Rotatie van de planeten van het zonnestelsel. Beweging van planeten rond de zon

29.09.2019

Snel antwoord: 8 planeten.

Het zonnestelsel is een planetenstelsel dat de centrale ster, de zon, omvat, evenals alle andere natuurlijke ruimtevoorwerpen, die op hun beurt rond de zon draaien.

Interessant is dat het grootste deel van de totale massa van het zonnestelsel voor zijn rekening komt, terwijl de rest voor rekening komt van acht planeten. Ja, ja, er zijn 8 planeten in het zonnestelsel, en niet 9, zoals sommige mensen denken. Waarom denken ze dat? Eén reden is dat ze de zon voor een andere planeet aanzien, maar in feite is het de enige ster in het zonnestelsel. Maar in werkelijkheid is alles eenvoudiger: Pluto werd voorheen als een planeet beschouwd, maar wordt nu als een dwergplaneet beschouwd.

Laten we beginnen met de beoordeling van de planeten, te beginnen met degene die het dichtst bij de zon staat.

Kwik

Deze planeet is vernoemd naar de oude Romeinse god van de handel: de vlotvoetige Mercurius. Feit is dat het veel sneller beweegt dan andere planeten.

Mercurius draait in 88 aardse dagen volledig rond de zon, terwijl de duur van één siderische dag op Mercurius 58,65 aardse dagen bedraagt.

Er is relatief weinig bekend over de planeet, en een van de redenen is dat Mercurius te dicht bij de zon staat.

Venus

Venus is de tweede zogenaamde binnenplaneet van het zonnestelsel, vernoemd naar de godin van de liefde, Venus. Het is vermeldenswaard dat dit de enige planeet is die zijn naam heeft gekregen ter ere van een vrouwelijke godheid, in plaats van een mannelijke.

Venus lijkt erg op de aarde, niet alleen qua grootte, maar ook qua compositie en zelfs qua zwaartekracht.

Er wordt aangenomen dat Venus ooit veel oceanen had die vergelijkbaar waren met die van ons. Enige tijd geleden is de planeet echter zo opgewarmd dat al het water verdampte en alleen rotsen achterbleven. Waterdamp werd de ruimte in getransporteerd.

Aarde

De derde planeet is de aarde. Het is de grootste planeet onder de aardse planeten.

Het werd ongeveer 4,5 miljard jaar geleden gevormd, waarna het vrijwel onmiddellijk gezelschap kreeg van zijn enige satelliet, de maan. Er wordt aangenomen dat het leven op aarde ongeveer 3,9 miljard jaar geleden verscheen en dat de biosfeer in de loop van de tijd begon te veranderen betere kant, waardoor het mogelijk werd de ozonlaag te vormen, de groei van aërobe organismen te vergroten, enz. Dit alles zorgt er onder andere voor dat we nu kunnen bestaan.

Mars

Mars sluit de vier aardse planeten. De planeet is vernoemd naar de oude Romeinse god van de oorlog, Mars. Deze planeet wordt ook wel rood genoemd omdat het oppervlak een roodachtige tint heeft door ijzeroxide.

Mars heeft een oppervlaktedruk die 160 keer lager is dan die van de aarde. Aan de oppervlakte bevinden zich kraters die lijken op die op de maan. Er zijn ook vulkanen, woestijnen, valleien en zelfs ijskappen.

Mars heeft twee satellieten: Deimos en Phobos.

Jupiter

Het is de vijfde planeet vanaf de zon en de eerste onder de reuzenplaneten. Trouwens, het is de grootste in het zonnestelsel, die zijn naam kreeg ter ere van de oude Romeinse oppergod van de donder.

Jupiter is al lang bekend, wat tot uiting komt in oude mythen en legenden. Heeft een zeer groot aantal satellieten - 67 om precies te zijn. Interessant genoeg zijn sommige ervan enkele eeuwen geleden ontdekt. Zo ontdekte Galileo Galilei zelf in 1610 vier satellieten.

Soms is Jupiter met het blote oog te zien, zoals in 2010 het geval was.

Saturnus

Saturnus is de tweede grootste planeet in het zonnestelsel. Het is vernoemd naar de Romeinse god van de landbouw.

Het is bekend dat Saturnus uit waterstof bestaat met tekenen van water, helium, ammoniak, methaan en andere zware elementen. Er werd een ongebruikelijke windsnelheid waargenomen op de planeet - ongeveer 1800 kilometer per uur.

Saturnus heeft prominente ringen die grotendeels zijn gemaakt van ijs, stof en andere elementen. Saturnus heeft ook 63 satellieten, waarvan er één, Titan, zelfs groter is dan Mercurius.

Uranus

De zevende planeet qua afstand tot de zon. Het werd relatief recent (in 1781) ontdekt door William Herschel en vernoemd naar de god van de lucht.

Uranus is de eerste planeet die tussen de Middeleeuwen en de moderne tijd met een telescoop is ontdekt. Interessant is dat, hoewel de planeet soms met het blote oog kan worden gezien, vóór zijn ontdekking algemeen werd aangenomen dat het een zwakke ster was.

Uranus heeft veel ijs, maar geen metallisch waterstof. De atmosfeer van de planeet bestaat uit helium en waterstof, evenals methaan.

Bij Uranus een complex systeem ringen, er zijn ook 27 satellieten tegelijk.

Neptunus

Eindelijk hebben we de achtste en laatste planeet van het zonnestelsel bereikt. De planeet is vernoemd naar de Romeinse god van de zeeën.

Neptunus werd ontdekt in 1846, en interessant genoeg niet door observaties, maar dankzij wiskundige berekeningen. Aanvankelijk werd slechts één van de satellieten ontdekt, hoewel de overige dertien pas in de 20e eeuw bekend waren.

De atmosfeer van Neptunus bestaat uit waterstof, helium en mogelijk stikstof. Hier waaien de sterkste winden, met een snelheid van maar liefst 2100 km/u. In de bovenste lagen van de atmosfeer bedraagt de temperatuur ongeveer 220°C.

Neptunus heeft een slecht ontwikkeld ringsysteem.

> Planeten van het zonnestelsel op volgorde

Ontdekken planeten van het zonnestelsel op volgorde. Foto's van hoge kwaliteit, de locatie van de aarde en een gedetailleerde beschrijving van elke planeet rond de zon: van Mercurius tot Neptunus.

Laten we in volgorde naar de planeten van het zonnestelsel kijken: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.

Wat is een planeet?

Volgens de criteria die de IAU in 2006 heeft opgesteld, wordt een object als een planeet beschouwd:

op een baan rond de zon;
heeft voldoende massaliteit voor hydrostatisch evenwicht;
de omgeving vrijgemaakt van vreemde lichamen;

Dit leidde ertoe dat Pluto het laatste punt niet kon bereiken en naar de gelederen van dwergplaneten ging. Om dezelfde reden is Ceres niet langer een asteroïde, maar heeft hij zich bij Pluto aangesloten.

Maar er zijn ook trans-Neptuniaanse objecten, die worden beschouwd als een subcategorie van dwergplaneten en de plutoïde klasse worden genoemd. Dit zijn hemellichamen die buiten de baan van Neptunus draaien. Deze omvatten Ceres, Pluto, Haumea, Eris en Makemake.

Planeten van het zonnestelsel op volgorde

Laten we nu onze planeten van het zonnestelsel bestuderen in volgorde van toenemende afstand tot de zon met foto's van hoge kwaliteit.

Kwik

Mercurius is de eerste planeet vanaf de zon, 58 miljoen km verwijderd. Desondanks wordt het niet als de heetste planeet beschouwd.

Nu beschouwd als de kleinste planeet, qua grootte de tweede na zijn maan Ganymedes.

Doorsnede: 4.879 km
Massa: 3,3011 x 10 23 kg (0,055 aarde).
Lengte van het jaar: 87,97 dagen.
Dagduur: 59 dagen.
Opgenomen in de categorie van terrestrische planeten. Het krateroppervlak lijkt op de maan van de aarde.
Als je op aarde 45 kg weegt, kom je op Mercurius 17 kg aan.
Geen satellieten.
Temperatuurbereik van -173 tot 427 °C (-279 tot 801 graden Fahrenheit)
Er werden slechts 2 missies gestuurd: Mariner 10 in 1974-1975. en MESSENGER, die drie keer langs de planeet vloog voordat hij in 2011 in een baan om de aarde kwam.

Venus

Het bevindt zich op 108 miljoen km afstand van de zon en wordt beschouwd als een aards zusje omdat het qua parameters vergelijkbaar is: 81,5% van de massa, 90% van het aardoppervlak en 86,6% van het volume.

Dankzij de dikke atmosferische laag is Venus de heetste planeet in het zonnestelsel geworden, met temperaturen die oplopen tot 462°C.

Doorsnede: 12104 km.
Massa: 4,886 x 10,24 kg (0,815 aarde)
Lengte van het jaar: 225 dagen.
Daglengte: 243 dagen.
Temperatuur verwarming: 462°C.
De dichte en giftige atmosferische laag is gevuld met koolstofdioxide (CO2) en stikstof (N2) met druppels zwavelzuur (H2SO4).
Geen satellieten.
Retrograde rotatie is kenmerkend.
Als je op aarde 45 kg weegt, kom je op Venus 41 kg aan.
Hij werd de Morgen- en Avondster genoemd omdat hij vaak helderder is dan enig ander object aan de hemel en meestal zichtbaar is bij zonsopgang of zonsondergang. Vaak zelfs verward met een UFO.
Meer dan 40 missies verzonden. Magellan bracht begin jaren negentig 98% van het aardoppervlak in kaart.

Aarde

De aarde is ons thuis en leeft op een afstand van 150 miljoen km van de ster. Tot nu toe de enige wereld die leven heeft.

Doorsnede: 12760 km.
Gewicht: 5,97 x 10,24 kg.
Lengte van het jaar: 365 dagen.
Daglengte: 23 uur, 56 minuten en 4 seconden.
Oppervlaktewarmte: Gemiddeld - 14°C, met een bereik van -88°C tot 58°C.
Het oppervlak verandert voortdurend en 70% is bedekt met oceanen.
Er is één satelliet.
Atmosferische samenstelling: stikstof (78%), zuurstof (21%) en andere gassen (1%).
De enige wereld met leven.

Mars

De Rode Planeet, 288 miljoen km ver weg. Kreeg zijn tweede naam vanwege de roodachtige tint gecreëerd door ijzeroxide. Mars lijkt op de aarde vanwege zijn axiale rotatie en kanteling, waardoor seizoensinvloeden ontstaan.

Er zijn ook veel bekende oppervlaktekenmerken, zoals bergen, valleien, vulkanen, woestijnen en ijskappen. De atmosfeer is dun, waardoor de temperatuur daalt tot -63 o C.

Doorsnede: 6787 km.
Massa: 6,4171 x 10,23 kg (0,107 aarde).
Lengte van het jaar: 687 dagen.
Dagduur: 24 uur en 37 minuten.
Oppervlaktetemperatuur: Gemiddeld - ongeveer -55°C met een bereik van -153°C tot +20°C.
Behoort tot de categorie van terrestrische planeten. Het rotsachtige oppervlak is aangetast door vulkanen, asteroïde-aanvallen en atmosferische effecten zoals stofstormen.
De dunne atmosfeer bestaat uit koolstofdioxide (CO2), stikstof (N2) en argon (Ar). Als je op aarde 45 kg weegt, kom je op Mars 17 kg aan.
Er zijn twee kleine manen: Phobos en Deimos.
Wordt de Rode Planeet genoemd omdat ijzermineralen in de bodem oxideren (roest).
Er zijn meer dan 40 ruimtevaartuigen gestuurd.

Jupiter

Jupiter is de grootste planeet in het zonnestelsel en leeft op een afstand van 778 miljoen km van de zon. Het is 317 keer groter dan de aarde en 2,5 keer groter dan alle planeten samen. Vertegenwoordigd door waterstof en helium.

De atmosfeer wordt als de meest intense beschouwd, waar de wind versnelt tot 620 km/u. Er zijn ook verbazingwekkende aurorae die bijna nooit stoppen.

Diameter: 428400 km.
Massa: 1,8986 x 10 27 kg (317,8 aarde).
Jaarlengte: 11,9 jaar.
Dagduur: 9,8 uur.
Temperatuurmeting: -148°C.
Er zijn 67 manen bekend, en nog eens 17 manen wachten op bevestiging van hun ontdekking. Jupiter lijkt op een minisysteem!
In 1979 ontdekte Voyager 1 een zwak ringsysteem.
Als je op aarde 45 kg weegt, krijg je op Jupiter 115 kg.
De Grote Rode Vlek is een grootschalige storm (groter dan de aarde) die al honderden jaren niet is gestopt. IN afgelopen jaren er is sprake van een neerwaartse trend.
Veel missies zijn voorbij Jupiter gevlogen. De laatste arriveerde in 2016: Juno.

Saturnus

Verre 1,4 miljard km. Saturnus is een gasreus met een prachtig ringsysteem. Er zijn gaslagen geconcentreerd rond een vaste kern.

Doorsnede: 120500 km.
Massa: 5,66836 x 10 26 kg (95,159 aarde).
Jaarlengte: 29,5 jaar.
Dagduur: 10,7 uur.
Temperatuurmarkering: -178 °C.
Atmosferische samenstelling: waterstof (H2) en helium (He).
Als je op aarde 45 kg weegt, krijg je op Saturnus ongeveer 48 kg.
Er zijn 53 satellieten bekend en nog eens 9 wachten op bevestiging.
Er zijn 5 missies naar de planeet gestuurd. Sinds 2004 bestudeert Cassini het systeem.

Uranus

Woont op een afstand van 2,9 miljard km. Het behoort tot de klasse van ijsreuzen vanwege de aanwezigheid van ammoniak, methaan, water en koolwaterstoffen. Methaan zorgt ook voor een blauwe uitstraling.

Uranus is de ijzigste planeet in het systeem. De seizoenscyclus is behoorlijk bizar, aangezien deze voor elk halfrond 42 jaar duurt.

Doorsnede: 51120 km.
Lengte van het jaar: 84 jaar.
Dagduur: 18 uur.
Temperatuurmarkering: -216°C.
Het grootste deel van de planetaire massa bestaat uit een hete, dichte vloeistof van ‘ijzige’ materialen: water, ammoniak en methaan.
Atmosferische samenstelling: waterstof en helium met een klein mengsel van methaan. Methaan veroorzaakt een blauwgroene tint.
Als je op aarde 45 kg weegt, krijg je op Uranus 41 kg.
Er zijn 27 satellieten.
Er is een zwak ringsysteem.
Het enige schip dat naar de planeet werd gestuurd was Voyager 2.

Het zonnestelsel is een groep planeten die in specifieke banen rond een heldere ster draaien: de zon. Deze ster is de belangrijkste bron van warmte en licht in het zonnestelsel.

Er wordt aangenomen dat ons planetenstelsel is gevormd als gevolg van de explosie van een of meer sterren en dit gebeurde ongeveer 4,5 miljard jaar geleden. Aanvankelijk was het zonnestelsel een opeenhoping van gas- en stofdeeltjes, maar na verloop van tijd en onder invloed van zijn eigen massa ontstonden de zon en andere planeten.

Planeten van het zonnestelsel

In het centrum van het zonnestelsel staat de zon, waarrond acht planeten in hun banen bewegen: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus.

Tot 2006 behoorde Pluto ook tot deze groep planeten; het werd beschouwd als de 9e planeet vanaf de zon, maar vanwege zijn aanzienlijke afstand tot de zon en zijn kleine omvang werd hij van deze lijst uitgesloten en een dwergplaneet genoemd. Om precies te zijn, het is een van de vele dwergplaneten in de Kuipergordel.

Alle bovengenoemde planeten zijn gewoonlijk verdeeld in twee grote groepen: de aardse groep en de gasreuzen.

De aardse groep omvat planeten als: Mercurius, Venus, Aarde, Mars. Ze verschillen klein van formaat en een rotsachtig oppervlak, en bovendien bevinden ze zich het dichtst bij de zon.

Gasreuzen zijn onder meer: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus. Ze worden gekenmerkt door grote afmetingen en de aanwezigheid van ringen, dit zijn ijsstof en rotsachtige stukken. Deze planeten bestaan voornamelijk uit gas.

Kwik

Deze planeet is een van de kleinste in het zonnestelsel, de diameter is 4.879 km. Bovendien staat hij het dichtst bij de zon. Deze nabijheid bepaalde vooraf een aanzienlijk temperatuurverschil. De gemiddelde temperatuur op Mercurius overdag is +350 graden Celsius en 's nachts - -170 graden.

Mercurius is de eerste planeet vanaf de zon.
Er zijn geen seizoenen op Mercurius. De helling van de as van de planeet staat bijna loodrecht op het vlak van de baan van de planeet rond de zon.
De temperatuur op het oppervlak van Mercurius is niet de hoogste, hoewel de planeet zich het dichtst bij de zon bevindt. Hij verloor de eerste plaats van Venus.
Het eerste onderzoeksvoertuig dat Mercury bezocht was de Mariner 10. In 1974 voerde het een aantal demonstratievluchten uit.
Een dag op Mercurius duurt 59 aardse dagen, en een jaar duurt slechts 88 dagen.
Mercurius ervaart de meest dramatische temperatuurveranderingen en bereikt 610 °C. Overdag kan de temperatuur oplopen tot 430 °C en 's nachts tot -180 °C.
De zwaartekracht op het aardoppervlak bedraagt slechts 38% van die van de aarde. Dit betekent dat je op Mercurius drie keer zo hoog zou kunnen springen en dat het gemakkelijker zou zijn om zware voorwerpen op te tillen.
De eerste waarnemingen van Mercurius door een telescoop werden begin 17e eeuw gedaan door Galileo Galilei.
Mercurius heeft geen natuurlijke satellieten.
De eerste officiële kaart van het oppervlak van Mercurius werd pas in 2009 gepubliceerd, dankzij gegevens verkregen van de ruimtevaartuigen Mariner 10 en Messenger.

Venus

Deze planeet is de tweede vanaf de zon. Qua grootte ligt het dicht bij de diameter van de aarde, de diameter is 12.104 km. In alle andere opzichten verschilt Venus aanzienlijk van onze planeet. Een dag duurt hier 243 aardse dagen, en een jaar duurt 255 dagen. De atmosfeer van Venus bestaat voor 95% uit koolstofdioxide, wat een broeikaseffect op het oppervlak creëert. Dit resulteert in een gemiddelde temperatuur op aarde van 475 graden Celsius. De atmosfeer bevat ook 5% stikstof en 0,1% zuurstof.

Venus is de tweede planeet vanaf de zon in het zonnestelsel.
Venus is de heetste planeet in het zonnestelsel, hoewel het de tweede planeet vanaf de zon is. De oppervlaktetemperatuur kan 475 °C bereiken.
Het eerste ruimtevaartuig dat werd gestuurd om Venus te verkennen, werd op 12 februari 1961 vanaf de aarde gestuurd en heette Venera 1.
Venus is een van de twee planeten waarvan de rotatierichting rond zijn as verschilt van de meeste planeten in het zonnestelsel.
De baan van de planeet rond de zon is bijna cirkelvormig.
De dag- en nachttemperaturen op het oppervlak van Venus zijn vrijwel hetzelfde vanwege de grote thermische traagheid van de atmosfeer.
Venus maakt één omwenteling rond de zon in 225 aardse dagen, en één omwenteling om zijn as in 243 aardse dagen, dat wil zeggen dat één dag op Venus meer dan een jaar duurt.
De eerste waarnemingen van Venus door een telescoop werden aan het begin van de 17e eeuw gedaan door Galileo Galilei.
Venus heeft geen natuurlijke satellieten.
Venus is het derde helderste object aan de hemel, na de zon en de maan.

Aarde

Onze planeet bevindt zich op een afstand van 150 miljoen km van de zon, en hierdoor kunnen we op het oppervlak een temperatuur creëren die geschikt is voor het bestaan van vloeibaar water en dus voor het ontstaan van leven.

Het oppervlak is voor 70% bedekt met water, en het is de enige planeet die een dergelijke hoeveelheid vloeistof bevat. Er wordt aangenomen dat stoom in de atmosfeer vele duizenden jaren geleden de temperatuur op het aardoppervlak creëerde die nodig is voor de vorming van water in vloeibare vorm, en dat zonnestraling heeft bijgedragen aan de fotosynthese en de geboorte van leven op de planeet.

De aarde in het zonnestelsel is de derde planeet vanaf de zonnenA;
Onze planeet draait rond één natuurlijke satelliet: de maan;
De aarde is de enige planeet die niet naar een goddelijk wezen is vernoemd;
De dichtheid van de aarde is de grootste van alle planeten in het zonnestelsel;
De rotatiesnelheid van de aarde neemt geleidelijk af;
De gemiddelde afstand van de aarde tot de zon is 1 astronomische eenheid (een conventionele lengtemaat in de astronomie), wat ongeveer 150 miljoen km bedraagt;
De aarde heeft een magnetisch veld dat voldoende sterk is om levende organismen op het oppervlak te beschermen tegen schadelijke zonnestraling;
De eerste kunstmatige aardesatelliet, genaamd PS-1 (De eenvoudigste satelliet - 1), werd op 4 oktober 1957 gelanceerd vanaf de Baikonur Cosmodrome met het Spoetnik-draagraket;
In een baan rond de aarde bevinden zich, vergeleken met andere planeten, het grootste aantal ruimtevaartuigen;
De aarde is de grootste aardse planeet in het zonnestelsel;

Mars

Deze planeet is de vierde vanaf de zon en bevindt zich 1,5 keer zo ver van de zon als de aarde. De diameter van Mars is kleiner dan die van de aarde en bedraagt 6.779 km. De gemiddelde luchttemperatuur op aarde varieert van -155 graden tot +20 graden op de evenaar. Het magnetische veld op Mars is veel zwakker dan dat van de aarde en de atmosfeer is vrij dun, waardoor zonnestraling ongehinderd het oppervlak kan beïnvloeden. In dit opzicht: als er leven op Mars is, bevindt het zich niet aan de oppervlakte.

