sitenin bölümleri
Editörün Seçimi:
- Uzay sistemimiz
- Nicholas II Alexandrovich Romanovların kaç çocuğu oldu?
- Mihail Petrovich Devyataev
- ana botanik bahçesi
- Savva ismi sahibine neden akıl ve güç verir?
- Kursk Savaşı'ndaki olayların kronolojisi
- Yıldızlı gökyüzü ve yıldızlı küre
- Konstantin Simonov - biyografi, bilgi, kişisel yaşam
- Hieroschemamonk Raphael (Berestov) ve öğrencileri tarafından başka bir sahtekarlık veya ne tür bir sahte çar vaaz ediliyor
- 21. Yüzyılın Başında Rusya İçin Öngörüler
reklam
| Uzay sistemimiz. gezegenler Güneş sisteminin merkezi ve sınırları |
|
13 Mart 1781'de İngiliz gökbilimci William Herschel, güneş sistemindeki yedinci gezegen olan Uranüs'ü keşfetti. Ve 13 Mart 1930'da Amerikalı gökbilimci Clyde Tombaugh, güneş sistemindeki dokuzuncu gezegen olan Pluto'yu keşfetti. 21. yüzyılın başlarında, güneş sisteminin dokuz gezegen içerdiğine inanılıyordu. Ancak 2006'da Uluslararası Astronomi Birliği Plüton'u bu statüden çıkarmaya karar verdi. Satürn'ün halihazırda bilinen 60 doğal uydusu var ve bunların çoğu uzay araçları kullanılarak keşfedildi. Uyduların çoğu kayalardan ve buzdan oluşur. 1655 yılında Christian Huygens tarafından keşfedilen en büyük uydu Titan, Merkür gezegeninden daha büyüktür. Titan'ın çapı yaklaşık 5200 km'dir. Titan her 16 günde bir Satürn'ün yörüngesinde döner. Titan, Dünya'nın 1,5 katı büyüklüğünde çok yoğun bir atmosfere sahip olan ve çoğunlukla %90 nitrojen ve makul miktarda metan içeren tek uydudur. Uluslararası Astronomi Birliği, Mayıs 1930'da Plüton'u resmi olarak bir gezegen olarak tanıdı. O anda kütlesinin Dünya'nın kütlesiyle karşılaştırılabilir olduğu varsayıldı, ancak daha sonra Plüton'un kütlesinin Dünya'nınkinden neredeyse 500 kat, hatta Ay'ın kütlesinden daha az olduğu bulundu. Pluto'nun kütlesi 1,2 çarpı 1022 kg'dır (0,22 Dünya kütlesi). Pluto'nun Güneş'ten ortalama uzaklığı 39.44 AU'dur. (5,9'a 10 üzeri 12. derece km), yarıçap yaklaşık 1,65 bin km'dir. Güneş etrafındaki dönüş süresi 248,6 yıl, kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi ise 6,4 gündür. Pluto'nun bileşimi sözde kaya ve buz içerir; gezegen nitrojen, metan ve karbon monoksitten oluşan ince bir atmosfere sahiptir. Pluto'nun üç uydusu vardır: Charon, Hydra ve Nyx. 20. yüzyılın sonlarında ve 21. yüzyılın başlarında, dış güneş sisteminde birçok nesne keşfedildi. Pluto'nun bugüne kadar bilinen en büyük Kuiper kuşağı nesnelerinden yalnızca biri olduğu ortaya çıktı. Ayrıca, kuşağın nesnelerinden en az biri olan Eris, Plüton'dan daha büyük ve ondan %27 daha ağırdır. Bu bağlamda, Plüton'u artık bir gezegen olarak görmeme fikri ortaya çıktı. 24 Ağustos 2006'da Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) XXVI. Genel Kurulunda, bundan böyle Plüton'a "gezegen" değil, "cüce gezegen" denmesine karar verildi. Konferansta, gezegenlerin bir yıldızın etrafında dönen (ve kendileri bir yıldız olmayan), hidrostatik olarak denge şekline sahip ve bölgedeki alanı "temizleyen" cisimler olarak kabul edildiği yeni bir gezegen tanımı geliştirildi. diğer, daha küçük nesnelerden yörüngeleri. Cüce gezegenler, bir yıldızın etrafında dönen, hidrostatik olarak denge şekline sahip, ancak yakındaki uzayı "temizlememiş" ve uydu olmayan nesneler olarak kabul edilecektir. Gezegenler ve cüce gezegenler, iki farklı güneş sistemi nesnesi sınıfıdır. Güneş'in etrafında dönen ve uydu olmayan diğer tüm nesneler, güneş sisteminin küçük cisimleri olarak adlandırılacaktır. Böylece, 2006'dan beri güneş sisteminde sekiz gezegen olmuştur: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün. Beş cüce gezegen Uluslararası Astronomi Birliği tarafından resmen tanınmaktadır: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake ve Eris. 11 Haziran 2008'de IAU, "plutoid" kavramının tanıtıldığını duyurdu. Yarıçapı Neptün'ün yörüngesinin yarıçapından daha büyük olan, kütlesi yerçekimi kuvvetlerinin neredeyse küresel bir şekil vermesi için yeterli olan ve etrafındaki boşluğu temizlemeyen bir yörüngede Güneş'in etrafında dönen plütoid gök cisimlerine çağrılmasına karar verildi. yörüngeleri (yani, birçok küçük nesne etraflarında döner). Plutoitler gibi uzak nesneler için şekli ve dolayısıyla cüce gezegen sınıfıyla ilişkisini belirlemek hala zor olduğundan, bilim adamları, mutlak asteroit büyüklüğü (bir astronomik birim mesafeden parlaklık) daha parlak olan tüm nesneleri geçici olarak plütoitlere atamayı önerdiler. +1'den fazla. Daha sonra plütoidlere atanan nesnenin bir cüce gezegen olmadığı ortaya çıkarsa, atanan isim bırakılacak olsa da bu statüden mahrum kalacaktır. Cüce gezegenler Pluto ve Eris, plütoidler olarak sınıflandırıldı. Temmuz 2008'de Makemake bu kategoriye dahil edildi. 17 Eylül 2008'de Haumea listeye eklendi. Materyal, açık kaynaklardan alınan bilgilere dayanarak hazırlanmıştır. Uzaydaki evimiz, Samanyolu galaksisinin bir parçası ve sekiz gezegenden oluşan bir yıldız sistemi olan güneş sistemidir. Merkezde Güneş adı verilen bir yıldız var. Güneş sistemi dört buçuk milyar yaşında. Güneşten üçüncü gezegende yaşıyoruz. Güneş sistemindeki diğer gezegenleri biliyor musunuz? Şimdi size biraz onlardan bahsedeceğiz.
Merkür güneş sistemindeki en küçük gezegendir. Yarıçapı 2440 km'dir. Güneş etrafındaki dönüş süresi 88 Dünya günüdür. Bu süre zarfında Merkür'ün kendi ekseni etrafında bir devrimi yalnızca bir buçuk kez tamamlama zamanı vardır. Merkür'de bir gün yaklaşık 59 Dünya günü sürer. Merkür'ün yörüngesi en dengesiz olanlardan biridir: orada sadece hareket hızı ve Güneş'e olan mesafesi değişmez, aynı zamanda konumun kendisi de değişir. Uydu yok. Neptün güneş sistemindeki sekizinci gezegendir. Uranüs'e yeterince yakındır. Gezegenin yarıçapı 24547 km'dir. Neptün'de bir yıl 60190 güne eşittir, yani yaklaşık 164 Dünya yılıdır. 14 uydusu vardır. 260 m / s'ye kadar en güçlü rüzgarın kaydedildiği bir atmosfere sahiptir. Uranüs güneş sistemindeki yedinci gezegendir. Yarıçap - 25267 km. En soğuk gezegenin yüzey sıcaklığı -224 derecedir. Uranüs'te bir yıl, 30.685 Dünya gününe, yani yaklaşık 84 yıla eşittir. Gün - 17 saat. 27 uydusu vardır. Satürn güneş sistemindeki altıncı gezegendir. Gezegenin yarıçapı 57350 km'dir. Jüpiter'den sonra ikinci en büyüğüdür. Satürn'de bir yıl, yaklaşık 30 Dünya yılı olan 10759 güne eşittir. Satürn'deki bir gün neredeyse Jüpiter'deki bir güne eşittir - 10.5 Dünya saati. Kimyasal elementlerin bileşiminde en çok Güneş'e benzer. Jüpiter güneşten beşinci gezegendir. Güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Jüpiter'in yarıçapı 69912 km'dir. Bu zaten Dünya'dan 19 kat daha büyük. Orada bir yıl 4333 Dünya günü kadar sürer, yani neredeyse tamamlanmamış 12 yıl. Bir günün süresi yaklaşık 10 Dünya saatidir. Mars güneş sistemindeki dördüncü gezegendir. Yarıçapı 3390 km'dir ve bu, Dünya'nın neredeyse yarısı kadardır. Mars'ta bir yıl 687 Dünya günüdür. 2 uydusu vardır - Phobos ve Deimos. Venüs güneş sistemindeki ikinci gezegendir. Kütle ve yarıçap olarak Dünya'ya benzer. Uydu yok. Plüton 6 küçük kozmik cisimden oluşan uzak bir sistemde baskın nesne olan güneş sisteminin kenarlarında bulunan bir cüce gezegendir. Gezegenin yarıçapı 1195 km'dir. Plüton'un Güneş etrafındaki dönüş süresi yaklaşık 248 Dünya yılıdır. Plüton'da bir gün 152 saattir. Gezegenin kütlesi, Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 0,0025'i kadardır. GÜNEŞ SİSTEMİ Gezegenler, Dünya'nın kuzey kutbundan bakıldığında, saat yönünün tersine, yaklaşık olarak aynı düzlemde uzanan neredeyse dairesel yörüngelerde Güneş'in etrafında dönerler. Dünyanın yörünge düzlemi (ekliptiğin düzlemi), gezegenlerin yörüngelerinin medyan düzlemine yakındır. Bu nedenle, gökyüzündeki gezegenlerin, Güneş'in ve Ay'ın görünür yolları ekliptik çizgisinin yakınından geçer ve kendileri Zodyak takımyıldızlarının arka planında her zaman görülebilirler. Yörünge eğimleri ekliptik düzleminden ölçülür. 90°'den küçük eğim açıları ileri yörünge hareketine (saat yönünün tersine) karşılık gelir ve 90°'den büyük açılar ters harekete karşılık gelir. Güneş sistemindeki tüm gezegenler ileri yönde hareket eder; Plüton en yüksek yörünge eğimine sahiptir (17°). Birçok kuyruklu yıldız ters yönde hareket eder, örneğin Halley Kuyruklu Yıldızının yörünge eğimi 162°'dir. Güneş sistemindeki tüm cisimlerin yörüngeleri elipslere çok yakındır. Eliptik bir yörüngenin boyutu ve şekli, elipsin yarı ana ekseni (gezegenin Güneş'ten ortalama uzaklığı) ve dairesel yörüngeler için e = 0'dan aşırı uzun yörüngeler için e = 1'e kadar değişen eksantriklik ile karakterize edilir. olanlar. Yörüngede Güneş'e en yakın noktaya perihelion, en uzak noktaya ise aphelion denir.
Güneşin plazma koronasından, güneş rüzgarı adı verilen yüklü parçacıkların sürekli bir çıkışı vardır. Uzay uçuşlarının başlamasından önce bile varlığından şüpheleniliyordu, çünkü bir şeyin kuyruklu yıldızın kuyruklarını "patlattığı" fark ediliyordu. Güneş rüzgarında üç bileşen ayırt edilir: yüksek hızlı bir akış (600 km/s'den fazla), düşük hızlı bir akış ve güneş patlamalarından kaynaklanan kararsız akışlar. Güneş'in X-ışını görüntüleri, koronada düzenli olarak büyük "deliklerin" - düşük yoğunluklu bölgelerin - oluştuğunu göstermiştir. Bu koronal delikler, yüksek hızlı güneş rüzgarının ana kaynağı olarak hizmet ediyor. Dünyanın yörünge bölgesinde, güneş rüzgarının tipik hızı yaklaşık 500 km/s'dir ve yoğunluğu 1 cm3 başına yaklaşık 10 parçacıktır (elektron ve proton). Güneş rüzgarı akışı, gezegen manyetosferleri ve kuyruklu yıldız kuyrukları ile etkileşerek şekillerini ve içlerinde meydana gelen süreçleri önemli ölçüde etkiler. Ayrıca bakınız YERÇEKİMİ; ; COMET. Güneş'in etrafındaki yıldızlararası ortamda güneş rüzgarının baskısı altında, heliosfer adı verilen dev bir mağara oluştu. Sınırında - heliopause - güneş rüzgarı ve yıldızlararası gazın çarpıştığı ve yoğunlaşarak birbirlerine eşit basınç uyguladığı bir şok dalgası olmalıdır. Dört uzay sondası artık heliopause yaklaşıyor: Pioneer 10 ve 11, Voyager 1 ve 2. Hiçbiri onunla 75 AU mesafede karşılaşmadı. güneşten. Zamana karşı çok dramatik bir yarış: Pioneer 10, 1998'de çalışmayı durdurdu ve diğerleri, pilleri bitmeden heliopause'a ulaşmaya çalışıyor. Hesaplamalara göre, Voyager 1 tam olarak yıldızlararası rüzgarın estiği yönde uçuyor ve bu nedenle heliopause'a ilk ulaşan olacak. GEZEGENLER: AÇIKLAMA Merkür. Merkür'ü Dünya'dan teleskopla gözlemlemek zordur: Güneş'ten 28 ° 'den fazla bir açıyla uzaklaşmaz. Dünyadan gelen radar kullanılarak incelendi ve Mariner 10 gezegenler arası sonda yüzeyinin yarısını fotoğrafladı. Merkür, Güneş'ten 0.31 AU'luk bir perihelion'da oldukça uzun bir yörüngede 88 Dünya gününde Güneş'in etrafında döner. ve günöte 0.47 a.u. Eksen etrafında 58,6 günlük bir periyotla döner, tam olarak yörünge periyodunun 2/3'üne eşittir, dolayısıyla yüzeyindeki her nokta Güneş'e doğru 2 Merkür yılında sadece bir kez döner, yani orada güneşli bir gün 2 yıl sürer! Büyük gezegenlerden sadece Pluto, Merkür'den daha küçüktür. Ancak ortalama yoğunluk açısından Merkür, Dünya'dan sonra ikinci sıradadır. Muhtemelen gezegenin yarıçapının %75'i kadar büyük bir metalik çekirdeğe sahiptir (Dünya'nın yarıçapının %50'sini kaplar). Merkür'ün yüzeyi ayınkine benzer: karanlık, tamamen kuru ve kraterlerle kaplı. Merkür yüzeyinin ortalama ışık yansıması (albedo) yaklaşık %10'dur ve Ay'ınkiyle hemen hemen aynıdır. Muhtemelen yüzeyi de regolith - sinterlenmiş ezilmiş malzeme ile kaplıdır. Merkür üzerindeki en büyük etki oluşumu, ay denizlerini andıran 2000 km büyüklüğündeki Caloris havzasıdır. Bununla birlikte, Ay'ın aksine, Merkür'ün kendine özgü yapıları vardır - birkaç kilometre yüksekliğinde ve yüzlerce kilometre boyunca uzanan çıkıntılar. Belki de büyük metal çekirdeğinin soğuması sırasında gezegenin sıkışması veya güçlü güneş gelgitlerinin etkisi altında oluşmuşlardır. Gezegenin gündüz yüzey sıcaklığı yaklaşık 700 K ve geceleri yaklaşık 100 K'dir. Radar verilerine göre, sonsuz karanlık ve soğuk koşullarda kutup kraterlerinin dibinde buz olabilir. Merkür'ün neredeyse hiç atmosferi yoktur - yalnızca 200 km yükseklikte dünya atmosferinin yoğunluğuna sahip aşırı derecede seyreltilmiş bir helyum kabuğu vardır. Muhtemelen helyum, gezegenin bağırsaklarındaki radyoaktif elementlerin bozunması sırasında oluşur. Merkür'ün zayıf bir manyetik alanı vardır ve uydusu yoktur. Venüs. Bu, Güneş'ten ikinci gezegen ve Dünya'ya en yakın gezegen - gökyüzümüzdeki en parlak "yıldız"; bazen gündüzleri bile görülebilir. Venüs birçok yönden Dünya'ya benzer: boyutu ve yoğunluğu Dünya'nınkinden yalnızca %5 daha azdır; muhtemelen Venüs'ün bağırsakları dünyanınkine benziyor. Venüs'ün yüzeyi her zaman kalın bir sarımsı beyaz bulut tabakasıyla kaplıdır, ancak radarların yardımıyla bazı ayrıntılı olarak incelenmiştir. Eksen etrafında Venüs, 243 Dünya günü bir süre ile ters yönde (kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünde) döner. Yörünge süresi 225 gündür; bu nedenle, bir Venüs günü (gün doğumundan sonraki gün doğumuna kadar) 116 Dünya günü sürer. Ayrıca bakınız RADAR ASTRONOMİSİ.
