Съдържанието на статията

СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА,Слънцето и небесните тела, въртящи се около него - 8 планети (Плутон беше признат през 2006 г. на 26-ата асамблея на Международния астрономически съюз за планета джудже.), Повече от 63 спътника, четири системи от пръстени близо до гигантски планети, десетки хиляди от астероиди, безброй метеороиди с размери от камъни до прахови частици, както и милиони комети. В пространството между тях се движат частици от слънчевия вятър - електрони и протони. Цялата Слънчева система все още не е проучена: например повечето планети и техните спътници са извадени само от траектории на прелитане, снимано е само едно полукълбо на Меркурий и все още няма експедиции до Плутон. Но въпреки това с помощта на телескопи и космически сонди вече са събрани много важни данни.

Почти цялата маса на Слънчевата система (99,87%) е концентрирана в слънцето. Размерът на Слънцето също е значително по-голям от всяка планета от неговата система: дори Юпитер, който е 11 пъти по-голям от Земята, има радиус 10 пъти по-малък от Слънцето. Слънцето е обикновена звезда, която свети самостоятелно поради високата температура на повърхността. Планетите, от друга страна, блестят с отразена слънчева светлина (албедо), тъй като самите те са доста студени. Те са подредени в следния ред от Слънцето: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и планетата джудже Плутон. Разстоянията в Слънчевата система обикновено се измерват в единици от средното разстояние на Земята от Слънцето, наречени астрономическа единица (1 AU = 149,6 милиона km). Например, средното разстояние на Плутон от Слънцето е 39 AU, но понякога се отдалечава с 49 AU. Известни са комети, които отлитат на 50 000 AU. Разстояние от Земята до най-близката звезда аКентавърът е 272 000 AU, или 4,3 светлинни години (т.е. светлината, пътуваща със скорост от 299 793 km/s, изминава това разстояние за 4,3 години). За сравнение, светлината достига от Слънцето до Земята за 8 минути, а до Плутон за 6 часа.

Планетите се въртят около Слънцето в почти кръгови орбити, лежащи приблизително в една и съща равнина, в посока обратна на часовниковата стрелка, гледани от Северния полюс на Земята. Равнината на земната орбита (равнината на еклиптиката) лежи близо до средната равнина на орбитите на планетите. Следователно, видимите пътища на планетите, Слънцето и Луната в небето минават близо до линията на еклиптиката, а самите те винаги се виждат на фона на съзвездията на Зодиака. Орбиталните наклони се измерват от равнината на еклиптиката. Ъглите на наклон, по-малки от 90 °, съответстват на орбитално движение напред (обратно на часовниковата стрелка), а ъгли, по-големи от 90 °, съответстват на движението назад. Всички планети на Слънчевата система се движат в посока напред; Плутон има най-голям орбитален наклон (17°). Много комети се движат в обратна посока, например орбитата на орбитата на Халей е 162 °.

От гледна точка на земния наблюдател, планетите от Слънчевата система са разделени на две групи. Меркурий и Венера, които са по-близо до Слънцето от Земята, се наричат ​​долни (вътрешни) планети, а по-далечни (от Марс до Плутон) - горни (външни). Долните планети имат ограничен ъгъл на разстояние от Слънцето: 28° за Меркурий и 47° за Венера. Когато такава планета е възможно най-далече на запад (изток) от Слънцето, се казва, че е в най-голямото западно (източно) удължение. Когато долната планета се вижда директно пред Слънцето, се казва, че е в по-нисък съвпад; когато непосредствено зад Слънцето - в горния съвпад. Подобно на Луната, тези планети преминават през всички фази на слънчево осветяване през синодичния период. P s- времето, през което планетата се връща в първоначалното си положение спрямо Слънцето от гледна точка на земния наблюдател. Истинският орбитален период на планетата ( П) се нарича звезден. За по-ниските планети тези периоди са свързани чрез съотношението:

1/P s = 1/П – 1/П о

където П о- орбиталния период на Земята. За горните планети подобно съотношение има различна форма:

1 / П с= 1 / P о- 1 / П

Горните планети имат ограничен набор от фази. Максималният фазов ъгъл (Слънце – планета – Земя) е 47° за Марс, 12° за Юпитер и 6° за Сатурн. Когато горната планета се вижда зад Слънцето, тя е в съвпад, а когато е в посока, обратна на Слънцето, е в опозиция. Планетата, наблюдавана на ъглово разстояние 90° от Слънцето, е в квадрат (изток или запад).

Астероидният пояс, минаващ между орбитите на Марс и Юпитер, разделя слънчевата планетарна система на две групи. В него има планети наземна група(Меркурий, Венера, Земята и Марс), подобни по това, че са малки, скалисти и доста плътни тела: средната им плътност е от 3,9 до 5,5 g / cm 3. Те се въртят сравнително бавно около осите си, лишени са от пръстени и имат малко естествени спътници: земната луна и марсианските Фобос и Деймос. Извън астероидния пояс са планетите-гиганти: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Те се характеризират с големи радиуси, ниска плътност (0,7–1,8 g / cm 3) и дълбоки атмосфери, богати на водород и хелий. Юпитер, Сатурн и вероятно други гиганти нямат твърди повърхности. Всички те се въртят бързо, имат много сателити и са заобиколени от пръстени. Далечният малък Плутон и големите спътници на планети-гиганти са в много отношения подобни на земните планети.

Древните хора са познавали планетите, видими с просто око, т.е. всичко вътрешно и външно до Сатурн. В. Хершел открива Уран през 1781г. Първият астероид е открит от J. Piazzi през 1801 г. Анализирайки отклоненията в движението на Уран, W. Leverrier и J. Adams теоретично откриват Нептун; на изчисленото място е открит от И. Гале през 1846 г. Най-далечният Плутон е открит през 1930 г. от К. Томбо в резултат на продължително търсене на планета Занептун, организирано от П. Ловел. Галилей открива четири големи спътника на Юпитер през 1610 г. Оттогава с помощта на телескопи и космически сонди са открити множество спътници на всички външни планети. Х. Хюйгенс през 1656 г. установява, че Сатурн е заобиколен от пръстен. Тъмните пръстени на Уран са открити от Земята през 1977 г. чрез наблюдение на покритието на звездата. Прозрачните каменни пръстени на Юпитер са открити през 1979 г. от междупланетната сонда Вояджър 1. От 1983 г., в моментите на звездно покритие, има признаци на нехомогенни пръстени около Нептун; през 1989 г. изображението на тези пръстени е предадено от Voyager 2 на ZODIAC; КОСМИЧЕСКА ПРОБА; НЕБЕСНА СФЕРА).

СЛЪНЦЕ

В центъра на Слънчевата система е Слънцето – типична единична звезда с радиус около 700 000 km и маса 2 × 10 30 kg. Температурата на видимата повърхност на Слънцето - фотосферата - прибл. 5800 К. Плътността на газа във фотосферата е хиляди пъти по-малка от плътността на въздуха на земната повърхност. Вътре в Слънцето температурата, плътността и налягането се увеличават с дълбочината, достигайки в центъра съответно 16 милиона K, 160 g / cm 3 и 3,5 × 10 11 bar (налягането на въздуха в помещението е около 1 bar). Под въздействието на високи температури в ядрото на Слънцето водородът се превръща в хелий с отделянето на голямо количество топлина; това предпазва Слънцето от компресиране от собствената си гравитация. Освободената в ядрото енергия напуска Слънцето главно под формата на радиация от фотосферата с мощност 3,86 × 10 26 W. С такъв интензитет Слънцето излъчва в продължение на 4,6 милиарда години, като през това време е преработило 4% от водорода си в хелий; докато 0,03% от масата на Слънцето се превръща в енергия. Звездните еволюционни модели показват, че Слънцето сега е в средата на своя живот.

За определяне на съдържанието на различни химични елементина Слънцето астрономите изучават абсорбционните и емисионните линии в спектъра на слънчевата светлина. Абсорбционните линии са тъмни пролуки в спектъра, показващи отсъствието на фотони с дадена честота, погълнати от определен химичен елемент. Емисионните линии или емисионните линии са по-ярки части от спектъра, което показва излишък от фотони, излъчвани от някакъв химичен елемент. Честотата (дължината на вълната) на спектралната линия показва кой атом или молекула е отговорен за нейния външен вид; контрастът на линията показва количеството вещество, излъчващо или поглъщащо светлина; ширината на линията позволява да се прецени нейната температура и налягане.

Изследването на тънката (500 km) фотосфера на Слънцето дава възможност да се оцени химическият състав на вътрешността му, тъй като външните участъци на Слънцето са добре смесени от конвекция, спектрите на Слънцето са с високо качество и физическите процеси, отговорни за тях, са напълно разбираеми. Трябва обаче да се отбележи, че само половината от линиите в слънчевия спектър са идентифицирани досега.

Водородът преобладава в състава на слънцето. На второ място е хелият, чието име („хелиос“ на гръцки „Слънце“) напомня, че е открит спектроскопски на Слънцето по-рано (1899 г.), отколкото на Земята. Тъй като хелият е инертен газ, той е изключително неохотен да влиза в реакции с други атоми и също така неохотно се проявява в оптичния спектър на Слънцето - само една линия, въпреки че много по-малко изобилни елементи са представени в слънчевия спектър от множество линии. Ето състава на "слънчевата" материя: за 1 милион водородни атома има 98 000 атома хелий, 851 кислород, 398 въглерод, 123 неона, 100 азот, 47 желязо, 38 магнезий, 35 силиций, 16 сяра, 4 аргон, 3 алуминий, всеки по 2 атома никел, натрий и калций, както и по малко от всички останали елементи. Така масата на Слънцето е около 71% водород и 28% хелий; останалите елементи представляват малко над 1%. От гледна точка на планетарната наука, заслужава да се отбележи, че някои обекти от Слънчевата система имат практически същия състав като слънцето ( виж отдолураздел за метеорити).

Точно както метеорологичните явления променят облика на планетарните атмосфери, така и външният вид на слънчевата повърхност се променя с характерни времена от часове до десетилетия. Има обаче важна разлика между атмосферите на планетите и Слънцето, която е, че движението на газовете върху Слънцето се контролира от мощното му магнитно поле. Слънчевите петна са онези области на слънчевата повърхност, където вертикалното магнитно поле е толкова силно (200-3000 Gs), че предотвратява хоризонталното движение на газа и по този начин потиска конвекцията. В резултат на това температурата в този регион пада с около 1000 К и се появява тъмна централна част на слънчевото петно ​​- "сянка", заобиколена от по-горещ преходен регион - "пенумбра". Размерът на типичното слънчево петно ​​е малко по-голям от диаметъра на Земята; има такова петно ​​от няколко седмици. Броят на слънчевите петна се увеличава и намалява с продължителността на цикъла от 7 до 17 години, средно 11,1 години. Обикновено колкото повече петна се появяват в цикъл, толкова по-кратък е самият цикъл. Посоката на магнитната полярност на слънчевите петна се променя на противоположна от цикъл на цикъл; следователно, истинският цикъл на образуваща слънчеви петна активност на Слънцето е 22,2 години. В началото на всеки цикъл първите петна се появяват на високи географски ширини, прибл. 40° и постепенно зоната на тяхното раждане се измества към екватора до географска ширина прибл. 5 °. СЛЪНЦЕ.

В Слънчевата система има 5 огромни въртящи се водородно-хелиеви топки: Слънцето, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В недрата на тези гигантски небесни тела, недостъпни за пряко изследване, е съсредоточена почти цялата материя на Слънчевата система. Вътрешността на Земята също е недостъпна за нас, но чрез измерване на времето за разпространение на сеизмичните вълни (дълги вълнови звукови вибрации), възбудени в тялото на планетата от земетресения, сеизмолозите съставиха подробна карта на земните недра: те установиха размера и плътността на ядрото на Земята и нейната мантия, както и получени триизмерни изображения на движещи се плочи на нейната кора. Подобни методи могат да се прилагат и към Слънцето, тъй като на повърхността му има вълни с период от прибл. 5 минути, причинено от множество сеизмични вибрации, разпространяващи се в дълбините му. Тези процеси се изучават от хелиосеизмологията. За разлика от земетресенията, които генерират кратки изблици на вълни, енергийната конвекция във вътрешността на слънцето създава постоянен сеизмичен шум. Хелиоизмолозите са открили, че под конвективната зона, която заема външните 14% от радиуса на Слънцето, материята се върти синхронно с период от 27 дни (все още не се знае нищо за въртенето на слънчевото ядро). По-горе, в самата конвективна зона, въртенето се извършва синхронно само по конуси с еднаква географска ширина и колкото по-далече от екватора, толкова по-бавно: екваториалните области се въртят с период от 25 дни (преди средното въртене на Слънцето), а полярните региони с период от 36 дни (изостават от средната ротация) ... Последните опити за прилагане на сеизмологични методи върху планети газови гиганти не дадоха резултати, тъй като инструментите все още не са в състояние да открият произтичащите трептения.

Над фотосферата на Слънцето има тънък горещ слой от атмосферата, който може да се види само в редки моменти на слънчеви затъмнения. Това е хромосфера с дебелина няколко хиляди километра, наречена така заради червения си цвят, поради водородната емисионна линия H a. Температурата почти се удвоява от фотосферата до горните слоеве на хромосферата, от които по неясна причина енергията, напускаща Слънцето, се отделя под формата на топлина. Над хромосферата газът се нагрява до 1 милион К. Тази област, наречена корона, се простира приблизително на 1 слънчев радиус. Плътността на газа в короната е много ниска, но температурата е толкова висока, че короната е мощен източник на рентгенови лъчи.

Понякога в атмосферата на Слънцето се появяват гигантски образувания - еруптивни издатини. Те изглеждат като арки, издигащи се от фотосферата на височина до половината от слънчевия радиус. Наблюденията ясно показват, че формата на изпъкналостите се определя от силовите линии на магнитното поле. Друго интересно и изключително активно явление са слънчевите изригвания, мощни емисии на енергия и частици с продължителност до два часа. Потокът от фотони, генериран от такова слънчево изригване, достига Земята със скоростта на светлината за 8 минути, а потокът от електрони и протони - за няколко дни. Слънчевите изригвания възникват на места с рязка промяна в посоката на магнитното поле, причинена от движението на материята в слънчевите петна. Максималната активност на слънчевите изригвания обикновено настъпва година преди максимума на цикъла на слънчевите петна. Тази предсказуемост е много важна, тъй като потокът от заредени частици, генерирани от мощно слънчево изригване, може да увреди дори наземните комуникации и енергийните мрежи, да не говорим за астронавтите и космическите технологии.

Под натиска на слънчевия вятър в междузвездната среда около Слънцето се е образувала гигантска кухина, хелиосферата. На границата му - хелиопаузата - трябва да има ударна вълна, при която слънчевият вятър и междузвездният газ се сблъскват и кондензират, оказвайки еднакъв натиск един върху друг. Четири космически сонди сега се приближават до хелиопаузата: Pioneer 10 и 11, Voyager 1 и -2. Никой от тях не я срещна на разстояние 75 AU. от слънцето. Това е много драматична надпревара с времето: Pioneer 10 спря да работи през 1998 г., а останалите се опитват да достигнат хелиопаузата, преди енергията в батериите им да се изтощи. Според изчисленията "Вояджър 1" лети точно в посоката, от която духа междузвездният вятър, и следователно ще бъде първият, който ще достигне хелиопаузата.

ПЛАНЕТИТЕ: ОПИСАНИЕ

Живак.

