referáty
nejnovější referáty
Sluneční soustava
Autor: Tom Lexís | 15.1.2010 15:43 | 0 komentářů | Přečteno: 3203 krát
Astronomové se odjakživa snažili vysvětlit, odkud se vlastně vzala naše sluneční soustava a proč v ní všechno tak krásně funguje.Nejstarší vědeckou hypotézou o vzniku sluneční soustavy je Kantova-.Laplaceova domněnka z první poloviny l8. století. Kant byl svým zaměřením spíše filozof, kdežto Laplace matematik. Proto každý k řešení problému přistupoval z jiného pohledu. Na čem se ale shodli bylo to, že Slunce i sluneční soustava vznikly z otáčející se pramlhoviny, jejíž centrální části se pak smrštily a vytvořily Slunce, zatímco drobné „ kapky“ na obvodu mlhoviny daly vznik planetám. Později a to hlavně na počátku našeho století se objevovali různé domněnky, které se od původního Kantova a Laplaceova názoru lišily skoro ve všem. Faktem zůstává, že tehdejší hypotézy byly do značné míry spekulacemi a to hlavně z toho důvodu, že pozorovacích údajů bylo žalostně málo a také proto, že vznik sluneční soustavy se odehrál před miliardami let a od té doby se prakticky všechno podstatně změnilo.
Studium vzniku a vývoje sluneční soustavy je velmi obtížné i dnes, i když na pomoc přichází moderní chemie s údaji o vlastnostech slitin a kondenzátorů, dále hydrodynamika, která se zabývá prouděním tekutin a termodynamika, studující tepelnou rovnováhu plynného i pevného skupenství. Dalšími vědami, které se zasloužily o prohloubení poznatků je i geofyzika a geologie. Velmi významnou roli sehrála kosmonautika, díky níž jsme získaly údaje o stavbě a složení Měsíce, Venuše, Merkuru, Marsu a Jupitera.
Jak vlastně tedy vznikla sluneční soustava? Téměř jisté je to, že předchůdci planetárních soustav jsou mezihvězdná mračna , jaká pozorujeme například ve známé mlhovině v Orionu. Ke vzniku planetární soustavy zřejmě dochází zároveň se vznikem nových hvězd. Vznik sluneční soustavy lze tedy stanovit na dobu před 4,6 miliardami let., kdy se mračno mezihvězdného plynu a prachu. počalo smršťovat. Hmotnost mračna musela být velmi značná – asi 1000 slunečních hmot, jinak by totiž ke gravitačnímu hroucení vůbec nemohlo dojít. Hlavní příčinou, proč ke hroucení došlo, bylo nejspíš přiblížení mračna k místnímu zhuštění galaktické látky. Gravitační hroucení způsobilo rychlý rozpad masivního mračna na menší shluky. Jeden z takových shluků o hmotnosti 1 až 2 Sluncí se stal zárodkem naší soustavy.
Jakmile se tento izolovaný oblak plynných a prachových částic zmenšil na kouli o poloměru zhruba 10 miliard kilometrů, byl už tak hustý, že se stal neprůhledným pro infračervené záření, které vzniklo v jeho nitru. A tak původně velice chladný oblak o teplotě několika málo kelvinů se uprostřed rychle zahřál až asi na 2200 kelvinů. Při této teplotě se vypařila všechna prachová zrníčka v okolí jádra, zatímco vnější části mlhoviny zůstaly nedotčeny.
Zákon zachování momentu hybnosti se uplatnil i zde, stejně jako tomu je při hroucení neutronových a jiných kompaktních hvězd.To znamená, že původně nepatrná rotace prachového mračna se při jeho smrštění velmi zrychlila. Díky tomu se náš zárodek změnil v tlustý rotující disk a jeho rovníková rovina určila i oběžné roviny těles ve sluneční soustavě.
Sluneční pramlhovina se díky rotaci začala znovu ochlazovat a současně s tím docházelo k opětovnému vzniku prachových zrnek v těch částech mlhoviny, kde teplota klesla pod 1400 kelvinů.Větší prachová zrnéčka, jež takto zkondenzovala, se rychle soustřeďovala do tenkého disku v rovníkové rovině rotující mlhoviny. Uprostřed mlhoviny je rychle rotující teplé plynné jádro. Kolem něj se prostírá chladnější, mírně zploštělý plynný disk.V rovníkové rovině tohoto disku se nalézá tenký prachový disk Od počátku gravitačního hroucení původní prachoplynné mlhoviny uplynulo nanejvýš několik desítek milionů let. Vlivem gravitačních poruch se prachový disk počal rychle rozpadat na menší izolované shluky zrnek. Vzájemné srážky shluků vedly k vytvoření nevelkých těles s průměrem 100 metrů.Těmto hypotetickým tělesům se říká planetesimály.
Podle některých badatelů se souběžně s tím tvořilo i prvotní Slunce / protoslunce/. Jiní astronomové soudí, že Slunce vzniklo o něco málo později, takže zárodky planet by pak byly dokonce o něco starší než samotné Slunce.
Planetesimály obíhaly kolem centra mlhoviny nebo kolem již vytvořeného prvotního Slunce jako samostatná tělesa. Celková hmotnost planetesimál byla desetkrát, ne-li tisíckrát větší, než je souhrnná hmotnost dnešních těles sluneční soustavy. To znamená, že jejich počet v poměrně omezeném prostoru tenkého disku byl tak značný, že se navzájem poměrně často srážely. Vznikaly tak větší planetesimály o průměru až 5 kilometrů.Z nich se pak vytvořily protoplanety, neboli kamenná tělesa o průměru až tisíc kilometrů.
Období vytvoření protoplanet bylo až neuvěřitelně krátké, trvalo jen něco kolem tisíce roků. Vzájemné gravitační působení protoplanet vedlo k další etapě vzájemných setkání a to už se z protoplanet prakticky dotvořily menší planety sluneční soustavy, jakož i kamenná jádra obřích planet Jupitera a Saturnu. Pevná jádra si svou gravitací stačila vychytat okolní plyny, zejména vodík a hélium a tak v podstatě skončilo tvoření planet.
Společnou charakteristikou až dosud známých devíti planet sluneční soustavy - Merkuru, Venuše , Země , Marsu , Jupiteru , Saturnu ,Uranu , Neptunu a Pluta je to , že jde o tělesa s relativně malou hmotností (vůči hvězdám) a s nízkými povrchovými teplotami. Jejich vnitřní zdroje energie jsou chudé, atím i jejich vlastní záření je málo intenzívní .Konečně všechna tato tělesa obíhají kolem Slunce. Společných vlastností je tedy řada, ale přesto planety netvoří homogenní skupinu co do hmotnosti , rozměrů , fyzikálního a chemického složení , ale velmi pravděpodobně ani z hlediska současnosti a možná dokonce i mechanizmu vzniku.
Planety lze rozdělit do dvou skupin. Do první skupiny patří naše Země a tělesa, která mají hmotnost, chemické složení a snad i vnitřní stavbu přibližne podobnou Zemi tj. Merkur , Venuše , Mars. Svým způsobem se sem řadí i Měsíc, jakkoli není samostatnou planetou ,ale družicí naší Země. Všechna tato tělesa lze označit jako malé planety nebo výstižněji planety terestrické, tedy Zemi podobné. Druhou skupinu tvoří velké planety, jejihž nejvýznamnějším představitelem je Jupiter, dále Saturn, Uran a Neptun. Z devíti velkých planet tedy zůstává nezařazen Pluto, ale jak vzplzne z dalšího, nejde možná co do původu vůbec o planetu.
