Divovske planete, njihovi prstenovi i satelitske planete. Prezentacija na temu planeta - divovi Prezentacija planeta divovi za djecu

SAŽETAK

ASTRONOMIJA

NA TEMU:

"Džinovske planete"

Rad je uradio učenik 11 "B" razreda

gimnazija broj 4

Fomin Maxim

Provjereno Tiptyareva V.V.

Mytishchi, 2001.

gigantske planete

Razlika između džinovskih i zemaljskih planeta

opšte karakteristike

Atmosfera

Jupiterov prsten

Jupiterovi unutrašnji i spoljašnji meseci

Atmosfera i sloj oblaka

Magnetna svojstva Saturna

Saturnovi sateliti

Opće informacije

Istorija otkrića

Karakteristike rotacije Urana

Hemijski sastav, fizički uslovi i struktura Urana

Prstenovi Urana

Magnetosfera

Mjeseci Urana

Opće informacije

Istorija otkrića

Hemijski sastav, fizički uslovi i unutrašnja struktura

Mjeseci Neptuna

Prstenovi Neptuna

Magnetosfera

7. Spisak korišćene literature

GIANT PLANETS

Jupiter, Saturn, Uran i Neptun predstavljaju Jupiterovu grupu planeta, odnosno grupu džinovskih planeta, iako njihovi veliki prečnici nisu jedina karakteristika koja razlikuje ove planete od zemaljskih planeta. Džinovske planete imaju nisku gustinu, kratak period dnevne rotacije i, posljedično, značajnu kompresiju na polovima; njihove vidljive površine dobro reflektiraju, odnosno, drugim riječima, raspršuju sunčeve zrake.

Odavno je utvrđeno da se atmosfera džinovskih planeta sastoji od metana, amonijaka, vodonika i helijuma. Apsorpcione trake metana i amonijaka u spektrima velikih planeta vidljive su u velikom broju. Štaviše, s prijelazom s Jupitera na Neptun, metanski pojasevi se postepeno povećavaju, a amonijačne trake slabe. Glavni dio atmosfere džinovskih planeta ispunjen je gustim oblacima, preko kojih se proteže prilično proziran plinoviti sloj, gdje „plutaju“ male čestice, vjerovatno kristali smrznutog amonijaka i metana.

Sasvim je prirodno da se među džinovskim planetama najbolje proučavaju dvije najbliže nama, Jupiter i Saturn.

Budući da Uran i Neptun trenutno ne privlače veliku pažnju naučnika, zadržimo se detaljnije na Jupiteru i Saturnu. Osim toga, značajan dio pitanja koja se mogu riješiti u vezi sa opisom Jupitera i Saturna odnosi se i na Neptun.

Jupiter je jedna od najneverovatnijih planeta u Sunčevom sistemu i njemu posvećujemo mnogo više pažnje nego Saturnu. Ono što je neobično kod ove planete nije njeno prugasto tijelo s prilično brzim kretanjem tamnih traka i promjenom njihove širine, a ne ogromna crvena mrlja, čiji je promjer oko 60.000 km. km., menjajući svoju boju i sjaj s vremena na vreme, i, konačno, ne njenu „dominantnu” poziciju u planetarnoj porodici u smislu veličine i mase. Neobično je to što je Jupiter, kako pokazuju radioastronomska posmatranja, izvor ne samo termičke, već i takozvane netermalne radio emisije. Općenito, za planete koje karakteriziraju tihi procesi, netermalna radio emisija je potpuno neočekivana.

Činjenica da su Venera, Mars, Jupiter i Saturn izvori toplotne radio-emisije sada je čvrsto utvrđena i ne izaziva nikakvu sumnju među naučnicima. Ova radio-emisija se u potpunosti poklapa sa toplotnim zračenjem planeta i predstavlja "ostatak", tačnije, niskofrekventni "rep" toplotnog spektra zagrejanog tela. Pošto je mehanizam toplotne radio emisije dobro poznat, ovakva opažanja omogućavaju merenje temperature planeta. Toplotna radio emisija se snima pomoću radio teleskopa centimetarskog dometa. Već prva zapažanja Jupitera na talasu 3 cm dao je temperaturu radio emisije istu kao i radiometrijska posmatranja u infracrvenim zracima. U prosjeku, ova temperatura je oko -150°C. Ali dešava se da odstupanja od ove prosječne temperature dosežu 50-70, a ponekad i 140°C, kao, na primjer, u aprilu-maju 1958. Nažalost, još nije bilo moguće saznati da li su ova odstupanja radio-emisije, uočene na istoj talasnoj dužini, povezana sa rotacijom planete. A poenta ovdje, očito, nije u tome da je kutni promjer Jupitera upola najbolja rezolucija od najvećih radio-teleskopa i da je, posljedično, nemoguće promatrati pojedine dijelove površine. Postojećih opservacija je još uvijek vrlo malo kako bi se odgovorilo na ova pitanja.

Što se tiče poteškoća povezanih s niskom rezolucijom radio-teleskopa, u odnosu na Jupiter, može se pokušati zaobići. Potrebno je samo pouzdano utvrditi, na osnovu zapažanja, period anomalne radio-emisije, a zatim ga uporediti sa periodom rotacije pojedinih zona Jupitera. Podsjetimo da je period 9 sati i 50 minuta period rotacije njegove ekvatorijalne zone. Period za zone umjerenih geografskih širina je 5 - 6 min. veći (općenito, na površini Jupitera postoji do 11 struja s različitim periodima).

Stoga nas daljnja zapažanja mogu dovesti do konačnog rezultata. Pitanje odnosa između anomalne radio-emisije Jupitera i perioda njegove rotacije nije od male važnosti. Ako se, na primjer, pokaže da izvor ovog zračenja nije povezan s površinom Jupitera, tada će biti potrebe za marljivijim traganjem za njegovom vezom sa sunčevom aktivnošću.

Ne tako davno, zaposlenici Kalifornijskog instituta za tehnologiju Rakhakrishnan i Roberts posmatrali su radio emisije sa Jupitera na decimetarskim talasima (31 cm) . Koristili su interferometar sa dva parabolična ogledala, što im je omogućilo da razdvoje ugaone dimenzije izvora, koji je prsten u ravni Jupiterovog ekvatora, prečnika od oko tri planetarna prečnika. Temperatura Jupitera, koja je određena na decimetarskim talasima, pokazala se previsokom da bi se priroda izvora ove radio emisije mogla smatrati toplotnom. Očigledno, ovdje imamo posla sa zračenjem koje potiče od nabijenih čestica zarobljenih Jupiterovim magnetnim poljem, a koje su također koncentrisane u blizini planete zbog značajnog gravitacionog polja.

Tako su radioastronomska posmatranja postala moćan način proučavanja fizičkih uslova u atmosferi Jupitera.

Ukratko smo govorili o dvije vrste radio-emisije sa Jupitera. Ovo je, prvo, uglavnom toplotna radio emisija atmosfere, koja se posmatra na centimetarskim talasnim dužinama. Drugo, radio emisija na decimetarskim talasima, koja je, po svoj prilici, netermalne prirode.

Zaustavimo se ukratko na trećem tipu Jupiterove radio-emisije, koji je, kao što je već spomenuto, neobičan za planete. Ova vrsta radio-emisije ima i netermalnu prirodu i snima se na radio talasima dužine nekoliko desetina metara.

Naučnici su svjesni intenzivnih bučnih oluja i naleta "poremećenog" Sunca. Još jedan dobro poznati izvor takve radio emisije je takozvana Rakova maglina. Prema predstavama o fizičkim prilikama u atmosferama i na površinama planeta, koje su postojale prije 1955. godine, niko se nije nadao da će barem jedna od planeta moći "disati" na način objekata različite prirode - Sunce ili Rakova maglina. Stoga ne čudi što je 1955. posmatrači Rakovine magline registrovali su diskretni izvor radio-emisije promenljivog intenziteta, nisu odmah odlučili da je pripišu Jupiteru. No, u ovom smjeru nije pronađen nijedan drugi objekt, pa je sva "krivica" za pojavu prilično značajne radio-emisije na kraju stavljena na Jupiter.

Karakteristična karakteristika Jupiterovog zračenja je da radio rafali ne traju dugo (0,5 - 1,5 sek.) Stoga, u potrazi za mehanizmom radio talasa u ovom slučaju, treba poći od pretpostavke ili o diskretnoj prirodi izvor (slično pražnjenjima), ili prilično uska usmjerenost zračenja ako izvor radi kontinuirano. Jedan od mogućih razloga nastanka Jupiterovih radio eksplozija objašnjen je hipotezom da se u atmosferi planete pojavljuju električna pražnjenja nalik munji. Ali kasnije se ispostavilo da bi za formiranje tako intenzivnih radio eksplozija Jupitera, snaga pražnjenja trebala biti skoro milijardu puta veća nego na Zemlji. To znači da ako se radio emisija Jupitera javlja zbog električnih pražnjenja, onda potonje mora biti potpuno drugačije prirode od onih koje nastaju tijekom grmljavine na Zemlji. Od ostalih hipoteza, pažnju zaslužuje pretpostavka da je Jupiter okružen jonosferom. U ovom slučaju izvor pobuđivanja jonizovanog gasa mogu biti udarni talasi sa frekvencijama od 1 – 25 MHz. Da bi takav model bio konzistentan s periodičnim kratkotrajnim radio rafalima, treba pretpostaviti da radio emisija ulazi u svjetski prostor unutar granica stošca čiji se vrh poklapa sa pozicijom izvora, a ugao na vrhu je oko 40°.Takođe je moguće da su udarni talasi uzrokovani procesima koji se dešavaju na površini planete, tačnije da je ovde reč o manifestaciji vulkanske aktivnosti. S tim u vezi, potrebno je revidirati model unutrašnje strukture džinovskih planeta. Što se tiče konačnog rasvjetljavanja mehanizma nastanka Jupiterove niskofrekventne radio emisije, odgovor na ovo pitanje treba pripisati budućnosti. Sada možemo samo reći da izvori ovog zračenja, na osnovu osmogodišnjih osmatranja, nisu promijenili svoj položaj na Jupiteru. Stoga možemo misliti da su povezani sa površinom planete.

Tako su radijska posmatranja Jupitera nedavno postala jedna od najefikasnijih metoda za proučavanje ove planete. I iako je, kao što se često događa na početku nove faze istraživanja, tumačenje rezultata radio-osmatranja Jupitera povezano s velikim poteškoćama, opće mišljenje o njemu kao o hladnoj i "mirnoj" planeti prilično se dramatično promijenilo.

Zapažanja pokazuju da na vidljivoj površini Jupitera ima mnogo mrlja, različitih po obliku, veličini, svjetlini, pa čak i boji. Lokacija i izgled ovih mrlja mijenjaju se prilično brzo, i to ne samo zbog brze dnevne rotacije planete. Postoji nekoliko razloga za ove promjene. Prvo, to je intenzivna atmosferska cirkulacija, slična onoj koja se javlja u Zemljinoj atmosferi zbog prisustva različitih linearnih brzina rotacije pojedinih slojeva zraka; drugo, nejednako zagrijavanje solarnim zracima dijelova planete koji se nalaze na različitim geografskim širinama. Važnu ulogu može imati i unutrašnja toplota, čiji je izvor radioaktivni raspad elemenata.

Ako Jupiter fotografišete dugo (recimo, nekoliko godina) u trenucima najpovoljnijih atmosferskih uslova, tada možete primijetiti promjene koje se dešavaju na Jupiteru, odnosno u njegovoj atmosferi. Astronomi iz različitih zemalja sada posvećuju veliku pažnju opažanjima ovih promjena (kako bi ih objasnili). Grčki astronom Phokas, upoređujući karte Jupitera stvorene u različitim periodima (ponekad u razmaku od desetina godina), došao je do zaključka da su promjene u atmosferi Jupitera povezane s procesima koji se dešavaju na Suncu.

Nema sumnje da tamne mrlje Jupitera pripadaju gustom sloju neprekidnih oblaka koji okružuju planetu. Iznad ovog sloja je prilično razrijeđena plinovita ovojnica.

Atmosferski pritisak koji stvara gasoviti deo Jupiterove atmosfere na nivou oblaka verovatno ne prelazi 20 - 30mm. živin stub . Barem, plinoviti omotač tokom posmatranja Jupitera kroz filter plave svjetlosti jedva primjetno smanjuje kontraste između tamnih mrlja i svijetle okoline. Stoga je općenito plinoviti sloj Jupiterove atmosfere prilično proziran. O tome svjedoče i fotometrijska mjerenja raspodjele svjetline duž Jupiterovog prečnika. Pokazalo se da je smanjenje svjetline prema rubu slike planete gotovo isto i kod plavih i kod crvenih zraka. Treba napomenuti da svakako ne postoji oštra granica između slojeva oblaka i gasa na Jupiteru, te stoga gornju vrijednost pritiska na nivou oblaka treba smatrati približnom.

Hemijski sastav atmosfere Jupitera, kao i drugih planeta, počeo se proučavati još početkom 20. stoljeća. Jupiterov spektar ima veliki broj intenzivnih traka lociranih kako u vidljivom tako iu infracrvenom području. Godine 1932 skoro svaka od ovih traka je identifikovana sa metanom ili amonijakom.

Američki astronomi Dunham, Adel i Slipher proveli su specijalne laboratorijske studije i otkrili da je količina amonijaka u Jupiterovoj atmosferi ekvivalentna sloju debelom8 m pod pritiskom 1 atm., dok je količina metana 45 m na pritisku 45 atm.

Glavni sastojak Jupiterove atmosfere je vjerovatno vodonik. Nedavno je ova pretpostavka potvrđena zapažanjima.

Saturn je nesumnjivo najljepša planeta u Sunčevom sistemu. Gotovo uvijek u vidnom polju teleskopa, posmatrač vidi ovu planetu, okruženu prstenom, koji je, pri bližem posmatranju, sistem od tri prstena. Istina, ovi prstenovi su međusobno odvojeni prazninama niskog kontrasta, tako da nije uvijek moguće vidjeti sva tri prstena. Ako se Saturn promatra u najboljim atmosferskim uvjetima (sa blagim turbulentnim potresanjem slike, itd.) i s povećanjem od 700–800 puta, tada su čak i na svakom od tri prstena tanke koncentrične pruge jedva vidljive, nalik prazninama između prstenje. Najlakši i najširi je srednji prsten, a najslabiji po svjetlini je unutrašnji. Spoljni prečnik sistema prstenova je skoro 2,4, a unutrašnji 1,7 puta veći od prečnika planete.

Nedavno se moskovski astronom MS Bobrov bavio najozbiljnijim proučavanjem prstenova Saturna u našoj zemlji. Koristeći podatke iz posmatranja promjena svjetline prstenova u zavisnosti od njihovog položaja u odnosu na Zemlju i Sunce, odnosno na takozvani fazni ugao, odredio je veličinu čestica koje čine prstenove.

Ispostavilo se da čestice koje čine prstenove dosežu nekoliko centimetara, pa čak i metara u prečniku. Prema proračunima M. S. Bobrova, debljina prstenova Saturna ne prelazi 10-20 km.

Poput Jupitera, Saturn ima tamne trake koje idu paralelno sa ekvatorom. Baš kao i Jupiter, Saturn se odlikuje različitom brzinom rotacije za zone sa različitim geografskim širinama. Istina, pruge na Saturnovom disku su postojanije i broj detalja je manji od Jupiterovog.

RAZLIKA PLANETA DŽIVOVA OD ZEMLJSKIH PLANETA

Merkur, Venera, Zemlja i Mars razlikuju se od planeta divova po manjoj veličini, manjoj masi, većoj gustini, sporijoj rotaciji, znatno razrijeđenijoj atmosferi (na Merkuru praktički nema atmosfere, pa je njegova dnevna hemisfera veoma vruća; sve džinovske planete su okruženi snažnim proširenim atmosferama), mali broj satelita ili njihovo odsustvo.

Pošto su džinovske planete udaljene od Sunca, njihova temperatura (barem iznad njihovih oblaka) je veoma niska: na Jupiteru - 145 C, na Saturnu - 180 C, na Uranu i Neptunu još niža. A temperatura zemaljskih planeta je mnogo viša (do plus 500 C na Veneri). Niska prosječna gustina džinovskih planeta može se objasniti činjenicom da se ona dobije dijeljenjem mase sa vidljivom zapreminom, a zapreminu procjenjujemo neprozirnim slojem ogromne atmosfere. Mala gustina i obilje vodonika razlikuju ove divovske planete od drugih planeta.

PAGE_BREAK--YU P I T E R

OPĆE KARAKTERISTIKE

Jupiter je druga najsjajnija planeta u Sunčevom sistemu nakon Venere. Ali ako se Venera može vidjeti samo ujutro ili uveče, Jupiter ponekad blista cijelu noć. Zbog sporog, veličanstvenog kretanja ove planete, stari Grci su joj dali ime svog vrhovnog boga Zeusa; u rimskom panteonu njemu je odgovarao Jupiter.

Jupiter je dvaput igrao važnu ulogu u istoriji astronomije. Postala je prva planeta na kojoj su otkriveni mjeseci. Godine 1610. Galileo je, usmjeravajući teleskop na Jupiter, primijetio četiri zvijezde pored planete, nevidljive golim okom. Sljedećeg dana promijenili su svoje pozicije i u odnosu na Jupiter i u odnosu jedan prema drugom. Posmatrajući ove zvijezde, Galileo je zaključio da posmatra satelite Jupitera, koji su se formirali oko njega kao centralna svjetiljka.Ovo je smanjeni model Sunčevog sistema. Brzo i vrlo vidljivo kretanje Jupiterovih Galilejskih satelita - Io, Europa, Ganimed i Kalisto - čini ih pogodnim "nebeskim satom", a mornari su ih dugo koristili za određivanje položaja broda na otvorenom moru.

Drugom prilikom, Jupiter i njegovi sateliti pomogli su u rješavanju jedne od najstarijih misterija: da li se svjetlost širi trenutno ili je njena brzina konačna? Redovno posmatrajući pomračenja Jupiterovih satelita i upoređujući ove podatke sa rezultatima preliminarnih proračuna, danski astronom Ole Römer je 1675. godine otkrio da se opažanja i proračuni razlikuju ako su Jupiter i Zemlja na suprotnim stranama Sunca. U ovom slučaju, pomračenja satelita kasne oko 1000 s. Römer je došao do ispravnog zaključka da je 1000 s. - to je upravo ono što svjetlosti treba da pređe Zemljinu orbitu u prečniku. Pošto je prečnik Zemljine orbite 300 miliona kilometara, brzina svetlosti je blizu 300.000 km/s.

Jupiter je džinovska planeta koja sadrži više od 2/3 našeg cjelokupnog planetarnog sistema. Jupiterova masa je 318 Zemljinih. Njegova zapremina je 1300 puta veća od zapremine Zemlje. Prosječna gustina Jupitera je 1330 kg/m^3, što je uporedivo sa gustinom vode i četiri puta manje od gustine Zemlje. Vidljiva površina planete je 120 puta veća od površine Zemlje. Jupiter je ogromna lopta vodonika, po hemijskom sastavu gotovo identična Suncu. Ali temperatura na Jupiteru je užasno niska: -140S.