Venüs'ün atmosferi esas olarak karbondioksit (CO2) ile az miktarda nitrojen (N2) ve su buharından (H2O) oluşur. Hidroklorik asit (HCl) ve hidroflorik asit (HF) küçük safsızlıklar olarak bulundu. Yüzeydeki basınç 90 bar'dır (dünya denizlerinde 900 m derinlikte olduğu gibi); sıcaklık hem gündüz hem de gece tüm yüzeyde yaklaşık 750 K'dir. Venüs'ün yüzeyinin yakınında bu kadar yüksek bir sıcaklığın nedeni tam olarak "sera etkisi" olarak adlandırılmayan şeydir: güneş ışınları nispeten kolayca atmosferinin bulutlarından geçer ve gezegenin yüzeyini ısıtır, ancak termal kızılötesi radyasyon yüzeyin kendisi büyük bir zorlukla atmosferden uzaya kaçar. Venüs'ün bulutları, mikroskobik konsantre sülfürik asit (H2SO4) damlacıklarından oluşur. Bulutların üst tabakası yüzeyden 90 km uzakta, oradaki sıcaklık yakl. 200K; alt katman - 30 km, sıcaklık yakl. 430 K. Daha alçakta bile o kadar sıcak ki bulut yok. Elbette Venüs'ün yüzeyinde sıvı halde su yoktur. Venüs'ün üst bulut tabakası seviyesindeki atmosferi, gezegenin yüzeyi ile aynı yönde, ancak çok daha hızlı dönerek 4 günde bir devrim yapar; bu fenomene süperrotasyon denir ve bunun için henüz bir açıklama bulunamamıştır. Venüs'ün gündüz ve gece taraflarına otomatik istasyonlar indi. Gün boyunca, gezegenin yüzeyi, Dünya'daki bulutlu bir günde olduğu gibi yaklaşık aynı yoğunlukta dağınık güneş ışığı ile aydınlatılır. Geceleri Venüs'te çok fazla şimşek görüldü. Venera istasyonları, iniş yerlerinde kayalık zeminin görülebildiği küçük alanların görüntülerini iletti. Genel olarak, Venüs'ün topografyası, Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ve -16 (1983) ve Magellan (1990) yörünge araçları tarafından iletilen radar görüntülerinden incelenmiştir. En iyilerinin en küçük detayları yaklaşık 100 m boyutundadır, Dünya'nın aksine, Venüs'te açıkça tanımlanmış kıtasal plakalar yoktur, ancak örneğin, Avustralya büyüklüğündeki Ishtar ülkesi gibi birkaç küresel yükseklik kaydedilmiştir. Venüs'ün yüzeyinde birçok göktaşı krateri ve volkanik kubbe vardır. Açıkçası, Venüs'ün kabuğu incedir, bu nedenle erimiş lav yüzeye yaklaşır ve meteorların düşmesinden sonra kolayca üzerine dökülür. Venüs'ün yüzeyinin yakınında yağmur veya kuvvetli rüzgar olmadığı için yüzey erozyonu çok yavaş gerçekleşir ve jeolojik yapılar yüz milyonlarca yıl boyunca uzaydan görünür kalır. Venüs'ün içi hakkında çok az şey biliniyor. Muhtemelen yarıçapının %50'sini kaplayan metal bir çekirdeğe sahiptir. Ancak gezegenin çok yavaş dönmesi nedeniyle manyetik alanı yoktur. Venüs'ün uydusu yoktur. Toprak. Gezegenimiz, yüzeyinin büyük bölümünün (%75) sıvı su ile kaplı olduğu tek gezegendir. Dünya aktif bir gezegendir ve belki de kendisini okyanus ortası sırtları, ada yayları ve kıvrımlı dağ kuşakları olarak gösteren levha tektoniği nedeniyle yüzey yenilenmesi olan tek gezegendir. Dünya'nın katı yüzeyinin yüksekliklerinin dağılımı iki modludur: okyanus tabanının ortalama seviyesi deniz seviyesinin 3900 m altındadır ve kıtalar ortalama olarak 860 m yükselir (ayrıca bkz. DÜNYA). Sismik veriler, dünyanın iç kısmının aşağıdaki yapısını gösterir: kabuk (30 km), manto (2900 km derinliğe kadar), metalik çekirdek. Çekirdeğin bir kısmı eritilir; orada, güneş rüzgarının yüklü parçacıklarını (protonlar ve elektronlar) yakalayan ve Dünya'nın etrafında bunlarla dolu iki toroidal bölge oluşturan dünyanın manyetik alanı üretilir - 4000 ve 17000 km rakımlarda lokalize radyasyon kuşakları (Van Allen kuşakları) dünyanın yüzeyinden. Ayrıca bakınız JEOLOJİ; YERÇEKİMİ. Dünya atmosferi %78 nitrojen ve %21 oksijendir; jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin etkisi altında uzun bir evrimin sonucudur. Belki de Dünya'nın erken atmosferi, daha sonra kaçan hidrojen açısından zengindi. Bağırsakların gazdan arındırılması, atmosferi karbondioksit ve su buharı ile doldurdu. Ancak buhar okyanuslarda yoğunlaştı ve karbondioksit, karbonatlı kayalarda tutuldu. (Eğer CO2'nin tamamı atmosferi bir gaz olarak doldursaydı, o zaman Venüs'teki gibi basıncın 90 bar olması ilginçtir. Ve eğer tüm su buharlaşırsa, o zaman basınç 257 bar olur!). Böylece nitrojen atmosferde kaldı ve biyosferin hayati aktivitesinin bir sonucu olarak oksijen yavaş yavaş ortaya çıktı. 600 milyon yıl önce bile havadaki oksijen miktarı şimdikinden 100 kat daha düşüktü (Ayrıca bkz. ATMOSFER; OKYANUS). Dünya'nın ikliminin kısa (10.000 yıl) ve uzun (100 milyon yıl) ölçeklerde değiştiğine dair göstergeler var. Bunun nedeni, Dünya'nın yörünge hareketindeki değişiklikler, dönme ekseninin eğimi, volkanik patlamaların sıklığı olabilir. Güneş radyasyonunun yoğunluğundaki dalgalanmalar hariç tutulmaz. Çağımızda insan faaliyetleri iklimi de etkiler: atmosfere gaz ve toz emisyonları. Ayrıca bakınız ASİT AZALTMA; HAVA KİRLİLİĞİ ; SU KİRLİLİĞİ ; ÇEVRESEL BOZULMA. Dünyanın bir uydusu var - kökeni henüz çözülmemiş olan Ay.
Ay. En büyük uydulardan biri olan Ay, uydunun ve gezegenin kütlelerine göre Charon'dan (Plüton'un uydusu) sonra ikinci sırada yer alır. Yarıçapı 3,7 ve kütlesi Dünya'nınkinden 81 kat daha azdır. Ay'ın ortalama yoğunluğu 3,34 g/cm3'tür, bu da önemli bir metalik çekirdeğe sahip olmadığını gösterir. Ay yüzeyindeki yerçekimi kuvveti, dünyanınkinden 6 kat daha azdır. Ay, Dünya'nın etrafında 0.055 eksantriklik ile bir yörüngede döner. Yörünge düzleminin dünyanın ekvator düzlemine eğimi 18,3° ila 28,6° arasında ve ekliptiğe göre - 4°59° ila 5°19° arasında değişir. Ay'ın günlük dönüşü ve yörünge sirkülasyonu senkronizedir, bu nedenle her zaman yarım kürelerinden yalnızca birini görürüz. Ay'ın gerçek, küçük kıpırdanmaları (kurtulmaları), bir ay içinde yüzeyinin yaklaşık %60'ını görmeyi mümkün kılar. Librasyonların ana nedeni, Ay'ın günlük dönüşünün sabit bir hızda ve yörünge sirkülasyonunun bir değişkenle (yörüngenin eksantrikliği nedeniyle) gerçekleşmesidir. Ay yüzeyinin bazı kısımları uzun süredir şartlı olarak "deniz" ve "kıta" olarak bölünmüştür. Denizlerin yüzeyi daha koyu görünür, daha alçakta yer alır ve kıtasal yüzeye göre göktaşı kraterleriyle çok daha az kaplıdır. Denizler bazaltik lavlarla dolup taşıyor ve kıtalar feldispatça zengin anortozit kayalardan oluşuyor. Çok sayıda krater göz önüne alındığında, kıta yüzeyleri deniz yüzeylerinden çok daha yaşlıdır. Yoğun göktaşı bombardımanı, Ay kabuğunun üst katmanını ince bir şekilde parçaladı ve dıştaki birkaç metreyi regolit adı verilen bir toza dönüştürdü. Astronotlar ve robotik sondalar, Ay'dan kayalık toprak ve regolit örnekleri getirdiler. Analiz, deniz yüzeyinin yaşının yaklaşık 4 milyar yıl olduğunu gösterdi. Sonuç olarak, yoğun göktaşı bombardımanı dönemi, 4,6 milyar yıl önce Ay'ın oluşumundan sonraki ilk 0,5 milyar yıla denk geliyor. Daha sonra göktaşı düşme sıklığı ve krater oluşumu pratikte değişmeden kaldı ve hala 105 yılda 1 km çapında bir kratere tekabül ediyor. Ayrıca bakınız UZAY ARAŞTIRMASI VE KULLANIMI. Ay kayaları, uçucu elementler (H2O, Na, K, vb.) ve demir açısından fakirdir, ancak dayanıklı elementler (Ti, Ca, vb.) açısından zengindir. Merkür'de olduğu gibi, yalnızca Ay kutup kraterlerinin dibinde buz birikintileri olabilir. Ay'ın neredeyse hiç atmosferi yoktur ve Ay toprağının sıvı suya maruz kaldığına dair hiçbir kanıt yoktur. İçinde organik madde de yok - sadece meteorlarla düşen karbonlu kondrit izleri. Su ve havanın olmaması ve yüzey sıcaklığındaki güçlü dalgalanmaların (gündüz 390 K ve gece 120 K) Ay'ı yaşanmaz hale getirmesi. Ay'a gönderilen sismometreler, ayın içi hakkında bir şeyler öğrenmeyi mümkün kıldı. Muhtemelen Dünya'nın gelgit etkisinden dolayı, orada genellikle zayıf "ay depremleri" meydana gelir. Ay oldukça homojendir, küçük, yoğun bir çekirdeğe ve yaklaşık 65 km kalınlığında daha hafif malzemelerden yapılmış bir kabuğa sahiptir ve kabuğun üst 10 km'si 4 milyar yıl kadar erken bir tarihte göktaşları tarafından ezilmiştir. Büyük çarpma havzaları Ay yüzeyine eşit olarak dağılmıştır, ancak Ay'ın görünen tarafındaki kabuğun kalınlığı daha azdır, bu nedenle deniz yüzeyinin %70'i üzerinde yoğunlaşmıştır. Ay yüzeyinin tarihi genel olarak biliniyor: 4 milyar yıl önce yoğun göktaşı bombardımanı aşamasının sona ermesinden sonra, bağırsaklar yaklaşık 1 milyar yıl daha sıcaktı ve bazaltik lavlar denizlere döküldü. Sonra sadece nadir bir göktaşı düşüşü uydumuzun çehresini değiştirdi. Ancak ayın kökeni hala tartışılmaktadır. Kendi kendine oluşabilir ve sonra Dünya tarafından yakalanabilir; uydusu olarak Dünya ile birlikte oluşmuş olabilir; son olarak, oluşum döneminde Dünya'dan ayrılabilir. İkinci olasılık yakın zamana kadar popülerdi, ancak son yıllarda Ay'ın büyük bir gök cismi ile çarpışma sırasında proto-Dünya tarafından fırlatılan malzemeden oluştuğu hipotezi ciddi bir şekilde ele alındı. Dünya-Ay sisteminin kökeninin belirsizliğine rağmen, daha sonraki evrimleri oldukça güvenilir bir şekilde izlenebilir. Gelgit etkileşimi gök cisimlerinin hareketini önemli ölçüde etkiler: Ay'ın günlük dönüşü fiilen durmuştur (dönemi yörüngesel olana eşit olmuştur) ve Dünya'nın dönüşü yavaşlayarak açısal momentumunu yörünge hareketine aktarır. sonuç olarak Dünya'dan yılda yaklaşık 3 cm uzaklaşan Ay. Bu, Dünya'nın dönüşü Ay'ınkiyle aynı hizaya geldiğinde duracaktır. Sonra Dünya ve Ay sürekli olarak bir tarafa dönecek (Pluto ve Charon gibi) ve günleri ve ayları 47 cari güne eşit olacak; bu durumda Ay bizden 1,4 kat uzaklaşacak. Doğru, bu durum sonsuza kadar sürmeyecek çünkü güneş gelgitleri Dünya'nın dönüşünü etkilemeyi bırakmayacak. Ayrıca bakınız AY ; AY'IN KÖKENİ VE TARİHİ; AKIŞ VE AKIŞ. Mars. Mars, Dünya'ya benzer, ancak boyutunun neredeyse yarısı kadardır ve ortalama yoğunluğu biraz daha düşüktür. Günlük dönüş süresi (24 saat 37 dakika) ve eksenin eğimi (24°) Dünya'dakinden hemen hemen farklı değildir. Dünyevi bir gözlemci için Mars, parlaklığı gözle görülür şekilde değişen kırmızımsı bir yıldız olarak görünür; iki yıldan biraz daha uzun bir süre içinde tekrar eden çatışma dönemlerinde (örneğin, Nisan 1999 ve Haziran 2001'de) maksimumdur. Mars, muhalefet anında günberi yakınından geçerse meydana gelen büyük muhalefet dönemlerinde özellikle yakın ve parlaktır; bu her 15-17 yılda bir olur (bir sonraki Ağustos 2003'te). Mars'ta bir teleskop, mevsimlere göre değişen parlak turuncu bölgeleri ve daha koyu bölgeleri gösteriyor. Kutuplarda parlak beyaz kar kapakları bulunur. Gezegenin kırmızımsı rengi, toprağındaki büyük miktarda demir oksit (pas) ile ilişkilidir. Karanlık bölgelerin bileşimi muhtemelen karasal bazaltları andırırken, açık bölgeler ince dağılmış malzemeden oluşuyor.
Temel olarak, Mars hakkındaki bilgilerimiz otomatik istasyonlar tarafından elde edilir. En üretken olanı, 20 Temmuz ve 3 Eylül 1976'da Chris (22 ° N, 48 ° W) ve Utopia (48 ° N) bölgelerinde Mars'a inen Viking seferinin iki yörünge ve iki iniş aracıydı. ., 226° B), Viking 1 Kasım 1982'ye kadar çalışıyor. Her ikisi de klasik parlak alanlara indi ve koyu renkli taşlarla dolu kırmızımsı kumlu bir çölde sona erdi. 4 Temmuz 1997 "Mars Pathfinder" (ABD) araştırmasıyla Ares Vadisi'ne (19° K, 34° B) karışık kayaları ve muhtemelen suyla döndürülmüş ve kum ve kil ile karışmış çakılları keşfeden ilk otomatik kendinden tahrikli araç , Mars iklimindeki güçlü değişiklikleri ve geçmişte büyük miktarda suyun varlığını gösterir. Mars'ın seyreltilmiş atmosferi %95 karbondioksit ve %3 azottan oluşur. Az miktarda su buharı, oksijen ve argon mevcuttur. Yüzeydeki ortalama basınç 6 mbar'dır (yani, dünyanın %0,6'sı). Böyle düşük bir basınçta sıvı su olamaz. Ortalama günlük sıcaklık 240 K'dir ve yazın ekvatorda maksimum 290 K'ye ulaşır. Günlük sıcaklık dalgalanmaları yaklaşık 100 K'dir. Bu nedenle, Mars'ın iklimi soğuk, susuz yüksek rakımlı bir çöl iklimidir. Mars'ın yüksek enlemlerinde kışın sıcaklık 150 K'nin altına düşer ve atmosferik karbondioksit (CO2) donarak beyaz kar olarak yüzeye düşerek kutup başlığını oluşturur. Kutup başlıklarının periyodik olarak yoğunlaşması ve süblimleşmesi atmosfer basıncında %30 oranında mevsimsel dalgalanmalara neden olur. Kışın sonunda, kutup başlığının sınırı 45°-50° enlemine düşer ve yazın ondan küçük bir alan kalır (güney kutbunda 300 km çapında ve kuzeyde 1000 km çapında), muhtemelen şunlardan oluşur: kalınlığı 1-2 km'ye ulaşabilen su buzu. Bazen kuvvetli rüzgarlar Mars'ta eser ve ince kum bulutlarını havaya kaldırır. Özellikle güçlü toz fırtınaları, güney yarımkürede baharın sonunda, Mars yörüngenin günberisinden geçtiğinde ve güneş ısısı özellikle yüksek olduğunda meydana gelir. Haftalarca hatta aylarca atmosfer sarı tozla opak hale gelir. "Vikingler" yörünge araçları, büyük kraterlerin dibindeki güçlü kum tepelerinin görüntülerini iletti. Toz birikintileri, Mars yüzeyinin görünümünü mevsimden mevsime o kadar çok değiştirir ki, Dünya'dan bile teleskopla bakıldığında fark edilir. Geçmişte, yüzey rengindeki bu mevsimsel değişikliklerin bazı gökbilimciler tarafından Mars'taki bitki örtüsünün belirtileri olduğu düşünülüyordu. Mars'ın jeolojisi çok çeşitlidir. Güney yarımkürenin geniş alanları, eski göktaşı bombardımanı döneminden (4 milyar yıl önce) kalan eski kraterlerle kaplıdır. Yıllar önce). Kuzey yarımkürenin çoğu daha genç lav akıntılarıyla kaplıdır. Üzerinde birkaç dev volkanik dağın bulunduğu Tharsis Yaylası (10° K, 110° B) özellikle ilgi çekicidir. Aralarında en yüksek olanı - Olympus Dağı - 600 km tabanda bir çapa ve 25 km yüksekliğe sahiptir. Şu anda herhangi bir volkanik aktivite belirtisi olmamasına rağmen, lav akıntılarının yaşı 100 milyon yılı geçmiyor ki bu gezegenin yaşı olan 4,6 milyar yıl ile karşılaştırıldığında küçük bir rakam.
Eski volkanlar, Mars'ın iç kısmının bir zamanlar güçlü olan faaliyetine işaret etse de, levha tektoniğine dair hiçbir işaret yoktur: Kıvrılmış dağ kuşakları ve kabuk sıkışmasının diğer göstergeleri yoktur. Bununla birlikte, en büyüğü - Mariner vadileri - Tharsis'ten doğuya 4000 km boyunca uzanan, maksimum 700 km genişliğe ve 6 km derinliğe sahip güçlü yarık fayları vardır. Uzay aracından alınan fotoğraflara dayanarak yapılan en ilginç jeolojik keşiflerden biri, dünyevi nehirlerin kurumuş kanallarını anımsatan, yüzlerce kilometre uzunluğundaki dallı dolambaçlı vadilerdi. Bu, sıcaklıkların ve basınçların daha yüksek olabileceği ve nehirlerin Mars yüzeyinden aktığı geçmişte daha elverişli bir iklime işaret ediyor. Doğru, Mars'ın güneyindeki yoğun kraterli bölgelerdeki vadilerin konumu, Mars'ta çok uzun zaman önce, muhtemelen evriminin ilk 0,5 milyar yılında nehirler olduğunu gösteriyor. Su artık yüzeyde kutup başlıklarında buz olarak ve muhtemelen yüzeyin altında bir permafrost tabakası olarak yatıyor. Mars'ın iç yapısı tam olarak anlaşılamamıştır. Düşük ortalama yoğunluğu, önemli bir metalik çekirdeğin olmadığını gösterir; her halükarda erimez, bu da Mars'ta manyetik alanın olmamasından kaynaklanır. Viking-2 aparatının iniş bloğundaki sismometre, 2 yıllık operasyon boyunca gezegenin sismik aktivitesini kaydetmedi (sismometre Viking-1'de çalışmadı). Mars'ın iki küçük uydusu vardır - Phobos ve Deimos. Her ikisi de düzensiz şekilli, göktaşı kraterleriyle kaplı ve muhtemelen uzak geçmişte gezegen tarafından yakalanan asteroitler. Phobos gezegenin etrafında çok alçak bir yörüngede döner ve gelgitlerin etkisiyle Mars'a yaklaşmaya devam eder; daha sonra gezegenin yerçekimi tarafından yok edilecek. Jüpiter. Güneş sistemindeki en büyük gezegen Jüpiter, Dünya'dan 11 kat daha büyük ve ondan 318 kat daha büyük. Düşük ortalama yoğunluğu (1,3 g/cm3), Güneş'inkine yakın bir bileşime işaret eder: çoğunlukla hidrojen ve helyum. Jüpiter'in kendi ekseni etrafında hızlı dönüşü, kutupsal sıkışmasının %6,4 oranında olmasına neden olur. Jüpiter'deki bir teleskop, ekvatora paralel bulut bantlarını gösterir; içlerindeki açık renkli bölgeler kırmızımsı kuşaklarla serpiştirilmiştir. Aydınlık bölgelerin, amonyak bulutlarının tepelerinin görülebildiği yukarı yönlü hava akımları olması muhtemeldir; kırmızımsı kuşaklar, parlak rengi amonyum hidrosülfat ve ayrıca kırmızı fosfor, kükürt ve organik polimer bileşikleri tarafından belirlenen aşağı çekişlerle ilişkilidir. Jüpiter'in atmosferinde hidrojen ve helyuma ek olarak, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ve GeH4 de spektroskopik olarak tespit edilmiştir. Amonyak bulutlarının tepesindeki sıcaklık 125 K'dir, ancak derinlikle birlikte 2,5 K/km artar. 60 km derinlikte bir su bulutları tabakası olmalıdır. Bölgelerdeki ve komşu kuşaklardaki bulut hareket hızları önemli ölçüde farklılık gösterir: örneğin, ekvator kuşağında bulutlar, komşu bölgelere göre doğuya doğru 100 m/s daha hızlı hareket eder. Hızlardaki fark, bölgelerin ve kuşakların sınırlarında güçlü türbülansa neden olur ve bu da onların şeklini çok karmaşık hale getirir. Bunun tezahürlerinden biri, en büyüğü - Büyük Kırmızı Nokta - 300 yıldan daha uzun bir süre önce Cassini tarafından keşfedilen oval dönen noktalardır. Bu nokta (25.000-15.000 km) Dünya diskinden daha büyüktür; sarmal siklonik bir yapıya sahiptir ve kendi ekseni etrafında 6 günde bir dönüş yapar. Noktaların geri kalanı daha küçük ve nedense tamamen beyaz.