V obou skupinách lze najít podstatně více společných charakteristik než při popisu všech planet jako celku. U terestrických planet jde o tělesa poměrně malá, tedy s rozměry tisíců kilometrů, s vysokou hustotou a pevným povrchem, s nepříliš hustou atmosférou nebo bez atmosféry, s vysokým obsahem těžších prvků, pomalou rotací a konečně - což může být významné z hlediska jejich vzniku - obíhajících kolem Slunce ve vnitřních oblastech sluneční soustavy.
U velkých nebo též obřích planet jsou tyto charakteristiky opačné. Jejich rozměry jsou v desetitisícíh kilometrů, hustota se pohybuje kolem hustoty vody, velmi pravděpodobně nemají pevný povrch , ale naopak mají rozsáhlé a husté atmosféry. jejich hlavním stavebním prvkem je nejlehčí prvek - vodík. Viditelný povrch má velmi nízké teploty, ale naproti tomu vnitřní zdroje energie obřích planet jsou podstatně mohutnější než u planet terestrických (ale samozřejmě nesrovnatelně menší než u hvězd). Obří planety mají velmi rychlou rotaci, početné soustavy měsíců a obíhají kolem Slunce ve větších vzdálenostech než terestrické planety.
Komety
Veškerá látka sluneční soustavy byla v průběhu doby přetvořena, zejména působením vysoké teploty a později / na planetách / erozivními a geologickými pochody. Průměrná kometa je nevelký slepenec prachu, drobných i větších balvanů a ledu o průměru kolem 1 až 10 kilometrů. Zásobárnou komet je oblak vzdálený od Slunce kolem 10 biliónů kilometrů, tj. asi 0,3 parseku. Gravitační poruchy, způsobené blízkými hvězdami, čas od času vychýlí některou z komet z její kruhové dráhy, takže kometa se počne pozvolna blížit k Slunci po nesmírně protáhlé eliptické dráze. Ve chvíli, kdy je kometa Slunci nejblíže, letí rychlostí kolem 500 km s. Komety patří k nejpopulárnějším astronomickým tělesům. Zjevují se poměrně neočekávaně a pokud se vydaří, patří k nejvelkolepějším zjevům,které si většinou pamatujeme celý život.
Jasná kometa má vzhled jakési mlhavé hvězdy, odborně se tento útvar nazývá koma. Z komy někdy vybíhá typický chvost, jenž může být přímý, zakřivený, vějířovitý atd. Odborníci ještě rozlišují vlastní jádro komety a vodíkový obal, pozorovatelný ovšem jen z umělých družic, neboť září v ultrafialovém oboru spektra. Výjimečně se pozoruje i protichvost, namířený opačným směrem než vlastní chvost..Celý úkaz komety je typickým dokladem šalby a klamu, jež ve vesmíru vládnou.Ačkoliv jde o tělesa zdánlivě velkolepá, jejich skutečná podstata je doslova nicotná. Jádro komety má nanejvýš průměr 10 kilometrů a není to žádné kompaktní těleso. Koma a chvost jsou tvořeny nesmírně řídkou látkou , jsou to tak zředěné plyny, že jejich celková hmotnost je neuvěřitelně malá.Ačkoliv délka chvostu komet dosahuje desítek miliónů kilometrů, látka v něm obsažená má hmotnost jen kolem 200 kilogramů.Kometa je proto vydána na milost a nemilost gravitačnímu působení Slunce a všech planet sluneční soustavy, kolem nichž na své pouti proletí. Zvlášť Jupiter využívá své fyzické převahy k tomu, aby svévolně měnil dráhy komet.To vede k tomu, že původně silně protáhlá elipsa se mění na kruhovější elipsu.
Kometa za svůj nádherný vzhled v době, kdy je blízko Slunce, draze zaplatí. Sluneční záření totiž rozrušuje jádro komety.Mohutná koma a nádherný plynný chvost vznikají zahříváním ledu, který spojuje balvany v jádru komety.
Molekuly plynu jsou pak působením rezonačního tlaku záření vymeteny z oblasti, kde působí nepatrná přitažlivost a soudržnost samotné komety. Díky tlaku slunečního záření je chvost komety nasměrován vždy od Slunce. Materiál chvostu kometa vždy ztrácí. Slapové síly v blízkosti Slunce nabývají takových hodnot,že porušená soudržnost jádra je dále snížena a tak se některé komety přímo před našima očima rozpadají. Každý návrat ke Slunci kometu řádně vyčerpá. Za zkracování oběžných drah může nejčastěji Jupiter, který tak přispívá k urychlenému opotřebování komet.
Z komet, které se nejčastěji vracejí, je nejznámější kometa Enckeova, jejíž oběžná perioda je 3.3 roku. Dále je to pak slavná Halleyova kometa, která se vrací po 76 letech . Naposledy byla viděna v roce 1986. Také její jasnost během věků slábne a podle všeho bude při příštím návratu stěží viditelná očima.
Halleyova kometa
Meteory a meteority
S kometami je spojen ještě jeden krásný astronomický úkaz, meteorické roje.Typickým příkladem jsou srpnové perseidy, objevující se každoročně kolem 12. a 13. srpna. Pokud se v tuto dobu večer zadíváme na oblohu, spatříme zaručeně padající hvězdu, rychle se pohybující svítící čárku, která během zlomku sekundy zmizí. Meteoroidy jsou pevné částice, které tvoří drobná prachová zrnka, vlétající vysoce nadzvukovými rychlostmi do zemského ovzduší. Jde o rychlosti několika desítek kilometrů za sekundu. Při této rychlosti se meteoroid rozruší srážkami s molekulami vzduchu. Průměrný meteoroid má rozměr menší než zlomky milimetru a hmotnost setiny gramu.Vlastně jej tedy nemůžeme pozorovat, to co vidíme je válec ionizovaného vzduchu, který se bezprostředně po průletu zase vrací do normálního stavu-meteor / říkáme, že molekuly ovzduší rekombinují, a tím vlastně vyzařují světlo/. Meteor je tedy vlastně světelný jev, pozorovaný při průletu meteoroidu zemskou atmosférou.
Meteority jsou zbytky meteoroidů, které dopadnou na zemský povrch. Lze je v zásadě rozdělit na železo-niklové a na kamenné/ uhlíkaté chondrity/. Studium jejich chemických i fyzikálních vlastností ,nám pomáhá při zkoumání minulosti sluneční soustavy. Právě měřením obsahu radioaktivních prvků lze zjistit okamžik, kdy začal meteorit existovat jako samostatné těleso. A tak dostáváme pro meteority stáří od několika miliónů let až do 4,6 ,miliardy let.
Velké meteority, které dopadaly na Zemi v minulosti, po sobě zanechaly obrovské krátery. Nejznámější je Canyon Diablov Arizoně o průměru 1,2 kilometru.Kráter se uchoval díky tamějšímu suchému klimatu. Jinak se krátery objevují dosti nesnadno, většinou pomoci leteckých snímků.
Roj meteoritů
Asteroidy
Asteroidy jsou malá planetární tělesa obíhající Slunce vesměs mezi Marsem a Jupiterem, často rotující kolem své osy. Prozatím bylo objeveno 6000 asteroidů (planetek), několik set dalších je objeveno každým rokem, ale nepochybně existují stovky a tisíce asteroidů příliš malých na to, aby bylo možno je spatřit ze Země.
