de asteroizi, o multitudine de meteoroizi cu dimensiuni variind de la bolovani la particule de praf, precum și milioane de comete. În spațiul dintre ele, particulele în mișcare ale vântului solar - electroni și protoni. Întregul sistem solar nu a fost încă explorat: de exemplu, majoritatea planetelor și sateliții lor au fost examinate doar pe scurt din traiectorii de zbor, doar o emisferă a lui Mercur a fost fotografiată și nu au existat încă expediții la Pluto. Dar totuși, cu ajutorul telescoapelor și al sondelor spațiale, au fost deja colectate o mulțime de date importante.
Aproape întreaga masă a sistemului solar (99,87%) este concentrată în Soare. Dimensiunea Soarelui depășește, de asemenea, cu mult orice planetă din sistemul său: chiar și Jupiter, care este de 11 ori mai mare decât Pământul, are o rază de 10 ori mai mică decât Soarele. Soarele este o stea obișnuită care strălucește de la sine datorită temperaturii ridicate la suprafață. Planetele, pe de altă parte, strălucesc de lumina reflectată a soarelui (albedo), deoarece ele însele sunt destul de reci. Sunt în următoarea ordine de la Soare: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și Pluto. Distanțele din sistemul solar sunt de obicei măsurate în unități ale distanței medii a Pământului față de Soare, numită unitate astronomică (1 UA = 149,6 milioane km). De exemplu, distanța medie a lui Pluto de la Soare este de 39 UA, dar uneori este îndepărtată cu 49 UA. Se știe că cometele zboară la 50.000 UA. Distanța de la Pământ până la cea mai apropiată stea un Centaur este de 272.000 UA, sau 4,3 ani lumină (adică lumina care se mișcă cu o viteză de 299.793 km/s parcurge această distanță în 4,3 ani). Pentru comparație, lumina călătorește de la Soare la Pământ în 8 minute și la Pluto în 6 ore.

Planetele se rotesc în jurul Soarelui pe orbite aproape circulare situate aproximativ în același plan, în sens invers acelor de ceasornic, văzute de la polul nord al Pământului. Planul orbitei Pământului (planul eclipticii) se află aproape de planul median al orbitelor planetelor. Prin urmare, căile vizibile ale planetelor, Soarele și Luna de pe cer trec lângă linia eclipticii și ele însele sunt întotdeauna vizibile pe fundalul constelațiilor Zodiacului. Înclinațiile orbitale sunt măsurate din planul eclipticii. Unghiurile de înclinare mai mici de 90° corespund mișcării orbitale înainte (în sens invers acelor de ceasornic), iar unghiurile mai mari de 90° corespund mișcării inverse. Toate planetele din sistemul solar se deplasează în direcția înainte; Pluto are cea mai mare înclinație orbitală (17°). Multe comete se mișcă în direcția opusă, de exemplu, înclinația orbitală a cometei Halley este de 162°. Orbitele tuturor corpurilor din sistemul solar sunt foarte apropiate de elipse. Mărimea și forma unei orbite eliptice sunt caracterizate de semiaxa majoră a elipsei (distanța medie a planetei față de Soare) și de excentricitate, care variază de la e = 0 pentru orbitele circulare la e = 1 pentru extrem de alungite. cele. Punctul de pe orbită cel mai apropiat de Soare se numește periheliu, iar punctul cel mai îndepărtat se numește afeliu.
Vezi si ORBITĂ ; SECȚIUNI CONICE . Din punctul de vedere al unui observator pământesc, planetele sistemului solar sunt împărțite în două grupe. Mercur și Venus, care sunt mai aproape de Soare decât Pământ, sunt numite planete inferioare (interioare), iar cele mai îndepărtate (de la Marte la Pluto) sunt numite superioare (externe). Planetele inferioare au un unghi limitativ de îndepărtare de la Soare: 28 ° pentru Mercur și 47 ° pentru Venus. Când o astfel de planetă se află cât mai departe posibil la vest (est) de Soare, se spune că se află la cea mai mare alungire vestică (estică). Când o planetă inferioară este văzută direct în fața Soarelui, se spune că este în conjuncție inferioară; când direct în spatele Soarelui – în conjuncție superioară. La fel ca și Luna, aceste planete trec prin toate fazele de iluminare de către Soare în timpul perioadei sinodice Ps, timpul necesar planetei pentru a reveni la poziția inițială față de Soare din punctul de vedere al observatorului pământesc. Adevărata perioadă orbitală a unei planete (P) se numește sideral. Pentru planetele inferioare, aceste perioade sunt legate prin raportul:
1/Ps = 1/P - 1/Po unde Po este perioada orbitală a Pământului. Pentru planetele superioare, acest raport are o formă diferită: 1/Ps = 1/Po - 1/P Planetele superioare sunt caracterizate printr-o gamă limitată de faze. Unghiul maxim de fază (Soare-planeta-Pământ) este de 47° pentru Marte, 12° pentru Jupiter și 6° pentru Saturn. Când planeta superioară este vizibilă în spatele Soarelui, este în conjuncție, iar când este în direcția opusă Soarelui, este în opoziție. O planetă observată la o distanță unghiulară de 90° față de Soare este în cuadratură (est sau vest). Centura de asteroizi, care trece între orbitele lui Marte și Jupiter, împarte sistemul planetar al Soarelui în două grupuri. În interiorul acestuia se află planetele terestre (Mercur, Venus, Pământul și Marte), asemănătoare prin faptul că sunt corpuri mici, stâncoase și destul de dense: densitatea lor medie este de la 3,9 la 5,5 g/cm3. Se rotesc relativ lent în jurul axelor lor, nu au inele și au puțini sateliți naturali: Luna Pământului și Phobos și Deimosul marțian. În afara centurii de asteroizi se află planetele gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Se caracterizează prin raze mari, densitate scăzută (0,7-1,8 g/cm3) și atmosfere adânci bogate în hidrogen și heliu. Jupiter, Saturn și eventual alți giganți nu au o suprafață solidă. Toate se rotesc rapid, au mulți sateliți și sunt înconjurate de inele. Micul Pluto îndepărtat și sateliții mari ai planetelor gigantice sunt în multe privințe similare cu planetele terestre. Oamenii antici cunoșteau planetele vizibile cu ochiul liber, adică. toate interne și externe până la Saturn. V. Herschel a descoperit Uranus în 1781. Primul asteroid a fost descoperit de J. Piazzi în 1801. Analizând abaterile în mișcarea lui Uranus, W. Le Verrier și J. Adams au descoperit teoretic Neptun; la locul calculat a fost descoperită de I. Galle în 1846. Cea mai îndepărtată planetă – Pluto – a fost descoperită în 1930 de K. Tombo ca urmare a unei lungi căutări a unei planete non-neptuniene organizată de P. Lovell. Patru sateliți mari ai lui Jupiter au fost descoperiți de Galileo în 1610. De atunci, cu ajutorul telescoapelor și al sondelor spațiale, s-au găsit numeroși sateliți pentru toate planetele exterioare. H. Huygens în 1656 a stabilit că Saturn este înconjurat de un inel. Inelele întunecate ale lui Uranus au fost descoperite de pe Pământ în 1977 la observarea ocultarii unei stele. Inelele transparente de piatră ale lui Jupiter au fost descoperite în 1979 de sonda interplanetară Voyager 1. Din 1983, în momentele ocultării stelelor, în apropiere de Neptun s-au observat semne de inele neomogene; în 1989, o imagine a acestor inele a fost transmisă de Voyager 2.
Vezi si
Astronomie și astrofizică;
ZODIAC;
SONDA SPAȚIALĂ ;
SFERA CERESCA.
SOARE
Soarele este situat în centrul sistemului solar - o stea obișnuită cu o rază de aproximativ 700.000 km și o masă de 2 * 10 30 kg. Temperatura suprafeței vizibile a Soarelui - fotosfera - aprox. 5800 K. Densitatea gazului din fotosferă este de mii de ori mai mică decât densitatea aerului de lângă suprafața Pământului. În interiorul Soarelui, temperatura, densitatea și presiunea cresc odată cu adâncimea, ajungând la 16 milioane K, 160 g/cm3 și respectiv 3,5*10 11 bar în centru (presiunea aerului din încăpere este de aproximativ 1 bar). Sub influența temperaturii ridicate din miezul Soarelui, hidrogenul este transformat în heliu cu eliberarea unei cantități mari de căldură; aceasta împiedică Soarele să se prăbușească sub propria sa gravitație. Energia eliberată în miez părăsește Soarele în principal sub formă de radiație fotosferei cu o putere de 3,86 * 10 26 W. Cu o asemenea intensitate, Soarele emite de 4,6 miliarde de ani, transformând 4% din hidrogenul său în heliu în acest timp; în același timp, 0,03% din masa Soarelui s-a transformat în energie. Modelele de evoluție stelară indică faptul că Soarele se află acum la mijlocul vieții sale (vezi și FUZIUNEA NUCLEARĂ). Pentru a determina abundența diferitelor elemente chimice de pe Soare, astronomii studiază liniile de absorbție și emisie în spectrul luminii solare. Liniile de absorbție sunt goluri întunecate în spectru, indicând absența fotonilor cu o anumită frecvență în acesta, absorbiți de un anumit element chimic. Liniile de emisie, sau liniile de emisie, sunt părțile mai luminoase ale spectrului, indicând un exces de fotoni emiși de un element chimic. Frecvența (lungimea de undă) a unei linii spectrale indică ce atom sau moleculă este responsabil pentru apariția acesteia; contrastul liniei indică cantitatea de substanță care emite sau absoarbe lumină; lățimea liniei face posibilă evaluarea temperaturii și presiunii acesteia. Studiul fotosferei subțiri (500 km) a Soarelui face posibilă estimarea compoziției chimice a interiorului său, deoarece regiunile exterioare ale Soarelui sunt bine amestecate prin convecție, spectrele Soarelui sunt de înaltă calitate, iar procesele fizice responsabile pentru acestea sunt destul de clare. Cu toate acestea, trebuie menționat că doar jumătate din liniile din spectrul solar au fost identificate până acum. Compoziția Soarelui este dominată de hidrogen. Pe locul doi se află heliul, al cărui nume ("helios" în greacă "Soare") amintește că a fost descoperit spectroscopic pe Soare mai devreme (1899) decât pe Pământ. Deoarece heliul este un gaz inert, este extrem de reticent să reacționeze cu alți atomi și este, de asemenea, reticent să se arate în spectrul optic al Soarelui - doar o linie, deși multe elemente mai puțin abundente sunt reprezentate în spectrul Soarelui de numeroase linii. Iată compoziția substanței „solare”: pentru 1 milion de atomi de hidrogen există 98.000 de atomi de heliu, 851 de oxigen, 398 de carbon, 123 de neon, 100 de azot, 47 de fier, 38 de magneziu, 35 de siliciu, 16 de sulf, 4 de argon, 3 aluminiu, în funcție de 2 atomi de nichel, sodiu și calciu, precum și puțin din toate celelalte elemente. Astfel, în masă, Soarele are aproximativ 71% hidrogen și 28% heliu; elementele rămase reprezintă puțin mai mult de 1%. Din punct de vedere al planetologiei, este de remarcat faptul că unele obiecte ale sistemului solar au aproape aceeași compoziție ca și Soarele (vezi secțiunea despre meteoriți de mai jos). Așa cum evenimentele meteorologice schimbă aspectul atmosferelor planetare, aspectul suprafeței soarelui se schimbă, de asemenea, cu timpi caracteristici variind de la ore la decenii. Cu toate acestea, există o diferență importantă între atmosferele planetelor și Soare, și anume că mișcarea gazelor pe Soare este controlată de câmpul său magnetic puternic. Petele solare sunt acele zone ale suprafeței luminii în care câmpul magnetic vertical este atât de puternic (200-3000 gauss) încât împiedică mișcarea orizontală a gazului și, prin urmare, suprimă convecția. Ca urmare, temperatura din această regiune scade cu aproximativ 1000 K și apare o parte centrală întunecată a petei - „umbra”, înconjurată de o regiune de tranziție mai fierbinte - „penumbra”. Dimensiunea unei pete solare tipice este puțin mai mare decât diametrul Pământului; există un astfel de loc de câteva săptămâni. Numărul de pete de pe Soare fie crește, fie scade odată cu durata ciclului de la 7 la 17 ani, cu o medie de 11,1 ani. De obicei, cu cât apar mai multe pete într-un ciclu, cu atât ciclul în sine este mai scurt. Direcția polarității magnetice a petelor se inversează de la ciclu la ciclu, astfel încât ciclul adevărat al activității petelor solare este de 22,2 ani. La începutul fiecărui ciclu apar primele pete la latitudini mari, cca. 40 °, iar treptat zona nașterii lor se deplasează către ecuator la o latitudine de aprox. 5°. Vezi si STELE ; SARE . Fluctuațiile în activitatea Soarelui nu au aproape niciun efect asupra puterii totale a radiației sale (dacă s-ar modifica cu doar 1%, aceasta ar duce la schimbări climatice grave pe Pământ). Au existat multe încercări de a găsi o legătură între ciclurile petelor solare și clima Pământului. Cel mai remarcabil eveniment în acest sens este „minimul Maunder”: din 1645 timp de 70 de ani aproape că nu au existat pete pe Soare și, în același timp, Pământul a experimentat Mica Eră de Gheață. Încă nu este clar dacă acest fapt uimitor a fost o simplă coincidență sau dacă indică o relație cauzală.
Vezi si
CLIMAT;
METEOROLOGIE ȘI CLIMATOLOGIE. Există 5 bile uriașe rotative de hidrogen-heliu în sistemul solar: Soarele, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. În adâncurile acestor corpuri cerești gigantice, inaccesibile cercetării directe, aproape toată materia sistemului solar este concentrată. Interiorul Pământului ne este și el inaccesibil, dar măsurând timpul de propagare a undelor seismice (unde sonore cu lungime de undă lungă) excitate în corpul planetei de cutremure, seismologii au întocmit o hartă detaliată a interiorului Pământului: au învățat dimensiunile și densitățile nucleului Pământului și ale mantalei sale și, de asemenea, au obținut imagini de tomografie seismică tridimensională ale plăcilor în mișcare ale scoarței sale. Metode similare pot fi aplicate Soarelui, deoarece pe suprafața lui există valuri cu o perioadă de cca. 5 minute, cauzate de multe vibrații seismice care se propagă în măruntaiele sale. Aceste procese sunt studiate de helioseismologie. Spre deosebire de cutremure, care produc rafale scurte de valuri, convecția viguroasă în interiorul Soarelui creează zgomot seismic constant. Helioseismologii au descoperit că sub zona convectivă, care ocupă 14% exterioară din raza Soarelui, materia se rotește sincron cu o perioadă de 27 de zile (încă nu se știe nimic despre rotația nucleului solar). Deasupra, în zona convectivă însăși, rotația are loc sincron numai de-a lungul conurilor de latitudine egală și cu cât mai departe de ecuator, cu atât mai lent: regiunile ecuatoriale se rotesc cu o perioadă de 25 de zile (înaintea rotației medii a Soarelui), iar regiuni polare - cu o perioadă de 36 de zile (întârziere în urma rotației medii) . Încercările recente de a aplica metode seismologice planetelor gigantice gazoase nu au dat rezultate, deoarece instrumentele nu sunt încă capabile să stabilească oscilațiile rezultate. Deasupra fotosferei Soarelui se află un strat subțire fierbinte al atmosferei, care poate fi văzut doar în rare momente ale eclipselor solare. Este o cromosferă cu o grosime de câteva mii de kilometri, numită așa pentru culoarea roșie din cauza liniei de emisie a hidrogenului Ha. Temperatura aproape se dublează de la fotosferă la cromosfera superioară, din care, dintr-un motiv necunoscut, energia care părăsește Soarele este eliberată sub formă de căldură. Deasupra cromosferei, gazul este încălzit la 1 milion K. Această regiune, numită coroană, se întinde pe aproximativ 1 rază a Soarelui. Densitatea gazului în coroană este foarte scăzută, dar temperatura este atât de ridicată încât corona este o sursă puternică de raze X. Uneori în atmosfera Soarelui apar formațiuni gigantice - proeminențe eruptive. Ele arată ca niște arcade care se ridică din fotosferă până la o înălțime de până la jumătate din raza solară. Observațiile indică clar că forma proeminențelor este determinată de liniile câmpului magnetic. Un alt fenomen interesant și extrem de activ sunt erupțiile solare, ejecțiile puternice de energie și particule care durează până la două ore. Fluxul de fotoni generat de o astfel de erupție solară ajunge pe Pământ cu viteza luminii în 8 minute, iar fluxul de electroni și protoni - în câteva zile. Erupțiile solare apar în locuri în care direcția câmpului magnetic se schimbă brusc, cauzate de mișcarea materiei în petele solare. Activitatea maximă de erupție a Soarelui are loc de obicei cu un an înainte de maximul ciclului petelor solare. O astfel de predictibilitate este foarte importantă, deoarece o rafală de particule încărcate născute dintr-o erupție solară puternică poate deteriora chiar și rețelele de comunicații și energie de la sol, ca să nu mai vorbim de astronauți și de tehnologia spațială.

