Planeten ss in orde. Planeten in het zonnestelsel: acht en één

Zelfs in de oudheid begonnen experts te begrijpen dat het niet de zon is die om onze planeet draait, maar alles gebeurt precies het tegenovergestelde. Nicolaus Copernicus maakte een einde aan dit controversiële feit voor de mensheid. De Poolse astronoom creëerde zijn eigen heliocentrische systeem, waarin hij overtuigend bewees dat de aarde niet het centrum van het heelal is, en dat alle planeten, naar zijn stellige overtuiging, in banen rond de zon draaien. Het werk van de Poolse wetenschapper "Over de rotatie van de hemelse sferen" werd in 1543 gepubliceerd in Neurenberg, Duitsland.

De ideeën over hoe de planeten zich aan de hemel bevinden, waren de eerste die de oude Griekse astronoom Ptolemaeus tot uitdrukking brachten in zijn verhandeling "The Great Mathematical Construction on Astronomy". Hij was de eerste die suggereerde dat ze hun bewegingen in een cirkel moesten maken. Maar Ptolemaeus geloofde ten onrechte dat alle planeten, evenals de maan en de zon, rond de aarde bewegen. Voorafgaand aan het werk van Copernicus werd zijn verhandeling beschouwd als algemeen aanvaard in zowel de Arabische als de westerse wereld.

Van Brahe tot Kepler

Na de dood van Copernicus werd zijn werk voortgezet door de Deen Tycho Brahe. De astronoom, die een zeer vermogend man is, rustte zijn eiland uit met indrukwekkende bronzen cirkels, waarop hij de resultaten van waarnemingen van hemellichamen aanbracht. De resultaten van Brahe hielpen de wiskundige Johannes Kepler bij zijn onderzoek. Het was de Duitser die zijn drie beroemde wetten over de beweging van de planeten van het zonnestelsel systematiseerde en afleidde.

Van Kepler tot Newton

Kepler bewees voor het eerst dat alle zes de planeten die toen bekend waren, niet in een cirkel, maar in ellipsen om de zon bewegen. De Engelsman Isaac Newton, die de wet van universele zwaartekracht had ontdekt, bracht de ideeën van de mensheid over de elliptische banen van hemellichamen aanzienlijk vooruit. Zijn verklaringen dat de getijden op aarde plaatsvinden onder invloed van de maan, bleken overtuigend voor de wetenschappelijke wereld.

rond de zon

Vergelijkende afmetingen van de grootste satellieten van het zonnestelsel en de planeten van de aardegroep.

De periode waarvoor de planeten een volledige omwenteling rond de zon maken is natuurlijk anders. Mercurius, de ster die het dichtst bij de ster staat, heeft 88 aardse dagen. Onze aarde doorloopt een cyclus van 365 dagen en 6 uur. Jupiter, de grootste planeet in het zonnestelsel, voltooit zijn rotatie in 11,9 aardse jaren. Welnu, voor Pluto, de verste planeet vanaf de zon, duurt de omwenteling helemaal 247,7 jaar.

Er moet ook rekening mee worden gehouden dat alle planeten in ons zonnestelsel niet rond de ster bewegen, maar rond het zogenaamde zwaartepunt. Elk op hetzelfde moment, draaiend om zijn as, zwaaien lichtjes (zoals een tol). Bovendien kan de as zelf enigszins bewegen.

Tot voor kort geloofden astronomen dat een dergelijk concept als een planeet uitsluitend verwijst naar het zonnestelsel. Alles wat erbuiten is, zijn onontgonnen kosmische lichamen, meestal sterren van zeer grote schalen. Maar, zoals later bleek, zijn de planeten, net als erwten, verspreid over het universum. Ze verschillen in hun geologische en chemische samenstelling, hebben al dan niet een atmosfeer, en dit alles hangt af van de interactie met de dichtstbijzijnde ster. De opstelling van de planeten in ons zonnestelsel is uniek. Het is deze factor die fundamenteel is voor de omstandigheden die zich op elk afzonderlijk ruimteobject hebben gevormd.