Je známo 26 planetek, jejichž průměr je větší než 200 km a pravděpodobně je známo 99% všech asteroidů s průměrem větším než 100 km. Z těles o velikosti 10 - 100 km je katalogizována zřejmě polovina, z menších objektů je pak známo jen několik, přičemž jen kilometrových může být snad až jeden milión.
Celková hmotnost všech asteroidů ve Sluneční soustavě je menší než hmotnost Měsíce. Asteroidy 243 Ida a 951 Gaspra byly vyfotografovány sondou Galileo na její cestě k Jupiteru - jsou to jediné dvě planetky, které byly studovány z menší vzdálenosti. Plánovaná mise NEAR (Near-Earth Asteroid Rendezvous - Dostaveníčko s asteroidy blízkými Zemi) prozkoumá zblízka asteroid 433 Eros.
Největším asteroidem je 1 Ceres (objeven 1.1.1801 Piazzim), který dík svým 914 km v průměru obsahuje zhruba 25% hmotnosti všech asteroidů. Dalšími v pořadí velikosti jsou 2 Pallas, 4 Vesta a 10 Hygiea, jejichž průměr je mezi 400 a 525 km. Všechny další známé asteroidy už mají průměr menší než 340 km.
Není dosud příliš jasné, jak asteroidy, komety a planetární měsíce klasifikovat. Existuje mnoho planetárních satelitů, jež mohou být považovány spíš za "zajaté" asteroidy. To se týká Martových malých měsíců Phobose a Deimose, osmi vnějších satelitů Jupitera, Saturnova nejvzdálenějšího měsíce Phoebe. Zřejmě i některé z nově objevených měsíců Urana a Neptuna je možno zařadit mezi asteroidy než mezi větší měsíce.
Planety sluneční soustavy
SLUNCE
Hmotnost
1,987 . 1030 kg
Poloměr
695 990 km
Rychlost rotace na rovníku
2,03 km.s-1
Povrchová teplota
5 770 K
Centrální teplota
15 . 106 K
Centrální hustota
160 g.cm-3
Střední hustota
1,409 g.cm-3
Střední perioda sluneční aktivity
11,04 r
Spektrální typ
G2
Gravitační zrychlení
273,98 m.s-2
Slunce - centrální těleso sluneční soustavy. Slunce je obyčejná, relativně malá hvězda ze 150 mld. hvězd naší Galaxie. Je vzdálené asi 30 000 svět. let od centra Galaxie a nachází se ve vnitřním okraji jednoho z jejích spirálních ramen. Okolo jádra Galaxie obíhá rychlostí 250 km.s-1, jeden oběh udělá za 250 mil. let. Podle spektrální klasifikace je Slunce hvězdou spektrálního typu G2.
Hvězdy vznikají v celých skupinách v obřích prachoplynných mlhovinách, kde je převážná část hmoty tvořená vodíkem. Prachoplynná mlhovina je zpravidla ve stavu rovnováhy mezi gravitační silou a tlakem plynu. V dostatečně velkých mlhovinách o velké hmotnosti dochází ke hmotnějším lokálním shlukům. Převládnutí gravitačních sil má za následek prakticky volný pád látky k těžišti shluku. Proces se urychluje, dojde ke vzniku mnoha globulí. S růstem hmotnosti a tlaku roste i teplota.
Dosáhne - li 2 500 - 3 000 K na okraji, vzniká útvar zvaný protohvězda. Zrození hvězdy ztohoto útvaru nastane v okamžiku dalšího smrštění, když se v jejím středu vlivem velké teploty zažehne termonukleární reakce.
Je centrální oblastí slunce s poloměrem 1/4 poloměru slunce. V jádře se dosahuje teploty 13 .106 K, tlak 2 . 107GPa a hustota 100 g.cm-3 .V této oblasti se termonukleárními reakcemi mění vodík na hélium a produkuje se 99 % skluneční eneergie. Nad jádrem je oblast zářivé rovnováhy, kde záření vycházející z jádra se pohlcuje a znovu vyzařuje.
Slunce jako plazmové těleso nemá pevný povrch. Kulová vrstva, která se pozoruje na obloze jako sluneční povrch je fotosféra, tenká neprůhledná vrstva plynu, tlustá přibližně 300 km, s průměrnou teplotou kolem 5 770 K.
Relativně hustá fotosféra plynule přechází do řídší vyšší vrstvy - chromosféry. Ta je hrubá asi 16 000km a její vrchní část přechází při náhlém vzsrůstu tepoloty až na 106K do sluneční koróny.
Jsou místa ve fotosféře, která mají nižší teplotu než okolí a díky tomuto kontrastu se jeví jako tmavá. Životnost slunečních skvrn je různá od několika hodin až po několik otoček Slunce.
Skvrna samotná má poměrně složitou strukturu. Jádro tvoří tmavší oblast - stín (umbra), obklopený nepravidelným světlejším pásem - polostínem (penumbra). Sluneční skvrna má nepravidelný tvar a polostín jen velmi zhruba odpovídá základnímu tvaru stínu.
Větší skupiny slunečních skvrn jsou místy se zvýšenou aktivitou, v nichž dochází i k řadě jiných, většinou vysoce energetických dějů. Kromě toho se počet skvrn mění v periodě jedenácti let, přičemž maximum výskytu skvrn odpovídá maximu sluneční činnosti.
MERKUR
Rovníkový poloměr 2 434 km
Perioda rotace
58 d 15 h 30 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
3 min 15 s
Střední vzdálenost od slunce
0,387 099 AU
Střední vzdálenost od slunce
57 910 000 km
Sklon dráhy k ekliptice
7,00416°
Sklon osy
~ 0 stupňů
Hustota
5,4
Rovníkový průměr
4880 km
Střední rychlost siderického pohybu
60,09 km/s
Oběžná doba siderická
0,24085 roků (tropických
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
0,24085 roků (tropických)
0,31727 roků (tropických)
Měsíce
Merkur je bez měsíců
Merkur má průměr 4 868 km, a je tedy kromě Pluta nejmenší z planet sluneční soustavy. Jedna z charakteristik vlastního tělesa planety je však velmi pozoruhodná - hustota malé planety byla určena na 5 400 kg na metr krychlový , tedy velmi vysoká, srovnatelná s hustotou Země (5 520). Je to skutečná zvláštnost, poněvadž u ostatních terestrických těles klesá s rozměry i hustota - Jen Merkur činí vyjímku z tohoto pravidla. Uvedená skutečnost se promítá do úvah o vnitřní stavbě Merkuru i do hypotéz o vzniku sluneční soustavy.
K úvahám o vnitřní stavbě planet je však nutné předeslat , že jde skutečně jen o hypotézy a někdy o nepodložené spekulace. Ke zpřesnění podobných představ chybí to nejzákladnější - pozorovací materiál. Dokonce i nitro naší planety, na níž žijeme a která je neustále přístupná různým druhům měření a pozorování, prakticky neznáme. Například úvaha o tom že Země má železné jádro , vyplynula původně jen z nutnosti vysvětlit celkově vysokou hustotu planety, jejíž povrchové vrstvy mají hustotu nepoměrně nižší. Podobně u Merkuru se často předpokládá, že má železné jádro.