PROMINENTE SOLARE observate în linia de emisie de heliu (lungime de undă 304) de la stația spațială Skylab.

Din coroana plasmatică a Soarelui are loc o ieșire constantă de particule încărcate, numite vânt solar. Existența sa a fost suspectată chiar înainte de începerea zborurilor spațiale, deoarece se observa cum ceva „suflă” cozile cometelor. În vântul solar se disting trei componente: un flux de mare viteză (mai mult de 600 km/s), un flux de viteză mică și fluxuri instabile de la erupțiile solare. Imaginile cu raze X ale Soarelui au arătat că în coroană se formează în mod regulat „găuri” uriașe – regiuni de densitate scăzută. Aceste găuri coronare servesc ca sursă principală de vânt solar de mare viteză. În regiunea orbitei Pământului, viteza tipică a vântului solar este de aproximativ 500 km/s, iar densitatea este de aproximativ 10 particule (electroni și protoni) pe 1 cm3. Fluxul de vânt solar interacționează cu magnetosferele planetare și cozile de cometă, afectând semnificativ forma acestora și procesele care au loc în ele.
Vezi si
GEOMAGNETISM;
;
COMETĂ. Sub presiunea vântului solar în mediul interstelar din jurul Soarelui, s-a format o cavernă gigantică, heliosfera. La limita sa - heliopauza - ar trebui să existe o undă de șoc în care vântul solar și gazul interstelar se ciocnesc și se condensează, exercitând o presiune egală unul asupra celuilalt. Patru sonde spațiale se apropie acum de heliopauză: Pioneer 10 și 11, Voyager 1 și 2. Niciunul dintre ei nu a întâlnit-o la o distanță de 75 UA. de la soare. Este o cursă contra cronometru foarte dramatică: Pioneer 10 a încetat să funcționeze în 1998, iar ceilalți încearcă să ajungă la heliopauză înainte ca bateriile să se epuizeze. Conform calculelor, Voyager 1 zboară exact în direcția din care bate vântul interstelar și, prin urmare, va fi primul care va ajunge în heliopauză.
PLANETE: DESCRIERE
Mercur. Este dificil să observi Mercur de pe Pământ cu un telescop: nu se îndepărtează de Soare la un unghi mai mare de 28 °. A fost studiat cu ajutorul radarului de pe Pământ, iar sonda interplanetară Mariner 10 a fotografiat jumătate din suprafața sa. Mercur se învârte în jurul Soarelui în 88 de zile pământești pe o orbită destul de alungită, cu o distanță de Soare la periheliu de 0,31 UA. iar la afeliu 0,47 a.u. Se rotește în jurul axei cu o perioadă de 58,6 zile, exact egală cu 2/3 din perioada orbitală, deci fiecare punct de pe suprafața sa se rotește spre Soare o singură dată la 2 ani Mercur, adică. o zi însorită acolo durează 2 ani! Dintre planetele majore, doar Pluto este mai mic decât Mercur. Dar în ceea ce privește densitatea medie, Mercur este pe locul doi după Pământ. Probabil are un nucleu metalic mare, care reprezintă 75% din raza planetei (ocupă 50% din raza Pământului). Suprafața lui Mercur este asemănătoare cu cea a lunii: întunecată, complet uscată și acoperită cu cratere. Reflectanța medie a luminii (albedo) a suprafeței lui Mercur este de aproximativ 10%, aproximativ aceeași cu cea a Lunii. Probabil, suprafața sa este acoperită și cu regolit - material zdrobit sinterizat. Cea mai mare formațiune de impact asupra Mercurului este bazinul Caloris, cu o dimensiune de 2000 km, care seamănă cu mările lunare. Cu toate acestea, spre deosebire de Lună, Mercur are structuri deosebite - corniche înalte de câțiva kilometri care se întind pe sute de kilometri. Poate că s-au format ca urmare a comprimării planetei în timpul răcirii nucleului său mare de metal sau sub influența mareelor ​​solare puternice. Temperatura de suprafață a planetei în timpul zilei este de aproximativ 700 K, iar noaptea de aproximativ 100 K. Conform datelor radar, gheața se poate afla pe fundul craterelor polare în condiții de întuneric etern și frig. Mercurul nu are practic atmosferă - doar o înveliș de heliu extrem de rarefiat, cu densitatea atmosferei terestre la o altitudine de 200 km. Probabil, heliul se formează în timpul dezintegrarii elementelor radioactive din intestinele planetei. Mercur are un câmp magnetic slab și nu are sateliți.
Venus. Aceasta este a doua planetă de la Soare și cea mai apropiată planetă de Pământ - cea mai strălucitoare „stea” de pe cerul nostru; uneori este vizibil chiar si ziua. Venus este asemănătoare Pământului în multe privințe: dimensiunea și densitatea sa sunt cu doar 5% mai mici decât cele ale Pământului; probabil, intestinele lui Venus sunt asemănătoare cu cele ale pământului. Suprafața lui Venus este întotdeauna acoperită cu un strat gros de nori alb-gălbui, dar cu ajutorul radarelor a fost studiată în detaliu. În jurul axei, Venus se rotește în direcția opusă (în sensul acelor de ceasornic, când este privită de la polul nord) cu o perioadă de 243 de zile pământești. Perioada sa orbitală este de 225 de zile; prin urmare, o zi venusiană (de la răsăritul soarelui până la următorul răsărit) durează 116 zile pământești.
Vezi si ASTRONOMIE RADAR.

VENUS. O imagine ultravioletă luată de la stația interplanetară Pioneer Venus arată atmosfera planetei plină dens cu nori care sunt mai ușori în regiunile polare (sus și jos ale imaginii).

Atmosfera lui Venus este compusă în principal din dioxid de carbon (CO2) cu cantități mici de azot (N2) și vapori de apă (H2O). Acidul clorhidric (HCl) și acidul fluorhidric (HF) au fost găsite ca impurități mici. Presiunea la suprafață este de 90 bar (ca și în mările pământului la o adâncime de 900 m); temperatura este de aproximativ 750 K pe toata suprafata atat ziua cat si noaptea. Motivul pentru o astfel de temperatură în apropierea suprafeței lui Venus este ceea ce nu se numește cu exactitate „efectul de seră”: razele soarelui trec relativ ușor prin norii atmosferei sale și încălzesc suprafața planetei, dar radiația termică infraroșie de la suprafața însăși scapă prin atmosferă înapoi în spațiu cu mare dificultate. Norii lui Venus sunt formați din picături microscopice de acid sulfuric concentrat (H2SO4). Stratul superior de nori se afla la 90 km distanta de suprafata, temperatura acolo este de cca. 200 K; strat inferior - 30 km, temperatura aprox. 430 K. Chiar mai jos este atât de cald încât nu sunt nori. Desigur, nu există apă lichidă pe suprafața lui Venus. Atmosfera lui Venus la nivelul stratului superior de nor se rotește în aceeași direcție cu suprafața planetei, dar mult mai rapid, făcând o revoluție în 4 zile; acest fenomen se numește superrotație și nu s-a găsit încă o explicație pentru el. Stațiile automate au coborât pe părțile de zi și de noapte ale lui Venus. În timpul zilei, suprafața planetei este iluminată de lumina soarelui împrăștiată, cu aproximativ aceeași intensitate ca într-o zi înnorat pe Pământ. Pe Venus au fost văzute multe fulgere noaptea. Stațiile Venera au transmis imagini cu zone mici la locurile de aterizare, unde este vizibil pământul stâncos. În ansamblu, topografia lui Venus a fost studiată din imagini radar transmise de orbitatorii Pioneer-Venera (1979), Venera-15 și -16 (1983) și Magellan (1990). Cele mai mici detalii ale celor mai bune dintre ele au o dimensiune de aproximativ 100 m. Spre deosebire de Pământ, nu există plăci continentale clar definite pe Venus, dar se notează mai multe cote globale, de exemplu, ținutul Ishtar de dimensiunea Australiei. Pe suprafața lui Venus, există multe cratere de meteoriți și cupole vulcanice. Evident, crusta lui Venus este subțire, astfel încât lava topită se apropie de suprafață și se revarsă ușor pe ea după căderea meteoriților. Deoarece nu există ploaie sau vânturi puternice lângă suprafața lui Venus, eroziunea suprafeței are loc foarte lent, iar structurile geologice rămân vizibile din spațiu timp de sute de milioane de ani. Se știu puține lucruri despre interiorul lui Venus. Probabil că are un miez metalic care ocupă 50% din raza sa. Dar planeta nu are un câmp magnetic din cauza rotației sale foarte lente. Venus nu are sateliți.
Pământ. Planeta noastră este singura în care cea mai mare parte a suprafeței (75%) este acoperită cu apă lichidă. Pământul este o planetă activă și poate singura a cărei reînnoire a suprafeței se datorează tectonicii plăcilor, manifestându-se ca creste mijlocii oceanice, arcuri insulare și centuri muntoase pliate. Distribuția înălțimilor suprafeței solide a Pământului este bimodală: nivelul mediu al fundului oceanului este la 3900 m sub nivelul mării, iar continentele, în medie, se ridică deasupra acestuia cu 860 m (vezi și Pământul). Datele seismice indică următoarea structură a interiorului pământului: scoarță (30 km), manta (până la o adâncime de 2900 km), miez metalic. O parte din miez este topită; Acolo se generează câmpul magnetic terestru, care captează particulele încărcate ale vântului solar (protoni și electroni) și formează în jurul Pământului două regiuni toroidale umplute cu acestea - centuri de radiații (centri Van Allen), localizate la altitudini de 4000 și 17000 km. de la suprafața Pământului.
Vezi si GEOLOGIE; GEOMAGNETISM.
Atmosfera Pământului este 78% azot și 21% oxigen; este rezultatul unei evoluții îndelungate sub influența proceselor geologice, chimice și biologice. Poate că atmosfera timpurie a Pământului era bogată în hidrogen, care apoi a scăpat. Degazarea intestinelor a umplut atmosfera cu dioxid de carbon și vapori de apă. Dar vaporii s-au condensat în oceane, iar dioxidul de carbon a fost prins în roci carbonatice. (Este curios că dacă tot CO2 ar umple atmosfera sub formă de gaz, atunci presiunea ar fi de 90 de bari, ca pe Venus. Și dacă toată apa s-ar evapora, atunci presiunea ar fi de 257 de bari!). Astfel, azotul a rămas în atmosferă, iar oxigenul a apărut treptat ca urmare a activității vitale a biosferei. Chiar și acum 600 de milioane de ani, conținutul de oxigen din aer era de 100 de ori mai mic decât cel actual (vezi și ATMOSFERĂ; OCEAN). Există indicii că clima Pământului se schimbă la scară scurtă (10.000 de ani) și lungă (100 de milioane de ani). Motivul pentru aceasta poate fi modificări ale mișcării orbitale a Pământului, înclinarea axei de rotație, frecvența erupțiilor vulcanice. Nu sunt excluse fluctuații ale intensității radiației solare. În epoca noastră, activitatea umană afectează și clima: emisii de gaze și praf în atmosferă.
Vezi si
REDUCEREA ACIDĂ;
POLUAREA AERULUI ;
POLUAREA APEI ;
DEGRADAREA MEDIULUI.
Pământul are un satelit - Luna, a cărui origine nu a fost încă dezvăluită.

PĂMÂNTUL ȘI LUNA de la sonda spațială Lunar Orbiter.