Ons ruimtehuis en zijn kenmerken

In het midden van het zonnestelsel bevindt zich de gelijknamige ster, die is opgenomen in de categorie gele dwergen. Zijn magnetisch veld is voldoende om negen planeten van verschillende afmetingen rond zijn as te houden. Onder hen bevinden zich stenen kosmische dwerglichamen, immense gasreuzen die bijna de parameters van de ster zelf bereiken, en objecten van de 'middenklasse', waaronder de aarde. De posities van de planeten in het zonnestelsel komen niet voor in oplopende of aflopende volgorde. We kunnen zeggen dat met betrekking tot de parameters van elk afzonderlijk astronomisch lichaam, hun rangschikking chaotisch is, dat wil zeggen dat het grote wordt afgewisseld met het kleine.

SS-structuur

Om de locatie van de planeten in ons systeem te overwegen, is het noodzakelijk om de zon als referentiepunt te nemen. Deze ster bevindt zich in het centrum van de SS en het zijn zijn magnetische velden die de banen en bewegingen van alle omringende ruimtelichamen corrigeren. Negen planeten draaien om de zon, evenals een asteroïde ring die tussen Mars en Jupiter ligt, en de Kuipergordel, die zich buiten Pluto bevindt. In deze intervallen worden ook individuele dwergplaneten onderscheiden, die soms worden toegeschreven aan de hoofdeenheden van het systeem. Andere astronomen geloven dat al deze objecten niets meer zijn dan grote asteroïden, waarop in geen geval leven kan ontstaan. Ze schrijven Pluto zelf toe aan deze categorie, waardoor er slechts 8 planetaire eenheden in ons systeem overblijven.

De volgorde van de planeten

We zullen dus alle planeten opsommen, te beginnen met degene die het dichtst bij de zon staat. In de eerste plaats zijn Mercurius, Venus, dan de Aarde en Mars. Na de Rode Planeet passeert een ring van asteroïden, waarachter een parade van reuzen bestaande uit gassen begint. Dit zijn Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. De lijst wordt gecompleteerd door de dwerg en ijzige Pluto, met zijn niet minder koude en zwarte satelliet Charon. Zoals we hierboven al zeiden, worden er nog een aantal dwergruimte-eenheden onderscheiden in het systeem. De locatie van dwergplaneten in deze categorie valt samen met de Kuipergordels en asteroïden. Ceres bevindt zich in een asteroïdenring. Makemake, Haumea en Eris zitten in de Kuipergordel.

terrestrische planeten

Deze categorie omvat kosmische lichamen, die qua samenstelling en parameters veel gemeen hebben met onze thuisplaneet. Hun ingewanden zijn ook gevuld met metalen en steen, of er wordt een volwaardige atmosfeer gevormd rond het oppervlak, of een waas die erop lijkt. De locatie van de terrestrische planeten is gemakkelijk te onthouden, omdat dit de eerste vier objecten zijn die direct naast de zon staan ​​- Mercurius, Venus, Aarde en Mars. Kenmerkende kenmerken zijn klein formaat, evenals een lange rotatieperiode rond zijn as. Bovendien hebben van alle terrestrische planeten alleen de aarde zelf en Mars satellieten.

Reuzen gemaakt van gassen en hete metalen

De locatie van de planeten van het zonnestelsel, die gasreuzen worden genoemd, is het verst verwijderd van de hoofdster. Ze bevinden zich achter de asteroïdenring en strekken zich uit tot bijna de Kuipergordel. Er zijn in totaal vier reuzen - Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Elk van deze planeten bestaat uit waterstof en helium, en in het gebied van de kern bevinden zich metalen die tot vloeibare toestand zijn verwarmd. Alle vier de reuzen worden gekenmerkt door een ongelooflijk sterk zwaartekrachtveld. Hierdoor trekken ze talloze satellieten naar zich toe, die bijna complete asteroïdesystemen om hen heen vormen. SS-gasballen roteren erg snel, daarom komen er vaak wervelwinden en orkanen op. Maar ondanks al deze overeenkomsten, is het de moeite waard eraan te denken dat elk van de reuzen uniek is in zijn samenstelling, grootte en zwaartekracht.

dwerg planeten

Omdat we de locatie van de planeten vanaf de zon al in detail hebben onderzocht, weten we dat Pluto het verst is en zijn baan de meest gigantische in de SS. Hij is de belangrijkste vertegenwoordiger van dwergen, en alleen hij uit deze groep is het meest bestudeerd. Dwergen zijn die kosmische lichamen die te klein zijn voor planeten, maar ook groot voor asteroïden. Hun structuur kan vergelijkbaar zijn met Mars of de aarde, of het kan gewoon rotsachtig zijn, zoals elke asteroïde. Hierboven hebben we de slimste vertegenwoordigers van deze groep opgesomd - dit zijn Ceres, Eris, Makemake, Haumea. In feite worden dwergen niet alleen gevonden in de twee SS-asteroïdengordels. Vaak worden ze satellieten van gasreuzen genoemd, die tot hen werden aangetrokken vanwege de enorme