Jüpiter'in katı bir yüzeyi yoktur. Gezegenin yarıçapının %25'i kadar uzunluğa sahip üst katmanı, sıvı hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Aşağıda, basıncın 3 milyon barı aştığı ve sıcaklığın 10.000 K olduğu yerde, hidrojen metalik duruma geçer. Gezegenin merkezine yakın bir yerde, toplam kütlesi yaklaşık 10 Dünya kütlesi olan daha ağır elementlerden oluşan bir sıvı çekirdek olması mümkündür. Merkezde, basınç yaklaşık 100 milyon bar ve sıcaklık 20-30 bin K'dir. Sıvı metalik iç kısımlar ve gezegenin hızlı dönüşü, dünyanınkinden 15 kat daha güçlü olan güçlü manyetik alanına neden olmuştur. Jüpiter'in güçlü radyasyon kuşaklarıyla devasa manyetosferi, dört büyük uydusunun yörüngelerinin ötesine uzanır. Jüpiter'in merkezindeki sıcaklık, termonükleer reaksiyonların meydana gelmesi için her zaman gerekenden daha düşük olmuştur. Ancak Jüpiter'in oluşum döneminden kalan iç ısı rezervleri büyüktür. 4.6 milyar yıl sonra şimdi bile Güneş'ten aldığı kadar ısı yayıyor; evrimin ilk milyon yılında, Jüpiter'in radyasyon gücü 104 kat daha fazlaydı. Bu, gezegenin büyük uydularının oluşum dönemi olduğundan, bileşimlerinin Jüpiter'e olan uzaklığına bağlı olması şaşırtıcı değildir: ona en yakın ikisi - Io ve Europa - oldukça yüksek bir yoğunluğa sahiptir (3,5 ve 3,0 g/ cm3) ve daha uzak olan Ganymede ve Callisto çok miktarda meyveli buz içerir ve bu nedenle daha az yoğundur (1,9 ve 1,8 g/cm3). uydular. Jüpiter'in en az 16 uydusu ve zayıf bir halkası vardır: üst bulut katmanından 53.000 km uzaklıktadır, 6.000 km genişliğe sahiptir ve görünüşe göre küçük ve çok koyu katı parçacıklardan oluşmaktadır. Jüpiter'in en büyük dört uydusuna Galilean denir çünkü 1610'da Galileo tarafından keşfedildiler; ondan bağımsız olarak, aynı yıl, onlara mevcut isimlerini veren Alman astronom Marius tarafından keşfedildi - Io, Europa, Ganymede ve Callisto. Uyduların en küçüğü olan Europa, Ay'dan biraz daha küçüktür ve Ganymede, Merkür'den daha büyüktür. Hepsi dürbünle görülebilir.
Io'nun yüzeyinde, Voyager'lar maddeyi yüzlerce kilometre havaya fırlatan birkaç aktif yanardağ keşfettiler. Io'nun yüzeyi kırmızımsı kükürt birikintileri ve volkanik patlamaların ürünleri olan hafif kükürt dioksit lekeleriyle kaplıdır. Bir gaz formunda, kükürt dioksit son derece seyreltilmiş bir Io atmosferi oluşturur. Volkanik aktivitenin enerjisi, gezegenin uydu üzerindeki gelgit etkisinden alınır. Io'nun yörüngesi Jüpiter'in radyasyon kuşaklarından geçer ve uydunun manyetosferle güçlü bir şekilde etkileşerek içinde radyo patlamalarına neden olduğu uzun zamandır tespit edilmiştir. 1973'te, Io'nun yörüngesi boyunca parlak sodyum atomlarından oluşan bir torus keşfedildi; daha sonra orada kükürt, potasyum ve oksijen iyonları bulundu. Bu maddeler, radyasyon kuşaklarının enerjik protonları tarafından ya doğrudan Io'nun yüzeyinden ya da volkanların gaz "tüylerinden" dışarı atılır. Jüpiter'in Europa üzerindeki gelgit etkisi Io'dakinden daha zayıf olsa da, iç kısmı da kısmen erimiş olabilir. Spektral çalışmalar, Europa'nın yüzeyinde su buzu olduğunu ve kırmızımsı tonunun muhtemelen Io'dan kaynaklanan kükürt kirliliğinden kaynaklandığını gösteriyor. Darbe kraterlerinin neredeyse tamamen yokluğu, yüzeyin jeolojik gençliğini gösterir. Europa'nın buz yüzeyinin kıvrımları ve fayları, dünyanın kutup denizlerinin buz tarlalarına benzer; muhtemelen Europa'da bir buz tabakasının altında sıvı halde su vardır. Ganymede, güneş sistemindeki en büyük uydudur. Yoğunluğu düşüktür; muhtemelen yarı kaya ve yarı buzdur. Yüzeyi tuhaf görünüyor ve muhtemelen yer altı farklılaşma sürecine eşlik eden kabuk genişlemesi belirtileri gösteriyor. Eski kraterli yüzeyin bölümleri, birbirinden 10-20 km uzaklıkta uzanan, yüzlerce kilometre uzunluğunda ve 1-2 km genişliğinde daha genç hendeklerle ayrılmıştır. Bunun, yaklaşık 4 milyar yıl önce farklılaşmadan hemen sonra suyun çatlaklardan dışarı taşmasıyla oluşan daha genç buz olması muhtemeldir. Callisto, Ganymede'ye benzer, ancak yüzeyinde hiçbir kusur belirtisi yoktur; hepsi çok eski ve yoğun bir şekilde kraterli. Her iki uydunun yüzeyi, regolit tipi kayaların serpiştirildiği buzla kaplıdır. Ancak Ganymede'de buz yaklaşık %50 ise Callisto'da %20'den azdır. Ganymede ve Callisto kayalarının bileşimi muhtemelen karbonlu göktaşlarınınkine benzer. Jüpiter'in uydularında, Io'daki seyreltilmiş SO2 volkanik gazı dışında atmosfer yoktur. Jüpiter'in bir düzine küçük uydusundan dördü gezegene Galileo uydularından daha yakındır; bunların en büyüğü olan Amalthea, düzensiz şekilli bir krater nesnesidir (boyutları 270*166*150 km). Karanlık yüzeyi - çok kırmızı - Io'dan gelen gri ile kaplanmış olabilir. Jüpiter'in dış küçük uyduları yörüngelerine göre iki gruba ayrılır: 4 gezegene daha yakın, ileri (gezegenin dönüşüne göre) yönde ve 4 daha uzak - ters yönde. Hepsi küçük ve karanlık; muhtemelen Jüpiter tarafından Trojan grubunun asteroitlerinden yakalandılar (bkz. ASTEROID). Satürn.İkinci en büyük dev gezegen. Bu bir hidrojen-helyum gezegenidir, ancak Satürn'deki göreli helyum bolluğu Jüpiter'inkinden daha azdır; altında ve ortalama yoğunluğu. Satürn'ün hızlı dönüşü, büyük basıklığına (% 11) yol açar.
Bir teleskopta, Satürn'ün diski Jüpiter kadar muhteşem görünmüyor: kahverengimsi-turuncu bir renge ve zayıf belirgin kuşaklara ve bölgelere sahip. Bunun nedeni, atmosferinin üst bölgelerinin ışık saçan amonyak (NH3) sisi ile dolu olmasıdır. Satürn Güneş'ten daha uzaktadır, bu nedenle üst atmosferinin sıcaklığı (90 K) Jüpiter'inkinden 35 K daha düşüktür ve amonyak yoğun bir durumdadır. Derinlikle birlikte atmosferin sıcaklığı 1,2 K/km artar, dolayısıyla bulut yapısı Jüpiter'inkine benzer: amonyum hidrosülfat bulut tabakasının altında bir su bulutları tabakası vardır. Hidrojen ve helyuma ek olarak, Satürn'ün atmosferinde spektroskopik olarak CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ve PH3 de tespit edildi. Satürn, iç yapısı açısından da Jüpiter'e benzer, ancak daha küçük kütlesi nedeniyle merkezinde daha düşük basınç ve sıcaklığa sahiptir (75 milyon bar ve 10.500 K). Satürn'ün manyetik alanı Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir. Jüpiter gibi, Satürn de Güneş'ten aldığının iki katı kadar iç ısı üretir. Doğru, bu oran Jüpiter'inkinden daha büyük çünkü iki kat daha uzakta bulunan Satürn, Güneş'ten dört kat daha az ısı alıyor. Satürn'ün halkaları. Satürn, 2,3 gezegen yarıçapına kadar benzersiz güçlü bir halka sistemi ile çevrilidir. Teleskopla bakıldığında kolayca ayırt edilebilirler ve yakın mesafeden incelendiklerinde olağanüstü bir çeşitlilik gösterirler: devasa bir B halkasından dar bir F halkasına, sarmal yoğunluk dalgalarından Voyagers tarafından keşfedilen tamamen beklenmedik radyal olarak uzamış "parmak uçlarına" kadar. . Satürn'ün halkalarını dolduran parçacıklar, ışığı Uranüs ve Neptün'ün karanlık halkalarının maddesinden çok daha iyi yansıtır; farklı spektral aralıklardaki çalışmaları, bunların bir metre mertebesinde boyutlara sahip "kirli kartopu" olduğunu gösteriyor. Satürn'ün dıştan içe doğru üç klasik halkası A, B ve C harfleriyle gösterilir. B halkası oldukça yoğundur: Voyager'dan gelen radyo sinyalleri zar zor içinden geçer. A ve B halkaları arasındaki Cassini fisyonu (veya boşluk) adı verilen 4000 km'lik boşluk gerçekten boş değildir, ancak yoğunluk olarak daha önce krep halkası olarak adlandırılan soluk C halkasıyla karşılaştırılabilir. A halkasının dış kenarına yakın, daha az görünür bir Encke fissürü vardır. 1859'da Maxwell, Satürn'ün halkalarının gezegenin yörüngesinde dönen bireysel parçacıklardan oluşması gerektiği sonucuna vardı. 19. yüzyılın sonunda bu, halkaların iç kısımlarının dış kısımlardan daha hızlı döndüğünü gösteren spektral gözlemlerle doğrulandı. Halkalar gezegenin ekvator düzleminde bulunduğundan, yani yörünge düzlemine 27° eğimli olduklarından, Dünya 29,5 yılda iki kez halkalar düzlemine düşer ve biz onları yandan gözlemleriz. Şu anda, halkalar "kayboluyor", bu da kalınlıklarının çok küçük olduğunu kanıtlıyor - birkaç kilometreden fazla değil. Pioneer 11 (1979) ve Voyagers (1980 ve 1981) tarafından çekilen halkaların detaylı görüntüleri beklenenden çok daha karmaşık bir yapı gösterdi. Halkalar, tipik olarak birkaç yüz kilometre genişliğe sahip yüzlerce ayrı halkaya bölünmüştür. Cassini boşluğunda bile en az beş halka vardı. Ayrıntılı bir analiz, halkaların hem boyut hem de muhtemelen parçacık bileşimi açısından homojen olmadığını gösterdi. Halkaların karmaşık yapısı muhtemelen daha önce şüphelenilmeyen yakınlardaki küçük uyduların yerçekimi etkisinden kaynaklanmaktadır. Muhtemelen en sıra dışı olanı, 1979'da Pioneer tarafından A halkasının dış kenarından 4000 km uzaklıkta keşfedilen en ince F halkasıdır. daha sonra Voyager 2, F halkasının yapısının çok daha basit olduğunu keşfetti: maddenin "iplikçikleri" artık iç içe geçmiş değildi. Bu yapı ve hızlı evrimi, kısmen bu halkanın dış ve iç kenarlarında hareket eden iki küçük uydunun (Prometheus ve Pandora) etkisinden kaynaklanmaktadır; onlara "bekçi köpekleri" denir. Bununla birlikte, F halkasının kendi içinde daha da küçük cisimlerin veya geçici madde birikimlerinin varlığı dışlanmaz. uydular. Satürn'ün en az 18 uydusu vardır. Çoğu muhtemelen buzlu. Bazılarının çok ilginç yörüngeleri var. Örneğin, Janus ve Epimetheus neredeyse aynı yörünge yarıçaplarına sahiptir. Dione'nin yörüngesinde, 60 ° önünde (bu konuma lider Lagrange noktası denir), daha küçük Helena uydusu hareket eder. Tethys'e yörüngesinin önde gelen ve geride kalan Lagrange noktalarında iki küçük uydu - Telesto ve Calypso - eşlik ediyor. Satürn'ün yedi uydusunun (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ve Iapetus) yarıçapları ve kütleleri büyük bir doğrulukla ölçülmüştür. Hepsi çoğunlukla buzlu. Daha küçük olanların yoğunluğu 1-1,4 g/cm3 olup, az ya da çok kaya katkılı meyveli buzun yoğunluğuna yakındır. Metan ve amonyak buzu içerip içermedikleri henüz belli değil. Titan'ın daha yüksek yoğunluğu (1,9 g/cm3), iç kısmın sıkışmasına neden olan büyük kütlesinin sonucudur. Titan, çap ve yoğunluk bakımından Ganymede'ye çok benzer; muhtemelen aynı iç yapıya sahiptirler. Titan, güneş sistemindeki en büyük ikinci aydır ve esas olarak nitrojen ve az miktarda metandan oluşan sürekli güçlü bir atmosfere sahip olması bakımından benzersizdir. Yüzeyindeki basınç 1,6 bar, sıcaklık 90 K'dir. Bu koşullar altında Titan'ın yüzeyinde sıvı metan bulunabilir. Atmosferin 240 km yüksekliğe kadar olan üst katmanları, muhtemelen Güneş'in ultraviyole ışınlarının etkisi altında sentezlenen organik polimer parçacıklarından oluşan turuncu bulutlarla doludur. Satürn'ün diğer uyduları atmosfere sahip olamayacak kadar küçüktür. Yüzeyleri buzla kaplıdır ve yoğun şekilde kraterlidir. Sadece Enceladus'un yüzeyinde önemli ölçüde daha az krater var. Muhtemelen, Satürn'ün gelgit etkisi bağırsaklarını erimiş halde tutar ve göktaşı çarpmaları suyun taşmasına ve kraterlerin dolmasına neden olur. Bazı astronomlar, Enceladus'un yüzeyinden çıkan parçacıkların yörüngesi boyunca geniş bir E halkası oluşturduğuna inanıyor. Iapetus uydusu çok ilginçtir, burada arka yarımküre (yörüngesel hareket yönüne göre) buzla kaplıdır ve gelen ışığın %50'sini yansıtır ve ön yarımküre ışığın yalnızca %5'ini yansıtacak kadar karanlıktır. ; karbonlu meteorların maddesine benzer bir şeyle kaplıdır. Satürn'ün dış uydusu Phoebe'nin yüzeyinden göktaşı çarpmalarının etkisiyle fırlatılan malzemenin Iapetus'un ön yarımküresine düşmesi olasıdır. Prensip olarak, Phoebe yörüngede ters yönde hareket ettiği için bu mümkündür. Ayrıca Phoebe'nin yüzeyi de oldukça karanlık ancak bununla ilgili henüz kesin bir veri yok. Uranüs. Uranüs akuamarin rengindedir ve üst atmosferi sisle dolu olduğu için özelliksiz görünür; 1986'da yakınından uçan Voyager 2 sondası içinden birkaç bulutu zorlukla görebilmiştir. Gezegenin ekseni yörünge eksenine 98,5° eğimlidir, yani neredeyse yörünge düzleminde yer alır. Bu nedenle, kutupların her biri bir süre doğrudan Güneş'e çevrilir ve ardından yarım yıl (42 Dünya yılı) gölgede kalır. Uranüs'ün atmosferi çoğunlukla hidrojen, %12-15 oranında helyum ve birkaç başka gaz içerir. Atmosferin sıcaklığı yaklaşık 50 K olmasına rağmen, üst seyreltilmiş katmanlarda gündüzleri 750 K'ye ve geceleri 100 K'ye yükselir. Uranüs'ün manyetik alanı yüzeyde dünyanınkinden biraz daha zayıftır ve ekseni gezegenin dönme eksenine 55 ° eğimlidir. Gezegenin iç yapısı hakkında çok az şey biliniyor. Bulut tabakası muhtemelen 11.000 km derinliğe kadar uzanır, ardından 8.000 km derinlikte bir sıcak su okyanusu ve altında 7.000 km yarıçaplı erimiş bir taş çekirdek gelir. Yüzükler. 1976'da, en genişi 100 km kalınlığa sahip ayrı ince halkalardan oluşan Uranüs'ün benzersiz halkaları keşfedildi. Halkalar, gezegenin merkezinden 1,5 ila 2,0 yarıçap arasındaki mesafelerde bulunur. Satürn'ün halkalarının aksine, Uranüs'ün halkaları büyük koyu renkli kayalardan oluşur. Satürn'ün F halkasında olduğu gibi her halkada küçük bir uydunun hatta iki uydunun hareket ettiğine inanılıyor. uydular. Uranüs'ün 20 uydusu keşfedildi. En büyüğü - Titania ve Oberon - 1500 km çapında. 500 km'den büyük 3 tane daha büyük var, gerisi çok küçük. Beş büyük uydunun yüzey spektrumları, büyük miktarda su buzu olduğunu gösteriyor. Tüm uyduların yüzeyleri göktaşı kraterleriyle kaplıdır. Neptün. Dışarıdan, Neptün Uranüs'e benzer; spektrumu ayrıca metan ve hidrojen bantlarının hakimiyetindedir. Neptün'den gelen ısı akışı, üzerine gelen güneş ısısının gücünü önemli ölçüde aşar, bu da dahili bir enerji kaynağının varlığını gösterir. Belki de iç ısının çoğu, 14.5 gezegen yarıçapında ters yönde yörüngede dönen devasa uydu Triton'un neden olduğu gelgitlerin bir sonucu olarak salınır. 