Трудно е да се наблюдава Меркурий от Земята през телескоп: той не се отдалечава от Слънцето под ъгъл повече от 28 °. Изследван е с помощта на радар от Земята, а междупланетната сонда "Маринер-10" засне половината от повърхността му. Около Слънцето Меркурий се върти за 88 земни дни в доста удължена орбита с разстояние от Слънцето в перихелий 0,31 AU. и в афелия 0,47 AU. Той се върти около оста си с период от 58,6 дни, точно равен на 2/3 от орбиталния период, следователно всяка точка от повърхността му се обръща към Слънцето само веднъж на 2 години Меркурий, т.е. слънчеви дни там продължават 2 години!

От големите планети само Плутон е по-малък от Меркурий. Но по средна плътност Меркурий е на второ място след Земята. Вероятно има голямо метално ядро, което съставлява 75% от радиуса на планетата (заема 50% от радиуса на Земята). Повърхността на Меркурий е подобна на луната: тъмна, напълно суха и покрита с кратери. Средното отражение на светлината (албедо) на повърхността на Меркурий е около 10%, приблизително същото като това на Луната. Вероятно повърхността му също е покрита с реголит - синтерован натрошен материал. Най-голямото ударно образувание върху Меркурий е 2000-километровият басейн Калорис, който наподобява лунни морета... Въпреки това, за разлика от Луната, Меркурий има особени структури - няколко километра високи первази, простиращи се на стотици километри. Може би те са се образували в резултат на компресията на планетата по време на охлаждането на голямото й метално ядро ​​или под въздействието на мощни слънчеви приливи. Температурата на повърхността на планетата през деня е около 700 К, а през нощта около 100 К. Според радарни данни на дъното на полярните кратери може да лежи лед в условия на вечен мрак и студ.

Меркурий практически няма атмосфера - само изключително разредена хелиева обвивка с плътността на земната атмосфера на височина от 200 км. Вероятно хелият се образува по време на разпадането на радиоактивни елементи в недрата на планетата. Меркурий има слабо магнитно поле и няма спътници.

Венера.

Това е втората планета от Слънцето и най-близо до Земята – най-ярката „звезда“ на нашето небе; понякога се вижда дори през деня. Венера е подобна на Земята в много отношения: нейният размер и плътност са само с 5% по-малко от тези на Земята; вероятно недрата на Венера са подобни на тези на земята. Повърхността на Венера винаги е покрита с дебел слой жълтеникаво-бели облаци, но с помощта на радари е проучена доста подробно. Венера се върти около оста си в обратна посока (по часовниковата стрелка, гледано от Северния полюс) с период от 243 земни дни. Орбиталният му период е 225 дни; следователно денят на Венера (от изгрев до следващия изгрев) продължава 116 земни дни.

Атмосферата на Венера се състои предимно от въглероден диоксид (CO 2), както и малки количества азот (N 2) и водна пара (H 2 O). Солна киселина (HCl) и флуороводородна киселина (HF) бяха открити под формата на незначителни примеси. Повърхностно налягане 90 bar (както в земните морета на дълбочина 900 m); температурата е около 750 К по цялата повърхност, както през деня, така и през нощта. Причината за такава висока температура близо до повърхността на Венера е това, което не е съвсем точно наречено „парников ефект“: слънчевите лъчи преминават сравнително лесно през облаците на нейната атмосфера и загряват повърхността на планетата, но топлинното инфрачервено излъчване от повърхността самият той избяга през атмосферата обратно в космоса с голяма трудност.

Облаците на Венера са съставени от микроскопични капчици концентрирана сярна киселина (H 2 SO 4). Горният облачен слой е на 90 км от повърхността, температурата там е ок. 200 К; долен слой - 30 км, температура ок. 430 К. Дори отдолу е толкова горещо, че няма облаци. Разбира се, на повърхността на Венера няма течна вода. Атмосферата на Венера на нивото на горния облачен слой се върти в същата посока като повърхността на планетата, но много по-бързо, като прави оборот за 4 дни; това явление се нарича супер въртене и все още не е намерено обяснение за него.

Автоматични станции се спуснаха от дневната и нощната страна на Венера. През деня повърхността на планетата е осветена от разсеяна слънчева светлина с приблизително същата интензивност, както в облачен ден на Земята. През нощта на Венера са наблюдавани много светкавици. Станциите Венера предаваха изображения на малки площи на местата за кацане, в които се вижда скалист терен. Като цяло топографията на Венера е изследвана с помощта на радарни изображения, предавани от орбиталните апарати Pioneer-Venera (1979), Venera-15 и -16 (1983) и Magellan (1990). Най-малките детайли на най-добрите са с размер около 100 m.

За разлика от Земята, Венера няма добре дефинирани континентални плочи, но има няколко глобални възвишения, като земята на Ищар с размерите на Австралия. На повърхността на Венера има много метеоритни кратери и вулканични куполи. Очевидно кората на Венера е тънка, така че разтопената лава се доближава до повърхността и лесно се излива върху нея след падане на метеорити. Тъй като в близост до повърхността на Венера няма дъжд или силни ветрове, ерозията на повърхността се случва много бавно и геоложките структури остават достъпни за наблюдение от космоса в продължение на стотици милиони години. Малко се знае за вътрешната структура на Венера. Вероятно има метално ядро, което заема 50% от радиуса. Но планетата няма магнитно поле поради много бавното си въртене. Венера няма спътници.

Земя.

Нашата планета е единствената, на която по-голямата част от повърхността (75%) е покрита с течна вода. Земята е активна планета и може би единствената, в която обновяването на повърхността се дължи на процеси на тектоника на плочите, проявяващи се като средноокеански хребети, островни дъги и нагънати планински пояси. Разпределението на височините на твърдата повърхност на Земята е бимодално: средното ниво на океанското дъно е 3900 m под морското равнище, а континентите средно се издигат над него с 860 m.

Сеизмичните данни показват следната структура на земните недра: кора (30 km), мантия (до дълбочина 2900 km), метално ядро. Част от сърцевината се разтопява; там се генерира земното магнитно поле, което улавя заредените частици на слънчевия вятър (протони и електрони) и образува две тороидални области, изпълнени с тях около Земята - радиационни пояси (пояси на Ван Алън), локализирани на височини 4000 и 17000 км. от земната повърхност ГЕОМАГНЕТИЗЪМ).

Има индикации, че климатът на Земята се променя в кратки (10 000 години) и дълги (100 милиона години) мащаби. Причината за това може да са промените в орбиталното движение на Земята, наклона на оста на въртене и честотата на вулканичните изригвания. Не са изключени и вариациите в интензитета на слънчевата радиация. В нашата ера климатът се влияе и от човешката дейност: емисии на газове и прах в атмосферата ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВЪЗДУХА; ЗАМЪРСЯВАНЕ НА ВОДИТЕ; ДЕГРАДАЦИЯ НА ОКОЛНАТА СРЕДА). Земята има спътник - Луната, чийто произход все още не е изяснен.

луна.

Един от най-големите спътници, Луната е на второ място след Харон (спътника на Плутон) по отношение на масите на спътника и планетата. Радиусът му е 3,7, а масата му е 81 пъти по-малка от тази на Земята. Средната плътност на Луната е 3,34 g / cm 3, което показва, че тя няма значително метално ядро. Силата на гравитацията върху лунната повърхност е 6 пъти по-малка от тази на Земята.

Луната се върти около Земята в орбита с ексцентриситет 0,055. Наклонът на равнината на нейната орбита към равнината на земния екватор варира от 18,3 ° до 28,6 °, а по отношение на еклиптиката - от 4 ° 59ў до 5 ° 19ў. Ежедневното и орбиталното въртене на Луната са синхронизирани, така че винаги виждаме само едно от нейното полукълбо. Вярно е, че малките раздвижвания (либрации) на Луната позволяват да се видят около 60% от нейната повърхност в рамките на един месец. Основната причина за либрациите е, че денонощното въртене на Луната става с постоянна скорост, а орбиталното въртене - с променлива (поради ексцентриситета на орбитата).

Секциите на лунната повърхност отдавна са били условно разделени на "морски" и "континентални". Повърхността на моретата изглежда по-тъмна, лежи по-ниско и много по-рядко е покрита с метеоритни кратери, отколкото повърхността на континента. Моретата са изпълнени с базалтови лави, а континентите са изградени от анортозитни скали, богати на фелдшпати. Съдейки по големия брой кратери, континенталните повърхности са много по-стари от морските. Интензивната метеоритна бомбардировка направи горния слой на лунната кора фино смачкан и превърна външния слой на няколко метра в прах, наречен реголит.

Астронавти и роботизирани сонди доставиха скални и реголитни проби от Луната. Анализът показа, че възрастта на морската повърхност е около 4 милиарда години. Следователно, периодът на интензивно метеоритно бомбардиране пада върху първите 0,5 милиарда години след образуването на Луната преди 4,6 милиарда години. Тогава честотата на падане на метеорити и образуването на кратери практически не се промени и все още е един кратер с диаметър 1 км за 10 5 години.

Лунните скали са бедни на летливи елементи (H 2 O, Na, K и др.) и желязо, но са богати на огнеупорни елементи (Ti, Ca и др.). Само на дъното на лунните полярни кратери може да има ледени отлагания, като тези на Меркурий. Луната практически няма атмосфера и няма доказателства, че лунната почва някога е била изложена на течна вода. В него също няма органична материя - само следи от въглеродни хондрити, паднали с метеорити. Липсата на вода и въздух, както и силните колебания в температурата на повърхността (390 К през деня и 120 К през нощта) правят Луната необитаема.

Сеизмометрите, доставени на Луната, направиха възможно да се научи нещо за лунния интериор. Там често се случват слаби "лунни трусове", вероятно свързани с приливното влияние на Земята. Луната е доста хомогенна, има малко плътно ядро ​​и кора с дебелина около 65 км от по-леки материали, като горните 10 км от кората са разбити от метеорити преди 4 милиарда години. Големите ударни басейни са равномерно разпределени върху лунната повърхност, но дебелината на кората от видимата страна на Луната е по-малка, следователно 70% от морската повърхност е концентрирана върху нея.

Историята на лунната повърхност като цяло е известна: след края на етапа на интензивно метеоритно бомбардиране преди 4 милиарда години, недрата все още бяха достатъчно горещи за около 1 милиард години и базалтова лава беше излята в моретата. Тогава само рядко падане на метеорити промени лицето на нашия спътник. Но произходът на луната все още се обсъжда. Тя може да се образува самостоятелно и след това да бъде уловена от Земята; може да се образува заедно със Земята като неин спътник; накрая, можеше да се отдели от Земята по време на периода на формиране. Втората възможност беше популярна доскоро, но през последните години сериозно се обмисля хипотезата за образуването на Луната от материята, изхвърлена от протоЗемята при сблъсък с голямо небесно тяло.

Марс.

Марс е подобен на Земята, но почти половината от неговия размер и има малко по-ниска средна плътност. Периодът на денонощно въртене (24 часа 37 минути) и наклонът на оста (24 °) са почти същите като на Земята.

За земния наблюдател Марс изглежда като червеникава звезда, чиято яркост се променя забележимо; той е максимален в периоди на конфронтация, повтарящи се след малко повече от две години (например през април 1999 г. и юни 2001 г.). Марс е особено близък и ярък по време на периоди на големи противопоставяния, които възникват, ако в момента на противопоставяне минава близо до перихелия; това се случва на всеки 15-17 години (следващото през август 2003 г.).

Телескопите на Марс показват ярко оранжеви области и по-тъмни области, които се променят в тона със сезоните. Ярко бели снежни шапки лежат на полюсите. Червеникавият цвят на планетата се свързва с голямо количество железни оксиди (ръжда) в нейната почва. Съставът на тъмните зони вероятно наподобява земни базалти, докато светлите са съставени от фино диспергиран материал.

Повечето от нашите знания за Марс идват от роботизирани станции. Най-продуктивни бяха два орбитални апарата и два апарата за кацане на експедицията Viking, която кацна на Марс на 20 юли и 3 септември 1976 г. в районите Chryse (22 ° N, 48 ° W) и Utopia (48 ° N). , 226 ° W), а „Викинг-1“ действаха до ноември 1982 г. И двамата седяха в класическите светли зони и се озоваха в червеникава пясъчна пустиня, осеяна с тъмни камъни. На 4 юли 1997 г. сондата Mars Passfinder (САЩ) достави първото автоматично самоходно превозно средство в долината Арес (19 ° N, 34 ° W), което открива смесени скали и, вероятно, нарязани с вода и смесени с пясък и глинени камъчета, което показва силни промени в марсианския климат и наличието на големи количества вода в миналото.

Тънката атмосфера на Марс е 95% въглероден диоксид и 3% азот. Водна пара, кислород и аргон присъстват в малки количества. Средното налягане на повърхността е 6 mbar (т.е. 0,6% от земното). При такова ниско налягане не може да има течна вода. Средната дневна температура е 240 К, а максималната през лятото на екватора достига 290 К. Дневните температурни колебания са около 100 К. Така климатът на Марс е климат на студена, дехидратирана високопланинска пустиня.

Във високите географски ширини на Марс през зимата температурата пада под 150 K и атмосферният въглероден диоксид (CO 2) замръзва и пада върху повърхността като бял сняг, образувайки полярната шапка. Периодичната кондензация и сублимация на полярните шапки причиняват сезонни колебания на атмосферното налягане с 30%. До края на зимата границата на полярната шапка пада до 45 ° –50 ° ширина, а през лятото от нея остава малка площ (300 km в диаметър на Южния полюс и 1000 km на Северния полюс), вероятно състояща се воден лед, чиято дебелина може да достигне 1-2 km.

Понякога на Марс духат силни ветрове, които издигат облаци от фин пясък във въздуха. Особено мощни прашни бури се случват в края на пролетта в южното полукълбо, когато Марс преминава през перихелия на своята орбита и слънчевата топлина е особено висока. За седмици или дори месеци атмосферата става непрозрачна от жълт прах. Орбиталните апарати на Viking предаваха изображения на масивни пясъчни дюни на дъното на големи кратери. Праховите отлагания променят външния вид на марсианската повърхност толкова много от сезон на сезон, че се забелязва дори от Земята, когато се наблюдава през телескоп. В миналото тези сезонни промени в цвета на повърхността се смятаха от някои астрономи за признак на растителност на Марс.

Геологията на Марс е много разнообразна. Големи пространства южно полукълбопокрита със стари кратери, останали от ерата на древното метеоритно бомбардиране (преди 4 милиарда години). Голяма част от северното полукълбо е покрита от по-млади потоци лава. Особено интересна е планината Фарсис (10 ° N, 110 ° W), върху която има няколко гигантски вулканични планини. Най-високият сред тях - планината Олимп - има диаметър в основата 600 км и височина 25 км. Въпреки че в момента няма признаци на вулканична активност, възрастта на потоците от лава не надвишава 100 милиона години, което е малко в сравнение с възрастта на планетата от 4,6 милиарда години.

Въпреки че древните вулкани показват някога мощната дейност на вътрешността на Марс, няма признаци на тектоника на плочите: липсват сгънати планински пояси и други индикатори за компресия на земната кора. Съществуват обаче мощни рифтови разломи, най-големият от които, долината Маринър, се простира от Тарсис на изток на 4000 km с максимална ширина 700 km и дълбочина 6 km.

Едно от най-интересните геоложки открития, направени въз основа на изображения от космически кораби, са разклонени, криволичещи долини с дължина стотици километри, напомнящи за пресъхналите корита на земните реки. Това предполага по-благоприятен климат в миналото, когато температурите и наляганията биха могли да бъдат по-високи и реките са течали по повърхността на Марс. Вярно е, че местоположението на долините в южните, силно кратерни райони на Марс показва, че реките са били на Марс много дълго време, вероятно през първите 0,5 милиарда години от еволюцията му. Сега водата лежи на повърхността под формата на лед на полярните шапки и вероятно под повърхността под формата на слой вечна замръзналост.