Již z dřívějších měření bylo známo , že povrch Merkuru je asi v mnoha ohledech podobný povrchu našeho Měsíce. Obě tělesa mají podobnou závislost jasnosti na fázovém úhlu, podobné albedo , barevný index i polarizační křivku, vyjadřující závislost polarizace světla odrážejícího se od povrchu tělesa při určitém fázovém úhlu (fázový úhel je úhel, který svírají přímky vedené ze středu daného tělesa ke středu Slunce a ke středu Země). Teprve sondy Mariner, které proletěly kolem Merkuru, však ukázaly, že podoba mezi oběma tělesy se týká nejen povrchu jako celku, ale i jeho podrobností. Povrch Merkuru je podobně jako u Měsíce pokryt změtí kráterů a valových rovin a je nepochybně také velmi starý. Podoba mezi oběma povrchy jde tak daleko, že na první pohled by bylo možné zaměnit detailní snímek povrchu Merkuru za snímek povrchu Měsíce. Zřejmě i mechanismy, které formovaly povrch obou těles, byly buď zcela totožné, nebo alespoň velmi příbuzné.
Jedním z velmi zajímavých zjištění sondy Mariner bylo potvrzení existence magnetického pole Merkuru. Magnetické pole planety je dipolové podobně orientované jako magnetické pole Země a dosahuje asi 1 % intenzity zemského pole. Je to zdánlivě pole slabé , ale daleko větší než magnetická pole naměřená na podstatně větších planetách - Venuši a Marsu. Mechanismus vzniku magnetického pole planet je zatím značně nejasný , ale objev magnetického pole Merkuru vyvrací možnost, že by rozhodující podmínkou byla velikost tělesa nebo rychlost rotace. Důležitější asi bude vnitřní stavba planety, právě odlišná rotace vnitřního železného jádra a povrchu planety. Tato rotace se může lišit jen o velmi malou hodnotu (rozdíl 1 otáčky za mnoho století) , ale i to stačí k vybuzení magnetického pole.
Podmínky na povrchu jsou nejdrsnější ze všech vnitřních planet , Je-li Merkur v perihéliu, dopadá na jednotku jeho plochy zhruba desetkrát více energie než na Měsíc. Polední teploty na rovníku planety dosahují až 700 K, zatímco na noční polokouli klesají až na méně než 100 K. Jinou pozoruhodností Merkuru je podpovrchová teplota v rovníkových oblastech setrvávající nad bodem varu vody a v polárních oblastech nad bodem mrazu. Je to velký rozdíl proti Měsíci a Marsu , kde je podpovrchová teplota trvale pod bodem mrazu a kde se voda uvolňovaná z nitra planety (kromě vulkanické činnosti ) nemůže dostat až na povrch tělesa.
Pokud jde o atmosféru, je pochopitelné , že tak malé těleso, jako je Merkur a navíc obíhající velmi blízko kolem Slunce se nemůže trvale udržet atmosféru. Za pomoci sond byly nalezeny jen slabé stopy plynného obalu , jehož tlak na povrchu planety nepřevyšuje 0,00005 Pa. Po stránce chemického složení je vněm zastoupeno především hélium. Izotopický rozbor ukazuje že alespoň část tohoto plynu pochází ze Slunce - jádra atomu byla původně součástí slunečního větru a byla zachycena magnetickým polem planety.
VENUŠE
Rovníkový poloměr 6 052 km
Perioda rotace
242 d 23 h 34 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
6 min 1 s
Střední vzdálenost od slunce
0,723 332 AU
Střední vzdálenost od slunce
108 210 000 km
Sklon dráhy k ekliptice
3,394°
Sklon osy
~ 179 °
Hustota
5,2
Střední rychlost siderického pohybu
34,99 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
0,61521 roků (tropických) 1,59869 roků (tropických)
Měsíce
Venuše je bez měsíců
Pravděpodobně největší pozoruhodností Venuše je její atmosféra. Již před érou kosmických sond se předpokládalo , že je velmi hustá a teploty v ní jsou značně vyšší než v atmosféře Země. Skutečné hodnoty tlaku a teploty u povrchu, které přímo změříly přistávací moduly sond Veněra , však přesáhly jakékoli dřívější odhady. Teplota u povrchu planety dosahuje 450°C a tlak 900 kPa. Sondy sestavily i model Venušiny atmosféry a stanovily průběh teploty s výškou. Detekovatelná atmosféra s hustotou 10-15 g cm-3 začíná ve výšce 250 km nad povrchem. Ve výšce 125 km hustota vzroste na 10-10 g cm-3. Teplota ve výšce 250 km je kolem 27°C a klesá na -93°C ve výšce 100 km. Odtud pak k povrchu roste.
V nižších vrstvách atmosféry se již pak začíná vyskytovat oblačnost. Nejvyšší vrstva oblaků dosahuje do výšky asi 70 km, jde o poměrně hustou oblačnost , která odráží asi 75 % dopadajícího slunečního záření. Složení nejvyšší vrstvy oblaků tluste asi 5 km, je však naprosto neporovnatelné s pozemskými oblaky - považuje se za velmi pravděpodobné , že ji tvoří kapičky kyseliny sírové s typickým průměrem kolem 1 mikrometru, jejich hustota je asi 300 kapiček v krychlovém centimetru. teplota na hranici oblačné vrstvy je asi 2°C a tlak zhruba poloviční než na povrchu Země. Dohlednost v této vrstvě je poměrně velká asi 6 km , přesto však již pod ní nelze pozovat Slunce jako disk. Mezi 58 až 52 km nad povrchem Venuše leží druhá vrstva oblaků, vníž se kromě kapiček kyseliny sírové vyskytují i částice kapalné a pevné síry. Velikost pevných částic dosahuje až 15 mikrometrů hustota klesá na 100 částic na krychlovém centimetru. Průměrná teplota je 40°C a dohlednost 1,6 km. Pod touto vrstvou oblaků je tenká mezivrstva bez oblačnosti, následovaná třetí vrstvou oblaků dosahující až do výšky 49 km. V této třetí vrstvě převažují částice síry s hustotou 400 částic na krychlovém centimetru a dohlednost se snižuje na úrověň běžnou v zemských oblacích.Pod těmito třemi vrstvami onlaků vytvářejících se v tropopauze je vrstva lehkých mlh. Posledních 20 až 30 km nad povrchem je již atmosféra čistá, dohlednost dosahuje 80 km a celkové osvětlení se přibližuje podmínkám na povrchu Země za zamračeného dne. Při dalším poklesu k povrchu se osvětlení stává následkem roztoucího rozptylu a absorpce stále červenějším. Z výšky 7 km by již mohl pozorovatel rozpoznat v rudém přítmí některé podrobnosti na povrchu.Konečně přímo na povrchu je osvětlení sinavě červené a dohlednost klesá asi na 3 km.
Měřením sond také ukázala, že Venušina atmosféra obsahuje 98 % CO2, 1 až 3 % dusíku a několik ppm helia, neonu a argonu.Vysoký podíl CO2 , který špatně propouští infračervéné záření je hlavní příčinou skleníkového efektu , a tím vysoké teploty na povrchu Venuše.