Jupiter brzo rotira (period rotacije 9 sati 55 minuta 29 sekundi). Zbog djelovanja centrifugalnih sila, planeta se primjetno spljoštila, a njen polarni radijus postao je 4400 km manji od ekvatorijalnog, jednak 71400 km. Jupiterovo magnetno polje je 12 puta jače od Zemljinog.

Jupiter je posjetilo pet američkih svemirskih letjelica: 1973. - "Pionir-10", 1974. - "Pioneer-11". U martu i julu 1979. godine posjetila su ga veća i "pametnija" vozila - Voyager 1 i -2. U decembru 1995. do njega je doletjela međuplanetarna stanica Galileo, koja je postala prvi vještački satelit Jupitera i bacila sondu u njegovu atmosferu .

Napravićemo i malo mentalno putovanje duboko u Jupiter.

ATMOSFERA

Jupiterova atmosfera je ogroman bijesni dio planete, koji se sastoji od vodonika i helijuma. Mehanizam koji pokreće opću cirkulaciju na Jupiteru je isti kao i na Zemlji: razlika u količini topline primljene od Sunca na polovima i ekvatoru uzrokuje pojavu hidrodinamičkih tokova, koji se u zonskom smjeru odbijaju od strane Coriolisa. sila. Uz rotaciju brzu kao Jupiter, strujne linije su skoro paralelne sa ekvatorom. Slika je komplikovana konvektivnim pokretima, koji su intenzivniji na granicama između hidrodinamičkih tokova različitih brzina. Konvektivni pokreti nose materiju boje, čije prisustvo objašnjava blago crvenkastu boju Jupitera. U području tamnih traka konvektivna kretanja su najjača, što objašnjava njihovu intenzivniju obojenost.

Baš kao iu Zemljinoj atmosferi, na Jupiteru se mogu formirati cikloni. Procjene pokazuju da veliki cikloni, ako se formiraju u Jupiterovoj atmosferi, mogu biti vrlo stabilni (životni vijek do 100 hiljada godina). Vjerovatno je Velika crvena mrlja primjer takvog ciklona. Slike Jupitera dobijene pomoću opreme instalirane na američkim vozilima Pioneer-10 i Pioneer-11 pokazale su da Crvena mrlja nije jedina formacija ovog tipa: postoji nekoliko stabilnih crvenih mrlja manje veličine.

Spektroskopska zapažanja su utvrdila prisustvo molekularnog vodonika, helijuma, metana, amonijaka, etana, acetilena i vodene pare u Jupiterovoj atmosferi. Očigledno se elementarni sastav atmosfere (i cijele planete u cjelini) ne razlikuje od solarnog (90% vodonika, 9% helijuma, 1% težih elemenata).

Ukupni pritisak na gornjoj granici sloja oblaka je oko 1 atm. Oblačni sloj ima složenu strukturu. Gornji sloj se sastoji od kristala amonijaka, a ispod treba da se nalaze oblaci kristala leda i kapljica vode.

Temperatura infracrvenog sjaja Jupitera, mjerena u intervalu 8-14 mikrona, jednaka je 128-130K u centru diska. Ako uzmemo u obzir temperaturne dijelove duž središnjeg meridijana i ekvatora, možemo vidjeti da je temperatura mjerena na rubu diska niža nego u centru. Ovo se može objasniti na sljedeći način. Na ivici diska, linija vida je koso, a efektivni nivo zračenja (tj. nivo na kojem se postiže optička debljina =1) nalazi se u atmosferi na većoj visini nego u centru disk. Ako temperatura u atmosferi pada sa povećanjem nadmorske visine, tada će svjetlina i temperatura na rubu biti nešto manje. Sloj amonijaka debljine nekoliko centimetara (pri normalnom pritisku) je već praktično neproziran za infracrveno zračenje u rasponu od 8 - 14 mikrona. Otuda slijedi da temperatura infracrvenog sjaja Jupitera pripada prilično visokim slojevima njegove atmosfere. Raspodjela intenziteta u SN opsezima pokazuje da je temperatura oblaka mnogo viša (160 - 170K) Na temperaturama ispod 170K, amonijak (ako njegova količina odgovara spektroskopskim opažanjima) treba da se kondenzuje; stoga se pretpostavlja da je Jupiterov oblak oblaka barem djelimično sastavljen od amonijaka. Metan se kondenzira na nižim temperaturama i ne može sudjelovati u formiranju oblaka na Jupiteru.

Svetlosna temperatura od 130K je primetno viša od ravnotežne temperature, odnosno one koju bi trebalo da ima telo koje svetli samo usled reemisije sunčevog zračenja. Proračuni koji uzimaju u obzir mjerenje reflektivnosti planete dovode do ravnotežne temperature od oko 100K. Značajno je da je vrijednost svjetline temperature od oko 130 K dobijena ne samo u uskom rasponu od 8-14 mikrona, već i daleko izvan njega. Dakle, ukupno zračenje Jupitera je 2,9 puta veće od energije primljene od Sunca, a većina energije koju zrači je zbog unutrašnjeg izvora toplote. U tom smislu, Jupiter je bliži zvezdama nego zemaljskim planetama. Međutim, izvor Jupiterove unutrašnje energije nisu, naravno, nuklearne reakcije. Očigledno se emituje rezerva energije akumulirana tokom gravitacione kontrakcije planete (u procesu formiranja planete iz protoplanetarne magline, gravitacione, kada mora proći gravitaciona energija prašine i gasa koji formiraju planetu u kinetičku, a zatim u toplotnu energiju).

Prisustvo velikog unutrašnjeg toplotnog toka znači da temperatura raste prilično brzo sa dubinom. Prema najvjerovatnijim teorijskim modelima, dostiže 400K na dubini od 100 km ispod vrha oblaka, a na dubini od 500 km dostiže oko 1200K. A proračuni unutrašnje strukture pokazuju da je atmosfera Jupitera veoma duboka - 10.000 km, ali treba napomenuti da je većina planete (ispod ove granice) u tečnom stanju. U ovom slučaju, vodonik je u degenerisanom, što je ista stvar, u metalnom stanju (elektroni su otkinuti od protona). Istovremeno, u samoj atmosferi, vodonik i helijum, strogo govoreći, nalaze se u superkritičnom stanju: gustoća u donjim slojevima dostiže 0,6-0,7 g / cm³, a svojstva su više poput tekućine nego plina. U samom centru planete (prema proračunima na dubini od 30.000 km) može postojati čvrsta jezgra teških elemenata, nastala kao rezultat adhezije metalnih čestica i kamenih formacija.

PRSTEN JUPITERA.

Jupiter donosi mnoga iznenađenja: stvara snažne aurore, jak radio-šum, u blizini njega međuplanetarna vozila posmatraju oluje prašine - tokove malih čvrstih čestica izbačenih kao rezultat elektromagnetnih procesa u Jupiterovoj magnetosferi. Male čestice koje primaju električni naboj kada su ozračene solarnim vjetrom imaju vrlo zanimljivu dinamiku: kao srednji slučaj između makro i mikro objekata, one približno jednako reagiraju i na gravitacijsko i na elektromagnetno polje.

Od tako malih kamenih čestica uglavnom se sastoji Jupiterov prsten, otkriven u martu 1979. (indirektno otkriće prstena 1974., prema Pioneer-u, ostalo je neprepoznato). Njegov glavni dio ima radijus od 123-129 hiljada km. Ovaj ravan prsten je debeo oko 30 km i vrlo je rijedak - odbija samo nekoliko hiljaditih procenta upadne svjetlosti. Blijede strukture prašine protežu se od glavnog prstena do površine Jupitera i formiraju debeli oreol iznad prstena, koji se proteže do najbližih mjeseca. Skoro je nemoguće vidjeti Jupiterov prsten sa Zemlje: vrlo je tanak i stalno okrenut ka posmatraču ivicom zbog malog nagiba Jupiterove ose rotacije prema ravni njegove orbite.

UNUTRAŠNJI I VANJSKI SATELITI JUPITERA.

Jupiter ima 16 mjeseci. Dva od njih - Io i Evropa - veličine su našeg Meseca, a druga dva - Ganimed i Kalisto - nadmašili su ga u prečniku za oko jedan i po puta. Kalisto je po veličini jednak Merkuru, a Ganimed ga je pretekao. Istina, oni su udaljeniji od svoje planete nego što je Mjesec od Zemlje. Samo je Io vidljiv na nebu Jupitera kao svijetli crvenkasti disk (ili polumjesec) veličine Mjeseca, Evropa, Ganimed i Kalisto izgledaju nekoliko puta manji od Mjeseca.

Jupiterova dominacija je prilično opsežna: osam spoljnih meseci toliko su udaljeni od njega da se golim okom ne mogu posmatrati sa same planete. Porijeklo satelita je misteriozno: polovina njih se kreće oko Jupitera u suprotnom smjeru (u poređenju sa cirkulacijom ostalih 12 satelita i smjerom dnevne rotacije same planete). Jupiterov najudaljeniji mjesec je 200 puta udaljeniji od najbližeg. Na primjer, ako sletite na jedan od najbližih satelita, tada će narančasti disk planete zauzeti pola neba. A iz orbite najudaljenijeg satelita, disk giganta Jupitera izgledat će gotovo upola manji od mjeseca.

Jupiterovi meseci su najzanimljiviji svetovi, svaki sa svojim licem i istorijom, koji su nam otkriveni tek u svemirskom dobu.

I o tome

Ovo je Jupiteru najbliži Galilejev satelit, udaljen je 422 hiljade km od centra planete, odnosno malo dalje od Mjeseca od Zemlje. Zbog ogromne mase Jupitera, period Ioove revolucije je mnogo kraći od lunarnog meseca i iznosi samo 42,5 sata.Za posmatrača kroz teleskop ovo je najnemirniji satelit: skoro svaki dan Io je vidljiv u novom mjesto, koje se kreće s jedne strane Jupitera na drugu.

U smislu mase i radijusa (1815 km), Io je sličan Mjesecu. Najsenzacionalnija karakteristika Ia je da je vulkanski aktivan! Na njegovoj žuto-narandžastoj površini, Voyageri su otkrili 12 aktivnih vulkana, izbacujući sultane do 300 km u visinu. Glavni emitirani plin je sumpor dioksid, koji se zatim smrzava na površini kao bijela krutina. Dominantna narandžasta boja satelita je zbog jedinjenja sumpora. Vulkanski aktivni regioni Ioa se zagrevaju do 300°C.

Fontana gasa visoka 300 km stalno se uzdiže iznad planete. Snažna podzemna tutnjava potresa tlo, kamenje izleti iz otvora vulkana velikom brzinom (do 1 km/s), a nakon slobodnog atmosferskog pada sa velike visine, ruši se na površinu stotinama kilometara od vulkan. Iz nekih vulkanskih kaldera (tzv. udubljenja u obliku kotla nastala kao rezultat urušavanja vrha vulkana), rastopljeni crni sumpor prska i širi se u vrućim rijekama. Fotografije Voyagera prikazuju crna jezera, pa čak i čitava mora rastopljenog sumpora.

Najveće more lave u blizini vulkana Loki ima promjer od 20 km. U njegovom središtu je napuklo narandžasto ostrvo čvrstog sumpora. Crna mora Ioa njišu se u narandžastim obalama, a na nebu iznad njih visi glavnina Jupitera...

Postojanje ovakvih pejzaža inspirisalo je mnoge umetnike.

Vulkanska aktivnost Ioa je posljedica gravitacionog utjecaja drugih tijela Jupiterovog sistema na njega. Prije svega, sama džinovska planeta je svojom snažnom gravitacijom stvorila dvije plimne grbe na površini satelita, koje su usporile rotaciju Ia, tako da je uvijek okrenut Jupiteru jednom stranom - kao Mjesec prema Zemlji. Iova orbita nije tačan krug, grbe se lagano kreću duž njegove površine, što dovodi do zagrijavanja unutrašnjih slojeva planete. U još većoj mjeri, ovaj efekat je uzrokovan plimnim efektima drugih masivnih satelita Jupitera, prije svega Evrope najbliže Iu. Stalno zagrijavanje crijeva dovelo je do činjenice da je Io vulkanski najaktivnije tijelo u Sunčevom sistemu.

Za razliku od kopnenih vulkana, u kojima su snažne erupcije epizodične, vulkani na Iou su gotovo neprekidni, iako njihova aktivnost može varirati. Vulkani i gejziri izbacuju dio materije čak i u svemir. Stoga se plazma oblak joniziranih atoma kisika i sumpora i neutralni oblaci atomskog natrijuma i kalija proteže duž Iove orbite.

Na Iou nema udarnih kratera zbog intenzivne vulkanske prerade površine. Ima kamene masive visoke do 9 km. Gustina Io je prilično visoka - 3000 kg/m^3. Ispod djelomično rastopljene ljuske silikata u središtu satelita nalazi se jezgro s visokim sadržajem željeza i njegovih spojeva.

Nastavak
--PAGE_BREAK-- Evropa

Evropa ima radijus nešto manji od poluprečnika Io - 1569 km. Od Galilejevih satelita, Evropa ima najsjajniju površinu sa jasnim znakovima vodenog leda. Postoji pretpostavka da se ispod ledene kore nalazi vodeni okean, a ispod njega čvrsto silikatno jezgro. Gustina Evrope je veoma visoka - 3500 kg/m3. Ovaj satelit je 671.000 km udaljen od Jupitera.

Geološka istorija Evrope nema nikakve veze sa istorijom susednih satelita. Evropa je jedno od najglatkijih tijela u Sunčevom sistemu: na njoj nema brda viših od sto metara. Cijela ledena površina satelita prekrivena je mrežom traka velike dužine. Tamne pruge duge hiljade kilometara su tragovi globalnog sistema pukotina širom Evrope. Postojanje ovih pukotina objašnjava se činjenicom da je površina leda prilično pokretna i da se više puta cijepala od unutrašnjih naprezanja i velikih tektonskih procesa.

Zbog činjenice da je površina mlada (samo 100 miliona godina), krateri udarnih meteorita su gotovo nevidljivi, koji su u velikom broju nastali prije 4,5 milijardi godina. Naučnici su pronašli samo pet kratera na Evropi prečnika 10-30 km.

Ganimed

Ganimed je najveći satelit planeta u Sunčevom sistemu, njegov radijus je 2631 km. Gustina je niska u odnosu na Io i Evropu, samo 1930 kg/m3. Udaljenost od Jupitera je 1,07 miliona km. Cijela površina Ganimeda može se podijeliti u dvije grupe: prva, koja zauzima 60% teritorije, je čudna traka leda nastala aktivnim geološkim procesima prije 3,5 milijardi godina; drugi, koji zauzima preostalih 40%, je drevna debela ledena kora prekrivena brojnim meteoritskim kraterima, a treba napomenuti i da je ova kora djelimično razbijena i obnovljena istim procesima kao što je gore navedeno.

Sa tačke gledišta svemirskog geologa, Ganimed je najatraktivnije telo među Jupiterovim mesecima. Ima mješoviti silikatno-ledeni sastav: omotač vodenog leda i kamenito jezgro. Njegova gustina je 1930 kg\m^3. U uslovima niskih temperatura i visokih unutrašnjih pritisaka, vodeni led može postojati u nekoliko modifikacija sa različitim tipovima kristalne rešetke. Bogata geologija Ganimeda je u velikoj mjeri određena složenim prijelazima između ovih vrsta leda. Površina satelita je napudrana slojem rastresite kameno-ledene prašine debljine od nekoliko metara do nekoliko desetina metara.

Callisto

Ovo je drugi najveći satelit u Jupiterovom sistemu, njegov radijus je 2400 km. Među Galilejskim satelitima, Kalisto je najudaljeniji: udaljenost od Jupitera je 1,88 miliona km, period rotacije je 16,7 dana. Gustoća silikatnog leda Callisto je niska - 1830 kg / m3. Površina Kalista je do granice zasićena meteoritskim kraterima. Tamna boja Callista je rezultat silikata i drugih nečistoća. Kalisto je telo sa najviše kratera u Sunčevom sistemu poznato. Ogroman udar meteorita izazvao je formiranje džinovske strukture okružene prstenastim valovima - Valhalla. U njegovom središtu nalazi se krater prečnika 350 km, a u radijusu od 2000 km od njega planinski lanci se nalaze u koncentričnim krugovima.

Jupiter unutar orbite Ia otvara nekoliko malih satelita. Tri od njih - Metis, Adrastea i Theba - otkrivene su pomoću međuplanetarnih stanica, a o njima se malo zna. Metis i Atrastea (njihovi prečnici su 40, odnosno 20 km) kreću se duž ivice glavnog Jupiterovog prstena, u jednoj orbiti sa radijusom od 128.000 km. Ovi najbrži sateliti naprave revoluciju oko giganta Jupitera za 7 sati brzinom od preko 100.000 km/h.

Udaljeniji satelit Teba nalazi se u sredini između Ia i Jupitera - na udaljenosti od 222 hiljade km od planete; njegov prečnik je oko 100 km.

Najveći unutrašnji satelit Amaltereya ima nepravilan oblik (dimenzije 270 * 165 * 150 km) i prekriven je kraterima; sastoji se od vatrostalnih stijena tamnocrvene boje. Amalteliju je otkrio američki astronom Edward Bernard 1892. godine i postala je peti otkriveni Jupiterov satelit. Rotira se u orbiti poluprečnika 181 hiljada km.

Jupiterovi unutrašnji sateliti i njegova četiri glavna mjeseca nalaze se blizu ravni planeta ekvatora u gotovo kružnim orbitama. Orbite ovih osam satelita imaju toliko male ekscentričnosti i nagibe da nijedan od njih ne odstupa od "idealne" kružne putanje za više od jednog stepena. Takvi sateliti se nazivaju regularni.

Preostalih osam satelita Jupitera su nepravilni i odlikuju se značajnim ekscentricitetima i nagibima orbite. U svom kretanju mogu promijeniti udaljenost od planete za 1,5-2 puta, dok odstupaju od njene ekvatorijalne ravni za mnogo miliona kilometara. Ovih osam spoljnih Jupiterovih satelita grupisano je u dva tima nazvana po najvećim telima: grupa Himalija, koja takođe uključuje Ledu, Lisiteju i Elaru; i grupa Pasife sa Anankeom, Karmeom i Sinopeom. Ovi sateliti su otkriveni pomoću zemaljskih teleskopa tokom 70 godina (1904-1974), a prosječni radijusi planeta grupe Himalije odgovaraju 11,1-11,7 miliona km. sateliti grupe Himalije naprave revoluciju oko Jupitera za 240-260 dana, a grupe Pasifhe za 630-760 dana, tj. preko dvije godine. Unutrašnji radijusi satelita su vrlo mali: u grupi Himalije, od 8 km kod Lede do 90 km kod Himalije; u grupi Pasiphe - od 15 do 35 km. crne su i neravne. Vanjski sateliti grupe Pasifhe okreću se oko Jupitera u suprotnom smjeru.

Naučnici još nisu došli do konsenzusa o porijeklu nepravilnih satelita (Vjeruje se da su pravilni unutrašnji sateliti nastali od cirkumplanetarnog diska plina i prašine kao rezultat adhezije mnogih malih čestica.) Jasno je samo da je hvatanje asteroida od strane Jupitera igralo je važnu ulogu u formiranju vanjskih satelita. Kompjuterski proračuni pokazuju da je grupa Pasifhe možda nastala kao rezultat planetarnog sistematskog hvatanja malih čestica i asteroida u obrnute orbite u vanjskom području cirkum-jupiterijskog diska.