Luna. Unul dintre cei mai mari sateliți, Luna se află pe locul doi după Charon (satelitul lui Pluto) în raport cu masele satelitului și ale planetei. Raza sa este de 3,7, iar masa sa este de 81 de ori mai mică decât cea a Pământului. Densitatea medie a Lunii este de 3,34 g/cm3, ceea ce indică faptul că nu are un miez metalic semnificativ. Forța gravitației pe suprafața lunii este de 6 ori mai mică decât cea a pământului. Luna se rotește în jurul Pământului pe o orbită cu o excentricitate de 0,055. Înclinarea planului orbitei sale față de planul ecuatorului Pământului variază de la 18,3° la 28,6°, iar față de ecliptică - de la 4°59° la 5°19°. Rotația zilnică și circulația orbitală a Lunii sunt sincronizate, așa că vedem întotdeauna doar una dintre emisferele sale. Adevărat, micile mișcări ale Lunii fac posibil să se vadă aproximativ 60% din suprafața ei într-o lună. Motivul principal pentru librari este că rotația zilnică a Lunii are loc cu o viteză constantă, iar circulația orbitală - cu o variabilă (datorită excentricității orbitei). Părți ale suprafeței lunare au fost mult timp împărțite condiționat în „marin” și „continental”. Suprafața mărilor arată mai întunecată, se află mai jos și este mult mai puțin acoperită cu cratere de meteoriți decât suprafața continentală. Mările sunt inundate de lave bazaltice, iar continentele sunt compuse din roci anortozitice bogate în feldspați. Judecând după numărul mare de cratere, suprafețele continentale sunt mult mai vechi decât cele marine. Un bombardament intens de meteoriți a făcut ca stratul superior al crustei lunare să se fragmenteze fin și a transformat cei câțiva metri exteriori într-o pulbere numită regolit. Astronauții și sondele robotizate au adus înapoi mostre de sol stâncos și regolit de pe Lună. Analiza a arătat că vârsta suprafeței mării este de aproximativ 4 miliarde de ani. În consecință, perioada de bombardament intens cu meteoriți cade în primii 0,5 miliarde de ani după formarea Lunii, acum 4,6 miliarde de ani. Apoi, frecvența căderii meteoriților și a formării craterului a rămas practic neschimbată și se ridică încă la un crater cu un diametru de 1 km la 105 ani.
Vezi si CERCETARE ȘI UTILIZARE SPAȚIALĂ.
Rocile lunare sunt sărace în elemente volatile (H2O, Na, K etc.) și fier, dar bogate în elemente refractare (Ti, Ca etc.). Numai în partea de jos a craterelor polare lunare pot exista depozite de gheață, cum ar fi pe Mercur. Luna nu are practic atmosferă și nu există dovezi că solul lunar a fost expus vreodată la apă lichidă. Nu există nici materie organică în el - doar urme de condrite carbonice care au căzut cu meteoriți. Absența apei și a aerului, precum și fluctuațiile puternice ale temperaturii suprafeței (390 K ziua și 120 K noaptea), fac Luna de nelocuit. Seismometrele livrate pe Lună au făcut posibil să înveți ceva despre interiorul lunar. Acolo au loc adesea „cutremurele lunare” slabe, probabil din cauza influenței mareelor ​​a Pământului. Luna este destul de omogenă, are un miez mic dens și o crustă de aproximativ 65 de km grosime făcută din materiale mai ușoare, cu cei 10 km superiori ai crustei zdrobiți de meteoriți încă de acum 4 miliarde de ani. Bazinele mari de impact sunt distribuite uniform pe suprafața lunară, dar grosimea crustei de pe partea vizibilă a Lunii este mai mică, astfel încât 70% din suprafața mării este concentrată pe aceasta. Istoria suprafeței lunare este în general cunoscută: după încheierea etapei de bombardament intens cu meteoriți în urmă cu 4 miliarde de ani, intestinele erau încă suficient de fierbinți timp de aproximativ 1 miliard de ani, iar lava bazaltică s-a revărsat în mări. Apoi, doar o cădere rară de meteoriți a schimbat fața satelitului nostru. Dar originea lunii este încă dezbătută. S-ar putea forma de la sine și apoi să fie capturat de Pământ; s-ar fi putut forma împreună cu Pământul ca satelit al său; în cele din urmă, s-ar putea separa de Pământ în timpul perioadei de formare. A doua posibilitate a fost populară până de curând, dar în ultimii ani s-a luat în considerare serios ipoteza formării Lunii din materialul ejectat de proto-Pământ în timpul unei coliziuni cu un corp ceresc mare. În ciuda obscurității originii sistemului Pământ-Lună, evoluția lor ulterioară poate fi urmărită destul de sigur. Interacțiunea mareelor ​​afectează în mod semnificativ mișcarea corpurilor cerești: rotația zilnică a Lunii practic a încetat (perioada sa a devenit egală cu cea orbitală), iar rotația Pământului încetinește, transferând momentul său unghiular mișcării orbitale a lui. Luna, care, ca urmare, se îndepărtează de Pământ cu aproximativ 3 cm pe an. Acest lucru se va opri atunci când rotația Pământului se va alinia cu cea a Lunii. Atunci Pământul și Luna vor fi întoarse constant unul spre celălalt de o parte (precum Pluto și Charon), iar ziua și luna lor vor deveni egale cu 47 de zile curente; în acest caz, Luna se va îndepărta de noi de 1,4 ori. Adevărat, această situație nu va dura pentru totdeauna, deoarece mareele solare nu vor înceta să afecteze rotația Pământului. Vezi si
LUNA ;
ORIGINEA ȘI ISTORIA LUNII;
DEBIRE ȘI DEBIRE.
Marte. Marte este similar cu Pământul, dar aproape jumătate din dimensiunea sa și are o densitate medie ceva mai mică. Perioada de rotație zilnică (24 h 37 min) și înclinarea axei (24°) aproape nu diferă de cele de pe Pământ. Pentru un observator pământesc, Marte apare ca o stea roșiatică, a cărei strălucire se schimbă vizibil; este maximă în perioadele de confruntări care se repetă în puțin peste doi ani (de exemplu, în aprilie 1999 și iunie 2001). Marte este deosebit de aproape și strălucitor în perioadele de mari opoziții care apar dacă în momentul opoziției trece pe lângă periheliu; asta se intampla la fiecare 15-17 ani (urmatorul este in august 2003). Un telescop de pe Marte arată regiuni portocalii strălucitoare și regiuni mai întunecate care își schimbă tonul odată cu anotimpurile. Cape de zăpadă albe strălucitoare se află la stâlpi. Culoarea roșiatică a planetei este asociată cu o cantitate mare de oxizi de fier (rugina) în solul său. Compoziția regiunilor întunecate seamănă probabil cu bazalții terestre, în timp ce regiunile luminoase sunt compuse din material fin dispersat.

SUPRAFAȚA LUI MARTE în apropierea blocului de aterizare „Viking-1”. Fragmente mari de piatră au o dimensiune de aproximativ 30 cm.

Practic, cunoștințele noastre despre Marte sunt obținute de stații automate. Cele mai productive au fost două orbitere și două aterizare ale expediției Viking, care au aterizat pe Marte pe 20 iulie și 3 septembrie 1976 în zonele Chris (22 ° N, 48 ° V) și Utopia (48 ° N). ., 226° V), cu Viking 1 în funcțiune până în noiembrie 1982. Ambii au aterizat în zone luminoase clasice și au ajuns într-un deșert nisipos roșcat presărat cu pietre întunecate. 4 iulie 1997 Sonda „Mars Pathfinder” (SUA) către Valea Ares (19° N, 34° V) primul vehicul automat autopropulsat care a descoperit roci mixte și, eventual, pietricele întoarse de apă și amestecate cu nisip și argilă , ceea ce indică schimbări puternice ale climei marțiane și prezența unei cantități mari de apă în trecut. Atmosfera rarefiată a lui Marte este formată din 95% dioxid de carbon și 3% azot. Sunt prezente cantități mici de vapori de apă, oxigen și argon. Presiunea medie la suprafață este de 6 mbar (adică 0,6% din pământ). La o presiune atât de scăzută, nu poate exista apă lichidă. Temperatura medie zilnică este de 240 K, iar maxima vara la ecuator ajunge la 290 K. Fluctuațiile zilnice ale temperaturii sunt de aproximativ 100 K. Astfel, clima lui Marte este clima unui deșert rece, deshidratat, de mare altitudine. La latitudinile mari ale lui Marte, temperaturile scad sub 150 K iarna, iar dioxidul de carbon (CO2) atmosferic îngheață și cade la suprafață sub formă de zăpadă albă, formând calota polară. Condensarea și sublimarea periodică a calotelor polare provoacă fluctuații sezoniere ale presiunii atmosferice cu 30%. Până la sfârșitul iernii, limita calotei polare scade la 45°-50° latitudine, iar vara rămâne o zonă mică din acesta (300 km în diametru la polul sud și 1000 km la nord), constând probabil din gheață de apă, a cărei grosime poate ajunge la 1-2 km. Uneori, vânturi puternice bat pe Marte, ridicând în aer nori de nisip fin. Furtunile de praf deosebit de puternice apar la sfârșitul primăverii în emisfera sudică, când Marte trece prin periheliul orbitei și căldura solară este deosebit de mare. Timp de saptamani si chiar luni, atmosfera devine opaca cu praf galben. Orbiterii „Vikingii” au transmis imagini cu dune de nisip puternice la fundul craterelor mari. Depunerile de praf schimbă aspectul suprafeței marțiane de la sezon la sezon atât de mult încât este vizibil chiar și de pe Pământ când sunt privite cu un telescop. În trecut, aceste schimbări sezoniere ale culorii suprafeței au fost considerate de unii astronomi a fi semne ale vegetației de pe Marte. Geologia lui Marte este foarte diversă. Întinderi mari ale emisferei sudice sunt acoperite cu vechi cratere rămase din epoca bombardamentelor antice cu meteoriți (cu 4 miliarde de ani în urmă). cu ani în urmă). O mare parte din emisfera nordică este acoperită de fluxuri de lavă mai tinere. Deosebit de interesant este Muntele Tharsis (10° N, 110° V), pe care se află mai mulți munți vulcanici giganți. Cel mai înalt dintre ele - Muntele Olimp - are un diametru la baza de 600 km și o înălțime de 25 km. Deși nu există semne de activitate vulcanică acum, vârsta fluxurilor de lavă nu depășește 100 de milioane de ani, ceea ce este mic în comparație cu vârsta planetei de 4,6 miliarde de ani.

Deși vulcanii antici indică activitatea cândva puternică a interiorului marțian, nu există semne de tectonică a plăcilor: nu există centuri muntoase pliate și alți indicatori de compresie a crustei. Cu toate acestea, există falii de rift puternice, dintre care cea mai mare - văile Mariner - se întinde de la Tharsis la est pe 4000 km, cu o lățime maximă de 700 km și o adâncime de 6 km. Una dintre cele mai interesante descoperiri geologice făcute pe baza fotografiilor de la nave spațiale au fost văile ramificate și întortocheate lungi de sute de kilometri, care amintesc de canalele secate ale râurilor pământești. Acest lucru sugerează o climă mai favorabilă în trecut, când temperaturile și presiunile ar fi putut fi mai ridicate, iar râurile să curgă pe suprafața lui Marte. Adevărat, localizarea văilor în regiunile sudice, puternic craterizate, ale lui Marte indică faptul că au existat râuri pe Marte cu foarte mult timp în urmă, probabil în primii 0,5 miliarde de ani ai evoluției sale. Apa se află acum la suprafață sub formă de gheață la calotele polare și, eventual, sub suprafață, ca un strat de permafrost. Structura internă a lui Marte este puțin înțeleasă. Densitatea sa medie scăzută indică absența unui miez metalic semnificativ; în orice caz, nu este topit, ceea ce decurge din absența unui câmp magnetic pe Marte. Seismometrul de pe blocul de aterizare al aparatului Viking-2 nu a înregistrat activitatea seismică a planetei timp de 2 ani de funcționare (seismometrul nu a funcționat pe Viking-1). Marte are doi sateliți mici - Phobos și Deimos. Ambele au formă neregulată, sunt acoperite de cratere de meteoriți și sunt probabil asteroizi capturați de planetă în trecutul îndepărtat. Phobos se învârte în jurul planetei pe o orbită foarte joasă și continuă să se apropie de Marte sub influența mareelor; avea să fie mai târziu distrusă de gravitația planetei.
Jupiter. Cea mai mare planetă din sistemul solar, Jupiter, este de 11 ori mai mare decât Pământul și de 318 ori mai masivă decât acesta. Densitatea sa medie scăzută (1,3 g/cm3) indică o compoziție apropiată de cea a Soarelui: mai ales hidrogen și heliu. Rotația rapidă a lui Jupiter în jurul axei sale determină compresia sa polară cu 6,4%. Un telescop de pe Jupiter arată benzi de nori paralele cu ecuatorul; zonele luminoase din ele sunt intercalate cu curele roșiatice. Este probabil ca zonele luminoase să fie zone cu curent ascendent unde vârfurile norilor de amoniac sunt vizibile; Centurile roșiatice sunt asociate cu fluxuri descendențe, a căror culoare strălucitoare este determinată de hidrosulfatul de amoniu, precum și de compuși de fosfor roșu, sulf și polimeri organici. Pe lângă hidrogen și heliu, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 și GeH4 au fost detectate spectroscopic în atmosfera lui Jupiter. Temperatura din vârfurile norilor de amoniac este de 125 K, dar crește cu 2,5 K/km odată cu adâncimea. La o adâncime de 60 km ar trebui să existe un strat de nori de apă. Vitezele de mișcare a norilor în zonele și centurile învecinate diferă semnificativ: de exemplu, în centura ecuatorială, norii se deplasează spre est cu 100 m/s mai repede decât în ​​zonele învecinate. Diferența de viteză provoacă turbulențe puternice la limitele zonelor și curelelor, ceea ce face forma lor foarte complicată. Una dintre manifestările acestui lucru sunt petele ovale rotative, dintre care cea mai mare - Marea Pată Roșie - a fost descoperită acum mai bine de 300 de ani de către Cassini. Acest punct (25.000-15.000 km) este mai mare decât discul Pământului; are o structură ciclonică în spirală și face o revoluție în jurul axei sale în 6 zile. Restul petelor sunt mai mici și dintr-un motiv oarecare sunt toate albe.

Jupiter nu are o suprafață solidă. Stratul superior al planetei cu o lungime de 25% din rază este format din hidrogen lichid și heliu. Mai jos, unde presiunea depaseste 3 milioane de bari si temperatura este de 10.000 K, hidrogenul trece in stare metalica. Este posibil ca în apropierea centrului planetei să existe un nucleu lichid de elemente mai grele cu o masă totală de aproximativ 10 mase Pământului. În centru, presiunea este de aproximativ 100 de milioane de bari, iar temperatura este de 20-30 mii K. Interioarele metalice lichide și rotația rapidă a planetei au determinat câmpul său magnetic puternic, care este de 15 ori mai puternic decât cel al pământului. Magnetosfera uriașă a lui Jupiter, cu centuri de radiații puternice, se extinde dincolo de orbitele celor patru sateliți mari ai săi. Temperatura din centrul lui Jupiter a fost întotdeauna mai mică decât este necesar pentru apariția reacțiilor termonucleare. Dar rezervele interne de căldură ale lui Jupiter, care au rămas din epoca formării, sunt mari. Chiar și acum, 4,6 miliarde de ani mai târziu, emite aproximativ aceeași cantitate de căldură pe care o primește de la Soare; în primul milion de ani de evoluție, puterea de radiație a lui Jupiter a fost de 104 ori mai mare. Deoarece aceasta a fost epoca formării marilor sateliți ai planetei, nu este de mirare că compoziția lor depinde de distanța până la Jupiter: cele două cele mai apropiate de acesta - Io și Europa - au o densitate destul de mare (3,5 și 3,0 g/). cm3), iar cele mai îndepărtate - Ganymede și Callisto - conțin multă gheață de apă și, prin urmare, sunt mai puțin dense (1,9 și 1,8 g/cm3).
Sateliți. Jupiter are cel puțin 16 sateliți și un inel slab: se află la 53.000 km distanță de stratul superior de nori, are o lățime de 6.000 km și se pare că este format din particule solide mici și foarte întunecate. Cele mai mari patru luni ale lui Jupiter sunt numite galileene deoarece au fost descoperite de Galileo în 1610; independent de el, în același an, au fost descoperite de astronomul german Marius, care le-a dat numele lor actuale - Io, Europa, Ganimede și Callisto. Cel mai mic dintre sateliți - Europa - este puțin mai mic decât Luna, iar Ganimede este mai mare decât Mercur. Toate sunt vizibile prin binoclu.

Pe suprafața Io, Voyagers au descoperit mai mulți vulcani activi, ejectând materie în aer sute de kilometri. Suprafața Ioului este acoperită cu depozite de sulf roșiatic și pete ușoare de dioxid de sulf - produse ale erupțiilor vulcanice. Sub formă de gaz, dioxidul de sulf formează o atmosferă extrem de rarefiată de Io. Energia activității vulcanice este extrasă din influența mareelor ​​a planetei asupra satelitului. Orbita lui Io trece prin centurile de radiații ale lui Jupiter și s-a stabilit de mult timp că satelitul interacționează puternic cu magnetosfera, provocând explozii radio în ea. În 1973, de-a lungul orbitei lui Io a fost descoperit un tor de atomi de sodiu luminoși; mai târziu acolo s-au găsit ioni de sulf, potasiu și oxigen. Aceste substanțe sunt eliminate de protonii energetici ai centurilor de radiații, fie direct de pe suprafața lui Io, fie din penelele gazoase ale vulcanilor. Deși influența mareelor ​​a lui Jupiter asupra Europei este mai slabă decât pe Io, interiorul său poate fi, de asemenea, parțial topit. Studiile spectrale arată că Europa are gheață de apă pe suprafața sa, iar nuanța sa roșiatică se datorează probabil poluării cu sulf din Io. Absența aproape completă a craterelor de impact indică tinerețea geologică a suprafeței. Pliurile și faliile suprafeței de gheață a Europei seamănă cu câmpurile de gheață ale mărilor polare ale pământului; probabil, pe Europa, este apă lichidă sub un strat de gheață. Ganimede este cea mai mare lună din sistemul solar. Densitatea sa este scăzută; probabil că este jumătate stâncă și jumătate gheață. Suprafața sa arată ciudat și prezintă semne de expansiune a crustei, posibil însoțind procesul de diferențiere subterană. Secțiunile suprafeței antice craterizate sunt separate de tranșee mai tinere, lungi de sute de kilometri și lățime de 1-2 km, aflate la o distanță de 10-20 km unele de altele. Este probabil ca aceasta să fie gheață mai tânără, formată prin revărsarea apei prin fisuri imediat după diferențiere cu aproximativ 4 miliarde de ani în urmă. Callisto este asemănător cu Ganimede, dar nu există semne de defecte pe suprafața lui; toate acestea sunt foarte vechi și puternic craterizate. Suprafața ambilor sateliți este acoperită cu gheață presărată cu roci de tip regolit. Dar dacă pe Ganymede gheața este de aproximativ 50%, atunci pe Callisto este mai mică de 20%. Compoziția rocilor lui Ganymede și Callisto este probabil similară cu cea a meteoriților carbonați. Lunii lui Jupiter nu au atmosferă, cu excepția gazului vulcanic SO2 rarefiat de pe Io. Din cele zece luni minore ale lui Jupiter, patru sunt mai aproape de planetă decât cele galileene; cel mai mare dintre ele, Amalthea, este un obiect craterizat de formă neregulată (dimensiuni 270*166*150 km). Suprafața sa întunecată – foarte roșie – poate să fi fost acoperită cu gri din Io. Micii sateliți exteriori ai lui Jupiter sunt împărțiți în două grupuri în funcție de orbitele lor: 4 mai aproape de planetă se întorc în direcția înainte (în raport cu rotația planetei) și 4 mai îndepărtați - în direcția opusă. Toate sunt mici și întunecate; probabil că au fost capturați de Jupiter dintre asteroizii grupului troian (vezi ASTEROID).
Saturn. A doua cea mai mare planetă gigantică. Aceasta este o planetă hidrogen-heliu, dar abundența relativă a heliului în Saturn este mai mică decât cea a lui Jupiter; dedesubt și densitatea medie a acestuia. Rotația rapidă a lui Saturn duce la o aplatizare mare a acestuia (11%).