Příští přechod Venuše přes sluneční disk nastane 7.6.2004
ZEMĚ
Rovníkový poloměr 6 378,140 km
Perioda rotace
23 d 56 h 04 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
8 min 19 s
Střední vzdálenost od slunce
1 AU
Střední vzdálenost od slunce
149 600 000 km
Největší vzdálenost od slunce
152 100 000 km
Nejmenší vzdálenost od slunce
147 100 000 km
Oběžná rychlost
29,8 km s-1
Úniková rychlost
11,2 km s-1
Zploštění
0,003
Sklon osy
23,45 °
Hustota
5,5
Střední rychlost siderického pohybu
29,77 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
0,61521 roků (tropických) 1,59869 roků (tropických)
Měsíce
Země má jeden Měsíc
Země obíhá kolem Slunce ve střední vzdálenosti 149,6 km po mírné výstředné dráze (její exentricita 0,017 je třetí nejmenší v planetární soustavě). Dobu, za kterou oběhne kolem Slunce, nazýváme rok. Tropickým rokem (365d5h48m46s) se rozumí doba , která uplyne mezi dvěma průchody Slunce jarním bodem. Vzhledem k tomu, že se jarní bod vlivem precese a nutace pohybuje, potřebuje Země k dokončení jednoho úplného oběhu (vztaženého k velmi vzdáleným bodům -např. k hvězdám) dobu poněkud delší (365d6h9m9,5s) , kterou nazýváme siderický rok. Doba mezi dvěma průchody země periheliem se nazývá anomalistický rok (365d6h13m53s).
Hmotnost celé atmosféry tvoří asi jednu miliontinu celkové hmotnosti Země.Spodní vrstvy vzduchu jsou stlačovány horními,takže s narůstající výškou nad zemí rapidně ubývá hustoty vzduchu. Znamená to ,že v nejnižší vrstvě atmosféry, v troposféře, je soustředěno asi 75 % celkové hmoty atmosféry. Ve spodní hladině troposféry, tj mezi zemským povrchem a hladinou 5500 m, bychom navážily 50 % celkové hmotnosti atmosféry1 a mezi zemí a hladinou 36 km se nachází skoro všechna hmota našeho vzdušného obalu, 99 % .
Nejspodněší vrstva se nazývá troposféra, mí vertikální rozměr od zemského povrchu do výšky zhruba 8-14 km. Horní hranice se mění v závislosti na roční době a také podle zeměpisné šířky. Nad polárními oblastmi je tato hranice kolem 6 km, kolem rovníku zasahuje troposféra až do 14-16 km. V pásmu mírných zeměpisných šířek sahá do výšky asi 11 km v zimě to může být jen 6 km v létě 14 km. Horní hranici troposféry tvoří vrstva jejíž mohutnost dosahuje nekolika set metrů až dva kilometry a která se nazývá tropopauza. Ve výškách 11-50 km se nachází stratosféra. Stratosféra je od další vrstvy oddělena stratopauzou. Nat stratopauyzou je mezosféra. Její hranice jsou 50 až 80 km. nad ní je opět přechodová vrstva - mezopauza a pak je termosféra 80-450 km. Teplota vzduchu v termosféře dosahuje několik set °C.
Teplota vzduchu při zemském povrchu - absolutní minima se dostávají k hranici -90°C a absolutní maxima až 60°C
Objemový podíl jednotlivých plynů v atmosféře do výšky 60 km od zemského povrchu:
Dusík
78,06 %
Kyslík
20,90 %
Argon
0,932 %
Helium
0,000 46 %
Neon
0,001 61 %
Krypton
0,000 008 %
Xenonu
0,000 008 %
Objemový podíl oxidu uhličitého,vodní páry,sirovodíku a oxidu siřičitého je proměnlivý. Řídí se teplotou, nadmořskou výškou, vegetací a bohužel i stavem narušení ekologické rovnováhy.
MĚSÍC
Střední rovníková horizontální paralaxa 57’2,"
Exicitrita dráhy
0,0549
Sklon dráhy k ekliptice
5°08’43"
Sklon rovníku k ekliptice
1° 31’22"
Sklon rovníku k rovině dráhy
6°41’
Střední vzdálenost středu Měsíce od středu Země
384 405 km
Meze vzdálenosti středu Měsíce od středu Země
356 000 až 407 000 km
Skutečný poloměr
1 738,0 km
Tíhové zrychlení na rovníku g(Měsíce) : g(Země)
1 : 6,04
Povrchová teplota 117 až -160 °C
Seismické výzkumy naznačují, že Měsíc je rozvrstven. Jeho korový obal je přibližně 60 km mocný. Plášť sahá do hloubky 9000 - 1000km. Plášť i kůra jsou v pevném stavu, pouze měsíční jádro je patrně v subplastickém stavu. Ve středu Měsíce teplota nepřesahuje 1500- 2000 C. Jádro není jako u Země tvořeno železem a niklem, protože zde neproběhla rozsáhlejší diferenciace mamatu.
Pod povrchem je měsíc rozdělen na mohutné bloky s trhlinami a zlomy, které pronikají hluboko do jeho nitra.
Zaujímají asi 75 % povrchu, ale jejich prozkoumanost je menší než u moří. S pozemskými pevninami mají společné jen to, že zaujímají vyšší úroveň reliéfu. Na rozdíl od moří je geochemické složení hornin pestřejší, a můžeme je rozdělit do 3 skupin:
· Materiál charakteru anortozitu až anortozitových gaber. Rozsah jeho složení kolísá jen málo. Charakteristickým rysem je nízký obsah SiO2, vysoké obsahy CaO a Al2O3, ovšem malé množství alkáliíí.
· Materiál zvaný KREEP {Kalium, Rare Earth Elements, Phosphor}. Byl identifikován ve většině měsíčních hornin - brekcie.
·
V malém množství se vyskytují úlomky skla, která mají vysoký obsah SiO2 a K. Nebyly nalezeny ve formě horninových úlomků. Původ je nejasný. Často vytváří kuličky.
Na dně dvojitého kráteru South Pole/Aitken, který vyplňuje oblast kolem jižního pólu Měsíce existuje velké jezero, nebo přesněji malé moře zamrzlé vody. Kráter má v průměru 2 500 km a je hluboký 8 km. Jde o plochu velkou jako Balaton.
Vědci se domnívají, že vodu na Měsíc donesly komety. Jádro každé komety tvoří směs vodního ledu a dalších exotických ledů smíchanými s křemičitými horninami. Podle některých studií tvoří voda až 90 % celkové hmoty jádra komety. Vědci se domnívají, že pokud šlo o kometu (a ne planetku), musely na polární oblast dopadnout dvě komety
(nebo jedna rozpadlá na dvě části) s průměrem jádra větším než 10 km (komety Hale-Bopp má jádro o průměru 30 km).
Senzační objev vody na Měsíci umožnila vojenská kosmická sonda Clementine, která roku 1995 vyslala z oběžné dráhy okolo Měsíce 1,6 miliónu fotografií.
MARS
Rovníkový poloměr 3 397,2 km
Perioda rotace
24 d 37 h 23 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
12 min 40 s
Střední vzdálenost od slunce
1,523 691 AU
Střední vzdálenost od slunce
227 900 000 km
Sklon osy
23,98 stupňů
Střední rychlost siderického pohybu
24,11 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
1,88089 roků (tropických) 2,13541 roků (tropických)
Měsíce
Phobos -- Poloměr - 23 km
Deimos -- Poloměr - 13 km
Vzhledem k polovičnímu průměru Marsu proti Zemi je povrch této planety necelou jednou třetinou povrchu Země, to je asi tolik, kolik tvoří naše pevniny. Krajina obou polokoulí Marsu se podstatně liší.