Bij onderzoek met behulp van Mars-rovers bleek dat er veel bergen op Mars zijn, evenals opgedroogde rivierbeddingen en gletsjers. Het oppervlak van de planeet is bedekt met rood zand. Het is ijzeroxide dat Mars zijn kleur geeft.

Mars bevindt zich in de vierde baan vanaf de zon;
De Rode Planeet is de thuisbasis van de hoogste vulkaan in het zonnestelsel;
Van de 40 verkenningsmissies die naar Mars werden gestuurd, waren er slechts 18 succesvol;
Mars is de thuisbasis van enkele van de grootste stofstormen in het zonnestelsel;
Over 30 tot 50 miljoen jaar zal zich rond Mars een systeem van ringen bevinden, zoals Saturnus;
Er is puin van Mars gevonden op aarde;
De zon lijkt vanaf het oppervlak van Mars half zo groot als vanaf het aardoppervlak;
Mars is de enige planeet in het zonnestelsel met poolijskappen;
Twee natuurlijke satellieten draaien rond Mars: Deimos en Phobos;
Mars heeft geen magnetisch veld;

Jupiter

Deze planeet is de grootste in het zonnestelsel en heeft een diameter van 139.822 km, wat 19 keer groter is dan de aarde. Een dag op Jupiter duurt 10 uur, en een jaar is ongeveer 12 aardse jaren. Jupiter bestaat voornamelijk uit xenon, argon en krypton. Als hij 60 keer groter zou zijn, zou hij door een spontane thermonucleaire reactie een ster kunnen worden.

De gemiddelde temperatuur op aarde is -150 graden Celsius. De atmosfeer bestaat uit waterstof en helium. Er bevindt zich geen zuurstof of water op het oppervlak. Er wordt aangenomen dat er ijs in de atmosfeer van Jupiter zit.

Jupiter bevindt zich in de vijfde baan vanaf de zon;
Aan de hemel van de aarde is Jupiter het vierde helderste object, na de zon, de maan en Venus;
Jupiter heeft de kortste dag van alle planeten in het zonnestelsel;
In de atmosfeer van Jupiter woedt een van de langste en krachtigste stormen in het zonnestelsel, beter bekend als de Grote Rode Vlek;
Jupiters maan Ganymedes is de grootste maan in het zonnestelsel;
Jupiter is omgeven door een dun systeem van ringen;
Jupiter werd bezocht door 8 onderzoeksvoertuigen;
Jupiter heeft een sterk magnetisch veld;
Als Jupiter 80 keer zo zwaar zou zijn, zou het een ster worden;
Er draaien 67 natuurlijke satellieten rond Jupiter. Dit is de grootste in het zonnestelsel;

Saturnus

Deze planeet is de op een na grootste in het zonnestelsel. De diameter bedraagt 116.464 kilometer. Het lijkt qua samenstelling het meest op de zon. Een jaar op deze planeet duurt behoorlijk lang, bijna 30 aardse jaren, en een dag duurt 10,5 uur. De gemiddelde oppervlaktetemperatuur is -180 graden.

De atmosfeer bestaat voornamelijk uit waterstof en een kleine hoeveelheid helium. Onweersbuien en aurorae komen vaak voor in de bovenste lagen.

Saturnus is de zesde planeet vanaf de zon;
De atmosfeer van Saturnus bevat de sterkste winden in het zonnestelsel;
Saturnus is een van de minst dichte planeten in het zonnestelsel;
Rondom de planeet bevindt zich het grootste ringsysteem in het zonnestelsel;
Eén dag op de planeet duurt bijna één aards jaar en is gelijk aan 378 aardse dagen;
Saturnus werd bezocht door 4 onderzoeksruimtevaartuigen;
Saturnus vormt samen met Jupiter ongeveer 92% van de totale planetaire massa van het zonnestelsel;
Eén jaar op de planeet duurt 29,5 aardse jaren;
Er zijn 62 bekende natuurlijke satellieten in een baan om de planeet;
Momenteel bestudeert het automatische interplanetaire station Cassini Saturnus en zijn ringen;

Uranus

Uranus, computerkunstwerk.

Uranus is de derde grootste planeet in het zonnestelsel en de zevende vanaf de zon. Het heeft een diameter van 50.724 kilometer. Het wordt ook wel de ‘ijsplaneet’ genoemd, omdat de temperatuur op het oppervlak -224 graden bedraagt. Een dag op Uranus duurt 17 uur, en een jaar duurt 84 aardse jaren. Bovendien duurt de zomer net zo lang als de winter: 42 jaar. Dit een natuurlijk fenomeen Dit komt door het feit dat de as van die planeet zich in een hoek van 90 graden met de baan bevindt en het blijkt dat Uranus ‘op zijn kant lijkt te liggen’.

Uranus bevindt zich in de zevende baan vanaf de zon;
De eerste persoon die over het bestaan van Uranus hoorde, was William Herschel in 1781;
Uranus is slechts door één ruimtevaartuig bezocht, Voyager 2 in 1982;
Uranus is de koudste planeet in het zonnestelsel;
Het vlak van de evenaar van Uranus helt bijna in een rechte hoek ten opzichte van het vlak van zijn baan - dat wil zeggen, de planeet draait retrograde, "liggend op zijn kant, enigszins ondersteboven";
De manen van Uranus dragen namen die zijn ontleend aan de werken van William Shakespeare en Alexander Pope, in plaats van aan de Griekse of Romeinse mythologie;
Een dag op Uranus duurt ongeveer 17 aardse uren;
Er zijn 13 ringen rond Uranus bekend;
Eén jaar op Uranus duurt 84 aardse jaren;
Er zijn 27 bekende natuurlijke satellieten in een baan om Uranus;

Neptunus

Neptunus is de achtste planeet vanaf de zon. Het is qua samenstelling en grootte vergelijkbaar met zijn buurman Uranus. De diameter van deze planeet is 49.244 km. Een dag op Neptunus duurt 16 uur en een jaar is gelijk aan 164 aardse jaren. Neptunus is een ijsreus en lange tijd werd aangenomen dat er geen weersverschijnselen optreden op het ijzige oppervlak. Onlangs werd echter ontdekt dat Neptunus woeste wervels en windsnelheden heeft die de hoogste zijn onder de planeten in het zonnestelsel. Hij bereikt 700 km/u.

Neptunus heeft 14 manen, waarvan Triton de bekendste is. Het is bekend dat het zijn eigen sfeer heeft.

Neptunus heeft ook ringen. Deze planeet heeft er zes.

Neptunus is de meest afgelegen planeet in het zonnestelsel en bezet de achtste baan vanaf de zon;
Wiskundigen waren de eersten die op de hoogte waren van het bestaan van Neptunus;
Er cirkelen 14 satellieten rond Neptunus;
De baan van Neputna is gemiddeld 30 AU verwijderd van de zon;
Eén dag op Neptunus duurt 16 aardse uren;
Neptunus is slechts bezocht door één ruimtevaartuig, Voyager 2;
Er is een systeem van ringen rond Neptunus;
Neptunus heeft de op een na hoogste zwaartekracht na Jupiter;
Eén jaar op Neptunus duurt 164 aardse jaren;
De atmosfeer op Neptunus is extreem actief;

Jupiter wordt beschouwd als de grootste planeet in het zonnestelsel.
Er zijn vijf dwergplaneten in het zonnestelsel, waarvan er één opnieuw is geclassificeerd als Pluto.
Er zijn zeer weinig asteroïden in het zonnestelsel.
Venus is de heetste planeet in het zonnestelsel.
Ongeveer 99% van de ruimte (in volume) wordt ingenomen door de zon in het zonnestelsel.
De satelliet van Saturnus wordt beschouwd als een van de mooiste en meest originele plekken in het zonnestelsel. Daar zie je een enorme concentratie ethaan en vloeibaar methaan.
Ons zonnestelsel heeft een staart die lijkt op een klavertje vier.
De zon volgt een continue cyclus van elf jaar.
Er zijn 8 planeten in het zonnestelsel.
Het zonnestelsel is volledig gevormd dankzij een grote gas- en stofwolk.
Ruimtevaartuigen zijn naar alle planeten van het zonnestelsel gevlogen.
Venus is de enige planeet in het zonnestelsel die tegen de klok in om zijn as draait.
Uranus heeft 27 satellieten.
De grootste berg bevindt zich op Mars.
Een enorme massa objecten in het zonnestelsel viel op de zon.
Het zonnestelsel maakt deel uit van het Melkwegstelsel.
De zon is het centrale object van het zonnestelsel.
Het zonnestelsel is vaak verdeeld in regio's.
De zon is een belangrijk onderdeel van het zonnestelsel.
Het zonnestelsel werd ongeveer 4,5 miljard jaar geleden gevormd.
De meest afgelegen planeet in het zonnestelsel is Pluto.
Twee regio's in het zonnestelsel zijn gevuld met kleine hemellichamen.
Het zonnestelsel is gebouwd in strijd met alle wetten van het heelal.
Als je het zonnestelsel en de ruimte vergelijkt, dan zit er slechts een zandkorrel in.
De afgelopen eeuwen heeft het zonnestelsel twee planeten verloren: Vulcan en Pluto.
Onderzoekers beweren dat het zonnestelsel kunstmatig is gecreëerd.
De enige satelliet van het zonnestelsel met een dichte atmosfeer en waarvan het oppervlak vanwege de bewolking niet zichtbaar is, is Titan.
Het gebied van het zonnestelsel dat buiten de baan van Neptunus ligt, wordt de Kuipergordel genoemd.
De Oortwolk is het gebied van het zonnestelsel dat dient als bron van een komeet en een lange omlooptijd.
Elk object in het zonnestelsel wordt daar vastgehouden door de zwaartekracht.
De leidende theorie van het zonnestelsel betreft het ontstaan van planeten en manen uit een enorme wolk.
Het zonnestelsel wordt beschouwd als het meest geheime deeltje van het heelal.
Er is een enorme asteroïdengordel in het zonnestelsel.
Op Mars kun je de uitbarsting zien van de grootste vulkaan in het zonnestelsel, die Olympus heet.
Pluto wordt beschouwd als de buitenwijken van het zonnestelsel.
Jupiter heeft een grote oceaan met vloeibaar water.
De maan is de grootste satelliet van het zonnestelsel.
Pallas wordt beschouwd als de grootste asteroïde in het zonnestelsel.
De helderste planeet in het zonnestelsel is Venus.
Het zonnestelsel bestaat grotendeels uit waterstof.
De aarde is een gelijkwaardig lid van het zonnestelsel.
De zon warmt langzaam op.
Vreemd genoeg bevinden de grootste watervoorraden in het zonnestelsel zich in de zon.
Het evenaarvlak van elke planeet in het zonnestelsel wijkt af van het baanvlak.
De satelliet van Mars genaamd Phobos is een anomalie in het zonnestelsel.
Het zonnestelsel kan verbazen met zijn diversiteit en schaal.
De planeten van het zonnestelsel worden beïnvloed door de zon.
De buitenste schil van het zonnestelsel wordt beschouwd als de toevluchtsoord van satellieten en gasreuzen.
Een groot aantal planetaire satellieten van het zonnestelsel zijn dood.
De grootste asteroïde, met een diameter van 950 km, heet Ceres.

ZONNESTELSEL
De zon en de hemellichamen die eromheen draaien - 9 planeten, meer dan 63 satellieten, vier ringsystemen van de reuzenplaneten, tienduizenden asteroïden, een groot aantal meteoroïden variërend in grootte van rotsblokken tot stofkorrels, evenals miljoenen kometen. In de ruimte ertussen bewegen zonnewinddeeltjes – elektronen en protonen –. Nog niet het hele zonnestelsel is onderzocht: de meeste planeten en hun satellieten zijn bijvoorbeeld slechts kort onderzocht vanuit hun vliegtrajecten, er is slechts één halfrond van Mercurius gefotografeerd en er zijn nog geen expedities naar Pluto geweest. Maar toch zijn er al veel belangrijke gegevens verzameld met behulp van telescopen en ruimtesondes.
Bijna de gehele massa van het zonnestelsel (99,87%) is geconcentreerd in de zon. De omvang van de zon is ook aanzienlijk groter dan die van welke planeet in zijn systeem dan ook: zelfs Jupiter, die 11 keer groter is dan de aarde, heeft een straal die 10 keer kleiner is dan die van de zon. De zon is een gewone ster die zelfstandig schijnt vanwege de hoge oppervlaktetemperatuur. De planeten schijnen met gereflecteerd zonlicht (albedo), omdat ze zelf behoorlijk koud zijn. Ze bevinden zich in de volgende volgorde vanaf de zon: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto. Afstanden in het zonnestelsel worden gewoonlijk gemeten in eenheden van de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, de astronomische eenheid genoemd (1 AU = 149,6 miljoen km). De gemiddelde afstand van Pluto tot de zon is bijvoorbeeld 39 AU, maar soms beweegt hij zelfs tot 49 AU. Het is bekend dat kometen wegvliegen met een snelheid van 50.000 AU. De afstand van de aarde tot de dichtstbijzijnde ster Centauri is 272.000 AU, oftewel 4,3 lichtjaar (dat wil zeggen dat licht dat met een snelheid van 299.793 km/s reist, deze afstand in 4,3 jaar aflegt). Ter vergelijking: het licht reist in 8 minuten van de zon naar de aarde en in 6 uur naar Pluto.

De planeten draaien rond de zon in bijna cirkelvormige banen die ongeveer in hetzelfde vlak liggen, tegen de klok in, gezien vanaf de noordpool van de aarde. Het vlak van de baan van de aarde (het vlak van de ecliptica) ligt dicht bij het gemiddelde vlak van de banen van de planeten. Daarom passeren de zichtbare paden van de planeten, de zon en de maan aan de hemel dichtbij de eclipticale lijn, en ze zijn zelf altijd zichtbaar tegen de achtergrond van de sterrenbeelden van de dierenriem. De orbitale inclinaties worden gemeten vanaf het eclipticavlak. Hellingshoeken kleiner dan 90° komen overeen met een voorwaartse orbitale beweging (tegen de klok in), en hoeken groter dan 90° komen overeen met een omgekeerde orbitale beweging. Alle planeten in het zonnestelsel bewegen in voorwaartse richting; Pluto heeft de hoogste orbitale helling (17°). Veel kometen bewegen in de tegenovergestelde richting. De orbitale helling van de komeet Halley is bijvoorbeeld 162°. De banen van alle lichamen in het zonnestelsel liggen zeer dicht bij ellipsen. De grootte en vorm van een elliptische baan worden gekenmerkt door de halve lange as van de ellips (de gemiddelde afstand van de planeet tot de zon) en excentriciteit, variërend van e = 0 voor cirkelvormige banen tot e = 1 voor extreem langwerpige banen. Het punt van de baan dat het dichtst bij de zon ligt, wordt perihelium genoemd, en het meest afgelegen punt wordt aphelium genoemd.
zie ook BAAN; CONISCHE DELEN. Vanuit het standpunt van een aardse waarnemer zijn de planeten van het zonnestelsel verdeeld in twee groepen. Mercurius en Venus, die dichter bij de zon staan dan de aarde, worden de lagere (binnenste) planeten genoemd, en de verder weg gelegen planeten (van Mars tot Pluto) worden de bovenste (buitenste) planeten genoemd. De lagere planeten hebben een maximale afstandshoek tot de zon: 28° voor Mercurius en 47° voor Venus. Wanneer zo'n planeet zich het verst westelijk (oostelijk) van de zon bevindt, wordt gezegd dat deze zich op de grootste westelijke (oostelijke) verlenging bevindt. Wanneer een inferieure planeet direct voor de zon zichtbaar is, wordt er gezegd dat deze in een inferieure conjunctie staat; wanneer direct achter de zon - in superieure conjunctie. Net als de maan doorlopen deze planeten alle fasen van zonneverlichting tijdens de synodische periode Ps - de tijd waarin de planeet terugkeert naar zijn oorspronkelijke positie ten opzichte van de zon vanuit het gezichtspunt van een aardse waarnemer. De werkelijke omlooptijd van een planeet (P) wordt siderisch genoemd. Voor de lagere planeten zijn deze perioden met elkaar verbonden door de relatie:
1/Ps = 1/P - 1/Po waarbij Po de omlooptijd van de aarde is. Voor de bovenste planeten heeft een soortgelijke relatie een andere vorm: 1/Ps = 1/Po - 1/P De bovenste planeten worden gekenmerkt door een beperkt aantal fasen. De maximale fasehoek (zon-planeet-aarde) is 47° voor Mars, 12° voor Jupiter en 6° voor Saturnus. Als de bovenste planeet achter de zon zichtbaar is, staat hij in conjunctie, en als hij zich in de tegenovergestelde richting van de zon bevindt, is hij in oppositie. Een planeet waargenomen op een hoekafstand van 90° van de zon bevindt zich in kwadratuur (oostelijk of westelijk). De asteroïdengordel, die tussen de banen van Mars en Jupiter loopt, verdeelt het zonnestelsel in twee groepen. Binnenin bevinden zich de aardse planeten (Mercurius, Venus, Aarde en Mars), vergelijkbaar in die zin dat het kleine, rotsachtige en tamelijk dichte lichamen zijn: hun gemiddelde dichtheid bedraagt 3,9 tot 5,5 g/cm3. Ze roteren relatief langzaam om hun as, zijn verstoken van ringen en hebben weinig natuurlijke satellieten: de Maan van de Aarde en de Mars Phobos en Deimos. Buiten de asteroïdengordel bevinden zich de reuzenplaneten: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Ze worden gekenmerkt door grote stralen, lage dichtheid (0,7-1,8 g/cm3) en diepe atmosferen die rijk zijn aan waterstof en helium. Jupiter, Saturnus en mogelijk andere reuzen hebben geen vast oppervlak. Ze roteren allemaal snel, hebben veel satellieten en zijn omgeven door ringen. Het verre kleine Pluto en de grote satellieten van de reuzenplaneten lijken in veel opzichten op de aardse planeten. Oude mensen kenden planeten die met het blote oog zichtbaar waren, d.w.z. allemaal intern en extern tot aan Saturnus. W. Herschel ontdekte Uranus in 1781. De eerste asteroïde werd ontdekt door G. Piazzi in 1801. W. Le Verrier en J. Adams analyseerden afwijkingen in de beweging van Uranus en ontdekten theoretisch Neptunus; op de berekende locatie werd hij in 1846 ontdekt door I. Galle. De meest afgelegen planeet - Pluto - werd in 1930 ontdekt door K. Tombaugh als resultaat van een lange zoektocht naar een trans-Neptuniaanse planeet, georganiseerd door P. Lovell. De vier grote satellieten van Jupiter werden in 1610 door Galileo ontdekt. Sindsdien zijn er met behulp van telescopen en ruimtesondes talloze satellieten gevonden nabij alle buitenplaneten. H. Huygens stelde in 1656 vast dat Saturnus omgeven is door een ring. De donkere ringen van Uranus werden in 1977 vanaf de aarde ontdekt tijdens het observeren van de occultatie van de ster. De transparante rotsringen van Jupiter werden in 1979 ontdekt door de interplanetaire sonde Voyager 1. Sinds 1983 zijn er op momenten van occultatie van sterren tekenen van inhomogene ringen rond Neptunus waargenomen; in 1989 werd een afbeelding van deze ringen uitgezonden door Voyager 2.
zie ook
ASTRONOMIE EN ASTROPHYSICA;
DIERENRIEM;
RUIMTESONDE ;
HEMELSE BOL.
ZON
In het centrum van het zonnestelsel staat de zon - een typische enkele ster met een straal van ongeveer 700.000 km en een massa van 2 * 10 30 kg. De temperatuur van het zichtbare oppervlak van de zon, de fotosfeer, bedraagt ca. 5800 K. De dichtheid van gas in de fotosfeer is duizenden keren kleiner dan de dichtheid van lucht aan het aardoppervlak. In de zon nemen de temperatuur, de dichtheid en de druk toe met de diepte, en bereiken in het midden respectievelijk 16 miljoen K, 160 g/cm3 en 3,5 * 10 11 bar (de luchtdruk in de kamer is ongeveer 1 bar). Onder invloed van de hoge temperatuur in de kern van de zon verandert waterstof in helium, waarbij een grote hoeveelheid warmte vrijkomt; dit zorgt ervoor dat de zon niet onder zijn eigen zwaartekracht instort. De energie die vrijkomt in de kern verlaat de zon voornamelijk in de vorm van straling uit de fotosfeer met een vermogen van 3,86 * 10 26 W. De zon stoot al 4,6 miljard jaar met zo'n intensiteit uit, waarbij in die tijd 4% van zijn waterstof in helium is omgezet; terwijl 0,03% van de massa van de zon werd omgezet in energie. Modellen van stellaire evolutie geven aan dat de zon zich nu midden in haar leven bevindt (zie ook KERNfusie). Om de overvloed aan verschillende chemische elementen in de zon te bepalen, bestuderen astronomen de absorptie- en emissielijnen in het spectrum van zonlicht. Absorptielijnen zijn donkere gaten in het spectrum, die de afwezigheid aangeven van fotonen van een bepaalde frequentie die door een bepaalde frequentie worden geabsorbeerd chemish element . Emissielijnen, of emissielijnen, zijn de helderdere delen van het spectrum die een overmaat aan fotonen aangeven die door een chemisch element worden uitgezonden. De frequentie (golflengte) van een spectraallijn geeft aan welk atoom of molecuul verantwoordelijk is voor het ontstaan ervan; het contrast van de lijn geeft de hoeveelheid substantie aan die licht uitzendt of absorbeert; de breedte van de lijn stelt ons in staat de temperatuur en druk te beoordelen. Het bestuderen van de dunne (500 km) fotosfeer van de zon maakt het mogelijk om de chemische samenstelling van het binnenste van de zon te beoordelen, aangezien de buitenste gebieden van de zon goed gemengd zijn door convectie, de spectra van de zon van hoge kwaliteit zijn en de fysische processen die daarvoor verantwoordelijk zijn, zijn volkomen begrijpelijk. Er moet echter worden opgemerkt dat tot nu toe slechts de helft van de lijnen in het zonnespectrum is geïdentificeerd. De samenstelling van de zon wordt gedomineerd door waterstof. Op de tweede plaats staat helium, waarvan de naam (“helios” in het Grieks “Zon” betekent) eraan herinnert dat het eerder (1899) spectroscopisch op de zon werd ontdekt dan op aarde. Omdat helium een inert gas is, is het uiterst terughoudend om met andere atomen te reageren en manifesteert het zich ook met tegenzin in het optische spectrum van de zon - met slechts één lijn, hoewel veel minder overvloedige elementen in het spectrum van de zon door talloze lijnen worden weergegeven. . Hier is de samenstelling van de ‘zonne’-substantie: per 1 miljoen waterstofatomen zijn er 98.000 heliumatomen, 851 zuurstof, 398 koolstof, 123 neon, 100 stikstof, 47 ijzer, 38 magnesium, 35 silicium, 16 zwavel, 4 argon, 3 aluminium, 2 atomen nikkel, natrium en calcium, evenals een beetje van alle andere elementen. Dus qua massa bestaat de zon uit ongeveer 71% waterstof en 28% helium; de overige elementen vertegenwoordigen iets meer dan 1%. Vanuit planetair wetenschappelijk perspectief is het opmerkelijk dat sommige objecten in het zonnestelsel bijna dezelfde samenstelling hebben als de zon (zie het gedeelte over meteorieten hieronder). Net zoals weersgebeurtenissen het uiterlijk van de planetaire atmosfeer veranderen, verandert ook het uiterlijk van het zonneoppervlak in de loop van de tijd, variërend van uren tot tientallen jaren. Er is echter een belangrijk verschil tussen de atmosfeer van planeten en de zon, namelijk dat de beweging van gassen in de zon wordt gecontroleerd door het krachtige magnetische veld. Zonnevlekken zijn die gebieden op het oppervlak van de ster waar het verticale magnetische veld zo sterk is (200-3000 Gauss) dat het de horizontale beweging van gas verhindert en daardoor de convectie onderdrukt. Als gevolg hiervan daalt de temperatuur in dit gebied met ongeveer 1000 K en verschijnt er een donker centraal deel van de vlek - de "schaduw", omgeven door een heter overgangsgebied - de "penumbra". De grootte van een typische zonnevlek is iets groter dan de diameter van de aarde; Deze plek bestaat al enkele weken. Het aantal zonnevlekken neemt toe en af met een cyclusduur van 7 tot 17 jaar, met een gemiddelde van 11,1 jaar. Normaal gesproken geldt: hoe meer vlekken er in een cyclus verschijnen, hoe korter de cyclus zelf. De richting van de magnetische polariteit van zonnevlekken verandert van cyclus tot cyclus in het tegenovergestelde, dus de werkelijke cyclus van zonnevlekkenactiviteit van de zon bedraagt 22,2 jaar. Aan het begin van elke cyclus verschijnen de eerste vlekken op hoge breedtegraden, ca. 40°, en geleidelijk verschuift hun geboortezone naar de evenaar tot een breedtegraad van ongeveer 30 graden. 5°. zie ook STERREN; ZON . Schommelingen in de activiteit van de zon hebben vrijwel geen effect op de totale kracht van de straling (als deze slechts 1% zou veranderen, zou dit leiden tot ernstige veranderingen in het klimaat op aarde). Er zijn veel pogingen gedaan om een verband te vinden tussen zonnevlekkencycli en het klimaat op aarde. De meest opmerkelijke gebeurtenis in deze zin is het ‘Maunder Minimum’: vanaf 1645 waren er zeventig jaar lang bijna geen zonnevlekken op de zon, en tegelijkertijd beleefde de aarde de kleine ijstijd. Het is nog steeds niet duidelijk of dit verrassende feit louter toeval was of dat het op een causaal verband wijst.
zie ook
KLIMAAT ;
METEOROLOGIE EN KLIMATOLOGIE. Er zijn vijf enorme roterende waterstof-heliumballen in het zonnestelsel: de zon, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. In de diepten van deze gigantische hemellichamen, ontoegankelijk voor direct onderzoek, is bijna alle materie van het zonnestelsel geconcentreerd. Het binnenste van de aarde is ook voor ons ontoegankelijk, maar door het meten van de voortplantingstijd van seismische golven (langgolvige geluidstrillingen) die door aardbevingen in het lichaam van de planeet worden opgewekt, hebben seismologen een gedetailleerde kaart van het binnenste van de aarde samengesteld: ze leerden de afmetingen en dichtheden van de kern van de aarde en haar mantel, en verkregen ook driedimensionale beelden met behulp van seismische tomografie, beelden van bewegende platen van de korst. Soortgelijke methoden kunnen op de zon worden toegepast, aangezien er golven op het oppervlak zijn met een periode van ca. 5 minuten, veroorzaakt door veel seismische trillingen die zich in de diepte voortplanten. Helioseismologie bestudeert deze processen. In tegenstelling tot aardbevingen, die korte golfuitbarstingen veroorzaken, veroorzaakt energetische convectie in het binnenste van de zon voortdurend seismisch geluid. Helioseismologen hebben ontdekt dat onder de convectieve zone, die de buitenste 14% van de straal van de zon beslaat, materie synchroon roteert met een periode van 27 dagen (er is nog niets bekend over de rotatie van de zonnekern). Hoger, in de convectieve zone zelf, vindt rotatie alleen synchroon plaats langs kegels met dezelfde breedtegraad, en hoe verder van de evenaar, hoe langzamer: equatoriale gebieden roteren met een periode van 25 dagen (vóór de gemiddelde rotatie van de zon), en polaire gebieden roteren met een periode van 25 dagen vóór de gemiddelde rotatie van de zon. regio's met een periode van 36 dagen (achterlopend op de gemiddelde rotatie) . Recente pogingen om seismologische methoden toe te passen op gasreuzenplaneten zijn mislukt omdat instrumenten de resulterende trillingen nog niet kunnen detecteren. Boven de fotosfeer van de zon bevindt zich een dunne, hete laag van de atmosfeer die alleen op zeldzame momenten zichtbaar is. zonsverduisteringen. Dit is een chromosfeer van enkele duizenden kilometers dik, zo genoemd vanwege zijn rode kleur vanwege de emissielijn van waterstof Ha. De temperatuur verdubbelt bijna van de fotosfeer naar de bovenste lagen van de chromosfeer, van waaruit, om niet geheel duidelijke redenen, de energie die de zon verlaat, vrijkomt in de vorm van warmte. Boven de chromosfeer wordt het gas verwarmd tot 1 miljoen K. Dit gebied, de corona genoemd, strekt zich ongeveer 1 zonnestraal uit. De gasdichtheid in de corona is erg laag, maar de temperatuur is zo hoog dat de corona een krachtige bron van röntgenstraling is. Soms verschijnen er gigantische formaties in de atmosfeer van de zon: uitbarstende protuberansen. Ze zien eruit als bogen die vanuit de fotosfeer opstijgen tot een hoogte van maximaal de helft van de zonnestraal. Waarnemingen geven duidelijk aan dat de vorm van protuberansen wordt bepaald door magnetische veldlijnen. Een ander interessant en uiterst actief fenomeen zijn zonnevlammen, krachtige uitbarstingen van energie en deeltjes die tot twee uur aanhouden. De stroom fotonen die door zo'n zonnevlam wordt gegenereerd, bereikt de aarde met de snelheid van het licht in 8 minuten, en de stroom van elektronen en protonen - in enkele dagen. Zonnevlammen komen voor op plaatsen waar er een scherpe verandering is in de richting van het magnetische veld, veroorzaakt door de beweging van materie in zonnevlekken. Het maximum aan zonnevlamactiviteit vindt gewoonlijk een jaar vóór het maximum van de zonnevlekkencyclus plaats. Een dergelijke voorspelbaarheid is erg belangrijk, omdat een spervuur van geladen deeltjes gegenereerd door een krachtige zonnevlam zelfs communicatie- en energienetwerken op de grond kan beschadigen, om nog maar te zwijgen van astronauten en ruimtetechnologie.

