Nəhəng planetlər, onların halqaları və peyk planetləri. Planet mövzusunda təqdimat - nəhənglər Uşaqlar üçün planet nəhənglərinin təqdimatı
ÖZET
ASTRONOMIYA
MÖVZUSUNDA:
"Nəhəng planetlər"
İş 11 “B” sinif şagirdi tərəfindən yerinə yetirilmişdir
4 saylı tam orta məktəb
Fomin Maksim
Yoxlanmış Tiptyareva V.V.
Mıtişçi, 2001.
nəhəng planetlər
Nəhəng planetlərlə yer planetləri arasındakı fərq
ümumi xüsusiyyətlər
Atmosfer
Yupiter Üzüyü
Yupiterin daxili və xarici peykləri
Atmosfer və bulud təbəqəsi
Saturnun maqnit xüsusiyyətləri
Saturnun peykləri
Ümumi məlumat
Kəşf tarixi
Uranın fırlanma xüsusiyyətləri
Uranın kimyəvi tərkibi, fiziki şəraiti və quruluşu
Uranın üzükləri
Maqnitosfer
Uranın peykləri
Ümumi məlumat
Kəşf tarixi
Kimyəvi tərkibi, fiziki şəraiti və daxili quruluşu
Neptunun peykləri
Neptunun üzükləri
Maqnitosfer
7. İstifadə olunmuş ədəbiyyatların siyahısı
Nəhəng PLANETLƏR
Yupiter, Saturn, Uran və Neptun Yupiter planetlər qrupunu və ya nəhəng planetlər qrupunu təmsil edir, baxmayaraq ki, onların böyük diametrləri bu planetləri yer planetlərindən fərqləndirən yeganə xüsusiyyət deyil. Nəhəng planetlər aşağı sıxlığa, qısa gündəlik fırlanma dövrünə və nəticədə qütblərdə əhəmiyyətli sıxılmaya malikdir; onların görünən səthləri yaxşı əks etdirir və ya başqa sözlə, günəş şüalarını səpələyir.
Nəhəng planetlərin atmosferinin metan, ammonyak, hidrogen və heliumdan ibarət olduğu çoxdan müəyyən edilmişdir. Böyük planetlərin spektrlərində metan və ammonyakın udma zolaqları çoxlu sayda görünür. Üstəlik, Yupiterdən Neptuna keçidlə metan zolaqları tədricən artır, ammonyak zolaqları isə zəifləyir. Nəhəng planetlərin atmosferlərinin əsas hissəsi qalın buludlarla doludur, onların üzərində kifayət qədər şəffaf qaz təbəqəsi uzanır, burada kiçik hissəciklər "üzər", ehtimal ki, dondurulmuş ammonyak və metan kristalları.
Tamamilə təbiidir ki, nəhəng planetlər arasında bizə ən yaxın olan ikisi, Yupiter və Saturn daha yaxşı öyrənilir.
Uran və Neptun hal-hazırda alimlərin diqqətini cəlb etmədiyi üçün Yupiter və Saturn üzərində daha ətraflı dayanaq. Bundan əlavə, Yupiter və Saturnun təsviri ilə əlaqədar həll edilə bilən sualların əhəmiyyətli bir hissəsi Neptuna da aiddir.
Yupiter Günəş sistemindəki ən heyrətamiz planetlərdən biridir və biz ona Saturndan daha çox diqqət yetiririk. Bu planetdə qeyri-adi olan şey onun qaranlıq zolaqların kifayət qədər sürətli hərəkəti və enində dəyişiklik olan zolaqlı gövdəsi deyil, diametri təxminən 60.000 km olan nəhəng qırmızı ləkə deyil. km., rəngini və parlaqlığını zaman-zaman dəyişən və nəhayət, ölçüsü və kütləsi baxımından planetlər ailəsində "hakim" mövqeyini deyil. Qeyri-adi hal odur ki, Yupiter, radioastronomik müşahidələrin göstərdiyi kimi, təkcə termal deyil, həm də qeyri-termal radio emissiyasının mənbəyidir. Ümumiyyətlə, sakit proseslərlə xarakterizə olunan planetlər üçün qeyri-termal radio emissiyası tamamilə gözlənilməzdir.
Venera, Mars, Yupiter və Saturnun termal radio emissiya mənbəyi olması faktı indi möhkəm şəkildə təsdiqlənib və elm adamları arasında heç bir şübhə doğurmur. Bu radio emissiyası tamamilə planetlərin istilik şüalanması ilə üst-üstə düşür və qızdırılan cismin istilik spektrinin "qalığı", daha doğrusu, aşağı tezlikli "quyruğu"dur. Termal radio emissiya mexanizmi yaxşı məlum olduğundan, bu cür müşahidələr planetlərin temperaturunu ölçməyə imkan verir. Termal radio emissiyaları santimetr diapazonlu radio teleskoplar vasitəsilə qeydə alınır. Artıq 3-cü dalğada Yupiterin ilk müşahidələri santimetr radio emissiyasının temperaturunu infraqırmızı şüalardakı radiometrik müşahidələrlə eyni verdi. Orta hesabla bu temperatur təxminən -150 ° C-dir. Ancaq belə olur ki, bu orta temperaturdan kənarlaşmalar, məsələn, 1958-ci ilin aprel-may aylarında olduğu kimi 50-70, bəzən isə 140°C-ə çatır. Təəssüf ki, eyni dalğa uzunluğunda müşahidə edilən bu radio emissiya sapmalarının planetin fırlanması ilə bağlı olub-olmadığını öyrənmək hələ mümkün olmayıb. Və burada məsələ, açıq-aydın, Yupiterin bucaq diametrinin ən böyük radioteleskopların ən yaxşı ayırdetmə qabiliyyətinin yarısı olması və buna görə də səthin ayrı-ayrı hissələrini müşahidə etmək mümkün olmaması deyil. Bu suallara cavab vermək üçün mövcud müşahidələr hələ də çox azdır.
Radioteleskopların aşağı ayırdetmə qabiliyyəti ilə bağlı çətinliklərə gəlincə, Yupiterlə əlaqədar olaraq, onların ətrafında getməyə cəhd etmək olar. Yalnız müşahidələr əsasında anomal radio emissiya dövrünü etibarlı şəkildə müəyyən etmək və sonra onu Yupiterin ayrı-ayrı zonalarının fırlanma dövrü ilə müqayisə etmək lazımdır. Xatırladaq ki, 9 saat 50 dəqiqəlik dövr onun ekvator zonasının fırlanma dövrüdür. Mülayim enlik zonaları üçün dövr 5-6 dəqiqədir. daha böyük (ümumiyyətlə, Yupiterin səthində müxtəlif dövrlərə malik 11-ə qədər cərəyan var).
Beləliklə, əlavə müşahidələr bizi son nəticəyə apara bilər. Yupiterin anomal radio emissiyası ilə onun fırlanma dövrü arasında əlaqə məsələsi heç də az əhəmiyyət kəsb etmir. Məsələn, bu radiasiyanın mənbəyinin Yupiterin səthi ilə əlaqəli olmadığı ortaya çıxarsa, onun günəş fəaliyyəti ilə əlaqəsi üçün daha ciddi axtarışlara ehtiyac yaranacaq.
Bir müddət əvvəl Kaliforniya Texnologiya İnstitutunun əməkdaşları Rakhakrishnan və Roberts Yupiterdən desimetr dalğalarında (31 sm) radio emissiyalarını müşahidə etdilər. . Onlar iki parabolik güzgü ilə interferometrdən istifadə ediblər.Bu onlara Yupiterin ekvatorunun müstəvisində halqa olan mənbənin bucaq ölçülərini təxminən üç planet diametrində ayırmağa imkan verib. Desimetr dalğaları üzərində müəyyən edilən Yupiterin temperaturu, bu radio emissiyasının mənbəyinin təbiətini termal hesab etmək üçün çox yüksək olduğu ortaya çıxdı. Aydındır ki, burada biz Yupiterin maqnit sahəsi tərəfindən tutulan yüklü hissəciklərdən yaranan və həmçinin əhəmiyyətli bir cazibə sahəsinə görə planetin yaxınlığında cəmləşən radiasiya ilə məşğul oluruq.
Beləliklə, radioastronomik müşahidələr Yupiter atmosferindəki fiziki şəraiti öyrənmək üçün güclü bir üsula çevrildi.
Yupiterdən iki növ radio emissiyası haqqında qısaca danışdıq. Bu, birincisi, əsasən santimetr dalğa uzunluqlarında müşahidə olunan atmosferin termal radio emissiyasıdır. İkincisi, desimetr dalğalarında radio emissiyası, ehtimal ki, qeyri-termal xarakter daşıyır.
Yupiterin yuxarıda qeyd edildiyi kimi planetlər üçün qeyri-adi olan üçüncü növ radio emissiyası üzərində qısaca dayanaq. Bu növ radio emissiyası da qeyri-termal xarakter daşıyır və bir neçə on metr uzunluğunda radio dalğalarında qeydə alınır.
Elm adamları güclü səs-küy fırtınaları və "narahat edilmiş" Günəşin partlamalarından xəbərdardırlar. Bu cür radio emissiyasının başqa bir tanınmış mənbəyi Crab dumanlığı adlanır. 1955-ci ilə qədər mövcud olan atmosferlərdə və planetlərin səthlərindəki fiziki şərait anlayışına görə, heç kim planetlərdən ən azı birinin müxtəlif təbiətli obyektlər - planetlərin cisimləri kimi "nəfəs ala" biləcəyinə ümid etmirdi. Günəş və ya Crab Dumanlığı. Buna görə də təəccüblü deyil ki, 1955-ci ildə. Crab Dumanlığının müşahidəçiləri dəyişən intensivliyin diskret radio emissiya mənbəyini qeydə aldılar, onlar dərhal onu Yupiterə aid etmək qərarına gəlmədilər. Ancaq bu istiqamətdə başqa heç bir obyekt tapılmadı, buna görə də kifayət qədər əhəmiyyətli radio emissiyasının baş verməsi üçün bütün "günahlar" nəhayət Yupiterin üzərinə qoyuldu.
Yupiterin radiasiyasının xarakterik xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, radio partlamaları uzun sürmür (0,5 - 1,5 saniyə).Ona görə də, bu halda radiodalğaların mexanizmini axtararkən ya onun diskret təbiəti fərziyyəsindən çıxış etmək lazımdır. mənbə (boşaltmalara bənzər) və ya mənbə davamlı işləyirsə, kifayət qədər dar istiqamətli radiasiya. Yupiterin radio partlamalarının yaranmasının mümkün səbəblərindən biri planetin atmosferində ildırıma bənzər elektrik boşalmalarının meydana çıxması fərziyyəsi ilə izah edilib. Lakin sonradan məlum oldu ki, Yupiterin belə intensiv radio partlamalarının əmələ gəlməsi üçün boşalmaların gücü Yerdəkindən demək olar ki, milyard dəfə çox olmalıdır. Bu o deməkdir ki, Yupiterin radio emissiyası elektrik boşalmaları səbəbindən yaranırsa, sonuncu Yerdəki tufan zamanı yarananlardan tamamilə fərqli bir təbiətə malik olmalıdır. Digər fərziyyələrdən Yupiterin ionosferlə əhatə olunduğu fərziyyəsi diqqətə layiqdir. Bu vəziyyətdə, 1-25 MHz tezlikli ionlaşmış qazın həyəcan mənbəyi ola bilər. Belə bir modelin vaxtaşırı qısamüddətli radio partlamalarına uyğun olması üçün fərz etmək lazımdır ki, radio emissiya zirvəsi mənbənin mövqeyi ilə üst-üstə düşən konus sərhədləri daxilində dünya fəzasına daxil olur və zirvədəki bucaq təqribən 40°.Ola bilsin ki, zərbə dalğaları planetin səthində baş verən proseslər nəticəsində yaranır, daha dəqiq desək, burada vulkanik fəaliyyətin təzahürü ilə məşğul oluruq. Bu baxımdan nəhəng planetlərin daxili quruluşunun modelinə yenidən baxmaq lazımdır. Yupiterin aşağı tezlikli radio emissiyasının mənşəyinin mexanizminin yekun aydınlaşdırılmasına gəlincə, bu sualın cavabını gələcəyə aid etmək lazımdır. İndi yalnız deyə bilərik ki, bu şüalanma mənbələri səkkiz il ərzində aparılmış müşahidələr əsasında Yupiterlə bağlı mövqelərini dəyişməyiblər. Buna görə də onların planetin səthi ilə əlaqəli olduğunu düşünə bilərik.
Beləliklə, Yupiterin radiomüşahidələri son vaxtlar bu planeti öyrənmək üçün ən təsirli üsullardan birinə çevrilmişdir. Tədqiqatın yeni mərhələsinin başlanğıcında tez-tez baş verdiyi kimi, Yupiterin radiomüşahidələrinin nəticələrinin təfsiri böyük çətinliklərlə əlaqələndirilsə də, soyuq və "sakit" bir planet kimi onun haqqında ümumi fikir olduqca kəskin şəkildə dəyişdi.
Müşahidələr göstərir ki, Yupiterin görünən səthində forma, ölçü, parlaqlıq və hətta rəng baxımından fərqli çoxlu ləkələr var. Bu ləkələrin yeri və görünüşü olduqca tez dəyişir və təkcə planetin sürətli gündəlik fırlanması səbəbindən deyil. Bu dəyişikliklərin bir neçə səbəbi var. Birincisi, bu, ayrı-ayrı hava təbəqələrinin müxtəlif xətti fırlanma sürətlərinin olması səbəbindən Yer atmosferində baş verənə bənzər sıx bir atmosfer dövranıdır; ikincisi, müxtəlif enliklərdə yerləşən planetin hissələrinin günəş şüaları ilə qeyri-bərabər istiləşməsi. Əsas rolu elementlərin radioaktiv çürüməsi olan daxili istilik də oynaya bilər.
Yupiteri uzun müddət (məsələn, bir neçə il) ən əlverişli atmosfer şəraiti anlarında fotoşəkil çəksəniz, Yupiterdə, daha doğrusu, atmosferində baş verən dəyişiklikləri görə bilərsiniz. Müxtəlif ölkələrin astronomları indi bu dəyişikliklərin müşahidələrinə böyük diqqət yetirirlər (onları izah etmək üçün). Yunan astronomu Fokas Yupiterin müxtəlif dövrlərdə yaradılmış xəritələrini (bəzən onillik fasilələrlə) müqayisə edərək belə nəticəyə gəlib ki, Yupiterin atmosferindəki dəyişikliklər Günəşdə baş verən proseslərlə bağlıdır.
Şübhə yoxdur ki, Yupiterin qaranlıq ləkələri planeti əhatə edən sıx davamlı bulud təbəqəsinə aiddir. Bu təbəqənin üstündə kifayət qədər nadirləşdirilmiş qazlı zərf var.
Yupiter atmosferinin qazlı hissəsinin buludlar səviyyəsində yaratdığı atmosfer təzyiqi, ehtimal ki, 20-30 mm-dən çox deyil. civə sütunu . Ən azı, mavi işıq filtri vasitəsilə Yupiterin müşahidəsi zamanı qazlı zərf qaranlıq ləkələr və parlaq ətraf arasındakı ziddiyyətləri demək olar ki, nəzərəçarpacaq dərəcədə azaldır. Buna görə də, ümumiyyətlə, Yupiter atmosferinin qaz təbəqəsi kifayət qədər şəffafdır. Bunu Yupiterin diametri boyunca parlaqlığın paylanmasının fotometrik ölçüləri də sübut edir. Məlum olub ki, planetin təsvirinin kənarına doğru parlaqlığın azalması həm mavi, həm də qırmızı şüalarda demək olar ki, eynidir. Qeyd etmək lazımdır ki, Yupiterdə bulud və qaz təbəqələri arasında, şübhəsiz ki, kəskin sərhəd yoxdur və buna görə də buludlar səviyyəsində yuxarıda göstərilən təzyiq dəyəri təxmini hesab edilməlidir.
Yupiterin atmosferinin kimyəvi tərkibi, digər planetlər kimi, hələ 20-ci əsrin əvvəllərində öyrənilməyə başlandı. Yupiterin spektri həm görünən, həm də infraqırmızı bölgələrdə yerləşən çoxlu sayda intensiv zolaqlara malikdir. 1932-ci ildə Bu zolaqların demək olar ki, hər biri metan və ya ammonyak ilə müəyyən edilmişdir.
Amerikalı astronomlar Dunham, Adel və Slipher xüsusi laboratoriya tədqiqatları apararaq Yupiterin atmosferindəki ammonyakın miqdarının qalın təbəqəyə bərabər olduğunu müəyyən ediblər8 m təzyiqdə 1 atm., metan miqdarı isə 45-dir m 45 təzyiqdə atm.
Yupiterin atmosferinin əsas tərkib hissəsi, ehtimal ki, hidrogendir. Bu yaxınlarda bu fərziyyə müşahidələrlə təsdiqləndi.
Saturn, şübhəsiz ki, Günəş sistemindəki ən gözəl planetdir. Demək olar ki, həmişə teleskopun baxış sahəsində müşahidəçi bu planeti daha yaxından müşahidə etdikdə üç halqadan ibarət olan bir halqa ilə əhatə olunmuş görür. Düzdür, bu halqalar bir-birindən aşağı kontrastlı boşluqlarla ayrılır, ona görə də hər üç halqanı görmək həmişə mümkün olmur. Saturn ən yaxşı atmosfer şəraitində (şəklin cüzi turbulent silkələnməsi və s.) və 700-800 dəfə böyüdülməsi ilə müşahidə edilirsə, o zaman hətta üç halqanın hər birində nazik konsentrik zolaqlar çətinliklə görünür və onlar arasındakı boşluqları xatırladır. üzüklər. Ən yüngül və ən geniş olan orta halqadır, parlaqlıq baxımından ən zəifi daxilidir. Halqa sisteminin xarici diametri demək olar ki, 2,4, daxili isə planetin diametrindən 1,7 dəfə böyükdür.
Son zamanlar Moskva astronomu M.S.Bobrov ölkəmizdə Saturnun halqalarının ən ciddi tədqiqi ilə məşğuldur. Yerə və Günəşə münasibətdə və ya faza bucağı adlanan yerdən asılı olaraq halqaların parlaqlığının dəyişməsinin müşahidələrindən əldə edilən məlumatlardan istifadə edərək, halqaları təşkil edən hissəciklərin ölçüsünü təyin etdi.
Məlum olub ki, halqaları təşkil edən hissəciklər diametri bir neçə santimetrə, hətta metrə çatır. M. S. Bobrovun hesablamalarına görə, Saturnun halqalarının qalınlığı 10-20-dən çox deyil. km.
Yupiter kimi, Saturnda da ekvatora paralel uzanan qaranlıq zolaqlar var. Yupiter kimi, Saturn da müxtəlif enliklərdə olan zonalar üçün fərqli fırlanma sürəti ilə xarakterizə olunur. Düzdür, Saturnun diskindəki zolaqlar daha davamlıdır və detalların sayı Yupiterinkindən azdır.
Nəhəng PLANETLƏRİN YER PLANETLƏRİNDƏN FƏRQİ
Merkuri, Venera, Yer və Mars nəhəng planetlərdən kiçik ölçüləri, daha az kütləsi, yüksək sıxlığı, daha yavaş fırlanması, daha nadir atmosferləri ilə fərqlənir (Merkuridə praktiki olaraq atmosfer yoxdur, ona görə də onun gündüz yarımkürəsi çox istidir; bütün nəhəng planetlər güclü uzadılmış atmosferlərlə əhatə olunmuşdur), az sayda peyk və ya onların olmaması.
Nəhəng planetlər Günəşdən uzaqda olduqları üçün onların temperaturu (ən azı buludlarının üstündə) çox aşağıdır: Yupiterdə - 145 C, Saturnda - 180 C, Uran və Neptunda daha da aşağıdır. Yerdəki planetlərin temperaturu isə daha yüksəkdir (Venerada +500 C-ə qədər). Nəhəng planetlərin aşağı orta sıxlığını onunla izah etmək olar ki, o, kütləni görünən həcmə bölmək yolu ilə əldə edilir və biz həcmi nəhəng atmosferin qeyri-şəffaf təbəqəsi ilə qiymətləndiririk. Hidrogenin aşağı sıxlığı və bolluğu nəhəng planetləri digər planetlərdən fərqləndirir.
SƏHİFƏ_BREAK--YU P İ T E R
ÜMUMİ XÜSUSİYYƏTLƏR
Yupiter Günəş sistemində Veneradan sonra ikinci ən parlaq planetdir. Ancaq Veneranı yalnız səhər və ya axşam görmək olarsa, Yupiter bəzən bütün gecəni parıldadır. Bu planetin yavaş, əzəmətli hərəkətinə görə qədim yunanlar ona öz ali tanrıları Zevsin adını vermişlər; Roma panteonunda Yupiter ona uyğun gəlirdi.
İki dəfə Yupiter astronomiya tarixində mühüm rol oynamışdır. O, peykləri kəşf edilən ilk planet oldu. 1610-cu ildə Qalileo teleskopunu Yupiterə istiqamətləndirərək planetin yanında adi gözlə görünməyən dörd ulduz gördü. Ertəsi gün onlar həm Yupiterə, həm də bir-birinə nisbətən mövqelərini dəyişdilər. Qalileo bu ulduzları müşahidə edərək, onun ətrafında mərkəzi işıqlandırıcı kimi formalaşan Yupiterin peyklərini müşahidə etdiyi qənaətinə gəldi.Bu, Günəş sisteminin kiçildilmiş modeli idi. Yupiterin Qaliley peyklərinin - İo, Avropa, Qanimed və Kallistonun sürətli və yüksək görünən hərəkəti onları rahat "səmavi saat" edir və dənizçilər uzun müddətdir ki, açıq dənizlərdə gəminin mövqeyini müəyyən etmək üçün onlardan istifadə edirlər.
Başqa bir dəfə Yupiter və onun peykləri ən qədim sirlərdən birini həll etməyə kömək etdi: işıq dərhal yayılır, yoxsa sürəti məhduddur? Danimarka astronomu Ole Römer 1675-ci ildə Yupiterin peyklərinin tutulmalarını mütəmadi olaraq müşahidə edərək və bu məlumatları ilkin hesablamaların nəticələri ilə müqayisə edərək, Yupiter və Yer Günəşin əks tərəfində olarsa, müşahidələrin və hesablamaların bir-birindən fərqləndiyini aşkar etdi. Bu halda peyklərin tutulması təxminən 1000 s gecikir. Römer düzgün nəticəyə gəldi ki, 1000 s. - diametrində Yerin orbitini keçmək üçün işığın ehtiyacı budur. Yerin orbitinin diametri 300 milyon kilometr olduğu üçün işığın sürəti 300.000 km/s-ə yaxındır.