SATURN și lunile sale, fotografiate în timpul trecerii sondei spațiale Voyager.

Într-un telescop, discul lui Saturn nu arată la fel de spectaculos ca Jupiter: are o culoare maro-portocalie și curele și zone slab pronunțate. Motivul este că regiunile superioare ale atmosferei sale sunt umplute cu ceață de amoniac care difuzează lumina (NH3). Saturn este mai departe de Soare, astfel încât temperatura atmosferei sale superioare (90 K) este cu 35 K mai mică decât cea a lui Jupiter, iar amoniacul este în stare condensată. Odată cu adâncimea, temperatura atmosferei crește cu 1,2 K/km, astfel încât structura norilor seamănă cu cea a lui Jupiter: sub stratul de nor de hidrosulfat de amoniu există un strat de nori de apă. Pe lângă hidrogen și heliu, CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 și PH3 au fost detectate spectroscopic în atmosfera lui Saturn. Din punct de vedere al structurii interne, Saturn seamănă și cu Jupiter, deși datorită masei mai mici are o presiune și o temperatură mai scăzute în centru (75 milioane de bari și 10.500 K). Câmpul magnetic al lui Saturn este comparabil cu cel al Pământului. La fel ca Jupiter, Saturn generează căldură internă, de două ori mai mult decât primește de la Soare. Adevărat, acest raport este mai mare decât cel al lui Jupiter, deoarece Saturn, situat de două ori mai departe, primește de patru ori mai puțină căldură de la Soare.
Inelele lui Saturn. Saturn este înconjurat de un sistem unic puternic de inele de până la o distanță de 2,3 raze planetare. Ele sunt ușor de distins atunci când sunt privite printr-un telescop și, atunci când sunt studiate la distanță apropiată, ele arată o varietate excepțională: de la un inel masiv B la un inel F îngust, de la undele cu densitate spirală până la „spirele” alungite radial complet neașteptate descoperite de Voyagers. . Particulele care umplu inelele lui Saturn reflectă lumina mult mai bine decât materialul inelelor întunecate ale lui Uranus și Neptun; studiul lor în diferite game spectrale arată că aceștia sunt „bulgări de zăpadă murdari” cu dimensiuni de ordinul unui metru. Cele trei inele clasice ale lui Saturn, în ordine de la exterior la interior, sunt notate cu literele A, B și C. Inelul B este destul de dens: semnalele radio de la Voyager au trecut cu greu prin el. Intervalul de 4000 km dintre inelele A și B, numit fisiune Cassini (sau gol), nu este cu adevărat gol, dar este comparabil ca densitate cu inelul C pal, care anterior a fost numit inel crep. Aproape de marginea exterioară a inelului A, există o fisură Encke mai puțin vizibilă. În 1859, Maxwell a concluzionat că inelele lui Saturn trebuie să fie compuse din particule individuale care orbitează planeta. La sfârşitul secolului al XIX-lea acest lucru a fost confirmat de observațiile spectrale, care au arătat că părțile interioare ale inelelor se rotesc mai repede decât cele exterioare. Deoarece inelele se află în planul ecuatorului planetei, ceea ce înseamnă că sunt înclinate față de planul orbital cu 27 °, Pământul cade în planul inelelor de două ori în 29,5 ani și le observăm cu margini. În acest moment, inelele „dispar”, ceea ce dovedește grosimea lor foarte mică - nu mai mult de câțiva kilometri. Imaginile detaliate ale inelelor realizate de Pioneer 11 (1979) și Voyagers (1980 și 1981) au arătat o structură mult mai complexă decât se aștepta. Inelele sunt împărțite în sute de bucle individuale cu o lățime tipică de câteva sute de kilometri. Chiar și în golul Cassini erau cel puțin cinci inele. O analiză detaliată a arătat că inelele sunt neomogene atât ca dimensiune, cât și, eventual, ca compoziție a particulelor. Structura complexă a inelelor se datorează probabil influenței gravitaționale a micilor sateliți din apropierea lor, care nu erau bănuiți anterior. Probabil cel mai neobișnuit este cel mai subțire inel F, descoperit în 1979 de către Pioneer la o distanță de 4000 km de marginea exterioară a inelului A. mai târziu, Voyager 2 a constatat că structura inelului F este mult mai simplă: „firenele” materiei nu mai erau împletite. Această structură și evoluția ei rapidă se datorează parțial influenței a doi mici sateliți (Prometeu și Pandora) care se deplasează la marginile exterioare și interioare ale acestui inel; se numesc „câini de pază”. Cu toate acestea, prezența unor corpuri și mai mici sau a acumulărilor temporare de materie în interiorul inelului F nu este exclusă.
Sateliți. Saturn are cel puțin 18 luni. Cele mai multe dintre ele sunt probabil înghețate. Unele au orbite foarte interesante. De exemplu, Ianus și Epimeteu au aproape aceleași raze orbitale. Pe orbita lui Dione, cu 60 ° în fața ei (această poziție este numită punctul principal Lagrange), satelitul mai mic Helena se mișcă. Tethys este însoțit de doi sateliți mici - Telesto și Calypso - în punctele de conducere și întârziere Lagrange ale orbitei sale. Razele și masele a șapte sateliți ai lui Saturn (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan și Iapetus) au fost măsurate cu o bună acuratețe. Toate sunt în mare parte înghețate. Cele care sunt mai mici au o densitate de 1-1,4 g/cm3, care este apropiată de densitatea gheții de apă cu amestec mai mult sau mai puțin de roci. Nu este încă clar dacă conțin metan și amoniac. Densitatea mai mare a Titanului (1,9 g/cm3) este rezultatul masei sale mari, care provoacă comprimarea interiorului. Ca diametru și densitate, Titan este foarte asemănător cu Ganimede; probabil că au aceeași structură internă. Titan este a doua cea mai mare lună din sistemul solar și este unică prin faptul că are o atmosferă puternică constantă, constând în principal din azot și o cantitate mică de metan. Presiunea la suprafața sa este de 1,6 bar, temperatura este de 90 K. În astfel de condiții, metanul lichid poate fi pe suprafața Titanului. Straturile superioare ale atmosferei până la altitudini de 240 km sunt umplute cu nori portocalii, constând probabil din particule de polimeri organici sintetizați sub influența razelor ultraviolete ale Soarelui. Restul lunilor lui Saturn sunt prea mici pentru a avea o atmosferă. Suprafețele lor sunt acoperite cu gheață și craterate puternic. Doar pe suprafața lui Enceladus există mult mai puține cratere. Probabil, influența mareelor ​​a lui Saturn își menține intestinele în stare topită, iar impacturile meteoriților duc la o revărsare de apă și la umplerea craterelor. Unii astronomi cred că particulele de pe suprafața lui Enceladus au format un inel E larg de-a lungul orbitei sale. Este foarte interesant satelitul Iapetus, în care emisfera posterioară (în raport cu direcția mișcării orbitale) este acoperită cu gheață și reflectă 50% din lumina incidentă, iar emisfera frontală este atât de întunecată încât reflectă doar 5% din lumină. ; este acoperit cu ceva asemănător cu substanța meteoriților carbonați. Este posibil ca materialul ejectat sub influența impactului meteoriților de pe suprafața satelitului exterior al lui Saturn, Phoebe, să cadă în emisfera anterioară a lui Iapet. În principiu, acest lucru este posibil, deoarece Phoebe se mișcă pe orbită în direcția opusă. În plus, suprafața lui Phoebe este destul de întunecată, dar încă nu există date exacte despre ea.
Uranus. Uranus are o culoare verde-mare și arată lipsit de trăsături, deoarece atmosfera sa superioară este plină de ceață, prin care sonda Voyager 2 care zbura lângă el în 1986 a putut vedea cu greu câțiva nori. Axa planetei este înclinată față de axa orbitală cu 98,5°, adică. se află aproape în planul orbitei. Prin urmare, fiecare dintre poli este întors direct către Soare pentru o perioadă de timp, apoi trece în umbră timp de o jumătate de an (42 de ani pământeni). Atmosfera lui Uranus conține în mare parte hidrogen, 12-15% heliu și alte câteva gaze. Temperatura atmosferei este de aproximativ 50 K, deși în straturile superioare rarefiate se ridică la 750 K ziua și 100 K noaptea. Câmpul magnetic al lui Uranus este puțin mai slab decât puterea pământului la suprafață, iar axa sa este înclinată față de axa de rotație a planetei cu 55 °. Se cunosc puține lucruri despre structura internă a planetei. Stratul de nor se extinde probabil la o adâncime de 11.000 km, urmat de un ocean cu apă fierbinte la 8.000 km adâncime, iar sub acesta un miez de piatră topită cu o rază de 7.000 km.
Inele.În 1976, au fost descoperite inele unice ale lui Uranus, constând din inele subțiri separate, dintre care cel mai lat are o grosime de 100 km. Inelele sunt situate în intervalul de distanțe de la 1,5 la 2,0 raze ale planetei față de centrul acesteia. Spre deosebire de inelele lui Saturn, inelele lui Uranus sunt alcătuite din roci mari întunecate. Se crede că un satelit mic sau chiar doi sateliți se mișcă în fiecare inel, ca în inelul F al lui Saturn.
Sateliți. Au fost descoperite 20 de luni ale lui Uranus. Cel mai mare - Titania și Oberon - cu un diametru de 1500 km. Mai sunt 3 mari, de peste 500 km, restul sunt foarte mici. Spectrele de suprafață a cinci sateliți mari indică o cantitate mare de gheață de apă. Suprafețele tuturor sateliților sunt acoperite cu cratere de meteoriți.
Neptun.În exterior, Neptun este asemănător cu Uranus; spectrul său este dominat și de benzile de metan și hidrogen. Fluxul de căldură din Neptun depășește semnificativ puterea căldurii solare incidente asupra acestuia, ceea ce indică existența unei surse interne de energie. Poate că o mare parte din căldura internă este eliberată ca urmare a mareelor ​​cauzate de luna masivă Triton, care orbitează în direcția opusă la o distanță de 14,5 raze planetare. Voyager 2, zburând în 1989 la o distanță de 5000 km de stratul de nor, a descoperit încă 6 sateliți și 5 inele lângă Neptun. În atmosferă au fost descoperite Marea Pată Întunecată și un sistem complex de curenți turbionari. Suprafața rozalie a lui Triton a dezvăluit detalii geologice uimitoare, inclusiv gheizere puternice. Satelitul Proteus descoperit de Voyager s-a dovedit a fi mai mare decât Nereida, descoperită de pe Pământ în 1949.
Pluton. Pluto are o orbită foarte alungită și înclinată; la periheliu se apropie de Soare la 29,6 UA. și este îndepărtat la afeliu la 49,3 UA. Pluto a trecut de periheliu în 1989; din 1979 până în 1999 a fost mai aproape de Soare decât Neptun. Cu toate acestea, din cauza înclinării mari a orbitei lui Pluto, calea sa nu se încrucișează niciodată cu Neptun. Temperatura medie de suprafață a lui Pluto este de 50 K, se schimbă de la afeliu la periheliu cu 15 K, ceea ce este destul de vizibil la temperaturi atât de scăzute. În special, aceasta duce la apariția unei atmosfere de metan rarefiate în timpul perioadei de trecere a periheliului planetei, dar presiunea acesteia este de 100.000 de ori mai mică decât presiunea atmosferei terestre. Pluto nu poate menține o atmosferă mult timp pentru că este mai mică decât luna. Luna lui Pluto Charon durează 6,4 zile pentru a orbit aproape de planetă. Orbita sa este foarte puternic înclinată spre ecliptică, astfel încât eclipsele apar doar în epoci rare ale trecerii Pământului prin planul orbitei lui Charon. Luminozitatea lui Pluto se schimbă în mod regulat pe o perioadă de 6,4 zile. Prin urmare, Pluto se rotește sincron cu Charon și are pete mari la suprafață. În raport cu dimensiunea planetei, Charon este foarte mare. Pluto-Charon este adesea denumit „planetă dublă”. La un moment dat, Pluto era considerat un satelit „scăpat” al lui Neptun, dar după descoperirea lui Charon, acest lucru pare puțin probabil.
PLANETELE: ANALIZA COMPARATIVA
Structura interna. Obiectele sistemului solar din punct de vedere al structurii lor interne pot fi împărțite în 4 categorii: 1) comete, 2) corpuri mici, 3) planete terestre, 4) giganți gazosi. Cometele sunt simple corpuri de gheață, cu o compoziție și o istorie deosebite. Categoria corpurilor mici include toate celelalte obiecte cerești cu raze mai mici de 200 km: granule de praf interplanetar, particule de inele planetare, sateliți mici și majoritatea asteroizilor. În timpul evoluției sistemului solar, toți au pierdut căldura degajată în timpul acreției primare și s-au răcit, nefiind suficient de mari pentru a se încălzi din cauza dezintegrarii radioactive care are loc în ele. Planetele de tip Pământ sunt foarte diverse: de la „fierul” Mercur până la misteriosul sistem de gheață Pluto-Charon. Pe lângă cele mai mari planete, Soarele este uneori clasificat drept gigant gazos. Cel mai important parametru care determină compoziția planetei este densitatea medie (masa totală împărțită la volumul total). Valoarea sa indică imediat ce fel de planetă - „piatră” (silicați, metale), „gheață” (apă, amoniac, metan) sau „gaz” (hidrogen, heliu). Deși suprafețele lui Mercur și ale Lunii sunt izbitor de similare, compoziția lor internă este complet diferită, deoarece densitatea medie a lui Mercur este de 1,6 ori mai mare decât cea a Lunii. În același timp, masa Mercurului este mică, ceea ce înseamnă că densitatea sa mare se datorează în principal nu comprimării materiei sub acțiunea gravitației, ci unei compoziții chimice speciale: Mercurul conține 60-70% metale și 30% -40% din silicati in masa. Conținutul de metal pe unitatea de masă a lui Mercur este semnificativ mai mare decât cel al oricărei alte planete. Venus se rotește atât de încet încât umflarea sa ecuatorială este măsurată doar în fracțiuni de metru (la Pământ - 21 km) și nu poate spune deloc nimic despre structura internă a planetei. Câmpul său gravitațional se corelează cu topografia suprafeței, spre deosebire de Pământ, unde continentele „plutesc”. Este posibil ca continentele lui Venus să fie fixate de rigiditatea mantalei, dar este posibil ca topografia lui Venus să fie menținută dinamic prin convecție viguroasă a mantalei sale. Suprafața Pământului este mult mai tânără decât suprafețele altor corpuri din sistemul solar. Motivul pentru aceasta este în principal prelucrarea intensivă a materialului crustei ca urmare a tectonicii plăcilor. Eroziunea sub acțiunea apei lichide are, de asemenea, un efect vizibil. Suprafețele majorității planetelor și lunilor sunt dominate de structuri inelare asociate cu cratere de impact sau vulcani; pe Pământ, tectonica plăcilor a făcut ca zonele sale mari și joase să fie liniare. Un exemplu sunt lanțurile muntoase care se ridică acolo unde două plăci se ciocnesc; tranșee oceanice care marchează locurile în care o placă trece sub alta (zone de subducție); precum și crestele mijlocii oceanice în acele locuri în care două plăci diverg sub acțiunea crustei tinere care iese din manta (zonă de răspândire). Astfel, relieful suprafeței pământului reflectă dinamica interiorului său. Mici eșantioane din mantaua superioară a Pământului devin disponibile pentru studiu de laborator atunci când ies la suprafață ca parte a rocilor magmatice. Sunt cunoscute incluziuni ultrabazice (ultrabazice, sărace în silicați și bogate în Mg și Fe) care conțin minerale care se formează doar la presiune mare (de exemplu, diamant), precum și minerale pereche care pot coexista doar dacă s-au format la presiune mare. Aceste incluziuni au făcut posibilă estimarea cu suficientă acuratețe a compoziției mantalei superioare până la o adâncime de cca. 200 km. Compoziția mineralogică a mantalei profunde nu este bine cunoscută, deoarece nu există încă date precise privind distribuția temperaturii cu adâncimea, iar principalele faze ale mineralelor profunde nu au fost reproduse în laborator. Miezul Pământului este împărțit în exterior și interior. Miezul exterior nu transmite unde seismice transversale, prin urmare, este lichid. Cu toate acestea, la o adâncime de 5200 km, materia nucleului începe din nou să conducă unde transversale, dar cu o viteză mică; aceasta înseamnă că miezul interior este parțial „înghețat”. Densitatea miezului este mai mică decât a unui lichid pur fier-nichel, probabil din cauza amestecului de sulf. Un sfert din suprafața marțiană este ocupată de Dealul Tharsis, care s-a ridicat cu 7 km față de raza medie a planetei. Pe ea se află majoritatea vulcanilor, în timpul formării cărora lava s-a răspândit pe o distanță lungă, ceea ce este tipic pentru rocile topite bogate în fier. Unul dintre motivele dimensiunii uriașe a vulcanilor marțieni (cei mai mari din sistemul solar) este că, spre deosebire de Pământ, Marte nu are plăci care se mișcă în raport cu buzunarele fierbinți din manta, așa că vulcanii durează mult să crească într-un singur loc. . Marte nu are câmp magnetic și nu a fost detectată nicio activitate seismică. În solul său erau mulți oxizi de fier, ceea ce indică o diferențiere slabă a interiorului.
Căldura interioară. Multe planete radiază mai multă căldură decât primesc de la soare. Cantitatea de căldură generată și stocată în intestinele planetei depinde de istoria acesteia. Pentru o planetă în curs de dezvoltare, bombardamentul cu meteoriți este principala sursă de căldură; apoi căldura este eliberată în timpul diferențierii interiorului, când componentele cele mai dense, precum fierul și nichelul, se așează spre centru și formează miezul. Jupiter, Saturn și Neptun (dar nu și Uranus din anumite motive) încă radiază căldura pe care au acumulat-o când s-au format acum 4,6 miliarde de ani. Pentru planetele terestre, o sursă importantă de încălzire în epoca actuală este dezintegrarea elementelor radioactive - uraniu, toriu și potasiu - care au fost incluse într-o cantitate mică în compoziția inițială de condrită (solară). Disiparea energiei de mișcare în deformațiile de maree - așa-numita „disipare de maree” - este principala sursă de încălzire a lui Io și joacă un rol semnificativ în evoluția unor planete, a căror rotație (de exemplu, Mercur) a fost încetinit de maree.