1989 yılında bulut katmanından 5000 km uzaklıkta uçan Voyager 2, Neptün yakınlarında 6 uydu ve 5 halka daha keşfetti. Atmosferde Büyük Karanlık Nokta ve karmaşık bir girdap akımı sistemi keşfedildi. Triton'un pembemsi yüzeyi, güçlü gayzerler de dahil olmak üzere inanılmaz jeolojik detayları ortaya çıkardı. Voyager tarafından keşfedilen Proteus uydusunun, 1949'da Dünya'dan keşfedilen Nereid'den daha büyük olduğu ortaya çıktı. Plüton. Pluto oldukça uzun ve eğimli bir yörüngeye sahiptir; günberi noktasında Güneş'e 29.6 AU'da yaklaşır. ve günötede 49.3 AU'da çıkarılır. Plüton günberisini 1989'da geçti; 1979'dan 1999'a kadar Güneş'e Neptün'den daha yakındı. Ancak Pluto'nun yörüngesindeki büyük eğim nedeniyle yolu Neptün ile asla kesişmez. Pluto'nun ortalama yüzey sıcaklığı 50 K'dir, afeliondan günberiye 15 K değişir ki bu, bu kadar düşük sıcaklıklarda oldukça belirgindir. Bu, özellikle gezegenin günberi geçişi döneminde seyreltilmiş bir metan atmosferinin ortaya çıkmasına neden olur, ancak basıncı dünya atmosferinin basıncından 100.000 kat daha azdır. Pluto, Ay'dan daha küçük olduğu için atmosferi uzun süre tutamaz. Pluto'nun uydusu Charon'un gezegene yakın bir yörüngede dolanması 6,4 gün sürer. Yörüngesi ekliptiğe çok güçlü bir şekilde eğimlidir, bu nedenle tutulmalar yalnızca Dünya'nın Charon'un yörünge düzleminden geçişinin nadir dönemlerinde meydana gelir. Pluto'nun parlaklığı 6.4 günlük bir süre ile düzenli olarak değişir. Bu nedenle Pluto, Charon ile senkronize bir şekilde döner ve yüzeyinde büyük noktalar bulunur. Gezegenin boyutuyla ilgili olarak, Charon çok büyüktür. Pluto-Charon'a genellikle "çift gezegen" denir. Bir zamanlar Pluto, Neptün'ün "kaçan" bir uydusu olarak görülüyordu, ancak Charon'un keşfinden sonra bu pek olası görünmüyor. GEZEGENLER: KARŞILAŞTIRMALI ANALİZ İç yapı. Güneş sisteminin nesneleri iç yapılarına göre 4 kategoriye ayrılabilir: 1) kuyruklu yıldızlar, 2) küçük cisimler, 3) karasal gezegenler, 4) gaz devleri. Kuyruklu yıldızlar, özel bir bileşime ve tarihe sahip basit buzlu cisimlerdir. Küçük cisimler kategorisi, yarıçapı 200 km'den az olan diğer tüm gök cisimlerini içerir: gezegenler arası toz taneleri, gezegen halkalarının parçacıkları, küçük uydular ve çoğu asteroit. Güneş sisteminin evrimi sırasında, hepsi birincil birikim sırasında açığa çıkan ısıyı kaybetti ve içlerinde meydana gelen radyoaktif bozunma nedeniyle ısınmak için yeterli boyuta sahip olmadığından soğudu. Dünya tipi gezegenler çok çeşitlidir: "demir" Merkür'den gizemli buz sistemi Pluto-Charon'a. En büyük gezegenlere ek olarak, Güneş bazen bir gaz devi olarak sınıflandırılır. Gezegenin bileşimini belirleyen en önemli parametre ortalama yoğunluktur (toplam kütle bölü toplam hacim). Değeri, ne tür bir gezegen olduğunu hemen gösterir - "taş" (silikatlar, metaller), "buz" (su, amonyak, metan) veya "gaz" (hidrojen, helyum). Merkür ve Ay'ın yüzeyleri çarpıcı bir şekilde benzer olsa da, Merkür'ün ortalama yoğunluğu Ay'ınkinden 1,6 kat daha yüksek olduğu için iç bileşimleri tamamen farklıdır. Aynı zamanda, Merkür'ün kütlesi küçüktür, bu da yüksek yoğunluğunun esas olarak maddenin yerçekimi etkisi altında sıkıştırılmasından değil, özel bir kimyasal bileşimden kaynaklandığı anlamına gelir: Cıva, metallerin% 60-70'ini ve 30'unu içerir. Kütle olarak silikatların -%40'ı. Merkür'ün birim kütlesi başına metal içeriği, diğer herhangi bir gezegeninkinden önemli ölçüde daha yüksektir. Venüs o kadar yavaş döner ki, ekvatoral şişmesi yalnızca bir metrenin kesirleriyle ölçülür (Dünya'da - 21 km) ve gezegenin iç yapısı hakkında hiçbir şey söyleyemez. Yerçekimi alanı, kıtaların "yüzdüğü" Dünya'nın aksine, yüzeyin topografyası ile ilişkilidir. Venüs kıtalarının mantonun katılığıyla sabitlenmiş olması mümkündür, ancak Venüs'ün topografyasının, mantosundaki güçlü konveksiyonla dinamik olarak korunması da mümkündür. Dünyanın yüzeyi, güneş sistemindeki diğer cisimlerin yüzeylerinden çok daha gençtir. Bunun nedeni esas olarak levha tektoniğinin bir sonucu olarak kabuk malzemesinin yoğun bir şekilde işlenmesidir. Sıvı suyun etkisi altındaki erozyon da gözle görülür bir etkiye sahiptir. Çoğu gezegenin ve uydunun yüzeylerine çarpma kraterleri veya volkanlarla ilişkili halka yapılar hakimdir; Dünya'da levha tektoniği, ana yüksek arazilerinin ve alçak arazilerinin doğrusal olmasına neden olmuştur. Bir örnek, iki levhanın çarpıştığı yerde yükselen sıradağlardır; bir levhanın diğerinin altına girdiği yerleri işaretleyen okyanus çukurları (batma bölgeleri); mantodan çıkan genç kabuğun etkisi altında iki plakanın ayrıldığı yerlerde (yayılma bölgesi) okyanus ortası sırtların yanı sıra. Böylece, dünya yüzeyinin kabartması, iç dinamiklerini yansıtır. Dünyanın üst mantosunun küçük örnekleri, magmatik kayaçların bir parçası olarak yüzeye çıktıklarında laboratuvar çalışması için uygun hale gelir. Yalnızca yüksek basınçta oluşan mineraller (örneğin elmas) ve ayrıca yalnızca yüksek basınçta oluştuklarında bir arada var olabilen eşleştirilmiş mineraller içeren ultramafik inklüzyonlar bilinmektedir (ultrabazik, silikatlar açısından fakir ve Mg ve Fe açısından zengin). Bu kapanımlar, üst mantonun bileşimini yaklaşık olarak 100 m derinliğe kadar yeterli doğrulukla tahmin etmeyi mümkün kıldı. 200 km. Derin mantonun mineralojik bileşimi, derinlikle sıcaklık dağılımı hakkında henüz kesin veriler bulunmadığından ve derin minerallerin ana fazları laboratuvarda yeniden üretilmediğinden iyi bilinmemektedir. Dünyanın çekirdeği dış ve iç olarak ayrılmıştır. Dış çekirdek enine sismik dalgaları iletmez, bu nedenle sıvıdır. Bununla birlikte, 5200 km derinlikte, çekirdek madde yeniden enine dalgalar iletmeye başlar, ancak düşük bir hızda; bu, iç çekirdeğin kısmen "donmuş" olduğu anlamına gelir. Çekirdeğin yoğunluğu, muhtemelen kükürt karışımından dolayı saf bir demir-nikel sıvısından daha düşüktür. Mars yüzeyinin dörtte biri, gezegenin ortalama yarıçapına göre 7 km yükselen Tharsis Tepesi tarafından işgal edilmiştir. Demir açısından zengin erimiş kayalar için tipik olan, lavların uzun bir mesafeye yayıldığı oluşumu sırasında çoğu volkanın bulunduğu yer burasıdır. Mars volkanlarının devasa boyutlarının (güneş sistemindeki en büyüğü) olmasının nedenlerinden biri, Dünya'nın aksine, Mars'ın mantodaki sıcak ceplere göre hareket eden plakalara sahip olmamasıdır, bu nedenle volkanların tek bir yerde büyümesi uzun zaman alır. . Mars'ın manyetik alanı yoktur ve sismik aktivite tespit edilmemiştir. Toprağında çok sayıda demir oksit vardı, bu da iç mekanın zayıf bir farklılaşmasını gösteriyor. İç sıcaklık. Birçok gezegen Güneş'ten aldığından daha fazla ısı yayar. Gezegenin bağırsaklarında üretilen ve depolanan ısı miktarı, geçmişine bağlıdır. Gelişmekte olan bir gezegen için, göktaşı bombardımanı ana ısı kaynağıdır; daha sonra demir ve nikel gibi en yoğun bileşenler merkeze doğru yerleşip çekirdeği oluşturduğunda, iç kısımdaki farklılaşma sırasında ısı açığa çıkar. Jüpiter, Satürn ve Neptün (her nedense Uranüs değil) 4,6 milyar yıl önce oluştuklarında depoladıkları ısıyı yaymaya devam ediyor. Karasal gezegenler için, günümüzde önemli bir ısınma kaynağı, orijinal kondrit (güneş) bileşiminde küçük miktarlarda bulunan radyoaktif elementlerin - uranyum, toryum ve potasyum - bozunmasıdır. Gelgit deformasyonlarında hareket enerjisinin dağılımı - sözde "gelgit dağılımı" - Io'nun ana ısınma kaynağıdır ve dönüşü (örneğin Merkür) yavaşlayan bazı gezegenlerin evriminde önemli bir rol oynar. gelgitler tarafından aşağı. Mantoda konveksiyon. Sıvı yeterince güçlü bir şekilde ısıtılırsa, termal iletkenlik ve radyasyon yerel olarak sağlanan ısı akışıyla baş edemediği için içinde konveksiyon gelişir. Karasal gezegenlerin içlerinin bir sıvı gibi konveksiyonla kaplı olduğunu söylemek garip gelebilir. Sismolojik verilere göre, dünyanın mantosunda enine dalgaların yayıldığını ve dolayısıyla mantonun sıvı değil, katı kayalardan oluştuğunu bilmiyor muyuz? Ama sıradan bir cam macunu alalım: yavaş basınçla viskoz bir sıvı gibi davranır, keskin basınçla - elastik bir gövde gibi ve darbeyle - bir taş gibi. Bu, maddenin nasıl davrandığını anlamak için süreçlerin hangi zaman ölçeğinde gerçekleştiğini hesaba katmamız gerektiği anlamına gelir. Enine sismik dalgalar dakikalar içinde dünyanın bağırsaklarından geçer. Milyonlarca yılla ölçülen bir jeolojik zaman ölçeğinde, kayalara sürekli olarak önemli bir baskı uygulanırsa, kayaçlar plastik olarak deforme olur. Yer kabuğunun hala düzleşerek, 10.000 yıl önce sona eren son buzullaşmadan önceki eski haline dönmesi şaşırtıcı. İskandinavya'nın yükselen kıyılarının yaşını inceleyen N. Haskel, 1935'te yer kabuğunun viskozitesinin sıvı suyun viskozitesinden 1023 kat daha fazla olduğunu hesapladı. Ancak aynı zamanda, matematiksel analizler, dünyanın mantosunun yoğun bir konveksiyon durumunda olduğunu gösteriyor (dünyanın iç kısmının böyle bir hareketi, saniyede bir milyon yılın geçtiği hızlandırılmış bir filmde görülebilir). Benzer hesaplamalar, Venüs, Mars ve daha az ölçüde Merkür ve Ay'ın da muhtemelen konvektif mantolara sahip olduğunu gösteriyor. Gaz devi gezegenlerdeki konveksiyonun doğasını çözmeye yeni başlıyoruz. Taşınım hareketlerinin dev gezegenlerde var olan hızlı dönüşten güçlü bir şekilde etkilendiği bilinmektedir, ancak merkezi bir çekime sahip dönen bir kürede taşınımı deneysel olarak incelemek çok zordur. Şimdiye kadar, bu türden en doğru deneyler, Dünya'ya yakın yörüngede mikro yerçekiminde gerçekleştirildi. Bu deneyler, teorik hesaplamalar ve sayısal modeller ile birlikte, konveksiyonun gezegenin dönme ekseni boyunca uzanan ve küreselliğine göre bükülen tüplerde meydana geldiğini gösterdi. Bu tür konvektif hücreler, şekillerinden dolayı "muz" olarak adlandırılır. Gaz devi gezegenlerin basıncı, bulut tepeleri seviyesinde 1 bar'dan merkezde yaklaşık 50 Mbar'a kadar değişir. Bu nedenle, ana bileşenleri - hidrojen - farklı aşamalarda farklı seviyelerde bulunur. 3 Mbar'ın üzerindeki basınçlarda, sıradan moleküler hidrojen, lityuma benzer bir sıvı metal haline gelir. Hesaplamalar, Jüpiter'in esas olarak metalik hidrojenden oluştuğunu gösteriyor. Görünüşe göre Uranüs ve Neptün, aynı zamanda iyi bir iletken olan uzun bir sıvı su örtüsüne sahip. Bir manyetik alan. Gezegenin dış manyetik alanı, iç kısmının hareketi hakkında önemli bilgiler taşır. Dev gezegenin bulutlu atmosferinde rüzgar hızının ölçüldüğü referans çerçevesini belirleyen manyetik alandır; Dünya'nın sıvı metal çekirdeğinde güçlü akışların var olduğunu ve Uranüs ve Neptün'ün su örtülerinde aktif karışımın gerçekleştiğini gösterir. Aksine, Venüs ve Mars'ta güçlü bir manyetik alanın olmaması, iç dinamiklerine kısıtlamalar getirir. Karasal gezegenler arasında, Dünya'nın manyetik alanı, aktif bir dinamo etkisine işaret eden olağanüstü bir yoğunluğa sahiptir. Venüs'te güçlü bir manyetik alanın olmaması, çekirdeğinin katılaştığı anlamına gelmez: büyük olasılıkla, gezegenin yavaş dönüşü dinamo etkisini engeller. Uranüs ve Neptün, gezegenlerin eksenlerine büyük bir eğim ve merkezlerine göre bir kayma ile aynı manyetik dipollere sahiptir; bu, manyetizmalarının çekirdeklerden değil mantolardan kaynaklandığını gösterir. Jüpiter'in uyduları Io, Europa ve Ganymede'nin kendi manyetik alanları varken Callisto'nun yoktur. Ayda bulunan kalan manyetizma. Atmosfer. Güneş, dokuz gezegenden sekizi ve altmış üç uydudan üçünün atmosferi vardır. Her atmosferin kendine özgü kimyasal bileşimi ve "hava durumu" adı verilen davranışı vardır. Atmosferler iki gruba ayrılır: karasal gezegenler için, kıtaların veya okyanusun yoğun yüzeyi atmosferin alt sınırındaki koşulları belirler ve gaz devleri için atmosfer pratikte dipsizdir. Karasal gezegenler için, yüzeye yakın ince (0,1 km) bir atmosfer tabakası, ondan sürekli olarak ısınma veya soğuma yaşar ve hareket sırasında - sürtünme ve türbülans (engebeli arazi nedeniyle); bu katmana yüzey veya sınır katmanı denir. Yüzeye yakın yerlerde, moleküler viskozite atmosferi zemine "yapıştırma" eğilimindedir, bu nedenle hafif bir esinti bile türbülansa neden olabilecek güçlü bir dikey hız gradyanı oluşturur. Hava sıcaklığındaki yükseklikle değişim, konvektif dengesizlik tarafından kontrol edilir, çünkü hava aşağıdan sıcak bir yüzeyden ısıtılır, daha hafif hale gelir ve yüzer; alçak basınç alanlarına yükseldikçe genişler ve ısıyı uzaya yayarak soğumasına, yoğunlaşmasına ve batmasına neden olur. Konveksiyonun bir sonucu olarak, atmosferin alt katmanlarında adyabatik bir dikey sıcaklık gradyanı oluşur: örneğin, Dünya atmosferinde, hava sıcaklığı yükseklikle birlikte 6,5 K/km azalır. Bu durum, atmosferin troposfer adı verilen alt katmanını sınırlayan tropopoza (Yunanca "tropo" - dönüş, "duraklama" - sonlandırma) kadar mevcuttur. Hava dediğimiz değişiklikler burada meydana gelir. Dünya yakınında, tropopoz 8-18 km rakımlarda geçer; ekvatorda kutuplardan 10 km daha yüksektir. Yüksekliğe bağlı olarak yoğunluğun üstel olarak azalması nedeniyle, Dünya atmosferinin kütlesinin %80'i troposfer ile çevrilidir. Aynı zamanda neredeyse tüm su buharını ve dolayısıyla havayı oluşturan bulutları içerir. Venüs'te, sülfürik asit ve kükürt dioksit ile birlikte karbondioksit ve su buharı, yüzeyden yayılan kızılötesi radyasyonun neredeyse tamamını emer. Bu, güçlü bir sera etkisine neden olur, örn. Venüs'ün yüzey sıcaklığının, kızılötesi radyasyona şeffaf bir atmosferde sahip olabileceğinden 500 K daha yüksek olmasına yol açar. Dünyadaki ana "sera" gazları, sıcaklığı 30 K yükselten su buharı ve karbondioksittir. Mars'ta, karbondioksit ve atmosferik toz, yalnızca 5 K'lık zayıf bir sera etkisine neden olur. Venüs'ün sıcak yüzeyi, atmosfere salınmasını engeller. kükürdü yüzey kayalarına bağlayarak atmosferden uzaklaştırır. Venüs'ün alt atmosferi kükürt dioksit ile zenginleştirilmiştir, bu nedenle 50 ila 80 km rakımlarda yoğun bir sülfürik asit bulutları tabakası vardır. Özellikle güçlü volkanik patlamalardan sonra, dünya atmosferinde önemsiz miktarda kükürt içeren maddeler de bulunur. Mars'ın atmosferinde kükürt kaydedilmedi, bu nedenle volkanları şu anki çağda aktif değil. Dünya'da, troposferde yükseklikle birlikte sıcaklıkta sabit bir düşüş, tropopozun üzerinde, yükseklikle birlikte sıcaklıkta bir artışa dönüşür. Bu nedenle, stratosfer (Latin stratum - katman, döşeme) adı verilen son derece kararlı bir katman vardır. Kalıcı ince aerosol tabakalarının varlığı ve nükleer patlamalardan kaynaklanan radyoaktif elementlerin orada uzun süre kalması, stratosferde karışma olmadığının doğrudan kanıtıdır. Karasal stratosferde sıcaklık, stratopaza kadar yükseklikle birlikte yükselmeye devam eder ve yakl. 50 km. Stratosferdeki ısı kaynağı, konsantrasyonu yaklaşık 100 metre yükseklikte maksimum olan ozonun fotokimyasal reaksiyonlarıdır. 