Yupiter bütün planet sistemimizin 2/3-dən çoxunu ehtiva edən nəhəng bir planetdir. Yupiterin kütləsi Yerin 318 kütləsidir. Onun həcmi Yerin həcmindən 1300 dəfə böyükdür. Yupiterin orta sıxlığı 1330 kq/m^3 təşkil edir ki, bu da suyun sıxlığı ilə müqayisə oluna bilər və Yerin sıxlığından dörd dəfə azdır. Planetin görünən səthi Yerdən 120 dəfə böyükdür. Yupiter, kimyəvi tərkibinə görə günəşlə demək olar ki, eyni olan nəhəng bir hidrogen topudur. Lakin Yupiterdə temperatur olduqca aşağıdır: -140С.
Yupiter sürətlə fırlanır (fırlanma müddəti 9 saat 55 dəqiqə 29 saniyə). Mərkəzdənqaçma qüvvələrinin təsiri ilə planet nəzərəçarpacaq dərəcədə düzləndi və qütb radiusu ekvatordan 4400 km az oldu, 71400 km-ə bərabər oldu. Yupiterin maqnit sahəsi Yerdən 12 dəfə güclüdür.
Beş Amerika kosmik gəmisi Yupiterdə olub: 1973-cü ildə - "Pioner-10", 1974-cü ildə - "Pioner-11". 1979-cu ilin mart və iyul aylarında onu daha böyük və "ağıllı" nəqliyyat vasitələri - Voyager 1 və -2 ziyarət etdi.1995-ci ilin dekabrında ona planetlərarası Galileo stansiyası uçdu və bu, Yupiterin ilk süni peyki oldu və onun atmosferinə zond atdı. .
Biz də Yupiterin dərinliyinə kiçik bir zehni səyahət edəcəyik.
ATMOSFER
Yupiterin atmosferi hidrogen və heliumdan ibarət planetin nəhəng bir hissəsidir. Yupiterdə ümumi dövranı idarə edən mexanizm Yerdəki kimidir: qütblərdə və ekvatorda Günəşdən alınan istilik miqdarının fərqi, Koriolis tərəfindən zonal istiqamətdə əyilmiş hidrodinamik axınların meydana gəlməsinə səbəb olur. güc. Yupiter kimi sürətli fırlanma ilə axın xətləri demək olar ki, ekvatora paraleldir. Şəkil müxtəlif sürətlərə malik hidrodinamik axınlar arasındakı sərhədlərdə daha intensiv olan konvektiv hərəkətlərlə mürəkkəbdir. Konvektiv hərəkətlər boyayıcı maddəni daşıyır, onun olması Yupiterin bir qədər qırmızı rəngini izah edir. Qaranlıq zolaqlar bölgəsində konvektiv hərəkətlər ən güclüdür və bu, onların daha sıx rənglənməsini izah edir.
Yer atmosferində olduğu kimi, Yupiterdə də siklonlar əmələ gələ bilər. Hesablamalar göstərir ki, böyük siklonlar, əgər Yupiterin atmosferində əmələ gəlsələr, çox sabit ola bilərlər (həyat müddəti 100 min ilə qədərdir). Yəqin ki, Böyük Qırmızı Ləkə belə bir siklon nümunəsidir. Amerikanın “Pioner-10” və “Pioner-11” maşınlarında quraşdırılmış avadanlığın köməyi ilə Yupiterin əldə edilən şəkilləri göstərdi ki, Qırmızı Ləkə bu tipli yeganə formasiya deyil: daha kiçik ölçülü bir neçə sabit qırmızı ləkə var.
Spektroskopik müşahidələr Yupiterin atmosferində molekulyar hidrogen, helium, metan, ammonyak, etan, asetilen və su buxarının olduğunu müəyyən etdi. Göründüyü kimi, atmosferin elementar tərkibi (və bütövlükdə bütün planet) günəşdən (90% hidrogen, 9% helium, 1% daha ağır elementlər) fərqlənmir.
Bulud təbəqəsinin yuxarı sərhədində ümumi təzyiq təxminən 1 atm təşkil edir. Bulud təbəqəsi mürəkkəb bir quruluşa malikdir. Üst təbəqə ammonyak kristallarından ibarətdir, aşağıda buz kristallarının buludları və su damcıları yerləşməlidir.
8 - 14 mikron intervalında ölçülən Yupiterin infraqırmızı parlaqlıq temperaturu diskin mərkəzində 128 - 130K-a bərabərdir. Mərkəzi meridian və ekvator boyunca temperatur bölmələrini nəzərə alsaq, diskin kənarında ölçülən temperaturun mərkəzdən daha aşağı olduğunu görə bilərik. Bunu aşağıdakı kimi izah etmək olar. Diskin kənarında görmə xətti əyilmişdir və effektiv şüalanma səviyyəsi (yəni optik qalınlığın =1 çatdığı səviyyə) atmosferin mərkəzindən daha yüksək hündürlükdə yerləşir. disk. Atmosferdəki temperatur artan hündürlüklə aşağı düşərsə, kənarındakı parlaqlıq və temperatur bir qədər az olacaq. Bir neçə santimetr qalınlığında ammonyak təbəqəsi (normal təzyiqdə) 8 - 14 mikron diapazonunda infraqırmızı şüalanma üçün artıq praktiki olaraq qeyri-şəffafdır. Beləliklə, Yupiterin infraqırmızı parlaqlıq temperaturu onun atmosferinin kifayət qədər yüksək təbəqələrinə aiddir. SN zolaqlarında intensivliyin paylanması buludların temperaturunun xeyli yüksək olduğunu göstərir (160 - 170K).170K-dan aşağı temperaturda ammonyak (əgər onun miqdarı spektroskopik müşahidələrə uyğundursa) kondensasiya edilməlidir; buna görə də Yupiterin bulud örtüyünün ən azı qismən ammonyakdan ibarət olduğu güman edilir. Metan daha aşağı temperaturda kondensasiya olunur və Yupiterdə buludların əmələ gəlməsində iştirak edə bilməz.
130K parlaqlıq temperaturu tarazlıq temperaturundan nəzərəçarpacaq dərəcədə yüksəkdir, yəni yalnız günəş radiasiyasının təkrar emissiyası səbəbindən parlayan bir cismin olması lazım olan temperaturdan. Planetin əks etdirmə qabiliyyətinin ölçülməsini nəzərə alan hesablamalar təxminən 100K tarazlıq temperaturuna gətirib çıxarır. Təxminən 130 K parlaqlıq temperaturunun dəyərinin yalnız 8-14 mikron dar diapazonunda deyil, həm də ondan çox kənarda əldə edilməsi əlamətdardır. Beləliklə, Yupiterin ümumi şüalanması Günəşdən aldığı enerjidən 2,9 dəfə çoxdur və onun yaydığı enerjinin böyük hissəsi daxili istilik mənbəyi hesabına olur. Bu mənada Yupiter yer planetlərindən daha çox ulduzlara yaxındır. Bununla belə, Yupiterin daxili enerjisinin mənbəyi təbii ki, nüvə reaksiyaları deyil. Göründüyü kimi, planetin cazibə qüvvəsinin büzülməsi zamanı yığılan enerji ehtiyatı (planetin protoplanetar dumanlığından əmələ gəlməsi prosesində, planeti əmələ gətirən toz və qazın cazibə enerjisi keçməli olan cazibə qüvvəsi) ayrılır. kinetik və sonra istilik enerjisinə).
Böyük bir daxili istilik axınının olması, temperaturun dərinliklə kifayət qədər sürətlə yüksəlməsi deməkdir. Ən çox ehtimal olunan nəzəri modellərə görə, buludun zirvəsindən 100 km aşağıda 400K, 500 km dərinlikdə isə təxminən 1200K-a çatır. Və daxili strukturun hesablamaları göstərir ki, Yupiterin atmosferi çox dərindir - 10 000 km, lakin qeyd etmək lazımdır ki, planetin əsas hissəsi (bu sərhəddən aşağıda) maye vəziyyətdədir. Bu vəziyyətdə hidrogen degenerasiyadadır, bu da eyni şeydir, metal vəziyyətdədir (elektronlar protonlardan qoparılır). Eyni zamanda, atmosferin özündə hidrogen və helium, ciddi şəkildə desək, superkritik vəziyyətdədir: alt təbəqələrdə sıxlıq 0,6-0,7 q / sm³-ə çatır və xassələri qazdan daha çox maye kimidir. Planetin tam mərkəzində (30.000 km dərinlikdəki hesablamalara görə) metal hissəciklərinin və daş birləşmələrinin yapışması nəticəsində əmələ gələn ağır elementlərin möhkəm nüvəsi ola bilər.
YUPİTERİN HALQASI.
Yupiter bir çox sürprizlər təqdim edir: o, güclü auroralar, güclü radio səs-küy yaradır, onun yaxınlığında planetlərarası nəqliyyat vasitələri toz fırtınalarını - Yupiterin maqnitosferindəki elektromaqnit prosesləri nəticəsində atılan kiçik bərk hissəciklərin axınlarını müşahidə edir. Günəş küləyi ilə şüalandıqda elektrik yükü alan kiçik hissəciklər çox maraqlı dinamikaya malikdir: makro və mikro obyektlər arasında aralıq hal olmaqla, həm cazibə, həm də elektromaqnit sahələrinə təxminən bərabər reaksiya verirlər.
Məhz belə kiçik daş hissəciklərindən 1979-cu ilin martında kəşf edilən Yupiterin halqası əsasən ibarətdir (Pionerin dediyinə görə 1974-cü ildə halqanın dolayı kəşfi tanınmamış qalmışdır). Onun əsas hissəsinin radiusu 123-129 min km-dir. Bu yastı halqa təxminən 30 km qalınlığa malikdir və çox seyrəkdir - o, düşən işığın yüzdə bir neçə mində birini əks etdirir. Zəif toz strukturları əsas halqadan Yupiterin səthinə qədər uzanır və halqanın üstündə qalın bir halo əmələ gətirir və ən yaxın aylara qədər uzanır. Yupiterin halqasını Yerdən görmək demək olar ki, qeyri-mümkündür: o, çox nazikdir və Yupiterin fırlanma oxunun orbit müstəvisinə kiçik mailliyi səbəbindən daim kənar ilə müşahidəçiyə çevrilir.
YUPITERİN DAXİLİ VƏ XARİCİ PEYKLƏRİ.
Yupiterin 16 peyki var. Onlardan ikisi - İo və Avropa - Ayımızın ölçüsüdür, digər ikisi - Qanymede və Callisto - diametrinə görə onu təxminən bir yarım dəfə üstələyib. Kallisto ölçüsünə görə Merkuriyə bərabərdir və Qanymede onu qabaqlayıb. Düzdür, onlar öz planetlərindən Ayın Yerdən uzaqdadırlar. Yalnız İo Yupiterin səmasında Ay ölçüsündə parlaq qırmızımtıl disk (və ya aypara) kimi görünür, Europa, Ganymede və Callisto Aydan bir neçə dəfə kiçik görünür.
Yupiterin hökmranlığı kifayət qədər genişdir: səkkiz xarici peyk ondan o qədər uzaqdır ki, onları planetin özündən adi gözlə müşahidə etmək mümkün deyildi. Peyklərin mənşəyi sirlidir: onların yarısı Yupiter ətrafında əks istiqamətdə hərəkət edir (digər 12 peykin dövriyyəsi və planetin özünün gündəlik fırlanma istiqaməti ilə müqayisədə). Yupiterin ən kənar peyki ən yaxınından 200 dəfə uzaqdır. Məsələn, əgər siz ən yaxın peyklərdən birinə ensəniz, o zaman planetin narıncı diski səmanın yarısını tutacaq. Və ən uzaq peykin orbitindən nəhəng Yupiterin diski Ayın demək olar ki, yarısı qədər görünəcək.
Yupiterin peykləri hər birinin öz siması və tarixi olan ən maraqlı aləmlərdir ki, onlar bizə yalnız kosmos dövründə aşkar edilmişdir.
Və haqqında
Bu, Yupiterə ən yaxın Qaliley peykidir, planetin mərkəzindən 422 min km məsafədədir, yəni Yerdən Aydan bir qədər uzaqdadır. Yupiterin nəhəng kütləsinə görə İo-nun inqilab dövrü Ay ayından çox qısadır və cəmi 42,5 saatdır.Teleskop vasitəsilə müşahidəçi üçün bu, ən narahat peykdir: demək olar ki, hər gün İo yeni peykdə görünür. yer, Yupiterin bir tərəfindən digər tərəfə qaçır.
Kütləsi və radiusu (1815 km) baxımından İo Aya bənzəyir. Io-nun ən sensasiyalı xüsusiyyəti vulkanik aktiv olmasıdır! Onun sarı-narıncı səthində Voyagers 300 km hündürlüyə qədər sultanları püskürən 12 aktiv vulkan kəşf etdi. Buraxılan əsas qaz kükürd dioksiddir, sonra ağ bərk maddə kimi səthdə donur. Peykin üstünlük təşkil edən narıncı rəngi kükürd birləşmələri ilə bağlıdır. Io-nun vulkanik aktiv bölgələri 300 ° C-ə qədər qızdırılır.
300 km hündürlüyündə qaz fəvvarəsi daim planetin üzərində yüksəlir. Güclü yeraltı gurultusu torpağı silkələyir, daşlar vulkanın kraterindən böyük sürətlə (1 km/s-ə qədər) uçur və böyük hündürlükdən sərbəst atmosfer düşməsindən sonra vulkandan yüzlərlə kilometr aralıda səthə çırpılır. vulkan. Bəzi vulkanik kalderalardan (vulkanın zirvəsinin dağılması nəticəsində əmələ gələn qazanvari çökəkliklər) ərimiş qara kükürd sıçrayaraq isti çaylara yayılır. Voyager fotoşəkilləri qara gölləri və hətta ərimiş kükürddən ibarət bütün dənizləri göstərir.
Loki vulkanının yaxınlığındakı ən böyük lava dənizinin diametri 20 km-dir. Onun mərkəzində bərk kükürdün çatlamış narıncı adası var. İo-nun qara dənizləri narıncı sahillərdə yellənir və yuxarıdakı səmada Yupiterin əsas hissəsi asılır ...
Belə mənzərələrin olması bir çox rəssamları ruhlandırıb.
Io-nun vulkanik fəaliyyəti ona Yupiter sisteminin digər cisimlərinin qravitasiya təsiri ilə bağlıdır. Əvvəla, nəhəng planetin özü güclü cazibə qüvvəsi ilə peykin səthində İo-nun fırlanmasını ləngidən iki gelgit donqarı yaratdı ki, o, həmişə Yupiterlə bir tərəfdə - Ayla Yerlə üz-üzə dayansın. İonun orbiti dəqiq bir dairə deyil, donqarlar onun səthi boyunca bir qədər hərəkət edir, bu da planetin daxili təbəqələrinin istiləşməsinə səbəb olur. Daha böyük dərəcədə, bu təsir Yupiterin digər kütləvi peyklərinin, ilk növbədə Io-ya ən yaxın olan Avropanın gelgit təsirlərindən qaynaqlanır. Bağırsaqların daimi istiləşməsi İo-nun günəş sistemində ən vulkanik aktiv cisim olmasına səbəb oldu.
Güclü püskürmələrin epizodik olduğu yerüstü vulkanlardan fərqli olaraq, Io-dakı vulkanlar demək olar ki, dayanmır, baxmayaraq ki, onların fəaliyyəti fərqli ola bilər. Vulkanlar və qeyzerlər maddənin bir hissəsini hətta kosmosa da atırlar. Beləliklə, İo-nun orbiti boyunca ionlaşmış oksigen və kükürd atomlarından ibarət plazma şleyfi və atom natrium və kaliumun neytral buludları uzanır.
Səthin intensiv vulkanik yenidən işlənməsi səbəbindən Io-da təsir kraterləri yoxdur. Hündürlüyü 9 km-ə qədər olan daş massivləri var. Io-nun sıxlığı kifayət qədər yüksəkdir - 3000 kq/m^3. Peykin mərkəzində qismən ərimiş silikat qabığının altında yüksək miqdarda dəmir və onun birləşmələri olan bir nüvə var.
Davamı
--PAGE_BREAK-- Avropa
Avropanın radiusu Io-dan bir qədər kiçikdir - 1569 km. Qaliley peyklərindən Avropa, su buzunun aydın əlamətləri olan ən parlaq səthə malikdir. Buz qabığının altında su okeanı, onun altında isə bərk silikat nüvəsi olduğu fərziyyəsi var. Avropanın sıxlığı çox yüksəkdir - 3500kq/m3. Bu peyk Yupiterdən 671.000 km məsafədədir.
Avropanın geoloji tarixinin qonşu peyklərin tarixi ilə heç bir əlaqəsi yoxdur. Avropa Günəş sistemindəki ən hamar cisimlərdən biridir: onun üzərində hündürlüyü yüz metrdən çox olan təpələr yoxdur. Peykin bütün buzlu səthi böyük uzunluqlu zolaqlar şəbəkəsi ilə örtülmüşdür. Minlərlə kilometr uzunluğunda olan tünd zolaqlar Avropada qlobal çat sisteminin izləridir. Bu çatların mövcudluğu buz səthinin kifayət qədər hərəkətli olması və daxili gərginliklərdən və genişmiqyaslı tektonik proseslərdən dəfələrlə parçalanması ilə izah olunur.
Səthin gənc olmasına görə (cəmi 100 milyon il) 4,5 milyard il əvvəl çoxlu sayda meydana gələn təsirli meteorit kraterləri demək olar ki, görünməzdir. Alimlər Avropada diametri 10-30 km olan cəmi beş krater tapıblar.
Qanymede
Qanymede Günəş sistemindəki planetlərin ən böyük peykidir, radiusu 2631 km-dir. Sıxlıq Io və Avropa ilə müqayisədə aşağıdır, cəmi 1930 kq/m3. Yupiterdən məsafə 1,07 milyon km-dir. Qanymedanın bütün səthini iki qrupa bölmək olar: ərazinin 60%-ni tutan birincisi, 3,5 milyard il əvvəl aktiv geoloji proseslər nəticəsində yaranan qəribə buz zolağıdır; ikincisi, qalan 40%-ni tutan, çoxsaylı meteorit kraterləri ilə örtülmüş qədim qalın buz qabığıdır, onu da qeyd etmək lazımdır ki, bu qabıq yuxarıda qeyd etdiyimiz proseslərlə qismən parçalanmış və təzələnmişdir.
Kosmik geoloqun nöqteyi-nəzərindən Qanymede Yupiterin peykləri arasında ən cəlbedici bədəndir. Qarışıq silikat-buz tərkibinə malikdir: su buzu mantiyası və qayalı nüvə. Onun sıxlığı 1930 kq\m^3 təşkil edir. Aşağı temperatur və yüksək daxili təzyiq şəraitində su buzu müxtəlif növ kristal qəfəslərlə bir neçə modifikasiyada mövcud ola bilər. Qanymede'nin zəngin geologiyası əsasən bu buz növləri arasında mürəkkəb keçidlərlə müəyyən edilir. Peykin səthi qalınlığı bir neçə metrdən bir neçə on metrə qədər olan boş daş-buz tozu təbəqəsi ilə tozlanır.
Callisto
Bu, Yupiter sistemindəki ikinci ən böyük peykdir, radiusu 2400 km-dir. Qaliley peykləri arasında Callisto ən uzaqdır: Yupiterdən məsafə 1,88 milyon km, fırlanma müddəti 16,7 gündür. Silikat-buz Kallistonun sıxlığı azdır - 1830 kq / m3. Callistonun səthi meteorit kraterləri ilə həddindən artıq doymuşdur. Callistonun tünd rəngi silikat və digər çirklərin nəticəsidir. Callisto Günəş sistemində məlum olan ən kraterli cisimdir. Böyük bir meteorit zərbəsi halqa dalğaları ilə əhatə olunmuş nəhəng strukturun - Valhallanın meydana gəlməsinə səbəb oldu. Onun mərkəzində diametri 350 km olan krater və ondan 2000 km radiusda dağ silsilələri konsentrik dairələrdə yerləşir.
İo orbitində Yupiter bir neçə kiçik peyk açır. Onlardan üçü - Metis, Adrastea və Theba - planetlərarası stansiyaların köməyi ilə kəşf edilmişdir və onlar haqqında çox az şey məlumdur. Metis və Atrastea (diametrləri müvafiq olaraq 40 və 20 km-dir) Yupiterin əsas halqasının kənarı boyunca, radiusu 128.000 km olan bir orbitdə hərəkət edirlər. Bu ən sürətli peyklər nəhəng Yupiter ətrafında 7 saat ərzində 100.000 km/saatdan çox sürətlə bir inqilab edir.
Daha uzaq peyk Teba İo və Yupiter arasında ortada - planetdən 222 min km məsafədə yerləşir; onun diametri təxminən 100 km-dir.
Amalterey'in ən böyük daxili peyki nizamsız bir formaya malikdir (ölçüləri 270 * 165 * 150 km) və kraterlərlə örtülmüşdür; tünd qırmızı rəngli odadavamlı süxurlardan ibarətdir. Amalteliya 1892-ci ildə Amerika astronomu Edvard Bernard tərəfindən kəşf edilmiş və Yupiterin beşinci kəşf edilmiş peyki olmuşdur. 181 min km radiuslu orbitdə fırlanır.
Yupiterin daxili peykləri və onun dörd böyük peyki planetin ekvatorunun müstəvisinə yaxın dairəvi orbitlərdə yerləşir. Bu səkkiz peykin orbitlərində ekssentrikliklər və meyllər o qədər kiçikdir ki, onların heç biri "ideal" dairəvi yoldan bir dərəcədən çox kənara çıxmır. Belə peyklər müntəzəm adlanır.
Yupiterin qalan səkkiz peyki nizamsızdır və əhəmiyyətli ekssentriklikləri və orbital meylləri ilə seçilir. Hərəkətlərində onlar planetin ekvator müstəvisindən milyonlarla kilometr kənara çıxaraq, planetə olan məsafəni 1,5-2 dəfə dəyişə bilirlər. Yupiterin bu səkkiz xarici peyki ən böyük cisimlərin adını daşıyan iki komandada qruplaşdırılıb: Himaliya qrupu, həmçinin Leda, Lisitea və Elara; və Ananke, Karme və Sinop ilə Pasife qrupu. Bu peyklər 70 il ərzində (1904-1974) yerüstü teleskopların köməyi ilə kəşf edilmişdir.Himaliya qrupuna daxil olan planetlərin orta radiusları 11,1-11,7 milyon km-ə uyğundur. Himaliya qrupunun peykləri Yupiter ətrafında 240-260 gündə, Pasiphe qrupu isə 630-760 gündə bir inqilab edir, yəni. iki ildən çox. Peyklərin daxili radiusları çox kiçikdir: Himaliya qrupunda, Leda yaxınlığında 8 km-dən Himali yaxınlığında 90 km; Pasiphe qrupunda - 15 ilə 35 km arasında. onlar qara və qeyri-bərabərdir. Pasiphe qrupunun xarici peykləri Yupiter ətrafında əks istiqamətdə fırlanır.