S A T U R N

ATMOSFERA I SLOJ OBLAKA.

Svako ko je posmatrao planete kroz teleskop zna da je na površini Saturna, odnosno na gornjoj granici njegovog oblačnog pokrivača, primetno malo detalja i da je njihov kontrast sa okolnom pozadinom mali. Po tome se Saturn razlikuje od Jupitera, gdje ima mnogo kontrastnih detalja u obliku tamnih i svijetlih pruga, valova, nodula, što ukazuje na značajnu aktivnost njegove atmosfere.

Postavlja se pitanje da li je atmosferska aktivnost Saturna (na primjer, brzina vjetra) niža od Jupiterove, ili su detalji njegovog oblačnog pokrivača jednostavno manje vidljivi sa Zemlje zbog veće udaljenosti (oko 1,5 milijardi km). slabije osvetljenje Suncem (skoro 3,5 puta slabije od osvetljenja Jupitera)?

Voyageri su uspjeli dobiti slike Saturnovog pokrivača oblaka, koji jasno bilježe obrazac atmosferske cirkulacije: desetine pojaseva oblaka koji se protežu duž paralela, kao i pojedinačni vrtlozi. Konkretno, otkriven je analog Velike crvene mrlje Jupitera, iako manji. Utvrđeno je da su brzine vjetra na Saturnu čak i veće nego na Jupiteru: na ekvatoru 480 m/s, odnosno 1700 km/h. Broj oblačnih pojaseva je veći nego na Jupiteru i oni dosežu veće geografske širine. Tako slike oblaka pokazuju posebnost Saturnove atmosfere, koja je čak aktivnija od Jupiterove.

Meteorološke pojave na Saturnu dešavaju se na nižoj temperaturi nego u zemljinoj atmosferi. Pošto je Saturn 9,5 puta udaljeniji od Sunca od Zemlje, prima 9,5 = 90 puta manje toplote.

Temperatura planete na nivou gornje granice naoblake, gde je pritisak 0,1 atm, iznosi samo 85 K, odnosno -188 C. Zanimljivo je da se čak ni takva temperatura ne može dobiti usled zagrevanja od strane Sunce sama. Proračun pokazuje da crijeva Saturna imaju vlastiti izvor topline, protok iz kojeg je 2,5 puta veći nego od Sunca. Zbir ova dva toka daje posmatranu temperaturu planete. Svemirski brod je detaljno proučavao hemijski sastav Saturnove atmosfere oblaka. Uglavnom se sastoji od skoro 89% vodonika. Na drugom mjestu je helijum (oko 11% po težini). Imajte na umu da je u atmosferi Jupitera 19%. Nedostatak helijuma na Saturnu objašnjava se gravitacijskim odvajanjem helijuma i vodika u utrobi planete: helijum, koji je teži, postepeno se taloži na velike dubine (što, inače, oslobađa dio energije koja se „zagrije ” Saturn). Ostali gasovi u atmosferi – metan, amonijak, etan, acetilen, fosfin – prisutni su u malim količinama. Metan je na tako niskoj temperaturi (oko -188 C) uglavnom u tečnom stanju. Formira oblačni pokrivač Saturna. Što se tiče malog kontrasta detalja vidljivog u atmosferi Saturna, kao što je već spomenuto, razlozi za ovu pojavu još nisu potpuno jasni. Pretpostavlja se da je u atmosferi suspendirana maglica sitnih čvrstih čestica koja slabi kontrast. Ali zapažanja Voyagera 2 to opovrgavaju: tamne trake na površini planete ostale su oštre i jasne do samog ruba Saturnovog diska, dok bi u prisustvu magle postale zamućene prema rubovima zbog velikog broja čestica ispred. Od njih. Stoga se pitanje ne može smatrati riješenim i zahtijeva dalju istragu.

Podaci dobijeni sa Voyagera 1 pomogli su da se sa velikom preciznošću odredi ekvatorijalni poluprečnik Saturna. Na nivou vrha oblaka, ekvatorijalni radijus iznosi 60330 km. ili 9,46 puta više od Zemlje. Takođe je preciziran period Saturnove revolucije oko ose: on obavi jednu revoluciju za 10 sati 39,4 minuta - 2,25 puta brže od Zemlje. Tako brza rotacija dovela je do činjenice da je kompresija Saturna mnogo veća od kompresije Zemlje. Ekvatorijalni radijus Saturna je 10% veći od polarnog (na Zemlji - samo 0,3%).

MAGNETSKA SVOJSTVA SATURNA.

Sve dok prva svemirska letjelica nije stigla do Saturna, nije bilo nikakvih podataka o njegovom magnetskom polju. ali iz zemaljskih radioastronomskih opservacija bilo je jasno da Jupiter ima snažno magnetno polje. To je dokazano toplotnom radio emisijom na decimetarskim talasima, čiji se izvor ispostavilo da je veći od vidljivog diska planete, a proteže se duž Jupiterovog ekvatora simetrično u odnosu na disk. Ova geometrija, kao i polarizacija zračenja, ukazuju na to da je opaženo zračenje magnetsko kočivo, a njegov izvor su elektroni zarobljeni Jupiterovim magnetnim poljem i nastanjeni u njegovim radijacijskim pojasevima, sličnim onima na Zemlji. Letovi za Jupiter potvrdili su ove zaključke. Budući da je Saturn po svojim fizičkim svojstvima vrlo sličan Jupiteru, astronomi su sugerirali da ima i prilično primjetno magnetsko polje. Odsustvo magnetnog kočnog zračenja sa Zemlje na Saturnu objašnjeno je uticajem prstenova. Ovi prijedlozi su potvrđeni. Čak i tokom približavanja Pioneer-11 Saturnu, njegovi instrumenti su registrovali formacije u blisko-planetarnom prostoru koje su tipične za planetu sa izraženim magnetnim poljem: pramčani udarni talas, granica magnetosfere (magnetopauza), radijacioni pojasevi (Zemlja i Univerzum, 1980, N2, str. 22-25 - ur.). U cjelini, Saturnova magnetosfera je vrlo slična Zemljinoj, ali je, naravno, mnogo veća po veličini. Vanjski polumjer Saturnove magnetosfere u podsolarnoj tački je 23 ekvatorijalna radijusa planete, a udaljenost do udarnog vala je 26 radijusa. Poređenja radi, možemo se prisjetiti da je vanjski radijus Zemljine magnetosfere u podsolarnoj tački oko 10 Zemljinih radijusa. Dakle, čak i u relativnoj veličini, Saturnova magnetosfera je više nego dvostruko veća od Zemljine. Radijacijski pojasevi Saturna su toliko prostrani da pokrivaju ne samo prstenove, već i orbite nekih unutrašnjih satelita planete. Očekivano, u unutrašnjem dijelu radijacijskih pojaseva, koji je "blokiran" prstenovima Saturna, koncentracija nabijenih čestica je znatno manja. Razlog za to je lako razumjeti ako se sjetimo da u radijacijskim pojasevima čestice osciliraju približno u meridijanskom smjeru, svaki put kada prelaze ekvator. Ali Saturn ima prstenove u ravnini ekvatora: oni apsorbuju skoro sve čestice koje teže da prođu kroz njih. Kao rezultat toga, unutrašnji dio radijacijskih pojaseva, koji bi u odsustvu prstenova bili najintenzivniji izvor radio-emisije u Saturnovom sistemu, je oslabljen. Ipak, Voyager 1, približavajući se Saturnu, ipak je otkrio netermalnu radio emisiju iz svojih radijacijskih pojaseva.

Za razliku od Jupitera, Saturn zrači u kilometarskom opsegu talasnih dužina. Primjećujemo da je intenzitet zračenja moduliran u periodu od 10 sati. 39,4 min., sugeriše da je ovo period aksijalne rotacije radijacionih pojaseva, ili, drugim rečima, period rotacije magnetnog polja Saturna. Ali onda je ovo period rotacije Saturna. Zapravo, magnetsko polje Saturna generira se električnim strujama u utrobi planete - očigledno, u sloju u kojem je, pod utjecajem kolosalnih pritisaka, vodonik prešao u metalno stanje. Kada se ovaj sloj rotira istom ugaonom brzinom, rotira se i magnetno polje. Zbog visoke viskoznosti materije unutrašnjih čestica planete, sve one rotiraju u istom periodu. Dakle, period rotacije magnetnog polja je istovremeno i period rotacije većeg dela mase Saturna (osim atmosfere koja se ne rotira kao čvrsto telo).

Nastavak
--PAGE_BREAK--PRSTENOVI

Tri Zemljina prstena su jasno vidljiva kroz teleskop: vanjski prsten srednje svjetline A; srednji, najsjajniji prsten B i unutrašnji, ne svijetli prozirni prsten C, koji se ponekad naziva krep. Prstenovi su nešto bjelji od žućkastog diska Saturna. Smješteni su u ravnini ekvatora planete i vrlo su tanki: ukupne širine u radijalnom smjeru od oko 60 hiljada km. debljine su manje od 3 km. spektroskopski je utvrđeno da se prstenovi ne rotiraju poput čvrstog tijela - s udaljenosti od Saturna brzina opada. Štaviše, svaka tačka prstenova ima istu brzinu koju bi satelit imao na toj udaljenosti, slobodno se krećući oko Saturna u kružnoj orbiti. Iz ovoga je jasno da su Saturnovi prstenovi u suštini kolosalna akumulacija malih čvrstih čestica koje se nezavisno rotiraju oko planete. Veličine čestica su toliko male da nisu vidljive ne samo u zemaljskim teleskopima, već i iz svemirskih letjelica. Karakteristična karakteristika strukture prstenova su tamni prstenasti prostori (odjeli), gdje ima vrlo malo tvari. Najširi od njih (3500 km) odvaja B prsten od A prstena i naziva se "Cassinijeva divizija" u čast astronoma koji ga je prvi vidio 1675. godine. U izuzetno dobrim atmosferskim uslovima, sa Zemlje je vidljivo više od deset ovakvih podela, čija je priroda, po svemu sudeći, rezonantna. Dakle, podjela Cassinija je regija orbita u kojoj je period okretanja svake čestice oko Saturna tačno upola manji od najbližeg velikog satelita Saturna - Mimasa. Zbog ove koincidencije, Mimas svojom privlačnošću na neki način trese čestice koje se kreću unutar fisije i na kraju ih izbacuje odatle.

Ugrađene kamere Voyagera pokazale su da sa bliske udaljenosti prstenovi Saturna izgledaju kao gramofonska ploča: čini se da su slojeviti u hiljade pojedinačnih uskih prstenova s ​​tamnim čistinama između njih. Toliko je praznina da više nije moguće objasniti njihove rezonancije s periodima okretanja Saturnovih satelita. Šta objašnjava ovu finu strukturu? Vjerovatno je ravnomjerna raspodjela čestica po ravni prstenova mehanički nestabilna. Kao rezultat, nastaju kružni valovi gustoće - to je uočena fina struktura.

Pored prstenova A, B i C, Voyageri su otkrili još četiri: D, E, F i G. Svi su vrlo rijetki i zbog toga su tamni. D i E prstenovi su teško vidljivi sa Zemlje pod posebno povoljnim uslovima; prstenovi F i G su otkriveni po prvi put. Redosled označavanja prstenova je zbog istorijskih razloga, pa se ne poklapa sa abecednim. Ako prstenove rasporedimo kako se udaljavaju od Saturna, onda ćemo dobiti niz: D, C, B, A, F, G, E. F-prsten je bio od posebnog interesa i diskusije.Nažalost, još uvijek nije bilo moguće donijeti konačan sud o ovom objektu, jer se zapažanja dva Voyagera ne slažu jedno s drugim. Ugrađene kamere Voyagera 1 pokazale su da se F prsten sastoji od nekoliko prstenova ukupne širine od 60 km, od kojih su dva međusobno isprepletena kao struna. Neko vrijeme je prevladavalo mišljenje da su dva mala, novootkrivena satelita koji se kreću direktno blizu F prstena, jedan na unutrašnjoj, drugi na vanjskoj ivici (nešto sporije od prvog, budući da je udaljeniji od Saturna). odgovoran za ovu neobičnu konfiguraciju. Privlačnost ovih satelita ne dozvoljava ekstremnim česticama da odu daleko od njegove sredine, odnosno sateliti, takoreći, "pasu" čestice, zbog čega su i dobili naziv "pastiri". Oni, kako pokazuju proračuni, uzrokuju kretanje čestica duž valovite linije, što stvara uočeno preplitanje komponenti prstena. Ali Voyager 2, koji je prošao blizu Saturna devet mjeseci kasnije, nije pronašao bilo kakvo preplitanje ili bilo koja druga izobličenja oblika u F prstenu, posebno u neposrednoj blizini "pastira". Tako se ispostavilo da je oblik prstena promjenjiv. Naravno, dva zapažanja nisu dovoljna da se sudi o uzrocima i pravilnostima ove varijabilnosti. Nemoguće je posmatrati F prsten sa Zemlje savremenim sredstvima - njegov sjaj je prenizak. Ostaje da se nadamo da će detaljnije ispitivanje slika prstena koje su dobili Voyagers rasvijetliti ovaj problem.

Prsten D je najbliži planeti. Očigledno se proteže do najoblačnije lopte Saturna. Prsten E je najudaljeniji. Izuzetno rijetka, ujedno je i najšira od svih - oko 90 hiljada km. Veličina zone koju zauzima je od 3,5 do 5 radijusa planete. Gustina materije u E prstenu raste prema orbiti Saturnovog mjeseca Enceladusa. Možda je Enceladus izvor supstance ovog prstena. Čestice Saturnovih prstenova su vjerovatno ledene, prekrivene mrazom odozgo. To je već bilo poznato iz zemaljskih osmatranja, a instrumenti svemirskih letjelica samo su potvrdili ispravnost ovog zaključka. Veličine čestica glavnih prstenova procijenjene su na osnovu posmatranja sa zemlje u rasponu od centimetara do metara (prirodno, čestice ne mogu biti iste veličine: također je moguće da je tipični promjer čestica različit u različitim prstenovima). Dok je Voyager 1 prolazio u blizini Saturna, radio predajnik svemirske letjelice je sukcesivno probio prsten A, Cassinijevu fisiju i C prsten sa radio snopom od 3,6 cm. Radio emisija je tada primljena na Zemlji i analizirana. Bilo je moguće otkriti da čestice ovih zona raspršuju radio valove uglavnom naprijed, ali na nešto drugačije načine. Zahvaljujući tome, prosječni prečnik čestica prstena A procijenjen je na 10 m, Cassinijeva fisija na 8 m i prstena C na 2 m. Snažno raspršenje naprijed, ali ovoga puta u vidljivoj svjetlosti, pronađeno je u F i E To znači da sadrže značajnu količinu fine prašine (prečnik zrna prašine je oko desethiljaditi deo milimetra). U prstenu B pronađen je novi strukturni element - radijalne formacije, nazvane "žbice" zbog svoje vanjske sličnosti sa žbicama točka. Takođe se sastoje od fine prašine i nalaze se iznad ravnine prstena. Moguće je da se "žbice" tamo drže silama elektrostatičkog odbijanja. Zanimljivo je primijetiti da su slike "žbica" pronađene na nekim skicama Saturna napravljenim u prošlom vijeku. Ali tada im niko nije pridavao značaj. Istražujući prstenove, Voyageri su otkrili neočekivani efekat - brojne kratkotrajne rafale radio-emisije koje dolaze iz prstenova. Ovo nije ništa drugo do signali elektrostatičkih pražnjenja - neka vrsta munje. Izvor naelektrisanja čestica je, očigledno, njihov sudar. Osim toga, otkrivena je plinovita atmosfera neutralnog atomskog vodika koja obavija prstenove. Voyageri su uočili Laysan-alfa liniju (1216 A) u ultraljubičastom dijelu spektra. Prema njegovom intenzitetu procijenjen je broj atoma vodika u kubnom centimetru atmosfere. Bilo ih je oko 600. Moram reći da su neki naučnici, mnogo prije lansiranja svemirske letjelice na Saturn, predviđali mogućnost postojanja atmosfere u blizini Saturnovih prstenova. Voyageri su također pokušali izmjeriti masu prstenova. Poteškoća je bila u tome što je masa prstenova najmanje milion puta manja od mase Saturna. Zbog toga je putanja svemirske letjelice u blizini Saturna u velikoj mjeri određena snažnim privlačenjem same planete i samo je zanemarljivo ometana slabim privlačenjem prstenova. U međuvremenu, upravo slabu privlačnost treba otkriti. Putanja Pioneer-11 je bila najprikladnija za ovu svrhu. Ali analiza mjerenja putanje aparata njegovom radio emisijom pokazala je da prstenovi (u granicama tačnosti mjerenja) nisu utjecali na kretanje aparata. Preciznost je bila 1,7 x 10 Saturnovih masa. Drugim rečima, masa prstenova je očigledno manja od 1,7 milionitih delova mase planete.