25 km. Ozon ultraviyole radyasyonu emer, bu nedenle 75 km'nin altında neredeyse tamamı ısıya dönüştürülür. Stratosferin kimyası karmaşıktır. Ozon esas olarak ekvatoral bölgelerde oluşur, ancak en yüksek konsantrasyonu kutuplarda bulunur; bu, ozon içeriğinin sadece kimyadan değil, aynı zamanda atmosfer dinamiklerinden de etkilendiğini gösterir. Mars ayrıca kutuplarda, özellikle kış direğinde daha yüksek ozon konsantrasyonlarına sahiptir. Mars'ın kuru atmosferi, ozonu tüketen nispeten az sayıda hidroksil radikaline (OH) sahiptir. Dev gezegenlerin atmosferlerinin sıcaklık profilleri, yıldızların gezegen örtülmelerinin yer tabanlı gözlemlerinden ve sonda verilerinden, özellikle de sonda gezegene girdiğinde radyo sinyallerinin zayıflamasından belirlenir. Her gezegenin üzerinde termosfer, ekzosfer ve iyonosfer bulunan bir tropopoz ve bir stratosfer vardır. Sırasıyla Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün termosferlerinin sıcaklığı yakl. 1000, 420 ve 800 K. Uranüs'teki yüksek sıcaklık ve nispeten düşük yerçekimi, atmosferin halkalara kadar uzanmasını sağlar. Bu, toz parçacıklarının yavaşlamasına ve hızla düşmesine neden olur. Uranüs'ün halkalarında hala toz şeritleri olduğuna göre orada bir toz kaynağı olmalı. Troposferin ve stratosferin farklı gezegenlerin atmosferlerindeki sıcaklık yapılarının pek çok ortak noktası olmasına rağmen, kimyasal bileşimleri çok farklıdır. Venüs ve Mars'ın atmosferleri çoğunlukla karbondioksittir, ancak atmosferik evrimin iki aşırı örneğini temsil eder: Venüs'ün yoğun ve sıcak bir atmosferi varken, Mars'ın soğuk ve seyreltilmiş bir atmosferi vardır. Dünya atmosferinin sonunda bu iki türden birine gelip gelmeyeceğini ve bu üç atmosferin her zaman bu kadar farklı olup olmadığını anlamak önemlidir. Gezegendeki orijinal suyun kaderi, döteryum içeriğinin hidrojenin hafif izotopuna göre ölçülmesiyle belirlenebilir: D / H oranı, gezegeni terk eden hidrojen miktarına bir sınır getirir. Venüs'ün atmosferindeki su kütlesi şu anda Dünya okyanuslarının kütlesinin 10-5'i kadardır. Ancak Venüs'teki D/H oranı Dünya'dakinden 100 kat daha yüksektir. İlk başta bu oran Dünya ve Venüs'te aynıysa ve Venüs'teki su rezervleri evrimi sırasında yenilenmediyse, o zaman Venüs'teki D/H oranının yüz kat artması, Venüs'te olduğundan yüz kat daha fazla su olduğu anlamına gelir. Şimdi. Bunun açıklaması genellikle, Venüs'ün hiçbir zaman suyun yüzeyinde yoğunlaşacak kadar soğuk olmadığını belirten "sera buharlaşması" teorisinde aranır. Su her zaman atmosferi buhar şeklinde doldurduysa, su moleküllerinin fotoayrışması, hafif izotopu atmosferden uzaya kaçan hidrojenin salınmasına neden oldu ve kalan su döteryum ile zenginleştirildi. Dünya ve Venüs atmosferleri arasındaki güçlü fark büyük ilgi görüyor. Karasal gezegenlerin modern atmosferlerinin, bağırsakların gazının boşaltılması sonucunda oluştuğuna inanılıyor; bu durumda, esas olarak su buharı ve karbondioksit açığa çıktı. Dünya'da su okyanusta yoğunlaşmıştı ve karbondioksit tortul kayaçlarda bağlıydı. Ama Venüs Güneş'e daha yakın, orası sıcak ve hayat yok; böylece karbondioksit atmosferde kaldı. Güneş ışığının etkisi altındaki su buharı, hidrojen ve oksijene ayrışır; hidrojen uzaya kaçtı (dünyanın atmosferi de hızla hidrojeni kaybeder) ve oksijenin kayalara bağlı olduğu ortaya çıktı. Doğru, bu iki atmosfer arasındaki fark daha derin olabilir: Venüs atmosferinde Dünya atmosferinden çok daha fazla argon olduğu gerçeğine dair hala bir açıklama yok. Mars'ın yüzeyi artık soğuk ve kuru bir çöl. Günün en sıcak saatlerinde sıcaklık, suyun normal donma noktasının biraz üzerinde olabilir, ancak düşük atmosferik basınç, Mars yüzeyindeki suyun sıvı halde olmasına izin vermez: buz hemen buhara dönüşür. Bununla birlikte, Mars'ta kuru nehir yataklarına benzeyen birkaç kanyon vardır. Bazıları kısa vadeli ama yıkıcı derecede güçlü su akıntıları tarafından kesilmiş gibi görünürken, diğerleri derin vadiler ve geniş bir vadi ağı gösteriyor, bu da Mars'ın tarihinin erken dönemlerinde ova nehirlerinin muhtemelen uzun vadeli varlığını gösteriyor. Ayrıca Mars'ın eski kraterlerinin gençlere göre çok daha fazla erozyonla yok edildiğine dair morfolojik göstergeler var ve bu ancak Mars'ın atmosferinin şimdikinden çok daha yoğun olması durumunda mümkün. 1960'ların başında, Mars'ın kutup başlıklarının su buzundan oluştuğu düşünülüyordu. Ancak 1966'da R. Leighton ve B. Murray, gezegenin ısı dengesini değerlendirdiler ve karbondioksitin kutuplarda büyük miktarlarda yoğunlaşması gerektiğini ve kutup başlıkları ile kutuplar arasında katı ve gaz halindeki bir karbondioksit dengesinin korunması gerektiğini gösterdiler. atmosfer. Kutup kapaklarının mevsimsel büyümesi ve küçülmesinin Mars atmosferinde %20 oranında basınç dalgalanmalarına neden olması ilginçtir (örneğin, eski jet uçaklarının kabinlerinde, kalkış ve iniş sırasındaki basınç düşüşleri de yaklaşık %20 idi). Mars kutup başlıklarının uzay fotoğrafları, Mars Polar Lander (1999) sondasının keşfetmesi gereken, ancak bir iniş başarısızlığına uğradığı inanılmaz sarmal desenleri ve basamaklı terasları gösteriyor. Mars atmosferinin basıncının neden bu kadar düştüğü tam olarak bilinmiyor, muhtemelen ilk milyar yılda birkaç bardan şimdi 7 mbar'a düştü. Yüzey kayalarının ayrışması, Dünya'da olduğu gibi, karbon dioksiti atmosferden çıkarmış ve karbonu karbonat kayalarda tutmuş olabilir. 273 K yüzey sıcaklığında bu işlem, Mars'ın karbondioksit atmosferini sadece 50 milyon yılda birkaç barlık bir basınçla yok edebilir; güneş sisteminin tarihi boyunca Mars'ta sıcak ve nemli bir iklimi korumanın çok zor olduğu açıkça kanıtlanmıştır. Benzer bir süreç, dünya atmosferindeki karbon içeriğini de etkiler. Şu anda dünyanın karbonat kayalarında yaklaşık 60 bar karbon bağlı. Açıkçası, geçmişte dünya atmosferi şimdiye göre çok daha fazla karbondioksit içeriyordu ve atmosferin sıcaklığı daha yüksekti. Dünya ve Mars atmosferinin evrimi arasındaki temel fark, Dünya'da levha tektoniğinin karbon döngüsünü desteklerken, Mars'ta kayalara ve kutup başlıklarına "kilitlenmiş" olmasıdır. gezegensel halkalar. Dev gezegenlerin her birinin halka sistemlerine sahip olması, ancak tek bir karasal gezegenin olmaması ilginçtir. Satürn'e ilk kez teleskopla bakanlar, şaşırtıcı derecede parlak ve net halkalarını görünce sık sık "Pekala, tıpkı resimdeki gibi!" Ancak, geri kalan gezegenlerin halkaları teleskopla neredeyse görünmez. Jüpiter'in soluk halkası, manyetik alanıyla gizemli bir etkileşim yaşıyor. Uranüs ve Neptün, her biri birkaç ince halka ile çevrilidir; bu halkaların yapısı, yakın uydularla rezonans etkileşimlerini yansıtır. Neptün'ün üç dairesel yayı, hem radyal hem de azimut yönlerinde açıkça sınırlı oldukları için araştırmacılar için özellikle ilgi çekicidir. 1977'de bir yıldızın kapsadığı gözlem sırasında Uranüs'ün dar halkalarının keşfedilmesi büyük bir sürpriz oldu. Gerçek şu ki, dar halkaları sadece birkaç on yılda fark edilir şekilde genişletebilecek birçok fenomen var: bunlar parçacıkların karşılıklı çarpışmalarıdır. , Poynting-Robertson etkisi (radyal frenleme) ve plazma frenleme. Pratik açıdan, konumu yüksek doğrulukla ölçülebilen dar halkalar, parçacıkların yörünge hareketinin çok uygun bir göstergesi haline geldi. Uranüs'ün halkalarının presesyonu, gezegen içindeki kütle dağılımını aydınlatmayı mümkün kıldı. Ön camı tozlu bir arabayı doğan veya batan güneşe doğru sürmek zorunda kalanlar, toz parçacıklarının ışığı düşme yönünde güçlü bir şekilde saçtığını bilirler. Bu nedenle gezegen halkalarındaki tozu Dünya'dan gözlemleyerek tespit etmek zordur, yani. güneşin yanından. Ancak uzay sondası dış gezegeni her geçtiğinde ve geriye "baktığında", iletilen ışıkta halkaların görüntülerini aldık. Uranüs ve Neptün'ün bu tür görüntülerinde, uzun süredir bilinen dar halkalardan çok daha geniş olan, daha önce bilinmeyen toz halkaları keşfedildi. Dönen diskler, modern astrofiziğin en önemli konusudur. Galaksilerin yapısını açıklamak için geliştirilen birçok dinamik teori, gezegen halkalarını incelemek için de kullanılabilir. Böylece, Satürn'ün halkaları, kendi kendine yerçekimi yapan diskler teorisini test etmek için bir nesne haline geldi. Bu halkaların kendi kendine yerçekimi özelliği, ayrıntılı görüntülerde görülebilen hem sarmal yoğunluk dalgalarının hem de sarmal bükülme dalgalarının varlığıyla belirtilir. Satürn'ün halkalarında bulunan dalga paketi, gezegenin, dış Cassini bölümünde sarmal yoğunluk dalgalarını harekete geçiren uydusu Iapetus ile güçlü yatay rezonansına atfedildi. Halkaların kökeni hakkında birçok varsayım yapılmıştır. Roche bölgesi içinde olmaları önemlidir, yani. parçacıkların karşılıklı çekiminin gezegen tarafından aralarındaki çekim kuvvetleri farkından daha az olduğu gezegenden böyle bir mesafede. Roche bölgesinin içinde, saçılmış parçacıklar gezegenin uydusunu oluşturamaz. Belki de halkaların özü, gezegenin oluşumundan bu yana "sahipsiz" kalmıştır. Ama belki de bunlar yakın zamandaki bir felaketin izleridir - iki uydunun çarpışması veya bir uydunun gezegenin gelgit güçleri tarafından yok edilmesi. Satürn'ün halkalarının tüm maddesini toplarsanız, yarıçapı yakl. 200 km. Diğer gezegenlerin halkalarında çok daha az madde vardır. GÜNEŞ SİSTEMİNİN KÜÇÜK GÖVDELERİ Asteroitler. Birçok küçük gezegen - asteroitler - Güneş'in etrafında, esas olarak Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında döner. Gökbilimciler "asteroid" adını aldılar çünkü teleskopta soluk yıldızlar gibi görünüyorlar (aster, Yunanca "yıldız" anlamına gelir). İlk başta bunların bir zamanlar var olan büyük bir gezegenin parçaları olduğunu düşündüler, ancak daha sonra asteroitlerin asla tek bir cisim oluşturmadığı anlaşıldı; büyük olasılıkla, bu madde Jüpiter'in etkisiyle bir gezegende birleşemedi. Tahminlere göre, çağımızdaki tüm asteroitlerin toplam kütlesi, Ay'ın kütlesinin sadece %6'sı kadardır; bu kütlenin yarısı en büyük üç - 1 Ceres, 2 Pallas ve 4 Vesta'da bulunur. Asteroit tanımındaki sayı, keşfedilme sırasını gösterir. Yörüngeleri kesin olarak bilinen asteroitlere yalnızca seri numaraları değil, aynı zamanda isimler de verilir: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Bugüne kadar keşfedilen 33.000 asteroitten 8.000'den fazlasının yörüngelerinin kesin unsurları bilinmektedir. Yarıçapı 50 km'den fazla ve yaklaşık bin - 15 km'den fazla olan en az iki yüz asteroit var. Yaklaşık bir milyon asteroitin 0,5 km'den daha büyük bir yarıçapa sahip olduğu tahmin edilmektedir. Bunların en büyüğü, oldukça karanlık ve gözlemlenmesi zor bir nesne olan Ceres'tir. Yer tabanlı teleskoplar kullanarak büyük asteroitlerin bile yüzey ayrıntılarını ayırt etmek için özel uyarlanabilir optik yöntemleri gereklidir. Çoğu asteroitin yörünge yarıçapı 2,2 ile 3,3 AU arasındadır, bu bölge "asteroid kuşağı" olarak adlandırılır. Ancak tamamen asteroit yörüngeleriyle dolu değil: 2.50, 2.82 ve 2.96 AU mesafelerde. Burada değiller; bu "pencereler" Jüpiter'den gelen rahatsızlıkların etkisi altında oluşturuldu. Tüm asteroitler ileri yönde yörüngededir, ancak birçoğunun yörüngeleri belirgin şekilde uzamış ve eğimlidir. Bazı asteroitlerin çok ilginç yörüngeleri vardır. Böylece, bir grup Truva atı Jüpiter'in yörüngesinde hareket eder; bu asteroitlerin çoğu çok koyu ve kırmızıdır. Amur grubunun asteroitleri, Mars'ın yörüngesine uyan veya onu geçen yörüngelere sahiptir; aralarında 433 Eros. Apollo grubunun asteroitleri Dünya'nın yörüngesinden geçer; aralarında 1533 Icarus, Güneş'e en yakın. Açıkçası, er ya da geç, bu asteroitler, bir çarpışma ya da yörüngede ciddi bir değişiklikle sonuçlanan gezegenlere tehlikeli bir yaklaşım yaşarlar. Son olarak, Aton grubunun asteroitleri, yakın zamanda, yörüngeleri neredeyse tamamen Dünya'nın yörüngesi içinde yer alan özel bir sınıf olarak seçildi. Hepsi çok küçük. Birçok asteroitin parlaklığı periyodik olarak değişir ve bu, dönen düzensiz cisimler için doğaldır. Dönme süreleri 2,3 ile 80 saat arasında değişir ve ortalama 9 saate yakındır.Asteroidler düzensiz şekillerini çok sayıda karşılıklı çarpışmaya borçludur. Egzotik formun örnekleri, eksen uzunluklarının oranının 2,5'e ulaştığı 433 Eros ve 643 Hector'dur. Geçmişte, güneş sisteminin tüm iç kısmı muhtemelen ana asteroit kuşağına benziyordu. Bu kuşağın yakınında bulunan Jüpiter, çekiciliğiyle asteroitlerin hareketini güçlü bir şekilde bozar, hızlarını artırır ve çarpışmaya yol açar ve bu, onları birleştirmekten çok yok eder. Bitmemiş bir gezegen gibi, asteroit kuşağı bize yapının parçalarını gezegenin bitmiş gövdesi içinde kaybolmadan önce görmemiz için eşsiz bir fırsat sunuyor. Asteroitlerin yansıttığı ışığı inceleyerek, yüzeylerinin bileşimi hakkında çok şey öğrenmek mümkündür. Çoğu asteroit, yansımalarına ve renklerine göre, göktaşı gruplarına benzer üç gruba atanır: C Tipi asteroitler, karbonlu kondritler gibi koyu bir yüzeye sahiptir (aşağıdaki Meteoritlere bakın), S tipi daha parlak ve daha kırmızıdır ve M tipi, demire benzer. -nikel meteorları. Örneğin, 1 Ceres karbonlu kondritlere ve 4 Vesta bazalt ökritlere benziyor. Bu, göktaşlarının kökeninin asteroit kuşağı ile ilişkili olduğunu gösterir. Asteroitlerin yüzeyi ince ezilmiş kaya - regolith ile kaplıdır. Göktaşlarının çarpmasından sonra yüzeyde kalması oldukça garip - sonuçta 20 km'lik bir asteroidin yerçekimi 10-3 g ve yüzeyden ayrılma hızı sadece 10 m/s. Renge ek olarak, artık asteroitleri sınıflandırmak için birçok karakteristik kızılötesi ve ultraviyole spektral çizginin kullanıldığı bilinmektedir. Bu verilere göre 5 ana sınıf ayırt edilir: A, C, D, S ve T. Asteroitler 4 Vesta, 349 Dembowska ve 1862 Apollo bu sınıflandırmaya uymadı: her biri özel bir pozisyon işgal etti ve yenisinin prototipi oldu. şimdi diğer asteroitleri içeren sırasıyla V, R ve Q sınıfları. Büyük C-asteroid grubundan, daha sonra B, F ve G sınıfları ayırt edildi.Modern sınıflandırma, (üye sayısının azalan sırasına göre) S, C, M, D harfleriyle gösterilen 14 tip asteroit içerir. F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. C asteroitlerinin albedosu S asteroitlerininkinden daha düşük olduğundan, gözlemsel seçim gerçekleşir: koyu renkli C asteroitlerinin tespit edilmesi daha zordur. Bunu akılda tutarak, en çok sayıda olan tip C-asteroidlerdir. Çeşitli tiplerdeki asteroitlerin spektrumlarının saf minerallerin spektrumlarıyla karşılaştırılması sonucunda üç büyük grup oluştu: ilkel (C, D, P, Q), metamorfik (F, G, B, T) ve magmatik (S, E, E, A, V, R). İlkel asteroitlerin yüzeyi karbon ve su açısından zengindir; metamorfik olanlar, ilkel olanlardan daha az su ve uçucu madde içerir; magmatik, muhtemelen eriyikten oluşan karmaşık minerallerle kaplıdır. Ana asteroit kuşağının iç bölgesi, magmatik asteroitler tarafından zengin bir şekilde doldurulur, kuşağın orta kısmında metamorfik asteroitler ve çevrede ilkel asteroitler hakimdir. Bu, güneş sisteminin oluşumu sırasında asteroit kuşağında keskin bir sıcaklık gradyanı olduğunu gösterir. Asteroitlerin spektrumlarına göre sınıflandırılması, cisimleri yüzey bileşimlerine göre gruplandırır. Ancak yörüngelerinin unsurlarını (ana eksen, eksantriklik, eğim) düşünürsek, ilk olarak 1918'de K. Hirayama tarafından tanımlanan dinamik asteroit aileleri ayırt edilir. Bunların en kalabalık olanları Themis, Eos ve Coronids aileleridir. . Muhtemelen, her aile, nispeten yeni bir çarpışmanın parçalarından oluşan bir sürüdür. Güneş sisteminin sistematik bir incelemesi, büyük çarpışmaların istisnadan ziyade kural olduğunu ve Dünya'nın da bunlara karşı bağışık olmadığını anlamamızı sağlıyor. meteorlar. Bir meteoroid, güneşin etrafında dönen küçük bir cisimdir. Bir meteor, gezegenin atmosferine giren ve parıldamak için kızaran bir meteoroiddir. Ve eğer kalıntısı gezegenin yüzeyine düşerse, buna göktaşı denir. Atmosferde uçuşunu gözlemleyen görgü tanıkları varsa, bir göktaşı "düşmüş" olarak kabul edilir; aksi halde "bulundu" denir. "Düşmüş" olanlardan çok daha fazla "bulunan" göktaşı var. Genellikle tarlada çalışan turistler veya köylüler tarafından bulunurlar. Göktaşları koyu renkli olduğundan ve karda kolayca görülebildiğinden, halihazırda binlerce göktaşının bulunduğu Antarktika buz sahaları onları aramak için mükemmel bir yerdir. Antarktika'da ilk kez bir göktaşı, 1969'da buzulları inceleyen bir grup Japon jeolog tarafından keşfedildi. Yan yana duran, ancak dört farklı göktaşı türüne ait 9 parça buldular. Farklı yerlerde buza düşen göktaşlarının, yılda birkaç metre hızla hareket eden buz tarlalarının durduğu yerde dağ sıralarında dinlenerek toplandığı ortaya çıktı. Rüzgar, buzun üst katmanlarını yok eder ve kurutur (kuru süblimleşme meydana gelir - ablasyon) ve göktaşları buzulun yüzeyinde yoğunlaşır. Bu tür buz mavimsi bir renge sahiptir ve havadan kolayca ayırt edilebilir; bu, bilim adamlarının göktaşı toplamak için umut vaat eden yerleri incelerken kullandıkları şeydir. 