Jižní polokoule , četné krátery a pánve s horkými hřebeny, podobná měsíčnímu terénu, jenže plošší. Největší pánev , Hellas Planitia (průměr 1 600 km, hloubka 6 km)
Severní - rovinatá s rozsáhlými plošinami (Vastitas Borealis). V oblasti Tharsis vulkanické kužely štítových sopek. Olympus Mons (průměr základny 550 km, výška 24 km) je nejmohutnější ve sluneční soustavě, dvakrát větší než Mauna Kea na Havajských ostrovech.
Rovníková oblast - údolní systém Valles Marineris (délka 4 500 km).
Polární oblasti (tzv. čepičky) - sezonní usazeniny vodního ledu a tuhého CO2.
Celkově povrch připomíná kamenitou poušť, jejíž červená barva je způsobena výskytem oxidů železa. Půda obsahuje v průměru 50 procent kyslíku, 15,25 procent křemíku, 15 procent železa, 5 procent hliníku a do 2 procenta titanu, relativně hojně je zastoupena síra a chlor.
Mars je velmi suchá planeta, avšak voda se na ní přesto vyskytuje. Atmosférický tlak u povrchu je tak nízký, že nemůže být v kapalném stavu , snad s výjimkou "louží" v nejhlubších proláklinách.
Nad vrcholky hor pozorujeme bílá oblaka z ledových krystalků, podobná pozemským cirrům a nízko nad povrchem se občas vytvářejí ranní mlhy. Vodní oblaka se výrazněji vyskytují na severní polokouli, nejvyšší atmosférická vlhkost nastává kolem slunovratů poblíž 40 severní areografické šířky. Střední obsah vodní páry v atmosféře je 0,03 procenta , po kondenzaci by vytvořila povrchovou vrstvu o tloušťce přes 50 Nm.
Na povrchu nacházíme vodní jinovatku především kolem pólů , severní polární čepičku tvoří usazeniny vodního ledu, jižní pak směs ledu a ztuhlého CO2. S příchodem jara se plocha zmenšuje, v zimě narůstá k 60. rovnoběžce.
Na mnoha místech severní polokoule nacházíme vyschlá koryta řek, kdysi se vlévajících do oceánů. V jedné takové oblasti přistála sonda Mars Pathfinder. Soudíme, že v nejstarším období vznikly na severní polokouli mělké oceány, do nichž se vlévaly prudké řeky. Před třemi miliardami let se začala zmírňovat vulkanická aktivita, Mars se ochlazoval a vysychal. Část vody se usadila jako led, postupně překrývaný půdní erozí, část unikla do meziplanetárního prostoru.
Předpokládá se, že pod povrchem najdeme poměrně bohaté zásoby vody , veškerá voda, obsažená v atmosféře, na povrchu i pod povrchem, by mohla odpovídat souvislé povrchové vrstvě o tloušťce až a několika set metrů.
Atmosféra je řídká, průměrný povrchový tlak kolem 680 pascalů je 150krát nižší než na Zemi, 95,3 procenta tvoří oxid uhličitý, 2,7 procenta dusík, 1,6 procenta argon (zejména radiogenní), 0,14 procenta kyslík, 0,07 procenta oxid uhelnatý, stopová množství vodních par, neonu, kryptonu a xenonu.
V důsledku nižší přitažlivosti klesá tlak s rostoucí výškou pomaleji, než u Země, takže nad 90 kilometrů je atmosféra na Marsu hustší než na Zemi. Do výšky kolem osmi kilometrů dosahuje ozonosféra. Kolem 120 kilometrů nad povrchem se rozkládá turbopauza, v níž přestává turbulence plynů. Nad 130 kilometry začíná ionosféra (o řád méně hustá než u Země) a nejvyšší vrstvy přecházejí do vodíkové korony, dosahující až do vzdálenosti 25 000 kilometrů. V atmosféře byly zaznamenány mohutné studené fronty a t aké vysoká oblačnost podobného rázu, jako na Zemi.
Oblaka:
- bílá z ledových krystalků,
- šedá z drobných krystalků oxidu uhličitého se pohybují ve výškách kolem 20 kilometrů i více,
- žlutá z prachových částic (pod 10 Nm), které proudění vyzdvihuje do výšky kolem deseti kilometrů.
Prachové bouře jsou nejčastější (a také nejmohutnější) na jižní polokouli v průběhu léta, když je Mars současně poblíž přísluní. Vyšší teploty (obvykle na horských pláních) vyvolávají rozsáhlé větrné proudění, při kterém je zvířený prach vynášen vysoko do atmosféry. Mohou trvat i několik měsíců, než se částice opět usadí. Globální písečná bouře byla zaznamenána například při příletu sond v roce 1971, kdy se částice dostaly až do výšky nad 50 kilometrů a zakryly výhled i na nejvyšší vrcholky hor.
Větrné proudění je poměrně značné a dosahuje až 130 metrů za sekundu (450 km/h), avšak vzhledem k hustotě atmosféry je účinek podstatně menší, než mají pozemské uragány. V místech přistání sond Viking i Pathfinderu je obvykle vánek nepřevyšující sedm metrů za sekundu (25 km/h) s občasnými prudšími závany o dvojnásobné rychlosti.
Teploty na Marsu se pohybují v rozmezí -130 C až +17 C. Vzhledem k excentricitě dráhy Marsu jsou na severní polokouli během roku menší teplotní rozdíly než na jižní.
Průměrná roční teplota na rovníku je kolem -40 C, ve středních šířkách -60 C a na pólech -130 C až -110 C. Nízké teploty způsobuje větší vzdálenost od Slunce a řídká atmosféra, která nestačí udržet teplotu povrchu ohřátého během dne, takže v noci dochází k silnému ochlazení. Teplota ovzduší je za dne nejméně o dvacet stupňů Celsia nižší než teplota povrchového materiálu, za noci se tepelný rozdíl vyrovnává. Denní tepelné rozdíly se podobají vnitrozemí Antarktidy. Na rovníku se v poledne povrch o hřívá na +17 C a a během noci rychle klesne na -70 C.
První meteorologická měření "in situ" uskutečnily sondy Viking v době začínajícího léta. Průměrná denní teplota v jejich okolí byla -34 C (resp. u Vikingu 2 -30,5 C). Nejníže klesala teplota před východem Slunce: -85 C, resp. -81 C. Nejvyšší teplota, naměřená odpoledne místního času, dosáhla -24 C.
Kdysi před třemi až čtyřmi miliardami let se podmínky na Marsu podobaly těm, jaké panovaly na Zemi. Není vyloučeno, že zde začaly vznikat i primitivní formy života , avšak chyběl jim zřejmě čas k dalšímu vývoji. Závěry týmu NASA, který zjistil stopy fosilního života v meteoritu ALH84001 z doby před 3,6 miliardy let se nyní ověřují. Mars Pathfinder není pro přímé studium života vybaven.