ZONNESTELSEL
De zon en de hemellichamen die eromheen draaien - 9 planeten, meer dan 63 satellieten, vier ringen van reuzenplaneten, tienduizenden asteroïden, een groot aantal meteoroïden variërend in grootte van rotsblokken tot stofdeeltjes, evenals miljoenen kometen. In de ruimte tussen hen bewegende deeltjes van de zonnewind - elektronen en protonen. Het hele zonnestelsel is nog niet verkend: de meeste planeten en hun satellieten zijn bijvoorbeeld slechts kort onderzocht vanaf flyby-trajecten, er is slechts één halfrond van Mercurius gefotografeerd en er zijn nog geen expedities naar Pluto geweest. Maar toch zijn er met behulp van telescopen en ruimtesondes al heel wat belangrijke gegevens verzameld.
Bijna de gehele massa van het zonnestelsel (99,87%) is geconcentreerd in de zon. De grootte van de zon is ook veel groter dan elke planeet in zijn systeem: zelfs Jupiter, die 11 keer groter is dan de aarde, heeft een straal die 10 keer kleiner is dan de zon. De zon is een gewone ster die door de hoge oppervlaktetemperatuur uit zichzelf schijnt. De planeten daarentegen schijnen door gereflecteerd zonlicht (albedo) omdat ze zelf behoorlijk koud zijn. Ze staan ​​in de volgende volgorde vanaf de zon: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto. Afstanden in het zonnestelsel worden meestal gemeten in eenheden van de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, de astronomische eenheid (1 AU = 149,6 miljoen km). De gemiddelde afstand van Pluto tot de zon is bijvoorbeeld 39 AU, maar wordt soms verwijderd met 49 AU. Het is bekend dat kometen wegvliegen met een snelheid van 50.000 AU. De afstand van de aarde tot de dichtstbijzijnde ster een centaur is 272.000 AU, of 4,3 lichtjaar (d.w.z. licht dat beweegt met een snelheid van 299.793 km / s legt deze afstand af in 4,3 jaar). Ter vergelijking: licht reist in 8 minuten van de zon naar de aarde en in 6 uur naar Pluto.