SATELITI

Ako je prije letova svemirskih letjelica na Saturn bilo poznato 10 satelita planete, sada znamo 22, nazvana uglavnom u čast heroja drevnih mitova o titanima i divovima. Mladi mjeseci su vrlo mali, ali ipak neki od njih imaju ozbiljan uticaj na dinamiku Saturnovog sistema. Takav je, na primjer, mali satelit koji se kreće na vanjskom rubu A prstena; sprečava čestice prstena da izađu preko ove ivice. Ovo je Atlas. Titan je drugi najveći mjesec u Sunčevom sistemu. Njegov radijus je 2575 kilometara. Njegova masa je 1,346 x 10 grama (0,022 Zemljine mase), a prosječna gustina 1,881 g/cm. To je jedini mjesec sa značajnom atmosferom, a njegova atmosfera je gušća od bilo koje planete zemaljske grupe, s izuzetkom Venere. Titan je sličan Veneri po tome što ima globalnu izmaglicu, pa čak i mali staklenik koji se zagrijava blizu površine. Vjerovatno sadrži oblake metana u svojoj atmosferi, ali to nije čvrsto utvrđeno. Iako u infracrvenom spektru dominiraju metan i drugi ugljovodonici, glavna komponenta atmosfere je dušik, koji se pojavljuje u jakim UV emisijama. Gornji sloj atmosfere je veoma blizu izotermnom stanju sve od stratosfere do egzosfere, a temperatura na površini je ista u celoj sferi i iznosi 94 K sa samo nekoliko stepeni. Radijusi tamno narandžaste ili smeđe boje čestice stratosferskog aerosola uglavnom ne prelaze 0,1 μm, a veće čestice mogu postojati na većim dubinama. Pretpostavlja se da su aerosoli krajnji proizvod fotohemijskih transformacija metana i da se akumuliraju na površini (ili se otapaju u tekućem metanu ili etanu). Uočeni ugljovodonici i organski molekuli mogu biti proizvedeni prirodnim fotohemijskim procesima. Iznenađujuća karakteristika gornjeg sloja atmosfere je UV emisija ograničena na dnevnu stranu, ali previše svijetla da bi bila uzbuđena dolaznom sunčevom energijom. Vodonik se brzo raspršuje, nadopunjujući posmatrani torus, zajedno sa određenom količinom azota, koji se izbacuje tokom disocijacije N2 udarima elektrona. Na osnovu uočenog temperaturnog cepanja moguće je konstruisati globalni sistem vetra. Čini se da je globalni sastav Titana određen skupom kondenzata koji su se formirali u gustom plinovitom disku oko proto-Saturna. Postoje tri moguća scenarija nastanka: hladna akrecija (što znači da je porast temperature tokom formiranja zanemarljiv), vruća akrecija u odsustvu guste gasne faze i vruća akrecija u prisustvu guste gasne faze. Na sl. pokazuje kako crijeva Titana mogu izgledati u iscjetku. Vjerovatno je da postoji vruća dehidrogenirana silikatna jezgra, kao i otopljeni sloj NH-HO, ali detaljna lokacija slojeva leda trenutno nije poznata. Konvekcija prevladava svuda osim na vanjskoj ljusci. Japet. Moguće je da je najmisteriozniji od Saturnovih satelita, Japet, jedini u smislu njegovog površinskog albedo intervala - od 0,5 (tipična vrijednost za ledena tijela) do 0,05 u središnjim dijelovima njegove vodeće hemisfere u toku revolucije . Voyager 1 je dobio slike sa maksimalnom rezolucijom od 50 km/par linija, prikazujući uglavnom hemisferu okrenutu prema Saturnu i granicu između vodeće (tamne) i zadnje (svijetle) strane. Zabilježen je ogroman tamni ekvatorijalni prsten prečnika oko 300 km sa središnjom geografskom dužinom od oko 300. Opservacije Voyagera najveće rezolucije pokazuju da je svijetla strana (a posebno područje sjevernog pola) jako kraterirana: površinska gustina je 205 + 16 kratera (D> 30 km) na 10 km. Ekstrapolacija na prečnike od 10 km rezultira gustoćom od više od 2000 kratera (D>10 km) na 10 km. Ova gustina je uporediva sa gustinom drugih tela sa jakim kraterima kao što su Merkur i Kalisto, ili sa gustinom kratera na lunarnim kontinentima. Karakteristična karakteristika granice između tamnog i svijetlog područja na Japetu je postojanje brojnih kratera tamnog dna na laganoj materiji i odsustvo kratera svijetlog dna ili halo kratera (ili drugih bijelih mrlja) na tamnoj tvari. Gustina Japeta, jednaka 1,16+0,09 g/cm, tipična je za ledene Mjesece Saturna i u skladu je sa modelima u kojima je vodeni led glavna komponenta. Bell vjeruje da je tamna materija glavna komponenta izvornog kondenzata od kojeg je nastao Japet.

Rea je po veličini skoro blizanac Japeta, ali bez svoje tamne materije, Rhea bi mogla biti relativno jednostavan prototip ledenog satelita spoljašnjeg Sunčevog sistema. Prečnik Rhea je 1530 km, a gustina je 1,24 + 0,05 g/cm. Njegov geometrijski albedo je jednak 0,6 i ispostavilo se da je sličan albedu polova i zadnje hemisfere Japeta.

To je omogućilo da se napravi važan korak u proučavanju prirode satelita. Poznavajući prečnik satelita, lako je izračunati njegovu zapreminu. Podijeleći masu satelita sa zapreminom, dobijamo prosječnu gustoću - karakteristiku koja pomaže da se utvrdi od kojih se tvari sastoji ovo nebesko tijelo. Ispostavilo se da su gustine unutrašnjih satelita Saturna - od Mimasa do Reje, kao i Japeta - bliske gustini vode: od 1,0 do 1,4 g/cm. Ima razloga da se veruje da su ovi sateliti uglavnom sastavljeni. vode (naravno, ne tečne, jer im je temperatura oko -180 C). Tetis, čija je gustina 1 g/cm, posebno je sličan komadu čistog leda. Ostali sateliti također moraju sadržavati veću ili manju primjesu kamenih tvari. Voyageri su se toliko približili satelitima Saturna da je bilo moguće ne samo odrediti prečnike satelita, već i prenijeti slike njihove površine na Zemlju. Prve satelitske karte su već napravljene.

Najčešće formacije na njihovoj površini su prstenasti krateri, slični onima na Mjesecu. Porijeklo kratera je udar: meteoroid koji leti u međuplanetarnom prostoru sudara se sa satelitom, njegova kosmička brzina gotovo trenutno pada na nulu, a kinetička energija se pretvara u toplinu. Do eksplozije dolazi sa formiranjem prstenastog kratera.

Neki krateri zaslužuju posebnu pažnju. Na primjer, veliki krater na malom Mimasu. Prečnik kratera je oko 130 km, odnosno trećina prečnika satelita. Vjerovatno ne može postojati veći udarni krater na Mimasu. Sa nešto višom kinetičkom energijom kosmičkog tijela koje je udarilo, Mimas bi se razbio u komade. Mnogi od kratera koje sada vidimo na slikama Saturnovih satelita su hronika njihove istorije, koja seže u prošlost najmanje stotinama miliona godina. Oznake nebeskog kamenja svjedoče da je u dalekoj epohi formiranja planetarnog sistema prisunčev prostor (barem do orbite Saturna) bio zasićen mnogim zasebnim čvrstim tijelima, od kojih su se postepeno formirale planete i sateliti. . Čak i nakon što je formiranje planeta i satelita u osnovi završeno, ostatak ovih čvrstih tijela nastavio je da se kreće u svemiru još dugo vremena. Ovo su u osnovi naše trenutne informacije o Saturnu. Potrebno je samo napraviti rezervu da je prije svega riječ o direktnim činjeničnim podacima. Dublji zaključci koji se iz njih mogu izvući i koji će vjerovatno biti izvučeni zahtijevat će dug rad naučnika. Ona je i dalje ispred.

nastavak

--PAGE_BREAK-- U R A N

OPĆE INFORMACIJE

Uran je sedma planeta od Sunca i treća po veličini. Zanimljivo je da je Uran, iako većeg prečnika, manje mase od Neptuna. Uran je ponekad jedva vidljiv golim okom u vrlo vedrim noćima; lako se identifikuje sa dvogledom (ako tačno znate gde da tražite). Mali astronomski teleskop će pokazati mali disk.

Udaljenost od Sunca 2870990000 km (19.218 AJ), ekvatorijalni prečnik: 51.118 km, 4 puta Zemljin, masa: 8.686.10 25 kg, 14 Zemljinih masa. Period okretanja oko Sunca je 84 i četvrt godine. Prosječna temperatura na Uranu je oko 60 Kelvina.

Uran je drevno grčko božanstvo Neba, najraniji vrhovni bog, koji je bio otac Hrona (Saturna), Kiklopa i Titana (preteče olimpijskih bogova).

ISTORIJA OTVARANJA

Uran, prvu otkrivenu planetu u modernoj istoriji, slučajno je otkrio W. Herschel kada je gledao u nebo kroz teleskop 13. marta 1781. godine; u početku je mislio da je kometa. Ranije, kako se kasnije ispostavilo, planeta je više puta posmatrana, ali je pogrešno smatrana običnom zvijezdom (najraniji zapis o "zvijezdi" napravljen je 1690. godine, kada ju je John Flamsteed katalogizirao kao 34. Bik - jedna od prihvaćenih oznaka za zvezde u sazvežđima).

Herschel je planetu nazvao "Georgium Sidus" (George's Planet) u čast svog zaštitnika, engleskog kralja Georgea III; drugi su je zvali Herschelova planeta. Ime "Uran" dato je privremeno i preuzeto prema predanju iz antičke mitologije, a odobreno je tek 1850. godine.

Uran je posjetila samo jedna svemirska letjelica: Voyager 2 je letio blizu Urana. (Slika iznad je snimljena sa Hubble teleskopa). Brod je prešao 81.500 kilometara od Urana 24. januara 1986. godine. Voyager 2 je izdao hiljade slika i drugih naučnih podataka o planeti, mesecima, prstenovima, atmosferi, svemiru i magnetnom okruženju koje okružuje Uran. Razni instrumenti proučavali su sistem prstenova, otkrivajući fine detalje prethodno poznatog i dva novootkrivena prstena. Podaci su pokazali da se planeta rotira u periodu od 17 sati i 14 minuta. Letelica je takođe otkrila magnetosferu koja je velika koliko i neobična.

OSOBINE ROTACIJE URANA

Za većinu planeta, os rotacije je skoro okomita na ravan ekliptike (ekliptika je prividna godišnja putanja Sunca na nebeskoj sferi), ali je osa Urana skoro paralelna sa ovom ravninom. Razlozi "ležeće" cirkulacije Urana su nepoznati. Ali u stvarnosti postoji spor: koji je od polova Urana sjeverni. Ovaj razgovor nikako nije kao rasprava o štapu sa dva kraja i dva početka. Kako se zapravo razvila takva situacija sa rotacijom Urana mnogo znači u teoriji nastanka čitavog Sunčevog sistema, jer gotovo sve hipoteze impliciraju rotaciju planeta u jednom pravcu. Ako je Uran formiran ležeći na boku, onda se to ne uklapa dobro s nagađanjima o poreklu našeg planetarnog sistema. Istina, sada se sve više vjeruje da je ovaj položaj Urana rezultat sudara s velikim nebeskim tijelom, vjerovatno velikim asteroidom, u ranim fazama formiranja Urana.

HEMIJSKI SASTAV, FIZIČKI USLOVI I STRUKTURA URANIJA

Uran je nastao od prvobitnih čvrstih materija i raznih ledova (pod ledom ovde ne treba razumeti samo vodeni led), sastoji se od samo 15% vodonika, a helijuma gotovo da i nema (za razliku od Jupitera i Saturna, koji su npr. najvećim dijelom su vodonik). Metan, acetilen i drugi ugljovodonici postoje u mnogo većim količinama nego na Jupiteru i Saturnu. Vjetrovi na srednjim geografskim širinama na Uranu pokreću oblake u istim smjerovima kao i na Zemlji. Ovi vjetrovi duvaju brzinom od 40 do 160 metara u sekundi; na Zemlji se brze struje u atmosferi kreću brzinom od oko 50 metara u sekundi.

Debeli sloj (maglica) - fotohemijski smog - nalazi se oko pola obasjanog Suncem. Hemisfera osvetljena Suncem takođe emituje više ultraljubičastog zračenja. Instrumenti Voyager su otkrili nešto hladniji pojas između 15 i 40 stepeni geografske širine, gdje je temperatura 2-3 K niža.

Plava boja Urana rezultat je apsorpcije crvene svjetlosti metanom u gornjoj atmosferi. Oblaci drugih boja vjerovatno postoje, ali su od posmatrača skriveni slojem metana koji ga prekriva. Atmosfera Urana (ali ne i Urana u cjelini!) je oko 83% vodonika, 15% helijuma i 2% metana. Kao i druge gasovite planete, Uran ima oblačne pojaseve koji se kreću veoma brzo. Ali izuzetno ih je teško razlikovati i vidljivi su samo na slikama visoke rezolucije koje je napravio Voyager 2. Nedavna zapažanja sa HST-om omogućila su da se vide veliki oblaci. Postoji pretpostavka da se ova mogućnost pojavila zbog sezonskih efekata, jer nije teško zaključiti da se zima na Uranu uveliko razlikuje od ljeta: zimi se cijela hemisfera nekoliko godina skriva od Sunca! Mada, Uran prima 370 puta manje toplote od Sunca nego Zemlja, pa ni tamo ne bude vruće ljeti. Takođe, Uran ne emituje više toplote nego što prima od Sunca, pa da li je unutra hladno?

Osim toga, ispostavilo se da Uran nema čvrsto jezgro, a supstanca je manje-više ravnomjerno raspoređena po cijelom volumenu planete. Ovo razlikuje Uran (i Neptun) od njegovih većih rođaka. Možda je ovo iscrpljivanje lakih gasova posledica nedovoljne mase embriona planete, a prilikom formiranja Uran nije mogao da zadrži veću količinu vodonika i helijuma u blizini. Ili možda na ovom mestu planetarnog sistema u nastajanju uopšte nije bilo toliko lakih gasova, što, naravno, takođe zahteva objašnjenje. Kao što vidite, odgovori na pitanja vezana za Uran mogu rasvijetliti sudbinu cijelog Sunčevog sistema!

PRSTENOVI URANA

Kao i druge gasovite planete, Uran ima prstenove. Prstenasti sistem je otkriven 1977. godine tokom okultacije zvijezde od strane Urana. Uočeno je da je zvijezda oslabila svoj sjaj na kratko vrijeme 5 puta prije i poslije okultacije, što je dovelo do ideje o prstenovima. Kasnija posmatranja sa Zemlje pokazala su da zaista postoji devet prstenova. Ako ih sortirate, udaljavajući se od planete, zovu se 6, 5, 4, Alfa, Beta, Eta, Gama, Delta i Epsilon. Voyagerove kamere su otkrile nekoliko dodatnih prstenova, a takođe su pokazale da je devet glavnih prstenova potopljeno u finu prašinu. Poput Jupiterovih prstenova, oni su veoma zamućeni, ali kao i prstenovi Saturna, prstenovi Urana sadrže mnogo prilično velikih čestica, veličine od 10 metara u prečniku do fine prašine. Prstenovi Urana bili su prvi koji su otkriveni nakon prstenova Saturna. Ovo je bilo od velike važnosti, jer je postalo moguće pretpostaviti da su prstenovi zajednička karakteristika planeta, a ne samo Saturn. Ovo je još jedan istinski epohalni značaj Urana za astronomiju.

Zapažanja su pokazala da se prstenovi Urana značajno razlikuju od njihovih sestrinskih sistema Jupitera i Saturna. Čini se da su nepotpuni prstenovi različite prozirnosti po dužini svakog od prstenova formirani kasnije od samog Urana, vjerovatno nakon što je nekoliko mjeseci razdvojeno plimskim silama.

Broj poznatih prstenova bi se eventualno mogao povećati, prema zapažanjima Voyagera 2. Instrumenti su ukazivali na prisustvo mnogih uskih prstenova (ili možda nepotpunih prstenova ili prstenastih lukova) širine oko 50 metara.

Ključ za strukturu Uranovih prstenova može biti i otkriće da se dva mala mjeseca, Kordelija i Ofelija, nalaze unutar Epsilonovog prstena. Ovo objašnjava neravnomjernu raspodjelu čestica u prstenu: sateliti drže materiju oko sebe. Dakle, koristeći ovu teoriju, pretpostavlja se da se u ovom prstenu može naći još 16 (!) satelita.

MAGNETOSFERA

Područje oko nebeskog tijela, gdje njegovo magnetsko polje ostaje jače od zbira svih drugih polja obližnjih i udaljenih tijela, naziva se magnetosfera ovog nebeskog tijela.

Uran, kao i mnoge planete, ima magnetosferu. Neobičan je po tome što je njegova osa simetrije nagnuta za skoro 60 stepeni u odnosu na os rotacije (za Zemlju je ovaj ugao 12 stepeni). Da je to slučaj na Zemlji, onda bi orijentacija pomoću kompasa imala zanimljivu osobinu: strelica gotovo nikada ne bi pogodila pokazivač na sjever ili jug, već bi bila usmjerena na dvije suprotne tačke 30. paralele. Vjerovatno je magnetsko polje oko planete generirano kretanjem u relativno površinskim područjima Urana, a ne u njegovom jezgru. Izvor polja - nepoznat; hipotetički električno provodljivi ocean vode i amonijaka nije potvrđen istraživanjem. I na Zemlji i na drugim planetama, struje u ispravljenim stijenama koje se nalaze u blizini jezgra smatraju se izvorom magnetskog polja.

Intenzitet polja na površini Urana generalno je uporediv sa onim na Zemlji, iako jače varira u različitim tačkama na površini zbog velikog pomeranja ose simetrije polja od centra Urana.

Poput Zemlje, Jupitera i Saturna, Uran ima magnetni rep zarobljenih naelektrisanih čestica koji se proteže milionima kilometara dalje od Urana od Sunca. Voyager je "osetio" polje na najmanje 10 miliona kilometara od planete.

SATELITI URANA

Uran ima 17 poznatih satelita. Donedavno ih je bilo 15. Oni su činili dvije različite klase:

10 malih unutrašnjih, veoma slabog sjaja, koje je detektovao Voyager 2, i 5 velikih spoljašnjih. Svih 15 ima skoro kružne orbite u ravni Uranovog ekvatora (i stoga su pod velikim uglom u odnosu na ravan ekliptike). 1997. godine, koristeći 5-metarski Palomar teleskop, grupa kanadskih naučnika otkrila je još dva sićušna i slabašna satelita. Kombinacija slika sa svemirskog teleskopa Hubble pokazuje kretanje satelita Urana tokom vremena. Nije teško razlikovati prirodu ovog prividnog kretanja od pomaka zvijezda koje padaju u vidno polje.

Imena svih satelita Urana posuđena su od Shakespeareovih likova.

Satelit

Udaljenost od Urana
(hiljadu km)

Radijus (km)

Težina (kg)

Ko je otkrio

Godina
Otkrića

Cordelia

Voyager 2

Ofelija

Voyager 2

Bianca

Voyager 2

Crescidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Juliet

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalind

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

Titania

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Caliban

7 200 (?)

Gladman i ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman i ko

Mjesec

7.4 . 10 22

----------

----------

Voyager slike pet najvećih satelita koje su već otkrivene otkrivaju složene površine koje karakteriziraju burnu geološku prošlost ovih kosmičkih tijela. Kamere su pronašle i 10 do sada nepoznatih satelita.

Preliminarna analiza pokazuje da je pet velikih satelita skup ledenih blokova. Veliki sateliti Urana čine 50 posto vodenog leda, 20 posto jedinjenja ugljika i dušika i 30 posto raznih jedinjenja silicijum dioksida. Njihove površine, gotovo monotono tamnosive, nose tragove geološke istorije.

Titaniju, na primjer, odlikuju ogromni sistemi pukotina i kanjoni, koji ukazuju na neki period aktivne geološke aktivnosti u prošlosti ovog satelita. Ovi detalji mogu biti rezultat tektonskih kretanja kore.

Ariel ima najsjajniju i možda geološki najmlađu površinu u satelitskom sistemu Urana. Uglavnom je lišen kratera većih od 50 kilometara u prečniku. Ovo ukazuje da mali meteori prisutni u prostoru blizu urana izglađuju velike reljefne formacije kada padaju na površinu.

Umbrielova površina je drevna i tamna, očigledno je bila podvrgnuta nekoliko geoloških procesa. Tamni tonovi Umbrielove površine mogu biti rezultat sloja prašine i sitnih krhotina koji je nekada bio u blizini orbite ovog satelita. Oberon, najudaljeniji od pet velikih mjeseca, također ima staru površinu s kraterima, sa slabim tragovima unutrašnje aktivnosti.

N E P T U N

OPĆE INFORMACIJE

Neptun je osma planeta od Sunca, najveća planeta u Sunčevom sistemu, pripada džinovskim planetama. Njegova orbita se na nekim mestima ukršta sa orbitom Plutona. Galilejeva kometa takođe prelazi orbitu Neptuna. Astrološki znak Neptuna J.