Convecția în manta. Dacă lichidul este încălzit suficient de puternic, în el se dezvoltă convecție, deoarece conductivitatea termică și radiația nu pot face față fluxului de căldură furnizat local. Poate părea ciudat să spunem că interioarele planetelor terestre sunt acoperite de convecție, ca un lichid. Nu știm că, conform datelor seismologice, undele transversale se propagă în mantaua pământului și, prin urmare, mantaua este formată nu din roci lichide, ci din roci solide? Dar să luăm chitul de sticlă obișnuit: cu o presiune lentă, se comportă ca un lichid vâscos, cu o presiune puternică - ca un corp elastic și cu impact - ca o piatră. Aceasta înseamnă că pentru a înțelege cum se comportă materia, trebuie să luăm în considerare la ce scară de timp apar procesele. Undele seismice transversale trec prin intestinele pământului în câteva minute. La o scară de timp geologică măsurată în milioane de ani, rocile se deformează plastic dacă li se aplică în mod constant un stres semnificativ. Este uimitor că scoarța terestră încă se îndreaptă, revenind la forma sa anterioară, pe care a avut-o înainte de ultima glaciație, care s-a încheiat cu 10.000 de ani în urmă. După ce a studiat vârsta țărmurilor înălțate ale Scandinaviei, N. Haskel a calculat în 1935 că vâscozitatea mantalei pământului este de 1023 de ori mai mare decât vâscozitatea apei lichide. Dar chiar și în același timp, analiza matematică arată că mantaua pământului se află într-o stare de convecție intensă (o astfel de mișcare a interiorului pământului ar putea fi văzută într-un film accelerat, unde trec un milion de ani într-o secundă). Calcule similare arată că Venus, Marte și, într-o măsură mai mică, Mercur și Luna au, de asemenea, probabil mantale convective. Tocmai începem să dezvăluim natura convecției pe planetele gigantice gazoase. Se știe că mișcările convective sunt puternic influențate de rotația rapidă care există pe planetele gigantice, dar este foarte dificil să studiezi experimental convecția într-o sferă rotativă cu o atracție centrală. Până acum, cele mai precise experimente de acest fel au fost efectuate în microgravitație pe orbita apropiată a Pământului. Aceste experimente, împreună cu calculele teoretice și modelele numerice, au arătat că convecția are loc în tuburi întinse de-a lungul axei de rotație a planetei și îndoite în conformitate cu sfericitatea acesteia. Astfel de celule convective sunt numite „banane” din cauza formei lor. Presiunea planetelor gigantice gazoase variază de la 1 bar la vârful norilor până la aproximativ 50 Mbar în centru. Prin urmare, componenta lor principală - hidrogenul - rezidă la diferite niveluri în diferite faze. La presiuni de peste 3 Mbar, hidrogenul molecular obișnuit devine un metal lichid similar cu litiul. Calculele arată că Jupiter este compus în principal din hidrogen metalic. Iar Uranus și Neptun, se pare, au o manta extinsă de apă lichidă, care este, de asemenea, un bun conductor.
Un câmp magnetic. Câmpul magnetic extern al planetei poartă informații importante despre mișcarea interiorului acesteia. Este câmpul magnetic care stabilește cadrul de referință în care se măsoară viteza vântului în atmosfera înnorată a planetei gigantice; indică faptul că în miezul de metal lichid al Pământului există fluxuri puternice, iar amestecarea activă are loc în mantelele de apă ale lui Uranus și Neptun. Dimpotrivă, absența unui câmp magnetic puternic în Venus și Marte impune restricții asupra dinamicii lor interne. Dintre planetele terestre, câmpul magnetic al Pământului are o intensitate remarcabilă, indicând un efect de dinam activ. Absența unui câmp magnetic puternic pe Venus nu înseamnă că nucleul său s-a solidificat: cel mai probabil, rotația lentă a planetei împiedică efectul dinam. Uranus și Neptun au aceiași dipoli magnetici cu o înclinare mare față de axele planetelor și o deplasare față de centrii lor; aceasta indică faptul că magnetismul lor își are originea în mantale și nu în nuclee. Lunii lui Jupiter Io, Europa și Ganymede au propriile lor câmpuri magnetice, în timp ce Callisto nu. Magnetismul rămas găsit pe Lună.
Atmosfera. Soarele, opt din cele nouă planete și trei din cei șaizeci și trei de sateliți au atmosferă. Fiecare atmosferă are propria sa compoziție chimică specială și un comportament numit „vteme”. Atmosferele sunt împărțite în două grupe: pentru planetele terestre, suprafața densă a continentelor sau oceanul determină condițiile de la limita inferioară a atmosferei, iar pentru giganții gazosi, atmosfera este practic fără fund. Pentru planetele terestre, un strat subțire (0,1 km) al atmosferei din apropierea suprafeței experimentează în mod constant încălzirea sau răcirea din acesta, iar în timpul mișcării - frecare și turbulență (datorită terenului neuniform); acest strat se numește suprafață sau strat limită. Aproape de suprafață, vâscozitatea moleculară tinde să „lipească” atmosfera de sol, astfel încât chiar și o adiere ușoară creează un gradient de viteză vertical puternic care poate provoca turbulențe. Schimbarea temperaturii aerului cu înălțimea este controlată de instabilitatea convectivă, deoarece de dedesubt aerul este încălzit de la o suprafață caldă, devine mai ușor și plutește; pe măsură ce se ridică în zonele de presiune scăzută, se extinde și radiază căldură în spațiu, făcându-l să se răcească, să devină mai dens și să se scufunde. Ca urmare a convecției, în straturile inferioare ale atmosferei se stabilește un gradient de temperatură vertical adiabatic: de exemplu, în atmosfera Pământului, temperatura aerului scade odată cu înălțimea cu 6,5 K/km. Aceasta situatie exista pana la tropopauza (greaca "tropo" - turn, "pause" - terminare), limitand stratul inferior al atmosferei, numit troposfera. Aici au loc schimbările pe care le numim vreme. În apropierea Pământului, tropopauza trece la altitudini de 8-18 km; la ecuator este cu 10 km mai sus decât la poli. Datorită scăderii exponențiale a densității cu înălțimea, 80% din masa atmosferei Pământului este închisă în troposferă. De asemenea, conține aproape toți vaporii de apă și, prin urmare, norii care creează vremea. Pe Venus, dioxidul de carbon și vaporii de apă, împreună cu acidul sulfuric și dioxidul de sulf, absorb aproape toată radiația infraroșie emisă de la suprafață. Acest lucru determină un efect de seră puternic, de exemplu. duce la faptul că temperatura suprafeței lui Venus este cu 500 K mai mare decât cea pe care ar avea-o într-o atmosferă transparentă la radiația infraroșie. Principalele gaze „cu efect de seră” de pe Pământ sunt vaporii de apă și dioxidul de carbon, care ridică temperatura cu 30 K. Pe Marte, dioxidul de carbon și praful atmosferic provoacă un efect de seră slab de doar 5 K. Suprafața fierbinte a lui Venus împiedică eliberarea de sulf din atmosferă prin legarea acestuia de rocile de suprafață. Atmosfera inferioară a lui Venus este îmbogățită cu dioxid de sulf, așa că există un strat dens de nori de acid sulfuric în ea la altitudini de la 50 la 80 km. O cantitate nesemnificativă de substanțe care conțin sulf se găsește și în atmosfera pământului, mai ales după erupții vulcanice puternice. Sulful nu a fost înregistrat în atmosfera lui Marte, prin urmare, vulcanii săi sunt inactivi în epoca actuală. Pe Pământ, o scădere stabilă a temperaturii odată cu înălțimea în troposferă se schimbă deasupra tropopauzei la o creștere a temperaturii odată cu înălțimea. Prin urmare, există un strat extrem de stabil, numit stratosferă (strat latin - strat, pardoseală). Existența unor straturi subțiri de aerosoli permanente și șederea îndelungată acolo a elementelor radioactive din exploziile nucleare sunt dovezi directe ale absenței amestecării în stratosferă. În stratosfera terestră, temperatura continuă să crească odată cu înălțimea până la stratopauză, trecând la o altitudine de cca. 50 km. Sursa de căldură în stratosferă o reprezintă reacțiile fotochimice ale ozonului, a căror concentrație este maximă la o altitudine de cca. 25 km. Ozonul absoarbe radiațiile ultraviolete, astfel încât sub 75 km aproape tot este transformat în căldură. Chimia stratosferei este complexă. Ozonul se formează în principal peste regiunile ecuatoriale, dar concentrația sa cea mai mare se găsește peste poli; aceasta indică faptul că conținutul de ozon este influențat nu numai de chimie, ci și de dinamica atmosferei. Marte are, de asemenea, concentrații mai mari de ozon peste poli, în special peste polul de iarnă. Atmosfera uscată a lui Marte are relativ puțini radicali hidroxil (OH) care epuizează ozonul. Profilurile de temperatură ale atmosferelor planetelor gigantice sunt determinate din observațiile terestre ale ocultărilor planetare ale stelelor și din datele sondei, în special din atenuarea semnalelor radio atunci când sonda intră pe planetă. Fiecare planetă are o tropopauză și o stratosferă, deasupra cărora se află termosfera, exosfera și ionosfera. Temperatura termosferelor lui Jupiter, Saturn și, respectiv, Uranus este de cca. 1000, 420 și 800 K. Temperatura ridicată și gravitația relativ scăzută de pe Uranus permit atmosferei să se extindă până la inele. Acest lucru provoacă decelerare și căderea rapidă a particulelor de praf. Deoarece există încă benzi de praf în inelele lui Uranus, trebuie să existe o sursă de praf acolo. Deși structura de temperatură a troposferei și stratosferei în atmosferele diferitelor planete are multe în comun, compoziția lor chimică este foarte diferită. Atmosferele lui Venus și Marte sunt în mare parte bioxid de carbon, dar reprezintă două exemple extreme de evoluție atmosferică: Venus are o atmosferă densă și fierbinte, în timp ce Marte are una rece și rarefiată. Este important să înțelegem dacă atmosfera pământului va ajunge în cele din urmă la unul dintre aceste două tipuri și dacă aceste trei atmosfere au fost întotdeauna atât de diferite. Soarta apei originale de pe planetă poate fi determinată prin măsurarea conținutului de deuteriu în raport cu izotopul de lumină al hidrogenului: raportul D/H impune o limită a cantității de hidrogen care părăsește planeta. Masa de apă din atmosfera lui Venus este acum 10-5 din masa oceanelor Pământului. Dar raportul D/H pe Venus este de 100 de ori mai mare decât pe Pământ. Dacă la început acest raport a fost același pe Pământ și pe Venus și rezervele de apă de pe Venus nu au fost completate în timpul evoluției sale, atunci o creștere de o sută de ori a raportului D/H pe Venus înseamnă că odată pe Venus era de o sută de ori mai multă apă decât acum. Explicația pentru aceasta este de obicei căutată în cadrul teoriei „volatilizării cu efect de seră”, care afirmă că Venus nu a fost niciodată suficient de rece pentru ca apa să se condenseze la suprafața sa. Dacă apa a umplut întotdeauna atmosfera sub formă de abur, atunci fotodisociarea moleculelor de apă a dus la eliberarea de hidrogen, al cărui izotop de lumină a scăpat din atmosferă în spațiu, iar apa rămasă a fost îmbogățită cu deuteriu. De mare interes este diferența puternică dintre atmosferele Pământului și Venus. Se crede că atmosferele moderne ale planetelor terestre s-au format ca urmare a degazării intestinelor; în acest caz, au fost eliberați în principal vapori de apă și dioxid de carbon. Pe Pământ, apa era concentrată în ocean, iar dioxidul de carbon era legat în rocile sedimentare. Dar Venus este mai aproape de Soare, e cald acolo și nu există viață; deci dioxidul de carbon a rămas în atmosferă. Vaporii de apă sub acțiunea luminii solare disociați în hidrogen și oxigen; hidrogenul a scăpat în spațiu (atmosfera terestră pierde rapid hidrogen), iar oxigenul s-a dovedit a fi legat în roci. Adevărat, diferența dintre aceste două atmosfere se poate dovedi a fi mai profundă: încă nu există o explicație pentru faptul că există mult mai mult argon în atmosfera lui Venus decât în ​​atmosfera Pământului. Suprafața lui Marte este acum un deșert rece și uscat. În cea mai caldă parte a zilei, temperatura poate fi puțin peste punctul normal de îngheț al apei, dar presiunea atmosferică scăzută nu permite apei de la suprafața lui Marte să fie în stare lichidă: gheața se transformă imediat în abur. Cu toate acestea, pe Marte există mai multe canioane care seamănă cu albiile uscate ale râurilor. Unele dintre ele par să fie tăiate de curgeri de apă pe termen scurt, dar catastrofal de puternice, în timp ce altele prezintă râpe adânci și o rețea extinsă de văi, care indică existența probabilă pe termen lung a râurilor de câmpie în primele perioade ale istoriei lui Marte. Există și indicii morfologice că vechile cratere ale lui Marte sunt distruse de eroziune mult mai mult decât cele tinere, iar acest lucru este posibil doar dacă atmosfera lui Marte a fost mult mai densă decât acum. La începutul anilor 1960, se credea că calotele polare ale lui Marte sunt compuse din gheață de apă. Dar în 1966, R. Leighton și B. Murray au analizat echilibrul termic al planetei și au arătat că dioxidul de carbon ar trebui să se condenseze în cantități mari la poli, iar un echilibru de dioxid de carbon solid și gazos ar trebui menținut între calotele polare și atmosfera. Este curios că creșterea sezonieră și reducerea calotelor polare duc la fluctuații de presiune în atmosfera marțiană cu 20% (de exemplu, în cabinele vechilor nave cu reacție, căderile de presiune în timpul decolării și aterizării au fost și ele de aproximativ 20%). Fotografiile spațiale ale calotelor polare marțiane arată modele uimitoare în spirală și terase în trepte pe care sonda Mars Polar Lander (1999) trebuia să le exploreze, dar a suferit un eșec de aterizare. Nu se știe exact de ce presiunea atmosferei marțiane a scăzut atât de mult, probabil de la câțiva bari în primul miliard de ani la 7 mbari acum. Este posibil ca meteorizarea rocilor de suprafață să fi îndepărtat dioxidul de carbon din atmosferă, capturând carbonul din rocile carbonatice, așa cum sa întâmplat pe Pământ. La o temperatură a suprafeței de 273 K, acest proces ar putea distruge atmosfera de dioxid de carbon de pe Marte cu o presiune de câțiva bari în doar 50 de milioane de ani; În mod evident, s-a dovedit foarte dificil să menținem un climat cald și umed pe Marte de-a lungul istoriei sistemului solar. Un proces similar afectează și conținutul de carbon din atmosfera pământului. Aproximativ 60 de bari de carbon sunt acum legați în rocile carbonatice ale pământului. Evident, în trecut, atmosfera pământului conținea mult mai mult dioxid de carbon decât acum, iar temperatura atmosferei era mai mare. Principala diferență între evoluția atmosferei Pământului și a lui Marte este că pe Pământ, tectonica plăcilor susține ciclul carbonului, în timp ce pe Marte este „blocat” în roci și calote polare.
inele circumplanetare. Este curios că fiecare dintre planetele gigantice are sisteme inelare, dar nici măcar o planetă terestră nu are. Cei care se uită la Saturn pentru prima dată printr-un telescop exclamă adesea: „Ei bine, la fel ca în imagine!”, văzând inelele sale uimitor de strălucitoare și clare. Cu toate acestea, inelele planetelor rămase sunt aproape invizibile într-un telescop. Inelul palid al lui Jupiter experimentează o interacțiune misterioasă cu câmpul său magnetic. Uranus și Neptun sunt înconjurate de mai multe inele subțiri fiecare; structura acestor inele reflectă interacțiunea lor rezonantă cu sateliții din apropiere. Cele trei arce inelare ale lui Neptun sunt deosebit de interesante pentru cercetători, deoarece sunt limitate în mod clar atât în ​​direcția radială, cât și în direcția azimutală. O mare surpriză a fost descoperirea inelelor înguste ale lui Uranus în timpul observării acoperirii sale a unei stele în 1977. Faptul este că există multe fenomene care în doar câteva decenii ar putea extinde vizibil inelele înguste: acestea sunt ciocniri reciproce de particule. , efectul Poynting-Robertson (frânare cu radiații) și frânare cu plasmă. Din punct de vedere practic, inelele înguste, a căror poziție poate fi măsurată cu mare precizie, s-au dovedit a fi un indicator foarte convenabil al mișcării orbitale a particulelor. Precesiunea inelelor lui Uranus a făcut posibilă elucidarea distribuției masei în interiorul planetei. Cei care au fost nevoiți să conducă o mașină cu parbrizul prăfuit spre soarele răsare sau apus știu că particulele de praf împrăștie puternic lumina în direcția în care cade. De aceea este dificil să detectezi praful din inelele planetare observându-le de pe Pământ, adică. din partea soarelui. Dar de fiecare dată când sonda spațială a zburat pe lângă planeta exterioară și „s-a uitat” înapoi, am primit imagini ale inelelor în lumină transmisă. În astfel de imagini ale lui Uranus și Neptun au fost descoperite inele de praf necunoscute anterior, care sunt mult mai largi decât inelele înguste cunoscute de mult timp. Discurile rotative sunt cel mai important subiect al astrofizicii moderne. Multe teorii dinamice dezvoltate pentru a explica structura galaxiilor pot fi folosite și pentru a studia inelele planetare. Astfel, inelele lui Saturn au devenit un obiect de testare a teoriei discurilor autogravitatoare. Proprietatea de autogravitație a acestor inele este indicată de prezența atât a undelor elicoidale de densitate, cât și a undelor elicoidale de îndoire, care sunt vizibile în imaginile detaliate. Pachetul de undă găsit în inelele lui Saturn a fost atribuit rezonanței orizontale puternice a planetei cu luna sa Iapetus, care excită undele cu densitate spirală în divizia exterioară Cassini. S-au făcut multe presupuneri despre originea inelelor. Este important ca acestea să se afle în interiorul zonei Roche, de ex. la o asemenea distanță de planetă unde atracția reciprocă a particulelor este mai mică decât diferența dintre forțele de atracție dintre ele de către planetă. În interiorul zonei Roche, particulele împrăștiate nu pot forma un satelit al planetei. Poate că substanța inelelor a rămas „nerevendicată” de la formarea planetei în sine. Dar poate că acestea sunt urmele unei catastrofe recente - o coliziune a doi sateliți sau distrugerea unui satelit de către forțele de maree ale planetei. Dacă adunați toată substanța inelelor lui Saturn, obțineți un corp cu o rază de aprox. 200 km. În inelele altor planete, există mult mai puțină substanță.