De planeten draaien om 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 middenvlak van de banen van de planeten. Daarom passeren de zichtbare paden van de planeten, de zon en de maan aan de hemel de lijn van de ecliptica, en ze zijn zelf altijd zichtbaar tegen de achtergrond van de sterrenbeelden van de dierenriem. Orbitale hellingen worden gemeten vanaf het vlak van de ecliptica. Kantelhoeken kleiner dan 90° komen overeen met voorwaartse orbitale beweging (tegen de klok in), en hoeken groter dan 90° komen overeen met omgekeerde beweging. Alle planeten in het zonnestelsel bewegen voorwaarts; Pluto heeft de hoogste orbitale helling (17°). Veel kometen bewegen in de tegenovergestelde richting, bijvoorbeeld de baanhelling van de komeet van Halley is 162 °. De banen van alle lichamen in het zonnestelsel zijn 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 de excentriciteit, die varieert van e = 0 voor cirkelvormige banen tot e = 1 voor extreem langwerpige degenen. Het punt in de baan dat het dichtst bij de zon ligt, wordt het perihelium genoemd en het verste punt wordt het aphelium genoemd.
zie ook BAAN ; CONISCHE SECTIES . Vanuit het oogpunt 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 verwijderde (van Mars tot Pluto) de bovenste (externe). De lagere planeten hebben een beperkende hoek van verwijdering van de zon: 28° voor Mercurius en 47° voor Venus. Wanneer zo'n planeet zich zo ver mogelijk ten westen (oosten) van de zon bevindt, zou hij op zijn grootste westelijke (oostelijke) elongatie zijn. Wanneer een inferieure planeet direct voor de zon wordt gezien, wordt gezegd dat deze in inferieure conjunctie is; wanneer direct achter de zon - in superieure conjunctie. Net als de maan doorlopen deze planeten alle fasen van verlichting door de zon tijdens de synodische periode Ps, de tijd die de planeet nodig heeft om vanuit het gezichtspunt van een aardse waarnemer terug te keren naar zijn oorspronkelijke positie ten opzichte van de zon. De werkelijke omlooptijd van een planeet (P) wordt siderisch genoemd. Voor de lagere planeten zijn deze perioden gerelateerd aan de verhouding:
1/Ps = 1/P - 1/Po waarbij Po de omlooptijd van de aarde is. Voor de bovenplaneten heeft deze verhouding een andere vorm: 1/Ps = 1/Po - 1/P De bovenplaneten worden gekenmerkt door een beperkt aantal fasen. De maximale fasehoek (zon-planeet-aarde) is 47° voor Mars, 12° voor Jupiter en 6° voor Saturnus. Wanneer de bovenste planeet achter de zon zichtbaar is, is deze in conjunctie, en wanneer in de tegenovergestelde richting van de zon, is deze in oppositie. Een planeet waargenomen op een hoekafstand van 90° van de zon bevindt zich in kwadratuur (oost of west). De asteroïdengordel, die tussen de banen van Mars en Jupiter loopt, verdeelt het planetenstelsel van de zon in twee groepen. Binnenin bevinden zich de terrestrische planeten (Mercurius, Venus, Aarde en Mars), vergelijkbaar in die zin dat het kleine, rotsachtige en vrij dichte lichamen zijn: hun gemiddelde dichtheid is van 3,9 tot 5,5 g / cm3. Ze draaien relatief langzaam om hun as, hebben geen 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. De verre kleine Pluto en de grote satellieten van de reuzenplaneten lijken in veel opzichten op de aardse planeten. Oude mensen kenden de planeten die met het blote oog zichtbaar waren, d.w.z. alle interne en externe tot Saturnus. V. Herschel ontdekte Uranus in 1781. De eerste asteroïde werd ontdekt door J. Piazzi in 1801. Door afwijkingen in de beweging van Uranus te analyseren, ontdekten W. Le Verrier en J. Adams theoretisch Neptunus; op de berekende plaats werd het ontdekt door I. Galle in 1846. De verste planeet - Pluto - werd in 1930 ontdekt door K. Tombo als resultaat van een lange zoektocht naar een niet-Neptuniaanse planeet georganiseerd door P. Lovell. Vier grote satellieten van Jupiter werden in 1610 door Galileo ontdekt. ​​Sindsdien zijn er met behulp van telescopen en ruimtesondes talloze satellieten gevonden voor 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 bij het observeren van de occultatie van een ster. De transparante stenen ringen van Jupiter werden in 1979 ontdekt door de Voyager 1 interplanetaire sonde. Sinds 1983, op de momenten van de occultatie van de sterren, zijn er bij Neptunus tekenen van inhomogene ringen waargenomen; in 1989 werd een afbeelding van deze ringen uitgezonden door Voyager 2.