Alimlər nizamsız peyklərin mənşəyi ilə bağlı hələ də yekdil fikrə gələ bilməmişlər.(Davamlı daxili peyklərin çoxlu kiçik hissəciklərin bir-birinə yapışması nəticəsində dairəvi bir qaz və toz diskindən əmələ gəldiyinə inanılır.) Yalnız aydındır ki, asteroidlərin Yupiter tərəfindən tutulması xarici peyklərin yaranmasında mühüm rol oynamışdır. Kompüter hesablamaları göstərir ki, Pasiphe qrupu planetin kiçik hissəcikləri və asteroidləri dövri-Yupiteriya diskinin xarici bölgəsində əks orbitlərə sistemli şəkildə tutması nəticəsində yarana bilər.
S A T U R N
ATMOSFER VƏ BULUD QAT.
Teleskop vasitəsilə planetləri müşahidə edən hər kəs bilir ki, Saturnun səthində, yəni bulud örtüyünün yuxarı sərhəddində nəzərəçarpacaq dərəcədə az detal var və onların ətraf fonla kontrastı kiçikdir. Bu Saturn Yupiterdən fərqlənir, burada qaranlıq və açıq zolaqlar, dalğalar, düyünlər şəklində bir çox təzadlı detallar var ki, bu da onun atmosferinin əhəmiyyətli bir aktivliyini göstərir.
Sual yaranır ki, Saturnun atmosfer fəaliyyəti (məsələn, küləyin sürəti) Yupiterinkindən aşağıdır, yoxsa onun bulud örtüyünün təfərrüatları daha böyük məsafə (təxminən 1,5 milyard km.) səbəbindən Yerdən sadəcə daha az görünür. Günəş tərəfindən daha zəif işıqlandırma (Yupiterin işıqlanmasından demək olar ki, 3,5 dəfə zəif)?
Səyahətçilər atmosfer sirkulyasiyasının nümunəsini aydın şəkildə əks etdirən Saturnun bulud örtüyünün şəkillərini əldə edə bildilər: paralellər boyunca uzanan onlarla bulud kəmərləri, həmçinin fərdi burulğanlar. Xüsusilə, daha kiçik olsa da, Yupiterin Böyük Qırmızı Ləkəsinin analoqu aşkar edilmişdir. Müəyyən edilmişdir ki, Saturnda küləyin sürəti Yupiterdəkindən də yüksəkdir: ekvatorda 480 m/s və ya 1700 km/saat. Bulud kəmərlərinin sayı Yupiterdəkindən daha çoxdur və onlar daha yüksək enliklərə çatırlar. Beləliklə, bulud şəkilləri Yupiterdən daha aktiv olan Saturnun atmosferinin özəlliyini nümayiş etdirir.
Saturnda meteoroloji hadisələr yer atmosferindən daha aşağı temperaturda baş verir. Saturn Yerdən Günəşdən 9,5 dəfə uzaqda olduğundan 9,5 = 90 dəfə az istilik alır.
Təzyiqinin 0,1 atm olduğu bulud örtüyünün yuxarı sərhədi səviyyəsində planetin temperaturu cəmi 85 K və ya -188 C-dir. Maraqlıdır ki, hətta belə bir temperatur belə bir temperaturla əldə edilə bilməz. Günəş tək. Hesablama göstərir ki, Saturnun bağırsaqlarının öz istilik mənbəyi var, onun axını Günəşdən gələndən 2,5 dəfə çoxdur. Bu iki axının cəmi planetin müşahidə olunan temperaturunu verir. Kosmik gəmi Saturnun buludlu atmosferinin kimyəvi tərkibini ətraflı öyrənib. Əsasən, demək olar ki, 89% hidrogendən ibarətdir. İkinci yerdə helium (çəki ilə təxminən 11%). Qeyd edək ki, Yupiterin atmosferində 19% təşkil edir. Saturnda helium çatışmazlığı planetin bağırsaqlarında helium və hidrogenin cazibə qüvvəsi ilə ayrılması ilə izah olunur: daha ağır olan helium tədricən böyük dərinliklərə çökür (yeri gəlmişkən, Saturnu "istidən" enerjinin bir hissəsini buraxır. ). Atmosferdə digər qazlar - metan, ammonyak, etan, asetilen, fosfin az miqdarda olur. Belə aşağı temperaturda (təxminən -188 C) metan əsasən damcı-maye halında olur. Saturnun bulud örtüyünü əmələ gətirir. Saturnun atmosferində görünən detalların kiçik kontrastına gəlincə, yuxarıda qeyd edildiyi kimi, bu fenomenin səbəbləri hələ tam aydın deyil. Atmosferdə xırda bərk hissəciklərin kontrastını zəiflədən dumanının dayandığı irəli sürülüb. Lakin Voyager 2 müşahidələri bunu təkzib edir: planetin səthindəki qaranlıq zolaqlar Saturnun diskinin ən kənarına qədər kəskin və aydın qalırdı, duman olduqda isə öndəki çoxlu sayda hissəciklər səbəbindən kənarlara doğru buludlu olardılar. onlardan. Buna görə də problem həll edilmiş hesab edilə bilməz və əlavə araşdırma tələb olunur.
Voyager 1-dən əldə edilən məlumatlar Saturnun ekvator radiusunu böyük dəqiqliklə müəyyən etməyə kömək etdi. Bulud örtüyünün zirvəsi səviyyəsində ekvator radiusu 60330 km-dir. və ya yerdən 9,46 dəfə çoxdur. Saturnun ox ətrafında fırlanma müddəti də dəqiqləşdirilib: o, bir inqilabı 10 saat 39,4 dəqiqəyə tamamlayır - Yerdən 2,25 dəfə tezdir. Bu cür sürətli fırlanma Saturnun sıxışmasının Yerinkindən qat-qat böyük olmasına səbəb olub. Saturnun ekvator radiusu qütbdən 10% böyükdür (Yerdə - cəmi 0,3%).
SATURUNUN MAQNETİK XÜSUSİYYƏTLƏRİ.
İlk kosmik gəmi Saturna çatana qədər onun maqnit sahəsi ilə bağlı heç bir müşahidə məlumatı yox idi. lakin yerüstü radio astronomik müşahidələrdən aydın oldu ki, Yupiter güclü maqnit sahəsinə malikdir. Bu, mənbəyinin planetin görünən diskindən daha böyük olduğu və Yupiterin ekvatoru boyunca diskə nisbətən simmetrik olaraq uzandığı desimetr dalğalarında termal radio emissiyası ilə sübut edildi. Bu həndəsə, eləcə də radiasiyanın qütbləşməsi, müşahidə olunan şüalanmanın maqnit şüalanma olduğunu və onun mənbəyinin Yupiterin maqnit sahəsi tərəfindən tutulan və Yerdəki kimi şüalanma kəmərlərində yaşayan elektronlar olduğunu göstərirdi. Yupiterə uçuşlar bu qənaətləri təsdiqlədi. Saturn fiziki xassələrinə görə Yupiterə çox bənzədiyi üçün astronomlar onun da kifayət qədər nəzərə çarpan bir maqnit sahəsinə malik olduğunu irəli sürdülər. Saturnda Yerdən müşahidə edilən maqnit bremsstrahlungun olmaması halqaların təsiri ilə izah olunurdu. Bu təkliflər təsdiqlənib. Pioneer-11-in Saturna yaxınlaşması zamanı belə onun alətləri yaxın planet məkanında açıq bir maqnit sahəsi olan bir planet üçün xarakterik olan birləşmələri qeyd etdi: yay şok dalğası, maqnitosferin sərhədi (maqnitopauz), radiasiya kəmərləri (Yer). və Kainat, 1980, N2, səh. 22-25 - Red.). Bütövlükdə Saturnun maqnitosferi Yerinkinə çox bənzəyir, lakin təbii ki, ölçülərinə görə daha böyükdür. Sualtı nöqtədə Saturnun maqnitosferinin xarici radiusu planetin 23 ekvator radiusu, zərbə dalğasına qədər olan məsafə isə 26 radiusdur. Müqayisə üçün xatırlada bilərik ki, Yerin maqnitosferinin günəşaltı nöqtədə xarici radiusu təxminən 10 Yer radiusudur. Beləliklə, hətta nisbi ölçüdə Saturnun maqnitosferi Yerinkindən iki dəfədən çox böyükdür. Saturnun radiasiya kəmərləri o qədər genişdir ki, onlar təkcə halqaları deyil, həm də planetin bəzi daxili peyklərinin orbitlərini əhatə edir. Gözlənildiyi kimi, Saturnun halqaları tərəfindən "bloklanan" radiasiya kəmərlərinin daxili hissəsində yüklü hissəciklərin konsentrasiyası xeyli azdır. Radiasiya qurşaqlarında hissəciklərin hər dəfə ekvatoru keçərək təxminən meridional istiqamətdə yelləndiyini xatırlasaq, bunun səbəbini başa düşmək asandır. Lakin Saturnun ekvator müstəvisində halqaları var: onlar özlərindən keçməyə meylli olan demək olar ki, bütün hissəcikləri udurlar. Nəticədə, halqalar olmadıqda Saturn sistemində ən güclü radio emissiya mənbəyi olacaq radiasiya kəmərlərinin daxili hissəsi zəifləyir. Buna baxmayaraq, Saturna yaxınlaşan Voyager 1, radiasiya kəmərlərindən qeyri-termal radio emissiyasını aşkar etdi.
Yupiterdən fərqli olaraq, Saturn kilometr dalğa uzunluğunda şüalanır. Radiasiya intensivliyinin 10 saat müddətində modulyasiya edildiyini nəzərə alaraq. 39,4 dəqiqə, bunun radiasiya kəmərlərinin eksenel fırlanma dövrü və ya başqa sözlə, Saturnun maqnit sahəsinin fırlanma dövrü olduğunu irəli sürdü. Ancaq sonra bu Saturnun fırlanma dövrüdür. Əslində, Saturnun maqnit sahəsi planetin bağırsaqlarında elektrik cərəyanları tərəfindən yaradılır - görünür, nəhəng təzyiqlərin təsiri altında hidrogenin metal vəziyyətinə keçdiyi bir təbəqədə. Bu təbəqə eyni bucaq sürəti ilə fırlandıqda, maqnit sahəsi də fırlanır. Planetin daxili hissəciklərinin maddəsinin yüksək özlülüyünə görə onların hamısı eyni dövrlə fırlanır. Beləliklə, maqnit sahəsinin fırlanma dövrü eyni zamanda Saturnun kütləsinin böyük hissəsinin fırlanma dövrüdür (bərk cisim kimi fırlanmayan atmosfer istisna olmaqla).
Davamı
--PAGE_BREAK--ÜZÜKLƏR
Yerin üç halqası bir teleskop vasitəsilə aydın görünür: xarici, orta parlaqlıq halqası A; orta, ən parlaq halqa B və bəzən krep adlanan parlaq şəffaf olmayan C üzük. Üzüklər Saturnun sarımtıl diskindən bir qədər ağdır. Onlar planetin ekvatorunun müstəvisində yerləşir və çox nazikdir: radial istiqamətdə ümumi eni təxminən 60 min km-dir. onların qalınlığı 3 km-dən azdır. spektroskopik olaraq, halqaların bərk cisim kimi fırlanmadığı aşkar edilmişdir - Saturndan uzaqlaşdıqca sürət azalır. Üstəlik, halqaların hər bir nöqtəsi, Saturnun ətrafında dairəvi orbitdə sərbəst hərəkət edən bir peykin o məsafədəki sürəti ilə eyni sürətə malikdir. Buradan aydın olur ki, Saturnun halqaları əslində planetin ətrafında müstəqil fırlanan kiçik bərk hissəciklərin nəhəng yığılmasıdır. Hissəciklərin ölçüləri o qədər kiçikdir ki, onlar nəinki yer teleskoplarında, hətta kosmik gəmilərdə də görünmür. Üzüklərin strukturunun xarakterik xüsusiyyəti çox az maddənin olduğu qaranlıq dairəvi boşluqlardır (bölmələr). Onların ən genişi (3500 km) B halqasını A halqasından ayırır və onu ilk dəfə 1675-ci ildə görən astronomun şərəfinə “Kassini bölməsi” adlandırılır. Fövqəladə yaxşı atmosfer şəraitində Yerdən ondan artıq belə bölmələr görünür.Onların təbiəti, görünür, rezonanslıdır. Beləliklə, Cassini-nin bölünməsi orbitlər bölgəsidir ki, orada hər bir hissəciyin Saturn ətrafında fırlanma dövrü Saturnun ən yaxın böyük peyki - Mimasın tam yarısıdır. Bu təsadüfə görə Mimas öz cazibəsi ilə parçalanma içərisində hərəkət edən zərrəcikləri bir növ silkələyir və nəticədə onları oradan çıxarır.
Səyahətçilərin bort kameraları göstərdi ki, yaxın məsafədən Saturnun halqaları qrammofon plastinasına bənzəyir: görünür, onlar arasında tünd boşluqlar olan minlərlə fərdi dar halqalara təbəqələşiblər. O qədər boşluqlar var ki, onların rezonanslarını Saturnun peyklərinin inqilab dövrləri ilə izah etmək artıq mümkün deyil. Bu gözəl quruluşu nə izah edir? Yəqin ki, hissəciklərin üzüklərin müstəvisi üzərində vahid paylanması mexaniki cəhətdən qeyri-sabitdir. Nəticədə dairəvi sıxlıq dalğaları yaranır - bu, müşahidə edilən incə quruluşdur.
A, B və C halqalarına əlavə olaraq, Voyagers daha dördünü kəşf etdi: D, E, F və G. Onların hamısı çox nadirdir və buna görə də tutqundur. Xüsusilə əlverişli şəraitdə D və E halqalarını Yerdən görmək çətindir; F və G halqaları ilk dəfə aşkar edilmişdir. Üzüklərin təyin edilməsi sırası tarixi səbəblərlə bağlıdır, buna görə də əlifba sırası ilə üst-üstə düşmür. Əgər halqaları Saturndan uzaqlaşdıqca düzsək, onda bir sıra əldə edirik: D, C, B, A, F, G, E. F halqası xüsusi maraq və müzakirələrə səbəb oldu.Təəssüf ki, iki Səyahətçinin müşahidələri bir-biri ilə üst-üstə düşmədiyi üçün bu obyekt haqqında yekun mühakimə yürütmək hələ mümkün olmayıb. Voyager 1-in bort kameraları göstərdi ki, F halqası ümumi eni 60 km olan bir neçə halqadan ibarətdir və onlardan ikisi bir-biri ilə sim kimi iç-içədir. Bir müddət ərzində üstünlük təşkil edən fikir belə idi ki, bilavasitə F halqasının yaxınlığında, biri daxili kənarda, digəri isə xarici kənarda hərəkət edən iki kiçik, yeni kəşf edilmiş peyk (birincisindən bir qədər yavaş, çünki Saturndan daha uzaqdır) bu qeyri-adi konfiqurasiyadan məsuldur. Bu peyklərin cazibəsi həddindən artıq hissəciklərin ortasından uzaqlaşmağa imkan vermir, yəni peyklər, sanki "çobanlar" adını aldıqları hissəcikləri "oturlar". Onlar, hesablamalarla göstərildiyi kimi, hissəciklərin dalğalı bir xətt boyunca hərəkətinə səbəb olur, bu da üzük komponentlərinin müşahidə olunan bir-birinə qarışmasını yaradır. Lakin doqquz ay sonra Saturnun yaxınlığından keçən Voyager 2, F halqasında, xüsusən də "çobanların" bilavasitə yaxınlığında hər hansı bir qarışqa və ya başqa forma təhrifinə rast gəlmədi. Beləliklə, üzük formasının dəyişkən olduğu ortaya çıxdı. Təbii ki, bu dəyişkənliyin səbəblərini və qanunauyğunluqlarını mühakimə etmək üçün iki müşahidə kifayət deyil. Müasir vasitələrlə F halqasını Yerdən müşahidə etmək mümkün deyil - onun parlaqlığı çox aşağıdır. Voyagers tərəfindən əldə edilən üzük görüntülərinin daha yaxından araşdırılması bu problemə aydınlıq gətirəcəyinə ümid etmək qalır.
D halqası planetə ən yaxın olanıdır. Göründüyü kimi, Saturnun ən buludlu topuna qədər uzanır. E halqası ən xaricidir. Son dərəcə nadirdir, eyni zamanda ən genişdir - təxminən 90 min km. Onun tutduğu zonanın ölçüsü planetin 3,5-dən 5 radiusuna qədərdir. E halqasındakı maddənin sıxlığı Saturnun peyki Enseladın orbitinə doğru artır. Bəlkə də bu halqanın mahiyyətinin mənbəyi Enseladdır. Saturnun halqalarının hissəcikləri, ehtimal ki, buz kimidir, üstü şaxta ilə örtülmüşdür. Bu, yerüstü müşahidələrdən artıq məlum idi və kosmik gəminin bort alətləri bu qənaətin düzgünlüyünü yalnız təsdiqlədi. Əsas halqaların hissəcik ölçüləri yer səthində aparılan müşahidələr əsasında santimetrdən metrə qədər diapazonda təxmin edilmişdir (təbii ki, hissəciklərin ölçüləri eyni ola bilməz: müxtəlif halqalarda səciyyəvi hissəcik diametrinin fərqli olması da mümkündür). Voyager 1 Saturnun yaxınlığından keçərkən kosmik gəminin radio ötürücüsü ardıcıl olaraq A halqasını, Kassini parçalanmasını və C halqasını 3,6 sm-lik radioşüa ilə deşdi.Sonra radio emissiyası Yerdə qəbul edildi və təhlil edildi. Bu zonaların hissəciklərinin bir qədər fərqli yollarla olsa da, radio dalğalarını əsasən irəli səpdiyini öyrənmək mümkün oldu. Bunun sayəsində A halqasının orta hissəcik diametri 10 m, Cassini parçalanması 8 m və C halqası 2 m olaraq təxmin edildi.Güclü irəli səpilmə, lakin bu dəfə görünən işıqda F və E-də tapıldı. halqalar.Bu o deməkdir ki, onların tərkibində xeyli miqdarda incə toz var (toz dənəciyinin diametri millimetrin on mində bir hissəsidir). B halqasında yeni bir struktur element tapıldı - təkərin spikerlərinə xarici oxşarlıqlarına görə "dişlər" adlanan radial birləşmələr. Onlar da incə tozdan ibarətdir və üzük müstəvisinin üstündə yerləşirlər. Ola bilsin ki, "dantellər" orada elektrostatik itələmə qüvvələri tərəfindən tutulur. Maraqlıdır ki, Saturnun ötən əsrdə çəkilmiş bəzi eskizlərində “dişlər” təsvirləri tapılıb. Amma sonra heç kim onlara əhəmiyyət vermədi. Üzükləri araşdıran Voyagerlər gözlənilməz bir effekt aşkar etdilər - üzüklərdən gələn çoxsaylı qısamüddətli radio emissiya partlayışları. Bu, elektrostatik boşalmalardan gələn siqnallardan başqa bir şey deyil - bir növ ildırım. Zərrəciklərin elektrikləşməsinin mənbəyi, görünür, onların arasındakı toqquşmadır. Bundan əlavə,6 halqaları əhatə edən neytral atom hidrogenindən ibarət qaz atmosferi aşkar edilmişdir. Voyacerlər spektrin ultrabənövşəyi hissəsində Laysan-alfa xəttini (1216 A) müşahidə etdilər. Onun intensivliyinə görə atmosferin bir kub santimetrində hidrogen atomlarının sayı təxmin edilirdi. Onların sayı 600-ə yaxın idi.Deməliyəm ki, bəzi elm adamları Saturna kosmik gəmi buraxılmazdan çox əvvəl Saturnun halqalarının yaxınlığında atmosferin mövcud olması ehtimalını proqnozlaşdırmışdılar. Səyahətçilər də üzüklərin kütləsini ölçməyə çalışdılar. Çətinlik onda idi ki, halqaların kütləsi Saturnun kütləsindən ən azı milyon dəfə azdır. Buna görə də, Saturn yaxınlığında kosmik gəminin trayektoriyası böyük ölçüdə planetin özünün güclü cazibəsi ilə müəyyən edilir və üzüklərin zəif cazibəsi ilə yalnız əhəmiyyətsiz dərəcədə narahat olur. Bu arada, məhz zəif cazibəni aşkara çıxarmaq lazımdır. Pioneer-11-in trayektoriyası bu məqsəd üçün ən uyğun idi. Lakin aparatın trayektoriyasının radio emissiyası ilə ölçülməsinin təhlili göstərdi ki, üzüklər (ölçmə dəqiqliyi hüdudlarında) aparatın hərəkətinə təsir göstərmir. Dəqiqlik 1,7 x 10 Saturn kütləsi idi. Başqa sözlə, üzüklərin kütləsi açıq şəkildə planetin kütləsinin 1,7 milyonda birindən azdır.