CORPURI MICI ALE SISTEMULUI SOLAR
asteroizi. Multe planete mici - asteroizi - se rotesc în jurul Soarelui, în principal între orbitele lui Marte și Jupiter. Astronomii au adoptat numele de „asteroid” pentru că într-un telescop arată ca stele slabe (aster este greacă pentru „stea”). La început au crezut că acestea sunt fragmente ale unei planete mari care a existat cândva, dar apoi a devenit clar că asteroizii nu au format niciodată un singur corp; cel mai probabil, această substanță nu s-a putut uni într-o planetă din cauza influenței lui Jupiter. Potrivit estimărilor, masa totală a tuturor asteroizilor din era noastră este de numai 6% din masa Lunii; jumătate din această masă este conținută în cele trei mai mari - 1 Ceres, 2 Pallas și 4 Vesta. Numărul din denumirea asteroidului indică ordinea în care a fost descoperit. Asteroizilor cu orbite cunoscute cu precizie li se atribuie nu numai numere de serie, ci și nume: 3 Juno, 44 ​​​​Nisa, 1566 Icar. Sunt cunoscute elementele exacte ale orbitelor a peste 8.000 de asteroizi din 33.000 descoperiți până în prezent. Există cel puțin două sute de asteroizi cu o rază de peste 50 km și aproximativ o mie - mai mult de 15 km. Se estimează că aproximativ un milion de asteroizi au o rază mai mare de 0,5 km. Cel mai mare dintre ele este Ceres, un obiect destul de întunecat și greu de observat. Sunt necesare metode speciale de optică adaptivă pentru a distinge detaliile de suprafață chiar și ale asteroizilor mari folosind telescoape de la sol. Razele orbitale ale majorității asteroizilor sunt cuprinse între 2,2 și 3,3 UA, această regiune fiind numită „centa de asteroizi”. Dar nu este umplut în întregime cu orbite de asteroizi: la distanțe de 2,50, 2,82 și 2,96 UA. Ei nu sunt aici; aceste „ferestre” s-au format sub influența perturbațiilor de la Jupiter. Toți asteroizii orbitează în direcția înainte, dar orbitele multora dintre ei sunt vizibil alungite și înclinate. Unii asteroizi au orbite foarte curioase. Deci, un grup de troieni se mișcă pe orbita lui Jupiter; majoritatea acestor asteroizi sunt foarte întunecați și roșii. Asteroizii din grupul Amur au orbite care se potrivesc sau traversează orbita lui Marte; printre ei 433 Eros. Asteroizii din grupul Apollo traversează orbita Pământului; printre ele 1533 Icar, cel mai apropiat de Soare. Evident, mai devreme sau mai târziu, acești asteroizi experimentează o abordare periculoasă a planetelor, care se încheie cu o coliziune sau o schimbare serioasă a orbitei. În cele din urmă, asteroizii din grupul Aton au fost desemnați recent ca o clasă specială, ale cărei orbite se află aproape în întregime pe orbita Pământului. Toate sunt foarte mici. Luminozitatea multor asteroizi se modifică periodic, ceea ce este natural pentru corpurile neregulate care se rotesc. Perioadele lor de rotație se situează în intervalul de la 2,3 la 80 de ore și sunt aproape de 9 ore în medie.Asteroizii își datorează forma neregulată numeroaselor ciocniri reciproce. Exemple de formă exotică sunt 433 Eros și 643 Hector, în care raportul lungimilor axelor ajunge la 2,5. În trecut, întregul interior al sistemului solar era probabil similar cu centura principală de asteroizi. Jupiter, situat în apropierea acestei centuri, perturbă puternic mișcarea asteroizilor cu atracția sa, crescând viteza acestora și ducând la o coliziune, iar aceasta mai des îi distruge decât îi unește. Ca o planetă neterminată, centura de asteroizi ne oferă o oportunitate unică de a vedea părți ale structurii înainte ca acestea să dispară în interiorul corpului finit al planetei. Studiind lumina reflectată de asteroizi, este posibil să înveți multe despre compoziția suprafeței lor. Majoritatea asteroizilor, pe baza reflectanței și a culorii lor, sunt alocați la trei grupuri similare cu grupurile de meteoriți: asteroizii de tip C au o suprafață întunecată precum condritele carbonice (vezi Meteoriți mai jos), tipul S este mai strălucitor și mai roșu, iar tipul M este similar cu fierul. -meteoriți de nichel. De exemplu, 1 Ceres arată ca condritele carbonice, iar 4 Vesta arată ca eucrite de bazalt. Acest lucru indică faptul că originea meteoriților este asociată cu centura de asteroizi. Suprafața asteroizilor este acoperită cu rocă fin zdrobită - regolit. Este destul de ciudat că este păstrat la suprafață după impactul meteoriților - la urma urmei, un asteroid de 20 km are o gravitație de 10-3 g, iar viteza de părăsire a suprafeței este de doar 10 m/s. În plus față de culoare, multe linii spectrale caracteristice în infraroșu și ultraviolete sunt acum cunoscute a fi utilizate pentru a clasifica asteroizii. Conform acestor date, se disting 5 clase principale: A, C, D, S și T. Asteroizii 4 Vesta, 349 Dembowska și 1862 Apollo nu s-au încadrat în această clasificare: fiecare dintre ei a ocupat o poziție specială și a devenit prototipul noului clase, respectiv V, R și Q, care conține acum alți asteroizi. Din grupul mare de asteroizi C, s-au distins ulterior clasele B, F și G. Clasificarea modernă include 14 tipuri de asteroizi, desemnați (în ordinea descrescătoare a numărului de membri) prin literele S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Deoarece albedo-ul asteroizilor C este mai mic decât cel al asteroizilor S, are loc selecția observațională: asteroizii C întunecați sunt mai greu de detectat. Având în vedere acest lucru, asteroizii C sunt cei mai numeroși tip. Dintr-o comparație a spectrelor asteroizilor de diferite tipuri cu spectrele mineralelor pure, s-au format trei grupuri mari: primitive (C, D, P, Q), metamorfice (F, G, B, T) și magmatice (S, M, E, A, V, R). Suprafața asteroizilor primitivi este bogată în carbon și apă; cele metamorfice conțin mai puțină apă și substanțe volatile decât cele primitive; magmatice sunt acoperite cu minerale complexe, formate probabil din topire. Regiunea interioară a centurii principale de asteroizi este bogat populată de asteroizi magmatici, asteroizii metamorfici predomină în partea de mijloc a centurii, iar asteroizii primitivi predomină la periferie. Acest lucru indică faptul că în timpul formării sistemului solar, a existat un gradient de temperatură ascuțit în centura de asteroizi. Clasificarea asteroizilor pe baza spectrelor grupează corpurile în funcție de compoziția suprafeței lor. Dar dacă luăm în considerare elementele orbitelor lor (semi-axa majoră, excentricitatea, înclinarea), atunci se disting familiile dinamice de asteroizi, descrise pentru prima dată de K. Hirayama în 1918. Cele mai populate dintre ele sunt familiile Themis, Eos și Coronide. Probabil, fiecare familie este un roi de fragmente dintr-o coliziune relativ recentă. Un studiu sistematic al sistemului solar ne face să înțelegem că coliziunile majore sunt mai degrabă regula decât excepția și că Pământul nu este imun la ele.
Meteoriți. Un meteorid este un corp mic care se învârte în jurul soarelui. Un meteor este un meteoroid care a zburat în atmosfera planetei și a devenit roșu până la strălucire. Și dacă rămășița sa a căzut la suprafața planetei, se numește meteorit. Un meteorit este considerat „căzut” dacă există martori oculari care i-au observat zborul în atmosferă; în caz contrar, se numește „găsit”. Există mult mai mulți meteoriți „gășiți” decât cei „căzuți”. Adesea sunt găsite de turiști sau țărani care lucrează la câmp. Deoarece meteoriții sunt de culoare închisă și ușor vizibili în zăpadă, câmpurile de gheață din Antarctica, unde au fost deja găsite mii de meteoriți, sunt un loc excelent pentru a-i căuta. Pentru prima dată, un meteorit în Antarctica a fost descoperit în 1969 de un grup de geologi japonezi care au studiat ghețarii. Ei au găsit 9 fragmente situate una lângă alta, dar aparținând a patru tipuri diferite de meteoriți. S-a dovedit că meteoriții căzuți pe gheață în diferite locuri se adună acolo unde câmpurile de gheață care se deplasează cu o viteză de câțiva metri pe an se opresc, odihnindu-se pe lanțurile muntoase. Vântul distruge și usucă straturile superioare de gheață (se produce sublimarea uscată - ablație), iar meteoriții se concentrează pe suprafața ghețarului. O astfel de gheață are o culoare albăstruie și se distinge cu ușurință de aer, lucru pe care oamenii de știință îl folosesc atunci când studiază locuri promițătoare pentru colectarea meteoriților. O cădere importantă de meteorit a avut loc în 1969 în Chihuahua (Mexic). Primul dintre multele fragmente mari a fost găsit lângă o casă din satul Pueblito de Allende și, conform tradiției, toate fragmentele găsite din acest meteorit au fost unite sub numele Allende. Căderea meteoritului Allende a coincis cu începerea programului lunar Apollo și a oferit oamenilor de știință posibilitatea de a elabora metode de analiză a probelor extraterestre. În ultimii ani, unii meteoriți care conțin fragmente albe încorporate în roca părinte mai întunecată s-au dovedit a fi fragmente lunare. Meteoritul Allende aparține condriților, un subgrup important de meteoriți pietroși. Ele sunt numite astfel pentru că conțin condrule (din greacă. chondros, cereale) - cele mai vechi particule sferice care s-au condensat într-o nebuloasă protoplanetară și apoi au devenit parte din rocile ulterioare. Astfel de meteoriți fac posibilă estimarea vârstei sistemului solar și a compoziției sale inițiale. Incluziunile meteoritului Allende bogat în calciu și aluminiu, care au fost primele care s-au condensat datorită punctului lor de fierbere ridicat, au o vârstă măsurată de la descompunerea radioactivă de 4,559 ± 0,004 miliarde de ani. Aceasta este cea mai precisă estimare a vârstei sistemului solar. În plus, toți meteoriții poartă „înregistrări istorice” cauzate de influența pe termen lung a razelor cosmice galactice, radiației solare și vântului solar asupra lor. Examinând daunele cauzate de razele cosmice, putem spune cât timp a stat meteoritul pe orbită înainte de a cădea sub protecția atmosferei terestre. O legătură directă între meteoriți și Soare rezultă din faptul că compoziția elementară a celor mai vechi meteoriți - condritele - repetă exact compoziția fotosferei solare. Singurele elemente al căror conținut diferă sunt substanțele volatile, precum hidrogenul și heliul, care s-au evaporat din abundență din meteoriți în timpul răcirii lor, precum și litiul, care a fost parțial „ars” la Soare în reacțiile nucleare. Termenii „compoziție solară” și „compoziție condrită” sunt folosiți interschimbabil în descrierea „rețetei pentru materie solară” menționată mai sus. Meteoriții de piatră, a căror compoziție diferă de soare, se numesc acondrite.
Cioburile mici. Spațiul aproape solar este umplut cu particule mici, ale căror surse sunt nucleele de colaps ale cometelor și coliziunile corpurilor, în principal în centura de asteroizi. Cele mai mici particule se apropie treptat de Soare ca urmare a efectului Poynting-Robertson (constă în faptul că presiunea luminii solare asupra unei particule în mișcare nu este direcționată exact de-a lungul liniei Soare-particule, ci ca urmare a aberației luminii aceasta este deviat înapoi și, prin urmare, încetinește mișcarea particulei). Căderea particulelor mici asupra Soarelui este compensată de reproducerea lor constantă, astfel încât în ​​planul eclipticii există întotdeauna o acumulare de praf care împrăștie razele solare. În cele mai întunecate nopți este vizibilă ca lumină zodiacală, întinzându-se într-o bandă largă de-a lungul eclipticii în vest după apus și în est înainte de răsărit. În apropierea Soarelui, lumina zodiacală trece într-o coroană falsă (F-corona, de la fals - fals), care este vizibilă doar în timpul unei eclipse totale. Odată cu creșterea distanței unghiulare față de Soare, luminozitatea luminii zodiacale scade rapid, dar în punctul antisolar al eclipticii crește din nou, formând o contraradianță; acest lucru se datorează faptului că particulele mici de praf reflectă intens lumina înapoi. Din când în când, meteoroizii intră în atmosfera Pământului. Viteza de mișcare a acestora este atât de mare (în medie 40 km/s) încât aproape toți, cu excepția celor mai mici și mai mari, ard la o altitudine de aproximativ 110 km, lăsând cozi lungi luminoase - meteori sau stele căzătoare. . Mulți meteoriți sunt asociați cu orbitele cometelor individuale, astfel încât meteorii sunt observați mai des atunci când Pământul trece în apropierea unor astfel de orbite în anumite perioade ale anului. De exemplu, există mulți meteori în jurul datei de 12 august în fiecare an, când Pământul traversează ploaia de Perseide asociate cu particulele pierdute de cometa 1862 III. Un alt ploaie - Orionidele - din regiunea 20 octombrie este asociat cu praful din cometa Halley.
Vezi si METEOR. Particulele mai mici de 30 de microni pot încetini în atmosferă și pot cădea pe pământ fără a fi arse; astfel de micrometeoriți sunt colectați pentru analize de laborator. Dacă particulele de câțiva centimetri sau mai mult constau dintr-o substanță suficient de densă, atunci nu se ard complet și cad la suprafața Pământului sub formă de meteoriți. Peste 90% dintre ele sunt de piatră; doar un specialist le poate distinge de rocile terestre. Restul de 10% dintre meteoriți sunt fier (de fapt, sunt compusi dintr-un aliaj de fier și nichel). Meteoriții sunt considerați fragmente de asteroizi. Meteoriții de fier au fost cândva în compoziția nucleelor ​​acestor corpuri, distruse de ciocniri. Este posibil ca unii meteoriți liberi și volatili să provină din comete, dar acest lucru este puțin probabil; cel mai probabil, particule mari de comete ard în atmosferă și rămân doar unele mici. Având în vedere cât de greu este pentru cometele și asteroizii să ajungă pe Pământ, este clar cât de util este să studiezi meteoriții care au „ajuns” în mod independent pe planeta noastră din adâncurile sistemului solar.
Vezi si METEORIT.
Comete. De obicei, cometele vin de la periferia îndepărtată a sistemului solar și pentru o scurtă perioadă de timp devin niște lumini extrem de spectaculoase; în acest moment atrag atenția generală, dar o mare parte din natura lor este încă neclară. O nouă cometă apare de obicei pe neașteptate și, prin urmare, este aproape imposibil să pregătiți o sondă spațială pentru a o întâlni. Desigur, puteți pregăti și trimite încet o sondă pentru a se întâlni cu una dintre sutele de comete periodice ale căror orbite sunt bine cunoscute; dar toate aceste comete, care s-au apropiat în mod repetat de Soare, au îmbătrânit deja, și-au pierdut aproape complet substanțele volatile și au devenit palide și inactive. O singură cometă periodică este încă activă - cometa Halley. Cele 30 de apariții ale ei au fost înregistrate în mod regulat din 240 î.Hr. și a numit cometa în onoarea astronomului E. Halley, care i-a prezis apariția în 1758. Cometa Halley are o perioadă orbitală de 76 de ani, o distanță perihelială de 0,59 UA. și afeliu 35 UA Când în martie 1986 a traversat planul eclipticii, o armată de nave spațiale cu cincizeci de instrumente științifice s-a grăbit să-l întâmpine. Rezultate deosebit de importante au fost obținute de două sonde sovietice „Vega” și european „Giotto”, care au transmis pentru prima dată imagini ale unui nucleu cometar. Ele arată o suprafață foarte neuniformă acoperită cu cratere și două jeturi de gaz care țâșnesc pe partea însorită a miezului. Nucleul cometei Halley era mai mare decât se aștepta; suprafața sa, care reflectă doar 4% din lumina incidentă, este una dintre cele mai întunecate din sistemul solar.