zie ook
ASTRONOMIE EN ASTROFYSICA;
DIERENRIEM;
RUIMTESONDE ;
HEMELSE SFEER.
ZON
De zon bevindt zich in het centrum van het zonnestelsel - 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 - ca. 5800 K. De dichtheid van gas in de fotosfeer is duizenden keren kleiner dan de dichtheid van lucht nabij het aardoppervlak. Binnen in de zon nemen temperatuur, dichtheid en druk toe met de diepte, tot respectievelijk 16 miljoen K, 160 g/cm3 en 3,5*10 11 bar in het midden (de luchtdruk in de kamer is ongeveer 1 bar). Onder invloed van hoge temperatuur in de kern van de zon wordt waterstof omgezet in helium waarbij veel warmte vrijkomt; dit zorgt ervoor dat de zon niet instort onder zijn eigen zwaartekracht. De energie die vrijkomt in de kern verlaat de zon voornamelijk in de vorm van fotosfeerstraling met een vermogen van 3,86 * 10 26 W. Met zo'n intensiteit straalt de zon al 4,6 miljard jaar uit, waarbij ze in die tijd 4% van zijn waterstof in helium heeft omgezet; tegelijkertijd veranderde 0,03% van de massa van de zon in energie. Modellen van stellaire evolutie geven aan dat de zon nu midden in haar leven staat (zie ook KERNFUSIE). Om de overvloed aan verschillende chemische elementen op 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 van fotonen van een bepaalde frequentie aangeven, geabsorbeerd door een bepaald chemisch element. Emissielijnen of emissielijnen zijn de helderdere delen van het spectrum, wat wijst op een overmaat aan fotonen 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 lichtgevende of absorberende stof aan; de breedte van de lijn maakt het mogelijk om de temperatuur en druk te beoordelen. De studie van de dunne (500 km) fotosfeer van de zon maakt het mogelijk om de chemische samenstelling van het inwendige van de zon te schatten, aangezien de buitenste regionen van de zon goed gemengd zijn door convectie, de spectra van de zon van hoge kwaliteit zijn en de fysieke processen die daarvoor verantwoordelijk zijn, zijn vrij duidelijk. 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") herinnert aan het feit dat het eerder (1899) spectroscopisch op de zon werd ontdekt dan op aarde. Aangezien helium een ​​inert gas is, is het uiterst onwillig om met andere atomen te reageren en is het ook terughoudend om zichzelf te vertonen in het optische spectrum van de zon - slechts één lijn, hoewel veel minder overvloedige elementen in het spectrum van de zon worden weergegeven door talrijke lijnen. Hier is de samenstelling van de "zonne" stof: voor 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, volgens 2 atomen nikkel, natrium en calcium, evenals een klein beetje van alle andere elementen. Dus, qua massa, is de zon ongeveer 71% waterstof en 28% helium; de overige elementen zijn goed voor iets meer dan 1%. Vanuit het oogpunt van planetologie is het opmerkelijk dat sommige objecten van het zonnestelsel bijna dezelfde samenstelling hebben als de zon (zie het gedeelte over meteorieten hieronder). Net zoals weersomstandigheden het uiterlijk van planetaire atmosferen veranderen, verandert het uiterlijk van het oppervlak van de zon ook met karakteristieke tijden die variëren van uren tot decennia. Er is echter een belangrijk verschil tussen de atmosferen van de planeten en de zon, namelijk dat de beweging van gassen op de zon wordt gecontroleerd door zijn krachtige magnetische veld. Zonnevlekken zijn die delen van het oppervlak van de lamp waar het verticale magnetische veld zo sterk is (200-3000 gauss) dat het de horizontale beweging van gas verhindert en daardoor convectie onderdrukt. Als gevolg hiervan daalt de temperatuur in dit gebied met ongeveer 1000 K en verschijnt een donker centraal deel van de plek - de "schaduw", omringd door een warmer overgangsgebied - de "penumbra". De grootte van een typische zonnevlek is iets groter dan de diameter van de aarde; er is zo'n plek voor meerdere weken. Het aantal vlekken op de zon neemt toe of af met de cyclusduur van 7 tot 17 jaar, gemiddeld 11,1 jaar. Gewoonlijk geldt dat hoe meer vlekken er in een cyclus verschijnen, hoe korter de cyclus zelf. De richting van de magnetische polariteit van de vlekken keert van cyclus tot cyclus, dus de ware cyclus van zonnevlekactiviteit is 22,2 jaar. Aan het begin van elke cyclus verschijnen de eerste vlekken op hoge breedtegraden, ca. 40 °, en geleidelijk verschuift de zone van hun geboorte naar de evenaar tot een breedtegraad van ongeveer. 