ZONNE-PROMINENTIES waargenomen in de helium-emissielijn (golflengte 304) van het Skylab-ruimtestation.

Er is een constante uitstroom van geladen deeltjes uit de plasmacorona van de zon, de zonnewind genoemd. Het bestaan ervan werd al vóór het begin van ruimtevluchten vermoed, omdat het merkbaar was hoe iets de staarten van kometen "wegwaaide". De zonnewind bestaat uit drie componenten: een stroom met hoge snelheid (meer dan 600 km/s), een stroom met lage snelheid en niet-stationaire stromen van zonnevlammen. Röntgenfoto's van de zon hebben aangetoond dat er regelmatig enorme "gaten" - gebieden met een lage dichtheid - in de corona worden gevormd. Deze coronale gaten zijn de belangrijkste bron van snelle zonnewind. In het gebied van de baan van de aarde bedraagt de typische snelheid van de zonnewind ongeveer 500 km/s, en de dichtheid is ongeveer 10 deeltjes (elektronen en protonen) per 1 cm3. De zonnewind heeft een wisselwerking met de magnetosferen van planeten en de staarten van kometen, waardoor hun vorm en de processen die daarin plaatsvinden aanzienlijk worden beïnvloed.
zie ook
GEOMAGNETISME;
;
KOMEET. Onder de druk van de zonnewind vormde zich een gigantische grot – de heliosfeer – in het interstellaire medium rond de zon. Op de grens ervan – de heliopauze – zou er een schokgolf moeten zijn waarin de zonnewind en het interstellaire gas met elkaar botsen en dichter worden, waarbij ze gelijke druk op elkaar uitoefenen. Vier ruimtesondes naderen nu de heliopauze: Pioneer 10 en 11, Voyager 1 en 2. Geen van hen ontmoette haar op een afstand van 75 AU. van de zon. Het is een dramatische race tegen de klok: Pioneer 10 stopte met werken in 1998, en de anderen proberen de heliopauze te bereiken voordat hun batterijen leeg zijn. Afgaande op de berekeningen vliegt Voyager 1 precies in de richting waaruit de interstellaire wind waait, en zal daarom als eerste de heliopauze bereiken.
PLANETEN: BESCHRIJVING
Kwik. Het is moeilijk om Mercurius vanaf de aarde met een telescoop waar te nemen: hij beweegt zich niet onder een hoek van de zon weg onder een hoek van meer dan 28°. Het werd bestudeerd met behulp van radar vanaf de aarde, en de interplanetaire sonde Mariner 10 fotografeerde de helft van het oppervlak. Mercurius draait elke 88 aardse dagen rond de zon in een tamelijk langgerekte baan met een afstand tot de zon in het perihelium van 0,31 AU. en bij aphelium 0,47 au. Hij draait rond zijn as met een periode van 58,6 dagen, precies gelijk aan 2/3 van de omlooptijd, dus elk punt op zijn oppervlak draait slechts één keer in de twee Mercuriusjaren naar de zon, d.w.z. zonnige dagen daar afgelopen 2 jaar! Van de grote planeten is alleen Pluto kleiner dan Mercurius. Maar qua gemiddelde dichtheid staat Mercurius op de tweede plaats na de aarde. Het heeft waarschijnlijk een grote metalen kern, die 75% van de straal van de planeet beslaat (voor de aarde beslaat het 50% van de straal). Het oppervlak van Mercurius is vergelijkbaar met de maan: donker, volledig droog en bedekt met kraters. De gemiddelde lichtreflectie (albedo) van het oppervlak van Mercurius is ongeveer 10%, ongeveer hetzelfde als die van de maan. Waarschijnlijk is het oppervlak ook bedekt met regoliet - gesinterd gebroken materiaal. De grootste inslagformatie op Mercurius is het Caloris Basin, 2000 km groot, dat doet denken aan maanmaria. In tegenstelling tot de maan heeft Mercurius echter bijzondere structuren: richels die zich over honderden kilometers uitstrekken, enkele kilometers hoog. Misschien zijn ze gevormd als gevolg van de compressie van de planeet toen de grote metalen kern afkoelde of onder invloed van krachtige zonnegetijden. De oppervlaktetemperatuur van de planeet bedraagt overdag ongeveer 700 K en 's nachts ongeveer 100 K. Volgens radargegevens kan er ijs op de bodem van de poolkraters liggen in omstandigheden van eeuwige duisternis en kou. Mercurius heeft vrijwel geen atmosfeer - alleen een extreem ijle heliumschil met de dichtheid van de atmosfeer van de aarde op een hoogte van 200 km. Helium wordt waarschijnlijk gevormd tijdens het verval van radioactieve elementen in de ingewanden van de planeet. Mercurius heeft een zwak magnetisch veld en geen satellieten.
Venus. Dit is de tweede planeet vanaf de zon en het dichtst bij de aarde - de helderste "ster" aan onze hemel; soms is het zelfs overdag zichtbaar. Venus lijkt in veel opzichten op de aarde: de grootte en dichtheid zijn slechts 5% kleiner dan die van de aarde; waarschijnlijk is het interieur van Venus vergelijkbaar met dat van de aarde. Het oppervlak van Venus is altijd bedekt met een dikke laag geelwitte wolken, maar met behulp van radar is het tot in detail bestudeerd. Venus draait rond zijn as in de tegenovergestelde richting (met de klok mee, gezien vanaf de noordpool) met een periode van 243 aardse dagen. De omlooptijd bedraagt 225 dagen; daarom duurt een Venusiaanse dag (van zonsopgang tot de volgende zonsopgang) 116 aardse dagen.
zie ook RADAR-ASTRONOMIE.

VENUS. De ultraviolette opname gemaakt door het Pioneer Venus interplanetaire station toont de atmosfeer van de planeet dicht gevuld met wolken, lichter in de poolgebieden (aan de boven- en onderkant van de afbeelding).

De atmosfeer van Venus bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide (CO2), met kleine hoeveelheden stikstof (N2) en waterdamp (H2O). Zoutzuur (HCl) en fluorwaterstofzuur (HF) werden als kleine onzuiverheden aangetroffen. De druk aan het oppervlak is 90 bar (zoals in de zeeën op aarde op een diepte van 900 m); De temperatuur is zowel overdag als 's nachts ongeveer 750 K over het gehele oppervlak. De reden voor zo’n hoge temperatuur nabij het oppervlak van Venus is dat dit niet helemaal accuraat het ‘broeikaseffect’ wordt genoemd: de zonnestralen dringen relatief gemakkelijk door de wolken van de atmosfeer heen en verwarmen het oppervlak van de planeet, maar het thermische infrarood straling van het oppervlak zelf komt met grote moeite via de atmosfeer terug de ruimte in. De wolken van Venus bestaan uit microscopisch kleine druppeltjes geconcentreerd zwavelzuur (H2SO4). De bovenste wolkenlaag bevindt zich op 90 km afstand van het oppervlak, de temperatuur is daar ca. 200 K; onderste laag - op 30 km, temperatuur ca. 430 K. Nog lager is het zo heet dat er geen wolken zijn. Natuurlijk is er geen vloeibaar water op het oppervlak van Venus. De atmosfeer van Venus ter hoogte van de bovenste wolkenlaag roteert in dezelfde richting als het oppervlak van de planeet, maar veel sneller, en voltooit een revolutie in vier dagen; dit fenomeen wordt superrotatie genoemd en er is nog geen verklaring voor gevonden. Automatische stations daalden neer aan de dag- en nachtzijde van Venus. Overdag wordt het aardoppervlak verlicht door diffuus zonlicht met ongeveer dezelfde intensiteit als op een bewolkte dag op aarde. Er is 's nachts veel bliksem gezien op Venus. Het Venusstation zond beelden uit van kleine gebieden op de landingsplaatsen waar rotsachtige grond zichtbaar was. In het algemeen is de topografie van Venus bestudeerd aan de hand van radarbeelden uitgezonden door de orbiters Pioneer-Venera (1979), Venera-15 en -16 (1983) en Magellan (1990). De mooiste kenmerken op de beste ervan zijn ongeveer 100 m. In tegenstelling tot de aarde heeft Venus geen duidelijk gedefinieerde continentale platen, maar er worden wel verschillende mondiale hoogtepunten opgemerkt, zoals het land Ishtar ter grootte van Australië. Er zijn veel meteorietkraters en vulkanische koepels op het oppervlak van Venus. Blijkbaar is de korst van Venus dun, zodat gesmolten lava dicht bij het oppervlak komt en er gemakkelijk op uitstroomt nadat meteorieten zijn gevallen. Omdat er geen regen of harde wind op het oppervlak van Venus staat, vindt oppervlakte-erosie heel langzaam plaats en blijven geologische structuren honderden miljoenen jaren zichtbaar vanuit de ruimte. Er is weinig bekend over de interne structuur van Venus. Het heeft waarschijnlijk een metalen kern die 50% van de straal beslaat. Maar de planeet heeft geen magnetisch veld vanwege zijn zeer langzame rotatie. Venus heeft ook geen satellieten.
Aarde. Onze planeet is de enige waar het grootste deel van het oppervlak (75%) bedekt is met vloeibaar water. De aarde is een actieve planeet en misschien wel de enige waarvan de oppervlaktevernieuwing te danken is aan de processen van platentektoniek, die zich manifesteert als mid-oceanische ruggen, eilandbogen en gevouwen berggordels. De hoogteverdeling van het vaste oppervlak van de aarde is bimodaal: het gemiddelde niveau van de oceaanbodem ligt 3900 m onder zeeniveau, en de continenten stijgen er gemiddeld 860 m boven (zie ook AARDE). Seismische gegevens duiden op de volgende structuur van het binnenste van de aarde: korst (30 km), mantel (tot een diepte van 2900 km), metalen kern. Een deel van de kern is gesmolten; daar wordt het magnetische veld van de aarde gegenereerd, dat geladen deeltjes van de zonnewind (protonen en elektronen) opvangt en twee toroïdale gebieden rond de aarde vormt die daarmee gevuld zijn: stralingsgordels (Van Allen-gordels), gelokaliseerd op hoogtes van 4000 en 17.000 km vanaf het aardoppervlak.
zie ook GEOLOGIE; GEOMAGNETISME.
De atmosfeer van de aarde bestaat voor 78% uit stikstof en voor 21% uit zuurstof; het is het resultaat van een lange evolutie onder invloed van geologische, chemische en biologische processen. Het is mogelijk dat de oorspronkelijke atmosfeer van de aarde rijk was aan waterstof, dat vervolgens ontsnapte. Door het ontgassen van de ondergrond werd de atmosfeer gevuld met kooldioxide en waterdamp. Maar de stoom condenseerde in de oceanen en de koolstofdioxide raakte gevangen in carbonaatgesteenten. (Vreemd genoeg zou, als al het CO2 de atmosfeer als gas zou vullen, de druk 90 bar zijn, net als op Venus. En als al het water zou verdampen, zou de druk 257 bar zijn!). Stikstof bleef dus in de atmosfeer en zuurstof verscheen geleidelijk als resultaat van de levensactiviteit van de biosfeer. Zelfs 600 miljoen jaar geleden was het zuurstofgehalte in de lucht 100 keer lager dan nu (zie ook ATMOSFEER; OCEAAN). Er zijn aanwijzingen dat het klimaat op aarde verandert op korte (10.000 jaar) en lange (100 miljoen jaar) schaal. De reden hiervoor kunnen veranderingen zijn in de baanbeweging van de aarde, de kanteling van de rotatie-as en de frequentie van vulkaanuitbarstingen. Fluctuaties in de intensiteit van de zonnestraling kunnen niet worden uitgesloten. In onze tijd wordt het klimaat ook beïnvloed door menselijke activiteiten: de uitstoot van gassen en stof in de atmosfeer.
zie ook
ZUUR PRECIPITATIE;
LUCHTVERVUILING ;
WATERVERVUILING ;
AANTASTING VAN HET MILIEU.
De aarde heeft een satelliet - de maan, waarvan de oorsprong nog niet is opgelost.

AARDE EN MAAN van de Lunar Orbiter-ruimtesonde.