1969'da Chihuahua'da (Meksika) önemli bir göktaşı düşüşü meydana geldi. Birçok büyük parçadan ilki, Pueblito de Allende köyündeki bir evin yakınında bulundu ve geleneğin ardından, bu göktaşının bulunan tüm parçaları Allende adı altında birleştirildi. Allende göktaşının düşüşü, Apollo ay programının başlamasıyla aynı zamana denk geldi ve bilim insanlarına dünya dışı örnekleri analiz etmek için yöntemler geliştirme fırsatı verdi. Son yıllarda, daha koyu ana kayaya gömülü beyaz parçalar içeren bazı göktaşlarının Ay parçaları olduğu bulundu. Allende göktaşı, taşlı göktaşlarının önemli bir alt grubu olan kondritlere aittir. Onlara böyle denir çünkü kondrüller (Yunancadan. kondros, tahıl) içerirler - protogezegensel bir bulutsuda yoğunlaşan ve daha sonra sonraki kayaların bir parçası haline gelen en eski küresel parçacıklar. Bu tür meteorlar, güneş sisteminin yaşını ve ilk bileşimini tahmin etmeyi mümkün kılar. Kalsiyum ve alüminyum açısından zengin olan ve yüksek kaynama noktalarından dolayı ilk yoğunlaşan Allende göktaşı kalıntılarının radyoaktif bozunmayla ölçülen yaşı 4,559 ± 0,004 milyar yıldır. Bu, güneş sisteminin yaşının en doğru tahminidir. Ayrıca tüm meteoritler, galaktik kozmik ışınların, güneş radyasyonunun ve güneş rüzgarının üzerlerinde uzun süreli etkisinin neden olduğu "tarihsel kayıtlar" taşırlar. Kozmik ışınların verdiği zararı inceleyerek, göktaşının dünya atmosferinin koruması altına girmeden önce yörüngede ne kadar kaldığını söyleyebiliriz. Göktaşları ve Güneş arasındaki doğrudan bağlantı, en eski göktaşlarının - kondritlerin - temel bileşiminin güneş fotosferinin bileşimini tam olarak tekrarlaması gerçeğinden kaynaklanır. İçeriği farklı olan tek elementler, soğutmaları sırasında göktaşlarından bol miktarda buharlaşan hidrojen ve helyum gibi uçucuların yanı sıra, nükleer reaksiyonlarda Güneş'te kısmen "yakılan" lityumdur. "Güneş bileşimi" ve "kondrit bileşimi" terimleri, yukarıda bahsedilen "güneş maddesi tarifi"nin açıklamasında birbirinin yerine kullanılır. Bileşimi güneşten farklı olan taş meteoritlere akondrit denir. Küçük parçalar. Güneşe yakın alan, kaynakları kuyruklu yıldızların çökmekte olan çekirdekleri ve esas olarak asteroit kuşağındaki cisimlerin çarpışması olan küçük parçacıklarla doludur. En küçük parçacıklar, Poynting-Robertson etkisinin bir sonucu olarak yavaş yavaş Güneş'e yaklaşır (hareket eden bir parçacık üzerindeki güneş ışığının basıncının tam olarak Güneş-parçacık çizgisi boyunca yönlendirilmemesi, ancak ışık sapmasının bir sonucu olarak) geri saptırılır ve bu nedenle parçacığın hareketini yavaşlatır). Küçük parçacıkların Güneş'e düşmesi, sürekli çoğalmaları ile telafi edilir, böylece ekliptik düzleminde her zaman güneş ışınlarını saçan bir toz birikimi olur. En karanlık gecelerde, gün batımından sonra batıda ve gün doğumundan önce doğuda ekliptik boyunca geniş bir şerit halinde uzanan zodyak ışığı olarak görülebilir. Güneşin yakınında, zodyak ışığı, yalnızca tam tutulma sırasında görülebilen sahte bir koronaya (yanlış - yanlıştan F-tacı) geçer. Güneş'ten açısal mesafedeki bir artışla, zodyak ışığının parlaklığı hızla azalır, ancak ekliptiğin güneş karşıtı noktasında yeniden artarak bir karşı ışıma oluşturur; bunun nedeni, küçük toz parçacıklarının yoğun bir şekilde ışığı geri yansıtmasıdır. Zaman zaman meteoroidler Dünya atmosferine girer. Hareket hızları o kadar yüksektir (ortalama 40 km/s), en küçüğü ve en büyüğü hariç neredeyse tamamı yaklaşık 110 km yükseklikte yanar ve geride uzun parlak kuyruklar - meteorlar veya kayan yıldızlar bırakır. . Birçok meteoroid, bireysel kuyruklu yıldızların yörüngeleriyle ilişkilendirilir, bu nedenle meteorlar, yılın belirli zamanlarında Dünya bu tür yörüngelerin yakınından geçtiğinde daha sık gözlemlenir. Örneğin, Dünya her yıl 12 Ağustos civarında, Comet 1862 III tarafından kaybolan parçacıklarla ilişkili Perseid yağmurunu geçerken birçok göktaşı vardır. 20 Ekim bölgesindeki bir başka yağmur - Orionids - Halley kuyruklu yıldızından gelen tozla ilişkilidir. Ayrıca bakınız METEOR. 30 mikrondan küçük parçacıklar atmosferde yavaşlayabilir ve yanmadan yere düşebilir; bu tür mikrometeoritler laboratuvar analizi için toplanır. Birkaç santimetre veya daha büyük parçacıklar yeterince yoğun bir maddeden oluşuyorsa, o zaman tamamen yanmazlar ve meteorlar şeklinde Dünya yüzeyine düşerler. Bunların %90'dan fazlası taş; onları karasal kayalardan yalnızca bir uzman ayırt edebilir. Göktaşlarının geri kalan %10'u demirdir (aslında demir ve nikel alaşımından oluşurlar). Meteoritler asteroitlerin parçaları olarak kabul edilir. Demir göktaşları bir zamanlar bu cisimlerin çekirdeklerinin bileşimindeydi ve çarpışmalarla yok edildi. Bazı gevşek ve uçucu göktaşlarının kuyruklu yıldızlardan kaynaklanmış olması mümkündür, ancak bu pek olası değildir; büyük olasılıkla, büyük kuyruklu yıldız parçacıkları atmosferde yanar ve geriye yalnızca küçük olanlar kalır. Kuyruklu yıldızların ve asteroitlerin Dünya'ya ulaşmasının ne kadar zor olduğu düşünüldüğünde, güneş sisteminin derinliklerinden gezegenimize bağımsız olarak "gelen" göktaşlarını incelemenin ne kadar yararlı olduğu açıktır. Ayrıca bakınız GÖKTAŞI. kuyruklu yıldızlar Genellikle kuyruklu yıldızlar güneş sisteminin uzak çevresinden gelirler ve kısa bir süre için son derece göz kamaştırıcı ışıklar haline gelirler; şu anda genel ilgiyi çekiyorlar, ancak doğalarının çoğu hala belirsiz. Yeni bir kuyruklu yıldız genellikle beklenmedik bir şekilde ortaya çıkar ve bu nedenle onu karşılamak için bir uzay sondası hazırlamak neredeyse imkansızdır. Elbette, yörüngeleri iyi bilinen yüzlerce periyodik kuyruklu yıldızdan biriyle buluşmak için yavaş yavaş bir sonda hazırlayabilir ve gönderebilirsiniz; ancak Güneş'e defalarca yaklaşan tüm bu kuyruklu yıldızlar çoktan yaşlanmış, uçucu maddelerini neredeyse tamamen kaybetmiş, solgun ve hareketsiz hale gelmiştir. Sadece bir periyodik kuyruklu yıldız hala aktiftir - Halley Kuyruklu Yıldızı. MÖ 240'tan beri 30 görünüşü düzenli olarak kaydedildi. ve kuyruklu yıldıza, onun görünümünü 1758'de tahmin eden astronom E. Halley'in onuruna adını verdi. Halley kuyruklu yıldızının yörünge periyodu 76 yıl, günberi mesafesi 0.59 AU'dur. ve afelion 35 AU Mart 1986'da ekliptik düzlemini geçtiğinde, elli bilimsel aletle bir uzay gemisi donanması onu karşılamak için koştu. İlk kez bir kuyruklu yıldız çekirdeğinin görüntülerini ileten iki Sovyet sondası "Vega" ve Avrupa "Giotto" tarafından özellikle önemli sonuçlar elde edildi. Kraterlerle kaplı çok düzensiz bir yüzey ve çekirdeğin güneşli tarafında fışkıran iki gaz jeti gösteriyorlar. Halley kuyruklu yıldızının çekirdeği beklenenden daha büyüktü; gelen ışığın yalnızca %4'ünü yansıtan yüzeyi, güneş sistemindeki en karanlık yüzeylerden biridir.
Yılda yaklaşık on kuyruklu yıldız gözlemlenir ve bunların yalnızca üçte biri daha önce keşfedilmiştir. Genellikle yörünge periyodunun süresine göre sınıflandırılırlar: kısa periyot (3 DİĞER PLANET SİSTEMLERİ Yıldızların oluşumuna ilişkin modern görüşlerden, güneş tipi bir yıldızın doğuşuna bir gezegen sisteminin oluşumunun eşlik etmesi gerektiği sonucu çıkar. Bu, yalnızca Güneş'e tamamen benzeyen yıldızlar için geçerli olsa bile (yani, G spektral sınıfındaki tek yıldızlar), o zaman bu durumda Galaksideki yıldızların en az %1'i (ve bu yaklaşık 1 milyar yıldızdır) olmalıdır. gezegen sistemleri vardır. Daha ayrıntılı bir analiz, tüm yıldızların, ikili sistemlerde yer alanlar bile, spektral tip F'den daha soğuk gezegenlere sahip olabileceğini göstermektedir.
Gerçekten de, son yıllarda diğer yıldızların etrafında gezegenlerin keşfedildiğine dair raporlar var. Aynı zamanda, gezegenlerin kendileri de görünmez: varlıkları, gezegene olan çekiminden kaynaklanan yıldızın hafif hareketi ile tespit edilir. Gezegenin yörünge hareketi, yıldızın "sallanmasına" ve radyal hızının periyodik olarak değişmesine neden olur; bu, yıldızın spektrumundaki çizgilerin konumundan ölçülebilir (Doppler etkisi). 1999'un sonunda, Jüpiter tipi gezegenlerin keşfi, 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, vb. dahil olmak üzere 30 civarında yıldız rapor edildi. Güneş ve bunların en yakınına olan mesafe (Gliese 876) sadece 15 St. yıl. İki radyo atarcası (PSR 1257+12 ve PSR B1628-26) ayrıca Dünya'nınkine yakın kütlelere sahip gezegen sistemlerine sahiptir. Normal yıldızlarda bu tür hafif gezegenleri optik teknoloji yardımıyla fark etmek henüz mümkün değil. Her yıldızın etrafında, gezegenin yüzey sıcaklığının sıvı suyun varlığına izin verdiği ekosferi belirleyebilirsiniz. Güneş ekosferi 0,8'den 1,1 AU'ya kadar uzanır. Dünyayı içerir, ancak Venüs (0,72 AU) ve Mars (1,52 AU) düşmez. Muhtemelen, herhangi bir gezegen sisteminde, koşulların yaşam için elverişli olduğu ekosfere 1-2'den fazla gezegen düşmez. YÖNLENDİRME HAREKETİNİN DİNAMİKLERİ Gezegenlerin yüksek doğrulukla hareketi, I. Kepler'in (1571-1630) gözlemlerden çıkardığı üç yasasına uyar: 1) Gezegenler, odaklarından biri Güneş olan elipsler halinde hareket eder. 2) Güneş ile gezegeni birbirine bağlayan yarıçap vektörü, gezegenin yörüngesinin eşit zaman aralıklarında eşit alanları tarar. 3) Yörünge periyodunun karesi, eliptik yörüngenin yarı ana ekseninin küpüyle orantılıdır. Kepler'in ikinci yasası açısal momentumun korunumu yasasını doğrudan takip eder ve üçünün en genelidir. Newton, Kepler'in birinci yasasının, iki cisim arasındaki çekim kuvveti aralarındaki mesafenin karesiyle ters orantılıysa ve üçüncü yasanın - bu kuvvet aynı zamanda cisimlerin kütleleriyle orantılıysa geçerli olduğunu buldu. 1873'te J. Bertrand, genel olarak yalnızca iki durumda cisimlerin birbiri etrafında spiral şeklinde hareket etmeyeceğini kanıtladı: eğer bunlar Newton'un ters kare yasasına göre veya Hooke'un doğru orantılılık yasasına göre çekilirse (bu, esnekliği tanımlar) yaylar). Güneş sisteminin dikkate değer bir özelliği, merkezi yıldızın kütlesinin herhangi bir gezegenin kütlesinden çok daha büyük olmasıdır, bu nedenle gezegen sisteminin her bir üyesinin hareketi, problem çerçevesinde yüksek doğrulukla hesaplanabilir. karşılıklı çekim yapan iki cismin hareketi - Güneş ve yanındaki tek gezegen. Matematiksel çözümü biliniyor: Gezegenin hızı çok yüksek değilse, o zaman doğru bir şekilde hesaplanabilen kapalı bir periyodik yörüngede hareket ediyor. Genel olarak "N-cisim problemi" olarak adlandırılan ikiden fazla cismin hareketi problemi, kapalı olmayan yörüngelerdeki kaotik hareketlerinden dolayı çok daha zordur. Yörüngelerin bu rastgeleliği temelde önemlidir ve örneğin göktaşlarının asteroit kuşağından Dünya'ya nasıl geldiklerini anlamayı mümkün kılar. Ayrıca bakınız KEPLER YASALARI; GÖKSEL MEKANİK; Yörünge. 1867'de D. Kirkwood, asteroit kuşağındaki boş alanların ("kapaklar"), ortalama hareketin Jüpiter'in hareketiyle (tamsayı cinsinden) ölçülebilir olduğu Güneş'ten bu tür mesafelerde bulunduğunu not eden ilk kişi oldu. Başka bir deyişle, asteroitler, Güneş etrafındaki dönme periyodunun Jüpiter'in dönme periyodunun katı olacağı yörüngelerden kaçınırlar. Kirkwood'un en büyük iki kapağı 3:1 ve 2:1 oranlarındadır. Bununla birlikte, 3:2 ölçülebilirlik yakınında, bu özelliğe göre Gilda grubu içinde gruplandırılmış asteroit fazlalığı vardır. Ayrıca, Jüpiter'in yörüngesinde 60° önde ve 60° arkada hareket eden, 1:1 ölçülebilirlikte Trojan grubuna ait çok sayıda asteroit vardır. Truva atlarının durumu açık - Jüpiter'in yörüngesindeki sabit Lagrange noktalarının (L4 ve L5) yakınında yakalandılar, ancak Kirkwood kapakları ve Gilda grubu nasıl açıklanır? Ölçülerde yalnızca kapaklar olsaydı, o zaman Kirkwood'un kendisi tarafından önerilen, asteroitlerin Jüpiter'in periyodik etkisiyle rezonans bölgelerinden fırlatıldığı şeklindeki basit açıklama kabul edilebilirdi. Ama şimdi bu resim çok basit görünüyor. Sayısal hesaplamalar, kaotik yörüngelerin uzayın 3:1 rezonansa yakın bölgelerine nüfuz ettiğini ve bu bölgeye düşen asteroit parçalarının yörüngelerini daireselden uzun eliptik yörüngelere değiştirdiğini ve onları düzenli olarak güneş sisteminin merkezi kısmına getirdiğini göstermiştir. Gezegen yollarını kesen bu tür yörüngelerde, meteoroidler uzun yaşamadan (sadece birkaç milyon yıl) Mars'a veya Dünya'ya çarparlar ve küçük bir ıskalama ile güneş sisteminin çevresine fırlatılırlar. Bu nedenle, Dünya'ya düşen göktaşlarının ana kaynağı, içinden asteroit parçalarının kaotik yörüngelerinin geçtiği Kirkwood kapaklarıdır. Tabii ki, güneş sisteminde oldukça düzenli rezonans hareketlerinin birçok örneği vardır. Gezegenlere yakın uydular tam olarak bu şekilde hareket eder, örneğin yörünge dönemi eksenel dönemle çakıştığı için Dünya'ya her zaman aynı yarım küre ile bakan Ay. Daha da yüksek bir senkronizasyon örneği, yalnızca uyduda değil, gezegende de "bir günün bir aya eşit olduğu" Pluto-Charon sistemi tarafından verilmektedir. Merkür'ün hareketi, eksenel dönüşü ve yörünge sirkülasyonu 3:2 rezonans oranında olan bir ara karaktere sahiptir. Bununla birlikte, tüm bedenler bu kadar basit davranmaz: örneğin, küresel olmayan bir Hyperion'da, Satürn'ün çekiciliğinin etkisi altında, dönme ekseni rastgele ters döner. Uydu yörüngelerinin evrimi birkaç faktörden etkilenir. Gezegenler ve uydular noktasal kütleler değil, uzamış