5°. zie ook STERREN; ZON . Schommelingen in de activiteit van de zon hebben bijna geen effect op het totale vermogen van zijn straling (als deze met slechts 1% zou veranderen, zou dit leiden tot ernstige klimaatveranderingen 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 70 jaar lang bijna geen vlekken op de zon, en tegelijkertijd beleefde de aarde de kleine ijstijd. Het is nog steeds niet duidelijk of dit verbazingwekkende feit louter toeval was of dat het op een oorzakelijk verband wijst.
zie ook
KLIMAAT;
METEOROLOGIE EN KLIMATOLOGIE. Er zijn 5 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 de voortplantingstijd te meten van seismische golven (lange golflengte geluidsgolven) 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 aardkern en zijn mantel, en verkreeg ook driedimensionale seismische tomografiebeelden van bewegende platen van zijn korst. Soortgelijke methoden kunnen worden toegepast op de zon, aangezien er golven op het oppervlak zijn met een periode van ongeveer. 5 minuten, veroorzaakt door vele seismische trillingen die zich in zijn ingewanden voortplanten. Deze processen worden bestudeerd door helioseismologie. In tegenstelling tot aardbevingen, die korte golfuitbarstingen veroorzaken, veroorzaakt krachtige convectie in het binnenste van de zon constant seismisch geluid. Helioseismologen hebben ontdekt dat onder de convectieve zone, die de buitenste 14% van de straal van de zon beslaat, materie synchroon draait met een periode van 27 dagen (er is nog niets bekend over de rotatie van de zonnekern). Hierboven, in de convectieve zone zelf, vindt rotatie alleen synchroon plaats langs kegels van gelijke breedte en hoe verder van de evenaar, hoe langzamer: de equatoriale gebieden roteren met een periode van 25 dagen (vóór de gemiddelde rotatie van de zon), en de poolgebieden - met een periode van 36 dagen (achterblijven bij de gemiddelde rotatie) . Recente pogingen om seismologische methoden toe te passen op gasreuzenplaneten hebben geen resultaat opgeleverd, aangezien instrumenten nog niet in staat zijn om de resulterende oscillaties te corrigeren. Boven de fotosfeer van de zon bevindt zich een dunne hete laag van de atmosfeer, die alleen te zien is op zeldzame momenten van zonsverduisteringen. Het is een chromosfeer van enkele duizenden kilometers dik, zo genoemd naar zijn rode kleur vanwege de emissielijn van waterstof Ha. De temperatuur verdubbelt bijna van de fotosfeer naar de bovenste chromosfeer, waaruit, om een ​​onbekende reden, de energie die de zon verlaat als warmte vrijkomt. Boven de chromosfeer wordt het gas verwarmd tot 1 miljoen K. Dit gebied, de corona genaamd, strekt zich uit over ongeveer 1 straal van de zon. 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 tot de helft van de zonnestraal. Waarnemingen geven duidelijk aan dat de vorm van de protuberansen wordt bepaald door de magnetische veldlijnen. Een ander interessant en extreem actief fenomeen zijn zonnevlammen, krachtige uitstoot van energie en deeltjes die tot twee uur aanhouden. De stroom van 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 een paar dagen. Zonnevlammen komen op plaatsen voor abrupte verandering de richting van het magnetische veld veroorzaakt door de beweging van materie in zonnevlekken. De maximale zonnevlamactiviteit van de zon vindt gewoonlijk een jaar voor het maximum van de zonnevlekkencyclus plaats. Een dergelijke voorspelbaarheid is erg belangrijk, omdat een vlaag van geladen deeltjes geboren uit een krachtige zonnevlam zelfs grondgebaseerde communicatie- en energienetwerken kan beschadigen, om nog maar te zwijgen van astronauten en ruimtetechnologie.