Вътрешната структура на Марс е слабо разбрана. Ниската му средна плътност показва липсата на значително метално ядро; във всеки случай той не е разтопен, което следва от липсата на магнитно поле на Марс. Сеизмометърът на блока за кацане Викинг-2 не регистрира сеизмичната активност на планетата за 2 години работа (сеизмометърът не работи на Викинг-1).

Марс има две малки луни - Фобос и Деймос. И двете са с неправилна форма, покрити с метеоритни кратери и вероятно са астероиди, уловени от планетата в далечното минало. Фобос се върти около планетата в много ниска орбита и продължава да се приближава до Марс под влиянието на приливите и отливите; по-късно ще бъде унищожен от гравитацията на планетата.

Юпитер.

Най-голямата планета в Слънчевата система, Юпитер, е 11 пъти по-голяма от Земята и 318 пъти по-масивна. Ниската му средна плътност (1,3 g / cm 3) показва състав, близък до слънцето: той е главно водород и хелий. Бързото въртене на Юпитер около оста му причинява полярното му свиване с 6,4%.

Телескоп на Юпитер показва облачни ленти, успоредни на екватора; светлинните зони в тях са осеяни с червеникави пояси. Ярките зони вероятно ще бъдат области на възходящо течение, където се виждат върховете на амонячните облаци; червеникавите колани се свързват с низходящи течения, чийто ярък цвят се определя от амониев хидрогенсулфат, както и от съединения на червения фосфор, сяра и органични полимери. В допълнение към водорода и хелия, спектроскопски в атмосферата на Юпитер бяха открити CH 4, NH 3, H 2 O, C 2 H 2, C 2 H 6, HCN, CO, CO 2, PH 3 и GeH 4. Температурата на нивото на върховете на амонячните облаци е 125 К, но с дълбочина се повишава с 2,5 К/км. На дълбочина от 60 км трябва да има слой водни облаци.

Скоростите на облаците в зоните и в съседните зони се различават значително: например в екваториалната зона облаците се движат на изток със 100 m / s по-бързо, отколкото в съседните зони. Разликата в скоростта причинява силна турбуленция по границите на зоните и поясите, което прави формата им много сложна. Едно от проявите на това са овалните въртящи се петна, най-голямото от които – Голямото червено петно ​​– е открито преди повече от 300 години от Касини. Това петно ​​(25 000-15 000 км) е по-голямо от земния диск; има спираловидна циклонна структура и прави един оборот около оста за 6 дни. Останалите петна са по-малки и по някаква причина са изцяло бели.

Юпитер няма твърда повърхност. Най-горният слой на планетата, 25% от радиуса, се състои от течен водород и хелий. Отдолу, където налягането надвишава 3 милиона бара и температурата е 10 000 K, водородът преминава в метално състояние. Възможно е близо до центъра на планетата да има течно ядро ​​от по-тежки елементи с обща маса около 10 земни маси. В центъра налягането е около 100 милиона бара, а температурата е 20-30 хиляди K.

Недрата от течни метали и бързото въртене на планетата са причинили мощното й магнитно поле, което е 15 пъти по-силно от земното. Огромната магнитосфера на Юпитер с мощни радиационни пояси се простира отвъд орбитите на четирите му големи спътника.

Температурата в центъра на Юпитер винаги е била по-ниска от необходимата за възникване на термоядрени реакции. Но вътрешните резерви от топлина на Юпитер, останали от епохата на формиране, са големи. Дори сега, 4,6 милиарда години по-късно, той излъчва приблизително същата топлина, каквато получава от Слънцето; през първия милион години от еволюцията, радиационната мощност на Юпитер е била 10 4 пъти по-висока. Тъй като това беше ерата на формирането на големи спътници на планетата, не е изненадващо, че техният състав зависи от разстоянието до Юпитер: двата най-близки до него - Йо и Европа - имат доста висока плътност (3,5 и 3,0 g / cm 3), а по-далечните - Ганимед и Калисто - съдържат много воден лед и следователно са по-малко плътни (1,9 и 1,8 g / cm 3).

сателити.

Юпитер има най-малко 16 спътника и слаб пръстен: той се намира на 53 хиляди км от горния облачен слой, има ширина 6000 km и очевидно се състои от малки и много тъмни твърди частици. Четирите най-големи спътника на Юпитер се наричат ​​Галилееви, защото са открити от Галилей през 1610 г.; независимо от него, през същата година те са открити от немския астроном Мариус, който им дава днешните им имена – Йо, Европа, Ганимед и Калисто. Най-малката от луните, Европа, е малко по-малка от Луната, а Ганимед е по-голяма от Меркурий. Всички те се виждат с бинокъл.

На повърхността на Йо Вояджърите откриха няколко активни вулкана, изхвърлящи материята на стотици километри нагоре. Повърхността на Йо е покрита с червеникави отлагания на сяра и светли петна от серен диоксид - продукти от вулканични изригвания. Като газ, серен диоксид образува изключително разредената атмосфера на Йо. Енергията на вулканичната активност се черпи от приливното влияние на планетата върху спътника. Йо обикаля в радиационните пояси на Юпитер и отдавна е установено, че спътникът силно взаимодейства с магнитосферата, причинявайки радиоизблици в нея. През 1973 г. по орбитата на Йо е открит тор от светещи натриеви атоми; по-късно там са открити йони на сяра, кал и кислород. Тези вещества се избиват от енергийните протони на радиационните пояси или директно от повърхността на Йо, или от газовите струи на вулкани.

Въпреки че приливното влияние на Юпитер върху Европа е по-слабо, отколкото върху Йо, вътрешността му също може да бъде частично разтопена. Спектралните изследвания показват, че повърхността на Европа е покрита с воден лед и червеникавият й оттенък вероятно е свързан със замърсяване със сяра от Йо. Почти пълната липса на ударни кратери показва геоложката младост на повърхността. Гънките и разломите на ледената повърхност на Европа наподобяват ледените полета на полярните морета на Земята; вероятно има течна вода под леда на Европа.

Ганимед е най-големият спътник в Слънчевата система. Плътността му е ниска; вероятно е наполовина скала и наполовина лед. Повърхността му изглежда странна и запазва следи от разширяване на земната кора, вероятно съпътстващо процеса на подземна диференциация. Участъци от древната кратерирана повърхност са разделени от по-млади корита, дълги стотици километри и широки 1–2 km, разположени на разстояние 10–20 km един от друг. Това вероятно е по-млад лед, образуван от изливането на вода през пукнатини веднага след диференциацията преди около 4 милиарда години.

Калисто е подобен на Ганимед, но по повърхността му няма следи от счупване; всичко е много старо и с много кратери. Повърхността на двата спътника е покрита с лед, осеян със скали като реголит. Но ако на Ганимед ледът е около 50%, то на Калисто - по-малко от 20%. Съставът на скалите на Ганимед и Калисто вероятно е подобен на състава на въглеродните метеорити.

На луните на Юпитер липсва атмосфера, с изключение на разредения вулканичен газ SO 2 на Йо.

От дузината малки спътници на Юпитер четири са по-близо до планетата Галилея; най-големият от тях Амалтея е кратериран обект с неправилна форма (размери 270´166´150 км). Тъмната му повърхност - много червена - вероятно е сива с Йо. Външните малки спътници на Юпитер са разделени на две групи в съответствие с орбитите си: 4 по-близо до орбитата на планетата в посока напред (спрямо въртенето на планетата) и 4 по-далечни - в обратна посока. Всички те са малки и тъмни; вероятно те са били заловени от Юпитер измежду астероидите от троянската група ( см... АСТЕРОЙД).

Сатурн.

Втората по големина планета-гигант. Това е водородно-хелиева планета, но Сатурн има по-малко хелий от Юпитер; по-ниска и нейната средна плътност. Бързото въртене на Сатурн води до голямото му сплескване (11%).

В телескоп дискът на Сатурн не изглежда толкова впечатляващ като Юпитер: той има кафеникаво-оранжев цвят и слабо изразени пояси и зони. Причината е, че горните части на атмосферата му са пълни с разсейваща светлина амонячна (NH 3) мъгла. Сатурн е по-далеч от Слънцето, така че температурата на горната му атмосфера (90 К) е с 35 К по-ниска от тази на Юпитер, а амонякът е в кондензирано състояние. С дълбочина температурата на атмосферата се повишава с 1,2 K / km, така че структурата на облака наподобява тази на Юпитериана: под слоя от облаци от амониев хидросулфат се намира слой от водни облаци. Освен водород и хелий, спектроскопски в атмосферата на Сатурн са открити CH 4, NH 3, C 2 H 2, C 2 H 6, C 3 H 4, C 3 H 8 и PH 3.

По вътрешна структура Сатурн също прилича на Юпитер, въпреки че поради по-ниската си маса има по-ниско налягане и температура в центъра (75 милиона бара и 10 500 K). Магнитното поле на Сатурн е сравнимо с това на Земята.

Подобно на Юпитер, Сатурн излъчва вътрешна топлина и два пъти повече, отколкото получава от Слънцето. Вярно е, че това съотношение е по-голямо от това на Юпитер, тъй като Сатурн, разположен на половината разстояние, получава четири пъти по-малко топлина от Слънцето.

Пръстени на Сатурн.

Сатурн е опасан с уникално мощна пръстенна система на разстояние до 2,3 от радиуса на планетата. Те са лесно различими, когато се гледат през телескоп, а когато се гледат отблизо, демонстрират изключително разнообразие: от масивен пръстен до Бдо тесен пръстен Ф, от вълни със спирална плътност до напълно неочаквани радиално удължени „спици“, открити от Вояджъри.

Частиците, които запълват пръстените на Сатурн отразяват светлината много по-добре от материала в тъмните пръстени на Уран и Нептун; тяхното изследване в различни спектрални диапазони показва, че това са "мръсни снежни топки" с размери от порядъка на метър. Трите класически пръстена на Сатурн, подредени от външен към вътрешен, са обозначени с букви А, Би ° С... Пръстен Бдоста плътен: радиосигналите от Вояджър преминаваха през него трудно. Разстояние от 4000 км между пръстените Аи Б, наречено делене на Касини (или процеп), всъщност не е празно, но е сравнимо по плътност с блед пръстен ° С, който преди се е наричал креп пръстен. Близо до външния ръб на пръстена Аима по-малко забележима празнина на Encke.

През 1859 г. Максуел стига до заключението, че пръстените на Сатурн трябва да са съставени от отделни частици, обикалящи около планетата. В края на 19 век. това беше потвърдено от спектрални наблюдения, показващи, че вътрешните части на пръстените се въртят по-бързо от външните. Тъй като пръстените лежат в равнината на екватора на планетата, което означава, че са наклонени към орбиталната равнина с 27 °, Земята два пъти за 29,5 години попада в равнината на пръстените и ние ги наблюдаваме от ръба. В този момент пръстените "изчезват", което доказва тяхната много малка дебелина - не повече от няколко километра.

Подробните изображения на пръстените от Pioneer 11 (1979) и Voyagers (1980 и 1981) показаха много по-сложна структура от очакваното. Пръстените са разделени на стотици отделни пръстени с типична ширина от няколкостотин километра. Дори в пукнатината на Касини имаше поне пет пръстена. Подробният анализ показа, че пръстените са нехомогенни както по размер, така и вероятно по състав на частиците. Сложната структура на пръстените вероятно се дължи на гравитационното влияние на близки до тях малки спътници, за които преди не се подозира.

Вероятно най-необичайният е най-тънкият пръстен Фоткрит през 1979 г. от Pioneer на разстояние 4000 км от външния ръб на пръстена А... Вояджър 1 откри, че пръстенът Фусукана и сплетена като плитка, но летяща 9 месеца. по-късно Вояджър 2 открива структурата на пръстена Фмного по-просто: „нишките“ на веществото вече не се преплитаха една с друга. Тази структура и нейната бърза еволюция отчасти се дължат на влиянието на два малки спътника (Прометей и Пандора), движещи се по външния и вътрешния ръб на този пръстен; те се наричат ​​"кучета стражи". Не е изключено обаче наличието на още по-малки тела или временни натрупвания на материя вътре в самия пръстен. Ф.

сателити.

Сатурн има поне 18 спътника. Повечето от тях вероятно са ледени. Някои имат много интересни орбити. Например Янус и Епиметей имат почти еднакви орбитални радиуси. В орбита на Диона на 60° пред нея (тази позиция се нарича водеща точка на Лагранж) се движи по-малкият спътник Елена. Тефия е придружена от две малки луни - Телесто и Калипсо - в водещата и изоставащата точки на Лагранж на нейната орбита.

Радиусите и масите на седемте спътника на Сатурн (Мимас, Енцелад, Тетида, Диона, Рея, Титан и Япет) са измерени с добра точност. Всички те са предимно ледени. Тези, които са по-малки, имат плътност от 1–1,4 g / cm 3, което е близко до плътността на водния лед с по-голям или по-малък примес на скали. Все още не е ясно дали съдържат метан и амонячен лед. По-високата плътност на титана (1,9 g / cm 3) е резултат от голямата му маса, която причинява компресия на червата. Титанът е много подобен по диаметър и плътност на Ганимед; вероятно вътрешната им структура е подобна. Титан е вторият по големина спътник в Слънчевата система и е уникален с това, че има постоянна мощна атмосфера, състояща се главно от азот и малки количества метан. Налягането на повърхността му е 1,6 бара, температурата е 90 К. При тези условия на повърхността на Титан може да има течен метан. Горните слоеве на атмосферата до височина от 240 km са изпълнени с оранжеви облаци, вероятно състоящи се от частици от органични полимери, синтезирани под въздействието на ултравиолетовите лъчи от Слънцето.

Останалите луни на Сатурн са твърде малки, за да имат атмосфера. Повърхностите им са покрити с лед и силно кратерирани. Само на повърхността на Енцелад има значително по-малко кратери. Вероятно приливното влияние на Сатурн поддържа недрата му в разтопено състояние, а ударите на метеорити водят до изливане на вода и запълване на кратери. Някои астрономи смятат, че частиците от повърхността на Енцелад образуват широк пръстен. Епростиращ се по своята орбита.

Много интересен е спътникът Япет, при който задното (спрямо посоката на орбитално движение) полукълбо е покрито с лед и отразява 50% от падащата светлина, а предното полукълбо е толкова тъмно, че отразява само 5% от светлината ; той е покрит с нещо като веществото на въглеродните метеорити. Възможно е материалът, изхвърлен от повърхността на външната луна на Сатурн Фийби от метеоритни удари, да падне върху предното полукълбо на Япет. По принцип това е възможно, тъй като Фийби орбитира в обратна посока. Освен това повърхността на Фийби е доста тъмна, но все още няма точни данни за нея.

Уран.

Уран е аквамарин и бледен, тъй като горната атмосфера е изпълнена с мъгла, през която сондата "Вояджър 2", която летеше близо до него през 1986 г., едва успя да види няколко облака. Оста на планетата е наклонена към орбиталната ос с 98,5 °, т.е. лежи почти в равнината на орбитата. Следователно всеки от полюсите за известно време е насочен директно към Слънцето, а след това за шест месеца (42 земни години) отива в сянка.

Атмосферата на Уран съдържа предимно водород, 12-15% хелий и няколко други газове. Температурата на атмосферата е около 50 К, въпреки че в горните разредени слоеве се повишава до 750 К през деня и 100 К през нощта. Магнитното поле на Уран е малко по-слабо от земното по отношение на силата на повърхността, а оста му е наклонена към оста на въртене на планетата с 55 °. Малко се знае за вътрешната структура на планетата. Вероятно облачният слой се простира на дълбочина от 11 000 km, следван от океан с гореща вода с дълбочина 8 000 km, а под него разтопено скално ядро ​​с радиус от 7 000 km.