Maan. De maan, een van de grootste satellieten, staat op de tweede plaats na Charon (een satelliet van Pluto) in termen van de massaverhouding van de satelliet en de planeet. De straal is 3,7 en de massa is 81 keer kleiner dan die van de aarde. De gemiddelde dichtheid van de maan is 3,34 g/cm3, wat aangeeft dat de maan geen noemenswaardige metalen kern heeft. De zwaartekracht op het maanoppervlak is zes keer kleiner dan die op aarde. De maan draait om de aarde met een excentriciteit van 0,055. De helling van het vlak van zijn baan ten opzichte van het vlak van de evenaar van de aarde varieert van 18,3° tot 28,6°, en in relatie tot de ecliptica - van 4°59° tot 5°19°. De dagelijkse rotatie en omloopbaan van de maan zijn gesynchroniseerd, zodat we altijd slechts één van de hemisferen zien. Het is waar dat je door lichte schommeling (libraties) van de maan binnen een maand ongeveer 60% van het oppervlak kunt zien. De belangrijkste reden voor libraties is dat de dagelijkse rotatie van de maan met een constante snelheid plaatsvindt en dat de omloopsnelheid variabel is (vanwege de excentriciteit van de baan). Gebieden van het maanoppervlak zijn lange tijd conventioneel verdeeld in ‘marien’ en ‘continentaal’. Het oppervlak van de zeeën ziet er donkerder uit, ligt lager en is veel minder vaak bedekt met meteorietkraters dan het continentale oppervlak. De zeeën zijn gevuld met basaltlava en de continenten bestaan uit anorthositische rotsen die rijk zijn aan veldspaat. Afgaande op het grote aantal kraters zijn continentale oppervlakken veel ouder dan zeeoppervlakken. Intensief meteorietbombardement verpletterde de bovenste laag van de maankorst fijn en veranderde de buitenste paar meter in een poeder dat regoliet werd genoemd. Astronauten en robotsondes brachten monsters van gesteente en regoliet mee van de maan. Uit de analyse bleek dat de leeftijd van het zeeoppervlak ongeveer 4 miljard jaar bedraagt. Bijgevolg vindt de periode van intens meteorietbombardement plaats in de eerste 0,5 miljard jaar na de vorming van de maan, 4,6 miljard jaar geleden. Toen bleef de frequentie van meteorietinslagen en kratervorming vrijwel onveranderd en bedraagt nog steeds één krater met een diameter van 1 km per 105 jaar.
zie ook RUIMTEVERKENNING EN -GEBRUIK.
Maanstenen zijn arm aan vluchtige elementen (H2O, Na, K, enz.) en ijzer, maar rijk aan vuurvaste elementen (Ti, Ca, enz.). Alleen op de bodem van de poolkraters op de maan kunnen ijsafzettingen voorkomen, zoals op Mercurius. De maan heeft vrijwel geen atmosfeer en er is geen bewijs dat de maangrond ooit is blootgesteld aan vloeibaar water. Er zitten ook geen organische stoffen in - alleen sporen van koolstofhoudende chondrieten die met meteorieten meekwamen. Het gebrek aan water en lucht, evenals sterke schommelingen in de oppervlaktetemperatuur (390 K overdag en 120 K 's nachts) maken de maan onbewoonbaar. Seismometers die op de maan werden afgeleverd, maakten het mogelijk iets te leren over het interieur van de maan. Zwakke “maanbevingen” komen daar vaak voor, waarschijnlijk gerelateerd aan de getijdeninvloed van de aarde. De maan is vrij homogeen, heeft een kleine, dichte kern en een korst van ongeveer 65 km dik, gemaakt van lichtere materialen, waarbij de bovenste 10 km van de korst 4 miljard jaar geleden door meteorieten werd verpletterd. Grote inslagbekkens zijn gelijkmatig verdeeld over het maanoppervlak, maar de dikte van de korst aan de zichtbare kant van de maan is minder, dus 70% van het zeeoppervlak is hierop geconcentreerd. De geschiedenis van het maanoppervlak is algemeen bekend: na het einde van het intensieve meteorietbombardement, 4 miljard jaar geleden, was de ondergrond ongeveer 1 miljard jaar lang behoorlijk heet en stroomde basaltlava de zeeën in. Toen veranderde slechts een zeldzame val van meteorieten het gezicht van onze satelliet. Maar over de oorsprong van de maan wordt nog steeds gedebatteerd. Het zou zich uit zichzelf kunnen vormen en vervolgens door de aarde kunnen worden opgevangen; had zich samen met de aarde als satelliet kunnen vormen; zou zich uiteindelijk tijdens de formatieperiode van de aarde hebben kunnen scheiden. De tweede mogelijkheid was onlangs populair, maar de afgelopen jaren is er serieus nagedacht over de hypothese van de vorming van de maan uit materie die door de proto-aarde wordt uitgestoten tijdens een botsing met een groot hemellichaam. Ondanks de onzekerheid over de oorsprong van het Aarde-Maan-systeem, kan hun verdere evolutie vrij betrouwbaar worden gevolgd. De getijdeninteractie heeft een aanzienlijke invloed op de beweging van hemellichamen: de dagelijkse rotatie van de maan is praktisch gestopt (de periode is gelijk aan de orbitale), en de rotatie van de aarde vertraagt, waardoor zijn impulsmoment wordt overgedragen op de orbitale beweging van de hemellichamen. Maan, die daardoor ongeveer 3 cm per jaar van de aarde af beweegt. Dit zal stoppen wanneer de rotatie van de aarde op één lijn komt met die van de maan. Dan zullen de aarde en de maan voortdurend aan dezelfde kant naar elkaar toe zijn gedraaid (zoals Pluto en Charon), en zullen hun dag en maand gelijk zijn aan 47 huidige dagen; tegelijkertijd zal de maan 1,4 keer van ons weg bewegen. Het is waar dat deze situatie niet eeuwig zal blijven voortduren, omdat de zonnegetijden de rotatie van de aarde blijven beïnvloeden. zie ook
MAAN ;
OORSPRONG EN GESCHIEDENIS VAN DE MAAN;
Eb en vloed.
Mars. Mars lijkt op de aarde, maar is bijna half zo groot en heeft een iets lagere gemiddelde dichtheid. De periode van dagelijkse rotatie (24 uur en 37 minuten) en de kanteling van de as (24°) verschillen vrijwel niet van die op aarde. Voor een waarnemer op aarde verschijnt Mars als een roodachtige ster, waarvan de helderheid merkbaar verandert; het is maximaal tijdens perioden van confrontatie die zich na iets meer dan twee jaar herhalen (bijvoorbeeld in april 1999 en juni 2001). Mars is vooral dichtbij en helder tijdens perioden van grote opposities, die optreden als hij op het moment van oppositie het perihelium nadert; dit gebeurt elke 15-17 jaar (de dichtstbijzijnde is in augustus 2003). Een telescoop op Mars onthult feloranje gebieden en donkerdere gebieden die afhankelijk van het seizoen van kleur veranderen. Aan de polen bevinden zich helderwitte sneeuwkappen. De roodachtige kleur van de planeet wordt geassocieerd met een grote hoeveelheid ijzeroxiden (roest) in de bodem. De samenstelling van de donkere gebieden lijkt waarschijnlijk op aards basalt, terwijl de lichte gebieden uit fijn materiaal bestaan.

OPPERVLAKTE VAN MARS nabij het Viking 1-landingsblok. Grote steenfragmenten zijn ongeveer 30 cm groot.

Het grootste deel van onze kennis over Mars wordt verkregen door automatische stations. Het meest effectief waren twee orbiters en twee landingsvoertuigen van de Viking-expeditie, die op 20 juli en 3 september 1976 op Mars landden in de regio's Chrys (22° N, 48° W) en Utopia (48° N). , 226° W), waarbij Viking 1 operationeel was tot november 1982. Beiden landden in klassieke lichte gebieden en kwamen terecht in een roodachtige zandwoestijn bezaaid met donkere stenen. Op 4 juli 1997 trok de Mars Pathfinder-sonde (VS) de Ares-vallei binnen (19 ° N, 34 ° W), het eerste automatische, zelfrijdende voertuig dat gemengde rotsen ontdekte en mogelijk kiezelstenen die door water waren vermalen en vermengd met zand en klei, wat wijst op sterke veranderingen in het klimaat op Mars en op de aanwezigheid van grote hoeveelheden water in het verleden. De dunne atmosfeer van Mars bestaat voor 95% uit koolstofdioxide en voor 3% uit stikstof. Waterdamp, zuurstof en argon zijn in kleine hoeveelheden aanwezig. De gemiddelde druk aan het oppervlak is 6 mbar (dat wil zeggen 0,6% van die van de aarde). Bij zo’n lage druk kan er geen vloeibaar water zijn. De gemiddelde dagelijkse temperatuur is 240 K, en het maximum in de zomer op de evenaar bereikt 290 K. De dagelijkse temperatuurschommelingen zijn ongeveer 100 K. Het klimaat op Mars is dus een klimaat van een koude, uitgedroogde hooggebergtewoestijn. Op de hoge breedtegraden van Mars daalt de temperatuur in de winter tot onder de 150 K en bevriest het atmosferische koolstofdioxide (CO2) en valt als witte sneeuw naar de oppervlakte, waardoor de poolkap ontstaat. Periodieke condensatie en sublimatie van de poolkappen veroorzaken seizoensschommelingen in de atmosferische druk met 30%. Tegen het einde van de winter zakt de grens van de poolkap naar 45°-50° noorderbreedte, en in de zomer blijft er een klein gebied van over (300 km in diameter aan de zuidpool en 1000 km aan de noordpool), waarschijnlijk bestaande uit waterijs, waarvan de dikte 1-2 km kan bereiken. Soms waait er een sterke wind op Mars, waardoor wolken fijn zand de lucht in worden geblazen. Bijzonder krachtige stofstormen komen voor aan het einde van de lente op het zuidelijk halfrond, wanneer Mars door het perihelium van zijn baan gaat en de zonnewarmte bijzonder hoog is. Weken- en zelfs maandenlang wordt de atmosfeer ondoorzichtig met geel stof. De Viking-orbiters zonden beelden uit van krachtige zandduinen op de bodem van grote kraters. Stofafzettingen veranderen het uiterlijk van het oppervlak van Mars van seizoen tot seizoen zo sterk dat het zelfs vanaf de aarde waarneembaar is als het door een telescoop wordt waargenomen. In het verleden werden deze seizoensveranderingen in de kleur van het oppervlak door sommige astronomen beschouwd als een teken van vegetatie op Mars. De geologie van Mars is zeer divers. Grote delen van het zuidelijk halfrond zijn bedekt met oude kraters die zijn overgebleven uit het tijdperk van oude meteorietbombardementen (4 miljard jaar geleden). jaren geleden). Een groot deel van het noordelijk halfrond is bedekt met jongere lavastromen. Bijzonder interessant is de Tharsisheuvel (10° N, 110° W), waarop verschillende gigantische vulkanische bergen zich bevinden. De hoogste onder hen - de berg Olympus - heeft een diameter aan de basis van 600 km en een hoogte van 25 km. Hoewel er nu geen tekenen zijn van vulkanische activiteit, bedraagt de leeftijd van de lavastromen niet meer dan 100 miljoen jaar, wat klein is vergeleken met de leeftijd van de planeet van 4,6 miljard jaar.

Hoewel oude vulkanen duiden op ooit krachtige activiteit in het binnenland van Mars, zijn er geen tekenen van platentektoniek: er zijn geen gevouwen berggordels en andere indicatoren van samendrukking van de aardkorst. Er zijn echter krachtige breuklijnen, waarvan de grootste - de Valles Marineris - zich uitstrekt van Tharsis naar het oosten over 4000 km met een maximale breedte van 700 km en een diepte van 6 km. Een van de interessantste geologische ontdekkingen op basis van beelden van ruimtevaartuigen waren vertakte kronkelende valleien van honderden kilometers lang, die deden denken aan opgedroogde rivierbeddingen op aarde. Dit duidt op een gunstiger klimaat in het verleden, toen de temperaturen en druk hoger waren en rivieren over het oppervlak van Mars stroomden. Het is waar dat de locatie van de valleien in de zuidelijke, zwaar bekraterde gebieden van Mars aangeeft dat er heel lang geleden rivieren op Mars waren, waarschijnlijk in de eerste 0,5 miljard jaar van zijn evolutie. Het water ligt nu aan de oppervlakte in de vorm van ijs op de poolijskappen, en wellicht onder de oppervlakte in de vorm van een laag permafrost. De interne structuur van Mars is slecht bestudeerd. De lage gemiddelde dichtheid duidt op de afwezigheid van een significante metalen kern; het is in ieder geval niet gesmolten, wat volgt uit de afwezigheid van een magnetisch veld op Mars. De seismometer op het landingsblok van het Viking-2-apparaat registreerde de seismische activiteit van de planeet gedurende twee jaar gebruik niet (de seismometer op Viking-1 werkte niet). Mars heeft twee kleine satellieten: Phobos en Deimos. Beide hebben een onregelmatige vorm, zijn bedekt met meteorietkraters en zijn waarschijnlijk asteroïden die in het verre verleden door de planeet zijn ingevangen. Phobos draait in een zeer lage baan rond de planeet en blijft Mars naderen onder invloed van de getijden; het zal later worden vernietigd door de zwaartekracht van de planeet.
Jupiter. De grootste planeet in het zonnestelsel, Jupiter, is 11 keer groter dan de aarde en 318 keer massiever. De lage gemiddelde dichtheid (1,3 g/cm3) duidt op een samenstelling die dicht bij die van de zon ligt: voornamelijk waterstof en helium. De snelle rotatie van Jupiter om zijn as veroorzaakt zijn polaire compressie met 6,4%. Een telescoop op Jupiter onthult wolkenbanden evenwijdig aan de evenaar; lichte zones daarin worden afgewisseld met roodachtige banden. Het is waarschijnlijk dat de heldere gebieden gebieden zijn met opwaartse luchtstromen waar de toppen van ammoniakwolken zichtbaar zijn; roodachtige banden worden geassocieerd met neerwaartse stromingen, waarvan de heldere kleur wordt bepaald door ammoniumwaterstofsulfaat, evenals verbindingen van rode fosfor, zwavel en organische polymeren. Naast waterstof en helium werden CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 en GeH4 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Jupiter. De temperatuur aan de top van ammoniakwolken is 125 K, maar neemt met de diepte toe met 2,5 K/km. Op een diepte van 60 km zou er een laag waterwolken moeten zijn. De snelheden van de wolkenbeweging in zones en aangrenzende zones verschillen aanzienlijk: in de equatoriale gordel bewegen wolken bijvoorbeeld 100 m/s sneller naar het oosten dan in aangrenzende zones. Het snelheidsverschil veroorzaakt sterke turbulentie aan de grenzen van zones en riemen, waardoor hun vorm zeer ingewikkeld is. Een manifestatie hiervan zijn ovale roterende vlekken, waarvan de grootste, de Grote Rode Vlek, meer dan 300 jaar geleden door Cassini werd ontdekt. Deze plek (25.000-15.000 km) is groter dan de aardschijf; het heeft een spiraalvormige cyclonische structuur en maakt in 6 dagen één omwenteling om zijn as. De overige plekken zijn kleiner en om de een of andere reden allemaal wit.

Jupiter heeft geen vast oppervlak. De bovenste laag van de planeet, die zich over 25% van de straal uitstrekt, bestaat uit vloeibare waterstof en helium. Beneden, waar de druk hoger is dan 3 miljoen bar en de temperatuur hoger dan 10.000 K, gaat waterstof over in de metallische toestand. Misschien bevindt zich nabij het centrum van de planeet een vloeibare kern van zwaardere elementen met een totale massa in de orde van 10 aardmassa's. In het centrum is de druk ongeveer 100 miljoen bar en de temperatuur 20-30.000 K. Het vloeibare metalen interieur en de snelle rotatie van de planeet veroorzaakten zijn krachtige magnetische veld, dat 15 keer sterker is dan dat van de aarde. De enorme magnetosfeer van Jupiter, met zijn krachtige stralingsgordels, strekt zich uit voorbij de banen van zijn vier grote manen. De temperatuur in het centrum van Jupiter is altijd lager geweest dan nodig is om thermonucleaire reacties te laten plaatsvinden. Maar de interne warmtereserves van Jupiter, die nog overblijven uit het tijdperk van de vorming, zijn groot. Zelfs nu, 4,6 miljard jaar later, stoot het ongeveer evenveel warmte uit als het van de zon ontvangt; in de eerste miljoen jaar van de evolutie was de stralingskracht van Jupiter 104 keer hoger. Aangezien dit het tijdperk was van de vorming van de grote satellieten van de planeet, is het niet verrassend dat hun samenstelling afhangt van de afstand tot Jupiter: de twee die er het dichtst bij liggen - Io en Europa - hebben een vrij hoge dichtheid (3,5 en 3,0 g/cm3). ), en de verder weg gelegen gebieden – Ganymedes en Callisto – bevatten veel waterijs en zijn daarom minder dicht (1,9 en 1,8 g/cm3).
Satellieten. Jupiter heeft minstens 16 satellieten en een zwakke ring: hij bevindt zich op 53 duizend km afstand van de bovenste wolkenlaag, heeft een breedte van 6000 km en bestaat blijkbaar uit kleine en zeer donkere vaste deeltjes. De vier grootste manen van Jupiter worden Galileïsch genoemd omdat ze in 1610 door Galileo werden ontdekt; onafhankelijk van hem werden ze in hetzelfde jaar ontdekt door de Duitse astronoom Marius, die ze hun huidige namen gaf: Io, Europa, Ganymede en Callisto. De kleinste van de satellieten, Europa, is iets kleiner dan de maan, en Ganymedes is groter dan Mercurius. Ze zijn allemaal zichtbaar door een verrekijker.

Op het oppervlak van Io ontdekten Voyagers verschillende actieve vulkanen die materiaal honderden kilometers naar boven uitwerpen. Het oppervlak van Io is bedekt met roodachtige zwavelafzettingen en lichte vlekken van zwaveldioxide - producten van vulkaanuitbarstingen. Als gas vormt zwaveldioxide de extreem dunne atmosfeer van Io. De energie van vulkanische activiteit wordt ontleend aan de getijdeninvloed van de planeet op de satelliet. De baan van Io loopt door de stralingsgordels van Jupiter, en het is al lang bekend dat de satelliet een sterke interactie heeft met de magnetosfeer, waardoor er radio-uitbarstingen ontstaan. In 1973 werd een torus van lichtgevende natriumatomen ontdekt langs de baan van Io; later werden daar zwavel-, kalium- en zuurstofionen gevonden. Deze stoffen worden door energetische protonen uit de stralingsgordels uitgeschakeld, hetzij rechtstreeks van het oppervlak van Io, hetzij uit de gaspluimen van vulkanen. Hoewel de getijdeninvloed van Jupiter op Europa zwakker is dan op Io, kan het binnenland ook gedeeltelijk gesmolten zijn. Spectrale studies tonen aan dat Europa waterijs op het oppervlak heeft, en de roodachtige tint ervan is waarschijnlijk te wijten aan zwavelvervuiling door Io. De vrijwel volledige afwezigheid van inslagkraters duidt op de geologische jeugd van het oppervlak. De plooien en breuken van het ijskoude oppervlak van Europa lijken op de ijsvelden van de poolzeeën van de aarde; Op Europa bevindt zich waarschijnlijk vloeibaar water onder een laag ijs. Ganymedes is de grootste maan in het zonnestelsel. De dichtheid is laag; het bestaat waarschijnlijk uit half steen en half ijs. Het oppervlak ziet er vreemd uit en bevat sporen van uitzetting van de aardkorst, die mogelijk gepaard zijn gegaan met het differentiatieproces van de ondergrond. Delen van het oude krateroppervlak worden gescheiden door jongere loopgraven, honderden kilometers lang en 1-2 km breed, die op een afstand van 10-20 km van elkaar liggen. Dit is waarschijnlijk jonger ijs, gevormd door het uitstromen van water door scheuren onmiddellijk na differentiatie, ongeveer 4 miljard jaar geleden. Callisto lijkt op Ganymedes, maar er zijn geen sporen van fouten op het oppervlak; het is allemaal heel oud en zwaar bekraterd. Het oppervlak van beide satellieten is bedekt met ijs vermengd met regolietachtige rotsen. Maar als op Ganymedes het ijs ongeveer 50% bedraagt, dan is dit op Callisto minder dan 20%. De samenstelling van de rotsen van Ganymedes en Callisto is waarschijnlijk vergelijkbaar met die van koolstofhoudende meteorieten. De manen van Jupiter hebben geen atmosfeer, behalve de ijle vulkanisch gas SO2 op Io. Van de twaalf kleine satellieten van Jupiter bevinden er zich vier dichter bij de planeet dan de Galilese satellieten; de grootste daarvan, Amalthea, is een kratervormig object met een onregelmatige vorm (afmetingen 270*166*150 km). Het donkere oppervlak – heel rood – is mogelijk bedekt met zwavel uit Io. De buitenste kleine satellieten van Jupiter zijn verdeeld in twee groepen op basis van hun banen: 4 dichter bij de planeet draaien in de voorwaartse richting (ten opzichte van de rotatie van de planeet), en 4 verder weg in de tegenovergestelde richting. Ze zijn allemaal klein en donker; ze zijn waarschijnlijk door Jupiter gevangen genomen tussen de asteroïden van de Trojaanse groep (zie ASTEROID).
Saturnus. De op een na grootste gigantische planeet. Het is een waterstof-heliumplaneet, maar Saturnus heeft een lager relatief heliumgehalte dan Jupiter; lager is de gemiddelde dichtheid. De snelle rotatie van Saturnus leidt tot zijn grote afplatting (11%).

SATURN en zijn manen gefotografeerd tijdens de vlucht van de Voyager-ruimtesonde.