nesneler olduğundan ve ek olarak yerçekimi kuvveti mesafeye bağlı olduğundan, uydunun vücudunun gezegenden farklı mesafelerde uzak olan farklı kısımları ona farklı şekillerde çekilir; aynısı gezegendeki uydunun yanından etki eden çekim için de geçerlidir. Kuvvetlerdeki bu fark, denizin gelgitlerine neden olur ve eşzamanlı olarak dönen uydulara hafifçe yassı bir şekil verir. Uydu ve gezegen birbirlerinde gelgit deformasyonlarına neden olur ve bu onların yörünge hareketini etkiler. Jüpiter'in uyduları Io, Europa ve Ganymede'nin 4:2:1 ortalama hareket rezonansına, ilk olarak Laplace tarafından Celestial Mechanics (cilt 4, 1805) adlı eserinde ayrıntılı olarak incelenmiştir, Laplace rezonansı olarak adlandırılır. Voyager 1'in Jüpiter'e yaklaşmasından sadece birkaç gün önce, 2 Mart 1979'da gökbilimciler Peale, Kassen ve Reynolds, 4:2'yi korumadaki öncü rolü nedeniyle bu uydudaki aktif volkanizmayı öngören "Io'nun gelgit dağılımı erimesi"ni yayınladılar: 1 rezonans. Voyager 1 gerçekten de Io'da aktif volkanlar keşfetti, o kadar güçlü ki uydu yüzeyindeki görüntülerde tek bir göktaşı krateri bile görünmüyor: yüzeyi çok hızlı bir şekilde püskürmelerle kaplanıyor. GÜNEŞ SİSTEMİNİN OLUŞUMU Güneş sisteminin nasıl oluştuğu sorusu gezegen biliminde belki de en zor olanıdır. Buna cevap vermek için, o uzak çağda meydana gelen karmaşık fiziksel ve kimyasal süreçleri eski haline getirmeye yardımcı olacak çok az veriye sahibiz. Güneş sisteminin oluşumuna ilişkin bir teori, mekanik durumu, kimyasal bileşimi ve izotop kronolojisi verileri dahil olmak üzere birçok gerçeği açıklamalıdır. Bu durumda, oluşum ve genç yıldızların yakınında gözlemlenen gerçek fenomenlere güvenmek arzu edilir. mekanik durum. Gezegenler, Güneş'in etrafında aynı yönde, neredeyse aynı düzlemde uzanan neredeyse dairesel yörüngelerde dönerler. Çoğu, kendi eksenleri etrafında Güneş ile aynı yönde dönerler. Bütün bunlar, güneş sisteminin selefinin, doğal olarak, açısal momentumun korunumu ve bunun sonucunda açısal hızdaki artış ile kendi kendine yerçekimi yapan bir sistemin sıkıştırılmasıyla oluşan dönen bir disk olduğunu gösterir. (Bir gezegenin açısal momentumu veya açısal momentumu, kütlesinin Güneş'e olan uzaklığının ve yörünge hızının çarpımıdır. Güneş'in momentumu, eksenel dönüşü tarafından belirlenir ve yaklaşık olarak kütlesinin çarpımının çarpımına eşittir. yarıçap çarpı dönme hızı;gezegenlerin eksenel momentleri ihmal edilebilir düzeydedir.) Güneş kendi içinde güneş sisteminin kütlesinin %99'unu içerir, ancak yalnızca yakl. Açısal momentumunun %1'i. Teori, sistemin kütlesinin çoğunun neden Güneş'te yoğunlaştığını ve açısal momentumun büyük çoğunluğunun neden dış gezegenlerde olduğunu açıklamalıdır. Güneş sisteminin oluşumu için mevcut teorik modeller, Güneş'in başlangıçta şimdi olduğundan çok daha hızlı döndüğünü gösteriyor. Daha sonra genç Güneş'ten gelen açısal momentum, güneş sisteminin dış kısımlarına aktarıldı; gökbilimciler yerçekimi ve manyetik kuvvetlerin Güneş'in dönüşünü yavaşlattığına ve gezegenlerin hareketini hızlandırdığına inanıyor. İki yüzyıldır, gezegenlerin Güneş'e olan uzaklıklarının düzenli dağılımı için yaklaşık bir kural (Titius-Bode kuralı) biliniyor, ancak bunun için bir açıklama yok. Dış gezegenlerin uydu sistemlerinde, bir bütün olarak gezegen sisteminde olduğu gibi aynı düzenlilikler izlenebilir; muhtemelen oluşum süreçlerinde pek çok ortak nokta vardı. Ayrıca bakınız BODE HUKUKU. Kimyasal bileşim. Güneş sisteminde, kimyasal bileşimin güçlü bir gradyanı (farkı) vardır: Güneş'e yakın gezegenler ve uydular refrakter malzemelerden yapılmıştır ve uzak cisimlerin bileşiminde birçok uçucu element vardır. Bu, güneş sisteminin oluşumu sırasında büyük bir sıcaklık gradyanının olduğu anlamına gelir. Modern astrofiziksel kimyasal yoğunlaşma modelleri, protogezegen bulutunun ilk bileşiminin yıldızlararası ortamın ve Güneş'in bileşimine yakın olduğunu öne sürüyor: kütle açısından, %75'e kadar hidrojen, %25'e kadar helyum ve %1'den az. diğer tüm unsurların. Bu modeller, güneş sistemindeki kimyasal bileşimde gözlenen değişimleri başarılı bir şekilde açıklıyor. Uzaktaki nesnelerin kimyasal bileşimi, ortalama yoğunluklarının yanı sıra yüzeylerinin ve atmosferlerinin spektrumlarına göre değerlendirilebilir. Bu, gezegensel madde örneklerini analiz ederek çok daha doğru bir şekilde yapılabilir, ancak şu ana kadar elimizde yalnızca Ay ve göktaşlarından örnekler var. Göktaşlarını inceleyerek, ilkel bulutsudaki kimyasal süreçleri anlamaya başlıyoruz. Bununla birlikte, büyük gezegenlerin küçük parçacıklardan kümelenme süreci hala belirsizdir. izotop verileri. Göktaşlarının izotopik bileşimi, güneş sisteminin oluşumunun 4,6 ± 0,1 milyar yıl önce gerçekleştiğini ve 100 milyon yıldan fazla sürmediğini gösteriyor. Neon, oksijen, magnezyum, alüminyum ve diğer elementlerin izotoplarındaki anormallikler, güneş sistemini doğuran yıldızlararası bulutun çökme sürecinde, yakındaki bir süpernovanın patlama ürünlerinin içine girdiğini gösterir. Ayrıca bakınızİZOTOPS; SÜPERNOVA Yıldız oluşumu. Yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının çökmesi (sıkılması) sürecinde doğarlar. Bu süreç henüz ayrıntılı olarak incelenmemiştir. Süpernova patlamalarından kaynaklanan şok dalgalarının yıldızlararası maddeyi sıkıştırabileceğine ve bulutları yıldızlara dönüşmeye teşvik edebileceğine dair gözlemsel kanıtlar var. Ayrıca bakınız YERÇEKİMSEL ÇÖKME. Genç bir yıldız kararlı bir duruma ulaşmadan önce, protostellar bulutsusu tarafından kütleçekimsel büzülme aşamasından geçer. Yıldız evriminin bu aşaması hakkında temel bilgiler, genç T Boğa yıldızları incelenerek elde edilir. Görünüşe göre, bu yıldızlar hala bir sıkıştırma durumunda ve yaşları 1 milyon yılı geçmiyor. Genellikle kütleleri 0,2 ila 2 güneş kütlesi arasındadır. Güçlü manyetik aktivite belirtileri gösteriyorlar. Bazı T Tauri yıldızlarının tayfları, yalnızca düşük yoğunluklu gazlarda görülen yasak çizgiler içerir; bunlar muhtemelen yıldızı çevreleyen protostellar bir bulutsunun kalıntılarıdır. T Boğa yıldızları, ultraviyole ve X-ışını radyasyonundaki hızlı dalgalanmalarla karakterize edilir. Birçoğunun güçlü kızılötesi radyasyonu ve spektral silikon çizgileri vardır - bu, yıldızların toz bulutlarıyla çevrili olduğunu gösterir. Son olarak, T Boğa yıldızları güçlü yıldız rüzgarlarına sahiptir. Güneş'in evriminin erken döneminde T Boğa evresinden de geçtiğine ve bu dönemde uçucu elementlerin güneş sisteminin iç bölgelerinden dışarı atıldığına inanılıyor. Bazı orta kütleli yıldızlar, bir yıldan kısa bir süre içinde parlaklıkta ve kabuk fırlatmada güçlü bir artış gösterir. Bu tür olaylara FU Orion parlamaları denir. Bir T Tauri yıldızı en az bir kez böyle bir patlama yaşadı. Çoğu genç yıldızın bir FU Oriyonik parlama aşamasından geçtiğine inanılıyor. Birçoğu, patlamanın nedenini, zaman zaman onu çevreleyen gaz-toz diskinden genç yıldızın üzerine yığılma hızının artması gerçeğinde görüyor. Güneş aynı zamanda evriminin başlarında bir veya daha fazla Orionian FU tipi parlama yaşadıysa, bunun merkezi güneş sistemindeki uçucu maddeler üzerinde güçlü bir etkisi olmalı. Gözlemler ve hesaplamalar, oluşan bir yıldızın çevresinde her zaman protostellar madde kalıntıları olduğunu göstermektedir. Bir yoldaş yıldız veya bir gezegen sistemi oluşturabilir. Gerçekten de, birçok yıldız ikili ve çoklu sistemler oluşturur. Ancak yoldaşın kütlesi Güneş kütlesinin% 1'ini (Jüpiter'in 10 kütlesi) geçmezse, çekirdeğindeki sıcaklık asla termonükleer reaksiyonların oluşması için gerekli değere ulaşmayacaktır. Böyle bir gök cismine gezegen denir. Oluşum teorileri. Güneş sisteminin oluşumuna ilişkin bilimsel teoriler üç kategoriye ayrılabilir: gelgit, birikim ve bulutsu. İkincisi şu anda en çok ilgiyi çekiyor. Görünüşe göre ilk olarak Buffon (1707-1788) tarafından önerilen gelgit teorisi, yıldızların ve gezegenlerin oluşumunu doğrudan bağlamaz. Gelgit etkileşimi yoluyla Güneş'in yanından geçen başka bir yıldızın, gezegenlerin oluştuğu bir madde jetini Güneş'ten (veya kendisinden) çıkardığı varsayılmaktadır. Bu fikir birçok fiziksel problemle karşılaşır; örneğin, bir yıldız tarafından fırlatılan sıcak madde yoğunlaştırılmamalı, püskürtülmelidir. Şimdi gelgit teorisi popüler değil çünkü güneş sisteminin mekanik özelliklerini açıklayamıyor ve doğumunu rastgele ve son derece nadir bir olay olarak sunuyor. Yığışım teorisi, genç Güneş'in yoğun bir yıldızlararası bulutun içinden uçarak gelecekteki gezegen sisteminin malzemesini yakaladığını öne sürüyor. Gerçekten de, genç yıldızlar genellikle büyük yıldızlararası bulutların yakınında bulunur. Bununla birlikte, yığılma teorisi çerçevesinde, gezegen sistemindeki kimyasal bileşimin gradyanını açıklamak zordur. 18. yüzyılın sonunda Kant tarafından önerilen bulutsu hipotezi, şu anda en gelişmiş ve genel olarak kabul edilen hipotezdir. Ana fikri, Güneş ve gezegenlerin aynı anda dönen tek bir buluttan oluşmasıdır. Küçülerek, merkezinde Güneş'in oluştuğu bir diske ve çevrede - gezegenlere dönüştü. Bu fikrin, Laplace'ın, Güneş'in önce bir buluttan oluştuğu ve ardından büzülürken merkezkaç kuvvetinin ekvatordan gaz halkalarını kopardığı ve daha sonra gezegenlere yoğunlaştığı hipotezinden farklı olduğuna dikkat edin. Laplace hipotezi, 200 yıldır üstesinden gelinemeyen fiziksel zorluklarla karşı karşıyadır. Nebula teorisinin en başarılı modern versiyonu, A. Cameron ve meslektaşları tarafından yaratıldı. Onların modelinde, protogezegenimsi bulutsu, mevcut gezegen sisteminin yaklaşık iki katı kadar büyüktü. İlk 100 milyon yıl boyunca, oluşan Güneş aktif olarak ondan madde çıkardı. Bu tür davranışlar, prototipin adından sonra T Tauri yıldızları olarak adlandırılan genç yıldızların karakteristiğidir. Cameron'ın modelindeki bulutsu maddesinin basınç ve sıcaklık dağılımı, güneş sisteminin kimyasal bileşiminin gradyanı ile oldukça uyumludur. Bu nedenle, büyük olasılıkla Güneş ve gezegenler tek bir çökmekte olan buluttan oluşmuştur. Yoğunluğun ve sıcaklığın daha yüksek olduğu orta kısmında sadece refrakter maddeler korunmuş, çevresinde uçucu maddeler de korunmuştur; bu, kimyasal bileşimin gradyanını açıklar. Bu modele göre, bir gezegen sisteminin oluşumu, Güneş gibi tüm yıldızların erken evrimine eşlik etmelidir. Gezegen büyümesi. Gezegenlerin büyümesi için birçok senaryo var. Belki de gezegenler, gezegenimsi denilen küçük cisimlerin rastgele çarpışmaları ve birbirine yapışması sonucu oluşmuştur. Ancak, belki de, yerçekimi dengesizliğinin bir sonucu olarak küçük cisimler, büyük gruplar halinde aynı anda daha büyük olanlara birleşti. Gezegenlerin gazlı mı yoksa gazsız ortamda mı biriktiği net değil. Gazlı bir bulutsuda, sıcaklık düşüşleri yumuşatılır, ancak gazın bir kısmı toz parçacıklarına yoğunlaştığında ve kalan gaz yıldız rüzgarı tarafından süpürüldüğünde, bulutsunun şeffaflığı keskin bir şekilde artar ve güçlü bir sıcaklık gradyanı ortaya çıkar. sistem. Toz parçacıklarına gaz yoğunlaşmasının, gezegenciklerde toz taneciklerinin birikmesinin ve gezegenciklerin gezegenlere ve uydularına birikmesinin karakteristik zamanlarının ne olduğu hala tam olarak net değil. GÜNEŞ SİSTEMİNDE YAŞAM Güneş sistemindeki yaşamın bir zamanlar Dünya'nın ötesinde var olduğu ve belki de şimdi var olduğu öne sürüldü. Uzay teknolojisinin ortaya çıkışı, bu hipotezin doğrudan test edilmesine başlamayı mümkün kıldı. Merkür çok sıcaktı ve atmosfer ve sudan yoksundu. Venüs de çok sıcaktır - yüzeyinde kurşun erir. Koşulların çok daha ılıman olduğu Venüs'ün üst bulut tabakasında yaşam olasılığı bir hayalden başka bir şey değildir. Ay ve asteroitler tamamen kısır görünüyor. Mars'a büyük umutlar bağlandı. 100 yıl önce bir teleskopla görülen ince düz çizgilerden oluşan sistemler - "kanallar" - daha sonra Mars yüzeyindeki yapay sulama tesislerinden bahsetmek için sebep verdi. Ancak artık Mars'taki koşulların yaşam için elverişsiz olduğunu biliyoruz: soğuk, kuru, çok seyreltilmiş hava ve sonuç olarak, gezegenin yüzeyini sterilize eden Güneş'ten gelen güçlü ultraviyole radyasyon. Viking iniş bloklarının aletleri, Mars topraklarındaki organik maddeyi tespit etmedi. Doğru, Mars'ın ikliminin önemli ölçüde değiştiğine ve bir zamanlar yaşam için daha elverişli olabileceğine dair işaretler var. Gezegenin ayrıntılı görüntüleri, vadileri ve kuru nehir yataklarını anımsatan su erozyonunun izlerini gösterdiğinden, uzak geçmişte Mars'ın yüzeyinde su olduğu biliniyor. Mars iklimindeki uzun vadeli değişimler, kutup ekseninin eğimindeki bir değişiklikle ilişkilendirilebilir. Gezegenin sıcaklığındaki hafif bir artışla atmosfer 100 kat daha yoğun hale gelebilir (buzun buharlaşması nedeniyle). Bu nedenle, bir zamanlar Mars'ta yaşamın var olması mümkündür. Bu soruya ancak Mars toprak örneklerini detaylı bir şekilde inceledikten sonra cevaplayabileceğiz. Ancak Dünya'ya teslimatları zor bir iştir. Neyse ki, Dünya'da bulunan binlerce göktaşından en az 12'sinin Mars'tan geldiğine dair güçlü kanıtlar var. İlki Shergotty (Shergotti, Hindistan), Nakhla (Nakla, Mısır) ve Chassigny (Chassignoy, Fransa) yerleşimlerinin yakınında bulunduğu için SNC meteoritleri olarak adlandırılırlar. Antarktika'da bulunan ALH 84001 göktaşı diğerlerinden çok daha eskidir ve muhtemelen biyolojik kökenli polisiklik aromatik hidrokarbonlar içerir. İçindeki oksijen izotoplarının oranı karasal kayalar veya SNC olmayan göktaşları ile aynı olmadığı, ancak kabarcıklar içeren camlar içeren EETA 79001 göktaşı ile aynı olduğu için Dünya'ya Mars'tan geldiğine inanılıyor. , soy gazların bileşiminin dünyadan farklı olduğu, ancak Mars'ın atmosferine karşılık gelir. Dev gezegenlerin atmosferlerinde çok sayıda organik molekül olmasına rağmen, katı bir yüzey olmadan orada yaşam olabileceğine inanmak zor. Bu anlamda Satürn'ün uydusu Titan, sadece organik bileşenler içeren bir atmosfere değil, aynı zamanda sentez ürünlerinin birikebileceği katı bir yüzeye de sahip olan çok daha ilginç. Doğrudur, bu yüzeyin sıcaklığı (90 K) oksijenle sıvılaştırma için daha uygundur. Bu nedenle, biyologların dikkatini daha çok Jüpiter'in uydusu Europa çekiyor, ancak atmosferden yoksun, ancak görünüşe göre buzlu yüzeyinin altında bir sıvı su okyanusu var. Bazı kuyruklu yıldızlar neredeyse kesin olarak, geçmişi güneş sisteminin oluşumuna kadar uzanan karmaşık organik moleküller içerir. Ancak bir kuyruklu yıldızda yaşamı hayal etmek zor. Yani, güneş sistemindeki yaşamın Dünya dışında herhangi bir yerde var olduğuna dair kanıt bulana kadar. Sorular sorulabilir: dünya dışı yaşam arayışıyla bağlantılı olarak bilimsel araçların yetenekleri nelerdir? Modern bir uzay sondası, uzak bir gezegende yaşamın varlığını