Neptun se kreće oko Sunca po eliptičnoj, bliskoj kružnoj (ekscentricitet 0,009) orbiti; njegova prosječna udaljenost od Sunca je 30,058 puta veća od Zemlje, što je otprilike 4500 miliona km. To znači da sunčeva svjetlost stiže do Neptuna za nešto više od 4 sata. Trajanje godine, odnosno vrijeme jedne potpune revolucije oko Sunca, iznosi 164,8 zemaljskih godina. Ekvatorijalni radijus planete je 24.750 km., Što je skoro četiri puta više od radijusa Zemlje, štaviše, sopstvena rotacija je toliko brza da jedan dan na Neptunu traje samo 17,8 sati. Iako je prosječna gustina Neptuna, jednaka 1,67 g/cm3, skoro tri puta manja od Zemljine, njegova je masa, zbog velike veličine planete, 17,2 puta veća od mase Zemlje. Neptun se pojavljuje na nebu kao zvijezda magnitude 7,8 (nedostupna golim okom); pri velikom povećanju izgleda kao zelenkasti disk, lišen ikakvih detalja.

Neptun je udaljen 30 AJ od Sunca, prečnik planete je 49,5 hiljada km, što je oko 4 Zemljine mase, masa je oko 17 Zemljinih masa. Period revolucije oko centralnog svetila je 165 nepunih godina. Prosječna temperatura je 55 K. U rimskoj mitologiji, Neptun (grčki: Posejdon) je bio bog mora.

Trenutno (1997.) Neptun je najudaljenija planeta od nas, jer je zbog izduženja Plutonove orbite, od 1979. do jula 1999., poslednja planeta bliža Suncu. Oni sa malim optičkim instrumentima imaju jedinstvenu priliku da vide najudaljeniji planet u Sunčevom sistemu. ("Prilika je bila..." - svježi postskriptum. Ja, koji imam loš SRT od 6 centimetara, nisam to propustio. A vi? I ja sam napravio jedinstvena zapažanja planete Neptun u tih nekoliko dana kada je još uvijek bila najudaljeniji od Zemlje, ali već ne i najdalje od Sunca.Tako zanimljiv međusobni raspored Sunca, Zemlje i Neptuna trajao je od početka do 24. juna 1999. godine, ali zbog kasnog izlaska Neptuna koji se pojavio tek na najsjajnijem noćnom nebu juna, podvig je bilo moguće ostvariti tek 23.).

Od 1994. godine istraživanja planete provode se pomoću teleskopa Hubble. Ovaj par slika koje je napravio prikazuje dvije hemisfere Neptuna. U kameri su skrivene još četiri slike ovog teleskopa.

Velika tamna tačka Nakon preleta planete Voyagera 2, najpoznatija karakteristika na Neptunu bila je Velika tamna tačka na južnoj hemisferi. Upola je manji od Velike crvene mrlje Jupitera (tj. približno jednak prečniku Zemlji). Neptunovi vjetrovi su nosili Veliku tamnu mrlju na zapad brzinom od 300 metara u sekundi. Voyager 2 je također vidio manju tamnu mrlju na južnoj hemisferi i mali nepravilni bijeli oblak. To bi mogao biti tok iz nižih slojeva atmosfere u gornje, ali njegova prava priroda ostaje misterija.

Zanimljivo je da su zapažanja HST-a 1994. pokazala da je Velika tamna mrlja nestala. Ili se jednostavno raspršio ili je do sada zaklonjen drugim dijelovima atmosfere. Nekoliko mjeseci kasnije, HST je otkrio novu tamnu mrlju na sjevernoj hemisferi Neptuna. Ovo ukazuje da se atmosfera Neptuna brzo mijenja, vjerovatno zbog suptilnih promjena u temperaturama gornjih i donjih oblaka. Tri slike sa desne strane prikazuju kretanje oblaka u području Spota.

Neptun ima magnetno polje koje je oko dva puta jače na polovima nego na Zemlji.

Efektivna temperatura površine cca. 38 K, ali kako se približava centru planete, povećava se na (12-14) · 103 K pri pritisku od 7-8 megabara.

HEMIJSKI SASTAV, FIZIČKI USLOVI I STRUKTURA NEPTUNA

Struktura i skup elemenata koji čine Neptun vjerovatno su slični Uranu: razni "ledovi" ili očvrsnuti plinovi koji sadrže oko 15% vodonika i malu količinu helijuma. Poput Urana, i za razliku od Jupitera i Saturna, Neptun možda nema jasno unutrašnje slojeve. Ali najvjerovatnije, ima malo čvrsto jezgro (jednako po masi Zemlji). Atmosfera Neptuna je uglavnom vodonik i helijum sa malom količinom metana: Neptunova plava boja je rezultat apsorpcije crvene svetlosti u atmosferi ovim gasom, kao u Uranu.

Poput tipične plinovite planete, Neptun je poznat po velikim olujama i vihorima, brzim vjetrovima koji duvaju u ograničenim pojasevima paralelno s ekvatorom. Na Neptunu, najbržim vjetrovima u Sunčevom sistemu, oni ubrzavaju do 2200 km/h. Vjetrovi duvaju na Neptun u zapadnom smjeru, protiv rotacije planete. Imajte na umu da za divovske planete, brzina tokova i strujanja u njihovim atmosferama raste s udaljenosti od Sunca. Ovaj obrazac još nije objašnjen. Na slikama se vide oblaci u atmosferi Neptuna. Poput Jupitera i Saturna, Neptun ima unutrašnji izvor toplote – zrači više od dva i po puta više energije nego što prima od Sunca.

ISTORIJA OTKRIĆA

Nakon što je W. Herschel 1781. otkrio Uran i izračunao parametre njegove orbite, ubrzo su otkrivene misteriozne anomalije u kretanju ove planete; Orbita Urana nije bila u skladu sa Newtonovim zakonom. To je dovelo do ideje o postojanju druge planete izvan Urana, koja bi svojom gravitacionom privlačnošću mogla iskriviti putanju 7. planete.

Godine 1832, u izvještaju Britanske asocijacije za unapređenje nauke, J. Erie, koji je kasnije postao kraljevski astronom, zabilježio je da je za 11 godina greška u položaju Urana dostigla skoro pola minute luka. Ubrzo nakon što je izvještaj objavljen, Airy je primio pismo od britanskog astronoma amatera, velečasnog dr. Hasseya, u kojem se sugerira da su ove anomalije posljedica utjecaja još neotkrivene planete "transuranijum". Očigledno, ovo je bio prvi prijedlog da se traži "uznemirujuća" planeta. Erie nije odobravao Hasseijevu ideju, a potraga nije pokrenuta.

A godinu dana ranije, talentovani mladi student J. K. Adams je u svojim bilješkama zabilježio: „Početkom ove sedmice pojavila se ideja da se odmah nakon diplomiranja bavimo proučavanjem anomalija u kretanju Urana, koje još nisu bile objašnjeno. Moramo utvrditi da li mogu biti posljedica utjecaja neotkrivene planete iza nje i, ako je moguće, odrediti barem približno elemente njene orbite, što može dovesti do njenog otkrića.

Adams je dobio priliku da počne rješavati ovaj problem tek dvije godine kasnije, a do oktobra 1843. preliminarni proračuni su završeni. Adams je odlučio da ih pokaže Eriju, ali nije mogao da se sastane sa kraljevskim astronomom. Adams je morao samo da se vrati u Kembridž, ostavljajući rezultate proračuna Eriju. Iz nepoznatih razloga, Erie je negativno reagirao na Adamsov rad, po čiju je cijenu Engleska izgubila prioritet u otkrivanju naše planete.

Nezavisno od Adamsa, W. J. Le Verrier je radio na problemu transuranijumske planete u Francuskoj. 10. novembar

Godine 1845. predstavio je Francuskoj akademiji nauka rezultate svoje teorijske analize kretanja Urana, napominjući u zaključku o neskladima između podataka posmatranja i proračuna: „Ovo se može objasniti uticajem spoljašnjeg faktora, koji sam ocijenit će se u drugom traktu.” Takve procene su napravljene u prvoj polovini 1846. Uspehu slučaja pomogla je sugestija da se željena planeta kreće, u skladu sa empirijskim pravilom Titiusa Bodea, duž orbite čiji je poluprečnik jednak uređenom poluprečniku orbita Urana, te da orbita ima vrlo mali nagib prema ravni ekliptike. Le Verrier je dao instrukcije gdje tražiti novu planetu.

Dobivši drugi traktat Le Verrier, Ehry je skrenuo pažnju na vrlo blisku saglasnost između rezultata Adamsovih i Le Verrierovih studija o kretanju navodne planete koja remeti kretanje Urana, i čak je to naglasio na posebnom sastanku Greenwich odbor inspektora. Ali on se, kao i ranije, nije žurio s potragom i počeo je da galami oko njih tek u julu 1846. godine, shvativši kakvo bi ogorčenje kasnije mogla izazvati njegova pasivnost.

U međuvremenu, 31. avgusta 1846. Le Verrier je završio još jednu studiju u kojoj je dobijen konačni sistem elemenata orbite željene planete i naznačeno njeno mesto na nebu. Ali u Francuskoj, kao i u Engleskoj, astronomi nisu prestajali sa potragom, te se 18. septembra Le Verrier obratio I. Galleu, asistentu na Berlinskoj opservatoriji, 23. septembra je zajedno sa studentom Darreom započeo potragu. Njihovi proračuni su zasnovani na rezultatima posmatranja Jupitera, Saturna i samog Urana. Već prve večeri planeta je otkrivena, bila je samo 52 od predviđene lokacije. Vijest o otkriću planete "na vrhu pera", koja je bila jedan od najsjajnijih trijumfa nebeske mehanike, ubrzo se proširila naučnim svijetom. Prema ustaljenoj tradiciji, planeta je nazvana Neptun u čast drevnog boga.

Otprilike godinu dana trajala je borba između Francuske i Engleske za početni prioritet, s kojim, kao što se često dešava, sami junaci nisu imali direktnu vezu. Posebno je uspostavljeno potpuno razumijevanje između Adamsa i Le Verriera, te su ostali prijatelji do kraja života.

NETUNA SATELITIS

Neptun ima 8 poznatih mjeseci: 4 mala, 3 srednja i 1 veliki.

Triton

Najveći od satelita, satelit Neptuna, otkrio je W. Lassell (O.Malta, 1846). Udaljenost od Neptuna 394700 km., Siderični period okretanja 5 dana. 21 h 3 min, promjer cca. 3200 km. A radijus je 1600 km, što je malo (za 138 km) manje od poluprečnika Mjeseca, iako je njegova masa za red veličine manja. Možda ima neku atmosferu.

Veličina najvećeg satelita planete - Tritona - približna je veličini Mjeseca, a po masi je 3,5 puta inferiornija od njega. Ovo je gotovo jedini satelit Sunčevog sistema koji se okreće oko svoje planete u suprotnom smjeru od rotacije same planete oko svoje ose. Mnogi sumnjaju da je Triton nezavisna planeta koju je jednom zarobio Neptun.

Triton ima veliku refleksivnost - 60-90% (Mjesec -12%), jer se uglavnom sastoji od vodenog leda.

Kod Tritona je otkrivena beznačajna plinovita školjka čiji je pritisak na površini 70.000 puta manji od atmosferskog tlaka Zemlje. Poreklo ove atmosfere, koja je odavno trebalo da se rasprši, objašnjeno je čestim erupcijama koje su je dopunjavale gasovima. Kada su snimljene fotografije Tritona, na njegovoj ledenoj površini zapravo su uočene erupcije dušika i tamnih čestica prašine različitih veličina poput gejzira. Sve je to razbacano po okolnom prostoru. Postoji pretpostavka da je, nakon hvatanja Neptuna, satelit zagrijao plimne sile, pa je čak bio i tečan prvih milijardu godina nakon hvatanja. Možda je u svojoj utrobi još uvijek zadržao ovo stanje agregacije. Tritonova površina podsjeća na Jupiterove mjesece: Evropu, Ganimed, Io i Arijel Uran. Po svojoj sličnosti sa polarnim kapama (na slici desno, malo više), sličan je Marsu.

Nastavak
--PAGE_BREAK-- Nereid

Nereida je drugi najveći Neptunov mjesec. Prosječna udaljenost od Neptuna je 6,2 miliona km, prečnik je oko 200 km, a poluprečnik 100 km.

Nereida je najudaljeniji poznati mjesec od Neptuna. Za 360 dana napravi jednu revoluciju oko planete, tj. skoro zemaljska godina. Orbita Nereide je jako izdužena, njen ekscentricitet je čak 0,75. Najveća udaljenost od satelita do planete premašuje najmanju sedam puta. Nereid je 1949. godine otkrio Kuiper (SAD). Samo je Triton takođe imao sreću da bude otkriven sa Zemlje u sistemu Neptuna.

Proteus

Ovaj mjesec je treći po veličini u porodici Neptunovih. Takođe je treći po udaljenosti od planete: samo Triton i Nereida se kreću dalje od nje. To ne znači da se ovaj satelit ističe nečim posebnim, ali ipak su ga naučnici odabrali da kreiraju svoj trodimenzionalni kompjuterski model na osnovu slika Voyagera 2 (desno).

Možda opis preostalih satelita ne bi trebao biti detaljan, jer tabelarni podaci o njima (pa čak i tada nepotpuni) prilično iscrpno govore o njima kao o malim planetima, sličnima kojima postoji mnogo satelita planeta Sunčevog sistema . Na osnovu malobrojnih dostupnih podataka, teško je govoriti o njihovoj individualnosti. Mada, budućnost će sigurno omogućiti da neki od njih zainteresuju astronome.

Neptun je osma planeta od Sunca i četvrta po veličini među planetama. Uprkos ovom 4. mjestu, Uran je inferiorniji od Neptuna u masi. Neptun se može vidjeti dvogledom (ako tačno znate gdje da tražite), ali čak i velikim teleskopom teško možete vidjeti nešto osim malog diska. Neptun je planeta koja je prilično teška za posmatranje. Njegov sjaj u opoziciji jedva premašuje 8. magnitudu. Triton - najveći i najsjajniji satelit - nije mnogo svjetliji od 14. magnitude. Za detekciju diska planete moraju se koristiti velika uvećanja. Prsten Neptuna sa Zemlje je veoma, veoma teško otkriti, a vizuelno gotovo nemoguće.

Samo jedna svemirska letjelica, Voyager 2, uspjela je doći do planete udaljene poput Neptuna. Ostali projekti su samo... samo projekti.Neptun je posjetila samo jedna svemirska letjelica: Voyager 2 25. avgusta 1989. godine. Gotovo sve što znamo o Neptunu znamo iz ovog susreta.

PRSTENOVI NEPTUNA

Neptun takođe ima prstenove. Otkrivene su tokom pomračenja jedne od zvijezda od strane Neptuna 1981. godine. Posmatranja sa Zemlje pokazala su samo slabe lukove umjesto punih prstenova, ali fotografije Voyagera 2 u augustu 1989. pokazale su ih u punoj veličini. Jedan od prstenova ima čudnu uvrnutu strukturu. Poput urana i Jupitera, Neptunovi prstenovi su veoma tamni i njihova struktura je nepoznata. Ali to ih nije spriječilo da daju imena: najekstremniji je Adams (sadrži tri istaknuta luka, koji su iz nekog razloga nazvani Sloboda, Jednakost i Bratstvo), zatim neimenovani prsten koji se poklapa s orbitom Neptunovog satelita Galatee, a slijedi ga Leverrier (čiji su vanjski nastavci nazvani Lassel i Arago), i, konačno, slab, ali širok Haleov prsten. Kao što vidite, imena prstenova su ovekovečila one koji su učestvovali u otkriću Neptuna.

MAGNETOSFERA

Magnetno polje Neptuna, kao i polje Urana, je neobično orijentisano i verovatno je nastalo kretanjem provodne supstance (verovatno vode) koja se nalazi u srednjim slojevima planete, iznad jezgra. Magnetna osa je nagnuta pod uglom od 47 stepeni u odnosu na os rotacije, što bi se na Zemlji moglo odraziti na zanimljivo ponašanje magnetne igle, jer bi se, po njenom mišljenju, „Severni pol“ mogao nalaziti južno od Moskve... Osim toga, osa simetrije Neptunovog magnetnog polja ne prolazi kroz centar planete, i udaljena je više od pola polumjera od njega, što je vrlo slično okolnostima postojanja magnetskog polja oko Urana. Shodno tome, jačina polja nije konstantna na površini na različitim mestima i varira od trećine zemljine do trostruke. U bilo kojoj tački na površini, polje je promjenjivo kao i položaj i intenzitet izvora u utrobi planete. Igrom slučaja, prilikom približavanja Neptunu, Voyager se pomerio gotovo tačno u pravcu južnog magnetnog pola planete, što je omogućilo naučnicima da sprovedu niz jedinstvenih studija, od kojih su mnogi rezultati još uvek misteriozni i neshvatljivi. Nagađale su se o strukturi Neptuna. Otkrivene su pojave u atmosferi slične zemaljskim aurorama. Istražujući magnetne fenomene, Voyager je uspio precizno utvrditi period rotacije Neptuna oko svoje ose - 16 sati i 7 minuta.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

Spisak korišćene literature:

Saturnov sistem. – M.: Mir, 1993.

F.L. Will. Porodica sunca - Sp-B .: Beletristika, 1995.

Enciklopedija za djecu. T. 8. Astronomija. Glava. ed. M.D. Aksenova - M.: Avanta +, 1997.

M.Ya. Marov. Planete Sunčevog sistema. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronsten. Planete i njihova posmatranja. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Planete i mjeseci. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Udžbenik astronomije za 11. razred. - M.: Obrazovanje, 1994.

Planetarni prstenovi - sistem ravnih koncentričnih formacija od prašine i leda, koji rotiraju oko planete u ekvatorijalnoj ravni. Prstenovi se nalaze u svim plinovitim divovima Sunčevog sistema: Saturnu, Jupiteru, Uranu, Neptunu.

Skinuti:

Pregled:

Za korištenje pregleda prezentacija, kreirajte Google račun (nalog) i prijavite se: https://accounts.google.com

Naslovi slajdova:

Astronomska prezentacija Sateliti i prstenovi džinovskih planeta

Prstenovi džinovskih planeta Prstenovi planete - sistem ravnih koncentričnih formacija prašine i leda, rotirajući oko planete u ekvatorijalnoj ravni. Prstenovi se nalaze u svim plinovitim divovima Sunčevog sistema: Saturnu, Jupiteru, Uranu, Neptunu.

Sistem prstenova Saturna otkriven je u 17. veku. Prvi koji je to primijetio, najvjerovatnije, bio je Galileo Galilei 1610. godine, međutim, zbog lošeg kvaliteta optike, nije vidio prstenove, već samo "dodatke" s obje strane Saturna. Godine 1655. Kristijan Hajgens je, koristeći napredniji teleskop od Galilejevog, prvi ugledao Saturnov prsten i napisao: „Prsten je okružen tankim, ravnim, nigde ne dodirujućim, nagnutim ka ekliptici“. Više od 300 godina smatralo se da je Saturn jedina planeta sa prstenovima. Tek 1977. godine, kada se posmatra zatamnjenje zvijezde Uranom, prstenovi su otkriveni širom planete. Slabi i tanki prstenovi Jupitera otkriveni su 1979. godine od strane svemirskog broda Voyager 1. Deset godina kasnije, 1989. godine, Voyager 2 je otkrio Neptunove prstenove.