In een telescoop ziet de schijf van Saturnus er niet zo indrukwekkend uit als Jupiter: hij heeft een bruinoranje kleur en zwak gedefinieerde banden en zones. De reden is dat de bovenste delen van de atmosfeer gevuld zijn met lichtverstrooiende ammoniakmist (NH3). Saturnus staat verder van de zon, dus de temperatuur van de bovenste atmosfeer (90 K) is 35 K lager dan die van Jupiter, en ammoniak bevindt zich in een gecondenseerde toestand. Met de diepte neemt de temperatuur van de atmosfeer toe met 1,2 K/km, zodat de wolkenstructuur lijkt op die van Jupiter: onder een laag ammoniumhydrosulfaatwolken bevindt zich een laag waterwolken. Naast waterstof en helium werden CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 en PH3 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Saturnus. Qua interne structuur lijkt Saturnus ook op Jupiter, hoewel hij vanwege zijn kleinere massa een lagere druk en temperatuur in het centrum heeft (75 miljoen bar en 10.500 K). Het magnetische veld van Saturnus is vergelijkbaar met dat van de aarde. Net als Jupiter straalt Saturnus interne warmte uit, twee keer zoveel als hij van de zon ontvangt. Het is waar dat deze verhouding groter is dan die van Jupiter, omdat Saturnus, die twee keer zo ver weg staat, vier keer minder warmte van de zon ontvangt.
Ringen van Saturnus. Saturnus is omgeven door een uniek krachtig systeem van ringen tot een afstand van 2,3 planeetstralen. Ze zijn gemakkelijk te onderscheiden wanneer ze door een telescoop worden waargenomen, en wanneer ze van dichtbij worden bestudeerd, vertonen ze een uitzonderlijke diversiteit: van de massieve B-ring tot de smalle F-ring, van spiraalvormige dichtheidsgolven tot de volkomen onverwachte radiale ‘spaken’ ontdekt door Voyagers. De deeltjes die de ringen van Saturnus vullen, reflecteren het licht veel beter dan het materiaal in de donkere ringen van Uranus en Neptunus; hun onderzoek in verschillende spectrale bereiken laat zien dat dit ‘vuile sneeuwballen’ zijn met afmetingen in de orde van een meter. De drie klassieke ringen van Saturnus, gerangschikt van buiten naar binnen, worden aangeduid met de letters A, B en C. De B-ring is behoorlijk compact: radiosignalen van Voyager gingen er met moeite doorheen. De kloof van 4.000 km tussen de A- en B-ringen, de Cassini-splijting (of kloof) genoemd, is niet echt leeg, maar is qua dichtheid vergelijkbaar met de bleke C-ring, voorheen de crêpe-ring genoemd. Er is een minder zichtbare Encke-opening nabij de buitenrand van de A-ring. In 1859 concludeerde Maxwell dat de ringen van Saturnus moesten bestaan uit individuele deeltjes die in een baan om de planeet cirkelden. Aan het einde van de 19e eeuw. dit werd bevestigd door spectrale waarnemingen die aantoonden dat de binnenste delen van de ringen sneller roteren dan de buitenste. Omdat de ringen in het vlak van de evenaar van de planeet liggen en daarom 27° hellen ten opzichte van het baanvlak, valt de aarde in 29,5 jaar twee keer in het vlak van de ringen, en we observeren ze van opzij. Op dit moment "verdwijnen" de ringen, wat hun zeer kleine dikte bewijst - niet meer dan een paar kilometer. Gedetailleerde afbeeldingen van de ringen gemaakt door Pioneer 11 (1979) en Voyagers (1980 en 1981) lieten een veel complexere structuur zien dan verwacht. De ringen zijn verdeeld in honderden individuele ringetjes met een typische breedte van enkele honderden kilometers. Zelfs in de Cassini-spleet waren er minstens vijf ringen. Een gedetailleerde analyse toonde aan dat de ringen heterogeen zijn, zowel qua grootte als mogelijk qua deeltjessamenstelling. De complexe structuur van de ringen is waarschijnlijk te wijten aan de zwaartekrachtsinvloed van kleine satellieten dichtbij hen, die voorheen onbekend waren. Waarschijnlijk de meest ongewone is de dunste F-ring, ontdekt in 1979 door Pioneer op een afstand van 4000 km van de buitenrand van ring A. Voyager 1 ontdekte dat de F-ring gedraaid en gevlochten was als een vlecht, maar vloog 9 uur lang voorbij. maanden. later ontdekte Voyager 2 de structuur van de F-ring veel eenvoudiger: de ‘strengen’ van de materie waren niet langer met elkaar verweven. Deze structuur en de snelle evolutie ervan worden gedeeltelijk verklaard door de invloed van twee kleine manen (Prometheus en Pandora) die langs de buiten- en binnenranden van deze ring bewegen; ze worden "waakhonden" genoemd. Het is echter mogelijk dat er zelfs nog kleinere lichamen of tijdelijke ophopingen van materie in de F-ring zelf voorkomen.
Satellieten. Saturnus heeft minstens 18 manen. De meeste daarvan zijn waarschijnlijk ijs. Sommige hebben zeer interessante banen. Janus en Epimetheus hebben bijvoorbeeld bijna dezelfde orbitale stralen. In de baan van Dione, 60° vóór hem (deze positie wordt het leidende Lagrangepunt genoemd), beweegt de kleinere satelliet Helena. Tethys wordt vergezeld door twee kleine satellieten - Telesto en Calypso - op de leidende en achterblijvende Lagrange-punten van zijn baan. De stralen en massa's van zeven satellieten van Saturnus (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan en Iapetus) werden met goede nauwkeurigheid gemeten. Ze zijn allemaal grotendeels ijskoud. De kleinere hebben een dichtheid van 1-1,4 g/cm3, wat dicht bij de dichtheid van waterijs ligt met een grotere of kleinere vermenging van gesteenten. Het is nog niet duidelijk of ze methaan- en ammoniakijs bevatten. De hogere dichtheid van Titan (1,9 g/cm3) is het resultaat van zijn grote massa, die compressie van het interieur veroorzaakt. Titan lijkt qua diameter en dichtheid sterk op Ganymedes; Waarschijnlijk is hun interne structuur vergelijkbaar. Titan is de op een na grootste maan in het zonnestelsel en is uniek omdat hij een permanente, krachtige atmosfeer heeft die voornamelijk uit stikstof en een kleine hoeveelheid methaan bestaat. De druk aan het oppervlak is 1,6 bar, de temperatuur is 90 K. Onder dergelijke omstandigheden kan er vloeibaar methaan op het oppervlak van Titan aanwezig zijn. De bovenste lagen van de atmosfeer tot een hoogte van 240 km zijn gevuld met oranje wolken, waarschijnlijk bestaande uit deeltjes van organische polymeren die zijn gesynthetiseerd onder invloed van ultraviolette straling van de zon. De overige manen van Saturnus zijn te klein om een atmosfeer te hebben. Hun oppervlakken zijn bedekt met ijs en zwaar bekraterd. Alleen op het oppervlak van Enceladus zijn er aanzienlijk minder kraters. Het is waarschijnlijk dat de getijdeninvloed van Saturnus het binnenste van Saturnus in gesmolten toestand houdt, en meteorietinslagen leiden tot een uitstorting van water en het vullen van de kraters. Sommige astronomen geloven dat deeltjes van het oppervlak van Enceladus een brede E-ring vormden die zich langs zijn baan uitstrekte. Een zeer interessante satelliet is Iapetus, waarvan het achterste halfrond (ten opzichte van de richting van de baanbeweging) bedekt is met ijs en 50% van het invallende licht reflecteert, en het voorste halfrond zo donker is dat het slechts 5% van het licht reflecteert; het is bedekt met zoiets als de substantie van koolstofhoudende meteorieten. Het is mogelijk dat het voorste halfrond van Iapetus wordt beïnvloed door materiaal dat onder invloed van meteorietinslagen wordt uitgeworpen vanaf het oppervlak van Phoebe, de buitenste satelliet van Saturnus. In principe is dit mogelijk, omdat Phoebe in de tegenovergestelde richting in een baan om de aarde beweegt. Bovendien is het oppervlak van Phoebe behoorlijk donker, maar er zijn nog geen exacte gegevens over.
Uranus. Uranus is zeegroen van kleur en ziet er karakterloos uit omdat de bovenste lagen van de atmosfeer gevuld zijn met mist, waardoor de Voyager 2-sonde die er in 1986 dichtbij vloog, moeite had een paar wolken te zien. De as van de planeet helt 98,5° ten opzichte van de baanas, d.w.z. ligt bijna in het vlak van de baan. Daarom is elk van de polen enige tijd rechtstreeks naar de zon gericht en gaat dan zes maanden (42 aardse jaren) in de schaduw. De atmosfeer van Uranus bevat voornamelijk waterstof, 12-15% helium en enkele andere gassen. De atmosferische temperatuur bedraagt ongeveer 50 K, hoewel deze in de bovenste ijle lagen overdag oploopt tot 750 K en 's nachts tot 100 K. Het magnetische veld van Uranus is aan het oppervlak iets zwakker dan dat van de aarde, en zijn as staat 55° schuin ten opzichte van de rotatieas van de planeet. Er is weinig bekend over de interne structuur van de planeet. De wolkenlaag strekt zich waarschijnlijk uit tot een diepte van 11.000 km, gevolgd door een hete wateroceaan van 8.000 km diep, en daaronder een gesmolten gesteentekern met een straal van 7.000 km.
Ringen. In 1976 werden de unieke ringen van Uranus ontdekt, bestaande uit individuele dunne ringen, waarvan de breedste 100 km dik is. De ringen bevinden zich op afstanden variërend van 1,5 tot 2,0 stralen van de planeet vanaf het centrum. In tegenstelling tot de ringen van Saturnus zijn de ringen van Uranus gemaakt van grote, donkere rotsen. Er wordt aangenomen dat elke ring een kleine satelliet of zelfs twee satellieten bevat, zoals in de F-ring van Saturnus.
Satellieten. Er zijn twintig satellieten van Uranus ontdekt. De grootste - Titania en Oberon - met een diameter van 1500 km. Er zijn nog 3 grote, ruim 500 km groot, de rest is erg klein. De oppervlaktespectra van vijf grote satellieten duiden op grote hoeveelheden waterijs. De oppervlakken van alle satellieten zijn bedekt met meteorietkraters.
Neptunus. Uiterlijk lijkt Neptunus op Uranus; het spectrum wordt ook gedomineerd door banden van methaan en waterstof. De warmtestroom van Neptunus overschrijdt merkbaar de kracht van de zonnewarmte die erop invalt, wat wijst op het bestaan van een interne energiebron. Het is mogelijk dat een groot deel van de interne warmte vrijkomt als gevolg van getijden veroorzaakt door de massieve maan Triton, die in de tegenovergestelde richting draait op een afstand van 14,5 planeetstralen. Voyager 2, die in 1989 op een afstand van 5000 km van de wolkenlaag vloog, ontdekte nog zes satellieten en vijf ringen nabij Neptunus. In de atmosfeer werden de Grote Donkere Vlek en een complex systeem van wervelstromen ontdekt. Het roze oppervlak van Triton onthulde verbazingwekkende geologische kenmerken, waaronder krachtige geisers. De door Voyager ontdekte maan Proteus bleek groter te zijn dan Nereid, die in 1949 vanaf de aarde werd ontdekt.
Pluto. Pluto heeft een zeer langwerpige en hellende baan; in het perihelium nadert het de zon op 29,6 AU. en beweegt weg bij aphelium op 49,3 AU. In 1989 passeerde Pluto het perihelium; van 1979 tot 1999 was het dichter bij de zon dan Neptunus. Vanwege de grote helling van de baan van Pluto kruist zijn pad echter nooit Neptunus. De gemiddelde oppervlaktetemperatuur van Pluto is 50 K, deze varieert van aphelium tot perihelium met 15 K, wat bij dergelijke temperaturen zeer merkbaar is. lage temperaturen. Dit leidt met name tot het verschijnen van een ijle methaanatmosfeer in de periode dat de planeet het perihelium passeert, maar de druk ervan is 100.000 keer lager dan de druk van de atmosfeer van de aarde. Pluto kan zijn atmosfeer niet lang behouden omdat hij kleiner is dan de maan. Pluto's maan Charon draait elke 6,4 dagen dicht bij de planeet. Zijn baan is zeer sterk geneigd ten opzichte van de ecliptica, zodat verduisteringen alleen voorkomen tijdens zeldzame tijdperken waarin de aarde door het vlak van de baan van Charon gaat. De helderheid van Pluto verandert regelmatig met een periode van 6,4 dagen. Bijgevolg roteert Pluto synchroon met Charon en heeft het grote vlekken op het oppervlak. In verhouding tot de grootte van de planeet is Charon erg groot. Het Pluto-Charon-paar wordt vaak een ‘dubbelplaneet’ genoemd. Ooit werd gedacht dat Pluto een weggelopen maan van Neptunus was, maar met de ontdekking van Charon lijkt dit onwaarschijnlijk.
PLANETEN: VERGELIJKENDE ANALYSE
Interne structuur. Objecten van het zonnestelsel kunnen, vanuit het oogpunt van hun interne structuur, worden onderverdeeld in 4 categorieën: 1) kometen, 2) kleine lichamen, 3) aardse planeten, 4) gasreuzen. Kometen zijn eenvoudige ijzige lichamen met een bijzondere samenstelling en geschiedenis. De categorie kleine lichamen omvat alle andere hemellichamen met een straal van minder dan 200 km: interplanetaire stofkorrels, deeltjes van planetaire ringen, kleine satellieten en de meeste asteroïden. Tijdens de evolutie van het zonnestelsel verloren ze allemaal de warmte die vrijkwam tijdens de initiële aanwas en koelden ze af, omdat ze niet groot genoeg waren om op te warmen vanwege het radioactieve verval dat daarin plaatsvond. Terrestrische planeten zijn zeer divers: van het "ijzeren" Mercurius tot het mysterieuze ijssysteem Pluto - Charon. Naast de grootste planeten wordt de zon volgens formele criteria soms geclassificeerd als een gasreus. De belangrijkste parameter die de samenstelling van de planeet bepaalt, is de gemiddelde dichtheid (totale massa gedeeld door totaal volume). De betekenis ervan geeft meteen aan wat voor soort planeet het is: "steen" (silicaten, metalen), "ijs" (water, ammoniak, methaan) of "gas" (waterstof, helium). Hoewel de oppervlakken van Mercurius en de Maan opvallend veel op elkaar lijken, is hun interne samenstelling compleet anders, aangezien de gemiddelde dichtheid van Mercurius 1,6 keer hoger is dan die van de Maan. Tegelijkertijd is de massa van Mercurius klein, wat betekent dat de hoge dichtheid ervan voornamelijk niet te wijten is aan de compressie van de stof onder invloed van de zwaartekracht, maar aan een speciale chemische samenstelling: Kwik bevat 60-70% metalen en 30% metalen. -40 massa% silicaten. Het metaalgehalte per massa-eenheid van Mercurius is aanzienlijk hoger dan dat van welke andere planeet dan ook. Venus roteert zo langzaam dat de equatoriale uitstulping slechts een fractie van een meter meet (die van de aarde is 21 km) en helemaal niets kan onthullen over de interne structuur van de planeet. Het zwaartekrachtveld correleert met de oppervlaktetopografie, in tegenstelling tot de aarde, waar de continenten "zweven". Het is mogelijk dat de continenten van Venus gefixeerd zijn door de stijfheid van de mantel, maar het is mogelijk dat de topografie van Venus dynamisch in stand wordt gehouden door energetische convectie in de mantel. Het aardoppervlak is aanzienlijk jonger dan de oppervlakken van andere hemellichamen in het zonnestelsel. De reden hiervoor is vooral de intensieve verwerking van aardkorstmateriaal als gevolg van de platentektoniek. Ook erosie onder invloed van vloeibaar water heeft een merkbaar effect. De oppervlakken van de meeste planeten en manen worden gedomineerd door ringstructuren die verband houden met inslagkraters of vulkanen; Op aarde heeft de platentektoniek ervoor gezorgd dat de grootste hooglanden en laaglanden lineair zijn. Een voorbeeld zijn bergketens die ontstaan op de plek waar twee platen tegen elkaar aan botsen; oceanische loopgraven, die plaatsen markeren waar de ene plaat onder de andere schuift (subductiezones); evenals mid-oceanische ruggen op plaatsen waar twee platen divergeren onder invloed van jonge korst die uit de mantel opstijgt (spreidingszones). De opluchting dus aardoppervlak weerspiegelt de dynamiek van de ondergrond. Kleine monsters van de bovenmantel van de aarde komen beschikbaar voor laboratoriumonderzoek wanneer ze als onderdeel van stollingsgesteenten naar de oppervlakte komen. Van ultramafische insluitsels (ultrabasieten, arm aan silicaten en rijk aan Mg en Fe) is bekend dat ze mineralen bevatten die zich alleen onder hoge druk vormen (bijvoorbeeld diamant), evenals gepaarde mineralen die alleen naast elkaar kunnen bestaan als ze onder hoge druk zijn gevormd. Deze insluitsels maakten het mogelijk om met voldoende nauwkeurigheid de samenstelling van de bovenmantel te schatten tot een diepte van ca. 200 km. De mineralogische samenstelling van de diepe mantel is niet zo goed bekend, omdat er nog steeds geen nauwkeurige gegevens zijn over de verdeling van de temperatuur met de diepte en de hoofdfasen van diepe mineralen niet in het laboratorium zijn gereproduceerd. De kern van de aarde is verdeeld in buiten- en binnenkern. De buitenste kern zendt geen transversale seismische golven uit en is daarom vloeibaar. Op een diepte van 5200 km begint het kernmateriaal echter opnieuw dwarsgolven te geleiden, maar met lage snelheid; dit betekent dat de binnenkern gedeeltelijk bevroren is. De dichtheid van de kern is lager dan bij een zuivere ijzer-nikkelvloeistof, waarschijnlijk als gevolg van zwavelverontreinigingen. Een kwart van het oppervlak van Mars wordt ingenomen door de Tharsis Rise, die 7 km stijgt ten opzichte van de gemiddelde straal van de planeet. Het is waar de meeste vulkanen zich bevinden, tijdens de vorming waarvan lava zich over een lange afstand verspreidde, wat typerend is voor gesmolten gesteenten die rijk zijn aan ijzer. Een van de redenen voor de enorme omvang van de vulkanen op Mars (de grootste in het zonnestelsel) is dat Mars, in tegenstelling tot de aarde, geen platen heeft die bewegen ten opzichte van de hete plekken in de mantel, waardoor vulkanen lange tijd op één plek kunnen groeien. Mars heeft geen magnetisch veld en er is geen seismische activiteit gedetecteerd. De bodem bevatte veel ijzeroxiden, wat duidt op een slechte differentiatie van de ondergrond.
Innerlijke warmte. Veel planeten zenden meer warmte uit dan ze van de zon ontvangen. De hoeveelheid warmte die wordt gegenereerd en opgeslagen in de ingewanden van de planeet hangt af van haar geschiedenis. Voor een zich vormende planeet is de belangrijkste warmtebron het bombardement van meteorieten; Bij differentiatie van de ondergrond komt vervolgens warmte vrij, waarbij de dichtste componenten, zoals ijzer en nikkel, zich naar het midden bezinken en de kern vormen. Jupiter, Saturnus en Neptunus (maar om de een of andere reden niet Uranus) stralen nog steeds de warmte uit die ze tijdens hun vorming 4,6 miljard jaar geleden hebben opgeslagen. Voor aardse planeten is een belangrijke bron van verwarming in het huidige tijdperk het verval van radioactieve elementen - uranium, thorium en kalium - die in kleine hoeveelheden waren opgenomen in de oorspronkelijke chondritische (zonne) samenstelling. De dissipatie van bewegingsenergie bij getijdenvervormingen - de zogenaamde "getijdendissipatie" - is de belangrijkste bron van verwarming van Io en speelt een belangrijke rol in de evolutie van sommige planeten waarvan de rotatie (bijvoorbeeld Mercurius) werd vertraagd door de getijden.
Convectie in de mantel. Als de vloeistof sterk genoeg wordt verwarmd, ontstaat er convectie, omdat thermische geleidbaarheid en straling de lokaal aangevoerde warmtestroom niet aankunnen. Het lijkt misschien vreemd om te zeggen dat de binnenkant van aardse planeten bedekt is met convectie, zoals een vloeistof. Weten we niet dat volgens de seismologie transversale golven zich voortplanten in de aardmantel en dat de mantel daarom niet uit vloeibaar, maar uit vast gesteente bestaat? Maar laten we gewone glasplamuur nemen: als het langzaam wordt ingedrukt, gedraagt het zich als een stroperige vloeistof, als het scherp wordt ingedrukt, gedraagt het zich als een elastisch lichaam, en als het wordt geraakt, gedraagt het zich als een steen. Dit betekent dat we, om te begrijpen hoe een stof zich gedraagt, rekening moeten houden met de tijdschaal waarop processen plaatsvinden. Transversale seismische golven reizen binnen enkele minuten door het binnenste van de aarde. Op een geologische tijdschaal van miljoenen jaren vervormen gesteenten plastisch als er voortdurend aanzienlijke spanning op wordt uitgeoefend. Het is verbazingwekkend dat aardkorst wordt nog steeds rechtgetrokken en keert terug naar de vorige vorm die het had vóór de laatste ijstijd, die 10.000 jaar geleden eindigde. Na de ouderdom van de stijgende kusten van Scandinavië te hebben bestudeerd, berekende N. Haskel in 1935 dat de viscositeit van de aardmantel 1023 keer groter is dan de viscositeit van vloeibaar water. Maar zelfs dan laat wiskundige analyse zien dat de aardmantel zich in een staat van intense convectie bevindt (een dergelijke beweging van het binnenste van de aarde zou kunnen worden gezien in een versnelde film, waarin een miljoen jaar in een seconde verstrijken). Uit soortgelijke berekeningen blijkt dat Venus, Mars en, in mindere mate, Mercurius en de Maan waarschijnlijk ook convectiemantels hebben. We zijn nog maar net begonnen met het ontrafelen van de aard van convectie op gasreuzenplaneten. Het is bekend dat convectieve bewegingen sterk worden beïnvloed door de snelle rotatie rond de reuzenplaneten, maar het is erg moeilijk om convectie experimenteel te bestuderen in een roterende bol met centrale zwaartekracht. Tot nu toe zijn de meest nauwkeurige experimenten van dit soort uitgevoerd onder in een lage baan om de aarde. Deze experimenten, samen met theoretische berekeningen en numerieke modellen, toonden aan dat convectie plaatsvindt in buizen die langwerpig zijn langs de rotatieas van de planeet en gekromd zijn in overeenstemming met de bolvorm ervan. Dergelijke convectiecellen worden vanwege hun vorm ‘bananen’ genoemd. De druk van gasreuzenplaneten varieert van 1 bar aan de wolkentoppen tot ongeveer 50 Mbar in het centrum. Daarom blijft hun hoofdbestanddeel – waterstof – op verschillende niveaus in verschillende fasen. Bij drukken boven 3 Mbar wordt gewone moleculaire waterstof een vloeibaar metaal, vergelijkbaar met lithium. Uit berekeningen blijkt dat Jupiter voornamelijk uit metallisch waterstof bestaat. En Uranus en Neptunus hebben blijkbaar een uitgebreide mantel van vloeibaar water, dat ook een goede geleider is.
Een magnetisch veld. Het externe magnetische veld van een planeet bevat belangrijke informatie over de beweging van het interieur. Het is het magnetische veld dat het referentiekader bepaalt waarin de windsnelheid wordt gemeten in de bewolkte atmosfeer van de reuzenplaneet; Het is precies dit dat aangeeft dat er krachtige stromingen bestaan in de kern van vloeibaar metaal van de aarde, en dat er actieve vermenging plaatsvindt in de watermantels van Uranus en Neptunus. Integendeel, het ontbreken van een sterk magnetisch veld op Venus en Mars legt beperkingen op aan hun interne dynamiek. Bij de aardse planeten heeft het magnetische veld van de aarde een uitzonderlijke intensiteit, wat duidt op een actief dynamo-effect. Het ontbreken van een sterk magnetisch veld op Venus betekent niet dat de kern ervan is gestold: hoogstwaarschijnlijk voorkomt de langzame rotatie van de planeet het dynamo-effect. Uranus en Neptunus hebben identieke magnetische dipolen met een grote helling ten opzichte van de assen van de planeten en een verplaatsing ten opzichte van hun middelpunten; dit geeft aan dat hun magnetisme zijn oorsprong vindt in de mantels en niet in de kernen. De satellieten van Jupiter – Io, Europa en Ganymede – hebben hun eigen magnetische velden, maar Callisto niet. Er is resterend magnetisme ontdekt op de maan.