ZONNEPROMINENTEN waargenomen in de heliumemissielijn (golflengte 304) van het Skylab-ruimtestation.

Vanuit de plasmacorona van de zon is er een constante uitstroom van geladen deeltjes, genaamd zonnewind. Het bestaan ​​ervan werd al vóór het begin van ruimtevluchten vermoed, omdat het merkbaar was hoe iets kometenstaarten "afblaast". In de zonnewind worden drie componenten onderscheiden: een hogesnelheidsstroom (meer dan 600 km/s), een lage snelheidsstroom en onstabiele 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 dienen als de belangrijkste bron van snelle zonnewind. In het gebied van de baan van de aarde is de typische snelheid van de zonnewind ongeveer 500 km/s en is de dichtheid ongeveer 10 deeltjes (elektronen en protonen) per 1 cm3. De zonnewindstroom interageert met planetaire magnetosferen en kometenstaarten, waardoor hun vorm en de processen die daarin plaatsvinden aanzienlijk worden beïnvloed.
zie ook
GEOMAGNETISME;
;
KOMEET. Onder de druk van de zonnewind in het interstellaire medium rond de zon werd een gigantische grot, de heliosfeer, gevormd. Aan de grens - de heliopauze - zou er een schokgolf moeten zijn waarin de zonnewind en het interstellaire gas botsen en condenseren, waarbij ze een 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 zeer dramatische race tegen de klok: Pioneer 10 stopte met werken in 1998 en de anderen proberen de heliopauze te bereiken voordat hun batterijen leeg raken. Volgens de berekeningen vliegt Voyager 1 precies in de richting van 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 te observeren: het beweegt niet onder een hoek van meer dan 28 ° van de zon weg. Het werd bestudeerd met behulp van radar van de aarde en de interplanetaire sonde Mariner 10 fotografeerde de helft van het oppervlak. Mercurius draait in 88 aardse dagen om de zon in een nogal langgerekte baan met een afstand tot de zon in het perihelium van 0,31 AU. en bij aphelium 0.47 a.u. Het draait rond de 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 2 Mercuriusjaren naar de zon, d.w.z. een zonnige dag duurt daar 2 jaar! Van de grote planeten is alleen Pluto kleiner dan Mercurius. Maar in termen van 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 is (hij beslaat 50% van de straal van de aarde). Het oppervlak van Mercurius is vergelijkbaar met dat van de maan: donker, helemaal 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 gemalen materiaal. De grootste inslagformatie op Mercurius is het Caloris-bekken, 2000 km groot, dat lijkt op maanzeeën. In tegenstelling tot de maan heeft Mercurius echter eigenaardige structuren - richels van enkele kilometers hoog die zich over honderden kilometers uitstrekken. Misschien zijn ze gevormd als gevolg van de samendrukking van de planeet tijdens het afkoelen van zijn grote metalen kern of onder invloed van krachtige zonnegetijden. De oppervlaktetemperatuur van de planeet is overdag ongeveer 700 K en 's nachts ongeveer 100 K. Volgens radargegevens kan ijs op de bodem van poolkraters liggen in omstandigheden van eeuwige duisternis en kou. Mercurius heeft praktisch geen atmosfeer - alleen een uiterst ijle heliumschil met de dichtheid van de aardatmosfeer op een hoogte van 200 km. Waarschijnlijk wordt helium 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 de planeet die het dichtst bij de aarde staat - 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% minder dan die van de aarde; waarschijnlijk zijn de ingewanden van Venus vergelijkbaar met die van de aarde. Het oppervlak van Venus is altijd bedekt met een dikke laag geelachtig witte wolken, maar is met behulp van radars tot in detail bestudeerd. Rond de as draait Venus in de tegenovergestelde richting (met de klok mee, gezien vanaf de noordpool) met een periode van 243 aardse dagen. De omlooptijd is 225 dagen; daarom duurt een Venusiaanse dag (van zonsopgang tot de volgende zonsopgang) 116 aardse dagen.
zie ook RADAR ASTRONOMIE.