Aproximativ zece comete sunt observate pe an, dintre care doar o treime au fost descoperite mai devreme. Ele sunt adesea clasificate în funcție de durata perioadei orbitale: perioadă scurtă (3 ALTE SISTEME PLANETARE
Din opiniile moderne despre formarea stelelor, rezultă că nașterea unei stele de tip solar trebuie să fie însoțită de formarea unui sistem planetar. Chiar dacă acest lucru se aplică numai stelelor care sunt complet similare cu Soarele (adică stele singulare din clasa spectrală G), atunci în acest caz cel puțin 1% dintre stelele din Galaxie (și aceasta este aproximativ 1 miliard de stele) ar trebui au sisteme planetare. O analiză mai detaliată arată că toate stelele pot avea planete mai reci decât tipul spectral F, chiar și cele incluse în sistemele binare.

Într-adevăr, în ultimii ani au existat rapoarte despre descoperirea planetelor în jurul altor stele. În același timp, planetele în sine nu sunt vizibile: prezența lor este detectată de mișcarea ușoară a stelei, cauzată de atracția acesteia către planetă. Mișcarea orbitală a planetei face ca steaua să se „legăneze” și să se schimbe periodic viteza radială, ceea ce poate fi măsurat din poziția liniilor din spectrul stelei (efectul Doppler). Până la sfârșitul anului 1999, descoperirea planetelor de tip Jupiter a fost raportată în jurul a 30 de stele, inclusiv 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg etc. Toate acestea sunt stele apropiate de Soarele, iar distanța până la cea mai apropiată dintre ele (Gliese 876) doar 15 St. ani. Doi pulsari radio (PSR 1257+12 și PSR B1628-26) au și sisteme de planete cu mase de ordinul Pământului. Nu este încă posibil să observați astfel de planete luminoase în stelele normale cu ajutorul tehnologiei optice. În jurul fiecărei stele se poate specifica ecosfera, în care temperatura de suprafață a planetei permite existența apei lichide. Ecosfera solară se extinde de la 0,8 la 1,1 UA. Conține Pământul, dar Venus (0,72 UA) și Marte (1,52 UA) nu cad. Probabil, în orice sistem planetar, în ecosferă nu cad mai mult de 1-2 planete, în care condițiile sunt favorabile vieții.
DINAMICA MIȘCĂRII ORBITALE
Mișcarea planetelor se supune cu mare precizie celor trei legi ale lui I. Kepler (1571-1630), pe care le-a derivat din observații: 1) Planetele se mișcă în elipse, într-unul din focarele cărora se află Soarele. 2) Raza-vector care leagă Soarele și planeta mătură zone egale în intervale de timp egale ale orbitei planetei. 3) Pătratul perioadei orbitale este proporțional cu cubul semiaxei majore a orbitei eliptice. A doua lege a lui Kepler decurge direct din legea conservării momentului unghiular și este cea mai generală dintre cele trei. Newton a descoperit că prima lege a lui Kepler este valabilă dacă forța de atracție dintre două corpuri este invers proporțională cu pătratul distanței dintre ele, iar cea de-a treia lege - dacă această forță este și proporțională cu masele corpurilor. În 1873, J. Bertrand a demonstrat că, în general, numai în două cazuri corpurile nu se vor mișca unul în jurul celuilalt în spirală: dacă sunt atrase conform legii inversului pătratului a lui Newton sau conform legii proporționalității directe a lui Hooke (care descrie elasticitatea izvoare). O proprietate remarcabilă a sistemului solar este că masa stelei centrale este mult mai mare decât masa oricăreia dintre planete, astfel încât mișcarea fiecărui membru al sistemului planetar poate fi calculată cu mare precizie în cadrul problemei mișcarea a două corpuri care gravitează reciproc - Soarele și singura planetă de lângă el. Soluția sa matematică este cunoscută: dacă viteza planetei nu este prea mare, atunci se mișcă pe o orbită periodică închisă, care poate fi calculată cu precizie. Problema mișcării a mai mult de două corpuri, numită în general „problema N-corpilor”, este mult mai dificilă din cauza mișcării lor haotice pe orbite neînchise. Această aleatorie a orbitelor este fundamental importantă și face posibilă înțelegerea, de exemplu, a modului în care meteoriții ajung de la centura de asteroizi la Pământ.
Vezi si
LEGILE LUI KEPLER;
MECANICA CERESTIA;
ORBITĂ. În 1867, D. Kirkwood a fost primul care a observat că spațiile goale („trape”) din centura de asteroizi sunt situate la asemenea distanțe față de Soare, unde mișcarea medie este în proporție (în termeni întregi) cu mișcarea lui Jupiter. Cu alte cuvinte, asteroizii evită orbitele în care perioada de revoluție în jurul Soarelui ar fi un multiplu al perioadei de revoluție a lui Jupiter. Cele mai mari două trape din Kirkwood cad în proporțiile de 3:1 și 2:1. Cu toate acestea, în apropierea comensurabilității 3:2, există un exces de asteroizi grupați în funcție de această caracteristică în grupul Gilda. Există, de asemenea, un exces de asteroizi ai grupului troian la o proporție de 1:1 care se mișcă pe orbita lui Jupiter cu 60° în față și 60° în spatele acestuia. Situația cu troienii este clară - aceștia sunt capturați în apropierea punctelor stabile Lagrange (L4 și L5) pe orbita lui Jupiter, dar cum să explic trapele Kirkwood și grupul Gilda? Dacă ar exista doar hașuri pe comensurații, atunci s-ar putea accepta explicația simplă propusă de însuși Kirkwood că asteroizii sunt ejectați din regiunile rezonante de influența periodică a lui Jupiter. Dar acum această imagine pare prea simplă. Calculele numerice au arătat că orbitele haotice pătrund în regiunile spațiului apropiat de rezonanța 3:1 și că fragmentele de asteroizi care cad în această regiune își schimbă orbitele de la circulare la cele eliptice alungite, aducându-le în mod regulat în partea centrală a sistemului solar. Pe astfel de orbite care traversează căile planetare, meteoroizii nu trăiesc mult (doar câteva milioane de ani) înainte de a se prăbuși pe Marte sau Pământ și, cu o mică ratare, sunt aruncați la periferia sistemului solar. Deci, principala sursă de meteoriți care cad pe Pământ sunt trapele Kirkwood, prin care trec orbitele haotice ale fragmentelor de asteroizi. Desigur, există multe exemple de mișcări rezonante foarte ordonate în sistemul solar. Exact așa se mișcă sateliții din apropierea planetelor, de exemplu, Luna, care este mereu în fața Pământului cu aceeași emisferă, deoarece perioada sa orbitală coincide cu cea axială. Un exemplu de sincronizare și mai mare este dat de sistemul Pluto-Charon, în care nu numai pe satelit, ci și pe planetă, „o zi este egală cu o lună”. Mișcarea lui Mercur are un caracter intermediar, a cărui rotație axială și circulație orbitală sunt într-un raport rezonant de 3:2. Cu toate acestea, nu toate corpurile se comportă atât de simplu: de exemplu, într-un Hyperion nesferic, sub influența atracției lui Saturn, axa de rotație se răstoarnă aleatoriu. Evoluția orbitelor sateliților este influențată de mai mulți factori. Deoarece planetele și sateliții nu sunt mase punctuale, ci obiecte extinse și, în plus, forța gravitațională depinde de distanță, diferite părți ale corpului satelitului, îndepărtate de planetă la distanțe diferite, sunt atrase de acesta în moduri diferite; același lucru este valabil și pentru atracția care acționează din partea satelitului de pe planetă. Această diferență de forțe provoacă mareele mării și dă sateliților care se rotesc sincron o formă ușor aplatizată. Satelitul și planeta provoacă deformații ale mareelor ​​unul în celălalt, iar acest lucru le afectează mișcarea orbitală. Rezonanța medie a mișcării 4:2:1 a lunilor Io, Europa și Ganymede ale lui Jupiter, studiată pentru prima dată în detaliu de Laplace în Mecanica lui Celestială (vol. 4, 1805), este numită rezonanța Laplace. Cu doar câteva zile înainte de apropierea Voyager 1 de Jupiter, pe 2 martie 1979, astronomii Peale, Cassin și Reynolds au publicat „Topirea lui Io sub acțiunea disipării mareelor”, în care au prezis vulcanismul activ pe acest satelit datorită rolului său principal în menținând o rezonanță 4:2:1. Voyager 1 a descoperit într-adevăr vulcani activi pe Io, atât de puternici încât nici un crater de meteorit nu este vizibil pe imaginile de pe suprafața satelitului: suprafața sa este acoperită de erupții atât de repede.
FORMAREA SISTEMULUI SOLAR
Întrebarea cum s-a format sistemul solar este poate cea mai dificilă din știința planetară. Pentru a răspunde, avem încă puține date care ar ajuta la restabilirea proceselor fizice și chimice complexe care au avut loc în acea eră îndepărtată. O teorie a formării sistemului solar trebuie să explice multe fapte, inclusiv starea sa mecanică, compoziția chimică și datele cronologice ale izotopilor. În acest caz, este de dorit să ne bazăm pe fenomene reale observate în apropierea stelelor tinere și în curs de formare.
stare mecanică. Planetele se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție, pe orbite aproape circulare situate aproape în același plan. Majoritatea se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție cu Soarele. Toate acestea indică faptul că predecesorul sistemului solar a fost un disc rotativ, care se formează în mod natural prin comprimarea unui sistem autogravitator cu conservarea momentului unghiular și creșterea consecutivă a vitezei unghiulare. (Momentul unghiular, sau momentul unghiular, al unei planete este produsul dintre masa ei înmulțită cu distanța de la Soare și viteza sa orbitală. Momentul unghiular al Soarelui este determinat de rotația sa axială și este aproximativ egal cu produsul masei sale înmulțit cu acesta. raza înmulțită cu viteza sa de rotație; momentele axiale ale planetelor sunt neglijabile.) Soarele conține în sine 99% din masa sistemului solar, dar numai cca. 1% din momentul ei unghiular. Teoria ar trebui să explice de ce cea mai mare parte a masei sistemului este concentrată în Soare, iar marea majoritate a momentului unghiular se află în planetele exterioare. Modelele teoretice disponibile pentru formarea sistemului solar indică faptul că Soarele s-a rotit inițial mult mai repede decât în ​​prezent. Apoi, momentul unghiular de la tânărul Soare a fost transferat către părțile exterioare ale sistemului solar; astronomii cred că forțele gravitaționale și magnetice au încetinit rotația Soarelui și au accelerat mișcarea planetelor. De două secole, se cunoaște o regulă aproximativă pentru distribuția regulată a distanțelor planetare față de Soare (regula Titius-Bode), dar nu există o explicație pentru aceasta. În sistemele de sateliți ale planetelor exterioare pot fi urmărite aceleași regularități ca și în sistemul planetar ca întreg; probabil, procesele de formare a acestora aveau multe în comun.
Vezi si LEGEA BODE.
Compoziție chimică.În sistemul solar, există un gradient (diferență) puternic în compoziția chimică: planetele și sateliții aproape de Soare sunt formați din materiale refractare și există multe elemente volatile în compoziția corpurilor îndepărtate. Aceasta înseamnă că în timpul formării sistemului solar a existat un gradient mare de temperatură. Modelele astrofizice moderne de condensare chimică sugerează că compoziția inițială a norului protoplanetar era apropiată de compoziția mediului interstelar și a Soarelui: în termeni de masă, până la 75% hidrogen, până la 25% heliu și mai puțin de 1% a tuturor celorlalte elemente. Aceste modele explică cu succes variațiile observate în compoziția chimică în sistemul solar. Compoziția chimică a obiectelor îndepărtate poate fi judecată pe baza densității lor medii, precum și a spectrelor suprafeței și atmosferei lor. Acest lucru ar putea fi realizat mult mai precis analizând mostre de materie planetară, dar până acum avem doar mostre de pe Lună și meteoriți. Studiind meteoriții, începem să înțelegem procesele chimice din nebuloasa primordială. Cu toate acestea, procesul de aglomerare a planetelor mari din particule mici este încă neclar.
date izotopice. Compoziția izotopică a meteoriților indică faptul că formarea sistemului solar a avut loc acum 4,6 ± 0,1 miliarde de ani și nu a durat mai mult de 100 de milioane de ani. Anomaliile izotopilor de neon, oxigen, magneziu, aluminiu și alte elemente indică faptul că în procesul de prăbușire a norului interstelar care a dat naștere sistemului solar, produsele de explozie ai unei supernove din apropiere au intrat în el.