Пръстени.

През 1976 г. са открити уникалните пръстени на Уран, състоящи се от отделни тънки пръстени, най-широкият от които е с дебелина 100 км. Пръстените са разположени в диапазона от разстояния от 1,5 до 2,0 радиуса на планетата от нейния център. За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Уран са съставени от големи тъмни камъни. Смята се, че във всеки пръстен се движат малък спътник или дори два спътника, като в пръстен ФСатурн.

сателити.

Открити са 20 спътника на Уран. Най-големите - Титания и Оберон - с диаметър 1500 км. Има още 3 големи, с размер над 500 км, останалите са много малки. Повърхностните спектри на петте големи спътника показват голямо количество воден лед. Повърхностите на всички спътници са покрити с метеоритни кратери.

Нептун.

Външно Нептун е подобен на Уран; спектърът му също е доминиран от лентите на метан и водород. Топлинният поток от Нептун значително надвишава мощността на падащата върху него слънчева топлина, което показва наличието на вътрешен източник на енергия. Възможно е голяма част от вътрешната топлина да се генерира от приливите, причинени от масивната луна Тритон, която се върти в обратна посока на разстояние 14,5 от радиуса на планетата. Voyager 2, летящ през 1989 г. на разстояние 5000 км от облачния слой, открива още 6 спътника и 5 пръстена близо до Нептун. В атмосферата бяха открити Голямото тъмно петно ​​и сложна система от вихрови потоци. Розовата повърхност на Тритон разкрива невероятни геоложки характеристики, включително мощни гейзери. Спътникът Протей, открит от Вояджър, се оказа по-голям от Нереид, открита от Земята през далечната 1949 година.

Плутон.

Плутон има силно удължена и наклонена орбита; в перихелий се приближава до Слънцето на 29,6 AU. и се отстранява в афелия с 49,3 AU. През 1989 г. Плутон премина през перихелий; от 1979 до 1999 г. беше по-близо до Слънцето, отколкото до Нептун. Въпреки това, поради големия наклон на орбитата на Плутон, пътят му никога не се пресича с Нептун. Средната температура на повърхността на Плутон е 50 К, тя се променя от афелий до перихелий с 15 К, което е доста забележимо при толкова ниски температури. По-специално това води до появата на разредена метанова атмосфера през периода, когато планетата преминава през перихелий, но налягането му е 100 000 пъти по-малко от налягането на земната атмосфера. Плутон не може да задържи атмосферата за дълго време - все пак той е по-малък от Луната.

Сателитът на Плутон Харон обикаля за 6,4 дни близо до планетата. Орбитата му е много силно наклонена към еклиптиката, така че затъмнения се случват само в редки епохи от преминаването на Земята през равнината на орбитата на Харон. Яркостта на Плутон се променя редовно с период от 6,4 дни. Следователно Плутон се върти синхронно с Харон и има големи петна по повърхността. По отношение на размера на планетата Харон е много голям. Двойката Плутон-Харон често се нарича "двойна планета". Едно време Плутон се смяташе за "избягал" спътник на Нептун, но след откриването на Харон това изглежда малко вероятно.

ПЛАНЕТИТЕ: СРАВНИТЕЛЕН АНАЛИЗ

Вътрешна структура.

Обекти на Слънчевата система по отношение на техните вътрешна структурамогат да бъдат разделени на 4 категории: 1) комети, 2) малки тела, 3) земни планети, 4) газови гиганти. Кометите са прости ледени тела със специален състав и история. Категорията на малките тела включва всички други небесни обекти с радиуси под 200 km: междупланетни прахови зърна, частици от планетарни пръстени, малки спътници и повечето астероиди. По време на еволюцията на Слънчевата система всички те губят топлината, освободена по време на първичното натрупване, и се охлаждат, като нямат достатъчно размер, за да се нагреят поради радиоактивния разпад, протичащ в тях. Земните планети са много разнообразни: от "железния" Меркурий до мистериозната ледена система Плутон - Харон. В допълнение към най-големите планети, Слънцето понякога се отнася към категорията газови гиганти, според формалните критерии.

Най-важният параметър, който определя състава на планетата, е средната плътност (общата маса, разделена на общия обем). Стойността му веднага показва каква е планетата - "камък" (силикати, метали), "лед" (вода, амоняк, метан) или "газ" (водород, хелий). Въпреки че повърхностите на Меркурий и Луната са поразително сходни, вътрешният им състав е напълно различен, тъй като средната плътност на Меркурий е 1,6 пъти по-голяма от тази на Луната. В същото време масата на живака е малка, което означава, че високата му плътност се дължи главно не на компресията на материята под въздействието на гравитацията, а на специалния му химичен състав: живакът съдържа 60–70% тегловни метали и 30–40% силикати. Меркурий има много по-високо съдържание на метал на единица маса от всяка друга планета.

Венера се върти толкова бавно, че нейното екваториално подуване се измерва само с части от метър (при Земята - 21 км) и абсолютно не може да каже нищо за вътрешната структура на планетата. Гравитационното му поле корелира с топографията на повърхността, за разлика от Земята, където континентите "плуват". Може би континентите на Венера са фиксирани от твърдостта на мантията, но е възможно релефът на Венера да се поддържа динамично от енергийна конвекция в мантията.

Повърхността на Земята е значително по-млада от повърхностите на други тела в Слънчевата система. Това се дължи главно на интензивната обработка на земния материал в резултат на тектоника на плочите. Ерозията под въздействието на течна вода също е забележимо засегната. Повърхностите на повечето планети и спътници са доминирани от пръстеновидни структури, свързани с ударни кратери или вулкани; на Земята тектониката на плочите е довела до факта, че нейните най-големи планини и низини са линейни. Пример за това са планинските вериги, нарастващи при сблъсъка на две плочи; океански ровове, маркиращи местата, където едната плоча преминава под другата (зони на субдукция); а също и средноокеански хребети на местата, където две плочи се разминават под въздействието на млада кора, изплуваща от мантията (зона на разпространение). И така, облекчението земна повърхностотразява динамиката на нейните недра.

Малки проби горна мантияЗеми стават достъпни за лабораторно изследванекогато се издигат на повърхността като част от магматични скали. Известни са ултраосновни включвания (ултраосновни скали, бедни на силикати и богати на Mg и Fe), съдържащи минерали, които се образуват само при високо налягане (например диамант), както и сдвоени минерали, които могат да съществуват съвместно само ако са се образували при високо налягане. Тези включвания позволиха да се оцени с достатъчна точност състава на горната мантия на дълбочина от прибл. 200 км. Минералогичният състав на дълбоката мантия не е толкова известен, тъй като няма точни данни за разпределението на температурата с дълбочина и основните фази на дълбоките минерали все още не са възпроизведени в лабораторията. Ядрото на Земята се дели на външно и вътрешно. Външното ядро ​​не пропуска напречни сеизмични вълни, следователно е течно. Въпреки това, на дълбочина от 5200 km материалът на сърцевината отново започва да провежда напречни вълни, но с ниска скорост; това означава, че вътрешното ядро ​​е частично "замръзнало". Плътността на сърцевината е по-ниска, отколкото би била за чиста никел-желязна течност, вероятно поради примеса на сярата.

Една четвърт от повърхността на Марс е заета от планината Тарсис, която се е издигнала със 7 км спрямо средния радиус на планетата. Именно върху него са разположени повечето вулкани, при образуването на които лавата се разстила на голямо разстояние, което е характерно за разтопените скали, богати на желязо. Една от причините огромен размерМарсианските вулкани (най-големият в Слънчевата система) е, че за разлика от Земята, Марс няма плочи, движещи се относително горещи центрове в мантията, така че вулканите растат на едно място за дълго време. Марс няма магнитно поле и не е открита сеизмична активност. В почвата му имаше много железни оксиди, което показва слаба диференциация на подпочвата.

Вътрешна топлина.

Много планети излъчват повече топлина, отколкото получават от слънцето. Количеството топлина, генерирано и съхранявано в недрата на планетата, зависи от нейната история. За формиращата се планета метеоритното бомбардиране е основният източник на топлина; тогава топлината се отделя по време на диференциацията на подповърхността, когато най-плътните компоненти, като желязо и никел, се утаят към центъра и образуват ядрото. Юпитер, Сатурн и Нептун (но по някаква причина не и Уран) все още излъчват топлината, която са съхранявали, когато са се образували преди 4,6 милиарда години. В земните планети важен източник на отопление в настоящата ера е разпадането на радиоактивни елементи – уран, торий и калий, които са били в малки количества в първоначалния хондритен (слънчев) състав. Разсейването на енергията на движение при приливни деформации - така нареченото "приливно разсейване" - служи като основен източник на нагряване на Йо и играе значителна роля в еволюцията на някои планети, чието въртене (например Меркурий) забави приливите и отливите.

Конвекция в мантията.

Ако течността се нагрява достатъчно силно, в нея се развива конвекция, тъй като топлопроводимостта и излъчването не могат да се справят с локално доставяния топлинен поток. Може да изглежда странно да се каже, че недрата на земните планети са погълнати от конвекция, като течност. Не знаем ли, че според сеизмологичните данни срязващите вълни се разпространяват в земната мантия и следователно мантията не се състои от течност, а от твърди скали? Но нека вземем обикновена шпакловка за стъкло: когато се натиска бавно, тя се държи като вискозна течност, с остър натиск - като еластично тяло, а при удар - като камък. Това означава, че за да разберем как се държи дадено вещество, трябва да вземем предвид времевия мащаб на процесите. Срязващите сеизмични вълни преминават през вътрешността на Земята за минути. В геоложка времева скала, измерена в милиони години, скалите са пластично деформирани, ако върху тях постоянно се прилага значително напрежение.

Удивително е, че земната коравсе още се изправя, връщайки се към предишната форма, която е имала преди последното заледяване, приключило преди 10 000 години. След като изучава възрастта на възнесените брегове на Скандинавия, Н. Хаскел изчислява през 1935 г., че вискозитетът на земната мантия е 10 23 пъти по-висок от вискозитета на течната вода. Но дори в същото време математическият анализ показва, че земната мантия е в състояние на интензивна конвекция (такова движение на земната вътрешност може да се види в ускорен филм, където милион години минават за секунда). Подобни изчисления показват, че Венера, Марс и в по-малка степен Меркурий и Луната също вероятно имат конвективни мантии.

Тепърва започваме да разбираме природата на конвекцията в планетите газови гиганти. Известно е, че конвективните движения са силно повлияни от бързото въртене, което съществува в планетите-гиганти, но е много трудно експериментално да се изследва конвекцията във въртяща се сфера с централно привличане. Досега най-точните експерименти от този вид са провеждани в микрогравитация в околоземна орбита. Тези експерименти, заедно с теоретични изчисления и числени модели, показаха, че конвекция възниква в тръби, удължени по оста на въртене на планетата и огънати в съответствие с нейната сферичност. Такива конвективни клетки се наричат ​​"банани" за тяхната форма.

Налягането на планетите газови гиганти варира от 1 бар при върховете на облака до около 50 Mbar в центъра. Следователно основният им компонент – водородът – е на различни нива в различни фази. При налягане над 3 Mbar обикновеният молекулен водород се превръща в течен метал като лития. Изчисленията показват, че Юпитер се състои предимно от метален водород. А Уран и Нептун, очевидно, имат удължена мантия от течна вода, която също е добър проводник.

Магнитно поле.

Външното магнитно поле на планетата носи важна информация за движението на нейната вътрешност. Това е магнитното поле, което задава референтната рамка, в която се измерва скоростта на вятъра в облачната атмосфера на гигантската планета; именно това показва, че в течнометалното ядро ​​на Земята съществуват мощни потоци, а във водните мантии на Уран и Нептун се случва активно смесване. Напротив, липсата на силно магнитно поле за Венера и Марс налага ограничения върху вътрешната им динамика. Сред земните планети магнитното поле на Земята има изключителна интензивност, което показва активен динамо ефект. Липсата на силно магнитно поле на Венера не означава, че ядрото й се е втвърдило: най-вероятно бавното въртене на планетата предотвратява динамо ефекта.

Уран и Нептун имат еднакви магнитни диполи с голям наклон към осите на планетите и изместване спрямо центровете им; това показва, че техният магнетизъм произлиза от техните мантии, а не от техните ядра. Спътниците на Юпитер Йо, Европа и Ганимед имат свои собствени магнитни полета, но Калисто не. Остатъчен магнетизъм е открит на Луната.

Атмосфера.

Слънцето, осем от деветте планети и три от шестдесет и трите спътника имат атмосфера. Всяка атмосфера има свой специфичен химичен състав и тип поведение, наречено "време". Атмосферите са разделени на две групи: за земните планети плътната повърхност на континентите или океана определя условията на долната граница на атмосферата, а за газовите гиганти атмосферата е практически бездънна.

При земните планети тънък (0,1 km) слой от атмосферата близо до повърхността постоянно изпитва нагряване или охлаждане от нея, а при движение - триене и турбуленция (поради неравностите на релефа); този слой се нарича повърхностен или граничен. На самата повърхност молекулярният вискозитет "прилепва" атмосферата към земята, така че дори лек бриз създава силен вертикален градиент на скоростта, който може да причини турбуленция. Промяната на температурата на въздуха с височината се контролира от конвективна нестабилност, тъй като отдолу въздухът се нагрява от топла повърхност, става по-лек и плува; издигайки се в областта на ниското налягане, тя се разширява и излъчва топлина в пространството, поради което се охлажда, става по-плътна и потъва. В резултат на конвекция в долната атмосфера се установява адиабатичен вертикален температурен градиент: например в земната атмосфера температурата на въздуха намалява с височина с 6,5 K / km. Тази ситуация съществува до тропопаузата (на гръцки "tropo" - завой, "пауза" - прекратяване), която ограничава долната атмосфера, наречена тропосфера. Тук се случват промените, които наричаме времето. В близост до Земята тропопаузата преминава на височини 8–18 km; на екватора е с 10 км по-високо, отколкото на полюсите. Поради експоненциалното намаляване на плътността с височината, 80% от масата на земната атмосфера е затворена в тропосферата. Също така съдържа почти цялата водна пара, което означава облаците, които създават времето.

На Венера въглеродният диоксид и водната пара, заедно със сярната киселина и серен диоксид, абсорбират почти цялата инфрачервена радиация, излъчвана от повърхността. Причинява силно Парниковия ефект, т.е. води до факта, че температурата на повърхността на Венера е с 500 К по-висока от тази, която би имала в атмосфера, прозрачна за инфрачервено лъчение. Основните "парникови" газове на Земята са водна пара и въглероден диоксид, които повишават температурата с 30 К. На Марс въглеродният диоксид и атмосферният прах причиняват слаб парников ефект от само 5 К. скали. Серният диоксид е обогатен в долната атмосфера на Венера, така че в него има плътен слой от облаци от сярна киселина на височини от 50 до 80 km. Малко количество сяросъдържащи вещества се намират и в земната атмосфера, особено след мощни вулканични изригвания. Сярата не е регистрирана в атмосферата на Марс, поради което вулканите му са неактивни в настоящата епоха.