peyklər
Kosmik gəmilərin Saturna uçuşlarından əvvəl planetin 10 peyki məlum idisə, indi biz 22 peyki tanıyırıq, bunlar əsasən titanlar və nəhənglər haqqında qədim miflərin qəhrəmanlarının şərəfinə adlandırılır. Yeni aylar çox kiçikdir, lakin buna baxmayaraq, onlardan bəziləri Saturn sisteminin dinamikasına ciddi təsir göstərir. Bu, məsələn, A halqasının xarici kənarında hərəkət edən kiçik bir peykdir; halqanın hissəciklərinin bu kənardan kənara çıxmasını saxlayır. Bu Atlasdır. Titan Günəş sistemindəki ikinci ən böyük peykdir. Onun radiusu 2575 kilometrdir. Kütləsi 1,346 x 10 qram (0,022 Yer kütləsi) və orta sıxlığı 1,881 q/sm-dir. Bu, əhəmiyyətli atmosferə malik yeganə aydır və onun atmosferi Venera istisna olmaqla, yer qrupunun hər hansı bir planetininkindən daha sıxdır. Titan Veneraya bənzəyir ki, onun qlobal dumanlı olması və hətta səthə yaxın kiçik bir istixanası var. Çox güman ki, onun atmosferində metan buludları var, lakin bu, qəti şəkildə müəyyən edilməmişdir. İnfraqırmızı spektrdə metan və digər karbohidrogenlər üstünlük təşkil etsə də, atmosferin əsas komponenti güclü UV emissiyalarında özünü göstərən azotdur. Üst atmosfer stratosferdən ekzosferə qədər izotermik vəziyyətə çox yaxındır və səthdəki temperatur bütün sferada eynidir və 94 K-dən bir neçə dərəcəyə bərabərdir.Tünd narıncı və ya qəhvəyi radiuslar stratosfer aerozolunun hissəcikləri ümumiyyətlə 0,1 μm-dən çox deyil və daha böyük hissəciklər daha böyük dərinliklərdə ola bilər. Ehtimal olunur ki, aerozollar metanın fotokimyəvi çevrilmələrinin son məhsuludur və onlar səthdə toplanır (yaxud maye metan və ya etanda həll olunur). Müşahidə olunan karbohidrogenlər və üzvi molekullar təbii fotokimyəvi proseslərlə əldə edilə bilər. Üst atmosferin təəccüblü xüsusiyyəti, gün kənarında məhdud olan, lakin daxil olan günəş enerjisi ilə həyəcanlanmaq üçün çox parlaq olan UV emissiyalarıdır. Hidrogen, elektron təsirləri ilə N2-nin dissosiasiyası zamanı xarab olan azotun bir hissəsi ilə birlikdə müşahidə olunan toru dolduraraq tez dağılır. Müşahidə olunan temperaturun parçalanmasına əsasən qlobal külək sistemi qurmaq mümkündür. Görünür, Titanın qlobal tərkibi proto-Saturnun ətrafındakı sıx qaz diskində əmələ gələn kondensativ maddələr dəsti ilə müəyyən edilir. Üç mümkün mənşə ssenarisi var: soyuq yığılma (yani formalaşma zamanı temperaturun yüksəlməsi cüzidir), sıx qaz fazası olmadıqda isti yığılma və sıx qaz fazası olduqda isti yığılma. Əncirdə. Titanın bağırsaqlarının axıntıda necə görünə biləcəyini göstərir. Çox güman ki, isti dehidrogenləşdirilmiş silikat nüvəsi, həmçinin ərimiş NH-H2O təbəqəsi var, lakin buz təbəqələrinin təfərrüatlı yeri hazırda məlum deyil. Xarici qabıqdan başqa hər yerdə konveksiya üstünlük təşkil edir. Yapetus. Mümkündür ki, Saturnun peyklərinin ən sirlisi İapetus səthi albedo intervalına görə yeganədir - inqilab zamanı onun aparıcı yarımkürəsinin mərkəzi hissələrində 0,5-dən (buzlu cisimlər üçün tipik dəyər) 0,05-ə qədər. . Voyager 1, əsasən Saturna baxan yarımkürəni və aparıcı (qaranlıq) və arxadakı (parlaq) tərəflər arasındakı sərhədi göstərən maksimum 50 km/cift xətt olan şəkillər əldə etdi. Təxminən 300 km diametrli nəhəng tünd ekvator halqası qeydə alınıb.Mərkəz uzunluğu təqribən 300-ə bərabərdir.Ən yüksək ayırdetmə qabiliyyətinə malik Voyager müşahidələri göstərir ki, parlaq tərəf (və xüsusilə şimal qütbü bölgəsi) güclü kraterdir: səth sıxlığı 205+16 kraterdir. (D> 30 km) 10 km-ə. 10 km diametrlərə ekstrapolyasiya 10 km-də 2000-dən çox krater (D>10 km) sıxlığı ilə nəticələnir. Bu sıxlıq Merkuri və Kallisto kimi digər ağır kraterli cisimlərin sıxlığı ilə və ya Ay qitələrindəki kraterlərin sıxlığı ilə müqayisə edilə bilər. İapetusdakı qaranlıq və işıqlı bölgələr arasındakı sərhədin xarakterik xüsusiyyəti, işıq materiyasında çoxsaylı qaranlıq dibli kraterlərin olması və qaranlıq maddədə parlaq dibli və ya halo kraterlərin (və ya digər ağ ləkələrin) olmamasıdır. İapetusun sıxlığı 1,16+0,09 q/sm-ə bərabərdir, Saturnun buzlu peykləri üçün xarakterikdir və su buzunun əsas komponent olduğu modellərə uyğundur. Bell, qaranlıq maddənin İapetusun əmələ gəldiyi ilkin kondensatın əsas komponenti olduğuna inanır.
Rhea demək olar ki, İapetusun əkizidir, lakin onun qaranlıq maddəsi olmadan Rhea xarici Günəş sisteminin buzlu peykinin nisbətən sadə prototipi ola bilər. Rheanın diametri 1530 km, sıxlığı isə 1,24 + 0,05 q/sm-dir. Onun həndəsi albedosu 0,6-ya bərabərdir və qütblərin albedosuna və İapetusun arxa yarımkürəsinə bənzəyir.
Bu, peyklərin təbiətinin öyrənilməsində mühüm addım atmağa imkan verdi. Peykin diametrini bilməklə onun həcmini hesablamaq asandır. Peykin kütləsini həcmə bölərək, orta sıxlığı əldə edirik - bu göy cisminin hansı maddələrdən ibarət olduğunu müəyyən etməyə kömək edən bir xüsusiyyət. Məlum oldu ki, Saturnun daxili peyklərinin - Mimasdan Reaya, eləcə də İapetusun sıxlıqları suyun sıxlığına yaxındır: 1,0-dan 1,4 q/sm-ə qədər.Bu peyklərin əsasən, su (əlbəttə ki, maye deyil, çünki onların temperaturu -180 C-dir). Sıxlığı 1 q/sm olan tetis xüsusilə təmiz buz parçasına bənzəyir. Digər peyklərdə də daşlı maddələrin az və ya çoxlu qarışığı olmalıdır. Voyagerlər Saturnun peyklərinə o qədər yaxın yaxınlaşdılar ki, təkcə peyklərin diametrlərini müəyyən etmək deyil, həm də onların səthinin şəkillərini Yerə ötürmək mümkün olub. Artıq ilk peyk xəritələri tərtib edilib.
Onların səthində ən çox rast gəlinən formasiyalar aydakı kimi halqa kraterləridir. Kraterlərin mənşəyi zərbədir: planetlərarası fəzada uçan meteoroid peyklə toqquşur, onun kosmik sürəti demək olar ki, dərhal sıfıra enir və kinetik enerji istiliyə çevrilir. Halqa kraterinin əmələ gəlməsi ilə partlayış baş verir.
Bəzi kraterləri xüsusi qeyd etmək lazımdır. Məsələn, kiçik Mimas üzərində böyük bir krater. Kraterin diametri təqribən 130 km., yəni peykin diametrinin üçdə biri qədərdir. Yəqin ki, Mimas üzərində daha böyük zərbə krateri ola bilməz. Vurulan kosmik cismin bir qədər yüksək kinetik enerjisi ilə Mimas parça-parça olardı. İndi Saturnun peyklərinin görüntülərində gördüyümüz kraterlərin çoxu onların tarixinin salnaməsidir və ən azı yüz milyonlarla il əvvələ gedib çıxır. Səma daşlarının yaratdığı izlər göstərir ki, planetar sistemin formalaşmasının uzaq dövründə günəşə yaxın məkan (ən azı Saturnun orbitinə qədər) çoxlu ayrı-ayrı bərk cisimlərlə doymuşdur, onlardan tədricən planetlər və peyklər əmələ gəlmişdir. . Və hətta planetlərin və peyklərin formalaşması əsasən başa çatdıqdan sonra belə, bu bərk cisimlərin qalıqları uzun müddət kosmosda hərəkət etməyə davam etdi. Bunlar əsasən Saturn haqqında mövcud məlumatlarımızdır. Yalnız bir şərt qoymaq lazımdır ki, biz ilk növbədə birbaşa faktiki məlumatlardan danışırıq. Onlardan çıxarıla bilən və çıxa biləcəyi ehtimal edilən daha dərin nəticələr alimlərin uzun müddətli işini tələb edəcəkdir. O, hələ qabaqdadır.
davamı
--PAGE_BREAK-- U R A N
ÜMUMİ MƏLUMAT
Uran Günəşdən yeddinci, ən böyük üçüncü planetdir. Maraqlıdır ki, Uran diametri daha böyük olsa da, Neptundan daha az kütlədir. Uran bəzən çox aydın gecələrdə çılpaq gözlə görünmür; durbinlə müəyyən etmək asandır (əgər siz hara baxacağınızı dəqiq bilirsinizsə). Kiçik bir astronomik teleskop kiçik bir disk göstərəcək.
Günəşdən məsafə 2870990000 km (19.218 AB), ekvator diametri: 51.118 km, Yerin 4 qatı, kütləsi: 8.686.10 25 kq, 14 Yer kütləsi. Günəş ətrafında fırlanma müddəti 84 və dörddə bir ildir. Uranın orta temperaturu təxminən 60 Kelvindir.
Uran qədim Yunan Göy tanrısıdır, ən qədim ali tanrıdır, Xronos (Saturn), Sikloplar və Titan (Olimpiya tanrılarının sələfləri) atası idi.
AÇILMA TARİXİ
Müasir tarixdə kəşf edilən ilk planet olan Uran 1781-ci il martın 13-də V.Herşel tərəfindən teleskopla səmaya baxarkən təsadüfən kəşf edilmişdir; əvvəlcə bunun kometa olduğunu düşündü. Əvvəllər, sonradan məlum olduğu kimi, planet dəfələrlə müşahidə edildi, lakin adi bir ulduzla səhv edildi ("ulduz" haqqında ən erkən rekord 1690-cı ildə, Con Flamsteed onu 34-cü Buğa kimi kataloqlaşdırarkən edildi - qəbul edilmiş təyinatlardan biri. bürclərdəki ulduzlar üçün).
Herşel planeti himayədarı, İngiltərə kralı III Corcun şərəfinə "Georgium Sidus" (George's Planet) adlandırdı; başqaları onu Herşelin planeti adlandırırdılar. "Uran" adı müvəqqəti olaraq verilmiş və qədim mifologiyadan gələn ənənəyə uyğun olaraq götürülmüş və yalnız 1850-ci ildə təsdiq edilmişdir.
Uranı yalnız bir kosmik gəmi ziyarət edib: Voyager 2 Urana yaxın uçdu. (Yuxarıdakı şəkil Hubble teleskopundan götürülüb). Gəmi 1986-cı il yanvarın 24-də Urandan 81500 kilometr keçib. Voyager 2 planet, aylar, halqalar, atmosfer, kosmos və Uranı əhatə edən maqnit mühiti haqqında minlərlə təsvirə və digər elmi məlumatlara xəyanət edib. Müxtəlif alətlər üzük sistemini tədqiq edərək, əvvəllər məlum olan və iki yeni kəşf edilmiş halqanın incə detallarını ortaya qoydu. Məlumatlar göstərdi ki, planet 17 saat 14 dəqiqə dövrə ilə fırlanır. Kosmik gəmi həm də qeyri-adi olduğu qədər böyük olan maqnitosferi də kəşf edib.
URANIN FIRLANMASI XÜSUSİYYƏTLƏRİ
Əksər planetlər üçün fırlanma oxu ekliptikanın müstəvisinə demək olar ki, perpendikulyardır (ekliptika Günəşin göy sferasında görünən illik yoludur), lakin Uranın oxu demək olar ki, bu müstəviyə paraleldir. Uranın "yatmış" dövriyyəsinin səbəbləri məlum deyil. Ancaq əslində bir mübahisə var: Uranın qütblərindən hansı şimaldır. Bu söhbət heç bir halda iki ucu və iki başlanğıcı olan bir çubuq haqqında mübahisəyə bənzəmir. Uranın fırlanması ilə bağlı belə bir vəziyyətin əslində necə inkişaf etməsi bütün günəş sisteminin mənşəyi nəzəriyyəsində çox şey deməkdir, çünki demək olar ki, bütün fərziyyələr planetlərin bir istiqamətdə fırlanmasını nəzərdə tutur. Əgər Uran yan üstə uzanaraq yaranıbsa, bu, planet sistemimizin mənşəyi ilə bağlı təxminlərə uyğun gəlmir. Doğrudur, indi getdikcə daha çox inanılır ki, Uranın bu mövqeyi Uranın yaranmasının ilkin mərhələsində böyük bir göy cisminin, ola bilsin ki, böyük asteroidin toqquşmasının nəticəsidir.
URANIN KİMYİ TƏRKİBİ, FİZİKİ ŞƏRAİTİ VƏ QURULUŞU
Uran orijinal bərk cisimlərdən və müxtəlif buzlardan əmələ gəlmişdir (burada buz dedikdə təkcə su buzu başa düşülmür), o, yalnız 15% hidrogendən ibarətdir və helium demək olar ki, yoxdur (Yupiter və Saturndan fərqli olaraq, onlar üçün çox hissəsi hidrogendir). Metan, asetilen və digər karbohidrogenlər Yupiter və Saturndakından daha böyük miqdarda mövcuddur. Uranın orta enliklərindəki küləklər buludları Yerdəki kimi eyni istiqamətlərdə hərəkət etdirir. Bu küləklər saniyədə 40-160 metr sürətlə əsir; Yer üzündə atmosferdəki sürətli cərəyanlar saniyədə təxminən 50 metr sürətlə hərəkət edir.
Günəş tərəfindən işıqlandırılan qütbün ətrafında qalın təbəqə (duman) - fotokimyəvi duman aşkar edilir. Günəş tərəfindən işıqlandırılan yarımkürə də daha çox ultrabənövşəyi şüalar yayır. Voyager alətləri temperaturun 2-3 K aşağı olduğu 15 ilə 40 dərəcə enlik arasında bir qədər soyuq bir zolaq aşkar etdi.
Uranın mavi rəngi qırmızı işığın atmosferin yuxarı hissəsindəki metan tərəfindən udulmasının nəticəsidir. Yəqin ki, başqa rəngli buludlar mövcuddur, lakin onlar metan təbəqəsi ilə müşahidəçilərdən gizlədilir. Uranın atmosferi (lakin bütövlükdə Uranın deyil!) təxminən 83% hidrogen, 15% helium və 2% metandır. Digər qaz planetləri kimi Uranın da çox sürətlə hərəkət edən bulud zolaqları var. Lakin onları ayırd etmək son dərəcə çətindir və yalnız Voyager 2 tərəfindən çəkilmiş yüksək keyfiyyətli şəkillərdə görünür. HST ilə son müşahidələr böyük buludları görməyə imkan verdi. Belə bir ehtimal var ki, bu ehtimal mövsümi təsirlərə görə yaranıb, çünki Uranda qışın yaydan çox fərqləndiyini anlamaq çətin deyil: qışda bütün yarımkürə bir neçə il Günəşdən gizlənir! Baxmayaraq ki, Uran Günəşdən Yerdən 370 dəfə az istilik alır, ona görə də yayda orada da isti olmur. Həmçinin, Uran Günəşdən aldığı istilikdən artıq istilik yaymır, ona görə də içəri soyuqdur?
Bundan əlavə, məlum olur ki, Uranın möhkəm nüvəsi yoxdur və maddə planetin bütün həcminə az-çox bərabər paylanmışdır. Bu, Uranı (və Neptun da) daha böyük qohumlarından fərqləndirir. Ola bilsin ki, yüngül qazların bu tükənməsi planetin embrion kütləsinin qeyri-kafi olmasının nəticəsidir və formalaşma zamanı Uran öz yanında daha böyük miqdarda hidrogen və helium saxlaya bilməyib. Və ya bəlkə də yeni yaranan planet sisteminin bu yerində o qədər də çox yüngül qazlar yox idi ki, bu da təbii ki, öz növbəsində izahat tələb edir. Gördüyünüz kimi, Uranla bağlı sualların cavabları bütün Günəş sisteminin taleyinə işıq sala bilər!
URAN ÜZÜKLƏRİ
Digər qaz planetləri kimi Uranın da halqaları var. Halqa sistemi 1977-ci ildə Uran tərəfindən bir ulduzun gizlənməsi zamanı kəşf edilmişdir. Müşahidə olundu ki, ulduz okkultasiyadan əvvəl və sonra 5 dəfə qısa müddət ərzində parlaqlığını zəiflətdi və bu da üzüklər ideyasına səbəb oldu. Yerdən aparılan sonrakı müşahidələr göstərdi ki, həqiqətən də doqquz halqa var. Onları sıralasanız, planetdən uzaqlaşsanız, onlar 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta və Epsilon adlanır. Voyagerin kameraları bir neçə əlavə halqa aşkar etdi və həmçinin doqquz əsas halqanın incə tozun içində olduğunu göstərdi. Yupiterin halqaları kimi, onlar çox tutqundurlar, lakin Saturnun halqaları kimi, Uranın halqalarında diametri 10 metrdən incə toza qədər çoxlu kifayət qədər böyük hissəciklər var. Uranın halqaları Saturnun halqalarından sonra kəşf edilən ilk halqalardır. Bu, böyük əhəmiyyət kəsb edirdi, çünki halqaların təkcə Saturnun çoxluğu deyil, planetlərin ümumi xüsusiyyəti olduğunu düşünmək mümkün oldu. Bu, Uranın astronomiya üçün başqa bir həqiqətən epoxal əhəmiyyətidir.
Müşahidələr göstərdi ki, Uranın halqaları Yupiter və Saturnun bacı sistemlərindən kəskin şəkildə fərqlənir. Halqaların hər birinin uzunluğu boyunca müxtəlif dərəcədə şəffaflığa malik natamam halqalar, görünür, Uranın özündən daha gec, ehtimal ki, bir neçə ayın gelgit qüvvələri tərəfindən parçalanmasından sonra əmələ gəlib.
Voyager 2 müşahidələrinə görə məlum halqaların sayı nəhayət arta bilər. Alətlər eni təxminən 50 metr olan çoxlu dar halqaların (yaxud natamam halqaların və ya halqa tağlarının) olduğunu göstərirdi.
Uranın üzüklərinin quruluşuna dair bir ipucu da Epsilonun halqasının içərisində iki kiçik peyk, Kordeliya və Ofeliyanın olmasının kəşfi ola bilər. Bu halqada hissəciklərin qeyri-bərabər paylanmasını izah edir: peyklər maddəni öz ətrafında saxlayır. Beləliklə, bu nəzəriyyədən istifadə edərək, bu halqada daha 16 (!) peyk tapıla biləcəyi güman edilir.
MAQNETOSFERA
Onun maqnit sahəsinin yaxın və uzaq cisimlərin bütün digər sahələrinin cəmindən daha güclü olduğu bir göy cisminin ətrafındakı sahəyə bu göy cisminin maqnitosferi deyilir.
Uran, bir çox planetlər kimi, maqnitosferə malikdir. Onun simmetriya oxunun fırlanma oxuna demək olar ki, 60 dərəcə meyl etməsi qeyri-adidir (Yer üçün bu bucaq 12 dərəcədir). Əgər Yer kürəsində belə olsaydı, o zaman kompasdan istifadə edərək oriyentasiya maraqlı xüsusiyyətə malik olardı: ox demək olar ki, heç vaxt göstəriciyə şimala və ya cənuba dəyməzdi, lakin 30-cu paralellərin iki əks nöqtəsinə yönələrdi. Yəqin ki, planetin ətrafındakı maqnit sahəsi Uranın nüvəsində deyil, nisbətən səthi bölgələrindəki hərəkətlər nəticəsində yaranır. Sahə mənbəyi - naməlum; hipotetik elektrik keçirici su və ammonyak okeanı tədqiqatlarla təsdiqlənməmişdir. Həm Yerdə, həm də digər planetlərdə nüvənin yaxınlığında yerləşən düzəldilmiş süxurlardakı cərəyanlar maqnit sahəsinin mənbəyi hesab olunur.
Uranın səthindəki sahənin intensivliyi ümumiyyətlə Yerin intensivliyi ilə müqayisə edilə bilər, baxmayaraq ki, sahənin simmetriya oxunun Uranın mərkəzindən böyük yerdəyişməsi səbəbindən səthin müxtəlif nöqtələrində daha güclü şəkildə dəyişir.
Yer, Yupiter və Saturn kimi, Uranın da Günəşdən Urandan milyonlarla kilometr kənara uzanan, tutulmuş yüklü hissəciklərdən ibarət maqnit quyruğu var. Voyacer planetdən ən azı 10 milyon kilometr aralıda sahəni "hiss etdi".
URANIN PEYKLƏRİ
Uranın 17 məlum peyki var. Bu yaxınlara qədər onların sayı 15 idi.Onlar iki fərqli sinif təşkil edirdilər:
10 kiçik daxili, parlaqlığı çox zəif, Voyager 2 tərəfindən aşkar edildi və 5 böyük xarici. Bütün 15 orbit Uranın ekvatorunun müstəvisində yaxın dairəvi orbitlərə malikdir (və buna görə də ekliptikanın müstəvisinə böyük bucaq altındadır). 1997-ci ildə 5 metrlik Palomar Teleskopundan istifadə edərək bir qrup kanadalı alim daha iki kiçik və zəif peyk kəşf etdi. Hubble Kosmik Teleskopundan alınan şəkillərin birləşməsi Uranın peyklərinin zamanla hərəkətini göstərir. Bu zahiri hərəkətin təbiətini baxış sahəsinə düşən ulduzların yerdəyişməsindən ayırmaq çətin deyil.
Uranın bütün peyklərinin adları Şekspirin personajlarından götürülüb.
Peyk
Urandan məsafə
(min km)
Radius (km)
Çəki (kq)
Kim kəşf edib
il
Kəşflər
Kordeliya
Voyager 2
Ofeliya
Voyager 2
Bianca
Voyager 2
Crescidia
Voyager 2
Dezdemona
Voyager 2
Cülyetta
Voyager 2
Portia
Voyager 2
Rozalind
Voyager 2
Belinda
Voyager 2
Voyager 2
Miranda
6.30 . 10 19
Kuiper
Ariel
1.27 . 10 21
Lassel
Umbriel
1.27 . 10 21
Lassel
Titaniya
3.49 . 10 21
Herşel
Oberon
3.03 . 10 21
Herşel
Kaliban
7 200 (?)
Gladman və ko
Sikorax
12 200 (?)
Gladman və ko
Ay
7.4 . 10 22
----------
----------
Artıq kəşf edilmiş beş ən böyük peyklərin Voyager şəkilləri bu kosmik cisimlərin fırtınalı geoloji keçmişini xarakterizə edən mürəkkəb səthləri ortaya qoyur. Kameralar həmçinin əvvəllər məlum olmayan 10 peyk aşkar edib.
İlkin təhlillər göstərir ki, beş böyük peyk buz bloklarının toplusudur. Uranın böyük peykləri 50 faiz su buzu, 20 faiz karbon və azot birləşmələri və 30 faiz müxtəlif silisium birləşmələridir. Onların demək olar ki, monoton tünd boz səthləri geoloji tarixin izlərini daşıyır.
Titaniya, məsələn, bu peykin keçmişində aktiv geoloji fəaliyyətin müəyyən dövrünü göstərən nəhəng çat sistemləri və kanyonlarla fərqlənir. Bu detallar yer qabığının tektonik hərəkətlərinin nəticəsi ola bilər.
Ariel Uran peyk sistemində ən parlaq və bəlkə də geoloji cəhətdən ən gənc səthə malikdir. Əsasən diametri 50 kilometrdən çox olan kraterlərdən məhrumdur. Bu onu göstərir ki, Uran kosmosunda mövcud olan kiçik meteorlar səthə düşən zaman böyük relyef birləşmələrini hamarlayır.
Umbrielin səthi qədim və qaranlıqdır, görünür, bir neçə geoloji prosesə məruz qalmışdır. Umbrielin səthinin tünd tonları bir vaxtlar bu peykin orbitinin yaxınlığında olan toz və kiçik dağıntıların örtülməsinin nəticəsi ola bilər. Beş böyük peykin ən kənarı olan Oberon da daxili fəaliyyətin zəif izləri olan köhnə, kraterli səthə malikdir.