JUPITER
Rovníkový poloměr 71 398 km
Perioda rotace
9 d 50 h 30 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
43 min 16 s
Střední vzdálenost od slunce
5,202 803 AU
Střední vzdálenost od slunce
778 300 000 km
Sklon osy
3,07 stupňů
Hustota
1,33
Střední rychlost siderického pohybu
13,06 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
11,86223 roků (tropických) 1,09210 roků (tropických)
Měsíce
Europa -- Poloměr - 3 100 km
Ganymed -- Poloměr - 5 600 km
Kallisto -- Poloměr - 5 050 km
Amalthea -- Poloměr - 160 km
Adrastea -- Poloměr - 12/10/8 km
Metis -- Poloměr - 20 km
Thebe -- Poloměr - 55/?/45
Himalia -- Poloměr - 128 km
Elara -- Poloměr - 40 km
Pasiphae -- Poloměr - 19 km
Sinope -- Poloměr - 19 km
Lysithea -- Poloměr - 19 km
Carme -- Poloměr - 24 km
Ananke -- Poloměr - 19 km
Leda -- Poloměr - 10 km
Io -- Poloměr - 3 550 km
Jupiter je víc než dvakrát tak těžký než všechny ostatní planety dohromady (318krát těžší než Země).
Jupiter, jako plynná planeta, nemá pevný povrch - jeho plynný materiál se jednoduše stává s přibývající hloubkou hustším a hustším. Co vidíme my při pohledu dalekohledem, to jsou pouze nejvyšší vrstvy mračen Jupiterovy atmosféry.
Jupiter se skládá ze zhruba 90% vodíku a 10% hélia (poměr hmotnosti atomů 75:25) se stopovým množstvím metanu, vodních par, čpavku a "hornin". Jeho složení se velmi blíží struktuře primární Sluneční mlhoviny, z níž byla zformována Sluneční soustava. Saturn má složení podobné, ale Uran a Neptun mají mnohem méně vodíku.
Naše znalosti vnitřní stavby Jupitera (a jiných plynných planet) jsou pouze nepřímé a pravděpodobně takové ještě nějakou dobu zůstanou (atmosférická zkoumání sondy Galileo se dostanou pouze zhruba 150 km pod vrcholky mraků).
Jupiter a ostatní plynné planety se vyznačují velmi silnými a rychlými větry, které jsou formovány do širokých pásem v různých zeměpisných (spíše "planetopisných") šířkách. Přitom se jednotlivá větrná pásma pohybují proti směru pohybu těch sousedních. Nepatrné teplotní a chemické rozdíly mezi těmito pásmy jsou zodpovědné za barevné pásy. které při pohledu na planetu dominují. Pásma světlé barvy nazýváme zónami, tmavá pak pásy. Pásma na Jupiteru jsou známa již velmi dlouho, ale teprve dík sondě Voyager lidé poprvé spatřili komplexy vírů na hranicích mezi jednotlivými pásmy. Měření sondy Galileo naznačují, že větry vanoucí na Jupiteru jsou ještě rychlejší, než se předpokládalo (přes 400 mph = 644 km/h) a zasahují až do hloubek, které vůbec sonda nebyla schopna pozorovat. Mohou zasahovat až tisíce kilometrů do vnitřku atmosféry. Rovněž bylo objeveno, že atmosféra Jupiteru je silně turbulentní. To znamená, že větry jsou řízeny spíš vnitřním teplem planety než energií ze Slunce, jako je tomu na Zemi.
SATURN
Rovníkový poloměr 60 00 km
Perioda rotace
10 d 14 h
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
79 min 17 s
Střední vzdálenost od slunce
9,538 84 AU
Střední vzdálenost od slunce
1 427 000 000 km
Sklon osy
26,73 stupňů
Hustota
0,7 (nejmenší z planet)
Střední rychlost siderického pohybu
9,64 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
29,45772 roků (tropických)
1,03518 roků (tropických)
Měsíce
Mimas -- Poloměr - 480 km
Enceladus -- Poloměr - 640 km
Tethys -- Poloměr - 1 040 km
Dione -- Poloměr - 825 km
Rhea -- Poloměr - 1 580 km
Titan -- Poloměr - 5 800 km
Hyperion -- Poloměr - 400 km
Japetus -- Poloměr - 1 600 km
Phoebe -- Poloměr - 240 km
S 27 Prometheus -- 70/50/37
S 26 Pandora -- 55/42/33
Epimetheus -- 70/57/50
Telesto -- 17/12/11
Calypso -- 15/12/8
S 6 -- 18/16/15
Atlas -- 19/?/13
Janus -- Poloměr - 240 km
Atmosférická pásma, tak výrazná u Jupitera, jsou u Saturna mnohem slabší. Poblíž rovníku jsou také mnohem širší. Detaily vrcholků mraků jsou ze Země neviditelné, aby bylo možno studovat Saturnovy atmosférické cirkulace, bylo nutno počkat až na setkání sond Voyager s planetou. Saturn rovněž předvádí ovály o dlouhé životnosti a další útvary podobně jako Jupiter. V roce 1990 byl s pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu zpozorován obrovský bílý oblak poblíž Saturnova rovníku, který se tam v době přiblížení sond Voyager nevyskytoval; v roce 1994 byla pozorována další, tentokrát menší bouře.
Ačkoli vypadají při pohledu ze Země jako pevné, jsou prstence složeny z nesmírného množství malých částic, které se pohybují každá po své nezávislé oběžné dráze. Jejich velikost je od centimetru až po několik metrů a pravděpodobný je i výskyt několika těles o kilometrových rozměrech.
Saturnovy prstence jsou neobyčejně tenké - ač je jejich průměr 250 000 km nebo víc, jejich tloušťka není větší než 1,5 km. Nehledě na působivý zjev, obsahují prstence velmi málo hmoty - pokud by byl všechen materiál z prstenců stlačen do jednoho tělesa, nebylo by širší než 100 km.
Prstence se podle všeho skládají primárně z vodního ledu, ale mohou obsahovat i ledem potažené úlomky hornin.
V prstencích Voyagery potvrdily existenci záhadných kruhových nehomogenit zvaných "loukotě", které byly poprvé oznámeny amatérskými astronomy. Jejich povaha zůstává záhadou, ale patrně mají něco společného s magnetickým polem planety.
Saturnův druhý nejkrajnější prstenec (F) je složité konstrukce poskládané z mnoha menších prstenců, podél nichž jsou uspořádány "chomáče", které je činí viditelnými. Vědci soudí, že tyto shluky mohou být z materiálu jako ostatní prstence nebo že se jedná o miniměsíce. Tyto podivné "opletené" útvary viditelné na snímcích Voyageru 1 nebyly spatřeny Voyagerem 2. Snad proto, že Voyager snímal oblasti, kde jsou tyto složené prstence souběžné.
Mezi Saturnovými prstenci a některými jeho měsíci je přílivová (slapová) vzájemnost. Některé měsíce, tzv. "pastevecké" (tj. Atlas, Prometheus a Pandora) jsou jednoznačně významné pro udržení prstenců na jejich místě; Mimas je zřejmě zodpovědný za nepatrné množství materiálu v Cassiniho předělu, který je podobný Kirkwodově mezeře v pásu asteroidů; Pan je umístěn uvnitř Enckeova předělu. Celý systém je velmi složitý a není dosud plně pochopen.