Atmosfeer. De zon, acht van de negen planeten en drie van de drieënzestig satellieten hebben een atmosfeer. Elke atmosfeer heeft zijn eigen speciale chemische samenstelling en soort gedrag dat ‘weer’ wordt genoemd. Atmosferen zijn verdeeld in twee groepen: voor terrestrische planeten bepaalt het dichte oppervlak van de continenten of de oceaan de omstandigheden aan de ondergrens van de atmosfeer, terwijl voor gasreuzen de atmosfeer vrijwel bodemloos is. Voor terrestrische planeten ervaart een dunne (0,1 km) laag van de atmosfeer nabij het oppervlak voortdurend verwarming of afkoeling, en tijdens beweging wrijving en turbulentie (als gevolg van oneffen terrein); deze laag wordt de oppervlakte- of grenslaag genoemd. Helemaal aan het oppervlak ‘lijmt’ de moleculaire viscositeit de atmosfeer aan de grond, zodat zelfs een lichte bries een sterke verticale snelheidsgradiënt creëert die turbulentie kan veroorzaken. De verandering in de luchttemperatuur met de hoogte wordt gecontroleerd door convectieve instabiliteit, aangezien de lucht eronder wordt verwarmd door het warme oppervlak, lichter wordt en zweeft; stijgt in een gebied met lage druk, zet uit en straalt warmte de ruimte in, waardoor deze afkoelt, dichter wordt en zinkt. Als gevolg van convectie ontstaat er in de onderste lagen van de atmosfeer een adiabatische verticale temperatuurgradiënt: in de atmosfeer van de aarde neemt de luchttemperatuur bijvoorbeeld af met de hoogte met 6,5 K/km. Deze situatie bestaat tot aan de tropopauze (Grieks "tropo" - draai, "pauze" - stopzetting), waardoor de onderste laag van de atmosfeer, de troposfeer, wordt beperkt. Dit is waar de veranderingen plaatsvinden die we het weer noemen. Dichtbij de aarde vindt de tropopauze plaats op een hoogte van 8-18 km; op de evenaar is het 10 km hoger dan op de polen. Als gevolg van de exponentiële afname van de dichtheid met de hoogte, bevindt 80% van de massa van de atmosfeer van de aarde zich in de troposfeer. Het bevat ook bijna alle waterdamp, en dus de wolken die het weer creëren. Op Venus absorberen koolstofdioxide en waterdamp, samen met zwavelzuur en zwaveldioxide, bijna alle infraroodstraling die door het oppervlak wordt uitgezonden. Dit veroorzaakt een sterk broeikaseffect, d.w.z. leidt tot het feit dat de oppervlaktetemperatuur van Venus 500 K hoger is dan wat deze zou hebben gehad in een atmosfeer die transparant is voor infraroodstraling. De belangrijkste ‘broeikasgassen’ op aarde zijn waterdamp en kooldioxide, die de temperatuur met 30 K verhogen. Op Mars veroorzaken kooldioxide en atmosferisch stof een zwak broeikaseffect van slechts 5 K. Het hete oppervlak van Venus verhindert het vrijkomen van zwavel uit de atmosfeer door het aan het oppervlak te binden De lagere atmosfeer van Venus is verrijkt met zwaveldioxide, dus op een hoogte van 50 tot 80 km bevindt zich een dichte laag zwavelzuurwolken. Een kleine hoeveelheid zwavelhoudende stoffen wordt ook in de atmosfeer van de aarde aangetroffen, vooral na krachtige vulkaanuitbarstingen. Zwavel is niet aangetroffen in de atmosfeer van Mars en daarom zijn de vulkanen in het huidige tijdperk inactief. Op aarde wordt een stabiele temperatuurdaling met de hoogte in de troposfeer boven de tropopauze vervangen door een temperatuurstijging met de hoogte. Daarom bevindt zich daar een uiterst stabiele laag, de stratosfeer genaamd (Latijnse stratum - laag, vloerbedekking). Het bestaan van permanente dunne aërosollagen en het lange verblijf van radioactieve elementen uit kernexplosies daar dienen als direct bewijs van de afwezigheid van vermenging in de stratosfeer. In de stratosfeer van de aarde blijft de temperatuur stijgen met de hoogte tot de stratopauze, die optreedt op een hoogte van ca. 50 km. De warmtebron in de stratosfeer zijn de fotochemische reacties van ozon, waarvan de concentratie maximaal is op een hoogte van ca. 25 km. Ozon absorbeert ultraviolette straling, dus beneden de 75 km wordt bijna alles omgezet in warmte. De chemie van de stratosfeer is complex. Ozon wordt voornamelijk gevormd boven de equatoriale gebieden, maar de grootste concentratie wordt gevonden boven de polen; dit geeft aan dat de ozonniveaus niet alleen worden beïnvloed door de chemie, maar ook door de atmosferische dynamiek. Mars heeft ook hogere ozonconcentraties boven de polen, vooral de winterpool. De droge atmosfeer van Mars bevat relatief weinig hydroxylradicalen (OH), die ozon vernietigen. De temperatuurprofielen van de atmosferen van de reuzenplaneten werden bepaald op basis van waarnemingen vanaf de grond van planetaire occultaties van sterren en uit sondegegevens, in het bijzonder uit de verzwakking van radiosignalen wanneer de sonde de planeet binnenkomt. Elke planeet heeft een tropopauze en een stratosfeer, waarboven de thermosfeer, exosfeer en ionosfeer liggen. De temperatuur van de thermosferen van respectievelijk Jupiter, Saturnus en Uranus bedraagt ca. 1000, 420 en 800 K. De hoge temperatuur en de relatief lage zwaartekracht op Uranus zorgen ervoor dat de atmosfeer zich tot aan de ringen kan uitstrekken. Dit veroorzaakt remmen en een snelle val van stofdeeltjes. Omdat er nog steeds stofbanen worden waargenomen in de ringen van Uranus, moet er daar een bron van stof zijn. Hoewel de temperatuurstructuur van de troposfeer en stratosfeer in de atmosfeer van verschillende planeten veel gemeen heeft, verschilt hun chemische samenstelling enorm. De atmosferen van Venus en Mars bestaan grotendeels uit koolstofdioxide, maar vertegenwoordigen twee extreme voorbeelden van atmosferische evolutie: Venus heeft een dichte en hete atmosfeer, terwijl Mars een koude en dunne atmosfeer heeft. Het is belangrijk om te begrijpen of de atmosfeer van de aarde zich uiteindelijk in een van deze twee typen zal nestelen, en of deze drie atmosferen altijd zo verschillend zijn geweest. Het lot van het bronwater van een planeet kan worden bepaald door het deuteriumgehalte te meten in verhouding tot de lichte isotoop van waterstof: de D/H-verhouding stelt een limiet aan de hoeveelheid waterstof die de planeet verlaat. De massa water in de atmosfeer van Venus is nu 10-5 van de massa van de oceanen van de aarde. Maar de D/H-verhouding op Venus is 100 keer hoger dan op aarde. Als deze verhouding aanvankelijk hetzelfde was op aarde en op Venus en de waterreserves op Venus tijdens zijn evolutie niet werden aangevuld, dan betekent een honderdvoudige toename van de D/H-verhouding op Venus dat er ooit honderd keer meer water was. meer water, dan nu. De verklaring hiervoor wordt meestal gezocht in termen van de theorie van de ‘broeikasvervluchtiging’, die stelt dat Venus nooit koud genoeg was om water op het oppervlak te laten condenseren. Als water de atmosfeer altijd in de vorm van damp vulde, leidde de fotodissociatie van watermoleculen tot het vrijkomen van waterstof, waarvan een lichte isotoop uit de atmosfeer in de ruimte verdampte, en het resterende water werd verrijkt met deuterium. Van groot belang is het sterke verschil in de atmosfeer van de aarde en Venus. Er wordt aangenomen dat de moderne atmosfeer van aardse planeten werd gevormd als gevolg van de ontgassing van het binnenste; hierbij kwam vooral waterdamp en kooldioxide vrij. Op aarde concentreerde het water zich in de oceaan en raakte koolstofdioxide gevangen in sedimentair gesteente. Maar Venus staat dichter bij de zon, het is heet en er is geen leven; daarom bleef koolstofdioxide in de atmosfeer. Waterdamp valt onder invloed van zonlicht uiteen in waterstof en zuurstof; waterstof verdampte in de ruimte (de atmosfeer van de aarde verliest ook snel waterstof) en zuurstof raakte gebonden in rotsen. Het is waar dat het verschil tussen deze twee atmosferen dieper kan blijken te zijn: er is nog steeds geen verklaring voor het feit dat er veel meer argon in de atmosfeer van Venus zit dan in de atmosfeer van de aarde. Het oppervlak van Mars is nu een koude en droge woestijn. Tijdens het warmste deel van de dag kunnen de temperaturen iets boven het normale vriespunt van water liggen, maar laag Atmosfeer druk staat niet toe dat water op het oppervlak van Mars in vloeibare toestand verkeert: ijs verandert onmiddellijk in stoom. Er zijn echter verschillende canyons op Mars die op droge rivierbeddingen lijken. Sommige lijken te zijn gegraven door korte maar catastrofaal krachtige waterstromen, terwijl andere diepe ravijnen en een uitgebreid netwerk van valleien vertonen, wat wijst op het waarschijnlijke lange bestaan van laaglandrivieren in de vroege perioden van de geschiedenis van Mars. Er zijn ook morfologische aanwijzingen dat de oude kraters van Mars veel meer door erosie zijn verwoest dan de jonge, en dit is alleen mogelijk als de atmosfeer van Mars veel dichter was dan nu. Begin jaren zestig dacht men dat de poolkappen van Mars uit waterijs bestonden. Maar in 1966 onderzochten R. Leighton en B. Murray de thermische balans van de planeet en toonden aan dat kooldioxide in grote hoeveelheden zou moeten condenseren aan de polen, en dat er een evenwicht van vast en gasvormig kooldioxide zou moeten worden gehandhaafd tussen de poolkappen en de polen. atmosfeer. Het is merkwaardig dat de seizoensgebonden groei en inkrimping van de poolkappen leiden tot drukschommelingen in de atmosfeer van Mars met 20% (in de hutten van oude straalvliegtuigen bedroegen de drukverschillen tijdens het opstijgen en landen bijvoorbeeld ook ongeveer 20%). Ruimtefoto's van de poolkappen van Mars tonen verbazingwekkende spiraalpatronen en getrapte terrassen, die de Mars Polar Lander-sonde (1999) zou moeten verkennen, maar die niet kon landen. Het is niet precies bekend waarom de druk van de atmosfeer van Mars zo sterk daalde, waarschijnlijk van een paar bar in de eerste miljard jaar tot 7 millibar nu. Het is mogelijk dat door de verwering van oppervlaktegesteenten koolstofdioxide uit de atmosfeer is verwijderd, waardoor de koolstof in carbonaatgesteenten is vastgelegd, zoals op aarde gebeurde. Bij een oppervlaktetemperatuur van 273 K zou dit proces de kooldioxide-atmosfeer van Mars in slechts 50 miljoen jaar met een druk van enkele bar kunnen vernietigen; Blijkbaar is het erg moeilijk gebleken om gedurende de geschiedenis van het zonnestelsel een warm en vochtig klimaat op Mars te handhaven. Een soortgelijk proces beïnvloedt ook het koolstofgehalte van de atmosfeer van de aarde. Ongeveer 60 staven koolstof zijn nu gebonden in de carbonaatgesteenten van de aarde. Het is duidelijk dat de atmosfeer van de aarde in het verleden veel meer koolstofdioxide bevatte dan nu, en dat de temperatuur van de atmosfeer hoger was. Het belangrijkste verschil tussen de evolutie van de atmosfeer van de aarde en die van Mars is dat op aarde de platentektoniek de koolstofcyclus ondersteunt, terwijl deze op Mars ‘opgesloten’ is in rotsen en poolkappen.
Circumplanetaire ringen. Het is merkwaardig dat elk van de reuzenplaneten ringsystemen heeft, maar geen enkele aardse planeet. Degenen die voor het eerst door een telescoop naar Saturnus kijken, roepen vaak uit: "Nou, net als op de foto!" als ze de verbazingwekkend heldere en heldere ringen zien. De ringen van de overige planeten zijn echter vrijwel onzichtbaar door een telescoop. De bleke ring van Jupiter ervaart een mysterieuze interactie met zijn magnetisch veld. Uranus en Neptunus zijn elk omgeven door verschillende dunne ringen; de structuur van deze ringen weerspiegelt hun resonante interactie met nabijgelegen satellieten. De drie ringbogen van Neptunus zijn bijzonder intrigerend voor onderzoekers omdat ze duidelijk gedefinieerd zijn in zowel radiale als azimutale richtingen. Een grote verrassing was de ontdekking van de smalle ringen van Uranus tijdens waarnemingen van de occultatie van de ster in 1977. Feit is dat er veel verschijnselen zijn die in slechts enkele decennia de smalle ringen merkbaar zouden kunnen vergroten: dit zijn onderlinge botsingen van deeltjes , het Poynting-Robertson-effect (stralingsremmen) en plasmaremmen. Vanuit praktisch oogpunt zijn smalle ringen, waarvan de positie met hoge nauwkeurigheid kan worden gemeten, een zeer handige indicator gebleken voor de orbitale beweging van deeltjes. De precessie van de ringen van Uranus heeft het mogelijk gemaakt om de verdeling van de massa binnen de planeet te bepalen. Degenen die ooit met een auto met een stoffige voorruit richting de opkomende of ondergaande zon hebben gereden, weten dat stofdeeltjes het licht sterk verstrooien in de richting waarin het valt. Dit is de reden waarom het moeilijk is om stof in planeetringen te detecteren wanneer je ze vanaf de aarde observeert. vanaf de kant van de zon. Maar elke keer dat de ruimtesonde langs de buitenplaneet vloog en ‘omkeek’, ontvingen we beelden van de ringen in doorvallend licht. In dergelijke afbeeldingen van Uranus en Neptunus werden voorheen onbekende stofringen ontdekt, die veel breder waren dan de al lang bekende smalle ringen. Het belangrijkste onderwerp in de moderne astrofysica zijn roterende schijven. Veel dynamische theorieën die zijn ontwikkeld om de structuur van sterrenstelsels te verklaren, kunnen ook worden gebruikt om planetaire ringen te bestuderen. Zo werden de ringen van Saturnus een object voor het testen van de theorie van zelfzwaartekrachtschijven. De zelfzwaartekrachteigenschappen van deze ringen worden aangegeven door de aanwezigheid van zowel spiraalvormige dichtheidsgolven als spiraalvormige buiggolven daarin, die zichtbaar zijn in gedetailleerde afbeeldingen. Het golfpakket dat in de ringen van Saturnus wordt gedetecteerd, wordt toegeschreven aan de sterke horizontale resonantie van de planeet met zijn maan Iapetus, die spiraalvormige dichtheidsgolven opwekt in het buitenste deel van de Cassini-deling. Er zijn veel speculaties geweest over de oorsprong van de ringen. Het is belangrijk dat ze binnen de Roche-zone liggen, d.w.z. op een zodanige afstand van de planeet waar de wederzijdse aantrekkingskracht van deeltjes kleiner is dan het verschil in aantrekkingskracht tussen hen en de planeet. Binnen de Roche-zone kan geen planetaire satelliet worden gevormd uit verspreide deeltjes. Misschien is het materiaal van de ringen ‘niet opgeëist’ gebleven sinds de vorming van de planeet zelf. Maar misschien zijn dit sporen van een recente catastrofe: een botsing van twee satellieten of de vernietiging van een satelliet door de getijdenkrachten van de planeet. Als je al het materiaal uit de ringen van Saturnus verzamelt, krijg je een lichaam met een straal van ongeveer. 200 km. Er zit veel minder substantie in de ringen van de andere planeten.
KLEINE LICHAMEN VAN HET ZONNESTELSEL
Asteroïden. Veel kleine planeten - asteroïden - draaien rond de zon, voornamelijk tussen de banen van Mars en Jupiter. Astronomen hebben de naam ‘asteroïde’ aangenomen omdat ze in een telescoop op zwakke sterren lijken (aster is Grieks voor ‘ster’). Aanvankelijk dachten ze dat dit fragmenten waren van een ooit bestaande grote planeet, maar toen werd duidelijk dat de asteroïden nooit één enkel lichaam vormden; Hoogstwaarschijnlijk kon deze substantie zich niet verenigen tot een planeet vanwege de invloed van Jupiter. Er wordt geschat dat de totale massa van alle asteroïden in onze tijd slechts 6% van de massa van de maan bedraagt; de helft van deze massa bevindt zich in de drie grootste: 1 Ceres, 2 Pallas en 4 Vesta. Het getal in de aanduiding van de asteroïde geeft de volgorde aan waarin deze werd ontdekt. Asteroïden met nauwkeurig bekende banen krijgen niet alleen serienummers, maar ook namen: 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icarus. Van ruim 8.000 van de 33.000 tot nu toe ontdekte asteroïden zijn de exacte orbitale elementen bekend. Er zijn minstens tweehonderd asteroïden met een straal van meer dan 50 km en ongeveer duizend met een straal van meer dan 15 km. Er wordt geschat dat ongeveer een miljoen asteroïden een straal hebben die groter is dan 0,5 km. De grootste daarvan is Ceres, een nogal donker en moeilijk waarneembaar object. Er zijn speciale adaptieve optische technieken nodig om oppervlaktekenmerken van zelfs grote asteroïden te kunnen onderscheiden met behulp van telescopen op de grond. De orbitale stralen van de meeste asteroïden liggen tussen 2,2 en 3,3 AU, dit gebied wordt de “asteroïdengordel” genoemd. Maar het is niet helemaal gevuld met asteroïdebanen: op afstanden van 2,50, 2,82 en 2,96 AU. Ze zijn niet hier; deze ‘vensters’ werden gevormd onder invloed van verstoringen van Jupiter. Alle asteroïden draaien in voorwaartse richting, maar de banen van veel ervan zijn merkbaar langwerpig en hellend. Sommige asteroïden hebben zeer interessante banen. Zo beweegt een groep Trojanen zich in de baan van Jupiter; de meeste van deze asteroïden zijn erg donker en rood. Asteroïden uit de Amoergroep hebben banen die de baan van Mars naderen of kruisen; onder hen 433 Eros. Asteroïden uit de Apollo-groep kruisen de baan van de aarde; waaronder 1533 Icarus, die het dichtst bij de zon komt. Het is duidelijk dat deze asteroïden vroeg of laat een gevaarlijke nadering van de planeten ervaren, die eindigt in een botsing of een ernstige verandering in de baan. Ten slotte zijn onlangs asteroïden van de Aten-groep, waarvan de banen vrijwel volledig binnen de baan van de aarde liggen, geïdentificeerd als een speciale klasse. Ze zijn allemaal erg kleine maat. De helderheid van veel asteroïden verandert periodiek, wat normaal is voor roterende onregelmatige lichamen. Hun rotatieperioden variëren van 2,3 tot 80 uur en bedragen gemiddeld bijna 9 uur.Asteroïden danken hun onregelmatige vorm aan talrijke onderlinge botsingen. Voorbeelden van exotische vormen worden gegeven door 433 Eros en 643 Hector, waarvan de aslengteverhouding 2,5 bedraagt. In het verleden leek het hele binnenste zonnestelsel waarschijnlijk op de belangrijkste asteroïdengordel. Jupiter, gelegen nabij deze gordel, verstoort met zijn aantrekkingskracht de beweging van asteroïden enorm, verhoogt hun snelheid en leidt tot botsingen, en dit vernietigt ze vaker dan ze verenigt. Net als een onvoltooide planeet geeft de asteroïdengordel ons een unieke kans om delen van de structuur te zien voordat ze verdwijnen in het voltooide lichaam van de planeet. Door het door asteroïden weerkaatste licht te bestuderen, kunnen we veel leren over de samenstelling van hun oppervlak. De meeste asteroïden worden, op basis van hun reflectievermogen en kleur, ingedeeld in drie groepen, vergelijkbaar met de groepen meteorieten: type C-asteroïden hebben donkere oppervlakken zoals koolstofhoudende chondrieten (zie Meteorieten hieronder), type S is helderder en roder, en type M is vergelijkbaar tegen ijzer-nikkel-meteorieten. 1 Ceres is bijvoorbeeld vergelijkbaar met koolstofhoudende chondrieten, en 4 Vesta is vergelijkbaar met basaltische eucriten. Dit geeft aan dat de oorsprong van meteorieten verband houdt met de asteroïdengordel. Het oppervlak van asteroïden is bedekt met fijngemalen gesteente - regoliet. Het is nogal vreemd dat hij aan de oppervlakte blijft nadat hij door meteorieten is getroffen - een asteroïde van 20 km heeft immers een zwaartekracht van 10-3 g en de snelheid waarmee hij het oppervlak verlaat is slechts 10 m/s. Naast kleur zijn er nu veel karakteristieke infrarode en ultraviolette spectraallijnen bekend die worden gebruikt om asteroïden te classificeren. Volgens deze gegevens worden 5 hoofdklassen onderscheiden: A, C, D, S en T. Asteroïden 4 Vesta, 349 Dembovska en 1862 Apollo pasten niet in deze classificatie: elk van hen bekleedde een speciale positie en werd het prototype van nieuwe klassen, respectievelijk V, R en Q, die nu andere asteroïden bevatten. Uit de grote groep C-steroïden werden vervolgens de klassen B, F en G onderscheiden. Moderne classificatie heeft 14 soorten asteroïden, aangeduid (in volgorde van afnemend aantal leden) met de letters S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Sinds het albedo van C-steroïden is lager dan bij S-steroïden, er vindt observationele selectie plaats: donkere C-steroïden zijn moeilijker te detecteren. Hiermee rekening houdend, zijn C-steroïden het meest talrijke type. Uit een vergelijking van de spectra van asteroïden van verschillende typen met de spectra van pure minerale monsters werden drie grote groepen gevormd: primitief (C, D, P, Q), metamorf (F, G, B, T) en stollingsgesteenten (S , M, E, A, V, R). De oppervlakken van primitieve asteroïden zijn rijk aan koolstof en water; metamorfen bevatten minder water en vluchtige stoffen dan primitief; stollingsgesteenten zijn bedekt met complexe mineralen, waarschijnlijk gevormd door smelten. Het binnenste gebied van de belangrijkste asteroïdengordel is rijkelijk bevolkt door stollingsachtige asteroïden, metamorfe asteroïden domineren in het middelste deel van de gordel en primitieve asteroïden domineren aan de rand. Dit geeft aan dat er tijdens de vorming van het zonnestelsel een scherpe temperatuurgradiënt was in de asteroïdengordel. De classificatie van asteroïden, gebaseerd op hun spectra, groepeert lichamen op basis van hun oppervlaktesamenstelling. Maar als we kijken naar de elementen van hun banen (halve lange as, excentriciteit, inclinatie), dan vallen dynamische families van asteroïden op, voor het eerst beschreven door K. Hirayama in 1918. De meest bevolkte daarvan zijn de families van Themis, Eos en Coronids. Elke familie vertegenwoordigt waarschijnlijk een zwerm fragmenten van een relatief recente botsing. Systematische studie van het zonnestelsel doet ons begrijpen dat grote gevolgen eerder regel dan uitzondering zijn, en dat de aarde daar ook niet immuun voor is.
Meteorieten. Een meteoroïde is een klein lichaam dat rond de zon draait. Een meteoor is een meteoroïde die in de atmosfeer van een planeet vloog en zo verhit werd dat hij schitterde. En als het overblijfsel op het oppervlak van de planeet valt, wordt het een meteoriet genoemd. Er wordt aangenomen dat een meteoriet ‘gevallen’ is als er ooggetuigen zijn die zijn vlucht in de atmosfeer hebben waargenomen; anders wordt het "gevonden" genoemd. Er zijn aanzienlijk meer ‘gevonden’ meteorieten dan ‘gevallen’ meteorieten. Ze worden vaak gevonden door toeristen of boeren die op het land werken. Omdat meteorieten donker van kleur zijn en gemakkelijk zichtbaar zijn in de sneeuw, zijn de Antarctische ijsvelden een uitstekende plek om ernaar te zoeken, waar al duizenden meteorieten zijn gevonden. De meteoriet werd voor het eerst ontdekt op Antarctica in 1969 door een groep Japanse geologen die gletsjers bestudeerden. Ze vonden 9 fragmenten die in de buurt lagen, maar die tot vier verschillende soorten meteorieten behoorden. Het bleek dat meteorieten die op verschillende plaatsen op het ijs vielen, zich verzamelen waar ijsvelden die met een snelheid van enkele meters per jaar bewegen, stoppen en rusten tegen bergketens. De wind vernietigt en droogt de bovenste ijslagen (droge sublimatie vindt plaats - ablatie) en meteorieten concentreren zich op het oppervlak van de gletsjer. Dergelijk ijs heeft een blauwachtige kleur en is gemakkelijk zichtbaar vanuit de lucht, wat wetenschappers gebruiken bij het bestuderen van plaatsen die veelbelovend zijn voor het verzamelen van meteorieten. Een belangrijke meteorietval vond plaats in 1969 in Chihuahua (Mexico). De eerste van vele grote fragmenten werd gevonden nabij een huis in het dorp Pueblito de Allende, en volgens de traditie werden alle gevonden fragmenten van deze meteoriet verenigd onder de naam Allende. De val van de Allende-meteoriet viel samen met de start van het Apollo-maanprogramma en gaf wetenschappers de kans methoden te ontwikkelen voor het analyseren van buitenaardse monsters. De afgelopen jaren zijn sommige meteorieten met wit puin ingebed in donkerder oudergesteente geïdentificeerd als maanfragmenten. De Allende-meteoriet behoort tot de chondrieten, een belangrijke subgroep van steenmeteorieten. Ze worden zo genoemd omdat ze chondrulen bevatten (van het Griekse chondros, graan) - de oudste bolvormige deeltjes die condenseerden in een protoplanetaire nevel en vervolgens onderdeel werden van latere gesteenten. Dergelijke meteorieten maken het mogelijk om de ouderdom van het zonnestelsel en de oorspronkelijke samenstelling ervan te schatten. De calcium- en aluminiumrijke insluitsels van de Allende-meteoriet, de eerste die condenseert vanwege hun hoge kookpunt, hebben een radioactieve vervalleeftijd van 4,559 ± 0,004 miljard jaar. Dit is de meest nauwkeurige schatting van de ouderdom van het zonnestelsel. Bovendien dragen alle meteorieten ‘historische gegevens’ met zich mee, veroorzaakt door de langdurige invloed van galactische kosmische straling, zonnestraling en zonnewind. Door de schade veroorzaakt door kosmische straling te bestuderen, kunnen we zien hoe lang de meteoriet in een baan om de aarde was voordat hij onder de bescherming van de atmosfeer van de aarde kwam. Het directe verband tussen meteorieten en de zon volgt uit het feit dat de elementaire samenstelling van de oudste meteorieten - chondrieten - exact de samenstelling van de zonnefotosfeer herhaalt. De enige elementen waarvan de inhoud verschilt, zijn vluchtige elementen, zoals waterstof en helium, die tijdens hun afkoeling overvloedig uit meteorieten verdampten, evenals lithium, dat gedeeltelijk in de zon werd ‘verbrand’. nucleaire reacties. Concepten samenstelling van de zon" en "chondrietsamenstelling" worden door elkaar gebruikt bij het beschrijven van het bovengenoemde "recept voor zonnematerie." Steenachtige meteorieten waarvan de samenstelling verschilt van de zonnesamenstelling worden achondrieten genoemd.
Kleine fragmenten. De bijna-zonneruimte is gevuld met kleine deeltjes, waarvan de bronnen de instortende kernen van kometen en botsingen van lichamen zijn, voornamelijk in de asteroïdengordel. De kleinste deeltjes naderen geleidelijk de zon als gevolg van het Poynting-Robertson-effect (het ligt in het feit dat de druk van zonlicht op een bewegend deeltje niet precies langs de lijn van de zonnedeeltjes is gericht, maar als gevolg van lichtafwijking teruggebogen en daardoor de beweging van het deeltje vertraagt). De val van kleine deeltjes op de zon wordt gecompenseerd door hun constante reproductie, zodat er in het eclipticavlak altijd een ophoping van stof is die de zonnestralen verstrooit. Op de donkerste nachten is het merkbaar in de vorm van het dierenriemlicht, dat zich in een brede strook langs de ecliptica in het westen na zonsondergang en in het oosten vóór zonsopgang uitstrekt. Nabij de zon verandert het dierenriemlicht in een valse corona (F-corona, van false), die alleen zichtbaar is tijdens een totale zonsverduistering. Met toenemende hoekafstand tot de zon neemt de helderheid van het dierenriemlicht snel af, maar op het antisolaire punt van de ecliptica wordt het weer intenser en vormt het tegenstraling; dit wordt veroorzaakt doordat kleine stofdeeltjes het licht intens terugkaatsen. Van tijd tot tijd dringen meteoroïden de atmosfeer van de aarde binnen. De snelheid van hun beweging is zo hoog (gemiddeld 40 km/s) dat ze bijna allemaal, behalve de kleinste en de grootste, opbranden op een hoogte van ongeveer 110 km, waardoor lange lichtgevende staarten achterblijven - meteoren of vallende sterren. Veel meteoroïden worden in verband gebracht met de banen van individuele kometen, dus meteoren worden vaker waargenomen wanneer de aarde op bepaalde tijden van het jaar in de buurt van dergelijke banen komt. Elk jaar worden er bijvoorbeeld rond 12 augustus veel meteoren waargenomen wanneer de aarde de Perseïdenregen oversteekt, geassocieerd met deeltjes die verloren zijn gegaan door komeet 1862 III. Een andere bui – de Orioniden – rond 20 oktober wordt in verband gebracht met stof van komeet Halley.
zie ook METEOOR. Deeltjes kleiner dan 30 micron kunnen in de atmosfeer vertragen en op de grond vallen zonder te verbranden; dergelijke micrometeorieten worden verzameld voor laboratoriumanalyse. Als deeltjes van enkele centimeters of meer uit een vrij dichte substantie bestaan, verbranden ze ook niet volledig en vallen ze in de vorm van meteorieten naar het aardoppervlak. Meer dan 90% ervan is van steen; Alleen een specialist kan ze onderscheiden van aardse rotsen. De overige 10% van de meteorieten bestaat uit ijzer (ze zijn eigenlijk een legering van ijzer en nikkel). Meteorieten worden beschouwd als asteroïdefragmenten. IJzermeteorieten maakten ooit deel uit van de kernen van deze lichamen, vernietigd door botsingen. Het is mogelijk dat sommige losse, vluchtige meteorieten afkomstig zijn van kometen, maar dit is onwaarschijnlijk; Hoogstwaarschijnlijk verbranden grote deeltjes kometen in de atmosfeer en blijven alleen kleine deeltjes behouden. Als je bedenkt hoe moeilijk het is voor kometen en asteroïden om de aarde te bereiken, is het duidelijk hoe nuttig het is om meteorieten te bestuderen die onafhankelijk vanuit de diepten van het zonnestelsel naar onze planeet zijn ‘aangekomen’.
zie ook METEORIET.
Kometen. Normaal gesproken arriveren kometen vanuit de verre periferie van het zonnestelsel en worden ze voor korte tijd uiterst spectaculaire hemellichamen; op dit moment trekken ze ieders aandacht, maar veel over hun aard blijft nog steeds onduidelijk. Een nieuwe komeet verschijnt meestal onverwachts, en daarom is het bijna onmogelijk om een ruimtesonde klaar te maken om hem te ontmoeten. Natuurlijk kun je langzaam een sonde voorbereiden en eropuit sturen om een van de honderden periodieke kometen te ontmoeten waarvan de banen welbekend zijn; maar al deze kometen, die de zon vele malen hadden benaderd, waren al ouder geworden, hadden bijna volledig hun vluchtige stoffen verloren en werden bleek en inactief. Er is nog maar één periodieke komeet actief: de komeet van Halley. Haar 30 optredens zijn sinds 240 voor Christus regelmatig opgenomen. en noemde de komeet ter ere van de astronoom E. Halley, die zijn verschijning in 1758 voorspelde. De komeet van Halley heeft een omlooptijd van 76 jaar, een periheliumafstand van 0,59 AU. en aphelium 35 au. Toen ze in maart 1986 het eclipticavlak overstak, snelde een armada van ruimtevaartuigen met vijftig wetenschappelijke instrumenten haar tegemoet. Bijzonder belangrijke resultaten werden verkregen door de twee Sovjet-sondes Vega en de Europese Giotto, die voor het eerst beelden van de komeetkern doorzonden. Ze tonen een zeer oneffen oppervlak bedekt met kraters, en twee gasstralen die aan de zonnige kant van de kern spuiten. Het volume van de kern van de komeet van Halley was groter dan verwacht; het oppervlak, dat slechts 4% van het invallende licht reflecteert, is een van de donkerste in het zonnestelsel.