N E P T U N
ÜMUMİ MƏLUMAT
Neptun Günəşdən səkkizinci planetdir, Günəş sisteminin ən böyük planeti nəhəng planetlərə aiddir. Onun orbiti bəzi yerlərdə Plutonun orbiti ilə kəsişir. Qalileonun kometası da Neptunun orbitindən keçir. Neptunun astroloji əlaməti J.
Neptun Günəş ətrafında elliptik, dairəvi orbitə yaxın (eksentriklik 0,009) hərəkət edir; Onun Günəşdən orta məsafəsi Yerinkindən 30,058 dəfə böyükdür ki, bu da təxminən 4500 milyon km-dir. Bu o deməkdir ki, Günəşdən gələn işıq Neptuna 4 saatdan bir qədər çox vaxt ərzində çatır. İlin müddəti, yəni Günəş ətrafında bir tam dönüş vaxtı 164,8 Yer ilidir. Planetin ekvator radiusu 24.750 km-dir. Bu, Yerin radiusundan demək olar ki, dörd dəfə çoxdur, üstəlik, öz fırlanması o qədər sürətlidir ki, Neptunda bir sutka cəmi 17,8 saat davam edir. Neptunun orta sıxlığı 1,67 q/sm3-ə bərabər olsa da, Yerinkindən təxminən üç dəfə az olsa da, planetin böyüklüyünə görə onun kütləsi Yerinkindən 17,2 dəfə çoxdur. Neptun səmada 7,8 böyüklüyündə (çılpaq gözlə əlçatmaz) ulduz kimi görünür; yüksək böyütmədə heç bir detaldan məhrum yaşılımtıl diskə bənzəyir.
Neptun Günəşdən 30 AB məsafədədir, planetin diametri 49,5 min km-dir ki, bu da təxminən 4 Yer kütləsi, kütləsi təxminən 17 Yer kütləsidir. Mərkəzi nurçu ətrafında inqilab dövrü 165 natamam ildir. Orta temperatur 55 K. Roma mifologiyasında Neptun (yun. Poseidon) dəniz tanrısı idi.
Hazırda (1997-ci il) Neptun bizdən ən uzaq planetdir, çünki Plutonun orbitinin uzanmasına görə 1979-cu ildən 1999-cu ilin iyuluna qədər sonuncu planet Günəşə daha yaxındır. Kiçik optik alətləri olanlar günəş sistemindəki ən uzaq planeti görmək üçün unikal imkana malikdirlər. (“Fürsət idi...” – təzə yazı. 6 santimetrlik SRT-si zəif olan mən bunu əldən vermədim. Bəs siz? Mən də Neptun planetinin hələ olduğu bir neçə gündə unikal müşahidələr apardım. Yerdən ən uzaq, lakin onsuz da Günəşdən ən uzaqda deyil.Günəş, Yer və Neptunun belə maraqlı qarşılıqlı düzülüşü əvvəldən 1999-cu il iyunun 24-dək davam etdi, lakin Neptunun gec yüksəlməsi səbəbindən yalnız peyda oldu. İyunun ən parlaq gecə səmasında bu şücaəti yalnız 23-də yerinə yetirmək mümkün idi).
1994-cü ildən bəri Hubble teleskopundan istifadə etməklə planetin tədqiqatları aparılır. Onun çəkdiyi bu cüt görüntülər Neptunun iki yarımkürəsini göstərir. Bu teleskopun daha dörd şəkli kamerada gizlənib.
Böyük Qaranlıq Ləkə Voyager 2-nin planetə uçuşundan sonra Neptunda ən məşhur xüsusiyyət cənub yarımkürəsindəki Böyük Qaranlıq Ləkə oldu. O, Yupiterin Böyük Qırmızı Ləkəsinin yarısı qədərdir (yəni diametri təxminən Yerə bərabərdir). Neptunun küləkləri Böyük Qaranlıq Ləkəni saniyədə 300 metr sürətlə qərbə aparırdı. Voyager 2 həmçinin cənub yarımkürəsində daha kiçik bir qaranlıq nöqtə və kiçik bir nizamsız ağ bulud gördü. Bu, atmosferin aşağı təbəqələrindən yuxarı təbəqələrə axın ola bilər, lakin onun əsl təbiəti sirr olaraq qalır.
Maraqlıdır ki, 1994-cü ildə HST müşahidələri Böyük Qaranlıq Ləkənin yoxa çıxdığını göstərdi. O, ya sadəcə dağılıb, ya da indiyədək atmosferin digər hissələri ilə örtülmüşdür. Bir neçə ay sonra HST Neptunun şimal yarımkürəsində yeni Qara Ləkə kəşf etdi. Bu onu göstərir ki, Neptunun atmosferi, ola bilsin, yuxarı və aşağı buludların temperaturunda incə dəyişikliklərə görə sürətlə dəyişir. Sağdakı üç şəkil Ləkə ərazisində buludların hərəkətini göstərir.
Neptunun qütblərində Yerdəkindən təxminən iki dəfə güclü olan bir maqnit sahəsi var.
Effektiv səth istiliyi təqribən. 38 K, lakin planetin mərkəzinə yaxınlaşdıqca, 7-8 meqabar təzyiqdə (12-14) · 103 K-ə qədər yüksəlir.
NEPTUNUN KİMYİ TƏRKİBİ, FİZİKİ ŞƏRTİ VƏ QURULUŞU
Neptunu təşkil edən struktur və elementlər dəsti yəqin ki, Urana bənzəyir: tərkibində təxminən 15% hidrogen və az miqdarda helium olan müxtəlif "buzlar" və ya bərkimiş qazlar. Uran kimi və Yupiter və Saturndan fərqli olaraq, Neptunun fərqli daxili təbəqəsi olmaya bilər. Lakin çox güman ki, onun kiçik bərk nüvəsi var (kütləvi olaraq Yerə bərabərdir). Neptunun atmosferi əsasən hidrogen və az miqdarda metan olan heliumdan ibarətdir: Neptunun mavi rəngi Uranda olduğu kimi atmosferdəki qırmızı işığın bu qaz tərəfindən udulmasının nəticəsidir.
Tipik bir qaz planeti kimi, Neptun böyük tufanlar və qasırğalar, ekvatora paralel məhdud zolaqlarda əsən sürətli küləklər ilə məşhurdur. Günəş sistemindəki ən sürətli küləklər olan Neptunda 2200 km/saat sürətlənir. Küləklər Neptunda qərb istiqamətində, planetin fırlanmasına qarşı əsir. Qeyd edək ki, nəhəng planetlər üçün onların atmosferindəki axınların və cərəyanların sürəti Günəşdən uzaqlaşdıqca artır. Bu model hələ izah edilməmişdir. Şəkillərdə Neptunun atmosferindəki buludları görə bilərsiniz. Yupiter və Saturn kimi Neptun da daxili istilik mənbəyinə malikdir - o, Günəşdən aldığı enerjidən iki dəfə yarımdan çox enerji yayır.
KƏŞF TARİXİ
V.Herşel 1781-ci ildə Uranı kəşf etdikdən və onun orbitinin parametrlərini hesabladıqdan sonra çox keçmədən bu planetin hərəkətində sirli anomaliyalar aşkar edildi; Uranın orbiti Nyuton qanununa uyğun gəlmirdi. Bu, Urandan kənarda 7-ci planetin trayektoriyasını qravitasiya cazibəsi ilə təhrif edə bilən başqa bir planetin mövcudluğu ideyasına səbəb oldu.
1832-ci ildə Britaniya Elmin İnkişafı Assosiasiyasının hesabatında sonradan Kral Astronomu olmuş C.Eri qeyd etdi ki, 11 il ərzində Uranın mövqeyində səhv qövsün demək olar ki, yarım dəqiqəsinə çatmışdır. Hesabat dərc edildikdən qısa müddət sonra Ayri ingilis həvəskar astronomu, keşiş doktor Hasseydən məktub aldı və bu anomaliyaların hələ kəşf edilməmiş "transuran" planetinin təsiri ilə bağlı olduğunu irəli sürdü. Görünür, bu, “narahatedici” planet axtarmaq üçün ilk təklif idi. Erie Hasseinin ideyasını bəyənmədi və axtarışa başlanılmadı.
Və bir il əvvəl istedadlı gənc tələbə J. K. Adams öz qeydlərində qeyd etdi: “Bu həftənin əvvəlində Uranın hərəkətindəki anomaliyaların tədqiqi ilə məşğul olmaq fikri bu həftənin əvvəlində yarandı. izah etdi. Onların arxasında kəşf edilməmiş bir planetin təsiri ilə bağlı olub-olmadığını tapmalı və mümkünsə onun kəşfinə səbəb ola biləcək ən azı təqribən orbitinin elementlərini müəyyən etməliyik.
Adams bu problemi həll etməyə yalnız iki ildən sonra başlamaq imkanı əldə etdi və 1843-cü ilin oktyabrına qədər ilkin hesablamalar tamamlandı. Adams onları Eriyə göstərmək qərarına gəldi, lakin o, Astronom Royal ilə görüşə bilmədi. Adams yalnız Kembricə qayıtmalı oldu, hesablamaların nəticələrini Eriyə buraxdı. Naməlum səbəblərdən Erie Adamsın işinə mənfi reaksiya verdi, bunun müqabilində İngiltərə planetimizin kəşfində prioritetini itirdi.
Adamsdan asılı olmayaraq, W. J. Le Verrier Fransada transuran planeti problemi üzərində işləyirdi. 10 noyabr
1845-ci ildə o, Uranın hərəkəti ilə bağlı apardığı nəzəri təhlilin nəticələrini Fransa Elmlər Akademiyasına təqdim edərək yekunda müşahidə və hesablanmış məlumatlar arasındakı uyğunsuzluqları qeyd etdi: “Bu, xarici faktorun təsiri ilə izah oluna bilər ki, bu da mənim ikinci traktatda qiymətləndirəcək.” Bu cür hesablamalar 1846-cı ilin birinci yarısında aparılmışdır. İşin uğuruna arzulanan planetin Titius Bodenin empirik qaydasına uyğun olaraq, radiusu orbitin düzülmüş radiusuna bərabər olan orbit boyunca hərəkət etməsi təklifi kömək etdi. Uranın orbiti və orbitin ekliptika müstəvisinə çox kiçik bir meyli var. Le Verrier yeni planeti harada axtarmaq lazım olduğuna dair göstərişlər verdi.
İkinci Le Verye traktatını alan Ehri, Adams və Le Veryerin Uranın hərəkətini pozan iddia edilən planetin hərəkəti ilə bağlı araşdırmalarının nəticələri arasında çox yaxın uyğunluğa diqqət çəkdi və hətta bunu xüsusi iclasda vurğuladı. Qrinviç Müfəttişlər Şurası. Lakin o, əvvəlki kimi, axtarışa başlamağa tələsmirdi və passivliyinin sonradan hansı hiddətə səbəb ola biləcəyini başa düşərək, yalnız 1846-cı ilin iyulunda onlar haqqında təlaşa başladı.
Bu arada, 31 avqust 1846-cı ildə Le Verrier istədiyi planetin orbitinin elementlərinin son sisteminin əldə edildiyi və onun səmadakı yerinin göstərildiyi başqa bir araşdırmanı tamamladı. Lakin Fransada, eləcə də İngiltərədə astronomlar axtarışlarını dayandırmadılar və sentyabrın 18-də Le Verye Berlin Rəsədxanasının assistenti İ.Qalleyə müraciət edərək sentyabrın 23-də tələbə Darre ilə birlikdə axtarışa başladı. Onların hesablamaları Yupiter, Saturn və Uranın özünün müşahidələrinin nəticələrinə əsaslanırdı. Elə ilk axşam planet kəşf edildi, o, nəzərdə tutulan yerdən cəmi 52-də idi. Səma mexanikasının ən parlaq zəfərlərindən biri olan “qələmin ucunda” planetin kəşfi xəbəri tezliklə bütün elm aləminə yayıldı. Qədim ənənəyə görə, planet qədim tanrının şərəfinə Neptun adlandırıldı.
Təxminən bir ildir ki, Fransa və İngiltərə arasında açılış prioriteti uğrunda mübarizə gedirdi, buna görə də tez-tez baş verən kimi, qəhrəmanların özlərinin birbaşa əlaqəsi yox idi. Xüsusilə, Adams və Le Verrier arasında tam bir anlaşma yarandı və onlar ömürlərinin sonuna qədər dost olaraq qaldılar.
NETUNA PEYKLARI
Neptunun 8 məlum peyki var: 4 kiçik, 3 orta və 1 böyük.
Triton
Peyklərin ən böyüyü olan Neptunun peyki U.Lassel (O.Malta, 1846) tərəfindən kəşf edilmişdir. Neptunla məsafə 394700 km., Sidereal inqilab dövrü 5 gün. 21 saat 3 dəq, diametri təqribən. 3200 km. Radius isə 1600 km-dir ki, bu da Ayın radiusundan bir qədər (138 km) azdır, baxmayaraq ki, onun kütləsi daha kiçikdir. Bəlkə də atmosferi var.
Planetin ən böyük peyki - Tritonun ölçüsü Ayın ölçüsünə yaxındır və kütləsinə görə ondan 3,5 dəfə aşağıdır. Bu, demək olar ki, günəş sisteminin yeganə peykidir ki, öz planeti ətrafında planetin öz oxu ətrafında fırlanmasının əks istiqamətində fırlanır. Çoxları Tritonun bir vaxtlar Neptun tərəfindən ələ keçirilən müstəqil planet olduğundan şübhələnirlər.
Triton böyük əks etdirmə qabiliyyətinə malikdir - 60-90% (Ay -12%), çünki əsasən su buzundan ibarətdir.
Tritonda səthdəki təzyiqi yerin atmosfer təzyiqindən 70.000 dəfə az olan əhəmiyyətsiz bir qaz qabığı kəşf edildi. Çoxdan dağılmalı olan bu atmosferin mənşəyi onu qazlarla dolduran tez-tez püskürmələrlə izah olunurdu. Tritonun şəkilləri çəkilən zaman onun buzlu səthində həqiqətən də müxtəlif ölçülü azot və tünd toz hissəciklərinin geyzerə bənzər püskürmələri müşahidə edildi. Bütün bunlar ətrafdakı məkana səpələnmişdir. Belə bir fərziyyə var ki, Neptun tərəfindən tutulduqdan sonra peyk gelgit qüvvələri tərəfindən qızdırılıb və tutulduqdan sonra ilk milyard il ərzində hətta maye olub. Ola bilsin ki, onun bağırsaqlarında o, bu birləşmə vəziyyətini hələ də saxlayıb. Tritonun səthi Yupiterin peyklərini xatırladır: Avropa, Qanimed, İo və Ariel Uranı. Qütb qapaqlarına bənzərliyi ilə (sağdakı şəkildə, bir az yuxarıda) Marsa bənzəyir.
Davamı
--PAGE_BREAK-- Nereid
Nereida Neptunun ikinci ən böyük peykidir. Neptundan orta məsafə 6,2 milyon km, diametri təqribən 200 km, radiusu isə 100 km-dir.
Nereid Neptundan məlum olan ən uzaq peykdir. 360 gündə planet ətrafında bir inqilab edir, yəni. demək olar ki, yer ili. Nereidin orbiti çox uzanır, ekssentrikliyi 0,75-ə qədərdir. Peykdən planetə olan ən böyük məsafə ən kiçik məsafəni yeddi dəfə üstələyir. Nereid 1949-cu ildə Kuiper (ABŞ) tərəfindən kəşf edilmişdir. Yalnız Triton da Neptun sistemində Yerdən kəşf olunmaq üçün şanslı idi.
ProteusBu ay Neptunun peykləri ailəsində üçüncü böyükdür. O, həm də planetdən ən uzaqda üçüncüdür: yalnız Triton və Nereid ondan daha uzaqlaşır. Bu o demək deyil ki, bu peyk xüsusi bir şeylə seçilir, lakin buna baxmayaraq, alimlər onu Voyager 2-nin (sağda) şəkilləri əsasında üçölçülü kompüter modelini yaratmaq üçün seçiblər.
Ola bilsin ki, qalan peyklərin təsviri təfərrüatlı olmamalıdır, çünki onlar haqqında cədvəl məlumatları (və hətta natamamdır) onlardan günəş sisteminin planetlərinin çoxlu peyklərinin olduğu kiçik planetlər kimi tam şəkildə danışır. . Mövcud olan bir neçə məlumat əsasında onların fərdiliyindən danışmaq çətindir. Baxmayaraq ki, gələcək, şübhəsiz ki, bəzilərinin astronomları maraqlandırmasına imkan verəcəkdir.
Neptun Günəşdən səkkizinci planetdir və planetlər arasında dördüncü ən böyük planetdir. Bu 4-cü yerə baxmayaraq, Uran kütlə baxımından Neptundan aşağıdır. Neptunu durbinlə görmək olar (əgər siz hara baxacağınızı dəqiq bilirsinizsə), lakin böyük teleskopla belə kiçik diskdən başqa heç nə görmək olmur. Neptun müşahidə etmək olduqca çətin planetdir. Onun müxalifətdəki parlaqlığı 8-ci bal gücündən çox azdır. Triton - ən böyük və ən parlaq peyk - 14-cü böyüklükdən çox da parlaq deyil. Planetin diskini aşkar etmək üçün yüksək böyütmələrdən istifadə edilməlidir. Yerdən Neptunun halqasını aşkar etmək çox çətindir və vizual olaraq demək olar ki, qeyri-mümkündür.
Yalnız bir kosmik gəmi, Voyager 2 Neptun kimi uzaq bir planetə çata bildi. Digər layihələr sadəcə... sadəcə layihələrdir.Neptunu yalnız bir kosmik gəmi ziyarət etdi: 25 avqust 1989-cu ildə Voyager 2. Neptun haqqında bildiyimiz demək olar ki, hər şeyi bu qarşılaşmadan bilirik.
NEPTUNUN ÜZÜKLƏRİ
Neptunun da üzükləri var. Onlar 1981-ci ildə Neptun tərəfindən ulduzlardan birinin tutulması zamanı aşkar edilib. Yerdən müşahidələr tam halqalar əvəzinə yalnız zəif qövslər göstərdi, lakin 1989-cu ilin avqustunda Voyager 2 tərəfindən çəkilən fotoşəkillər onları tam ölçüdə göstərdi. Üzüklərdən biri maraqlı burulmuş quruluşa malikdir. Uran və Yupiter kimi Neptunun halqaları çox qaranlıqdır və quruluşu məlum deyil. Ancaq bu, onların adlarını verməyə mane olmadı: ən ifrat - Adams (nədənsə Azadlıq, Bərabərlik və Qardaşlıq adlandırılan üç görkəmli qövsdən ibarətdir), sonra - Neptunun peyki Qalatea orbiti ilə üst-üstə düşən adsız üzük, ardınca Leverrier (xarici uzantıları Lassel və Araqo adlanır) və nəhayət, Halle'nin zəif, lakin geniş halqası. Göründüyü kimi, üzüklərin adları Neptunun kəşfində əli olanları əbədiləşdirib.
MAQNETOSFERA
Neptunun maqnit sahəsi, Uranın sahəsi kimi, qəribə yönümlüdür və çox güman ki, planetin orta təbəqələrində, nüvənin üstündə yerləşən keçirici maddənin (ehtimal ki, su) hərəkətləri nəticəsində yaranır. Maqnit oxu fırlanma oxuna 47 dərəcə meyllidir, bu da Yerdə maqnit iynəsinin maraqlı davranışında əks oluna bilər, çünki onun fikrincə, "Şimal Qütbü" Moskvanın cənubunda yerləşə bilərdi ... In Bundan əlavə, Neptunun maqnit sahəsinin simmetriya oxu planetin mərkəzindən keçmir və ondan yarım radiusdan çox uzaqdadır ki, bu da Uranın ətrafında bir maqnit sahəsinin mövcudluğu şərtlərinə çox oxşardır. Müvafiq olaraq, sahənin gücü müxtəlif yerlərdə səthdə sabit deyil və yerin üçdə birindən üç qatına qədər dəyişir. Səthin hər hansı bir nöqtəsində sahə planetin bağırsaqlarındakı mənbənin mövqeyi və intensivliyi qədər dəyişkəndir. Təsadüfən, Neptuna yaxınlaşarkən, Voyacer demək olar ki, tam olaraq planetin cənub maqnit qütbü istiqamətində hərəkət etdi və bu, alimlərə bir sıra unikal tədqiqatlar aparmağa imkan verdi, nəticələrinin çoxu hələ də sirli və anlaşılmazdır. Neptunun quruluşu ilə bağlı fərziyyələr irəli sürülüb. Atmosferdə yer qütb parıltılarına bənzər hadisələr aşkar edilmişdir. Maqnit hadisələrini tədqiq edən Voyacer Neptunun öz oxu ətrafında fırlanma dövrünü dəqiq təyin edə bildi - 16 saat 7 dəqiqə.
–––––––––––––––––––––––––––––––––
İstifadə olunmuş ədəbiyyat siyahısı:
Saturn sistemi. – M.: Mir, 1993.
F.L. iradə. Günəş Ailəsi - Sp-B .: Bədii ədəbiyyat, 1995.
Uşaqlar üçün ensiklopediya. T. 8. Astronomiya. Baş. red. M.D. Aksenova - M .: Avanta +, 1997.
M.Ya. Marov. Günəş sisteminin planetləri. – M.: Nauka, 1996.
V.A. Bronsten. Planetlər və onların müşahidələri. – M.: Nauka, 1995.
V. Kaufman. Planetlər və aylar. – M.: Mir, 1995.
E.P. Levitan. Astronomiya dərsliyi 11-ci sinif. - M .: Təhsil, 1994.
Planet halqaları - ekvator müstəvisində planet ətrafında fırlanan toz və buzdan ibarət düz konsentrik birləşmələr sistemi. Üzüklər Günəş sisteminin bütün qaz nəhənglərində olur: Saturn, Yupiter, Uran, Neptun.
Yüklə:
Önizləmə:
Təqdimatların önizləməsindən istifadə etmək üçün Google hesabı (hesab) yaradın və daxil olun: https://accounts.google.com
Slayd başlıqları:
Astronomiya təqdimatı nəhəng planetlərin peykləri və halqaları
Nəhəng planetlərin halqaları Planetin halqaları - ekvator müstəvisində planet ətrafında fırlanan toz və buzdan ibarət düz konsentrik birləşmələr sistemi. Üzüklər Günəş sisteminin bütün qaz nəhənglərində olur: Saturn, Yupiter, Uran, Neptun.