На Земята стабилно понижение на температурата с надморска височина в тропосферата се променя над тропопаузата до повишаване на температурата с надморска височина. Следователно има изключително стабилен слой, наречен стратосфера (лат. stratum – слой, настилка). Наличието на постоянни тънки аерозолни слоеве и дълготрайния престой на радиоактивни елементи от тях ядрени експлозиислужат като пряко доказателство за липсата на смесване в стратосферата. В земната стратосфера температурата продължава да се повишава с височина до стратопаузата, преминавайки на надморска височина от прибл. 50 км. Източникът на топлина в стратосферата са фотохимичните реакции на озона, чиято концентрация е максимална на височина от прибл. 25 км. Озонът поглъща ултравиолетовата радиация, така че под 75 км почти целият се превръща в топлина. Химията на стратосферата е сложна. Озонът се образува главно в екваториалните райони, но най-голямата му концентрация се намира над полюсите; това показва, че съдържанието на озон се влияе не само от химията, но и от динамиката на атмосферата. Марс също има по-високи концентрации на озон над полюсите, особено над зимния полюс. В сухата атмосфера на Марс има сравнително малко хидроксилни радикали (OH), които разрушават озона.

Температурните профили на атмосферите на планетите-гиганти бяха определени от наземни наблюдения на звездните покрития от планетите и от данните на сондите, по-специално от отслабването на радиосигналите, когато сондата навлезе в планетата. Всяка от планетите откри тропопауза и стратосфера, над които се намират термосферата, екзосферата и йоносферата. Температурата на термосферите на Юпитер, Сатурн и Уран, съответно, е прибл. 1000, 420 и 800 К. Високите температури и относително ниската гравитация на Уран позволяват на атмосферата да се простира до пръстените. Това причинява забавяне и бързо падане на праховите частици. Тъй като праховите ленти все още се наблюдават в пръстените на Уран, там трябва да има източник на прах.

Въпреки че температурната структура на тропосферата и стратосферата в атмосферите на различни планети има много общо, техният химичен състав е много различен. Атмосферите на Венера и Марс са предимно от въглероден диоксид, но те представляват два екстремни примера за атмосферна еволюция: Венера има плътна и гореща атмосфера, докато Марс има студена и разредена атмосфера. Важно е да се разбере дали земната атмосфера в крайна сметка ще стигне до един от тези два типа и дали тези три атмосфери винаги са били толкова различни.

Съдбата на първоначалната вода на планетата може да се определи чрез измерване на съдържанието на деутерий по отношение на лекия изотоп на водорода: съотношението D / H налага ограничение на количеството водород, напускащ планетата. Масата на водата в атмосферата на Венера сега е 10 -5 от масата на земните океани. Но съотношението D/H на Венера е 100 пъти по-високо, отколкото на Земята. Ако първоначално това съотношение беше същото на Земята и Венера и водните запаси на Венера не бяха попълнени по време на нейната еволюция, тогава стократното увеличение на съотношението D / H на Венера означава, че някога тя е имала сто пъти повече вода върху себе си, отколкото сега става. Обяснението за това обикновено се търси в рамките на теорията за "парниковото изпаряване", която гласи, че Венера никога не е била достатъчно студена, за да може водата да кондензира на повърхността й. Ако водата винаги изпълваше атмосферата под формата на пара, тогава фотодисоциацията на водните молекули доведе до освобождаването на водород, чийто лек изотоп избяга от атмосферата в космоса, а останалата вода беше обогатена с деутерий.

Голям интерес представлява силната разлика между атмосферите на Земята и Венера. Смята се, че съвременните атмосфери на земните планети са се образували в резултат на обезгазяване на вътрешността; в този случай се отделят основно водна пара и въглероден диоксид. На Земята водата е концентрирана в океана, а въглеродният диоксид е уловен в седиментните скали. Но Венера е по-близо до Слънцето, горещо е и няма живот; следователно въглеродният диоксид остава в атмосферата. Водни пари под въздействието на слънчева светлина се дисоциират на водород и кислород; водородът избяга в космоса (земната атмосфера също бързо губи водород), а кислородът беше свързан в скалите. Вярно е, че разликата между тези две атмосфери може да се окаже по-дълбока: все още няма обяснение за факта, че в атмосферата на Венера има много повече аргон, отколкото в атмосферата на Земята.

Повърхността на Марс сега е студена и суха пустиня. През най-топлата част на деня температурата може леко да надвиши нормалната точка на замръзване на водата, но ниското атмосферно налягане пречи на водата на повърхността на Марс да бъде течна: ледът веднага се превръща в пара. Марс обаче има няколко каньона, които приличат на пресъхнали речни корита. Някои от тях изглежда са изкопани от краткотрайни, но катастрофално мощни водни потоци, докато други показват дълбоки дерета и обширна мрежа от долини, което показва вероятното дългосрочно съществуване на равнинни реки в ранните периоди от историята на Марс. Има и морфологични индикации, че старите кратери на Марс са разрушени от ерозия много по-силно от младите, а това е възможно само ако атмосферата на Марс е била много по-плътна от сега.

В началото на 60-те години се смяташе, че полярните шапки на Марс са съставени от воден лед. Но през 1966 г. Р. Лейтън и Б. Мъри изследват топлинния баланс на планетата и показват, че въглеродният диоксид трябва да кондензира в големи количества на полюсите, а балансът на твърд и газообразен въглероден диоксид трябва да се поддържа между полярните шапки и атмосферата . Любопитно е, че сезонният растеж и свиване на полярните шапки водят до колебания на налягането в марсианската атмосфера с 20% (например в кабините на стари реактивни лайнери спадът на налягането по време на излитане и кацане също е около 20%). Космическите снимки на полярните шапки на Марс показват невероятни спираловидни модели и стъпаловидни тераси, които сондата Mars Polar Lander (1999) трябваше да изследва, но не успя да кацне.

Не е известно точно защо налягането на марсианската атмосфера е спаднало толкова много, вероятно от няколко бара през първите милиарди години до 7 mbar сега. Възможно е изветряването на повърхностните скали да е отстранило въглеродния диоксид от атмосферата, свързвайки въглерода в карбонатните скали, както се случи на Земята. При повърхностна температура от 273 К този процес може да унищожи атмосферата на въглероден диоксид на Марс с налягане от няколко бара само за 50 милиона години; очевидно се е оказало много трудно да се поддържа топъл и влажен климат на Марс през цялата история на Слънчевата система. Подобен процес се отразява и на съдържанието на въглерод в земната атмосфера. Около 60 бара въглерод сега е свързан в земните карбонатни скали. Очевидно в миналото земната атмосфера съдържаше значително повече въглероден диоксид, отколкото сега, а температурата на атмосферата беше по-висока. Основната разлика в еволюцията на атмосферата на Земята и Марс е, че на Земята тектониката на плочите поддържа въглеродния цикъл, докато на Марс тя е "заключена" в скали и полярни шапки.

Близопланетарни пръстени.

Любопитно е, че всяка от планетите-гиганти има система от пръстени, но нито една планета от земен тип. Тези, които за първи път гледат Сатурн през телескоп, често възкликват: „Е, точно като на снимката!”, Виждайки неговите невероятно ярки и ясни пръстени. Пръстените на останалите планети обаче са почти невидими през телескоп. Бледият пръстен на Юпитер изпитва мистериозно взаимодействие с него магнитно поле... Уран и Нептун са заобиколени от няколко тънки пръстена; структурата на тези пръстени отразява тяхното резонансно взаимодействие с близките спътници. Трите кръгови дъги на Нептун са особено интригуващи за изследователите, тъй като те са ясно ограничени както в радиалната, така и в азимуталната посока.

Голяма изненада беше откриването на тесните пръстени на Уран по време на наблюдението на покриването му на звезда през 1977 г. Факт е, че има много явления, които биха могли забележимо да разширят тесните пръстени само за няколко десетилетия: това са взаимни сблъсъци на частици , ефектът на Пойнтинг-Робъртсън (радиационно спиране) и плазмено инхибиране. От практическа гледна точка тесните пръстени, чието положение може да се измери с висока точност, се оказаха много удобен индикатор за орбиталното движение на частиците. Прецесията на пръстените на Уран направи възможно да се установи разпределението на масата в рамките на планетата.

Тези, на които им се е налагало да карат кола с прашно предно стъкло към изгряващото или залязващо слънце, знаят, че праховите частици разпръскват силно светлината в посока на падането й. Ето защо е трудно да се открие прах в планетарните пръстени, наблюдавайки ги от Земята, т.е. от страната на слънцето. Но всеки път, когато космическата сонда прелетя покрай външната планета и „погледне“ назад, получавахме изображения на пръстените в пропусната светлина. В такива изображения на Уран и Нептун са открити неизвестни досега прахови пръстени, които са много по-широки от отдавна познатите тесни пръстени.

Въртящите се дискове са най-важната тема в съвременната астрофизика. Много от динамичните теории, разработени за обяснение на структурата на галактиките, могат да бъдат използвани за изследване на планетарните пръстени. Така пръстените на Сатурн станаха обект за проверка на теорията за самогравитиращите дискове. Свойството на самогравитацията на тези пръстени се показва от наличието както на спирални вълни на плътност, така и на спирални вълни на огъване в тях, които се виждат на подробни изображения. Вълновият пакет, открит в пръстените на Сатурн, се приписва на силния хоризонтален резонанс на планетата с луната Япет, който възбужда вълни на спирална плътност във външната част на деленето на Касини.

Имаше много спекулации за произхода на пръстените. Важно е те да лежат в зоната на Рош, т.е. на такова разстояние от планетата, където взаимното привличане на частиците е по-малко от разликата в силите на привличане между тях от планетата. В зоната на Рош разпръснатите частици не могат да образуват спътник на планетата. Възможно е материята на пръстените да е останала "непотърсена" още от образуването на самата планета. Но може би това са следи от скорошна катастрофа – сблъсък на два спътника или унищожаване на спътник от приливните сили на планетата. Ако съберете цялото вещество на пръстените на Сатурн, ще получите тяло с радиус от прибл. 200 км. В пръстените на останалите планети веществото е много по-малко.

МАЛКИ ТЕЛА НА СЛЪНЧАТА СИСТЕМА

астероиди.

Много малки планети - астероиди - се въртят около Слънцето, главно между орбитите на Марс и Юпитер. Астрономите приеха името "астероид", защото в телескоп те изглеждат като бледи звезди ( астрана гръцки „звезда“). Отначало те мислеха, че това са фрагменти от някога съществувал голяма планета, но след това стана ясно, че астероидите никога не са образували едно тяло; най-вероятно това вещество не може да се обедини в планета поради влиянието на Юпитер. Смята се, че общата маса на всички астероиди в нашата епоха е само 6% от масата на Луната; половината от тази маса се съдържа в трите най-големи - 1 Церера, 2 Палада и 4 Веста. Числото в обозначението на астероида показва реда, в който е открит. На астероидите с точно известни орбити се приписват не само серийни номера, но и имена: 3 Юнона, 44 Низа, 1566 Икар. Точните орбитални елементи на повече от 8000 астероида са известни от 33 000 открити до момента.

Има най-малко двеста астероиди с радиус над 50 км и около хиляда - повече от 15 км. Смята се, че около един милион астероида имат радиус над 0,5 км. Най-големият от тях е Церера, доста тъмен и труден за наблюдение обект. Необходими са специални методи на адаптивна оптика, за да се разпознаят детайлите на повърхността дори на големи астероиди с помощта на наземни телескопи.

Орбиталните радиуси на повечето астероиди са между 2,2 и 3,3 AU, тази област се нарича "астероиден пояс". Но той не е изцяло изпълнен с орбити на астероиди: на разстояния от 2,50, 2,82 и 2,96 AU. няма нито един от тях; тези "прозорци" са се образували под влияние на смущения от посоката на Юпитер. Всички астероиди се въртят в посока напред, но орбитите на много от тях са забележимо удължени и наклонени. Някои астероиди имат много любопитни орбити. И така, групата Троянцев обикаля около Юпитер; повечето от тези астероиди са много тъмни и червени. Астероидите от групата на Амур имат орбити, приближаващи или пресичащи орбитата на Марс; включително 433 Ерос. Астероидите от групата Аполон пресичат орбитата на Земята; сред тях 1533 Икар, който е най-близо до Слънцето. Очевидно рано или късно тези астероиди преживяват опасно приближаване към планетите, което завършва със сблъсък или голяма промяна в орбитата. И накрая, наскоро астероидите от групата на Атон бяха разпределени в специален клас, чиито орбити лежат почти изцяло в орбитата на Земята. Всички те са много малки по размер.

Яркостта на много астероиди се променя периодично, което е естествено за въртящи се неправилни тела. Периодите на тяхното въртене са в диапазона от 2,3 до 80 часа и са средно близо до 9 ч. Астероидите дължат неправилната си форма на многобройни взаимни сблъсъци. Примери за екзотични форми дават 433 Ерос и 643 Хектор, в които съотношението на дължините на осите достига 2,5.

В миналото цялата вътрешна слънчева система вероятно е била подобна на главния астероиден пояс. Юпитер, разположен близо до този пояс, силно смущава движението на астероидите чрез своето привличане, увеличава скоростта им и води до сблъсъци, а това по-често ги унищожава, отколкото обединява. Подобно на незавършена планета, астероидният пояс ни дава уникална възможност да видим части от структурата, преди да се скрият вътре в готовото тяло на планетата.

Изучавайки светлината, отразена от астероидите, е възможно да научите много за състава на тяхната повърхност. Повечето астероиди, въз основа на тяхната отразяваща способност и цвят, се причисляват към три групи, подобни на групите метеорити: астероиди от типа ° Симат тъмна повърхност, като въглеродни хондрити ( виж отдолуМетеорити), тип Спо-ярка и по-червена и вида Мподобни на никел-железните метеорити. Например, 1 Церера е подобна на въглеродните хондрити, а 4 Веста е подобна на базалтовите еукрити. Това показва, че произходът на метеоритите е свързан с астероидния пояс. Повърхността на астероидите е покрита със ситно натрошен камък - реголит. Доста странно е, че той остава на повърхността след удара на метеорити - в края на краищата 20-километров астероид има гравитация 10 –3 g, а скоростта на напускане на повърхността е само 10 m / s.

В допълнение към цвета, сега има много характерни инфрачервени и ултравиолетови спектрални линии, използвани за класифициране на астероиди. Според тези данни се разграничават 5 основни класа: А, ° С, д, Си т... Астероидите 4 Vesta, 349 Dembowska и 1862 Apollo не се вписват в тази класификация: всеки от тях заема специална позиция и се превръща в прототип на нови класове, съответно V, Ри В, които сега съдържат други астероиди. От голяма група С-по-късно се появиха класове астероиди Б, Фи г... Съвременната класификация има 14 вида астероиди, обозначени (в низходящ ред на броя на членовете) с букви С, ° С, М, д, Ф, П, г, Е, Б, т, А, V, В, Р... Тъй като албедото на С-астероидите са по-ниски от С-астероиди, наблюдава се селекция: тъмно С-астероидите са по-трудни за откриване. Като се има предвид това, най-многобройният вид е именно С-астероиди.

Сравнението на спектрите на астероиди от различни типове със спектрите на проби от чисти минерали образува три големи групи: примитивни ( ° С, д, П, В), метаморфичен ( Ф, г, Б, т) и магматичен ( С, М, Е, А,V, Р). Повърхността на примитивните астероиди е богата на въглерод и вода; метаморфните съдържат по-малко вода и летливи вещества от примитивните; магматичните са покрити със сложни минерали, вероятно образувани от стопилка. Вътрешният регион на главния астероиден пояс е богато населен от магматични астероиди, метаморфичните астероиди преобладават в средата на пояса, а примитивните астероиди преобладават в периферията. Това показва, че по време на формирането на Слънчевата система в астероидния пояс е съществувал рязък температурен градиент.