tespit edebilir mi? Örneğin, Galileo uzay aracı yerçekimi manevralarında yanından iki kez geçtiğinde Dünya'daki yaşamı ve zekayı tespit etmiş olabilir mi? Sonda tarafından iletilen Dünya görüntülerinde, akıllı yaşam belirtilerini fark etmek mümkün değildi, ancak Galileo alıcıları tarafından yakalanan radyo ve televizyon istasyonlarımızın sinyalleri, onun varlığının açık bir kanıtı oldu. Doğal radyo istasyonlarının - auroralar, dünyanın iyonosferindeki plazma salınımları, güneş patlamaları - radyasyonundan tamamen farklıdırlar ve Dünya üzerinde teknik bir medeniyetin varlığına anında ihanet ederler. Ve mantıksız yaşam kendini nasıl gösterir? Galileo televizyon kamerası, Dünya'nın görüntülerini altı dar spektral bantta aldı. 0,73 ve 0,76 µm filtrelerde, çöller ve kayalar için tipik olmayan kırmızı ışığın güçlü bir şekilde emilmesi nedeniyle arazinin bazı bölgeleri yeşil görünür. Bunu açıklamanın en kolay yolu, gezegenin yüzeyinde kırmızı ışığı emen mineral olmayan bir pigment taşıyıcısının bulunmasıdır. Bu alışılmadık ışık emiliminin, bitkilerin fotosentez için kullandıkları klorofilden kaynaklandığını kesin olarak biliyoruz. Güneş sistemindeki başka hiçbir cisim bu kadar yeşil renge sahip değildir. Ek olarak, Galileo kızılötesi spektrometresi, dünya atmosferinde moleküler oksijen ve metan varlığını kaydetti. Dünya atmosferinde metan ve oksijenin varlığı, gezegendeki biyolojik aktiviteyi gösterir. Dolayısıyla, gezegenler arası sondalarımızın gezegenlerin yüzeyindeki aktif yaşam belirtilerini tespit edebildiği sonucuna varabiliriz. Ancak Europa'nın buz kabuğunun altında hayat gizliyse, o zaman yanından geçen bir aracın bunu tespit etmesi pek olası değildir. coğrafya sözlüğü Sistemdeki Güneş'e en yakın ve en küçük gezegen, Dünya'nın boyutunun yalnızca %0,055'i. Kütlesinin %80'i çekirdektir. Yüzey kayalıktır, kraterler ve hunilerle girintilidir. Atmosfer çok seyrektir ve karbondioksitten oluşur. Güneşli tarafın sıcaklığı +500°C, arka tarafın sıcaklığı -120°C'dir. Merkür'de yerçekimi veya manyetik alan yoktur. VenüsVenüs çok yoğun bir karbondioksit atmosferine sahiptir. Yüzey sıcaklığı 450°C'ye ulaşır ki bu sabit sera etkisi ile açıklanır, basınç yaklaşık 90 atm'dir. Venüs'ün büyüklüğü Dünya'nın 0.815'idir. Gezegenin çekirdeği demirden yapılmıştır. Yüzeyde az miktarda su yanı sıra birçok metan denizleri var. Venüs'ün uydusu yoktur. Dünya gezegeniEvrende yaşamın olduğu tek gezegen. Yüzeyin neredeyse %70'i su ile kaplıdır. Atmosfer, oksijen, nitrojen, karbon dioksit ve inert gazların karmaşık bir karışımından oluşur. Gezegenin yerçekimi ideal bir değere sahiptir. Daha küçük olsaydı oksijen olurdu, daha büyük olsaydı hidrojen yüzeyde toplanırdı ve hayat olmazdı. Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi %1 artırırsanız okyanuslar donar, %5 azaltırsanız okyanuslar kaynar. MarsTopraktaki yüksek demir oksit içeriği nedeniyle, Mars parlak kırmızı bir renge sahiptir. Büyüklüğü dünyadan 10 kat daha küçüktür. Atmosfer karbondioksitten oluşur. Yüzey, en yükseği Olympus olan kraterler ve sönmüş volkanlarla kaplıdır, yüksekliği 21,2 km'dir. JüpiterGüneş sistemindeki gezegenlerin en büyüğü. Dünya'dan 318 kat daha büyük. Helyum ve hidrojen karışımından oluşur. İçeride, Jüpiter kızartılır ve bu nedenle atmosferinde girdap yapıları hakimdir. Bilinen 65 uydusu vardır. SatürnGezegenin yapısı Jüpiter'e benziyor ama her şeyden önce Satürn halka sistemi ile biliniyor. Satürn, Dünya'dan 95 kat daha büyüktür, ancak yoğunluğu güneş sistemi arasında en küçüktür. Yoğunluğu suyun yoğunluğuna eşittir. Bilinen 62 uydusu vardır. UranüsUranüs, Dünya'dan 14 kat daha büyüktür. "Yanında" dönüşünde benzersizdir. Dönme ekseninin eğimi 98o'dir. Uranüs'ün çekirdeği çok soğuk çünkü tüm ısıyı uzaya veriyor. 27 uydusu vardır. NeptünDünya'dan 17 kat daha büyük. Çok fazla ısı yayar. Düşük jeolojik aktivite gösterir, yüzeyinde gayzerler vardır. 13 uydusu vardır. Gezegene, asteroit niteliğindeki cisimler olan sözde "Neptün Truva Atları" eşlik ediyor. Neptün'ün atmosferi, ona karakteristik mavi rengini veren büyük miktarda metan içerir. Güneş sisteminin gezegenlerinin özellikleriGüneş sisteminin gezegenlerinin ayırt edici bir özelliği, sadece güneşin etrafında değil, aynı zamanda kendi eksenleri boyunca da dönmeleridir. Ayrıca, tüm gezegenler az ya da çok sıcak gök cisimleridir. Güneş sisteminin gezegenleri - biraz tarih Daha önce, bir gezegen, bir yıldızın etrafında dönen, ondan yansıyan ışıkla parlayan ve asteroitlerden daha büyük bir boyuta sahip olan herhangi bir cisim olarak kabul ediliyordu. Antik Yunanistan'da bile, sabit yıldızların arka planına karşı gökyüzünde hareket eden yedi parlak cisimden bahsedilmiştir. Bu kozmik cisimler şunlardı: Güneş, Merkür, Venüs, Ay, Mars, Jüpiter ve Satürn. Eski Yunanlılar Dünya'yı her şeyin merkezi olarak kabul ettikleri için Dünya bu listeye dahil edilmedi. Ve ancak 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus, "Göksel Kürelerin Dönüşü Üzerine" adlı bilimsel çalışmasında, gezegen sisteminin merkezinde Dünya'nın değil Güneş'in olması gerektiği sonucuna vardı. Bu nedenle Güneş ve Ay listeden çıkarıldı ve buna Dünya eklendi. Ve teleskopların ortaya çıkışından sonra sırasıyla 1781 ve 1846'da Uranüs ve Neptün eklendi. Pluto, 1930'dan yakın zamana kadar güneş sisteminde keşfedilen son gezegen olarak kabul edildi. Ve şimdi, Galileo Galilei'nin yıldızları gözlemlemek için dünyanın ilk teleskopunu yaratmasından neredeyse 400 yıl sonra, astronomlar bir sonraki gezegen tanımına geldiler. Bir gezegen, dört koşulu karşılaması gereken bir gök cismidir: Buna karşılık, kutup yıldızı ışık yayan ve güçlü bir enerji kaynağı olan kozmik bir cisimdir. Bu, ilk olarak, içinde meydana gelen termonükleer reaksiyonlarla ve ikinci olarak, büyük miktarda enerjinin salındığı yerçekimi sıkıştırma işlemleriyle açıklanır. Bugün güneş sisteminin gezegenleri Güneş sistemi, merkezi bir yıldız olan Güneş ve onun etrafında dönen tüm doğal uzay nesnelerinden oluşan bir gezegen sistemidir. Yani, bugün güneş sistemi sekiz gezegenden oluşuyor: karasal denilen dört iç gezegen ve gaz devleri adı verilen dört dış gezegen. Karasal gezegenler arasında Dünya, Merkür, Venüs ve Mars bulunur. Hepsi esas olarak silikatlardan ve metallerden oluşur. Dış gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gaz devlerinin bileşimi esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Güneş sistemindeki gezegenlerin boyutları hem gruplar içinde hem de gruplar arasında farklılık gösterir. Yani, gaz devleri karasal gezegenlerden çok daha büyük ve kütlelidir. Güneş'e en yakın olan Merkür'dür, sonra mesafe olarak: Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Güneş sisteminin gezegenlerinin özelliklerini, ana bileşeni olan Güneş'in kendisine dikkat etmeden düşünmek yanlış olur. Bu nedenle, onunla başlayacağız.
Güneş gezegeni, güneş sistemindeki tüm yaşamı doğuran bir yıldızdır. Gezegenler, cüce gezegenler ve uyduları, asteroitler, kuyruklu yıldızlar, göktaşları ve kozmik tozlar onun etrafında döner. Güneş yaklaşık 5 milyar yıl önce doğdu, küresel, sıcak bir plazma topu ve Dünya'nın kütlesinin 300 bin katından fazla bir kütleye sahip. Yüzey sıcaklığı 5.000 Kelvin derecenin üzerinde ve çekirdek sıcaklığı 13 milyon K'nin üzerindedir. Güneş, Samanyolu galaksisi olarak adlandırılan galaksimizdeki en büyük ve en parlak yıldızlardan biridir. Güneş, Galaksinin merkezinden yaklaşık 26 bin ışıkyılı uzaklıkta bulunur ve yaklaşık 230-250 milyon yılda kendi etrafında tam bir devrim yapar! Karşılaştırma için, Dünya 1 yılda Güneş etrafında tam bir devrim yapar.
Merkür, sistemdeki en küçük gezegendir ve Güneş'e en yakın olanıdır. Merkür'ün uydusu yoktur. Gezegenin yüzeyi, yaklaşık 3,5 milyar yıl önce göktaşlarının yoğun bombardımanı sonucunda ortaya çıkan kraterlerle kaplıdır. Kraterlerin çapı birkaç metreden 1000 km'ye kadar değişebilir. Merkür'ün atmosferi oldukça seyrektir, esas olarak helyumdan oluşur ve güneş rüzgarı tarafından üflenir. Gezegen Güneş'e çok yakın bulunduğundan ve geceleri sıcak tutacak bir atmosfere sahip olmadığından yüzeydeki sıcaklık -180 ile +440 santigrat derece arasında değişiyor. Dünyevi standartlara göre, Merkür 88 günde Güneş etrafında tam bir devrim yapar. Öte yandan, bir Merkür günü 176 Dünya gününe eşittir.
Venüs, güneş sisteminde Güneş'e en yakın ikinci gezegendir. Venüs, Dünya'dan sadece biraz daha küçüktür, bu nedenle bazen "Dünya'nın kız kardeşi" olarak anılır. Uydusu yoktur. Atmosfer, azot ve oksijen ile karıştırılmış karbondioksitten oluşur. Gezegendeki hava basıncı, dünyadan 35 kat daha fazla olan 90 atmosferden fazladır. Karbondioksit ve bunun sonucunda sera etkisi, yoğun bir atmosfer ve ayrıca Güneş'e yakınlık, Venüs'ün "en sıcak gezegen" unvanını taşımasına izin veriyor. Yüzeyindeki sıcaklık 460°C'ye ulaşabilir. Venüs, Güneş ve Ay'dan sonra Dünya gökyüzündeki en parlak nesnelerden biridir. Dünya gezegeni
Dünya, bugün evrende üzerinde yaşam olduğu bilinen tek gezegendir. Dünya, güneş sisteminin sözde iç gezegenleri arasında en büyük boyuta, kütleye ve yoğunluğa sahiptir. Dünyanın yaşı yaklaşık 4,5 milyar yıldır ve gezegende yaşam yaklaşık 3,5 milyar yıl önce ortaya çıktı. Ay, karasal gezegenlerin uydularının en büyüğü olan doğal bir uydudur. Dünyanın atmosferi, yaşamın varlığı nedeniyle diğer gezegenlerin atmosferlerinden temelde farklıdır. Atmosferin çoğu nitrojendir, ancak aynı zamanda oksijen, argon, karbondioksit ve su buharı da içerir. Ozon tabakası ve Dünya'nın manyetik alanı, güneş ve kozmik radyasyonun yaşamı tehdit eden etkilerini zayıflatır. Atmosferde bulunan karbondioksit nedeniyle Dünya'da da sera etkisi gerçekleşmektedir. Venüs'teki kadar güçlü görünmüyor, ancak onsuz hava sıcaklığı yaklaşık 40 ° C daha düşük olurdu. Atmosfer olmadan, sıcaklık dalgalanmaları çok önemli olurdu: bilim adamlarına göre, gece -100 ° C'den gündüz + 160 ° C'ye. Dünya yüzeyinin yaklaşık %71'i okyanuslar tarafından işgal edilmiştir, geri kalan %29'u ise kıtalar ve adalardır.
Mars, güneş sistemindeki yedinci en büyük gezegendir. Toprakta bol miktarda demir oksit bulunması nedeniyle “Kızıl Gezegen” olarak da anılmaktadır. Mars'ın iki uydusu vardır: Deimos ve Phobos. Mars'ın atmosferi oldukça seyrektir ve Güneş'e olan mesafe Dünya'nınkinden neredeyse bir buçuk kat daha fazladır. Bu nedenle, gezegendeki ortalama yıllık sıcaklık -60 ° C'dir ve gün içinde bazı yerlerde sıcaklık düşüşleri 40 dereceye ulaşır. Mars yüzeyinin ayırt edici özellikleri, çarpma kraterleri ve volkanlar, vadiler ve çöller, Dünya'dakiler gibi buz kutup başlıklarıdır. Güneş sistemindeki en yüksek dağ Mars'ta bulunur: yüksekliği 27 km olan sönmüş volkan Olympus! En büyük kanyonun yanı sıra: derinliği 11 km'ye ulaşan ve uzunluğu 4500 km olan Denizci Vadisi. Jüpiter gezegeni Jüpiter, güneş sistemindeki en büyük gezegendir. Dünya'dan 318 kat daha ağır ve sistemimizdeki tüm gezegenlerin toplamından neredeyse 2,5 kat daha ağır. Jüpiter, bileşiminde Güneş'e benzer - esas olarak helyum ve hidrojenden oluşur - ve 4 * 1017 watt'a eşit büyük miktarda ısı yayar. Ancak Güneş gibi bir yıldız olabilmesi için Jüpiter'in 70-80 kat daha ağır olması gerekir. Jüpiter'in 63 kadar uydusu vardır ve bunlardan yalnızca en büyüklerini listelemek mantıklıdır - Callisto, Ganymede, Io ve Europa. Ganymede, güneş sistemindeki en büyük uydudur ve Merkür'den bile büyüktür. Jüpiter'in iç atmosferindeki belirli süreçler nedeniyle, dış atmosferinde birçok girdap yapısı ortaya çıkar, örneğin, kahverengi-kırmızı gölgeli bulut şeritleri ve 17. yüzyıldan beri bilinen dev bir fırtına olan Büyük Kırmızı Nokta.
Satürn, güneş sistemindeki en büyük ikinci gezegendir. Satürn'ün ayırt edici özelliği, elbette, esas olarak çeşitli boyutlarda (milimetrenin onda birinden birkaç metreye kadar) buz parçacıklarından ve ayrıca kayalardan ve tozdan oluşan halka sistemidir. Satürn'ün en büyüğü Titan ve Enceladus olmak üzere 62 uydusu vardır. Satürn, bileşiminde Jüpiter'e benzer, ancak yoğunluğunda sıradan sudan bile daha düşüktür. Gezegenin dış atmosferi sakin ve homojen görünüyor, bu da çok yoğun bir sis tabakasıyla açıklanıyor. Ancak bazı yerlerde rüzgar hızı 1800 km/saate ulaşabilmektedir.
Uranüs, teleskopla keşfedilen ilk gezegendir ve aynı zamanda güneş sisteminde "yan yatarak" güneşin etrafında dönen tek gezegendir. Uranüs'ün adını Shakespeare kahramanlarından alan 27 uydusu vardır. Bunların en büyüğü Oberon, Titania ve Umbriel'dir. Gezegenin bileşimi, çok sayıda yüksek sıcaklıkta buz modifikasyonunun varlığında gaz devlerinden farklıdır. Bu nedenle bilim adamları, Neptün ile birlikte Uranüs'ü "buz devleri" kategorisinde tanımladılar. Ve Venüs güneş sistemindeki "en sıcak gezegen" unvanına sahipse, o zaman Uranüs minimum -224 ° C sıcaklıkla en soğuk gezegendir. Neptün gezegeni
Bugüne kadar Neptün'ün 13 uydusu bilim tarafından bilinmektedir. Bunların en büyüğü olan Triton, gezegenin dönüş yönünün tersine hareket eden tek uydudur. Güneş sistemindeki en hızlı rüzgarlar da gezegenin dönüşüne karşı eser: hızları 2200 km/saate ulaşır. Neptün'ün bileşimi Uranüs'e çok benzer, bu nedenle ikinci "buz devi" dir. Ancak Jüpiter ve Satürn gibi Neptün de içsel bir ısı kaynağına sahiptir ve Güneş'ten aldığının 2,5 katı kadar daha fazla enerji yayar. Gezegenin mavi rengi, dış atmosferdeki metan izlerinden geliyor. Çözüm Ne yazık ki Plüton'un güneş sistemindeki gezegenler geçidimize girecek vakti yoktu. Ancak bunun için kesinlikle endişelenmenize gerek yok çünkü bilimsel görüş ve kavramlardaki değişikliklere rağmen tüm gezegenler yerlerinde kalıyor. Böylece güneş sisteminde kaç gezegen var sorusuna cevap vermiş olduk. Sadece 8 tane var. |
Merkür gezegeni
Venüs gezegeni
mars gezegeni
satürn gezegeni
Uranüs gezegeni
Neptün, güneş sisteminin merkezine en uzak gezegendir. Keşfinin tarihi ilginç: gezegeni bir teleskopla gözlemlemeden önce, bilim adamları matematiksel hesaplamalar kullanarak gökyüzündeki konumunu hesapladılar. Bu, Uranüs'ün kendi yörüngesindeki hareketinde açıklanamayan değişikliklerin keşfedilmesinden sonra oldu.Popüler:
Smolensk Savaşı (1812)
|
Yeni
- Nicholas II Alexandrovich Romanovların kaç çocuğu oldu?
- Mihail Petrovich Devyataev
- ana botanik bahçesi
- Savva ismi sahibine neden akıl ve güç verir?
- Kursk Savaşı'ndaki olayların kronolojisi
- Yıldızlı gökyüzü ve yıldızlı küre
- Konstantin Simonov - biyografi, bilgi, kişisel yaşam
- Hieroschemamonk Raphael (Berestov) ve öğrencileri tarafından başka bir sahtekarlık veya ne tür bir sahte çar vaaz ediliyor
- 21. Yüzyılın Başında Rusya İçin Öngörüler
- Bilim adamları, memelilerin ve birçok kuşun ses tellerine sahip olduğunu uzun zamandır biliyorlar.