Saturnun halqa sistemi 17-ci əsrdə kəşf edilmişdir. Bunu ilk müşahidə edən, çox güman ki, 1610-cu ildə Galileo Galilei idi, lakin optikanın keyfiyyətsizliyinə görə o, üzükləri görmədi, ancaq Saturnun hər iki tərəfindəki "əlavələri" gördü. 1655-ci ildə Kristian Huygens Qalileonun teleskopundan daha təkmil teleskopdan istifadə edərək Saturnun halqasını ilk görən oldu və yazırdı: “Hələk nazik, düz, heç bir yerə toxunmayan, ekliptikaya meylli bir halqa ilə əhatə olunub”. 300 ildən çoxdur ki, Saturnun halqaları olan yeganə planet olduğu düşünülürdü. Yalnız 1977-ci ildə Uran tərəfindən bir ulduzun tıxanmasını müşahidə edərkən planetin ətrafında halqalar aşkar edildi. Yupiterin zəif və nazik halqaları 1979-cu ildə Voyager 1 kosmik gəmisi tərəfindən kəşf edilmişdir. On il sonra, 1989-cu ildə Voyager 2 Neptunun üzüklərini kəşf etdi.
Yupiterin peykləri Yupiterin peykləri Yupiter planetinin təbii peykləridir. 2018-ci ilə qədər Yupiterin 79 peyki məlumdur; bu, Günəş sistemindəki bütün planetlər arasında kəşf edilmiş ən çox peykdir. Dörd ən böyüyü Io, Europa, Ganymede və Callistodur.
Saturnun peykləri Saturnun orbiti təsdiqlənmiş 62 məlum təbii peykə malikdir, onlardan 53-nün öz adı var. Peyklərin əksəriyyəti kiçikdir və qaya və buzdan ibarətdir. Saturnun ən böyük peyki (və bütün Günəş sistemində Qanimeddən sonra ikinci) diametri 5152 km olan Titandır. Bu, atmosferi çox sıx (yerdən 1,5 dəfə sıx) olan yeganə peykdir. Metan qarışığı ilə azotdan (98%) ibarətdir. Alimlər təklif edirlər ki, bu peykdəki şərait 4 milyard il əvvəl, Yerdə həyatın yenicə yarandığı vaxt planetimizdə mövcud olan şəraitə bənzəyir.
Uranın peykləri Uranın 27 peyki var; ən böyüyü Titania, Oberon, Umbriel, Ariel və Mirandadır. Miranda ən daxili və kiçik peyk hesab olunur. Ariel ən parlaq və ən gənc səthə malikdir. Umbriel beş daxili ayın ən qədimi və ən qaranlıqıdır. Yarımkürələrdən birində çoxlu sayda köhnə böyük kraterlər və sirli parlaq üzüklər ilə təchiz edilmişdir. Oberon ən uzaq, qədim və kraterlidir. Daxili fəaliyyətə dair göstərişlər var. Kraterlərin dibində sirli qaranlıq material görünür. Kordeliya və Ofeliya dar xarici "epsilonian" halqasını tutan çoban peykləridir.
uran peykləri
Neptunun peykləri Hazırda məlum olan 14 peyk var. Neptunun ən böyük peyki Tritondur. Onun ölçüsü Ayın ölçüsünə yaxındır və kütləsi ondan 3,5 dəfə aşağıdır. O, Günəş sistemində planetin öz oxu ətrafında fırlanmasına əks istiqamətdə öz planeti ətrafında fırlanan yeganə böyük peykdir.
Mənbələr https:// ru.wikipedia.org/ https:// college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/
diqqətinizə görə təşəkkürlər
Saturn ona teleskopla baxarkən və ya Voyagerlərin şəkillərini öyrənərkən ən gözəl planetdir. Saturn. Teleskopun fotoşəkili. Hubble Planetin qütblərinin yaxınlığında aurora müşahidə edilə bilər Saturnun inanılmaz halqaları Günəş sistemindəki heç bir başqa obyektlə qarışdırıla bilməz.
Planet qədim zamanlardan məlumdur. Saturnun maksimum görünən böyüklüyü +0,7 m-dir. Bu planet ulduzlu səmamızın ən parlaq obyektlərindən biridir. Onun zəif ağ işığı planet üçün pis ad yaratdı: Saturn bürcü altında doğuş çoxdan pis əlamət hesab olunurdu. Yerdən teleskopla görünən Saturnun halqaları Saturnun infraqırmızı şüalardakı şəkli
Ox ətrafında fırlanma müddəti, ulduz günü, 10 saat 14 dəqiqədir (30 ° -ə qədər enliklərdə). Saturn bərk kürə deyil, qaz və mayedən ibarət olduğu üçün onun ekvator hissələri qütb bölgələrindən daha sürətli fırlanır. Qütblərdə bir fırlanma ekvatordakından təxminən 26 dəqiqə daha yavaşdır. Ox ətrafında orta dövriyyə müddəti 10 saat 40 dəqiqədir. Saturn yaxınlığında AMS Voyagerin uçuşu. Yaxınlıqda planetin peyki görünür.
Atmosferin altında maye molekulyar hidrogen okeanı var. Təxminən km dərinlikdə hidrogen metal olur (təzyiq təxminən 3 milyon atmosferə çatır). Metalın hərəkəti güclü bir maqnit sahəsi yaradır. Planetin mərkəzində böyük bir dəmir daş nüvəsi var. Saturnun atmosferinin kimyəvi tərkibi
Saturnda çox güclü küləklər əsir, əsasən şərq istiqamətində (xatırlayın ki, əksər planetlər kimi Saturn da qərbdən şərqə doğru fırlanır). Onların Voyager 2 ilə ölçülən ekvator sürəti təxminən 500 m/s idi. Küləklərin gücü ekvatordan uzaqlaşdıqca zəifləyir. Saturndan küləyin sürətinin enlikdən asılılığı
1610-cu ildə Qalileo Qaliley ilk dəfə teleskop vasitəsilə Saturnun halqalarını görmüş, lakin onların nə olduğunu başa düşmədiyi üçün Saturnun hissələrdən ibarət olduğunu yazmışdır. Yarım əsr sonra Kristian Huygens Saturnun halqalarının olduğunu bildirdi və 1675-ci ildə Kassini halqalar arasında boşluq aşkar etdi. Yerüstü teleskopla baxıldığında Saturnun halqalarının görünüşünün dəyişdirilməsi
A, B və C adlı 3 əsas halqa var. Onlar Yerdən görünür. Daha zəif üzüklər də var - D, E, F. Üzükləri daha yaxından araşdırdıqda, böyük bir çeşid var. Üzüklər arasında hissəciklərin olmadığı boşluqlar var. Yerdən orta teleskopla (A və B halqaları arasında) görünən yarıqlardan olan Ta halqalarının quruluşuna Cassini yarığı deyilir. Aydın gecələrdə hətta daha az görünən çatlar görə bilərsiniz. Üzüklərin daxili hissələri xarici hissələrdən daha sürətli fırlanır.
Saturnun ilk peyki Titan 1655-ci ildə Huygens tərəfindən kəşf edilmişdir. Titan Saturnun ən maraqlı peykidir. Sıxlığı yerinkindən daha böyük olan azot atmosferi ilə əhatə olunub. Titan, Ay və Merkuridən daha böyük olan böyük bir peykdir. Onun diametri 5150 km-dir. Yer, Titan və Ayın müqayisəli ölçüləri
Titan, təqribən 200 km hündürlüyündə buludları olan sıx qırmızı-narıncı atmosferə malikdir, onun vasitəsilə səth detallarını ayırd etmək olmur. Titanın atmosferi 85% azotdan, 12% arqondan, təxminən 3% metandan ibarətdir və oksigen, hidrogen, etan, propan və digər qazların çirkləri də aşkar edilmişdir. Titan atmosferinin quruluşu
Titan səthinə yaxın qazların təzyiqi Yerdəkindən təxminən bir yarım dəfə çoxdur. Atmosferin yuxarı təbəqələrinin temperaturu 150 K. Titanın səthinin temperaturu 100 K. Atmosferin istilik rejiminin saxlanmasında metan mühüm rol oynayır. Onun sayəsində Titanda yerüstü istixana effektinə bənzər bir şey müşahidə olunur, buna görə Titanın atmosferi daha yüksək temperatura malikdir. Fantaziya "Metan okeanının sahilində"
İki peyk Mimas və Enceladus Herschel Enceladus tərəfindən kəşf edildi - Günəş sistemindəki ən yüngül cisim (albedo 1-ə yaxın). Çox güman ki, nazik bir şaxta təbəqəsi ilə örtülmüşdür. Ən böyük iki krater Əli Baba və Ələddinin adını daşıyır. Mimasın səthində diametri 130 km olan nəhəng Herschel krateri var
Saturnun dörd peyki - Tethys, Dione, Rhea və Iapetus Cassini kosmik gəmisi tərəfindən kəşf edilmişdir.Tetis Odissey krateri (400 km, peykin diametrinin təxminən 2/5 hissəsi) və 3 min kilometrə qədər uzanan nəhəng İtaka kanyonu ilə məşhurdur. . AMS Voyager 2. Dion. Voyager 1 AMS-in fotoşəkili. Dion peykində bir neçə krater aşkar edilmişdir. Ən böyük krater Saturnun peykləri Tethys və Dione arasında təxminən 100 km məsafədədir
slayd 1
Planetlər - nəhənglər
Astronomiya - 11-ci sinif
slayd 2
Yupiter Saturn Uran Neptun
slayd 3
Yupiter Günəşdən beşinci planetdir və Günəş sistemindəki ən böyük planetdir. Yupiter bütün digər planetlərin ümumi kütləsindən iki dəfə artıqdır. Yupiter təxminən 90% hidrogen və 10% heliumdur, izləri metan, su və ammonyakdır. Yupiterdə təxminən 10-15 Yer kütləsi olan bərk material nüvəsi ola bilər. Nüvənin üstündə maye metal hidrogen şəklində planetin əsas həcmi var. Nüvədən ən uzaq təbəqə ilk növbədə adi molekulyar hidrogen və heliumdan ibarətdir. Böyük Qırmızı Ləkə 300 ildən çox əvvəl Yer müşahidəçiləri tərəfindən görüldü. 12.000 x 25.000 km ölçür. Yupiter kosmosa günəşdən aldığı enerjidən daha çox enerji yayır. Yupiterin içərisində temperaturu təqribən 20.000 K olan isti nüvə var. Yupiter yerinkindən qat-qat güclü nəhəng bir maqnit sahəsinə malikdir. Yupiterin Saturn kimi halqaları var, lakin daha zəifdir. Yupiterin 16 məlum peyki var: 4 böyük və 12 kiçik.
slayd 4
böyük qırmızı ləkə
Böyük Qırmızı Ləkə cənub tropik zonasında yerləşən dəyişkən ölçülü oval formadadır. Hal-hazırda 15x30 min km ölçülərə malikdir və yüz il əvvəl müşahidəçilər 2 dəfə daha böyük ölçüləri qeyd etdilər. Bəzən çox aydın görünmür. Böyük Qırmızı Ləkə Yupiterin atmosferində uzunmüddətli sərbəst burulğandır (antisiklondur), 6 Yer günündə tam inqilab edir və parlaq zonalar kimi atmosferdə yüksələn cərəyanlarla xarakterizə olunur. İçindəki buludlar daha yüksəkdir və onların temperaturu kəmərlərin qonşu bölgələrinə nisbətən daha aşağıdır.
slayd 5
Yupiterin peykləri
slayd 6
İo Yupiterin üçüncü ən böyük və ən yaxın peykidir. İo 1610-cu ildə Galileo və Marius tərəfindən kəşf edilmişdir. İo və Avropa, ilk növbədə, silikat süxurlarının mövcudluğuna görə, yer planetləri ilə oxşardır. Io-da çox az krater aşkar edilmişdir, ona görə də onun səthi çox gəncdir. Kraterlərin əvəzinə yüzlərlə vulkan tapılıb. Bəziləri aktivdir! İonun mənzərələri təəccüblü dərəcədə müxtəlifdir: dərinliyi bir neçə kilometrə qədər olan çuxurlar, ərimiş kükürd gölləri, vulkan olmayan dağlar, yüzlərlə kilometrə uzanan bir növ özlü mayenin axınları və vulkanik ventilyasiya. Io, ay kimi, həmişə eyni tərəfi Yupiterə çevirir. Io kükürd dioksid və bəlkə də bəzi digər qazlardan ibarət çox nazik bir atmosferə malikdir.
Slayd 7
Avropa Yupiterin dördüncü ən böyük peykidir. Avropa 1610-cu ildə Qalileo və Marius tərəfindən kəşf edilmişdir. Avropa və İo tərkibinə görə yer planetlərinə bənzəyir: onlar da əsasən silikat qayalarından ibarətdir. İo-dan fərqli olaraq, Europa yuxarıdan nazik bir buz təbəqəsi ilə örtülmüşdür. Galileonun son məlumatları göstərir ki, Avropanın daxili hissəsi mərkəzdə kiçik bir metal nüvəsi olan təbəqələrdən ibarətdir. Avropanın səthinin şəkilləri Yerdəki dəniz buzunun təsvirlərinə çox bənzəyir. Ola bilsin ki, Avropanın buzunun səthi altında 50 km dərinliyə qədər maye su səviyyəsi var. Son müşahidələr göstərir ki, Avropada çox kiçik oksigen atmosferi var. Galileo zəif bir maqnit sahəsinin varlığını aşkar etdi (qanimeddən 4 dəfə zəif).
Slayd 8
Qanymede Yupiterin yeddinci və ən böyük peykidir. Qanymede 1610-cu ildə Galileo və Marius tərəfindən kəşf edilmişdir. Qanymede Günəş sistemindəki ən böyük peykdir. Ganymede üç struktur səviyyəyə bölünür: ərimiş dəmir və ya dəmir və kükürdün kiçik bir nüvəsi, səthində buz qabığı olan qayalı silikat mantiya ilə əhatə olunmuşdur. Qanymede səthi əsasən iki növ relyefdən ibarətdir: çox köhnə, ağır kraterli, qaranlıq ərazilər və bir qədər daha gənc, daha yüngül, uzanan sıra arxlar və dağ silsilələri olan ərazilər. Qanymede'nin nadir atmosferi Avropa kimi oksigen ehtiva edir. Bu peykin nəhəng Yupiterin içərisinə qədər uzanan öz maqnitosfer sahəsi var.
Slayd 9
Callisto
Yupiterin məlum olan səkkizinci peyki və ikinci ən böyük peyki Kallisto 1610-cu ildə Qalileo və Marius tərəfindən kəşf edilmişdir. Callisto əsasən Titan və Tritona bənzər təxminən 40% buz və 60% qaya/dəmirdən ibarətdir. Kallistonun səthi tamamilə kraterlərlə örtülmüşdür. Onun yaşı 4 milyard il olaraq qiymətləndirilir. Callisto çox aşağı karbon dioksid atmosferinə malikdir.
Slayd 10
Saturn Günəşdən altıncı planet və Günəş sistemində ikinci ən böyük planetdir. Saturn aydın şəkildə düzlənmişdir; onun ekvatorial və qütb diametrləri demək olar ki, 10% fərqlənir.Bu, sürətli fırlanma və maye halın nəticəsidir. Saturn bütün planetlər arasında ən aşağı sıxlığa malikdir, xüsusi çəkisi yalnız 0,7, sudan daha azdır. Yupiter kimi, Saturn da su, metan, ammonyak və qaya izləri ilə təxminən 75% hidrogen və 25% heliumdan ibarətdir. Saturnun halqaları qeyri-adi dərəcədə nazikdir: diametri 250.000 km və ya daha çox olsa da, qalınlığı cəmi 1,5 km-dir. Onlar əsasən buz qabığı ilə örtülmüş buz və qaya hissəciklərindən ibarətdir. Yupiter qrupunun digər planetləri kimi, Saturn da əhəmiyyətli bir maqnit sahəsinə malikdir. Saturnun 18 peyki var.
slayd 11
Saturnun üzükləri.
A, B və C adlı üç əsas halqa var. Onlar Yerdən çox problem olmadan fərqlənirlər. Zəif üzüklərin də adları var - D, E, F. Diqqətlə araşdırdıqda çoxlu üzüklər var. Üzüklər arasında hissəciklərin olmadığı boşluqlar var. Yerdən orta teleskopla (A və B halqaları arasında) görülə bilənə Cassini yarığı deyilir.
slayd 13
Saturnun peykləri
Slayd 14
Mimas 1789-cu ildə Herşel tərəfindən kəşf edilmişdir. Mimas qeyri-adi haldır ki, onun üzərində bir nəhəng krater tapılıb ki, bu da peykin ölçüsünün üçdə birinə bərabərdir. O, çatlarla örtülmüşdür və bu, ehtimal ki, Saturnun gelgit təsirindən qaynaqlanır: Mimas böyük peyklərdən planetə ən yaxın olanıdır. Fotoda siz Herşel adlı eyni nəhəng meteorit kraterini görə bilərsiniz. Onun ölçüsü 130 kilometrdir. Herschel, demək olar ki, Everest qədər yüksək olan mərkəzi sürüşmə ilə 10 kilometr səthə dərinləşdi.
slayd 15
Enceladus 1789-cu ildə Herşel tərəfindən kəşf edilmişdir. Enceladus sistemdəki bütün peyklər arasında ən aktiv səthə malikdir. Bu, keçmiş relyefi məhv edən axınların izlərini göstərir, ona görə də bu peykin bağırsaqlarının hazırda aktiv ola biləcəyi güman edilir. Həmçinin, kraterlər hər yerdə görünsə də, bəzi ərazilərdə onların azlığı bu ərazilərin cəmi bir neçə yüz milyon il yaşı olduğunu göstərir. Bu, Enseladda səthin hissələrinin hələ də dəyişməyə məruz qalması deməkdir. Onun fəaliyyətinin Saturnun gelgit qüvvələrinin təsirində olduğuna inanılır, Enseladusu qızdırır.
slayd 16
Tetis 1684-cü ildə Q.Kassini tərəfindən kəşf edilmişdir. Tethys, 2000 km uzunluğunda olan nəhəng çatla məşhurdur - peykin ekvatorunun uzunluğunun dörddə üçü! Voyager 2-nin Tetisin fotoşəkilləri Ayın diametrinin təxminən üçdə biri olan Odissey adlı böyük, hamar krateri göstərirdi. O, Mimasdakı Herşeldən böyükdür. Təəssüf ki, təqdim olunan görüntüdə bu detallar zəif fərqlənir. Çatışın mənşəyi ilə bağlı bir neçə fərziyyə var, o cümlədən Tetis tarixində onun maye olduğu dövrə aid bir fərziyyə var. Dondurma zamanı yarıq yarana bilər. Tetis səthinin temperaturu 86 K-dir.
Slayd 17
Dione 1684-cü ildə G. Cassini tərəfindən kəşf edilmişdir. Dione səthində şaxta şəklində yüngül materialın atılmasının izləri, çoxlu kraterlər və əyri vadi görünür.
Slayd 18
Rhea 1672-ci ildə G. Cassini tərəfindən kəşf edilmişdir. Rhea - köhnə, tamamilə kraterli bir səthə malikdir
Slayd 19
Titan 1655-ci ildə Huygens tərəfindən kəşf edilmişdir. Titan təxminən yarısı donmuş su və yarısı qayalı materialdır. Mümkündür ki, onun strukturu müxtəlif kristal buz formalarından ibarət ayrı səviyyələrlə əhatə olunmuş daşlı mərkəzi sahə ilə ayrı-ayrı səviyyələrə differensasiya edilmişdir. İçəridə hələ də isti ola bilər. Titan Günəş sistemində əhəmiyyətli atmosferə malik yeganə peykdir. Onun səthindəki təzyiq 1,5 bardan çoxdur (Yerdəki təzyiqdən 50% yüksəkdir). Atmosfer ilk növbədə molekulyar azotdan (Yerdəki kimi) 6%-dən çox olmayan arqon və bir neçə faiz metandan ibarətdir. Ən azı onlarla digər üzvi maddələrin (etan, hidrogen siyanid, karbon qazı) və suyun izləri də var.
Slayd 20
Hiperion
Hyperion 1848-ci ildə Lassel tərəfindən kəşf edilmişdir. Peykin qeyri-müntəzəm forması qeyri-adi bir fenomenə səbəb olur: Nəhəng Titan və Hyperion hər dəfə bir-birinə yaxınlaşdıqda, Titan cazibə qüvvələri tərəfindən Hyperionun istiqamətini dəyişir. Hyperionun nizamsız forması və meteoritlər tərəfindən uzun müddətdir davam edən bombardmanın izləri Hyperionu Saturn sistemindəki ən qədimi adlandırmağa imkan verir.
slayd 21
Iapetus 1671-ci ildə G. Cassini tərəfindən kəşf edilmişdir. İapetusun orbiti Saturndan təxminən 4 milyon kilometr aralıda yerləşir. İapetusun bir tərəfi güclü kraterdir, digər tərəfi isə demək olar ki, hamar görünür. Iapetus qeyri-bərabər səthi ilə tanınır. Peyk, Yerlə olan Ay kimi, həmişə bir tərəfi ilə Saturna çevrilir ki, orbitdə yalnız bir tərəfi irəliyə doğru hərəkət edir, bu da qarşı tərəfdən 10 dəfə daha qaranlıqdır. Belə bir versiya var ki, peyk öz hərəkəti zamanı Saturn ətrafında fırlanan toz və kiçik hissəcikləri “süpürür”. Digər tərəfdən, ola bilər ki, bu qaranlıq maddə peykin daxili tərəfindən əmələ gəlir.
slayd 22
Phoebe planetin ətrafında bütün digər peyklərin və Saturnun ox ətrafında fırlanmasına əks istiqamətdə fırlanır. Geniş sferikdir və günəş işığının təxminən 6 faizini əks etdirir. Hyperion-dan əlavə, bu, həmişə bir tərəfdən Saturna dönməyən yeganə peykdir. Bütün bu xüsusiyyətlər tamamilə əsaslı şəkildə deməyə imkan verir ki, Phoebe qravitasiya şəbəkələrində tutulmuş asteroiddir.
slayd 23
Uran müasir dövrdə Uilyam Herşel tərəfindən 1781-ci il martın 13-də teleskopla səmanı sistematik şəkildə tədqiq edərkən kəşf edilmiş ilk planetdir. Əksər planetlərin fırlanma oxu ekliptikanın müstəvisinə demək olar ki, perpendikulyar, Uranın oxu isə ekliptikaya demək olar ki, paraleldir. Uran əsasən qaya və müxtəlif buzlardan ibarətdir. Görünür, Uranın Yupiter və Saturn kimi daş nüvəsi yoxdur. Uranın atmosferi 83% hidrogen, 15% helium və 2% metandır. Digər qaz planetləri kimi Uranın da halqaları var. Yupiter kimi, onlar da çox qaranlıqdırlar və Saturn kimi, incə tozdan əlavə, diametri 10 metrə qədər olan kifayət qədər böyük hissəcikləri ehtiva edirlər. 11 üzük məlumdur. Uranın məlum və adlandırılmış 15 peyki və bu yaxınlarda kəşf edilmiş 5 peyki var.
slayd 24
peyklər
Slayd 25
1948-ci ildə Kuiper tərəfindən kəşf edilmişdir. Mirandanın səthində hər şey qarışıb: kraterli ərazi fövqəltəbii yivləri olan platformalarla, vadilər hündürlüyü 5 kilometrdən çox olan qayalarla növbələşir. Mirandanın kiçik ölçüləri və aşağı temperaturu (-187 Selsi) və eyni zamanda, bu peykdəki tektonik aktivliyin intensivliyi və müxtəlifliyi alimləri heyrətləndirib. Çox güman ki, peyki daim deformasiya etməyə meylli olan Urandan gələn gelgit qüvvələri bu cür fəaliyyət üçün əlavə enerji mənbəyi kimi xidmət edirdi.
slayd 26
1851-ci ildə Lassel tərəfindən kəşf edilmişdir. Arielin səthi kraterli ərazi və yüzlərlə kilometr uzunluğunda və 10 kilometrdən çox dərinlikdə bir-birinə bağlı vadi sistemlərinin qarışığıdır. Ariel Uran peyk sistemində ən parlaq və bəlkə də geoloji cəhətdən ən gənc səthə malikdir.