Класификацията на астероидите въз основа на техните спектри групи тела според състава на повърхността. Но ако разгледаме елементите на техните орбити (голяма полуос, ексцентриситет, наклон), то се открояват динамичните семейства астероиди, описани за първи път от К. Хираяма през 1918 г. Най-населените от тях са семействата на Темида, Еос и Коронис. Всяко семейство вероятно е рояк отломки от сравнително скорошен сблъсък. Системното изследване на Слънчевата система ни кара да разберем, че големите сблъсъци са по-скоро правило, отколкото изключение, и че Земята също не е имунизирана от тях.

Метеорити.

Метеороидът е малко тяло, обикалящо около слънцето. Метеорът е метеороид, който влетя в атмосферата на планетата и свети ярко. И ако остатъкът му падне на повърхността на планетата, се нарича метеорит. Метеоритът се счита за „паднал“, ако има очевидци, които са наблюдавали полета му в атмосферата; иначе се нарича "намерено".

Има много повече "намерени" метеорити, отколкото "паднали". Те често се намират от туристи или селяни, работещи на полето. Тъй като метеоритите имат тъмен цвяти лесно различими в снега, ледените полета на Антарктида, където вече са открити хиляди метеорити, са отлично място за търсенето им. За първи път метеорит в Антарктида е открит през 1969 г. от група японски геолози, изучаващи ледниците. Те откриха 9 фрагмента, лежащи един до друг, но принадлежащи на четири различни вида метеорити. Оказа се, че падналите върху леда метеорити на различни места се събират там, където спират ледниковите полета, движещи се със скорост от няколко метра годишно, навлизайки в планински вериги. Вятърът разрушава и изсушава горните слоеве лед (появява се суха сублимация - аблация), а метеоритите се концентрират върху повърхността на ледника. Такъв лед има синкав цвят и лесно се различава от въздуха, което учените използват, когато изучават места, които са обещаващи за събиране на метеорити.

Важно падане на метеорит се случи през 1969 г. в Чихуахуа, Мексико. Първият от многото големи фрагменти е намерен близо до къща в село Пуеблито де Алиенде и, следвайки традицията, всички открити фрагменти от този метеорит са обединени под името Алиенде. Падането на метеорита Алиенде съвпадна с началото лунна програмаАполон и даде възможност за ученида разработи методи за анализ на извънземни проби. През последните години беше установено, че някои метеорити, съдържащи бели отломки, вградени в по-тъмна основна скала, са лунни фрагменти.

Метеоритът Алиенде принадлежи към хондритите - важна подгрупа каменни метеорити. Наричат ​​се така, защото съдържат хондрули (от гръцки Chondros, зърно) - най-старите сферични частици, които се кондензират в протопланетна мъглявина и след това стават част от по-късните скали. Такива метеорити ни позволяват да оценим възрастта на Слънчевата система и нейния първоначален състав. Богатите на калций и алуминий метеоритни включвания на Алиенде, първите, които кондензират поради високата си точка на кипене, имат възраст, измерена чрез радиоактивен разпад от 4,559 ± 0,004 милиарда години. Това е най-точната оценка за възрастта на Слънчевата система. Освен това всички метеорити носят "исторически записи", причинени от дългосрочното влияние на галактическите космически лъчи, слънчевата радиация и слънчевия вятър върху тях. Чрез изследване на щетите, причинени от космическите лъчи, можем да кажем колко време е бил метеоритът в орбита, преди да попадне под защитата на земната атмосфера.

Пряката връзка между метеоритите и Слънцето произтича от факта, че елементният състав на най-старите метеорити – хондрити – точно повтаря състава на слънчевата фотосфера. Единствените елементи, които се различават по съдържание, са летливите вещества, като водород и хелий, обилно изпарени от метеоритите по време на тяхното охлаждане, както и литий, частично "изгорен" от Слънцето при ядрени реакции. Термините "слънчев състав" и "хондритен състав" се използват взаимозаменяемо, когато се описва горната "рецепта за слънчева материя". Каменните метеорити, чийто състав се различава от слънчевия, се наричат ​​ахондрити.

Малки фрагменти.

Почти слънчевото пространство е изпълнено с малки частици, чиито източници са колапсиращите ядра на комети и сблъсъци на тела, главно в астероидния пояс. Най-малките частици постепенно се приближават към Слънцето в резултат на ефекта на Пойнтинг-Робъртсън (той се състои във факта, че налягането на слънчевата светлина върху движеща се частица не е насочено точно по линията Слънце-частица, а в резултат на аберация на светлината е се отклонява назад и следователно забавя движението на частицата). Падането на малки частици върху Слънцето се компенсира с постоянното им възпроизвеждане, така че в равнината на еклиптиката винаги има натрупване на прах, който разпръсква слънчевите лъчи. В най-тъмните нощи се вижда под формата на зодиакална светлина, простираща се в широка ивица по еклиптиката на запад след залез и на изток преди изгрев. Близо до Слънцето зодиакалната светлина преминава в фалшива корона ( Ф-корона, от false - фалшив), което се вижда само при пълно затъмнение. С увеличаване на ъгловото разстояние от Слънцето яркостта на зодиакалната светлина бързо намалява, но в антислънчевата точка на еклиптиката тя отново се усилва, образувайки анти-сияние; това е така, защото фините прахови частици интензивно отразяват светлината обратно.

От време на време метеороидите попадат в земната атмосфера. Скоростта им е толкова висока (средно 40 km / s), че почти всички от тях, с изключение на най-малките и най-големите, изгарят на височина от около 110 km, оставяйки дълги светещи опашки - метеори или падащи звезди. Много метеороиди са свързани с орбитите на отделни комети, така че метеорите се наблюдават по-често, когато Земята минава близо до такива орбити в определени периоди от годината. Например, много метеори се наблюдават ежегодно около 12 август, когато Земята пресича потока Персеиди, свързан с частици, загубени от кометата 1862 III. Друг поток - Орионидите - около 20 октомври се свързва с прах от Халеевата комета.

Частици с размер под 30 микрона могат да се забавят в атмосферата и да паднат на земята, без да бъдат изгорени; такива микрометеорити се събират за лабораторен анализ. Ако частиците с размери няколко сантиметра или повече се състоят от достатъчно плътно вещество, тогава те също не изгарят напълно и падат на повърхността на Земята под формата на метеорити. Повече от 90% от тях са каменни; само специалист може да ги различи от земните скали. Останалите 10% от метеоритите са желязо (всъщност те са съставени от сплав от желязо и никел).

Метеоритите се считат за астероидни фрагменти. Железните метеорити някога са били част от ядрата на тези тела, унищожени от сблъсъци. Възможно е някои ронливи и богати на летливи метеорити да произхождат от комети, но това е малко вероятно; най-вероятно големи частици от комети изгарят в атмосферата и остават само малки. Като се има предвид колко е трудно кометите и астероидите да достигнат Земята, е ясно колко полезно е да се изследват метеорити, които независимо „пристигнаха“ на нашата планета от дълбините на Слънчевата система.

Комети.

Обикновено кометите пристигат от далечната периферия на Слънчевата система и за кратко време се превръщат в изключително зрелищни светила; по това време те привличат вниманието на всички, но много в природата им все още не е ясно. Нова комета обикновено се появява неочаквано и затова е почти невъзможно да се подготви космическа сонда, която да я срещне. Разбира се, можете бавно да подготвите и изпратите сонда за среща с една от стотиците периодични комети, чиито орбити са добре известни; но всички тези комети, които многократно се приближават до Слънцето, вече са остарели, почти напълно са загубили своите летливи и са станали бледи и неактивни. Само една периодична комета все още е запазила активност - това е кометата на Халей. Нейните 30 изяви се записват редовно от 240 г. пр.н.е. и наименува кометата на астронома Е. Гали, който предсказва появата й през 1758г.

Халеевата комета има орбитален период от 76 години, перихелийно разстояние от 0,59 AU. и афелий 35 a.u. Когато през март 1986 г. тя прекоси равнината на еклиптиката, армада от космически кораби с петдесет научни инструмента се втурна да я посрещне. Особено важни резултати са получени от две съветски сонди "Вега" и европейската "Джото", които за първи път предават изображения на кометното ядро. Те показват много неравна повърхност, покрита с кратери, и две газови струи, бликащи от слънчевата страна на ядрото. Обемът на ядрото на кометата на Халей беше по-голям от очакваното; повърхността му, която отразява само 4% от падащата светлина, е една от най-тъмните в Слънчевата система.

Около десет комети се наблюдават годишно, от които само една трета е открита по-рано. Те често се класифицират по орбитална продължителност: краткопериодични (3 P P P

През последните години беше открито доста богато население на Слънчевата система, под формата на диск, простиращ се директно отвъд орбитите на планетите-гиганти; нарича се "коланът на Кайпер" ( виж отдолу). Може да съдържа и много кометни ядра.

Обичайно е да се разграничават три части на кометата: малко (1-10 km) твърдо ядро, облак от газ и прах, който го заобикаля - глава или кома, с размери около 100 хиляди km, и опашка, простираща се на около 100 милиона km от него, насочена от Слънцето... Ядрото на кометата е ледено тяло с примес от твърди скали. Приближавайки се до Слънцето, ядрото се нагрява и газовите потоци, напускащи повърхността му, отвеждат прах и ледени частици, които образуват главата на кометата. В спектъра на главата обикновено се виждат ивици от молекули и радикали CN, CH, NH, OH, C 2, C 3, представляващи „фрагменти“ от по-сложни молекули на ядрото, унищожени от слънчевата радиация. Някои молекули се йонизират и започват активно да взаимодействат със слънчевия вятър, образувайки плазмена или йонна опашка (тип I); неговият спектър показва емисионни линии на CO +, OH + и N 2 + йони. Праховите частици образуват извита прахова опашка (тип II), чийто спектър е разпръсната слънчева светлина.

Когато газовете се изпаряват, ядрото на кометата също губи фин прах, но не е ясно дали оставя след себе си по-големи отломки. Интересно е и каква е съдбата на ядрото, след като загуби всички летливи вещества: прилича ли то на обикновен астероид? Любопитно е, че малките астероиди от групата на Аполон се движат по удължени орбити, много напомнящи орбитите на краткопериодичните комети.

Търсене на планети в Слънчевата система.

Неведнъж са правени предположения за възможността за съществуване на планета, по-близка до Слънцето от Меркурий. Льо Верие (1811-1877), който предсказва откриването на Нептун, изследва аномалиите в движението на перихелия на орбитата на Меркурий и въз основа на това предсказва съществуването на нов непозната планета... Скоро се появи съобщение за нейното наблюдение и планетата дори получи име - Вулкан. Но откритието не беше потвърдено.

През 1977 г. американският астроном Коуел открива много слаб обект, наречен "десетата планета". Но обектът се оказа твърде малък за планетата (около 200 км). Той е наречен Хирон и се приписва на астероидите, сред които тогава е най-отдалечен: афелият на орбитата му е отстранен с 18,9 AU. и почти докосва орбитата на Уран, а перихелият лежи непосредствено зад орбитата на Сатурн на разстояние 8,5 AU. от слънцето. С орбитален наклон от само 7°, той всъщност може да се доближи до Сатурн и Уран. Изчисленията показват, че такава орбита е нестабилна: Хирон или ще се сблъска с планетата, или ще бъде изхвърлен от Слънчевата система.

От време на време се публикуват теоретични прогнози за съществуването на големи планети извън орбитата на Плутон, но засега те не са потвърдени. Анализът на кометните орбити показва, че до разстояние от 75 AU. планети по-голям от земятаотвъд Плутон, не. Напълно възможно е обаче в тази област да съществуват голям брой малки планети, които не са лесни за откриване. Съществуването на този клъстер от занептунови тела се подозира от дълго време и дори получи името - поясът на Кайпер, по името на известния американски планетарен изследовател. Първите обекти в него обаче са открити едва наскоро. През 1992-1994 г. са открити 17 малки планети отвъд орбитата на Нептун. От тях 8 се движат на разстояния от 40–45 AU. от Слънцето, т.е. дори отвъд орбитата на Плутон.

Поради голямото разстояние яркостта на тези обекти е изключително слаба; само най-големите телескопи в света са подходящи за тяхното търсене. Следователно, досега само около 3 квадратни градуса от небесната сфера са били систематично сканирани, т.е. 0,01% от площта му. Поради това се очаква отвъд орбитата на Нептун да има десетки хиляди обекти, подобни на намерените, и милиони по-малки, с диаметър 5-10 км. Според оценките, този клъстер от малки тела е стотици пъти по-масивен от астероидния пояс, разположен между Юпитер и Марс, но е по-нисък по маса от гигантския кометен облак Оорт.

Обекти отвъд Нептун все още е трудно да се отнесат към който и да е клас малки тела в Слънчевата система - до астероиди или ядра на комети. Новооткритите тела са с размери 100–200 км и имат доста червена повърхност, което показва древния им състав и възможното наличие на органични съединения. Телата на "пояса на Кайпер" напоследък се откриват доста често (до края на 1999 г. са открити около 200 от тях). Някои планетарни учени смятат, че би било по-правилно да наречем Плутон не „най-малката планета“, а „най-голямото тяло от пояса на Кайпер“.

ДРУГИ ПЛАНЕТАРНИ СИСТЕМИ

От модерни гледкиотносно образуването на звезди, следва, че раждането на звезда от слънчев тип трябва да бъде придружено от образуването на планетарна система. Дори ако това се отнася само за звезди, напълно подобни на Слънцето (т.е. единични звезди от спектрален тип г), то в този случай не по-малко от 1% от звездите на Галактиката (а това е около 1 милиард звезди) трябва да имат планетни системи. По-подробен анализ показва, че всички звезди могат да имат планети, по-студени от спектралния клас. Фи дори включени в двоични системи.

Всъщност през последните години се появиха съобщения за откриване на планети около други звезди. В същото време самите планети не се виждат: тяхното присъствие се засича от лекото изместване на звездата, причинено от привличането й към планетата. Орбиталното движение на планетата кара звездата да се „клати“ и периодично да променя радиалната си скорост, която може да бъде измерена чрез позицията на линиите в спектъра на звездата (ефект на Доплер). До края на 1999 г. откриването на планети от Юпитер е докладвано в 30 звезди, включително 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, тбуу, uИ, 16 Cyg и т.н. Всичко това са звезди, близки до Слънцето, а разстоянието до най-близката от тях (Gliese 876) е само 15 sv. години. Два радиопулсара (PSR 1257 + 12 и PSR B1628–26) също имат планетни системи с маси от порядъка на масата на Земята. Оптичната технология все още не е успяла да открие такива леки планети в нормалните звезди.

Около всяка звезда можете да посочите екосфера, в която температурата на повърхността на планетата позволява да съществува течна вода. Слънчевата екосфера се простира от 0,8 до 1,1 AU. Той съдържа Земята, но Венера (0,72 AU) и Марс (1,52 AU) не падат. Вероятно във всяка планетарна система не повече от 1-2 планети попадат в екосферата, на която условията са благоприятни за живот.

ДИНАМИКА НА ОРБИТАЛНОТО ДВИЖЕНИЕ

Движението на планетите с висока точност се подчинява на трите закона на И. Кеплер (1571-1630), извлечени от неговите наблюдения:

1) Планетите се движат по елипси, в един от фокусите на които е Слънцето.

2) Радиус векторът, свързващ Слънцето и планетата, измита равни площи за равни периоди от време на орбиталното движение на планетата.

3) Квадратът на орбиталния период е пропорционален на куба на голямата полуос на елиптичната орбита.