Sateliti Jupitera Jupiterovi sateliti su prirodni sateliti planete Jupiter. Od 2018. poznato je 79 Jupiterovih satelita; ovo je najveći broj otkrivenih satelita među svim planetama u Sunčevom sistemu. Četiri najveća su Io, Evropa, Ganimed i Kalisto.

Sateliti Saturna Saturn ima 62 poznata prirodna satelita s potvrđenom orbitom, od kojih 53 imaju vlastita imena. Većina satelita je mala i sastoji se od kamenja i leda. Najveći satelit Saturna (i drugi u cijelom Sunčevom sistemu nakon Ganimeda) je Titan, čiji je prečnik 5152 km. Ovo je jedini satelit s vrlo gustom atmosferom (1,5 puta gušću od Zemlje). Sastoji se od azota (98%) sa primesom metana. Naučnici sugerišu da su uslovi na ovom satelitu slični onima koji su postojali na našoj planeti pre 4 milijarde godina, kada je život tek nastajao na Zemlji.

Sateliti Urana Uran ima 27 satelita; najveći su Titania, Oberon, Umbriel, Ariel i Miranda. Miranda se smatra najinternijim i najsitnijim satelitom. Ariel je obdarena najsvjetlijom i najmlađom površinom. Umbriel je najstariji i najtamniji od pet unutrašnjih mjeseci. Obdaren velikim brojem starih velikih kratera i misterioznim svijetlim prstenovima na jednoj od hemisfera. Oberon je najudaljeniji, drevni i kraterski. Postoje naznake unutrašnje aktivnosti. Tajanstveni tamni materijal vidljiv je na dnu kratera. Kordelija i Ofelija su sateliti pastira koji drže uski spoljašnji "epsilonski" prsten.

uranijumski sateliti

Sateliti Neptuna Trenutno je poznato 14 satelita. Najveći satelit Neptuna je Triton. Njegova veličina je približna veličini Mjeseca, a po masi je 3,5 puta inferiornija od njega. To je jedini veliki satelit u Sunčevom sistemu koji se okreće oko svoje planete u suprotnom smjeru od rotacije planete oko svoje ose.

Izvori https:// ru.wikipedia.org/ https:// college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/

Hvala vam na pažnji

Saturn je najljepša planeta kada ga gledate kroz teleskop ili proučavate slike Voyagera. Saturn. Fotografija teleskopa. Hubble U blizini polova planete može se uočiti aurora Saturnovi fantastični prstenovi ne mogu se pomiješati sa bilo kojim drugim objektima u Sunčevom sistemu.

Planeta je poznata od davnina. Maksimalna prividna magnituda Saturna je +0,7m. Ova planeta je jedan od najsjajnijih objekata na našem zvezdanom nebu. Njegovo prigušeno bijelo svjetlo stvorilo je loš naziv za planet: rođenje u znaku Saturna dugo se smatralo lošim predznakom. Saturnovi prstenovi viđeni kroz teleskop sa Zemlje Slika Saturna u infracrvenim zracima

Period rotacije oko ose, zvezdani dan, je 10 sati 14 minuta (na geografskim širinama do 30 °). Budući da Saturn nije čvrsta lopta, već se sastoji od plina i tekućine, njegovi ekvatorijalni dijelovi rotiraju brže od polarnih područja. Na polovima je jedna rotacija oko 26 minuta sporija nego na ekvatoru. Prosječni period okretanja oko ose je 10 sati i 40 minuta. Prelet AMS Voyagera u blizini Saturna. Satelit planete je vidljiv u blizini.

Ispod atmosfere je okean tečnog molekularnog vodonika. Na dubini od oko km, vodonik postaje metalan (pritisak dostiže oko 3 miliona atmosfera). Kretanje metala stvara snažno magnetsko polje. U središtu planete nalazi se masivno jezgro od željeza od kamena. Hemijski sastav Saturnove atmosfere

Na Saturnu duvaju vrlo jaki vjetrovi, uglavnom u istočnom smjeru (podsjetimo da se, kao i većina planeta, Saturn rotira od zapada prema istoku). Njihova ekvatorijalna brzina, koju je izmjerio Voyager 2, bila je oko 500 m/s. Jačina vjetrova slabi s udaljavanjem od ekvatora. Ovisnost brzine vjetra na Saturnu o geografskoj širini

Godine 1610. Galileo Galilei je prvi put vidio prstenove Saturna kroz teleskop, ali nije shvatio šta su, pa je zapisao da se Saturn sastoji od dijelova. Pola veka kasnije, Christian Huygens je izvestio da Saturn ima prstenove, a 1675. godine Cassini je otkrio jaz između prstenova. Promjena izgleda Saturnovih prstenova kada se gleda kroz zemaljski teleskop

Postoje 3 glavna prstena, nazvana A, B i C. Vidljivi su sa Zemlje. Postoje i slabiji prstenovi - D, E, F. Pobližim pregledom prstenova postoji velika raznolikost. Između prstenova postoje praznine u kojima nema čestica. Struktura Ta prstenova iz proreza, koja se može vidjeti srednjim teleskopom sa Zemlje (između A i B prstena), naziva se Cassini prorez. U vedrim noćima možete vidjeti čak i manje vidljive pukotine. Unutrašnji dijelovi prstenova rotiraju se brže od vanjskih.

Prvi Saturnov mjesec, Titan, otkrio je Hajgens 1655. godine. Titan je najzanimljiviji Saturnov mjesec. Okružena je atmosferom dušika, čija je gustina veća od gustine zemlje. Titan je veliki mjesec, veći od Mjeseca i Merkura. Njegov prečnik je 5150 km. Uporedne veličine Zemlje, Titana i Mjeseca

Titan ima gustu crveno-narandžastu atmosferu sa oblacima visokim oko 200 km, kroz koje se ne mogu razaznati površinski detalji. Atmosfera Titana se sastoji od 85% azota, 12% argona, oko 3% metana, a pronađene su i nečistoće kiseonika, vodonika, etana, propana i drugih gasova. Struktura atmosfere Titana

Pritisak gasova u blizini površine Titana je oko jedan i po puta veći nego na Zemlji. Temperatura gornjih slojeva atmosfere je 150 K. Temperatura površine Titana je 100 K. Metan igra važnu ulogu u održavanju toplotnog režima atmosfere. Zahvaljujući njemu, na Titanu se uočava nešto slično zemaljskom efektu staklene bašte, zbog čega atmosfera Titana ima višu temperaturu. Fantazija "Na obali okeana metana"

Dva satelita Mimas i Enceladus otkrio je Herschel Enceladus - najlakše tijelo u Sunčevom sistemu (albedo blizu 1). Vjerovatno je prekriveno tankim slojem mraza. Dva najveća kratera nazvana su po Ali Babi i Aladinu. Na površini Mimasa nalazi se džinovski udarni krater Herschel prečnika 130 km

Četiri satelita Saturna - Tetida, Diona, Reja i Japet otkrivena su svemirskom sondicom Cassini.Tetida je poznata po krateru Odisej (400 km, oko 2/5 prečnika satelita) i džinovskom kanjonu Itake, koji se proteže na 3 hiljade kilometara . AMS Voyager 2. Dion. Fotografija Voyagera 1 AMS. Na satelitu Dion otkriveno je nekoliko kratera. Najveći krater je oko 100 km preko Saturnovih satelita Tetide i Dione

slajd 1

Planete - divovi

Astronomija - 11. razred

slajd 2

Jupiter Saturn Uran Neptun

slajd 3

Jupiter je peta planeta od Sunca i najveća planeta u Sunčevom sistemu. Jupiter je više nego dvostruko masivniji od svih ostalih planeta zajedno. Jupiter je otprilike 90% vodonika i 10% helijuma sa tragovima metana, vode, amonijaka. Jupiter može imati jezgro od čvrstog materijala koje ima oko 10 do 15 Zemljinih masa. Iznad jezgra je glavni volumen planete u obliku tekućeg metalnog vodonika. Sloj koji je najudaljeniji od jezgra sastoji se prvenstveno od običnog molekularnog vodonika i helijuma. Veliku crvenu mrlju su posmatrači Zemlje vidjeli prije više od 300 godina. Ima 12.000 sa 25.000 km. Jupiter zrači više energije u svemir nego što prima od Sunca. Unutar Jupitera je vruće jezgro čija je temperatura približno 20.000 K. Jupiter ima ogromno magnetsko polje, mnogo jače od Zemljinog. Jupiter ima prstenove poput Saturna, ali mnogo slabije. Jupiter ima 16 poznatih mjeseci: 4 velika i 12 malih.

slajd 4

velika crvena tačka

Velika crvena pjega je ovalna formacija promjenjive veličine koja se nalazi u južnoj tropskoj zoni. Trenutno ima dimenzije 15x30 hiljada km, a prije stotinu godina promatrači su primijetili 2 puta veće veličine. Ponekad nije jasno vidljivo. Velika crvena mrlja je dugovječni slobodni vrtlog (anticiklon) u Jupiterovoj atmosferi, koji pravi potpunu revoluciju za 6 zemaljskih dana i karakteriziraju ga, poput svijetlih zona, uzlazne struje u atmosferi. Oblaci u njemu se nalaze više, a njihova temperatura je niža nego u susjednim područjima pojasa.

slajd 5

Mjeseci Jupitera

slajd 6

Io je treći po veličini i najbliži Jupiterov mjesec. Io su otkrili Galileo i Marius 1610. Io i Evropa su po sastavu slične zemaljskim planetama, prvenstveno u prisustvu silikatnih stijena. Na Iou je pronađeno vrlo malo kratera, stoga je njegova površina vrlo mlada. Umjesto kratera pronađene su stotine vulkana. Neki od njih su aktivni! Ioovi pejzaži su iznenađujuće raznoliki: jame duboke i do nekoliko kilometara, jezera rastopljenog sumpora, planine koje nisu vulkani, potoci neke vrste viskozne tečnosti koji se protežu stotinama kilometara i vulkanski otvori. Io, kao i mjesec, uvijek okreće istu stranu prema Jupiteru. Io ima vrlo tanku atmosferu, koja se sastoji od sumpor-dioksida i možda nekih drugih plinova.

Slajd 7

Evropa je četvrti po veličini Jupiterov mjesec. Evropu su otkrili Galileo i Marius 1610. Evropa i Io su po sastavu slične zemaljskim planetama: takođe su uglavnom sastavljene od silikatnih stijena. Za razliku od Ia, Evropa je na vrhu prekrivena tankim slojem leda. Najnoviji podaci iz Galilea ukazuju da je unutrašnjost Evrope sastavljena od slojeva sa malim metalnim jezgrom u centru. Slike površine Evrope jako podsećaju na slike morskog leda na Zemlji. Moguće je da ispod površine evropskog leda postoji nivo tečne vode čak 50 km. Nedavna zapažanja pokazuju da Evropa ima veoma malu atmosferu kiseonika. Galileo je otkrio prisustvo slabog magnetnog polja (vjerovatno 4 puta slabijeg od Ganimedovog).

Slajd 8

Ganimed je sedmi i najveći Jupiterov mjesec. Ganimeda su otkrili Galileo i Marius 1610. Ganimed je najveći mjesec u Sunčevom sistemu. Ganimed je podeljen na tri strukturna nivoa: malo jezgro od rastopljenog gvožđa ili gvožđa i sumpora, okruženo stenovitim silikatnim omotačem sa ledenom školjkom na površini. Površina Ganimeda je u osnovi dva tipa terena: vrlo stara, jako kraterirana, tamna područja i nešto mlađa, svjetlija, područja sa proširenim nizovima jaraka i planinskih lanaca. Razrijeđena atmosfera Ganimeda sadrži kisik poput Evrope. Ovaj satelit ima svoje magnetosfersko polje, koje se proteže u unutrašnjost ogromnog Jupitera.

Slajd 9

Callisto

Kalisto, osmi poznati Jupiterov mjesec i drugi po veličini, otkrili su Galileo i Marius 1610. Callisto je uglavnom oko 40% leda i 60% kamena/gvožđa, slično Titanu i Tritonu. Površina Kalista je potpuno prekrivena kraterima. Njegova starost se procjenjuje na 4 milijarde godina. Callisto ima vrlo nisku atmosferu ugljičnog dioksida.

Slajd 10

Saturn je šesta planeta od Sunca i druga najveća planeta u Sunčevom sistemu. Saturn je jasno spljošten; njegovi ekvatorijalni i polarni promjeri se razlikuju za skoro 10%, što je rezultat brze rotacije i tečnog stanja. Saturn ima najmanju gustoću od svih planeta, sa specifičnom težinom od samo 0,7, manjom od one vode. Poput Jupitera, Saturn je otprilike 75% vodonika i 25% helijuma, sa tragovima vode, metana, amonijaka i kamena. Saturnovi prstenovi su neobično tanki: iako imaju 250.000 km ili više u prečniku, debeli su samo 1,5 km. Sastoje se uglavnom od čestica leda i stijena prekrivenih ledenom korom. Kao i druge planete Jupiterove grupe, Saturn ima značajno magnetno polje. Saturn ima 18 mjeseci.

slajd 11

Prstenovi Saturna.

Postoje tri glavna prstena, nazvana A, B i C. Oni se bez većih problema razlikuju od Zemlje. Slabiji prstenovi takođe imaju imena - D, E, F. Pobližim pregledom, prstenova je jako puno. Između prstenova postoje praznine u kojima nema čestica. Onaj koji se može vidjeti srednjim teleskopom sa Zemlje (između prstenova A i B) naziva se Cassini prorez.

slajd 13

Saturnovi sateliti

Slajd 14

Mimas je otkrio Herschel 1789. Mimas je neobičan po tome što je na njemu pronađen jedan ogroman krater, koji je oko trećine veličine satelita. Prekriven je pukotinama, što je vjerovatno uzrokovano plimskim uticajem Saturna: Mimas je najbliži od velikih satelita planeti. Na fotografiji možete vidjeti isti veliki meteoritski krater, nazvan Herschel. Njegova veličina je 130 kilometara. Herschel je uvučen u površinu za 10 kilometara, sa centralnim toboganom, skoro kao Everest.

slajd 15

Encelad je otkrio Herschel 1789. Enceladus ima najaktivniju površinu od svih satelita u sistemu. Na njemu su vidljivi tragovi tokova koji su uništili nekadašnji reljef, pa se pretpostavlja da bi utroba ovog satelita mogla biti aktivna u današnje vrijeme. Također, iako se krateri mogu vidjeti posvuda, njihova oskudnost u nekim područjima implicira da su ova područja stara samo nekoliko stotina miliona godina. To bi trebalo značiti da su dijelovi površine na Enceladu i dalje podložni promjenama. Vjeruje se da njegova aktivnost leži u utjecaju plimnih sila Saturna, zagrijavajući Enceladus.

slajd 16

Tetis je 1684. godine otkrio G. Cassini. Tetis je poznat po svojoj ogromnoj pukotini, dugoj 2000 km - tri četvrtine dužine satelitskog ekvatora! Fotografije Tetide sa Voyagera 2 pokazale su veliki, glatki krater oko trećine prečnika samog meseca, nazvan Odisej. Veći je od Herschela na Mimasu. Nažalost, na prikazanoj slici ovi detalji se slabo razlikuju. Postoji nekoliko hipoteza o poreklu pukotine, uključujući i jednu koja ukazuje na takav period u istoriji Tetide kada je bila tečna. Prilikom smrzavanja može se stvoriti pukotina. Temperatura površine Tetide je 86 K.

Slajd 17

Dione je 1684. godine otkrio G. Cassini. Na površini Dione vidljivi su tragovi izbacivanja lakog materijala u vidu mraza, brojni krateri i vijugava dolina.

Slajd 18

Rhea je otkrio G. Cassini 1672. godine. Rhea - ima staru, potpuno kraterisanu površinu

Slajd 19

Titanijum je otkrio Hajgens 1655. Titanijum je otprilike pola smrznuta voda, a pola kamenit materijal. Moguće je da je njegova struktura diferencirana u zasebne nivoe sa kamenim središnjim područjem okruženim zasebnim nivoima sastavljenim od različitih kristalnih oblika leda. Možda je unutra još vruće. Titan je jedini mjesec u Sunčevom sistemu koji ima značajnu atmosferu. Pritisak na njegovoj površini je više od 1,5 bara (50% veći nego na Zemlji). Atmosfera se prvenstveno sastoji od molekularnog azota (kao na Zemlji) sa ne više od 6% argona i nekoliko procenata metana. Tu su i tragovi najmanje desetak drugih organskih supstanci (etan, vodonik cijanid, ugljični dioksid) i vode.

Slajd 20

Hyperion

Hiperion je otkrio Lassel 1848. Nepravilan oblik satelita uzrokuje neobičan fenomen: svaki put kada se div Titan i Hiperion približe jedan drugome, Titan mijenja orijentaciju Hiperiona gravitacijskim silama. Nepravilan oblik Hiperiona i tragovi dugogodišnjeg bombardovanja meteoritima omogućavaju da se Hiperion nazove najstarijim u Saturnovom sistemu.

slajd 21

Japeta je 1671. otkrio G. Cassini. Orbita Japeta nalazi se skoro 4 miliona kilometara od Saturna. Jedna strana Japeta ima dosta kratera, dok se čini da je druga strana gotovo glatka. Japet je poznat po svojoj neravnoj površini. Satelit je, kao i Mjesec sa Zemljom, uvijek okrenut jednom stranom prema Saturnu, tako da se u orbiti pomjera samo jednom stranom naprijed, što je 10 puta tamnije od suprotne strane. Postoji verzija da u svom kretanju satelit "mete" prašinu i male čestice, takođe se okrećući oko Saturna. S druge strane, može biti da ovu tamnu materiju stvara unutrašnjost satelita.

slajd 22

Fibi se okreće oko planete u smjeru suprotnom od rotacije svih ostalih satelita i Saturna oko ose. Široko je sfernog oblika i reflektuje oko 6 posto sunčeve svjetlosti. Pored Hiperiona, ovo je jedini satelit koji se ne okreće uvijek prema Saturnu na jednoj strani. Sve ove karakteristike sasvim razumno nam omogućavaju da kažemo da je Fibi asteroid zarobljen u gravitacionim mrežama.

slajd 23

Uran je prva planeta koju je u moderno doba otkrio William Herschel tokom svog sistematskog pregleda neba teleskopom 13. marta 1781. godine. Osa rotacije većine planeta je skoro okomita na ravan ekliptike, a osa Urana je skoro paralelna sa ekliptikom. Uran se prvenstveno sastoji od stijena i raznih ledova. Očigledno, Uran nema kameno jezgro kao Jupiter i Saturn. Atmosfera Urana je 83% vodonika, 15% helijuma i 2% metana. Kao i druge gasovite planete, Uran ima prstenove. Poput Jupitera, veoma su tamni i, kao i Saturn, osim fine prašine, sadrže prilično velike čestice do 10 metara u prečniku. Poznato je 11 prstenova. Uran ima 15 poznatih i imenovanih mjeseci i 5 nedavno otkrivenih.

slajd 24

sateliti

Slajd 25

Otkrio ga je Kuiper 1948. Sve je pomiješano na površini Mirande: kraterirani teren se izmjenjuju s platformama s natprirodnim žljebovima, doline se izmjenjuju sa liticama visokim više od 5 kilometara. Mirandina mala veličina i niska temperatura (-187 Celzijusa) i, u isto vrijeme, intenzitet i raznolikost tektonske aktivnosti na ovom satelitu iznenadili su naučnike. Vjerovatno su plimne sile sa Urana, koje su imale tendenciju da deformiraju satelit cijelo vrijeme, poslužile kao dodatni izvor energije za takvu aktivnost.

slajd 26

Otkrio ga je Lassel 1851. Arielova površina je mješavina kraterskog terena i međusobno povezanih sistema dolina dugih stotinama kilometara i dubine više od 10 kilometara. Ariel ima najsjajniju i možda geološki najmlađu površinu u satelitskom sistemu Urana.