Slayd 27
Umbriel
1851-ci ildə Lassel tərəfindən kəşf edilən Umbrielin səthi qədim və qaranlıqdır, görünür, bir neçə geoloji proseslərə məruz qalır. Umbrielin səthinin tünd tonları bir vaxtlar bu peykin orbitinin yaxınlığında olan toz və kiçik dağıntıların örtülməsinin nəticəsi ola bilər.
Slayd 28
Titaniya 1787-ci ildə Herşel tərəfindən kəşf edilib. Titaniya nəhəng çat sistemləri və kanyonlarla seçilir ki, bu da bu peykin keçmişində aktiv geoloji fəaliyyətin müəyyən dövrünü göstərir. Bu detallar yer qabığının tektonik hərəkətlərinin nəticəsi ola bilər.
Slayd 29
Oberon 1787-ci ildə Herşel tərəfindən kəşf edilmişdir. Beş böyük peykdən ən kənarı olan Oberon da daxili fəaliyyətin zəif izləri olan köhnə, kraterli səthə malikdir. Uranın iki peyki - Oberon və Umbriel - tamamilə eyni görünür, baxmayaraq ki, Oberon 35% daha böyük. Uranın bütün böyük peykləri təxminən 40-50% donmuş su, qalanları isə qayaların qarışığıdır. Çoxlu sayda kraterlə örtülmüş Oberonun səthi, ehtimal ki, əmələ gəldiyi vaxtdan stabil olmuşdur. Burada Ariel və Titaniyada olduğundan daha böyük kraterlər tapılıb. Bəzi kraterlərdə Callistoda tapılanlara bənzər ejecta şüaları var.
slayd 30
Uranın kəşfindən sonra onun orbitinin Nyuton qanunlarına uyğun olmadığı qeyd edildi. Beləliklə, Uranın orbitinə təsir etməli olan daha bir uzaq planetin mövcudluğu proqnozlaşdırıldı. Tərkibində Neptun Urana bənzəyir: müxtəlif "buzlar" və az miqdarda helium və təxminən 15% hidrogen olan qaya. Onun atmosferi əsasən hidrogen və az miqdarda metan olan heliumdan ibarətdir. Hər hansı bir qaz planetində olduğu kimi, Neptunda da küləklər çox yüksək sürətlə əsir. Neptunun küləkləri Günəş sistemində ən sürətlidir və sürəti 2000 km/saata çatır. Yupiter və Saturn kimi Neptun da daxili istilik mənbəyinə malikdir - o, Günəşdən aldığı enerjidən iki dəfə çox enerji yayır.
Slayd 31
Yerüstü tədqiqatlara görə, Neptunun yalnız iki peyki məlum idi: Triton və Nereid, Neptun ətrafında əks istiqamətdə fırlanır. Voyager 2, Neptun ilə eyni istiqamətdə fırlanan, ölçüləri 200 ilə 50 km arasında dəyişən daha 6 peyk kəşf etdi.
slayd 32
Triton 1846-cı ildə Lassel tərəfindən kəşf edilmişdir. Tritonun fırlanma oxu qeyri-adidir, onun Neptunun oxuna meyli 157 dərəcədir. Tritonun sıxlığı-2.0. Triton bəlkə də yalnız təxminən 25% dondurulmuş su, qalanı qaya materialıdır. Tritonun səthinin temperaturu cəmi 34,5 K (-235 C) təşkil edir. Triton çox kiçik olsa da, əsasən azotdan və az miqdarda metandan ibarət bir atmosferə malikdir. İncə duman yuxarıya doğru 5-10 km uzanır. Bu qeyri-adi dünyanın ən maraqlı və tamamilə gözlənilməz xüsusiyyəti, bəlkə də maye azot, toz və metan ehtiva edən materialları ehtiva edən buz vulkanlarıdır.
Slayd 33
Nereid Neptunun üçüncü ən böyük və ən uzaq peykidir. Bu göy cismi Günəş sisteminin bütün planetləri və peykləri arasında ən yüksək ekssentrik orbitə malikdir. Onun Neptunla məsafəsi 1.353.600 km ilə 9.623.700 km arasında dəyişir.
slayd 34
Pluton Günəşdən ən uzaq və ən kiçik planetdir. Pluton, Ay, İo, Avropa, Qanimed, Kallisto, Titan və Triton kimi günəş sisteminin yeddi peykindən kiçikdir. Pluton 1930-cu ildə kəşf edilmişdir. Plutonun orbiti çox uzundur. Zaman zaman Günəşə Neptundan daha yaxın yerləşir. Pluton digər planetlərin əksəriyyətinin əksinə fırlanır. Uran kimi, Plutonun da ekvator müstəvisi orbit müstəvisinə demək olar ki, düz bucaq altındadır. Plutonun səthinin temperaturu məlum deyil, lakin -228 ilə -238 C arasında olduğu güman edilir. Plutonun tərkibi məlum deyil, lakin sıxlığı (təxminən 2 q/sm3) onun qaya süxurlarının qarışığından ibarət ola biləcəyini göstərir. daş və 30% donmuş sudan. Plutonun atmosferi haqqında çox az şey məlumdur: yəqin ki, o, əsasən karbonmonoksit və metanla azotdan ibarətdir.
Slayd 35
1978-ci ildə planetdən 19640 km məsafədə yerləşən Plutonun peyki Charon kəşf edildi. Haron Plutonun ətrafında hər 6,4 gündə (Plutonun fırlanma dövrü) fırlanır, bu, digər peyklərdən fərqlidir. Hər beş ildən bir Pluton və Haron arasında qarşılıqlı tutulma baş verir. Plutonun diametrləri üçün düzəldilmiş dəyərlər 2284 km, Haronunki isə 1192 km-dir. Pluton və Charon əhəmiyyətli dərəcədə fərqli rənglərə malikdir. Haronun səthi Plutonun səthindən 30% daha qaranlıqdır. Haronun Plutondan fərqli olaraq su buzu ilə örtüldüyünə inanılır.
Günəş sistemimiz, əgər onun mahiyyətini nəzərdə tuturuqsa, Günəşdən və dörd nəhəng planetdən və daha sadə şəkildə - Günəş və Yupiterdən ibarətdir, çünki Yupiterin kütləsi bütün digər günəşə yaxın obyektlərdən - planetlərdən, kometlərdən, asteroidlərdən daha çoxdur. - birləşdirilmiş. Əslində, biz Günəş-Yupiterin ikili sistemində yaşayırıq və qalan bütün "xırda şeylər" onların cazibə qüvvəsinə tabedir.
Saturn kütləsinə görə Yupiterdən dörd dəfə kiçikdir, lakin tərkibinə görə ona bənzəyir: o, həm də əsasən yüngül elementlərdən - atomların sayına görə 9: 1 nisbətində hidrogen və heliumdan ibarətdir. Uran və Neptun daha az kütləlidir və tərkibində daha ağır elementlərdə - karbon, oksigen, azotda daha zəngindir. Buna görə də, dörd nəhəngdən ibarət bir qrup adətən yarıya, iki alt qrupa bölünür. Yupiter və Saturn qaz nəhəngləri, Uran və Neptun isə buz nəhəngləri adlanır. Fakt budur ki, Uran və Neptunun çox qalın atmosferi yoxdur və onların həcminin böyük hissəsi buzlu mantiyadır; yəni kifayət qədər bərk maddə. Yupiter və Saturnda isə demək olar ki, bütün həcmi qaz və maye "atmosfer" tutur. Eyni zamanda, bütün nəhənglərin dəmir-daş nüvələri var ki, onlar bizim Yer kürəsini kütləcə üstələyir.
İlk baxışdan nəhəng planetlər primitiv, kiçik planetlər isə daha maraqlıdır. Amma bəlkə də bu, bu dörd nəhəngin mahiyyətini hələ də bilmədiyimizdəndir, onlara az maraq göstərdiyindən deyil. Sadəcə, biz onları çox yaxşı tanımırıq. Məsələn, iki buz nəhənginə - Uran və Neptuna bütün astronomiya tarixində yalnız bir dəfə kosmik zond (Voyacer 2, NASA, 1986 və 1989) yaxınlaşıb və hətta bundan sonra da dayanmadan onların yanından keçib. Orada nə qədər görüb ölçə bildi? Demək olar ki, biz hələ həqiqətən də buz nəhənglərini öyrənməyə başlamamışıq.
Qaz nəhəngləri daha ətraflı şəkildə tədqiq edilmişdir, çünki uçan nəqliyyat vasitələrinə əlavə olaraq (Pioneer 10 və 11, Voyager 1 və 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA və ESA), süni peyklər: Galileo (NASA) 1995-ci ildə -2003 və Juno (NASA) 2016-cı ildən Yupiteri, 2004-2017-ci illərdə isə Cassini (NASA və ESA) tədqiq edir. Saturnu öyrəndi.
Yupiter ən dərindən və hərfi mənada tədqiq edildi: ora 48 km / s sürətlə uçan, paraşütü açan və 1 saat ərzində 156 km aşağı enən Qalileonun bortundan atmosferinə bir zond atıldı. buludların yuxarı kənarı, burada 23 atm xarici təzyiqdə və 153 ° C temperaturda, yəqin ki, həddindən artıq istiləşmə səbəbindən məlumat ötürülməsini dayandırdı. Eniş trayektoriyasında o, atmosferin bir çox parametrlərini, hətta izotop tərkibini də ölçdü. Bu, təkcə planetologiyanı deyil, həm də kosmologiyanı nəzərəçarpacaq dərəcədə zənginləşdirdi. Axı nəhəng planetlər maddəni özlərindən azad etmirlər, nədən doğulduqlarını həmişəlik saxlayırlar; xüsusilə Yupiter üçün. Onun buludlu səthində ikinci qaçış sürəti 60 km/s-dir; oradan heç vaxt bir molekulun qaça bilməyəcəyi aydındır.
Ona görə də biz hesab edirik ki, Yupiterin izotop tərkibi, xüsusən də hidrogenin tərkibi ən azı Günəş sistemində və bəlkə də kainatda həyatın ilk mərhələləri üçün xarakterikdir. Və bu çox vacibdir: hidrogenin ağır və yüngül izotoplarının nisbəti Kainatımızın təkamülünün ilk dəqiqələrində kimyəvi elementlərin sintezinin necə getdiyini, o zaman hansı fiziki şəraitin olduğunu göstərir.
Yupiter sürətlə fırlanır, dövri təxminən 10 saatdır; və planetin orta sıxlığı aşağı olduğundan (1,3 q / sm 3), mərkəzdənqaçma qüvvəsi onun bədənini nəzərəçarpacaq dərəcədə deformasiya etdi. Planetə baxarkən onun qütb oxu boyunca sıxıldığını görə bilərsiniz. Yupiterin sıxılma dərəcəsi, yəni onun ekvatorial və qütb radiusları arasındakı nisbi fərq ( R ekv − R mərtəbə)/ R ekv = 0,065. Bu planetin orta sıxlığıdır (ρ ∝ CƏNAB 3) və onun gündəlik müddəti ( T) bədəninin formasını müəyyənləşdirin. Bildiyiniz kimi, planet hidrostatik tarazlıq vəziyyətində olan kosmik cisimdir. Planetin qütbündə yalnız cazibə qüvvəsi hərəkət edir ( GM/R 2) və ekvatorda mərkəzdənqaçma qüvvəsi ilə əks olunur ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Onların nisbəti planetin formasını müəyyənləşdirir, çünki planetin mərkəzindəki təzyiq istiqamətdən asılı olmamalıdır: maddənin ekvatorial sütunu qütbün ağırlığı qədər olmalıdır. Bu qüvvələrin nisbəti (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(CƏNAB 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Beləliklə, günün sıxlığı və müddəti nə qədər kiçik olarsa, planet bir o qədər sıxılır. Gəlin yoxlayaq: Saturnun orta sıxlığı 0,7 q/sm 3, fırlanma müddəti 11 saat - demək olar ki, Yupiterlə eynidir, sıxılma isə 0,098-dir. Saturn Yupiterdən bir yarım dəfə daha güclü sıxılmışdır və bunu teleskop vasitəsilə planetləri müşahidə edərkən fərq etmək asandır: Saturnun sıxılması diqqəti çəkir.
Nəhəng planetlərin sürətli fırlanması təkcə onların bədəninin formasını və deməli, onların müşahidə olunan diskinin formasını deyil, həm də görünüşünü müəyyən edir: nəhəng planetlərin buludlu səthi ekvator boyunca uzanan müxtəlif rəngli zolaqları olan zona quruluşuna malikdir. . Qaz axınları sürətlə hərəkət edir, sürəti saatda yüzlərlə kilometrə çatır; onların qarşılıqlı yerdəyişməsi kəsilmə qeyri-sabitliyinə səbəb olur və Koriolis qüvvəsi ilə birlikdə nəhəng burulğanlar yaradır. Uzaqdan Yupiterdə Böyük Qırmızı Ləkə, Saturnda Böyük Ağ Oval, Neptunda Böyük Qara Ləkə görünür. Xüsusilə məşhur olanı Yupiterdəki Böyük Qırmızı Ləkə (GRS) antisiklonudur. Bir vaxtlar BKP indikisindən iki dəfə böyük idi, onu Qalileonun müasirləri öz zəif teleskopları vasitəsilə görmüşdülər. Bu gün BKP solğunlaşdı, lakin hələ də bu burulğan nəhəng bir qaz kütləsini əhatə etdiyi üçün təxminən 400 ildir ki, Yupiter atmosferində yaşayır. Onun ölçüsü yer kürəsindən böyükdür. Bir dəfə fırlanan belə qaz kütləsi tezliklə dayanmayacaq. Planetimizdə siklonlar təxminən bir həftə, orada isə əsrlər boyu yaşayır.
İstənilən hərəkətdə enerji dağıdılır, yəni onun mənbəyi tələb olunur. Hər bir planetdə iki qrup enerji mənbəyi var - daxili və xarici. Kənardan günəş radiasiyasının axını planetə tökülür və meteoroidlər düşür. İçəridən planet radioaktiv elementlərin parçalanması və planetin özünün cazibə qüvvəsinin büzülməsi (Kelvin-Helmholtz mexanizmi) ilə qızdırılır. . Yupiterə nə qədər böyük cisimlərin düşdüyünü və güclü partlayışlara səbəb olduğunu görmüş olsaq da (Şöymaker-Levy 9 kometası), onların düşmə tezliyinə dair təxminlər göstərir ki, onların gətirdiyi orta enerji axını günəş işığından xeyli azdır. Digər tərəfdən, daxili enerji mənbələrinin rolu birmənalı deyil. Ağır odadavamlı elementlərdən ibarət olan yer planetləri üçün tək daxili istilik mənbəyi radioaktiv parçalanmadır, lakin Günəşdən gələn istiliklə müqayisədə onun töhfəsi cüzidir.
Nəhəng planetlərdə ağır elementlərin əhəmiyyətli dərəcədə aşağı nisbəti var, lakin onlar daha kütləvi və daha asan sıxışdırılır, bu da cazibə enerjisinin buraxılmasını onların əsas istilik mənbəyi edir. Nəhənglər Günəşdən uzaqlaşdırıldığı üçün daxili mənbə zahiri mənbəyə rəqib olur: bəzən planet özünü Günəşin qızdırdığından daha çox qızdırır. Hətta Günəşə ən yaxın nəhəng olan Yupiter də (infraqırmızıda) Günəşdən aldığından 60% daha çox enerji yayır. Saturnun kosmosa yaydığı enerji isə planetin Günəşdən aldığı enerjidən 2,5 dəfə çoxdur.
Qravitasiya enerjisi həm planetin bütövlükdə sıxılması zamanı, həm də onun bağırsaqlarının differensasiyası zamanı, yəni daha sıx maddə mərkəzə batdıqda və oradan daha çox “üzən” məcburi şəkildə çıxarılır. Yəqin ki, hər iki effekt işləyir. Məsələn, bizim dövrümüzdə Yupiter ildə təxminən 2 sm azalır. Və formalaşdıqdan dərhal sonra iki dəfə böyük idi, daha sürətli büzülür və daha isti idi. Onun yaxınlığında, o, Qaliley peyklərinin xüsusiyyətlərindən də göründüyü kimi kiçik bir günəş rolunu oynadı: onlar planetə nə qədər yaxın olsalar, daha sıx və daha az uçucu elementləri ehtiva edirlər (günəş sistemindəki planetlərin özləri kimi). ).
Bütövlükdə planetin sıxılmasına əlavə olaraq, qravitasiya enerji mənbəyində bağırsaqların diferensiallaşması mühüm rol oynayır. Maddə sıx və üzən bölünür, sıx isə batır, potensial cazibə enerjisini istilik şəklində buraxır. Yəqin ki, ilk növbədə, bu, hidrogenin üzən təbəqələri vasitəsilə helium damcılarının kondensasiyası və sonrakı düşməsi, həmçinin hidrogenin özünün faza keçidləridir. Amma daha da maraqlı hadisələr ola bilər: məsələn, karbonun kristallaşması almaz yağışıdır (!), Düzdür, karbon az olduğu üçün çox enerji buraxmır.
Nəhəng planetlərin daxili quruluşu hələ də yalnız nəzəri cəhətdən öyrənilir. Onların dərinliklərinə birbaşa nüfuz etmək şansımız azdır və seysmologiya üsulları, yəni akustik zondlama hələ onlara tətbiq edilməyib. Ola bilsin ki, bir gün biz neytrinoların köməyi ilə onlardan necə parıldamağı öyrənəcəyik, amma bu hələ çox uzaqdadır.
Xoşbəxtlikdən, laboratoriya şəraitində nəhəng planetlərin interyerlərində hökm sürən təzyiq və temperaturda maddənin davranışı artıq yaxşı öyrənilmişdir ki, bu da onların interyerlərinin riyazi modelləşdirilməsinə əsas verir. Planetlərin daxili quruluşunun modellərinin adekvatlığına nəzarət etmək üçün üsullar mövcuddur. Mənbələri dərinliklərdə yerləşən iki fiziki sahə, maqnit və qravitasiya, planeti əhatə edən kosmosa çıxır və onları kosmik zondların alətləri ilə ölçmək olar.
Bir çox təhrifedici amillər maqnit sahəsinin strukturuna (yaxın planet plazması, günəş küləyi) təsir edir, cazibə sahəsi isə yalnız planet daxilində sıxlığın paylanmasından asılıdır. Planetin gövdəsi sferik simmetrikdən nə qədər çox fərqlənirsə, onun cazibə sahəsi bir o qədər mürəkkəbdirsə, onu sadə Nyutondan fərqləndirən harmoniklər bir o qədər çox olur. GM/R 2 .
Uzaq planetlərin qravitasiya sahəsini ölçmək üçün alət, bir qayda olaraq, kosmik zondun özü, daha dəqiq desək, planetin sahəsindəki hərəkətidir. Zond planetdən nə qədər uzaq olarsa, onun hərəkətində planetin sahəsində sferik simmetrik olandan kiçik fərqlər bir o qədər zəifdir. Odur ki, zondu mümkün qədər planetə yaxın buraxmaq lazımdır. Bu məqsədlə yeni Juno zondu (NASA) 2016-cı ildən Yupiter yaxınlığında işləyir. O, qütb orbitində uçur, əvvəllər belə deyildi. Qütb orbitində qravitasiya sahəsinin daha yüksək harmonikləri daha çox nəzərə çarpır, çünki planet sıxılmış vəziyyətdədir və zond vaxtaşırı səthə çox yaxınlaşır. Qravitasiya sahəsinin genişlənməsinin daha yüksək harmoniklərini ölçməyə imkan verən budur. Lakin eyni səbəbdən, zond çox tezliklə öz işini başa vuracaq: o, Yupiterin radiasiya kəmərlərinin ən sıx bölgələrindən keçir və onun avadanlıqları bundan çox əziyyət çəkir.
Yupiterin radiasiya kəmərləri nəhəngdir. Yüksək təzyiqdə planetin bağırsaqlarında hidrogen metallaşır: onun elektronları ümumiləşir, nüvələrlə əlaqəni itirir və maye hidrogen elektrik cərəyanının keçiricisinə çevrilir. Superkeçirici mühitin nəhəng kütləsi, sürətli fırlanma və güclü konveksiya - bu üç amil dinamo effektinə görə maqnit sahəsinin yaranmasına kömək edir. Günəşdən uçan yüklü hissəcikləri tutan nəhəng maqnit sahəsində dəhşətli radiasiya kəmərləri əmələ gəlir. Onların ən sıx hissəsində daxili Qaliley peyklərinin orbitləri yerləşir. Buna görə də, Avropanın səthində bir insan bir gün deyil, İo-da - bir saat belə yaşamırdı. Hətta bir kosmik robotun orada olmaq asan deyil.
Yupiterdən daha uzaq olan Qanymede və Callisto bu mənada tədqiqat üçün daha təhlükəsizdir. Buna görə də, Roskosmos gələcəkdə bir araşdırma göndərmək niyyətindədir. Buzaltı okeanı ilə Avropa daha maraqlı olardı.
Buz nəhəngləri Uran və Neptun qaz nəhəngləri ilə yer planetləri arasında aralıq görünür. Yupiter və Saturnla müqayisədə onların ölçüsü, kütləsi və mərkəzi təzyiqi daha kiçikdir, lakin onların nisbətən yüksək orta sıxlığı CNO elementlərinin daha böyük bir hissəsini göstərir. Uran və Neptunun geniş və kütləvi atmosferi əsasən hidrogen-heliumdur. Onun altında adətən buz adlanan ammonyak və metan qarışığı olan su mantiyası var. Ancaq planetoloqlar arasında "buzları" CNO qrupunun kimyəvi elementləri və onların birləşmələri (H 2 O, NH 3, CH 4 və s.) adlandırmaq adətdir, onların birləşmə vəziyyəti deyil. Beləliklə, mantiya daha maye ola bilər. Və onun altında nisbətən kiçik bir dəmir daş nüvəsi var. Uran və Neptunun bağırsaqlarında karbonun konsentrasiyası Saturn və Yupiterinkindən daha yüksək olduğundan, onların buzlu mantiyasının əsasında kristalların kondensasiya olunduğu maye karbon təbəqəsi, yəni çökən almazlar ola bilər.