Vezi si ISOTOPS ; SUPERNOVA.
Formarea stelelor. Stelele se nasc în procesul de colaps (compresie) a norilor de gaz și praf interstelare. Acest proces nu a fost încă studiat în detaliu. Există dovezi observaționale că undele de șoc de la exploziile supernovei pot comprima materia interstelară și pot stimula prăbușirea norilor în stele.
Vezi si PRIBERE GRAVITAȚIONALĂ. Înainte ca o stea tânără să ajungă într-o stare stabilă, ea trece printr-o etapă de contracție gravitațională din nebuloasa protostelară. Informațiile de bază despre această etapă a evoluției stelare sunt obținute prin studierea stelelor tinere T Tauri. Aparent, aceste stele sunt încă într-o stare de compresie și vârsta lor nu depășește 1 milion de ani. De obicei, masele lor sunt de la 0,2 la 2 mase solare. Ele prezintă semne de activitate magnetică puternică. Spectrele unor stele T Tauri conțin linii interzise care apar numai în gaz de densitate scăzută; acestea sunt probabil rămășițe ale unei nebuloase protostelare care înconjoară steaua. Stelele T Tauri se caracterizează prin fluctuații rapide ale radiațiilor ultraviolete și de raze X. Multe dintre ele au radiații infraroșii puternice și linii spectrale de siliciu - asta indică faptul că stelele sunt înconjurate de nori de praf. În cele din urmă, stelele T Tauri au vânturi stelare puternice. Se crede că în perioada timpurie a evoluției sale, Soarele a trecut și prin stadiul Taurului T și că în această perioadă elementele volatile au fost forțate să iasă din regiunile interioare ale sistemului solar. Unele stele care formează o masă moderată arată o creștere puternică a luminozității și ejecției cochiliei în mai puțin de un an. Astfel de fenomene se numesc erupții FU Orion. Cel puțin o dată o astfel de explozie a fost experimentată de o vedetă T Tauri. Se crede că majoritatea vedetelor tinere trec printr-o etapă de erupție FU Orionic. Mulți văd cauza izbucnirii în faptul că din când în când rata de acumulare pe steaua tânără a materiei de pe discul de gaz-praf din jurul acesteia crește. Dacă Soarele a experimentat, de asemenea, una sau mai multe erupții de tip Orionian FU la începutul evoluției sale, aceasta trebuie să fi avut un efect puternic asupra volatilelor din sistemul solar central. Observațiile și calculele arată că există întotdeauna rămășițe de materie protostelară în vecinătatea unei stele în formare. Poate forma o stea însoțitoare sau un sistem planetar. Într-adevăr, multe stele formează sisteme binare și multiple. Dar dacă masa însoțitorului nu depășește 1% din masa Soarelui (10 mase de Jupiter), atunci temperatura din miezul său nu va atinge niciodată valoarea necesară pentru apariția reacțiilor termonucleare. Un astfel de corp ceresc se numește planetă.
Teorii ale formării. Teoriile științifice pentru formarea sistemului solar pot fi împărțite în trei categorii: mareice, acreționare și nebulare. Acestea din urmă atrag în prezent cel mai mare interes. Teoria mareelor, aparent propusă pentru prima dată de Buffon (1707-1788), nu leagă direct formarea stelelor și a planetelor. Se presupune că o altă stea care zbura pe lângă Soare, prin interacțiunea mareelor, a scos din ea (sau din ea însăși) un jet de materie din care s-au format planetele. Această idee se confruntă cu multe probleme fizice; de exemplu, materia fierbinte ejectată de o stea ar trebui să fie pulverizată, nu condensată. Acum teoria mareelor ​​este nepopulară deoarece nu poate explica caracteristicile mecanice ale sistemului solar și prezintă nașterea lui ca un eveniment aleatoriu și extrem de rar. Teoria acreției sugerează că tânărul Soare a capturat materialul viitorului sistem planetar, zburând printr-un nor interstelar dens. Într-adevăr, stelele tinere se găsesc de obicei în apropierea norilor mari interstelari. Cu toate acestea, în cadrul teoriei acreției, este dificil de explicat gradientul compoziției chimice în sistemul planetar. Ipoteza nebulară propusă de Kant la sfârșitul secolului al XVIII-lea este cea mai dezvoltată și general acceptată acum. Ideea sa principală este că Soarele și planetele s-au format simultan dintr-un singur nor care se rotește. S-a micșorat, s-a transformat într-un disc, în centrul căruia s-a format Soarele, iar la periferie - planetele. Rețineți că această idee diferă de ipoteza lui Laplace, conform căreia Soarele s-a format mai întâi dintr-un nor, iar apoi, pe măsură ce a fost comprimat, forța centrifugă a smuls inelele de gaz din ecuator, care s-au condensat ulterior în planete. Ipoteza Laplace se confruntă cu dificultăți fizice care nu au fost depășite de 200 de ani. Cea mai de succes versiune modernă a teoriei nebulare a fost creată de A. Cameron și colegii. În modelul lor, nebuloasa protoplanetară era de aproximativ două ori mai masivă decât sistemul planetar actual. În primele 100 de milioane de ani, Soarele în formare a ejectat în mod activ materie din el. Un astfel de comportament este caracteristic stelelor tinere, care sunt numite stele T Tauri după numele prototipului. Distribuția presiunii și temperaturii materiei nebuloase în modelul lui Cameron este în acord cu gradientul compoziției chimice a sistemului solar. Astfel, cel mai probabil, Soarele și planetele s-au format dintr-un singur nor care se prăbușește. În partea sa centrală, unde densitatea și temperatura erau mai mari, s-au păstrat doar substanțe refractare, iar la periferie s-au păstrat și substanțele volatile; aceasta explică gradientul compoziției chimice. Conform acestui model, formarea unui sistem planetar trebuie să însoțească evoluția timpurie a tuturor stelelor precum Soarele.
Creșterea planetei. Există multe scenarii pentru creșterea planetelor. Poate că planetele s-au format ca urmare a ciocnirilor aleatorii și a lipirii unor corpuri mici numite planetezimale. Dar, poate, corpurile mici s-au unit în altele mai mari deodată în grupuri mari ca urmare a instabilității gravitaționale. Nu este clar dacă planetele s-au acumulat într-un mediu gazos sau fără gaze. Într-o nebuloasă gazoasă, scăderile de temperatură sunt netezite, dar atunci când o parte din gaz se condensează în particule de praf, iar gazul rămas este măturat de vântul stelar, transparența nebuloasei crește brusc și apare un gradient de temperatură puternic în sistem. Încă nu este pe deplin clar care sunt perioadele caracteristice de condensare a gazului în particule de praf, acumulare de boabe de praf în planetezimale și acumulare de planetezimale în planete și sateliții lor.
VIAȚA ÎN SISTEMUL SOLAR
S-a sugerat că viața în sistemul solar a existat cândva dincolo de Pământ și poate că există acum. Apariția tehnologiei spațiale a făcut posibilă începerea testării directe a acestei ipoteze. Mercur era prea fierbinte și lipsit de atmosferă și apă. Venus este, de asemenea, foarte fierbinte - plumbul este topit la suprafața sa. Posibilitatea vieții în stratul superior de nor al lui Venus, unde condițiile sunt mult mai blânde, nu este altceva decât o fantezie. Luna și asteroizii par complet sterile. Mari speranțe au fost puse pe Marte. Văzute cu un telescop în urmă cu 100 de ani, sistemele de linii drepte subțiri – „canale” – au dat apoi motive să se vorbească despre instalațiile de irigare artificială de pe suprafața lui Marte. Dar acum știm că condițiile de pe Marte sunt nefavorabile vieții: aer rece, uscat, foarte rarefiat și, ca urmare, radiații ultraviolete puternice de la Soare, care sterilizează suprafața planetei. Instrumentele blocurilor de aterizare Viking nu au detectat materie organică în solul de pe Marte. Adevărat, există semne că clima de pe Marte s-a schimbat semnificativ și ar fi putut odată să fi fost mai favorabilă vieții. Se știe că în trecutul îndepărtat a existat apă pe suprafața lui Marte, deoarece imaginile detaliate ale planetei arată urme de eroziune a apei, care amintesc de râpe și albiile uscate ale râurilor. Variațiile pe termen lung ale climatului marțian pot fi asociate cu o schimbare a înclinării axei polare. Odată cu o ușoară creștere a temperaturii planetei, atmosfera poate deveni de 100 de ori mai densă (din cauza evaporării gheții). Astfel, este posibil ca viața pe Marte să fi existat cândva. Vom putea răspunde la această întrebare numai după un studiu detaliat al probelor de sol marțian. Dar livrarea lor pe Pământ este o sarcină dificilă. Din fericire, există dovezi puternice că dintre miile de meteoriți găsiți pe Pământ, cel puțin 12 au venit de pe Marte. Aceștia sunt numiți meteoriți SNC, deoarece primii dintre ei au fost găsiți în apropierea așezărilor Shergotty (Shergotti, India), Nakhla (Nakla, Egipt) și Chassigny (Chasignoy, Franța). Meteoritul ALH 84001 găsit în Antarctica este mult mai vechi decât celelalte și conține hidrocarburi aromatice policiclice, posibil de origine biologică. Se crede că a venit pe Pământ de pe Marte, deoarece raportul dintre izotopii de oxigen din acesta nu este același ca în rocile terestre sau meteoriții non-SNC, dar același ca în meteoritul EETA 79001, care conține pahare cu incluziuni de bule. , în care compoziția gazelor nobile diferă de cea a pământului, dar corespunde atmosferei lui Marte. Deși există multe molecule organice în atmosferele planetelor gigantice, este greu de crezut că, în absența unei suprafețe solide, viața ar putea exista acolo. În acest sens, este mult mai interesant satelitul lui Saturn Titan, care are nu doar o atmosferă cu componente organice, ci și o suprafață solidă unde se pot acumula produse de sinteză. Adevărat, temperatura acestei suprafețe (90 K) este mai potrivită pentru lichefierea oxigenului. Prin urmare, atenția biologilor este mai atrasă de luna Europa a lui Jupiter, deși lipsită de atmosferă, dar, aparent, având sub suprafața sa înghețată un ocean de apă lichidă. Unele comete conțin aproape sigur molecule organice complexe care datează de la formarea sistemului solar. Dar este greu de imaginat viața pe o cometă. Deci, până când vom avea dovezi că viața în sistemul solar există oriunde în afara Pământului. Se pot pune întrebări: care sunt capacitățile instrumentelor științifice în legătură cu căutarea vieții extraterestre? Poate o sondă spațială modernă să detecteze prezența vieții pe o planetă îndepărtată? De exemplu, nava spațială Galileo ar fi putut detecta viața și inteligența pe Pământ atunci când a zburat pe lângă ea de două ori în manevre gravitaționale? Pe imaginile Pământului transmise de sondă nu s-au putut observa semne de viață inteligentă, dar semnalele posturilor noastre de radio și televiziune captate de receptoarele Galileo au devenit dovezi evidente ale prezenței sale. Ele sunt complet diferite de radiațiile posturilor radio naturale - aurore, oscilații ale plasmei în ionosfera terestră, erupții solare - și trădează imediat prezența unei civilizații tehnice pe Pământ. Și cum se manifestă viața nerezonabilă? Camera de televiziune Galileo a luat imagini ale Pământului în șase benzi spectrale înguste. În filtrele de 0,73 și 0,76 µm, unele zone ale pământului par verzi din cauza absorbției puternice a luminii roșii, care nu este tipică pentru deșerturi și stânci. Cel mai simplu mod de a explica acest lucru este că pe suprafața planetei este prezent un purtător al unui pigment non-mineral care absoarbe lumina roșie. Știm cu siguranță că această absorbție neobișnuită a luminii se datorează clorofilei, pe care plantele o folosesc pentru fotosinteză. Niciun alt corp din sistemul solar nu are o asemenea culoare verde. În plus, spectrometrul în infraroșu Galileo a înregistrat prezența oxigenului molecular și a metanului în atmosfera pământului. Prezența metanului și a oxigenului în atmosfera Pământului indică activitatea biologică a planetei. Deci, putem concluziona că sondele noastre interplanetare sunt capabile să detecteze semne de viață activă pe suprafața planetelor. Dar dacă viața este ascunsă sub învelișul de gheață al Europei, atunci este puțin probabil ca un dispozitiv care zboară să o detecteze.
Dicţionar de geografie