URAN
Rovníkový poloměr 25 400 km
Perioda rotace
10 d 49 h
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
159 min 32 s
Střední vzdálenost od slunce
19,181 9 AU
Střední vzdálenost od slunce
2 869 600 000 km
Sklon osy
97,89 stupňů
Hustota
1,2
Střední rychlost siderického pohybu
5,43 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
84,01312 roků (tropických)
1,01210 roků (tropických)
Měsíce
Ariel -- Poloměr - 640 km
Umbriel -- Poloměr - 480 km
Titania -- Poloměr - 960 km
Oberon -- Poloměr - 800 km
Miranda -- Poloměr - 160 km
1986 U7 -- Poloměr - 12 km
1986 U8 -- Poloměr - 16 km
1986 U9 -- Poloměr - 24 km
1986 U3 -- Poloměr - 36 km
1986 U6 -- Poloměr - 24 km
1986 U2 -- Poloměr - 36 km
1986 U1 -- Poloměr - 44 km
1986 U4 -- Poloměr - 24 km
1986 U5 -- Poloměr - 24 km
1985 U1 -- Poloměr - 80/85 km
Uran, první planeta objevená v moderní době, byla poprvé spatřena Frederikem Williamem Herschelem během jeho systematického průzkumu oblohy za pomoci dalekohledu 13. března 1781. Uran byl jistě pozorován již mnohokrát předtím, ale byl zřejmě jednoduše ignorován jako hvězda - jeho první pozorování je písemně doloženo, když jej John Flamsteed katalogizoval jako 34. hvězdu souhvězdí Býka (34 Tauri). Herschel jej pojmenoval "Georgium Sidus" (Planeta Jiřího) na památku svého patrona, anglického krále Jiřího III. Ostatní planetě říkali "Herschel". Pojmenování "Uran" jako první navrhl Bode ve shodě s dalšími jmény planet pocházejícími z klasické mytologie. Toto označení se však začalo používat všeobecně až po roce 1850.
Jako jiné plynné planety má i Uran pásma mraků, které se pohybují vysokou rychlostí. Ale tato mračna jsou extrémně jemná, viditelná jen díky radikálnímu zvětšení a zvýraznění snímků sondy Voyager 2. Nedávná pozorování pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu (HST) ukázala větší a výraznější pruhy. Budoucí pozorování HST ukáží jistě více aktivity. Uran již není tou sladkou nudnou planetou, kterou viděl Voyager 2! Už teď je jasné, že rozdíly v atmosféře jsou způsobovány sezónními vlivy Slunce, které je nyní nad nižšími Uranovými šířkami. V roce 2007 bude ovšem Slunce přímo nad Uranovým rovníkem.
NEPTUN
Rovníkový poloměr 24 300 km
Perioda rotace
15 d 40 h
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
249 min 58 s
Střední vzdálenost od slunce
30,0578 AU
Střední vzdálenost od slunce
4 496 600 000 km
Sklon osy
28,80 stupňů
Střední rychlost siderického pohybu
5,43 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
167,79395 roků (tropických) 1,00615 roků (tropických)
Měsíce
Triton -- Poloměr - 1 750 km
Nereida -- Poloměr - 200 km
Po objevení planety Uran bylo zjištěno, že jeho oběžná dráha neodpovídá Newtonovým zákonům. Bylo tehdy předpovězeno, že musí existovat nějaká mnohem vzdálenější planeta, která Uranovu dráhu ovlivňuje. Neptun byl poprvé pozorován Gallem a d´Arrestem 23. září 1846 (velmi blízko místa předpovězeného nezávisle na sobě Adamsem a Le Verrierem z výpočtů založených na pozorovaných pozicích Jupitera, Saturna a Urana). Vznikl mezinárodní spor mezi Anglií a Francií (i když podle všeho ne osobně mezi Adamsem a Le Verrierem) ohledně prvenství a práva na pojmenování nové planety - nyní je objev Neptuna připsán oběma společně. Následná pozorování ukázala, že se oběžné dráhy, vypočítané Adamsem a Le Verrierem, s aktuální drahou Neptuna velmi rychle rozcházejí. Hledat o pár let dřív nebo později, nikde poblíž předpovězeného místa by nikdo tuto planetu nenašel!
Neptun měl zatím jen jednoho návštěvníka, 25. srpna 1989 se k němu přiblížila vesmírná sonda Voyager 2. Takřka všechno, co víme o Neptunu, víme dík tomuto setkání.
Protože oběžná dráha Pluta je velmi excentrická, občas překříží dráhu Neptuna a dostane se blíž ke Slunci - to dělá na pár let z Neptuna nejvzdálenější planetu Sluneční soustavy.
Složení Neptuna je pravděpodobně podobné složení Uranovu - různé "ledy", horniny, zhruba 15% vodíku a trocha hélia. Stejně jako Uran, ale na rozdíl od Jupitera a Saturna, asi nemá zvláštní interní vrstvy, ale materiál bude víceméně rovnoměrně rozptýlen v celém tělese. Nejpravděpodobněji bude mít ale malé kamenné jádro (o hmotnosti Země). Jeho atmosféra je z největší části vodíková a héliová s malým množstvím metanu.
Modrá barva Neptuna je způsobena absorpcí červeného světla metanem v atmosféře.
Jako typická plynná planeta má Neptun rychlé větry uspořádané do pásem souběžných s rovníkem a velké bouře nebo víry. Neptunovy větry jsou nejrychlejší ve Sluneční soustavě, dosahují rychlosti až 2000 km/h.
PLUTO
Rovníkový průměr ~ 2200 km
Perioda rotace
6 d 9 h 18 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce
328 min 09 s
Střední vzdálenost od slunce
39,44 AU
Střední vzdálenost od slunce
5 900 000 000 km
Sklon osy
< 30 stupňů (°)
Střední rychlost siderického pohybu
60,09 km/s
Oběžná doba siderická
Oběžná doba synodická
0,24085 roků (tropických)
0,31727 roků (tropických)
Měsíce
Charon -- Poloměr má asi 560 km
Pluto byl objeven roku 1930 šťastnou náhodou. Výpočty, o kterých se později prokázalo, že byly chybné, předpověděly planetu za oběžnou drahou Neptuna a byly založeny na pohybech Urana a Neptuna. Nevěda nic o chybě, prováděl Clyde W. Tombaugh na Lowellově observatoři v Arizoně velmi pečlivá pozorování oblohy - a při nich by objevil planetu Pluto pravděpodobně tak jako tak.
Po objevu Pluta bylo rychle vypočítáno, že Pluto je příliš malý na to, aby mohl mít nějaký vliv na nesrovnalosti v drahách jiných planet. Hledání Planety X tedy pokračovalo, ale nebylo nalezeno nic. Vysvětlení se dostavilo po setkání sondy Voyager 2 s Neptunem: nesrovnalosti zmizely, když se k výpočtům použila hmotnost Neptuna získaná z dat Voyageru 2. Žádná desátá planeta tedy neexistuje.
Pluto je jediná planeta, která dosud nebyla navštívena žádnou kosmickou sondou (pozemského původu). I Hubbleův vesmírný dalekohled (HST) dokáže rozlišit jen největší útvary na povrchu Pluta.
Naštěstí má Pluto satelit - Charon. S velkou dávkou štěstí byl Charon objeven (roku 1978) ještě před tím, než se rovina jeho oběžné dráhy ztratila ve vnitřním slunečním systému. Bylo nicméně vhodné sledovat mnoho průchodů Pluta přes Charon a naopak. Po pečlivých výpočtech, které části kterého tělesa by měly být zakryty a kdy, a po pozorování jasnosti oblouků, byli astronomové schopni načrtnout hrubou mapu světlých a tmavých oblastí na obou tělesech.
Komentáře (0)
Přidat komentář
přihlášení
o webu
sponzor webu
Sponzorem portálu jsou referatyzababku.cz,referáty pro vás na zákázku!