Slajd 27

Umbriel

Otkrivena 1851. od strane Lassell-a, površina Umbriela je drevna i tamna, očigledno podložna nekoliko geoloških procesa. Tamni tonovi Umbrielove površine mogu biti rezultat sloja prašine i sitnih krhotina koji je nekada bio u blizini orbite ovog satelita.

Slajd 28

Titaniju je otkrio Herschel 1787. godine. Titaniju se odlikuje ogromnim sistemima pukotina i kanjonima, što ukazuje na određeni period aktivne geološke aktivnosti u prošlosti ovog satelita. Ovi detalji mogu biti rezultat tektonskih kretanja kore.

Slajd 29

Oberon je otkrio Herschel 1787. Oberon, najudaljeniji od pet velikih mjeseca, također ima staru, kratersku površinu sa slabim tragovima unutrašnje aktivnosti. Dva Uranova mjeseca - Oberon i Umbriel - izgledaju potpuno isto, iako je Oberon 35% veći. Svi veliki sateliti Urana su mješavina oko 40-50% smrznute vode, a ostatak - stijena. Prekrivena velikim brojem kratera, Oberonova površina je vjerovatno stabilna od početka svog formiranja. Ovdje su pronađeni mnogo veći krateri nego na Arielu i Titaniji. Neki od kratera imaju izbačene zrake slične onima pronađenim na Kalistu.

slajd 30

Nakon što je Uran otkriven, uočeno je da njegova orbita nije u skladu sa Newtonovim zakonima. Tako je predviđeno postojanje još jedne udaljenije planete, koja je trebalo da utiče na orbitu Urana. Po svom sastavu Neptun je sličan Uranu: razni "ledovi" i stijene sa malom količinom helijuma i oko 15% vodonika. Njegova atmosfera je uglavnom vodonik i helijum sa malom količinom metana. Kao i na svakoj plinovitoj planeti, vjetrovi na Neptunu pušu vrlo velikom brzinom. Neptunovi vjetrovi su najbrži u Sunčevom sistemu i dostižu brzinu i do 2.000 km/h. Poput Jupitera i Saturna, Neptun ima unutrašnji izvor toplote – zrači dvostruko više energije nego što prima od Sunca.

Slajd 31

Prema zemaljskim studijama, poznata su samo dva Neptunova satelita: Triton i Nereida, koji kruže oko Neptuna u suprotnom smjeru. Voyager 2 otkrio je još 6 satelita veličine od 200 do 50 km, koji se rotiraju u istom smjeru kao i Neptun.

slajd 32

Triton je otkrio Lassell 1846. Osa rotacije Tritona je neobična, njen nagib prema osi Neptuna je 157 stepeni. Gustina Tritona-2.0. Triton je možda samo oko 25% smrznute vode, ostalo je kameni materijal. Temperatura površine Tritona je samo 34,5 K (-235 C). Triton ima atmosferu, iako je vrlo mala, sastoji se uglavnom od dušika s malom količinom metana. Rijetka magla se proteže prema gore 5-10 km. Najzanimljivija i potpuno neočekivana karakteristika ovog neobičnog svijeta su ledeni vulkani, koji uključuju, možda, tečni dušik, prašinu i materijale koji sadrže metan.

Slajd 33

Nereida je treći najveći i najudaljeniji Neptunov mjesec. Ovo nebesko tijelo ima najekscentričniju orbitu od svih planeta i satelita Sunčevog sistema. Njegova udaljenost od Neptuna varira od 1.353.600 km do 9.623.700 km.

slajd 34

Pluton je najudaljeniji od Sunca i najmanja planeta. Pluton je manji od sedam meseci planeta Sunčevog sistema, kao što su Mesec, Io, Evropa, Ganimed, Kalisto, Titan i Triton. Pluton je otkriven 1930. Plutonova orbita je jako izdužena. S vremena na vrijeme se nalazi bliže Suncu nego Neptunu. Pluton rotira u suprotnom smjeru u odnosu na većinu drugih planeta. Kao i Uran, Plutonova ekvatorijalna ravan je skoro pod pravim uglom u odnosu na orbitalnu ravan. Temperatura površine Plutona nije poznata, ali se smatra da je između -228 i -238 C. Sastav Plutona je nepoznat, ali njegova gustina (otprilike 2 g/cm3) ukazuje na to da bi mogao biti sastavljen od mješavine stena i stena. kamena i 30% od smrznute vode. Malo se zna o Plutonovoj atmosferi: ona se vjerovatno sastoji uglavnom od dušika s ugljičnim monoksidom i metanom.

Slajd 35

Godine 1978. otkriven je Plutonov satelit Haron, koji se nalazi na udaljenosti od 19.640 km od planete. Haron se okreće oko Plutona svakih 6,4 dana (period rotacije Plutona), što je za razliku od bilo kojeg drugog mjeseca. Svakih pet godina dolazi do međusobnog pomračenja između Plutona i Harona. Ispravljene vrijednosti za prečnike Plutona su 2.284 km, a Harona su 1.192 km. Pluton i Haron imaju značajno različite boje. Haronova površina je 30% tamnija od Plutonove. Vjeruje se da je Haron, za razliku od Plutona, prekriven vodenim ledom.

Naš solarni sistem, ako mislimo na njegovu supstancu, sastoji se od Sunca i četiri džinovske planete, i još jednostavnije - od Sunca i Jupitera, pošto je masa Jupitera veća od svih drugih blizu solarnih objekata - planeta, kometa, asteroida - kombinovano. U stvari, živimo u binarnom sistemu Sunce-Jupiter, a sve ostale "sitnice" podliježu njihovoj gravitaciji.

Saturn je po masi četiri puta manji od Jupitera, ali mu je sličan po sastavu: također se uglavnom sastoji od lakih elemenata - vodonika i helijuma u odnosu 9:1 u odnosu na broj atoma. Uran i Neptun su još manje masivni i bogatiji sastavom težim elementima - ugljeniku, kiseoniku, azotu. Stoga se grupa od četiri diva obično dijeli na pola, u dvije podgrupe. Jupiter i Saturn nazivaju se plinoviti divovi, dok se Uran i Neptun nazivaju ledenim divovima. Činjenica je da Uran i Neptun nemaju baš gustu atmosferu, a veći dio njihovog volumena čini ledeni omotač; tj. prilično čvrsta supstanca. A u Jupiteru i Saturnu gotovo cijeli volumen zauzima gasovita i tečna "atmosfera". Istovremeno, svi divovi imaju jezgra od željeza i kamena koja po masi prevazilaze našu Zemlju.

Na prvi pogled, divovske planete su primitivne, a male planete mnogo zanimljivije. Ali možda je to zato što još uvijek ne znamo prirodu ova četiri diva, a ne zato što su malo interesantni. Samo ih ne poznajemo dobro. Na primjer, dva ledena giganta - Uran i Neptun - samo su jednom u cijeloj istoriji astronomije prišla svemirskoj sondi (Voyager 2, NASA, 1986. i 1989.), a čak i tada je proletjela pored njih bez zaustavljanja. Koliko je tu mogao vidjeti i izmjeriti? Može se reći da još nismo baš počeli proučavati ledene divove.

Plinoviti giganti su proučavani mnogo detaljnije, jer pored letećih vozila (Pionir 10 i 11, Voyager 1 i 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA i ESA), vještački sateliti: Galileo (NASA) 1995. -2003 i Juno (NASA) istražuju Jupiter od 2016, a Cassini (NASA i ESA) 2004-2017. proučavao Saturn.

Jupiter je najdublje proučavan, i to u doslovnom smislu: u njegovu atmosferu s daske Galilea bačena je sonda, koja je doletjela brzinom od 48 km/s, otvorila padobran i za 1 sat se spustila 156 km ispod. gornju ivicu oblaka, gdje je pri vanjskom pritisku od 23 atm i temperaturi od 153 °C prestao sa prijenosom podataka, očito zbog pregrijavanja. Na putanji spuštanja izmjerio je mnoge parametre atmosfere, uključujući čak i njen izotopski sastav. To je značajno obogatilo ne samo planetologiju, već i kosmologiju. Na kraju krajeva, džinovske planete ne oslobađaju materiju od sebe, one zauvek zadržavaju ono iz čega su rođene; posebno za Jupiter. Na njegovoj oblačnoj površini, druga brzina bijega je 60 km/s; jasno je da odatle nikada neće pobjeći niti jedan molekul.

Stoga smatramo da je izotopski sastav Jupitera, posebno sastav vodonika, karakterističan za prve faze života, barem u Sunčevom sistemu, a možda i u svemiru. I ovo je vrlo važno: odnos teških i lakih izotopa vodika pokazuje kako je tekla sinteza hemijskih elemenata u prvim minutama evolucije našeg svemira, kakvi su tada bili fizički uslovi.

Jupiter rotira brzo, sa periodom od oko 10 sati; a pošto je prosječna gustoća planete niska (1,3 g/cm 3), centrifugalna sila je primjetno deformirala njeno tijelo. Kada pogledate planetu, možete vidjeti da je komprimirana duž polarne ose. Stepen kompresije Jupitera, odnosno relativna razlika između njegovog ekvatorijalnog i polarnog radijusa je ( R eq − R sprat)/ R eq = 0,065. To je prosječna gustina planete (ρ ∝ GOSPODIN 3) i njegov dnevni period ( T) odrediti oblik njenog tijela. Kao što znate, planeta je kosmičko tijelo u stanju hidrostatičke ravnoteže. Na polu planete djeluje samo gravitaciona sila ( GM/R 2), a na ekvatoru joj se suprotstavlja centrifugalna sila ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Njihov omjer određuje oblik planete, budući da pritisak u centru planete ne bi trebao ovisiti o smjeru: ekvatorijalni stup materije trebao bi težiti koliko i polarni. Odnos ovih sila (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(GOSPODIN 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Dakle, što je manja gustina i trajanje dana, to je planeta kompresovanija. Provjerimo: prosječna gustina Saturna je 0,7 g/cm 3 , njegov period rotacije je 11 sati - skoro isto kao i Jupiterov - a kompresija je 0,098. Saturn je kompresovan jedan i po puta jači od Jupitera, a to je lako uočiti kada se planete posmatraju kroz teleskop: kompresija Saturna je upečatljiva.

Brza rotacija divovskih planeta određuje ne samo oblik njihovog tijela, a time i oblik njihovog promatranog diska, već i njegov izgled: oblačna površina gigantskih planeta ima zonsku strukturu s prugama različitih boja koje se protežu duž ekvatora . Plinski tokovi se kreću brzo, brzinom od više stotina kilometara na sat; njihovo međusobno pomicanje uzrokuje posmičnu nestabilnost i, zajedno sa Coriolisovom silom, stvara gigantske vrtloge. Iz daleka se vidi Velika crvena mrlja na Jupiteru, veliki bijeli oval na Saturnu, velika tamna mrlja na Neptunu. Posebno je poznata anticiklona Velika crvena mrlja (GRS) na Jupiteru. Nekada je BKP bio duplo veći od sadašnjeg, videli su ga Galilejevi savremenici kroz svoje slabašne teleskope. Danas je BKP prebledeo, ali i dalje ovaj vrtlog živi u atmosferi Jupitera skoro 400 godina, pošto prekriva ogromnu masu gasa. Njegova veličina je veća od globusa. Takva masa gasa, kada se jednom kovitla, neće uskoro prestati. Na našoj planeti cikloni žive oko nedelju dana, a tamo vekovima.

U svakom pokretu energija se rasipa, što znači da je potreban njen izvor. Svaka planeta ima dvije grupe izvora energije - unutrašnje i vanjske. Izvana se mlaz sunčevog zračenja izlije na planetu i meteoroidi padaju. Iznutra se planeta zagrijava raspadom radioaktivnih elemenata i gravitacijskom kontrakcijom same planete (Kelvin-Helmholtz mehanizam). . Iako smo već vidjeli kako veliki objekti padaju na Jupiter izazivajući snažne eksplozije (kometa Shoemaker-Levy 9), procjene učestalosti njihovog pada pokazuju da je prosječni tok energije koji donose znatno manji od sunčevog svjetla. S druge strane, uloga unutrašnjih izvora energije je dvosmislena. Za zemaljske planete, koje se sastoje od teških vatrostalnih elemenata, jedini unutrašnji izvor toplote je radioaktivni raspad, ali je njegov doprinos zanemarljiv u poređenju sa toplotom sa Sunca.

Divovske planete imaju znatno manji udio teških elemenata, ali su masivnije i lakše se sabijaju, što oslobađanje gravitacijske energije čini glavnim izvorom topline. A pošto su divovi uklonjeni sa Sunca, unutrašnji izvor postaje konkurent spoljašnjem: ponekad se planeta zagreva više nego što je Sunce zagreva. Čak i Jupiter, najbliži džin Suncu, zrači (infracrveno) 60% više energije nego što prima od Sunca. A energija koju Saturn zrači u svemir je 2,5 puta veća od one koju planeta prima od Sunca.

Gravitaciona energija se oslobađa kako tokom kompresije planete u cjelini, tako i prilikom diferencijacije njenih utroba, odnosno kada gušća materija potonu u centar i odatle se potisne više „plutajuća“. Verovatno oba efekta deluju. Na primjer, Jupiter se u našoj eri smanjuje za oko 2 cm godišnje. I odmah nakon formiranja, bio je duplo veći, brže se skupljao i bio je mnogo topliji. U njegovoj blizini tada je igrao ulogu malog sunca, na šta ukazuju svojstva njegovih galilejskih satelita: što su bliže planeti, to su gušće i manje sadrže hlapljive elemente (kao i same planete u Sunčevom sistemu). ).

Osim kompresije planete u cjelini, važnu ulogu u gravitacijskom izvoru energije igra diferencijacija crijeva. Supstanca se dijeli na gustu i plutajuću, a gusta tone, oslobađajući svoju potencijalnu gravitacijsku energiju u obliku topline. Vjerojatno je, prije svega, to kondenzacija i naknadni pad kapljica helija kroz plutajuće slojeve vodika, kao i fazni prijelazi samog vodonika. Ali može biti još zanimljivijih pojava: na primjer, kristalizacija ugljika je kiša dijamanata (!), Istina, ne oslobađa mnogo energije, jer je malo ugljika.

Unutrašnja struktura džinovskih planeta još se samo teoretski proučava. Imamo male šanse za direktan prodor u njihove dubine, a metode seizmologije, odnosno akustičkog sondiranja, na njima još nisu primijenjene. Možda ćemo jednog dana naučiti kako da sijamo kroz njih uz pomoć neutrina, ali to je još daleko.

Na sreću, u laboratorijskim uslovima ponašanje materije pri pritiscima i temperaturama koje vladaju u unutrašnjosti džinovskih planeta već je dobro proučeno, što daje osnovu za matematičko modeliranje njihovih unutrašnjosti. Postoje metode za kontrolu adekvatnosti modela unutrašnje strukture planeta. Dva fizička polja, magnetsko i gravitaciono, čiji se izvori nalaze u dubinama, izlaze u prostor koji okružuje planetu, gde se mogu meriti instrumentima svemirskih sondi.

Mnogi faktori distorzije djeluju na strukturu magnetnog polja (blizu planetarne plazme, solarnog vjetra), dok gravitacijsko polje ovisi samo o distribuciji gustine unutar planete. Što se tijelo planete više razlikuje od sferno simetričnog, to je njegovo gravitacijsko polje složenije, ima više harmonika koji ga razlikuju od jednostavnog Newtonovog GM/R 2 .

Instrument za mjerenje gravitacionog polja udaljenih planeta po pravilu je sama svemirska sonda, tačnije njeno kretanje u polju planete. Što je sonda udaljenija od planete, slabije su u njenom kretanju male razlike u polju planete od sferno simetričnog. Stoga je neophodno lansirati sondu što bliže planeti. U tu svrhu, nova sonda Juno (NASA) radi u blizini Jupitera od 2016. godine. Leti u polarnoj orbiti, što ranije nije bio slučaj. U polarnoj orbiti, viši harmonici gravitacionog polja su uočljiviji, jer je planeta komprimirana, a sonda se s vremena na vrijeme vrlo približi površini. To je ono što omogućava mjerenje viših harmonika širenja gravitacionog polja. Ali iz istog razloga, sonda će uskoro završiti svoj posao: leti kroz najgušće regije Jupiterovih radijacijskih pojaseva, a njena oprema uvelike pati od toga.

Jupiterovi pojasevi zračenja su kolosalni. Pri visokom pritisku, vodonik u utrobi planete se metalizira: njegovi elektroni se generaliziraju, gube kontakt s jezgrama, a tekući vodonik postaje provodnik električne energije. Ogromna masa supravodljivog medija, brza rotacija i snažna konvekcija - ova tri faktora doprinose stvaranju magnetnog polja zbog dinamo efekta. U kolosalnom magnetnom polju koje hvata nabijene čestice koje lete sa Sunca formiraju se monstruozni pojasevi zračenja. U njihovom najgušćem dijelu leže orbite unutrašnjih Galilejevih satelita. Dakle, na površini Evrope čovek nije živeo dan, ali na Io - ni sat. Čak ni svemirskom robotu nije lako biti tamo.

Ganimed i Kalisto, koji su udaljeniji od Jupitera, su u tom smislu mnogo sigurniji za istraživanje. Dakle, tamo će Roskosmos u budućnosti poslati istragu. Iako bi Evropa sa svojim subglacijalnim okeanom bila mnogo zanimljivija.

Ledeni divovi Uran i Neptun izgledaju srednje između plinovitih divova i zemaljskih planeta. U poređenju sa Jupiterom i Saturnom, oni imaju manju veličinu, masu i centralni pritisak, ali njihova relativno visoka prosečna gustina ukazuje na veći udeo CNO elemenata. Proširena i masivna atmosfera Urana i Neptuna je uglavnom vodonik-helijum. Ispod njega je vodeni omotač s primjesom amonijaka i metana, koji se obično naziva led. Ali među planetolozima je uobičajeno da se „ledovima“ nazivaju hemijski elementi CNO grupe i njihova jedinjenja (H 2 O, NH 3, CH 4, itd.), a ne njihovo stanje agregacije. Tako plašt može biti tečniji. A ispod njega leži relativno malo jezgro od željeza od kamena. Budući da je koncentracija ugljika u utrobi Urana i Neptuna veća od koncentracije Saturna i Jupitera, u podnožju njihovog ledenog omotača može postojati sloj tekućeg ugljika u kojem se kondenzuju kristali, odnosno dijamanti koji se talože.