Mən vurğulayıram ki, nəhəng planetlərin daxili quruluşu fəal şəkildə müzakirə olunur və hələ də kifayət qədər rəqabət aparan modellər var. Kosmik zondlardan alınan hər bir yeni ölçmə və yüksək təzyiqli qurğularda laboratoriya simulyasiyalarının hər bir yeni nəticəsi bu modellərin yenidən nəzərdən keçirilməsinə səbəb olur. Xatırladım ki, atmosferin çox dayaz təbəqələrinin parametrlərinin birbaşa ölçülməsi və yalnız Yupiterdə yalnız bir dəfə Qalileodan (NASA) atılan zond vasitəsilə həyata keçirilib. Qalan hər şey dolayı ölçmələr və nəzəri modellərdir.
Uran və Neptunun maqnit sahələri qaz nəhənglərininkindən daha zəifdir, lakin Yerdən daha güclüdür. Uran və Neptunun səthində sahə induksiyası Yerin səthindəki ilə təxminən eyni olsa da (qauss fraksiyaları), lakin həcm və buna görə də maqnit momenti daha böyükdür. Buz nəhənglərinin maqnit sahəsinin həndəsəsi Yer, Yupiter və Saturn üçün xarakterik olan sadə dipol formasından uzaq olmaqla çox mürəkkəbdir. Ehtimal edilən səbəb, maqnit sahəsinin Uran və Neptunun mantiyasının nisbətən nazik elektrik keçirici təbəqəsində əmələ gəlməsidir, burada konveksiya axınları yüksək simmetriyaya malik deyildir (çünki təbəqənin qalınlığı onun radiusundan çox azdır). .
Xarici oxşarlıqlarla Uran və Neptunu əkiz adlandırmaq olmaz. Bu, onların fərqli orta sıxlığı (müvafiq olaraq 1,27 və 1,64 q / sm 3) və bağırsaqlarda istilik buraxılmasının fərqli intensivliyi ilə sübut olunur. Uran Günəşə Neptundan bir yarım dəfə yaxın olsa da və buna görə də ondan 2,5 dəfə çox istilik alsa da, Neptundan daha soyuqdur. Məsələ burasındadır ki, Neptun öz dərinliklərində Günəşdən aldığı istilikdən daha çox istilik yayır, Uran isə demək olar ki, heç nə buraxmır. Uranın bağırsaqlarından onun səthinə yaxın olan istilik axını cəmi 0,042 ± 0,047 Vt/m2 təşkil edir ki, bu da Yerinkindən (0,075 Vt/m2) azdır. Uran Günəşdən ən uzaqda olmasa da, Günəş sistemindəki ən soyuq planetdir. Bu, onun "yan tərəfində" qəribə fırlanması ilə bağlıdır? İstisna deyil.
İndi isə planetlərin halqaları haqqında danışaq.
Hər kəs "halqalı planetin" Saturn olduğunu bilir. Lakin diqqətlə müşahidə edildikdə məlum olur ki, bütün nəhəng planetlərin üzükləri var. Onları yerdən görmək çətindir. Məsələn, biz Yupiterin halqasını teleskopla görmürük, ancaq kosmik zond planetə gecə tərəfdən baxanda onu arxa işıqda görürük. Bu halqa qaranlıq və çox kiçik hissəciklərdən ibarətdir ki, onların ölçüsü işığın uzun dalğa uzunluğu ilə müqayisə oluna bilər. Onlar praktiki olaraq işığı əks etdirmirlər, lakin onu irəliyə yaxşı səpələyirlər. Uran və Neptunu nazik halqalar əhatə edir.
Ümumiyyətlə, heç bir planetin iki eyni halqası yoxdur, hamısı fərqlidir.
Zarafat kimi deyə bilərik ki, Yerin də halqası var. Süni. O, geostasionar orbitə yerləşdirilmiş bir neçə yüz peykdən ibarətdir. Bu şəkildə təkcə geostasionar peyklər deyil, həm də aşağı orbitlərdə olanlar, həmçinin yüksək elliptik orbitlərdə olanlar da var. Lakin geostasionar halqa onların fonunda olduqca nəzərə çarpan şəkildə fərqlənir. Ancaq bu şəkil deyil, rəsmdir. İndiyə qədər heç kim Yerin süni halqasının şəklini çəkə bilməyib. Axı, onun ümumi kütləsi kiçikdir və əks etdirən səth əhəmiyyətsizdir. Halqadakı peyklərin ümumi kütləsinin 1000 ton olacağı ehtimalı azdır ki, bu da 10 m asteroidə bərabərdir.Bunu nəhəng planetlərin halqalarının parametrləri ilə müqayisə edin.
Üzüklərin parametrləri arasında hər hansı əlaqəni müşahidə etmək olduqca çətindir. Saturnun halqalarının materialı qar kimi ağdır (albedo 60%), qalan halqalar isə kömürdən daha qaradır (A = 2-3%). Bütün üzüklər nazikdir, lakin Yupiterinki olduqca qalındır. Hər şey daş daşlardan, Yupiter isə toz hissəciklərindən ibarətdir. Üzüklərin quruluşu da fərqlidir: bəziləri qrammofon plastinasına (Saturn), digərləri matryoshkaya bənzər halqa yığınına (Uran), digərləri bulanıq, diffuz (Yupiter) bənzəyir, Neptunun halqaları isə ümumiyyətlə bağlı deyil. və tağlara bənzəyir.
Üzüklərin nisbətən kiçik qalınlığı başa sığmır: diametri yüz minlərlə kilometr olan qalınlığı on metrlərlə ölçülür. Heç vaxt əlimizdə belə incə əşyalar tutmamışıq. Saturnun halqasını bir vərəq yazı kağızı ilə müqayisə etsək, bilinən qalınlığı ilə vərəqin ölçüsü futbol meydançası ölçüsündə olardı!
Gördüyünüz kimi, bütün planetlərin halqaları hissəciklərin tərkibinə, paylanmasına, morfologiyasına görə fərqlənir - hər bir nəhəng planetin özünəməxsus bəzəyi var, mənşəyini hələ dərk etmirik. Adətən halqalar planetin ekvator müstəvisində yerləşir və planetin özü və ona yaxın bir qrup peyk fırlanması ilə eyni istiqamətdə fırlanır. Keçmişdə astronomlar hesab edirdilər ki, üzüklər əbədidir, onlar planetin doğulduğu andan mövcuddur və əbədi olaraq onunla qalacaqlar. İndi baxış bucağı dəyişib. Amma hesablamalar göstərir ki, halqalar o qədər də davamlı deyil, onların hissəcikləri yavaşlayıb planetə düşür, kosmosda buxarlanıb dağılır, peyklərin səthinə çökür. Beləliklə, bəzək uzun ömürlü olsa da, müvəqqətidir. İndi astronomlar hesab edirlər ki, halqa planetin peyklərinin toqquşması və ya gelgit məhvinin nəticəsidir. Ola bilsin ki, Saturnun halqası ən gəncidir, ona görə də o, bu qədər kütləvi və uçucu maddələrlə (qar) zəngindir.
Beləliklə, yaxşı kamerası olan yaxşı bir teleskop şəkil çəkə bilər. Ancaq burada hələ də rinqdə demək olar ki, heç bir quruluş görmürük. Qaranlıq bir "boşluq" çoxdan müşahidə olunur - 300 ildən çox əvvəl italyan astronomu Covanni Cassini tərəfindən kəşf edilmiş Cassini boşluğu. Deyəsən, boşluqda heç nə yoxdur.
Halqanın müstəvisi planetin ekvatoru ilə üst-üstə düşür. Başqa cür ola bilməz, çünki ekvator boyunca simmetrik düzbucaqlı planetin qravitasiya sahəsində potensial quyusu var. 2004-2009-cu illərdə çəkilmiş silsilə şəkillərdə Saturnu və onun halqasını müxtəlif bucaqlardan görürük, çünki Saturnun ekvatoru öz orbitinin müstəvisinə 27° meyllidir və Yer həmişə bu müstəviyə yaxındır. 2004-cü ildə biz özümüzü mütləq üzüklər müstəvisində tapdıq. Başa düşürsən ki, bir neçə on metr qalınlığı ilə biz halqanın özünü görmürük. Bununla belə, planetin diskindəki qara zolaq hiss olunur. Bu, buludların üzərindəki halqanın kölgəsidir. Bu, bizə görünür, çünki Yer və Günəş Saturna müxtəlif istiqamətlərdən baxır: biz tam olaraq halqanın müstəvisinə baxırıq, lakin Günəş bir az fərqli bucaqdan işıq saçır və halqanın kölgəsi buludlu təbəqəyə düşür. planet. Bir kölgə varsa, o zaman üzükdə kifayət qədər sıx yığılmış bir maddə var. Üzüyün kölgəsi yalnız Saturnda bərabərlik günlərində, Günəşin öz müstəvisində olduğu zaman yox olur; və bu müstəqil olaraq halqanın kiçik bir qalınlığını göstərir.
Bir çox əsər Saturn halqasına həsr edilmişdir. Elektromaqnit sahə tənlikləri ilə məşhurlaşan Ceyms Klerk Maksvell halqanın fizikasını araşdırdı və göstərdi ki, o, tək bərk cisim ola bilməz, kiçik hissəciklərdən ibarət olmalıdır, əks halda mərkəzdənqaçma qüvvəsi onu parçalayardı. Hər bir hissəcik öz orbitində uçur - planetə nə qədər yaxın olsa, bir o qədər sürətlidir.
Hər hansı bir şeyə qarşı tərəfdən baxmaq həmişə faydalıdır. Birbaşa işıqda qaranlığı, halqada "boşluğu" gördüyümüz yerdə, burada maddəni görürük; bu sadəcə fərqli bir növdür, işığı fərqli şəkildə əks etdirir və səpələyir
Kosmik zondlar bizə Saturnun halqasının şəkillərini göndərəndə onun incə quruluşuna heyran qaldıq. Ancaq hələ 19-cu əsrdə Fransanın Pic du Midi rəsədxanasının görkəmli müşahidəçiləri bu quruluşu öz gözləri ilə görmüşdülər, lakin sonra heç kim onlara inanmadı, çünki onlardan başqa heç kim belə incəlikləri görmədi. Amma məlum oldu ki, Saturnun halqası məhz belədir. Halqanın bu gözəl radial quruluşunun izahını ulduz dinamikası mütəxəssisləri halqa hissəciklərinin Saturnun həlqədən kənarda olan kütləvi peykləri və halqa içərisindəki kiçik peykləri ilə rezonanslı qarşılıqlı təsiri baxımından axtarırlar. Ümumiyyətlə, sıxlıq dalğaları nəzəriyyəsi vəzifənin öhdəsindən gəlir, lakin hələ də bütün detalları izah etməkdən uzaqdır.
Üst fotoda üzüyün gündüz tərəfi göstərilir. Zond halqanın müstəvisindən keçir və alt fotoda onun gecə bizə necə döndüyünü görürük. Cassini parçalanmasındakı maddə kölgə tərəfdən kifayət qədər göründü, halqanın parlaq hissəsi isə əksinə, sıx və qeyri-şəffaf olduğundan qaraldı. Qaranlıq olan yerdə parlaqlıq yaranır, çünki kiçik hissəciklər əks etdirmir, işığı irəli səpələyir. Bu şəkillər göstərir ki, maddə hər yerdədir, sadəcə olaraq müxtəlif ölçülü və quruluşlu hissəciklərdir. Bu hissəcikləri hansı fiziki hadisələr ayırır, biz hələ də həqiqətən anlamırıq. Yuxarıdakı şəkildə Saturnun peyklərindən biri olan Yanus göstərilir.
Deməliyəm ki, kosmik gəmilər Saturnun halqasına yaxın uçsa da, onların heç biri halqanı təşkil edən həqiqi hissəcikləri görə bilməyib. Biz onların yalnız ümumi bölgüsünü görürük. Ayrı-ayrı blokları görmək mümkün deyil, onlar üzük içərisində aparatı işə salmağa risk etmirlər. Amma nə vaxtsa bunu etmək lazım gələcək.
Saturnun gecə tərəfdən, üzüklərin zəif görünən hissələri dərhal işıqda görünməyən görünür.
Bu əsl rəngli fotoşəkil deyil. Buradakı rənglər müəyyən bir ərazini təşkil edən hissəciklərin xarakterik ölçüsünü göstərir. Qırmızı - kiçik hissəciklər, firuzəyi - daha böyükdür.
O dövrdə üzük Günəşə tərəf dönərkən, üzük müstəvisinə böyük qeyri-bərabərliklərdən kölgələr düşür (yuxarı fotoşəkil). Buradakı ən uzun kölgə Mimas peykindəndir və içəridə böyüdülmüş şəkildə göstərilən çoxsaylı kiçik zirvələr hələ birmənalı izahat almayıb. Onlar kilometr ölçülü çıxıntılara cavabdehdirlər. Ola bilsin ki, onlardan bəziləri ən böyük daşlardan kölgələrdir. Lakin kölgələrin kvazi-müntəzəm strukturu (aşağıdakı şəkildə) qravitasiya qeyri-sabitliyi nəticəsində yaranan müvəqqəti hissəcik qruplarına daha çox uyğun gəlir.
Peyklər "gözətçi itləri" və ya "çoban itləri" adlanan halqaların bəziləri boyunca uçurlar, bu da öz cazibə qüvvəsi ilə bəzi halqaların bulanmasından qoruyur. Üstəlik, peyklərin özləri də olduqca maraqlıdır. Biri nazik halqanın içərisində, digəri isə çöldə hərəkət edir (məsələn, Yanus və Epimetey). Onların orbital dövrləri bir qədər fərqlidir. Daxili planetə daha yaxındır və buna görə də onun ətrafında daha sürətli uçur, xarici peyki tutur və qarşılıqlı cazibə səbəbindən enerjisini dəyişir: xarici peyk yavaşlayır, daxili sürətlənir və orbitləri dəyişir - yavaşlayan aşağı orbitə, sürətlənən isə yüksək orbitə keçir. Beləliklə, onlar bir neçə min inqilab edirlər, sonra yenidən yerlərini dəyişirlər. Məsələn, Yanus və Epimetey hər 4 ildən bir yerlərini dəyişirlər.
Bir neçə il əvvəl Saturnun ən uzaq halqası kəşf edildi, ondan heç şübhələnmədi. Bu halqa, səthindən toz sovuraraq ayın orbiti boyunca ərazini dolduran Phoebusun peyki ilə bağlıdır. Bu halqanın fırlanma müstəvisi, peykin özü kimi, planetin ekvatoru ilə əlaqəli deyil, çünki böyük məsafəyə görə Saturnun cazibə qüvvəsi nöqtə obyektinin sahəsi kimi qəbul edilir.
Hər nəhəng planetin peyklər ailəsi var. Yupiter və Saturn bunlarla xüsusilə zəngindir. Bu günə qədər Yupiterdə 69, Saturnda isə 62 var və mütəmadi olaraq yeniləri kəşf edilir. Peyklər üçün kütlə və ölçülərin aşağı həddi rəsmi olaraq müəyyən edilməmişdir, buna görə də Saturn üçün bu rəqəm şərtlidir: planetin yaxınlığında 20-30 metr ölçülü bir obyekt tapılarsa, bu nədir - planetin peyki və ya onun halqasının hissəciyi?
Hər hansı bir böyük kosmik cisim ailəsində həmişə böyüklərdən daha çox kiçiklər olur. Planet peykləri də istisna deyil. Kiçik peyklər, bir qayda olaraq, əsasən buzdan ibarət olan nizamsız formalı bloklardır. Ölçüsü 500 km-dən az olan onlar cazibə qüvvəsi ilə özlərinə sferik forma verə bilmirlər. Xarici olaraq, onlar asteroidlərə və kometa nüvələrinə çox bənzəyirlər. Yəqin ki, onların çoxu belədir, çünki onlar planetdən çox xaotik orbitlərdə hərəkət edirlər. Planet onları tuta bilər, bir müddət sonra isə itirə bilər.
Biz hələ də kiçik asteroid kimi peyklərlə çox tanış deyilik. Marsın yaxınlığındakı bu cür obyektlər digərlərinə nisbətən daha ətraflı öyrənilib - onun iki kiçik peyki, Phobos və Deimos. Fobosa xüsusi diqqət yetirildi; hətta onun səthinə zond göndərmək istəyirdilər, lakin indiyə qədər bu baş verməyib. Hər hansı bir kosmik cismə nə qədər yaxından baxsanız, o qədər çox sirlər var. Phobos da istisna deyil. Görün onun səthi boyunca hansı qəribə strukturlar axır. Onların meydana gəlməsini izah etməyə çalışan bir neçə fiziki nəzəriyyə artıq mövcuddur. Bu kiçik çuxur və şırım xətləri meridianlara bənzəyir. Amma hələ heç kim onların əmələ gəlməsinin fiziki nəzəriyyəsini təklif etməyib.
Bütün kiçik peyklərdə çoxsaylı zərbə işarələri var. Zaman-zaman bir-biri ilə və uzaqdan gələn cisimlərlə toqquşur, ayrı-ayrı hissələrə parçalanır, hətta birləşə bilirlər. Ona görə də onların uzaq keçmişini və mənşəyini bərpa etmək asan olmayacaq. Lakin peyklər arasında genetik olaraq planetlə əlaqəli olanlar var, çünki onlar ekvator müstəvisində onun yanında hərəkət edirlər və çox güman ki, onunla ümumi mənşəlidirlər.
Böyük planet kimi peyklər xüsusi maraq doğurur. Yupiterdə dörd; bunlar "Qaliley" adlanan peyklərdir - İo, Avropa, Qanymede və Callisto. Saturnda qüdrətli Titan öz ölçüsü və kütləsi ilə seçilir. Bu peyklər daxili parametrlərinə görə planetlərdən demək olar ki, fərqlənmir. Sadəcə olaraq, onların Günəş ətrafında hərəkəti daha da kütləvi cisimlər - ana planetlər tərəfindən idarə olunur.
Burada qarşımızda Yer və Ay var və miqyasın yanında Saturnun peyki Titan var. Sıx atmosferi olan, səthində metan, etan və propandan ibarət böyük maye "dənizləri" olan gözəl kiçik planet. Titan səthinin temperaturunda (-180 ° C) maye formada olan maye qaz dənizləri. Çox cəlbedici bir planet, çünki üzərində işləmək asan və maraqlı olacaq - atmosfer sıxdır, kosmik şüalardan etibarlı şəkildə qoruyur və tərkibinə görə Yer atmosferinə yaxındır, çünki o, azotdan da məhrum olsa da, əsasən azotdan ibarətdir. oksigen. Orada vakuum kostyumlarına ehtiyac yoxdur, çünki atmosfer təzyiqi demək olar ki, Yerdəki kimidir, hətta bir az daha çoxdur. İsti geyinin, kürəyinizdə oksigen şüşəsi daşıyın və Titan üzərində asanlıqla işləyəcəksiniz. Yeri gəlmişkən, bu, yeganə (Aydan başqa) peykdir ki, onun səthinə kosmik gəmi endirmək mümkün olub. Bu, Cassini (NASA, ESA) göyərtəsində orada uçan Huygens idi və eniş olduqca uğurlu oldu.
Titanın səthində çəkilmiş yeganə şəkil budur. Temperatur aşağıdır, buna görə də bloklar çox soyuq su buzudur. Biz buna əminik, çünki Titan ümumiyyətlə, əksər hallarda su buzundan ibarətdir. Rəngi qırmızı-qırmızı; bu təbiidir və Titan atmosferində günəşin ultrabənövşəyi şüalarının təsiri altında kifayət qədər mürəkkəb üzvi maddələrin ümumi adı "tolinlər" altında sintez edilməsi ilə əlaqələndirilir. Bu maddələrdən gələn duman, əsasən narıncı və qırmızı rəngləri səthə ötürür, onu kifayət qədər güclü şəkildə səpələyir. Buna görə də Titanın coğrafiyasını kosmosdan öyrənmək olduqca çətindir. Radar kömək edir. Bu mənada vəziyyət Veneranı xatırladır. Yeri gəlmişkən, Titanda atmosferin dövranı da Venera tiplidir: yarımkürələrin hər birində bir güclü siklon.
Digər nəhəng planetlərin peykləri də orijinaldır. Bu, Yupiterin ən yaxın peyki İodur. O, Yerdən Ay ilə eyni məsafədədir, lakin Yupiter nəhəngdir, yəni onun peykində çox güclü hərəkət edir. Yupiter peykin bağırsaqlarını əridib və onun üzərində çoxlu aktiv vulkanlar (qara nöqtələr) görürük. Ejektanın vulkanların ətrafında ballistik trayektoriyalar boyunca düşdüyü görülə bilər. Axı orada praktiki olaraq atmosfer yoxdur, ona görə də vulkandan atılanlar parabolada (yaxud ellipsdə?) uçur. Io səthində aşağı çəkisi yüksək emissiyalar üçün şərait yaradır: 250-300 km yuxarı, hətta düz kosmosa!
Yupiterdən gələn ikinci peyk Avropadır. Bizim Antarktida kimi buz qabığı ilə örtülmüşdür. Qalınlığı 25-30 km hesab edilən yer qabığının altında maye su okeanı var. Buz səthi çoxsaylı qədim çatlarla örtülmüşdür. Lakin buzaltı okeanın təsiri altında buz təbəqələri yavaş-yavaş hərəkət edir və beləliklə, yer qitələrinin sürüşməsinə bənzəyir.
Buzdakı çatlar vaxtaşırı açılır və oradan fəvvarələrdə su qaçır. İndi biz bunu dəqiq bilirik, çünki biz Hubble Kosmik Teleskopunun köməyi ilə fəvvarələri gördük. Bu, Avropanın sularını kəşf etmək perspektivini açır. Bu barədə artıq bir şey bilirik: bu, maqnit sahəsinin göstərdiyi kimi, elektrik cərəyanını yaxşı keçirən duzlu sudur. Onun temperaturu yəqin ki, otaq temperaturuna yaxındır, lakin onun bioloji tərkibi haqqında hələ heç nə bilmirik. Mən bu suyu götürüb təhlil etmək istərdim. Və bu məqsədlə artıq ekspedisiyalar hazırlanır.
Planetlərin digər böyük peykləri, o cümlədən Ayımız da az maraqlı deyil. Əslində, onlar peyk planetlərinin müstəqil qrupunu təmsil edirlər.
Burada Merkuri ilə müqayisədə ən böyük peyklər eyni miqyasda göstərilir. Onlar heç bir şəkildə ondan aşağı deyillər və təbiətlərinə görə bəziləri daha maraqlıdır.