Jaarlijks worden ongeveer tien kometen waargenomen, waarvan slechts een derde al eerder is ontdekt. Ze worden vaak geclassificeerd op basis van de lengte van hun omlooptijd: korte periode (3 ANDERE PLANETAIRE SYSTEMEN
Uit moderne opvattingen over de vorming van sterren volgt dat de geboorte van een ster van het zonnetype gepaard moet gaan met de vorming van een planetenstelsel. Zelfs als dit alleen geldt voor sterren die volledig vergelijkbaar zijn met de zon (dat wil zeggen afzonderlijke sterren van spectraalklasse G), dan nog moet in dit geval minstens 1% van de sterren in de Melkweg (dat zijn ongeveer 1 miljard sterren) planetaire systemen hebben. Uit een meer gedetailleerde analyse blijkt dat alle sterren planeten kunnen hebben die koeler zijn dan spectraalklasse F, zelfs die in binaire systemen.

De afgelopen jaren zijn er inderdaad berichten geweest over de ontdekking van planeten rond andere sterren. Tegelijkertijd zijn de planeten zelf niet zichtbaar: hun aanwezigheid wordt gedetecteerd door de lichte beweging van de ster, veroorzaakt door zijn aantrekkingskracht op de planeet. De baanbeweging van de planeet zorgt ervoor dat de ster ‘zwaait’ en periodiek zijn radiale snelheid verandert, wat kan worden gemeten aan de hand van de positie van de lijnen in het spectrum van de ster (het Doppler-effect). Eind 1999 werd de ontdekking van planeten van het Jupiter-type rond 30 sterren gerapporteerd, waaronder 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, enz. Dit zijn allemaal sterren dichtbij de Zon, en de afstand tot de dichtstbijzijnde zijn er slechts 15 St. (Gliese 876). jaren. Twee radiopulsars (PSR 1257+12 en PSR B1628-26) hebben ook planetaire systemen met massa's in de orde van grootte van die van de aarde. Het is nog niet mogelijk geweest om zulke lichte planeten rond normale sterren te detecteren met behulp van optische technologie. Rond elke ster kun je een ecosfeer specificeren waarin de temperatuur van het planeetoppervlak vloeibaar water mogelijk maakt. De zonne-ecosfeer strekt zich uit van 0,8 tot 1,1 AU. Het bevat de aarde, maar omvat niet Venus (0,72 AU) en Mars (1,52 AU). Waarschijnlijk komen in elk planetair systeem niet meer dan 1-2 planeten de ecosfeer binnen, waar de omstandigheden gunstig zijn voor het leven.
DYNAMIEK VAN ORBITAALBEWEGING
De beweging van planeten met hoge nauwkeurigheid gehoorzaamt aan drie wetten van I. Kepler (1571-1630), door hem afgeleid uit waarnemingen: 1) Planeten bewegen in ellipsen, in een van de brandpunten waarvan de zon zich bevindt. 2) De straalvector die de zon en de planeet verbindt, beslaat gelijke gebieden gedurende gelijke tijdsperioden tijdens de baanbeweging van de planeet. 3) Het kwadraat van de omlooptijd is evenredig met de derde macht van de halve lange as van de elliptische baan. De tweede wet van Kepler vloeit rechtstreeks voort uit de wet van behoud van impulsmoment en is de meest algemene van de drie. Newton stelde vast dat de eerste wet van Kepler geldig is als de aantrekkingskracht tussen twee lichamen omgekeerd evenredig is met het kwadraat van de afstand ertussen, en de derde wet - als deze kracht ook evenredig is met de massa van de lichamen. In 1873 bewees J. Bertrand dat lichamen in het algemeen slechts in twee gevallen niet in een spiraal om elkaar heen zullen bewegen: als ze worden aangetrokken volgens de inverse kwadratenwet van Newton of volgens Hooke's wet van directe evenredigheid (die de elasticiteit van veren beschrijft) . Een opmerkelijke eigenschap van het zonnestelsel is dat de massa van de centrale ster veel groter is dan de massa van welke planeet dan ook. Daarom kan de beweging van elk lid van het planetenstelsel met hoge nauwkeurigheid worden berekend binnen het raamwerk van het probleem van de beweging van twee lichamen die onderling aangetrokken worden: de zon en de enige planeet ernaast. De wiskundige oplossing is bekend: als de snelheid van de planeet niet te hoog is, beweegt deze zich in een gesloten periodieke baan, die nauwkeurig kan worden berekend. Het probleem van de beweging van meer dan twee lichamen, doorgaans het ‘N-lichaamsprobleem’ genoemd, is veel moeilijker vanwege hun chaotische beweging in open banen. Deze willekeur van banen is van fundamenteel belang en stelt ons in staat om bijvoorbeeld te begrijpen hoe meteorieten van de asteroïdengordel naar de aarde vallen.
zie ook
KEPLER'S WETTEN;
HEMELSE MECHANICA;
BAAN. In 1867 was D. Kirkwood de eerste die opmerkte dat lege ruimtes (“luiken”) in de asteroïdengordel zich op zulke afstanden van de zon bevinden waar de gemiddelde beweging evenredig is (in een gehele verhouding) met de beweging van Jupiter. Met andere woorden: asteroïden vermijden banen waarin hun omwentelingsperiode rond de zon een veelvoud zou zijn van de omwentelingsperiode van Jupiter. De twee grootste luiken van Kirkwood komen voor in verhoudingen van 3:1 en 2:1. In de buurt van de 3:2-commensurabiliteit is er echter een overmaat aan asteroïden die door dit kenmerk verenigd zijn in de Gilda-groep. Er is ook een overschot aan asteroïden uit de Trojaanse groep van 1:1 die 60° voor en 60° achter Jupiter draaien. De situatie met de Trojanen is duidelijk: ze worden gevangen genomen nabij stabiele Lagrange-punten (L4 en L5) in de baan van Jupiter, maar hoe moeten de Kirkwood-luiken en de Gilda-groep worden uitgelegd? Als er alleen maar nuanceringen zouden worden gemaakt over de vergelijkbaarheid, dan zou men de eenvoudige verklaring kunnen aanvaarden die door Kirkwood zelf wordt voorgesteld, namelijk dat asteroïden door de periodieke invloed van Jupiter uit resonantiegebieden worden geslingerd. Maar nu lijkt dit beeld te simpel. Numerieke berekeningen hebben aangetoond dat chaotische banen gebieden in de ruimte binnendringen die dichtbij de 3:1-resonantie liggen en dat fragmenten van asteroïden die in dit gebied vallen hun banen veranderen van cirkelvormig naar langwerpig elliptisch, waardoor ze regelmatig naar het centrale deel van het zonnestelsel worden geleid. In dergelijke interplanetaire banen leven meteoroïden niet lang (slechts een paar miljoen jaar) voordat ze neerstorten op Mars of de aarde, en met een kleine misser naar de periferie van het zonnestelsel worden geworpen. De belangrijkste bron van meteorieten die op de aarde vallen, zijn dus de Kirkwood-luiken, waar de chaotische banen van asteroïdefragmenten doorheen gaan. Natuurlijk zijn er veel voorbeelden van zeer geordende resonante bewegingen in het zonnestelsel. Dit is precies hoe satellieten die zich dicht bij de planeten bevinden, bewegen, bijvoorbeeld de maan, die altijd met hetzelfde halfrond naar de aarde is gericht, omdat de omlooptijd samenvalt met de axiale. Een voorbeeld van een nog hogere synchronisatie wordt gegeven door het Pluto-Charon-systeem, waarin niet alleen op de satelliet, maar ook op de planeet ‘een dag gelijk is aan een maand’. De beweging van Mercurius heeft een intermediair karakter; de axiale rotatie en orbitale rotatie hebben een resonantieverhouding van 3:2. Niet alle lichamen gedragen zich echter zo eenvoudig: in het niet-sferische Hyperion bijvoorbeeld, onder invloed van de zwaartekracht van Saturnus, draait de rotatie-as chaotisch om. De evolutie van satellietbanen wordt beïnvloed door verschillende factoren. Omdat planeten en satellieten geen puntmassa's zijn, maar uitgestrekte objecten, en bovendien de zwaartekracht afhankelijk is van de afstand, kunnen verschillende delen van het lichaam van de satelliet, die zich op grote afstand van de planeet bevinden, verschillende afstand, voelen zich op verschillende manieren tot haar aangetrokken; hetzelfde geldt voor de aantrekkingskracht die vanuit de satelliet op de planeet inwerkt. Dit krachtverschil zorgt ervoor dat de zee eb en vloed wordt en dat de synchroon roterende satellieten een enigszins afgeplatte vorm krijgen. De satelliet en de planeet veroorzaken getijdenvervormingen in elkaar, en dit beïnvloedt hun orbitale beweging. De 4:2:1 gemiddelde bewegingsresonantie van Jupiters manen Io, Europa en Ganymede, voor het eerst in detail bestudeerd door Laplace in zijn Celestial Mechanics (Deel 4, 1805), wordt de Laplace-resonantie genoemd. Slechts een paar dagen vóór de nadering van Jupiter door Voyager 1, op 2 maart 1979, publiceerden astronomen Peale, Cassin en Reynolds 'The Melting of Io by Tidal Dissipation', waarin actief vulkanisme op deze maan werd voorspeld vanwege zijn leidende rol bij het in stand houden van een 4:2:1 resonantie. Voyager 1 ontdekte actieve vulkanen op Io, zo krachtig dat geen enkele meteorietkrater zichtbaar is op foto's van het oppervlak van de satelliet: het oppervlak is zo snel bedekt met uitbarstingsproducten.
VORMING VAN HET ZONNESTELSEL
De vraag hoe het zonnestelsel is ontstaan, is misschien wel de moeilijkste in de planetaire wetenschap. Om deze vraag te beantwoorden beschikken we nog steeds over weinig gegevens die ons zouden kunnen helpen de complexe fysische en chemische processen te reconstrueren die zich in dat verre tijdperk hebben afgespeeld. De theorie van de vorming van het zonnestelsel moet veel feiten verklaren, waaronder de mechanische toestand, de chemische samenstelling en de chronologische gegevens van de isotopen. In dit geval is het wenselijk om te vertrouwen op echte verschijnselen die worden waargenomen nabij zich vormende en jonge sterren.
Mechanische staat. De planeten draaien in dezelfde richting rond de zon, in bijna cirkelvormige banen die bijna in hetzelfde vlak liggen. De meeste draaien om hun as in dezelfde richting als de zon. Dit alles wijst erop dat de voorloper van het zonnestelsel een roterende schijf was, die op natuurlijke wijze wordt gevormd tijdens de compressie van een zelf-zwaartekrachtsysteem met behoud van impulsmoment en de daaruit voortvloeiende toename. hoeksnelheid. (Het impulsmoment van een planeet is het product van zijn massa maal de afstand tot de zon en zijn baansnelheid. Het impulsmoment van de zon wordt bepaald door zijn axiale rotatie en is ongeveer gelijk aan zijn massa maal zijn straal en maal zijn snelheid. rotatiesnelheid; de axiale momenten van planeten zijn verwaarloosbaar.) De zon bevat 99% van de massa van het zonnestelsel, maar slechts ongeveer. 1% van zijn impulsmoment. De theorie zou moeten verklaren waarom het grootste deel van de massa van het systeem geconcentreerd is in de zon, en de overweldigende meerderheid van het impulsmoment zich in de buitenplaneten bevindt. Beschikbare theoretische modellen over de vorming van het zonnestelsel geven aan dat de zon in het begin veel sneller ronddraaide dan nu. Het impulsmoment van de jonge zon werd vervolgens overgebracht naar de buitenste delen van het zonnestelsel; Astronomen geloven dat zwaartekracht- en magnetische krachten de rotatie van de zon vertragen en de beweging van de planeten versnellen. De geschatte regel voor de regelmatige verdeling van de planetaire afstanden tot de zon (de Titius-Bode-regel) is al twee eeuwen bekend, maar er is geen verklaring voor. In de satellietsystemen van de buitenplaneten kunnen dezelfde patronen worden gevolgd als in het planetenstelsel als geheel; Waarschijnlijk hadden de processen van hun vorming veel gemeen.
zie ook BODE'S WET.
Chemische samenstelling. Er is een sterke gradiënt (verschil) in het zonnestelsel chemische samenstelling: planeten en satellieten dicht bij de zon bestaan uit vuurvaste materialen, terwijl verre lichamen veel vluchtige elementen bevatten. Dit betekent dat er tijdens de vorming van het zonnestelsel een grote temperatuurgradiënt was. Moderne astrofysische modellen van chemische condensatie suggereren dat de initiële samenstelling van de protoplanetaire wolk dicht bij de samenstelling van het interstellaire medium en de zon lag: in massa tot 75% waterstof, tot 25% helium en minder dan 1% van alle andere elementen . Deze modellen verklaren met succes waargenomen variaties in de chemische samenstelling in het zonnestelsel. De chemische samenstelling van verre objecten kan worden beoordeeld op basis van hun gemiddelde dichtheid, evenals de spectra van hun oppervlak en atmosfeer. Dit zou veel nauwkeuriger kunnen worden gedaan door monsters van planetaire materie te analyseren, maar tot nu toe hebben we alleen monsters van de maan en meteorieten. Door meteorieten te bestuderen, beginnen we de chemische processen in de oernevel te begrijpen. Het proces van agglomeratie van grote planeten uit kleine deeltjes blijft echter onduidelijk.
Isotoop gegevens. De isotopensamenstelling van meteorieten geeft aan dat de vorming van het zonnestelsel 4,6 ± 0,1 miljard jaar geleden plaatsvond en niet langer dan 100 miljoen jaar duurde. Afwijkingen in de isotopen van neon, zuurstof, magnesium, aluminium en andere elementen duiden erop dat tijdens de ineenstorting van de interstellaire wolk waaruit het zonnestelsel ontstond, producten van de explosie van een nabijgelegen supernova erin terechtkwamen.
zie ook ISOTOPEN; SUPERNOVA.
Stervorming. Sterren worden geboren tijdens het instortingsproces (compressie) van interstellaire gas- en stofwolken. Dit proces is nog niet in detail bestudeerd. Er is observationeel bewijs dat schokgolven van supernova-explosies interstellaire materie kunnen comprimeren en het instorten van wolken tot sterren kunnen stimuleren.
zie ook ZWAARTEKRACHTIGE INVAL. Voordat een jonge ster een stabiele toestand bereikt, ondergaat hij een fase van zwaartekrachtcompressie vanuit de protostellaire nevel. Basisinformatie over dit stadium van de evolutie van sterren wordt verkregen door jonge T Tauri-sterren te bestuderen. Blijkbaar bevinden deze sterren zich nog steeds in een staat van compressie en is hun leeftijd niet ouder dan 1 miljoen jaar. Typisch variëren hun massa's van 0,2 tot 2 zonsmassa's. Ze vertonen tekenen van sterke magnetische activiteit. De spectra van sommige T Tauri-sterren bevatten verboden lijnen die alleen voorkomen in gas met een lage dichtheid; Dit zijn waarschijnlijk overblijfselen van een protostellaire nevel rond de ster. T Tauri-sterren worden gekenmerkt door snelle schommelingen in ultraviolette en röntgenstraling. Velen van hen vertonen krachtige infraroodemissie en siliciumspectraallijnen, wat erop wijst dat de sterren omgeven zijn door stofwolken. Ten slotte hebben T Tauri-sterren krachtige stellaire winden. Er wordt aangenomen dat de zon tijdens de vroege periode van zijn evolutie ook het T Tauri-stadium doorliep, en dat het tijdens deze periode was dat de vluchtige elementen uit de binnenste gebieden van het zonnestelsel werden verdreven. Sommige zich vormende sterren met een gemiddelde massa vertonen een sterke toename in helderheid en werpen hun omhulsels in minder dan een jaar af. Dergelijke verschijnselen worden FU Orion-fakkels genoemd. Een T Tauri-ster heeft minstens één keer zo'n uitbarsting meegemaakt. Er wordt aangenomen dat de meeste jonge sterren het stadium van uitbarstingen van het FU Orionis-type doorlopen. Veel mensen zien de reden voor de uitbarsting als het feit dat van tijd tot tijd de snelheid waarmee materie uit de omringende gas-stofschijf op de jonge ster terechtkomt, toeneemt. Als de zon vroeg in zijn evolutie ook een of meer FU Orionis-uitbarstingen zou ervaren, zou dit een grote invloed hebben gehad op de vluchtige stoffen in het centrale zonnestelsel. Waarnemingen en berekeningen laten zien dat er in de buurt van een zich vormende ster altijd restanten van protostellaire materie aanwezig zijn. Het zou zich kunnen vormen tot een begeleidende ster of een planetenstelsel. Veel sterren vormen inderdaad binaire en meervoudige systemen. Maar als de massa van de begeleider niet groter is dan 1% van de massa van de zon (10 massa's van Jupiter), zal de temperatuur in de kern nooit de waarde bereiken die nodig is om thermonucleaire reacties te laten plaatsvinden. Zo’n hemellichaam wordt een planeet genoemd.
Theorieën over vorming. Wetenschappelijke theorieën over de vorming van het zonnestelsel kunnen worden onderverdeeld in drie categorieën: getijden, accretionair en nevelig. Deze laatste trekken momenteel de grootste belangstelling. De getijdentheorie, blijkbaar voor het eerst voorgesteld door Buffon (1707-1788), legt geen rechtstreeks verband tussen de vorming van sterren en planeten. Er wordt aangenomen dat een andere ster die langs de zon vloog, door getijdeninteractie, daaruit (of uit zichzelf) een stroom materie trok waaruit de planeten werden gevormd. Dit idee kent veel fysieke problemen; Heet materiaal dat door een ster wordt uitgestoten, zou bijvoorbeeld moeten spetteren in plaats van condenseren. Nu is de getijdentheorie niet populair omdat ze de mechanische kenmerken van het zonnestelsel niet kan verklaren en de geboorte ervan voorstelt als een willekeurige en uiterst zeldzame gebeurtenis. De accretietheorie suggereert dat de jonge zon materiaal van een toekomstig planetenstelsel heeft gevangen terwijl hij door een dichte interstellaire wolk vloog. Jonge sterren worden doorgaans aangetroffen in de buurt van grote interstellaire wolken. Binnen het raamwerk van de accretietheorie is het echter moeilijk om de gradiënt van de chemische samenstelling in een planetair systeem te verklaren. De meest ontwikkelde en algemeen aanvaarde hypothese is de nevelhypothese, die aan het einde van de 18e eeuw door Kant werd voorgesteld. Het basisidee is dat de zon en de planeten gelijktijdig uit één enkele roterende wolk zijn ontstaan. Krimpend veranderde het in een schijf, in het midden waarvan de zon werd gevormd, en aan de rand - planeten. Merk op dat dit idee verschilt van de hypothese van Laplace, volgens welke de zon zich eerst uit een wolk vormde en vervolgens, terwijl deze samentrok, de middelpuntvliedende kracht ringen van gas van de evenaar scheurde, die later tot planeten condenseerden. De hypothese van Laplace wordt geconfronteerd met fysieke problemen die al 200 jaar niet zijn overwonnen. De meest succesvolle moderne versie van de nevelvlektheorie is gemaakt door A. Cameron en zijn collega's. In hun model was de protoplanetaire nevel ongeveer twee keer zo zwaar als het huidige planetenstelsel. Gedurende de eerste 100 miljoen jaar heeft de zich vormende zon actief materie uit de zon uitgestoten. Dit gedrag is typisch voor jonge sterren, die naar het prototype T Tauri-sterren worden genoemd. De druk- en temperatuurverdeling van nevelmaterie in Camerons model komt goed overeen met de gradiënt van de chemische samenstelling van het zonnestelsel. Het is dus zeer waarschijnlijk dat de zon en de planeten zijn ontstaan uit één enkele instortende wolk. In het centrale deel, waar de dichtheid en de temperatuur hoger waren, bleven alleen vuurvaste stoffen bewaard, en ook vluchtige stoffen aan de rand; dit verklaart de gradiënt van de chemische samenstelling. Volgens dit model zou de vorming van een planetenstelsel de vroege evolutie van alle sterren van het zonnetype moeten begeleiden.
Groei van planeten. Er zijn veel scenario's voor planetaire groei. De planeten zijn mogelijk ontstaan door willekeurige botsingen en verklevingen van kleine lichamen die planetesimalen worden genoemd. Maar misschien verenigden kleine lichamen zich in grotere groepen tegelijk tot grotere als gevolg van zwaartekrachtinstabiliteit. Het is niet duidelijk of de accumulatie van planeten plaatsvond in een gasvormige of gasloze omgeving. In een gasvormige nevel worden de temperatuurverschillen geëgaliseerd, maar wanneer een deel van het gas condenseert tot stofkorrels en het resterende gas wordt weggevaagd door de sterrenwind, neemt de transparantie van de nevel sterk toe en ontstaat er een sterke temperatuurgradiënt in de nevel. systeem. Het is nog steeds niet helemaal duidelijk wat karakteristieke tijden condensatie van gas tot stofkorrels, ophoping van stofkorrels tot planetesimalen en aangroei van planetesimalen tot planeten en hun satellieten.
LEVEN IN HET ZONNESTELSEL
Er is gesuggereerd dat het leven in het zonnestelsel ooit buiten de aarde bestond, en misschien nog steeds bestaat. De komst van de ruimtetechnologie maakte het mogelijk om deze hypothese direct te testen. Kwik bleek te heet en verstoken van atmosfeer en water. Venus is ook erg heet: lood smelt op het oppervlak. De mogelijkheid van leven in de bovenste wolkenlaag van Venus, waar de omstandigheden veel milder zijn, is nog steeds niets meer dan een fantasie. De maan en asteroïden zien er volledig steriel uit. Er werden grote verwachtingen op Mars gevestigd. Systemen van dunne rechte lijnen - "kanalen", 100 jaar geleden opgemerkt door een telescoop, gaven toen aanleiding tot gesprekken over kunstmatige irrigatiestructuren op het oppervlak van Mars. Maar nu weten we dat de omstandigheden op Mars ongunstig zijn voor het leven: koude, droge, zeer ijle lucht en, als gevolg daarvan, sterke ultraviolette straling van de zon, die het oppervlak van de planeet steriliseert. De instrumenten hebben de Viking-landingsblokken niet gedetecteerd organisch materiaal in de bodem van Mars. Het is waar dat er tekenen zijn dat het klimaat op Mars aanzienlijk is veranderd en ooit gunstiger is geweest voor het leven. Het is bekend dat er in het verre verleden water op het oppervlak van Mars was, aangezien gedetailleerde beelden van de planeet sporen van watererosie vertonen, die doen denken aan ravijnen en droge rivierbeddingen. Variaties op lange termijn in het klimaat op Mars kunnen in verband worden gebracht met veranderingen in de helling van de poolas. Bij een lichte stijging van de temperatuur op de planeet kan de atmosfeer 100 keer dichter worden (door de verdamping van ijs). Het is dus mogelijk dat er ooit leven op Mars heeft bestaan. We zullen deze vraag pas kunnen beantwoorden na een gedetailleerde studie van bodemmonsters op Mars. Maar ze naar de aarde brengen is een moeilijke taak. Gelukkig zijn er sterke aanwijzingen dat van de duizenden meteorieten die op aarde zijn gevonden, er minstens twaalf van Mars kwamen. Ze worden SNC-meteorieten genoemd omdat de eerste ervan werden gevonden in de buurt van de nederzettingen Shergotty (Shergotty, India), Nakhla (Nakhla, Egypte) en Chassigny (Chassigny, Frankrijk). De ALH 84001-meteoriet, gevonden op Antarctica, is veel ouder dan de andere en bevat polycyclische aromatische koolwaterstoffen, mogelijk van biologische oorsprong. Er wordt aangenomen dat hij vanaf Mars naar de aarde is gekomen omdat de zuurstofisotoopverhouding niet dezelfde is als die in terrestrische gesteenten of niet-SNC-meteorieten, maar eerder hetzelfde als in de EETA 79001-meteoriet, die glazen bevat met bellen die edelgassen bevatten die verschillen van de andere. Aarde, maar consistent met de atmosfeer van Mars. Hoewel de atmosfeer van de reuzenplaneten veel organische moleculen bevat, is het moeilijk te geloven dat er zonder een vaste oppervlakte leven zou kunnen bestaan. In die zin is de satelliet Titan van Saturnus veel interessanter, die niet alleen een atmosfeer met organische componenten heeft, maar ook een stevig oppervlak waar fusieproducten zich kunnen ophopen. Het is waar dat de temperatuur van dit oppervlak (90 K) geschikter is voor het vloeibaar maken van zuurstof. Daarom wordt de aandacht van biologen meer getrokken door Jupiters satelliet Europa, hoewel deze geen atmosfeer heeft, maar blijkbaar een oceaan van vloeibaar water onder zijn ijskoude oppervlak heeft. Sommige kometen bevatten vrijwel zeker complexe organische moleculen die zijn gevormd tijdens de vorming van het zonnestelsel. Maar het leven op een komeet is moeilijk voor te stellen. Tot nu toe hebben we dus geen bewijs dat er ergens buiten de aarde leven in het zonnestelsel bestaat. Je zou je kunnen afvragen: wat zijn de mogelijkheden van wetenschappelijke instrumenten in verband met de zoektocht naar buitenaards leven? Kan een moderne ruimtesonde de aanwezigheid van leven op een verre planeet detecteren? Zou Galileo bijvoorbeeld leven en intelligentie op aarde kunnen detecteren toen het er twee keer langs vloog tijdens het uitvoeren van zwaartekrachtmanoeuvres? In de beelden van de aarde die door de sonde werden uitgezonden, was het niet mogelijk tekenen van intelligent leven waar te nemen, maar de signalen van onze radio- en televisiestations die door Galileo-ontvangers werden opgevangen, werden een duidelijk bewijs van de aanwezigheid ervan. Ze zijn totaal verschillend van de straling van natuurlijke radiostations - aurorae, plasma-oscillaties in de ionosfeer van de aarde, zonnevlammen - en onthullen onmiddellijk de aanwezigheid van technische beschaving op aarde. Hoe manifesteert onredelijk leven zich? De televisiecamera van Galileo maakte beelden van de aarde in zes smalle spectrale bereiken. In de filters van 0,73 en 0,76 micron zien sommige landgebieden er groen uit vanwege de sterke absorptie van rood licht, wat niet typisch is voor woestijnen en rotsen. De eenvoudigste manier om dit uit te leggen is dat er op het oppervlak van de planeet een drager aanwezig is van een niet-mineraal pigment dat rood licht absorbeert. We weten wel dat deze ongebruikelijke lichtabsorptie te wijten is aan chlorofyl, dat planten gebruiken voor fotosynthese. Geen enkel ander lichaam in het zonnestelsel heeft zo’n groene kleur. Bovendien registreerde de infraroodspectrometer van Galileo de aanwezigheid van moleculaire zuurstof en methaan in de atmosfeer van de aarde. De aanwezigheid van methaan en zuurstof in de atmosfeer van de aarde duidt op biologische activiteit op de planeet. We kunnen dus concluderen dat onze interplanetaire sondes in staat zijn tekenen te detecteren actief leven op het oppervlak van de planeten. Maar als er leven verborgen is onder de ijzige schaal van Europa, is het onwaarschijnlijk dat een voorbijvliegend voertuig het zal detecteren.
Woordenboek van aardrijkskunde