Naglašavam da se o unutrašnjoj strukturi gigantskih planeta aktivno raspravlja, a još uvijek postoji dosta konkurentnih modela. Svako novo mjerenje iz svemirskih sondi i svaki novi rezultat laboratorijskih simulacija u visokotlačnim instalacijama dovode do revizije ovih modela. Podsjetim da je direktno mjerenje parametara vrlo plitkih slojeva atmosfere, i to samo na Jupiteru, samo jednom izvršila sonda bačena sa Galilea (NASA). Sve ostalo su indirektna mjerenja i teorijski modeli.

Magnetna polja Urana i Neptuna su slabija od onih plinovitih divova, ali jača od Zemljinih. Iako je na površini Urana i Neptuna indukcija polja približno ista kao na površini Zemlje (djelići gausa), ali je volumen, a samim tim i magnetni moment, mnogo veći. Geometrija magnetnog polja ledenih divova je veoma složena, daleko od jednostavnog oblika dipola karakterističnog za Zemlju, Jupiter i Saturn. Vjerovatni razlog je taj što se magnetno polje stvara u relativno tankom električno provodljivom sloju omotača Urana i Neptuna, gdje konvekcijski tokovi nemaju visok stepen simetrije (pošto je debljina sloja mnogo manja od njegovog radijusa) .

S vanjskim sličnostima, Uran i Neptun se ne mogu nazvati blizancima. O tome svjedoči njihova različita prosječna gustina (odnosno 1,27 odnosno 1,64 g/cm 3) i različit intenzitet oslobađanja topline u crijevima. Iako je Uran jedan i po puta bliži Suncu od Neptuna, pa stoga prima 2,5 puta više toplote od njega, hladniji je od Neptuna. Činjenica je da Neptun u svojim dubinama emituje još više toplote nego što prima od Sunca, a Uran ne emituje gotovo ništa. Toplotni tok iz crijeva Urana u blizini njegove površine iznosi samo 0,042 ± 0,047 W/m2, što je čak i manje od Zemljinog (0,075 W/m2). Uran je najhladnija planeta u Sunčevom sistemu, iako ne i najudaljenija od Sunca. Je li to zbog njegove čudne rotacije "na njegovoj strani"? Nije isključeno.

Hajde sada da pričamo o prstenovima planeta.

Svi znaju da je „okružena planeta“ Saturn. Ali nakon pažljivog posmatranja, ispostavilo se da sve džinovske planete imaju prstenove. Teško ih je vidjeti sa zemlje. Na primjer, Jupiterov prsten ne vidimo kroz teleskop, ali ga primjećujemo u pozadinskom svjetlu kada svemirska sonda gleda planetu sa njene noćne strane. Ovaj prsten se sastoji od tamnih i vrlo malih čestica, čija je veličina uporediva sa dugom talasnom dužinom svetlosti. Praktično ne reflektuju svjetlost, ali je dobro raspršuju naprijed. Tanki prstenovi okružuju Uran i Neptun.

Generalno, nijedna planeta nema dva identična prstena, svi su različiti.

U šali možemo reći da i Zemlja ima prsten. Veštačko. Sastoji se od nekoliko stotina satelita postavljenih u geostacionarnu orbitu. Na ovoj slici ne samo geostacionarni sateliti, već i oni u niskim orbitama, kao i oni u visokim eliptičnim orbitama. Ali geostacionarni prsten se prilično uočljivo ističe na njihovoj pozadini. Međutim, ovo je crtež, a ne fotografija. Do sada niko nije uspeo da fotografiše veštački prsten Zemlje. Uostalom, njegova ukupna masa je mala, a reflektirajuća površina zanemariva. Malo je vjerovatno da će ukupna masa satelita u prstenu biti 1000 tona, što je ekvivalent asteroidu od 10 m. Uporedite to sa parametrima prstenova džinovskih planeta.

Prilično je teško uočiti bilo kakav odnos između parametara prstenova. Materijal Saturnovih prstenova je bijel kao snijeg (albedo 60%), a ostali prstenovi su crniji od uglja (A = 2-3%). Svi prstenovi su tanki, ali je Jupiterov prilično debeo. Sve je napravljeno od kaldrme, ali Jupiter je napravljen od čestica prašine. Struktura prstenova je takođe različita: neki podsećaju na gramofonsku ploču (Saturn), drugi na gomilu obruča nalik matrjoški (Uran), treći su mutni, difuzni (Jupiter), a Neptunovi prstenovi uopšte nisu zatvoreni. i izgledaju kao lukovi.

Relativno mala debljina prstenova ne staje u glavu: s promjerom od stotina hiljada kilometara, njihova debljina se mjeri u desetinama metara. Nikada nismo držali tako delikatne predmete u rukama. Ako uporedimo Saturnov prsten sa listom papira za pisanje, tada bi s njegovom poznatom debljinom veličina lista bila veličina fudbalskog terena!

Kao što vidite, prstenovi svih planeta razlikuju se po sastavu čestica, u njihovoj distribuciji, u morfologiji - svaka divovska planeta ima svoj jedinstveni ukras, čije porijeklo još ne razumijemo. Obično prstenovi leže u ekvatorijalnoj ravni planete i rotiraju se u istom smjeru kao i sama planeta i grupa satelita blizu nje. Nekada su astronomi vjerovali da su prstenovi vječni, da postoje od trenutka kada je planeta rođena i da će zauvijek ostati s njom. Sada se gledište promijenilo. Ali proračuni pokazuju da prstenovi nisu baš izdržljivi, da njihove čestice usporavaju i padaju na planetu, isparavaju i raspršuju se u svemiru, te se talože na površini satelita. Dakle, dekoracija je privremena, iako dugovječna. Sada astronomi vjeruju da je prsten rezultat sudara ili plimnog uništenja satelita planete. Možda je Saturnov prsten najmlađi, zbog čega je tako masivan i bogat isparljivim tvarima (snijegom).

I tako dobar teleskop sa dobrom kamerom može da snima slike. Ali ovdje još uvijek ne vidimo gotovo nikakvu strukturu u ringu. Odavno je uočen mračni "jaz" - Kasinijev jaz, koji je prije više od 300 godina otkrio talijanski astronom Giovanni Cassini. Čini se da nema ničega u praznini.

Ravan prstena se poklapa sa ekvatorom planete. Drugačije ne može biti, budući da simetrična spljoštena planeta duž ekvatora ima potencijalni bunar u gravitacionom polju. Na seriji slika snimljenih od 2004. do 2009. godine vidimo Saturn i njegov prsten iz različitih uglova, budući da je Saturnov ekvator nagnut prema ravni njegove orbite za 27°, a Zemlja je uvijek blizu ove ravni. 2004. godine definitivno smo se našli u ravni prstenova. Razumijete, sa debljinom od nekoliko desetina metara, mi ne vidimo sam prsten. Međutim, osjeća se crna pruga na disku planete. Ovo je senka prstena na oblacima. To nam je vidljivo, pošto Zemlja i Sunce gledaju na Saturn iz različitih pravaca: gledamo tačno u ravninu prstena, ali Sunce osvetljava iz malo drugačijeg ugla i senka prstena pada na oblačni sloj planetu. Ako postoji sjena, onda je u prstenu prilično gusto zbijena tvar. Senka prstena nestaje samo u dane ekvinocija na Saturnu, kada je Sunce tačno u svojoj ravni; a to nezavisno ukazuje na malu debljinu prstena.

Mnogo radova je posvećeno Saturnovom prstenu. James Clerk Maxwell, onaj koji se proslavio svojim jednadžbama elektromagnetnog polja, istražio je fiziku prstena i pokazao da on ne može biti jedan čvrsti objekt, već se mora sastojati od malih čestica, inače bi ga centrifugalna sila rastrgala. Svaka čestica leti u svojoj orbiti – što je bliže planeti, to je brže.

Pogled na bilo šta s druge strane uvijek je od pomoći. Tamo gde smo u direktnom svetlu videli crnilo, "prazninu" u prstenu, ovde vidimo materiju; samo je drugačiji tip, drugačije reflektuje i raspršuje svetlost

Kada su nam svemirske sonde poslale slike Saturnovog prstena, bili smo zapanjeni njegovom finom strukturom. Ali još u 19. veku, izuzetni posmatrači na opservatoriji Pic du Midi u Francuskoj videli su ovu strukturu svojim očima, ali tada im niko nije verovao, jer niko osim njih nije primetio takve suptilnosti. Ali ispostavilo se da je prsten Saturna upravo to. Stručnjaci za zvjezdanu dinamiku traže objašnjenje za ovu finu radijalnu strukturu prstena u smislu rezonantne interakcije čestica prstena sa Saturnovim masivnim mjesecima izvan prstena i malim mjesecima unutar prstena. Općenito, teorija valova gustoće se nosi sa zadatkom, ali je još uvijek daleko od objašnjenja svih detalja.

Gornja fotografija prikazuje dnevnu stranu prstena. Sonda leti kroz ravan prstena, a na donjoj fotografiji vidimo kako se okrenula prema nama noću. Materija u Cassinijevoj fisiji postala je prilično vidljiva sa strane sjenke, dok je svijetli dio prstena, naprotiv, potamnio, jer je gust i neproziran. Tamo gdje je bilo crnilo pojavljuje se sjaj, jer se male čestice ne reflektiraju, već raspršuju svjetlost naprijed. Ove slike pokazuju da je materija posvuda, samo čestice različitih veličina i strukture. Koje fizičke pojave razdvajaju ove čestice, još uvijek ne razumijemo. Gornja slika prikazuje Janusa, jednog od Saturnovih satelita.

Moram reći da iako su svemirske letjelice letjele blizu Saturnovog prstena, nijedna od njih nije uspjela vidjeti prave čestice koje čine prsten. Vidimo samo njihovu opštu distribuciju. Nije moguće vidjeti pojedinačne blokove, oni ne rizikuju lansiranje aparata unutar prstena. Ali jednog dana će to morati da se uradi.

Sa noćne strane Saturna odmah se pojavljuju oni slabo vidljivi dijelovi prstenova koji nisu vidljivi u direktnom svjetlu.

Ovo nije fotografija u boji. Boje ovdje pokazuju karakterističnu veličinu onih čestica koje čine određeno područje. Crvena - male čestice, tirkizna - veće.

U epohi kada je prsten okrenut ivicom prema Suncu, sjene velikih nehomogenosti padaju na ravan prstena (gornja fotografija). Najduža sjena ovdje je sa satelita Mimas, a brojni mali vrhovi, koji su prikazani na umetku na uvećanoj slici, još nisu dobili jednoznačno objašnjenje. Oni su odgovorni za kilometarske izbočine. Moguće je da su neke od njih sjene najvećeg kamenja. Ali kvazi-pravilna struktura senki (na slici ispod) više je u skladu sa privremenim nakupinama čestica koje su rezultat gravitacione nestabilnosti.

Uz neke od prstenova lete sateliti, takozvani "psi čuvari" ili "pastirski psi", koji svojom gravitacijom sprečavaju da se neki od prstenova zamute. Štaviše, sami sateliti su prilično zanimljivi. Jedan se kreće unutar tankog prstena, drugi van (na primjer, Janus i Epimetheus). Njihovi orbitalni periodi su malo drugačiji. Unutrašnji je bliži planeti i, stoga, brže leti oko nje, sustiže vanjski satelit i zbog međusobnog privlačenja mijenja njegovu energiju: vanjski usporava, unutrašnji ubrzava, a oni mijenjaju orbite - onaj koji je usporio ide u nisku orbitu, a onaj koji je ubrzao - u visoku. Tako naprave nekoliko hiljada okretaja, a zatim ponovo mijenjaju mjesta. Na primjer, Janus i Epimetej mijenjaju mjesta svake 4 godine.

Prije nekoliko godina otkriven je najudaljeniji Saturnov prsten za koji se uopće nije sumnjalo. Ovaj prsten je povezan s Phoebusovim mjesecom, koji izbacuje prašinu sa svoje površine, ispunjavajući područje duž mjesečeve orbite. Ravan rotacije ovog prstena, kao i samog satelita, nije u vezi sa ekvatorom planete, jer se zbog velike udaljenosti Saturnova gravitacija percipira kao polje tačkastog objekta.

Svaka džinovska planeta ima porodicu satelita. Jupiter i Saturn su posebno bogati njima. Do danas ih Jupiter ima 69, a Saturn 62, a redovno se otkrivaju novi. Donja granica mase i veličine za satelite nije formalno utvrđena, pa je za Saturn ovaj broj uslovan: ako se u blizini planete nađe objekat veličine 20-30 metara, šta je to - satelit planete ili čestica njegovog prstena?

U bilo kojoj velikoj porodici kosmičkih tijela uvijek ima više malih nego velikih. Planetarni sateliti nisu izuzetak. Mali sateliti su, po pravilu, blokovi nepravilnog oblika, koji se uglavnom sastoje od leda. S veličinom manjom od 500 km, nisu u stanju da sebi daju sferoidni oblik svojom gravitacijom. Izvana su vrlo slični asteroidima i jezgrima kometa. Vjerovatno su mnogi od njih takvi, jer se kreću daleko od planete u vrlo haotičnim orbitama. Planeta bi ih mogla uhvatiti, a nakon nekog vremena mogla bi ih i izgubiti.

Još uvijek nismo baš upoznati sa malim satelitima nalik asteroidima. Takvi objekti u blizini Marsa proučavani su detaljnije od drugih - dva njegova mala satelita, Fobos i Deimos. Posebna pažnja posvećena je Fobosu; hteli su čak i da pošalju sondu na njenu površinu, ali do sada se to nije dogodilo. Što pažljivije pogledate bilo koje kosmičko tijelo, ono sadrži više misterija. Fobos nije izuzetak. Pogledajte kakve se čudne strukture protežu duž njegove površine. Već postoji nekoliko fizičkih teorija koje pokušavaju da objasne njihovu formaciju. Ove linije malih urona i brazdi izgledaju kao meridijani. Ali još niko nije predložio fizičku teoriju njihovog formiranja.

Svi mali sateliti nose brojne tragove udara. S vremena na vrijeme se sudaraju jedni s drugima i sa tijelima koja dolaze iz daleka, raspadaju se na odvojene dijelove, pa se čak mogu i ujediniti. Stoga neće biti lako obnoviti njihovu daleku prošlost i porijeklo. Ali među satelitima postoje oni koji su genetski povezani s planetom, jer se kreću pored nje u ravnini njenog ekvatora i, najvjerovatnije, imaju zajedničko porijeklo s njom.

Od posebnog interesa su veliki sateliti nalik planeti. Jupiter ima četiri; to su takozvani "galilejski" sateliti - Io, Evropa, Ganimed i Kalisto. Na Saturnu se moćni Titan ističe svojom veličinom i masom. Ovi sateliti se gotovo ne razlikuju od planeta po svojim unutrašnjim parametrima. Samo što njihovo kretanje oko Sunca kontrolišu još masivnija tela – matične planete.

Ovdje imamo Zemlju i Mjesec ispred sebe, a pored skale je Saturnov satelit Titan. Predivna mala planeta sa gustom atmosferom, sa velikim tečnim "morima" metana, etana i propana na površini. More tečnog gasa, koje je na površinskoj temperaturi Titana (-180°C) u tečnom obliku. Vrlo atraktivna planeta, jer će na njoj biti lako i zanimljivo raditi - atmosfera je gusta, pouzdano štiti od kosmičkih zraka i po sastavu je bliska Zemljinoj atmosferi, jer se također uglavnom sastoji od dušika, iako je lišen kiseonik. Vakumska odela tamo nisu potrebna, jer je atmosferski pritisak skoro kao na Zemlji, čak i malo veći. Obucite se toplo, nosite bocu kiseonika na leđima i lako ćete raditi na Titanu. Inače, ovo je jedini (osim Mjeseca) satelit na čiju površinu je bilo moguće sletjeti letjelicu. Bio je to Hajgens koji je doleteo tamo na brodu Cassini (NASA, ESA) i sletanje je bilo prilično uspešno.

Ovo je jedina slika snimljena na površini Titana. Temperatura je niska, tako da su blokovi veoma hladne vode i leda. Sigurni smo u to, jer se Titan općenito, uglavnom, sastoji od vodenog leda. Boja crvenkasto-crvenkasta; prirodno je i povezano je s činjenicom da se u atmosferi Titana pod utjecajem sunčevog ultraljubičastog zračenja sintetiziraju prilično složene organske tvari pod općim nazivom "tolini". Maglica ovih tvari prenosi uglavnom narančastu i crvenu boju na površinu, raspršujući je prilično snažno. Stoga je proučavanje geografije Titana iz svemira prilično teško. Radar pomaže. U tom smislu, situacija liči na Veneru. Inače, cirkulacija atmosfere na Titanu je takođe venerinskog tipa: po jedan moćan ciklon u svakoj od hemisfera.

Sateliti drugih džinovskih planeta su takođe originalni. Ovo je Io, Jupiterov najbliži mjesec. Nalazi se na istoj udaljenosti kao i Mjesec od Zemlje, ali je Jupiter džin, što znači da djeluje vrlo snažno na svoj satelit. Jupiter je otopio utrobu satelita i na njemu vidimo mnoge aktivne vulkane (crne tačke). Može se vidjeti da izbacivanje pada duž balističkih putanja oko vulkana. Uostalom, tamo praktički nema atmosfere, pa ono što je izbačeno iz vulkana leti u paraboli (ili u elipsi?). Niska gravitacija na površini Ioa stvara uslove za visoke emisije: 250-300 km gore, ili čak pravo u svemir!

Drugi Jupiterov mjesec je Evropa. Prekriven ledenom korom, poput našeg Antarktika. Ispod kore, čija se debljina procjenjuje na 25-30 km, nalazi se okean tekuće vode. Površina leda je prekrivena brojnim drevnim pukotinama. Ali pod uticajem subglacijalnog okeana, slojevi leda se polako pomiču, nalikujući na snošenje zemaljskih kontinenata.

Pukotine u ledu se s vremena na vreme otvaraju, a voda odatle curi u fontanama. Sada to sigurno znamo, jer smo fontane vidjeli uz pomoć svemirskog teleskopa Hubble. Ovo otvara perspektivu istraživanja voda Evrope. Ponešto o tome već znamo: to je slana voda, dobar provodnik struje, na šta ukazuje magnetsko polje. Temperatura mu je vjerovatno približna sobnoj, ali još ne znamo ništa o njegovom biološkom sastavu. Hteo bih da uzmem i analiziram ovu vodu. A ekspedicije u tu svrhu se već pripremaju.

Ništa manje zanimljivi nisu ni drugi veliki sateliti planeta, uključujući i naš Mjesec. U stvari, oni predstavljaju nezavisnu grupu satelitskih planeta.

Ovdje su najveći sateliti prikazani u istoj skali u poređenju sa Merkurom. Ni po čemu nisu inferiorni od njega, a po svojoj prirodi neki od njih su još zanimljiviji.