Вторият закон на Кеплер следва директно от запазването на ъгловия импулс и е най-общият от трите. Нютон установи, че първият закон на Кеплер е валиден, ако силата на привличане между две тела е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието между тях, а третият закон е, ако тази сила също е пропорционална на масите на телата. През 1873 г. Дж. Бертран доказва, че като цяло само в два случая телата няма да се движат едно около друго по спирала: ако се привличат според закона за обратния квадрат на Нютон или закона за пряка пропорционалност на Хук (описващ еластичността на пружините ). Забележително свойство на слънчевата система е, че масата на централната звезда е много по-голяма от масата на която и да е от планетите, така че движението на всеки член на планетарната система може да се изчисли с висока точност в рамките на проблема за движението на две взаимно гравитиращи тела - слънцето и единствената планета до него. Тя математическо решениеизвестно е: ако скоростта на планетата не е твърде висока, тогава тя се движи по затворена периодична орбита, която може да бъде точно изчислена.

През 1867 г. Д. Къркууд е първият, който отбелязва, че празните пространства („люкове“) в астероидния пояс се намират на такива разстояния от Слънцето, където средното движение е съизмеримо (в цяло число) с движението на Юпитер. С други думи, астероидите избягват орбити, в които периодът на тяхното завъртане около Слънцето би бил кратен на периода на революцията на Юпитер. Двата най-големи люка на Kirkwood са в пропорции 3:1 и 2:1. Въпреки това, близо до съизмеримостта 3: 2, има излишък от астероиди, обединени на тази основа в групата Gilda. Има и излишък от астероиди от троянската група в съотношение 1: 1, обикалящи Юпитер на 60 ° отпред и 60 ° отзад. Ситуацията с троянците е разбираема – те са заловени близо до стабилните точки на Лагранж (L 4 и L 5) в орбитата на Юпитер, но как да се обяснят люковете на Къркууд и групата на Гилда?

Ако имаше само люкове на съизмеримите, тогава можеше да се приеме просто обяснение, предложено от самия Къркууд, че астероидите са били изхвърлени от резонансните региони от периодичното влияние на Юпитер. Но сега тази картина изглежда твърде проста. Числените изчисления показват, че хаотичните орбити проникват в области на пространството близо до резонанса 3: 1 и че фрагменти от астероиди, които попадат в тази област, променят орбитите си от кръгови към удължени елиптични, като редовно ги довеждат до централната част на Слънчевата система. В такива орбити, които пресичат планетарните пътища, метеороидите не живеят дълго (само няколко милиона години), преди да се разбият в Марс или Земята, и с малко пропускане те се изхвърлят в периферията на Слънчевата система. И така, основният източник на метеорити, падащи към Земята, са люковете на Къркууд, през които преминават хаотичните орбити на астероидни фрагменти.

Разбира се, има много примери за силно подредени резонансни движения в Слънчевата система. По този начин се движат спътници близо до планетите, например Луната, винаги обърната към едно и също полукълбо към Земята, тъй като нейният орбитален период съвпада с аксиалния. Пример за още по-висока синхронизация е системата Плутон-Харон, в която не само на спътника, но и на планетата „ден е равен на месец“. Движението на Меркурий има междинен характер, чието аксиално и орбитално въртене са в резонансно съотношение 3: 2. Не всички тела обаче се държат толкова просто: например в несферичен Хиперион, под влиянието на привличането на Сатурн, оста на въртене е хаотично обърната.

Еволюцията на сателитните орбити се влияе от няколко фактора. Тъй като планетите и спътниците не са точкови маси, а разширени обекти и освен това гравитационната сила зависи от разстоянието, различните части на тялото на спътника, разположени на различни разстояния от планетата, се привличат към него по различни начини; същото важи и за привличането от спътника към планетата. Тази разлика в силите причинява приливи и отливи на морето и придава леко сплескана форма на синхронно въртящите се спътници. Спътникът и планетата си причиняват взаимно приливни деформации и това се отразява на орбиталното им движение. Резонансът на средните движения 4: 2: 1 за луните на Юпитер Йо, Европа и Ганимед, за първи път е изследван подробно от Лаплас в неговата Небесна механика(v. 4, 1805), се нарича резонанс на Лаплас. Само дни преди Вояджър 1 да отлети до Юпитер, на 2 март 1979 г., астрономите Пийл, Касен и Рейнолдс публикуват работата „Разтопяването на Йо под влиянието на приливното разсейване“, в която предсказват активен вулканизъм на този спътник поради водещата му роля. при поддържане на резонанс от 4:2:1. Voyager 1 наистина открива активни вулкани на Йо, толкова мощни, че нито един метеоритен кратер не се вижда на снимките на повърхността на спътника: толкова бързо повърхността му е покрита с продукти от изригване.

ФОРМИРАНЕ НА СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА

Въпросът как се е образувала Слънчевата система е може би най-трудният в планетарната наука. За да отговорим на него, все още разполагаме с малко данни, които биха помогнали да се реконструират сложните физични и химични процеси, протичали в онази далечна епоха. Теорията за образуването на Слънчевата система трябва да обясни много факти, включително нейното механично състояние, химичен състав и данни за изотопната хронология. В този случай е желателно да се разчита на реални явления, наблюдавани в близост до формиращи се и млади звезди.

Механично състояние.

Планетите се въртят около Слънцето в една посока, в почти кръгови орбити, лежащи почти в една и съща равнина. Повечето от тях се въртят около оста си в същата посока като слънцето. Всичко това показва, че предшественикът на Слънчевата система е бил въртящ се диск, който естествено се образува при компресиране на самогравитираща система със запазване на ъгловия импулс и последващото увеличение на ъгловата скорост. (Импулсът, или ъгловият импулс на планета, е произведението на нейната маса, умножена на разстоянието й от Слънцето и нейната орбитална скорост. Импулсът на Слънцето се определя от аксиалното му въртене и е приблизително равен на произведението на неговата маса, умножено на неговата орбитална скорост. радиус и скоростта му на въртене; аксиалните моменти на планетите са незначителни.)

Слънцето съдържа 99% от масата на Слънчевата система, но само прибл. 1% от неговия ъглов импулс. Теорията трябва да обясни защо по-голямата част от масата на системата е концентрирана в Слънцето, а по-голямата част от ъгловия импулс е във външните планети. Наличните теоретични модели на формирането на Слънчевата система показват, че в началото слънцето се въртеше много по-бързо, отколкото сега. Тогава ъгловият импулс от младото Слънце беше пренесен към външните части на Слънчевата система; астрономите смятат, че гравитационните и магнитните сили забавят въртенето на слънцето и ускоряват движението на планетите.

Приблизително правило за редовното разпределение на планетарните разстояния от Слънцето (правилото на Тиций-Боде) е известно от два века, но няма обяснение за него. В системите от спътници на външните планети се проследяват същите модели, както в планетарната система като цяло; вероятно процесите на тяхното формиране имат много общо.

Химичен състав.

В Слънчевата система има силен градиент (разлика) в химическия състав: планетите и спътниците, близки до Слънцето, се състоят от огнеупорни материали, а съставът на далечни тела съдържа много летливи елементи. Това означава, че в ерата на формирането на Слънчевата система е имало голям температурен градиент. Съвременните астрофизични модели на химическа кондензация предполагат, че първоначалният състав на протопланетарния облак е близък до състава на междузвездната среда и Слънцето: до 75% водород по маса, до 25% хелий и по-малко от 1% от всички останали елементи. Тези модели успешно обясняват наблюдаваните вариации в химическия състав в Слънчевата система.

За химичния състав на отдалечените обекти може да се съди въз основа на тяхната средна плътност, както и на спектрите на тяхната повърхност и атмосфера. Това би могло да стане много по-точно чрез анализиране на проби от планетарна материя, но засега имаме само проби от Луната и метеорити. Изследвайки метеоритите, ние започваме да разбираме химията в първичната мъглявина. Въпреки това, процесът на агломерация на големи планети от малки частици остава неясен.

Изотопни данни.

Формиране на звезди.

Звездите се раждат в процеса на колапс (компресия) на междузвездни облаци прах-газ. Този процес все още не е проучен подробно. Има наблюдателни доказателства, че ударните вълни от експлозии на свръхнова могат да компресират междузвездната материя и да стимулират колапса на облаците в звезди.

Преди млада звезда да достигне стабилно състояние, тя преминава през етап на гравитационно свиване от протозвездната мъглявина. Основна информация за този етап от еволюцията на звездите се получава чрез изучаване на младите звезди Т Телец. Очевидно тези звезди все още са в състояние на компресия и възрастта им не надвишава 1 милион години. Обикновено масите им са от 0,2 до 2 слънчеви маси. Те показват признаци на силна магнитна активност. В спектрите на някои звезди Т Телец има забранени линии, които се появяват само в газ с ниска плътност; това вероятно са останки от протозвездна мъглявина около звездата. Звездите Т Телец се характеризират с бързи флуктуации в ултравиолетовата и рентгеновата радиация. Много от тях показват мощно инфрачервено лъчение и силициеви спектрални линии, което показва, че звездите са заобиколени от облаци прах. И накрая, звездите от T Телец имат мощен звезден вятър. Смята се, че в ранния период на своята еволюция Слънцето също е преминало през стадия Т Телец и че именно през този период летливите елементи са били изгонени от вътрешните области на Слънчевата система.

Някои образуващи се звезди с умерена маса показват силно увеличение на осветеността и изхвърляне на обвивката за по-малко от година. Такива явления се наричат ​​FU-тип Орион изригвания. Поне веднъж подобен изблик е преживяла звезда от Т Телец. Смята се, че повечето млади звезди преминават през сцената на FU Orion. Много хора виждат причината за избухването във факта, че от време на време скоростта на натрупване върху младата звезда на материята от околния газопрахов диск се увеличава. Ако Слънцето също е имало едно или повече изригвания от типа на FU Орион в ранния си еволюционен период, това би трябвало да повлияе силно на летливите в централната слънчева система.

Наблюденията и изчисленията показват, че винаги има остатъци от протозвездна материя в близост до образуваща се звезда. Може да образува придружителна звезда или планетарна система. Всъщност много звезди образуват двоични и множествени системи. Но ако масата на спътника не надвишава 1% от масата на Слънцето (10 маси на Юпитер), тогава температурата в ядрото му никога няма да достигне стойността, необходима за възникването на термоядрени реакции. Такова небесно тяло се нарича планета.

Формационни теории.

Научните теории за формирането на Слънчевата система могат да бъдат разделени на три категории: приливни, акреционни и мъглявини. Последните в момента привличат най-голям интерес.

Приливната теория, очевидно за първи път предложена от Буфон (1707–1788), не свързва пряко образуването на звезди и планети. Предполага се, че друга звезда, летяща покрай Слънцето, посредством приливно взаимодействие е извадила от него (или от себе си) поток от материя, от който са се образували планетите. Тази идея е изправена пред много физически проблеми; например горещата материя, изхвърлена от звезда, трябва да се пръска, а не да кондензира. Сега теорията за приливите и отливите е непопулярна, защото не може да обясни механичните характеристики на Слънчевата система и представя нейното раждане като случайно и изключително рядко събитие.

Теорията за натрупване предполага, че младото Слънце е уловило материала на бъдещата планетарна система, преминавайки през плътния междузвезден облак. Всъщност младите звезди обикновено се намират близо до големи междузвездни облаци. Въпреки това, в рамките на теорията на акрецията е трудно да се обясни градиента на химичния състав в планетарната система.

Най-развитата и общоприета сега е небуларната хипотеза, предложена от Кант в края на 18 век. Основната му идея е, че Слънцето и планетите са се образували едновременно от един въртящ се облак. Компресирайки се, той се превърна в диск, в центъра на който се образува Слънцето, а по периферията - планетите. Обърнете внимание, че тази идея се различава от хипотезата на Лаплас, според която Слънцето първо се е образувало от облака, а след това, когато е било компресирано, центробежната сила откъсва газовите пръстени от екватора, които по-късно се кондензират в планети. Хипотезата на Лаплас е изправена пред физически трудности, които не са били преодоляни в продължение на 200 години.

Най-успешната съвременна версия на мъглявината е създадена от А. Камерън и неговите колеги. В техния модел протопланетната мъглявина е била около два пъти по-масивна от сегашната планетарна система. През първите 100 милиона години формиращото се Слънце активно изхвърля материята от него. Това поведение е типично за младите звезди, които се наричат ​​звезди Т Телец от името на прототипа. Разпределението на налягането и температурата на мъглявината материя в модела на Камерън е в добро съответствие с градиента на химическия състав на Слънчевата система.

По този начин най-вероятно е Слънцето и планетите да са се образували от един-единствен колапсиращ облак. В централната му част, където плътността и температурата са били по-високи, са запазени само огнеупорни вещества, а в периферията са запазени и летливи вещества; това обяснява градиента на химичния състав. Според този модел формирането на планетарна система трябва да съпътства ранната еволюция на всички звезди като Слънцето.

Растежът на планетите.

Има много сценарии за растежа на планетите. Планетите може да са се образували в резултат на случайни сблъсъци и слепване на малки тела, наречени планетезимали. Но, може би, малки тела се комбинират в по-големи наведнъж в големи групи в резултат на гравитационна нестабилност. Не е ясно дали натрупването на планети е станало в газообразна или безгазова среда. В газовата мъглявина температурните спадове се изглаждат, но когато част от газа се кондензира в прахови зърна, а останалият газ се помете от звездния вятър, прозрачността на мъглявината се увеличава рязко и в системата възниква силен температурен градиент. Все още не е напълно ясно какви са характерните времена на кондензация на газ в прахови зърна, натрупване на прахови зърна в планетезимали и натрупване на планетезимали в планети и техните спътници.

ЖИВОТ В СЛЪНЧАТА СИСТЕМА

Предполага се, че животът в Слънчевата система някога е съществувал извън Земята и може би все още съществува. Появата на космическите технологии даде възможност да се започне директен тест на тази хипотеза. Меркурий се оказа твърде горещ и лишен от атмосфера и вода. Венера също е много гореща – оловото се топи на повърхността й. Възможността за живот в горния облачен слой на Венера, където условията са много по-меки, все още е не повече от фантазия. Луната и астероидите изглеждат напълно стерилни.

Големи надежди бяха възложени на Марс. Системите от тънки прави линии - "канали", наблюдавани през телескоп преди 100 години, дадоха основание тогава да се говори за изкуствени напоителни структури на повърхността на Марс. Но сега знаем, че условията на Марс са неблагоприятни за живот: студен, сух, много разреден въздух и в резултат на това силно ултравиолетово лъчение от Слънцето, стерилизиращо повърхността на планетата. Инструментите за спускане на Viking не са открили органична материя в почвата на Марс.

Вярно е, че има индикации, че климатът на Марс се е променил значително и може би някога е бил по-благоприятен за живот. Известно е, че в далечното минало на повърхността на Марс е имало вода, тъй като детайлните изображения на планетата показват следи от водна ерозия, напомнящи дерета и сухи речни корита. Дългосрочните вариации в марсианския климат могат да бъдат свързани с промяна в наклона на полярната ос. При леко повишаване на температурата на планетата атмосферата може да стане 100 пъти по-плътна (поради изпаряването на леда). Следователно е възможно живот на Марс някога да е съществувал. На този въпрос ще можем да отговорим едва след подробно проучване на пробите от марсианската почва. Но доставянето им на Земята е трудна задача.

За щастие има убедителни доказателства, че от хилядите метеорити, открити на Земята, поне 12 идват от Марс. Те се наричат ​​SNC метеорити, тъй като първите от тях са открити в близост до селищата Shergotty (Shergotti, Индия), Nakhla (Nakhla, Египет) и Chassigny (Chassigny, Франция). Метеоритът ALH 84001, открит в Антарктида, е много по-стар от останалите и съдържа полициклични ароматни въглеводороди, вероятно от биологичен произход. Смята се, че е дошъл на Земята от Марс, тъй като съотношението на кислородните изотопи в него не е същото като в земните скали или не-SNC метеорити, но същото като в метеорита EETA 79001, който съдържа стъкла с включвания на мехурчета , в който съставът на благородните газове се различава от земния, но съответства на атмосферата на Марс.