Theorieën over hoe het is ontstaan , heel veel. De eerste hiervan was de beroemde theorie die de Duitse filosoof Immanuel Kant in 1755 naar voren bracht. Hij geloofde dat de opkomst zonnestelsel is ontstaan uit een of andere primaire materie, waarvoor het zich vrijelijk in de ruimte verspreidde.

Een van de daaropvolgende kosmogonische theorieën is de theorie van ‘catastrofes’. Volgens deze theorie werd onze planeet Aarde gevormd na een soort externe interventie, bijvoorbeeld een ontmoeting van de zon met een andere ster. Deze ontmoeting zou de uitbarsting van een bepaald deel van de zonnesubstantie kunnen veroorzaken. Door het gloeien koelde de gasvormige materie snel af en werd dichter, terwijl ze veel kleine vaste deeltjes vormden; hun opeenhopingen waren een soort embryo's van planeten.

Planeten van het zonnestelsel

Het centrale lichaam in ons systeem is de zon. Het behoort tot de klasse van gele dwergsterren. De zon is het meest massieve object in ons planetenstelsel. De dichtstbijzijnde ster bij de aarde, evenals het hoofdlichaam in ons planetenstelsel. In ons systeem zijn de planeten min of meer gewoon. Nee, bijna geen reflectie van licht bijvoorbeeld. Afbeeldingen van planeten worden vaak gebruikt in interieurborden.

De allereerste planeet vanaf de zon in ons zonnestelsel is Mercurius - het is ook de kleinste planeet in de aardse groep (naast de aarde en Mercurius omvat het ook Mars en Venus).

Vervolgens, tweede in de rij, komt Venus. Vervolgens komt de aarde – de schuilplaats van de hele mensheid. Onze planeet heeft een satelliet: de maan, die bijna 80 keer lichter is dan de aarde. De maan is de enige satelliet van de aarde die in een baan om de aarde draait. Na de zon is dit het helderste object aan de hemel. De vierde planeet is Mars - deze woestijnplaneet heeft twee satellieten. Vervolgens komt een grote groep planeten - de zogenaamde reuzenplaneten.

De zon en andere planeten speelden daarin een grote rol. Er waren veel religies die de zon aanbaden. En astrologie, die het effect van planeten op mensen bestudeert, beïnvloedt nog steeds veel mensen. Astrologie werd vroeger als een wetenschap beschouwd, maar tegenwoordig beschouwen veel mensen het als een wetenschap.

De grootste en meest massieve van alle reuzen is Jupiter, die ons zonnestelsel in miniatuur vertegenwoordigt. Jupiter heeft meer dan 40 satellieten, waarvan Ganymede, Io, Europa en Callisto de grootste zijn. Deze satellieten hebben een andere naam: Galilean, ter ere van de man die ze ontdekte: Galileo Galilei.

Vervolgens komt de gigantische planeet Uranus - deze is ongebruikelijk omdat hij "op zijn kant ligt" - en daarom is er een nogal scherpe verandering in de seizoenen op Uranus. Het heeft 21 satellieten en een onderscheidend kenmerk in de vorm van rotatie in de tegenovergestelde richting.

De laatste gigantische planeet is Neptunus (de grootste satelliet van Neptunus is Triton). Alle gigantische planeten hebben een onderscheidend kenmerk in de vorm van veel satellieten, evenals een systeem van ringen.

Maar de verste en laatste planeet in het zonnestelsel is Pluto, die ook de kleinste planeet in ons systeem is. Pluto heeft één satelliet, Charon, die iets kleiner is dan de planeet zelf.

keer bekeken

VKontakte opslaan

Kwik

Venus

Aarde

Mars

Jupiter

Saturnus

Uranus

Neptunus

Planeten van het zonnestelsel op volgorde

Planeten van het zonnestelsel

Kwik

Venus

Aarde

Mars

Jupiter

Saturnus

Uranus

Neptunus

Planeten van het zonnestelsel

Dit vind je misschien ook leuk