Въпреки че има много органични молекули в атмосферите на планетите-гиганти, трудно е да се повярва, че там може да съществува живот при липса на твърда повърхност. В този смисъл значително по-интересен сателитСатурн Титан, който не само има атмосфера с органични компоненти, но и твърда повърхност, където могат да се натрупват продукти на синтез. Вярно е, че температурата на тази повърхност (90 K) е по-подходяща за втечняване на кислород. Следователно вниманието на биолозите е по-привлечено от спътника на Юпитер, Европа, въпреки че му липсва атмосфера, но очевидно има океан от течна вода под ледената си повърхност.

Някои комети почти сигурно съдържат комплекс органични молекули, формирана в ерата на формирането на Слънчевата система. Но е трудно да си представим живот на комета. Така че досега нямаме доказателства, че живот в Слънчевата система съществува някъде извън Земята.

Може да се зададе въпрос: какви са възможностите на научните инструменти във връзка с търсенето на извънземен живот? Може ли съвременна космическа сонда да открие наличието на живот на далечна планета? Например, може ли космическият кораб „Галилео“ да открие живот и интелигентност на Земята, когато прелети два пъти покрай нея, извършвайки маневри за подпомагане на гравитацията? На изображенията на Земята, предавани от сондата, не беше възможно да се забележат признаци на интелигентен живот, но сигналите на нашите радио и телевизионни станции, уловени от приемниците на Галилео, станаха очевидно доказателство за нейното присъствие. Те са напълно различни от излъчването на естествените радиостанции - сияния, плазмени колебания в земната йоносфера, слънчеви изригвания - и веднага издават присъствието си на Земята техническа цивилизация... И как се проявява един неразумен живот?

Телевизионната камера на Галилео засне изображения на Земята в шест тесни спектрални диапазона. Във филтрите 0,73 и 0,76 микрона някои земни зони изглеждат зелени поради силното поглъщане на червена светлина, което не е характерно за пустини и скали. Най-лесният начин да се обясни това е, че на повърхността на планетата присъства носител на неминерален пигмент, който абсорбира червена светлина. Знаем със сигурност, че това необичайно поглъщане на светлина се дължи на хлорофила, който растенията използват за фотосинтеза. Никое друго тяло в Слънчевата система няма такъв зелен цвят. В допълнение, инфрачервеният спектрометър на Галилео регистрира наличието на молекулен кислород и метан в земната атмосфера. Наличието на метан и кислород в земната атмосфера показва биологична активност на планетата.

И така, можем да заключим, че нашите междупланетни сонди са в състояние да откриват признаци на активен живот на повърхността на планетите. Но ако животът е скрит под ледената черупка на Европа, тогава е малко вероятно превозно средство, което минава покрай него, да го открие.



Описание на презентацията за отделни слайдове:

2 слайд

Описание на слайда:

Структурата на Слънчевата система Слънчевата система е централната звезда на Слънцето и всички космически тела, които се въртят около нея.

3 слайд

Описание на слайда:

В Слънчевата система има 8 най-големи небесни тела или планети. Нашата Земя също е планета. Освен него около Слънцето в космоса обикалят още 7 планети: Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Последните две от Земята могат да се наблюдават само чрез телескоп. Останалите се виждат с просто око.

4 слайд

Описание на слайда:

Съвсем наскоро друго небесно тяло, Плутон, беше класирано сред планетите. Намира се много далеч от Слънцето, отвъд орбитата на Нептун, и е открит едва през 1930 г. Въпреки това през 2006 г. астрономите въведоха нова дефиниция за класическата планета и Плутон не попадна под нея.

5 слайд

Описание на слайда:

6 слайд

Описание на слайда:

Планетите са познати на хората от древни времена. Най-близките съседи на Земята са Венера и Марс, а най-отдалечените от нея са Уран и Нептун.

7 слайд

Описание на слайда:

Прието е големите планети да се разделят на две групи. Първата група включва планетите, които са най-близо до Слънцето: това са земните планети или вътрешните планети - Меркурий, Венера, Земята и Марс. Всички тези планети имат висока плътност и твърда повърхност (въпреки че отдолу има течно ядро). Най-голямата планета в тази група е Земята.

8 слайд

Описание на слайда:

Най-отдалечените от Слънцето планети – Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун обаче са значително по-големи от Земята. Затова те бяха наречени планети-гиганти. Те се наричат ​​още външни планети. Така масата на Юпитер надвишава масата на Земята с повече от 300 пъти. Планетите-гиганти се различават значително от земните планети по своята структура: те не се състоят от тежки елементи, а от газ, главно водород и хелий, подобно на Слънцето и други звезди. Планетите-гиганти нямат твърда повърхност - те са просто газови топки. Затова те се наричат ​​още газови планети.

9 слайд

Описание на слайда:

Между Марс и Юпитер се намира астероидният пояс или малките планети. Астероидът е малко тяло, подобно на планета в Слънчевата система, с размери от няколко метра до хиляди километри. Най-големите астероиди в този пояс са Церера, Палада и Юнона.

10 слайд

Описание на слайда:

Отвъд орбитата на Нептун е друг пояс от малки небесни тела, който се нарича пояс на Кайпер. Той е 20 пъти по-широк от астероидния пояс. Плутон, който загуби статута си на планета и беше приписан на планети джуджета, се намира в този пояс. В пояса на Кайпер има и други планети джуджета, подобни на Плутон, през 2008 г. те бяха наречени така - плутоиди. Това са Makemake и Haumea. Между другото, Церера от астероидния пояс също принадлежи към класа планети джуджета (но не и плутоиди!).

11 слайд

Описание на слайда:

Друг плутоид - Ерида - е сравним по размер с Плутон, но се намира много по-далеч от Слънцето - зад пояса на Кайпер. Интересното е, че по едно време Ерис дори е била кандидат за ролята на 10-та планета в Слънчевата система. Но в резултат на това откриването на Ерида предизвика преразглеждане на статута на Плутон през 2006 г., когато Международният астрономически съюз (IAU) въведе нова класификация на небесните тела на Слънчевата система. Според тази класификация Ерида и Плутон не попадат в понятието за класическа планета, а са "спечелили" само титлата планети джуджета - небесни тела, които се въртят около Слънцето, не са спътници на планетите и имат достатъчно голяма маса да поддържат почти заоблена форма, но за разлика от планетите не са в състояние да изчистят орбитата си от други космически обекти.

12 слайд

Описание на слайда:

Слънчевата система, освен планетите, включва и техните спътници, които се въртят около тях. Сега сателитите са общо 415. Неизменният спътник на Земята е Луната. Марс има 2 луни - Фобос и Деймос. Юпитер има 67 спътника, а Сатурн – 62. Уран има 27 спътника. И само Венера и Меркурий нямат спътници. Но „джуджетата“ Плутон и Ерида имат спътници: Плутон има Харон, а Ерис има Дисномия. Астрономите обаче все още не са стигнали до окончателно заключение дали Харон е спътник на Плутон или системата Плутон-Харон е така наречената двойна планета. Дори някои астероиди имат спътници. Шампионът по размер сред спътниците е Ганимед, спътникът на Юпитер, недалеч зад спътника на Сатурн Титан. И Ганимед, и Титан са по-големи от Меркурий.

13 слайд

Описание на слайда:

В допълнение към планетите и спътниците, десетки или дори стотици хиляди различни малки тела обикалят Слънчевата система: опашати небесни тела - комети, страхотно количествометеорити, частици от газ и прах, разпръснати атоми на различни химични елементи, потоци от атомни частици и други.

14 слайд

Описание на слайда:

Всички обекти на Слънчевата система се задържат в него поради гравитационната сила на слънцето и всички те се въртят около него и в една и съща посока с въртенето на самото слънце и практически в една и съща равнина, която се нарича равнина на еклиптиката. Изключение правят някои комети и обекти от пояса на Кайпер. Освен това почти всички обекти в Слънчевата система се въртят около оста си и в същата посока като около Слънцето (изключение правят Венера и Уран; последният се върти изобщо "лежейки настрани").

Надничайки в нощното звездно небе, често си мисля колко голяма и голяма е нашата Вселена. В крайна сметка, след толкова много векове на търсене, успяхме да проучим само малка част от него. Дори слънчевата система, нашият дом, все още съдържа много тайни и мистерии.

Слънчевата система и какво представлява тя

Слънчевата система е група от небесни тела, които непрекъснато се въртят около слънцето. Централната фигура на нашата система е Слънцето, тази звезда ни осигурява светлина и топлина. Небесните тела са планети (като Земята), спътници (Луната, например), астероиди и метеорити (които американските блокбъстъри толкова плашат), планети джуджета, комети и космически прах. Всички те се въртят около Слънцето в орбитите си обратно на часовниковата стрелка на различни разстояния от него. Колкото по-близо до центъра, толкова по-висока е съответно температурата на планетата.

Нашата система е на около 4,5 милиона години. Изследователите предполагат, че системата е възникнала след експлозия на свръхнова, от частиците прах и газ, останали след експлозията и са се образували нашите планети. Системата включва осем планети.

Основни участници в Слънчевата система

Дълго време се смяташе, че в системата има девет планети. Но след откриването си през 2005 г. Плутон беше понижен в длъжност и премина в категорията на планетите джуджета. Всичко се дължи на факта, че учените са открили няколко планети, подобни по характеристики на Плутон, и за да не се объркат, учените са назовали знаците, по които ще се определят планетите. Това включва наличието на гравитация, въртене около слънцето и премахване космически отпадъцив орбитата си. Тези параметри са подходящи:

Така в Слънчевата система се появиха няколко планети джуджета (Плутон, Орк, Ерис, Хаумеа, Макеаке, Квавар, Седна) и, кой знае, може би дори повече. В крайна сметка всеки ден учените правят все повече и повече нови открития за нашия общ дом. И не само по отношение на новите планети. В крайна сметка какво е Слънчевата система е мистерия, която все още трябва да разрешим.

В Слънчевата система Земята има своите братя и сестри. Много е вероятно други звезди като Слънцето да имат свои собствени планетни системи... Изучаването на въпроса от какво са направени планетите на Слънчевата система като наши определени съседи ще ни позволи да разберем по-добре планетата, на която живеем.

Формата на тези планети е подобна.

Съставът на обектите на нашата планетарна система

Планетите, които са по-близо до Слънцето, се наричат ​​вътрешни или земни групи, тъй като са сходни по размер, специфична плътност и състав със Земята. Те включват Меркурий, Венера, Земята и Марс.
Планетна система: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и нашата майка Земя.

По-далечните планети се наричат ​​външни или Юпитер групи. Те се различават от земните планети, но имат и много свързани характеристики.

Ако по-близките и по-малки планети са направени от камък, по-далечните са направени от газообразни вещества.

Ако точно от какво са направени планетите на Слънчевата система:

Познаваме близките планети много по-добре, въпреки че изучаването им е много трудно.

Дори известни астрономи се оплакаха, че не могат да получат добър изглед на Меркурий, тъй като тази планета е видима за много кратко време преди изгрев слънце и ниско над хоризонта, което прави наблюдението изключително трудно.

Нашите познания за планетите от Слънчевата система сега са несравнимо по-широки, отколкото преди няколко десетилетия. Изучаването на планетите е едно от най-много интересни областимодерен научно изследване... И въпреки това, и може би затова все още има много празни места и благодарение на интензивната работа техният брой непрекъснато расте.

Всеки ден автоматичните станции, създадени с най-новите технологии, изпращат много нови данни, които потвърждават, но често променят представите ни за най-близките ни съседи, поставят нови въпроси, на които учените трябва да отговорят.

Теренни изследвания

Настоящите познания за състава на повърхността и вътрешната структура на планетите се основават на измервания от автоматични станции. При това се използва опитът, натрупан от изучаването на структурата и състава на Земята.

Но какви са всички измервания, направени или направени от разстояние, в сравнение с истинско парче скала, донесено от Луната, което може да бъде претеглено, измерено, над което човек може да седи и безкрайно да измисля нови процеси и методи за получаване от него като колкото е възможно повече информация?

Но ние имаме не само парче от луната на Земята. Имаме още една група свидетели, които могат да разкажат много повече от повърхността на вече завършената Луна, които знаят това, но все още мълчат. Това са метеорити, които са сякаш книга, написана от някой за развитието на нашата система, отделни страници от която се хвърлят на повърхността на Земята, без да се спазва тяхната последователност. Въпреки че знаем.

Когато успеем да разберем от какво точно са направени планетите, ще можем правилно да сгънем страниците и да прочетем тази планетарна книга...

Това е система от планети, в центъра на която е ярка звезда, източник на енергия, топлина и светлина - Слънцето.
Според една теория Слънцето се е образувало заедно със Слънчевата система преди около 4,5 милиарда години в резултат на експлозия на една или повече свръхнови. Първоначално Слънчевата система представлява облак от газови и прахови частици, които в движение и под въздействието на своята маса образуват диск, в който възниква нова звезда, Слънцето и цялата ни слънчева система.

В центъра на Слънчевата система е Слънцето, около което се въртят в орбити девет големи планети. Тъй като Слънцето е изместено от центъра на планетарните орбити, то по време на цикъла на въртене около Слънцето планетите или се приближават, или се отдалечават по орбитите си.

Земни планети:и ... Тези планети са малки по размер със скалиста повърхност, те са по-близо до Слънцето от други.

Планети гиганти:и ... Това са големи планети, направени предимно от газ, и се характеризират с пръстени от леден прах и много скалисти парчета.

Но не попада в нито една група, тъй като въпреки че е в Слънчевата система, тя се намира твърде далеч от слънцето и има много малък диаметър, само 2320 км, което е половината от диаметъра на Меркурий.

Планетите на Слънчевата система

Нека започнем увлекателно запознанство с планетите на Слънчевата система по реда на тяхното местоположение от слънцето, а също и да разгледаме техните основни спътници и някои други космически обекти (комети, астероиди, метеорити) в гигантските простори на нашата планетарна система.

Пръстени и луни на Юпитер: Европа, Йо, Ганимед, Калисто и други...
Планетата Юпитер е заобиколена от цяло семейство от 16 спътника и всеки от тях има свои собствени, за разлика от други характеристики ...

Пръстени и луни на Сатурн: Титан, Енцелад и други...
Не само планетата Сатурн има характерни пръстени, но и други планети-гиганти. Около Сатурн пръстените са особено ясно видими, защото се състоят от милиарди малки частици, които се въртят около планетата, в допълнение към няколко пръстена, Сатурн има 18 спътника, един от които е Титан, диаметърът му е 5000 км, което го прави най-големият спътник на Слънчевата система...

Пръстени и луни на Уран: Титания, Оберон и други...
Планетата Уран има 17 спътника и, подобно на други планети-гиганти, тънки пръстени, обграждащи планетата, които на практика нямат способността да отразяват светлината, така че са открити не толкова отдавна през 1977 г., съвсем случайно ...

Пръстени и луни на Нептун: Тритон, Нереид и други...
Първоначално преди изследването на Нептун космически кораб Voyager 2 е бил наясно с два спътника на планетата - Тритон и Нерида. Интересен факт, който има спътникът Тритон обратна посокаорбитално движение, на спътника са открити и странни вулкани, които изхвърлят азотен газ, като гейзери, разпространявайки маса с тъмен цвят (от течно състояниев пара) на много километри в атмосферата. По време на мисията си Вояджър 2 откри още шест спътника на планетата Нептун...