VENUS. Een ultraviolette opname, genomen vanaf het Pioneer Venus-interplanetaire station, toont de atmosfeer van de planeet die dicht gevuld is met wolken die lichter zijn in de poolgebieden (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 gevonden als kleine onzuiverheden. De druk aan het oppervlak is 90 bar (zoals in de aardzeeën op een diepte van 900 m); de temperatuur is ongeveer 750 K over het hele oppervlak, zowel overdag als 's nachts. De reden voor zo'n hoge temperatuur nabij het oppervlak van Venus is wat niet helemaal nauwkeurig het "broeikaseffect" wordt genoemd: de zonnestralen gaan relatief gemakkelijk door de wolken van de atmosfeer en verwarmen het oppervlak van de planeet, maar thermische infraroodstraling van het oppervlak zelf ontsnapt met grote moeite door de atmosfeer terug in de ruimte. De wolken van Venus bestaan ​​uit microscopisch kleine druppeltjes geconcentreerd zwavelzuur (H2SO4). De bovenste wolkenlaag bevindt zich 90 km van het oppervlak, de temperatuur is daar ca. 200K; onderlaag - 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 maakt een omwenteling in 4 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 oppervlak van de planeet verlicht door verstrooid zonlicht met ongeveer dezelfde intensiteit als op een bewolkte dag op aarde. Op Venus is 's nachts veel bliksem waargenomen. De Venera-stations zonden beelden uit van kleine gebieden op de landingsplaatsen, waar rotsachtige grond zichtbaar is. Over het algemeen is de topografie van Venus bestudeerd aan de hand van radarbeelden uitgezonden door de Pioneer-Venera (1979), Venera-15 en -16 (1983) en Magellan (1990) orbiters. De kleinste details op de beste van hen zijn ongeveer 100 m. In tegenstelling tot de aarde zijn er geen duidelijk gedefinieerde continentale platen op Venus, maar er zijn verschillende globale verhogingen opgemerkt, bijvoorbeeld het land van Ishtar ter grootte van Australië. Op het oppervlak van Venus zijn er veel meteorietkraters en vulkanische koepels. Het is duidelijk dat de korst van Venus dun is, zodat de gesmolten lava dicht bij het oppervlak komt en er gemakkelijk op uitstroomt na de val van meteorieten. Omdat er geen regen of sterke wind is nabij het oppervlak van Venus, vindt oppervlakte-erosie zeer langzaam plaats en blijven geologische structuren honderden miljoenen jaren zichtbaar vanuit de ruimte. Er is weinig bekend over het interieur van Venus. Het heeft waarschijnlijk een metalen kern die 50% van zijn straal inneemt. Maar de planeet heeft geen magnetisch veld vanwege zijn zeer langzame rotatie. Venus heeft geen satellieten.
Land. Onze planeet is de enige waarvan 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 het gevolg is van platentektoniek, die zich manifesteert als mid-oceanische ruggen, eilandbogen en gevouwen berggordels. De verdeling van de hoogten 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 geven de volgende structuur van het binnenste van de aarde aan: korst (30 km), mantel (tot een diepte van 2900 km), metalen kern. Een deel van de kern is gesmolten; het magnetische veld van de aarde wordt daar gegenereerd, dat de geladen deeltjes van de zonnewind (protonen en elektronen) opvangt en rond de aarde twee torusvormige gebieden vormt die ermee gevuld zijn - stralingsgordels (Van Allen-gordels), gelokaliseerd op een hoogte van 4000 en 17000 km vanaf het aardoppervlak.
zie ook GEOLOGIE; GEOMAGNETISME.
De atmosfeer van de aarde bestaat uit 78% stikstof en 21% zuurstof; het is het resultaat van een lange evolutie onder invloed van geologische, chemische en biologische processen. Misschien was de vroege atmosfeer van de aarde rijk aan waterstof, dat toen ontsnapte. Het ontgassen van de darmen vulde de atmosfeer met kooldioxide en waterdamp. Maar de damp condenseerde in de oceanen en de koolstofdioxide zat vast in carbonaatgesteenten. (Het is merkwaardig dat als alle CO2 de atmosfeer als gas zou vullen, de druk 90 bar zou zijn, zoals op Venus. En als al het water zou verdampen, dan zou de druk 257 bar zijn!). Zo bleef stikstof in de atmosfeer, en zuurstof verscheen geleidelijk als gevolg van de vitale activiteit van de biosfeer. Zelfs 600 miljoen jaar geleden was het zuurstofgehalte in de lucht 100 keer lager dan het huidige (zie ook ATMOSFEER; OCEAAN). Er zijn aanwijzingen dat het klimaat op aarde verandert op korte (10.000 jaar) en lange (100 miljoen jaar) schalen. De reden hiervoor kan zijn veranderingen in de baanbeweging van de aarde, de kanteling van de rotatie-as, de frequentie van vulkaanuitbarstingen. Schommelingen in de intensiteit van zonnestraling zijn niet uitgesloten. In onze tijd heeft menselijke activiteit ook invloed op het klimaat: de uitstoot van gassen en stof in de atmosfeer.
zie ook
ZUURVERMINDERING ;
LUCHTVERVUILING ;
WATERVERVUILING ;
AANTASTING VAN HET MILIEU.
De aarde heeft een satelliet - de maan, waarvan de oorsprong nog niet is ontrafeld.

AARDE EN MAAN van de Lunar Orbiter ruimtesonde.

Maan. Een van de grootste satellieten, de maan staat op de tweede plaats na Charon (de satelliet van Pluto) in verhouding tot de massa's 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 significante metalen kern heeft. De zwaartekracht op het maanoppervlak is 6 keer kleiner dan die van de aarde. De maan draait om de aarde in een baan met een excentriciteit van 0,055. De helling van het vlak van zijn baan met het vlak van de evenaar van de aarde varieert van 18,3° tot 28,6°, en ten opzichte van de ecliptica - van 4°59° tot 5°19°. De dagelijkse rotatie en orbitale circulatie van de maan zijn gesynchroniseerd, dus we zien altijd maar één van zijn hemisferen. Het is waar dat kleine schommelingen (libraties) van de maan het mogelijk maken om binnen een maand ongeveer 60% van het oppervlak te zien. De belangrijkste reden voor libraties is dat de dagelijkse rotatie van de maan met een constante snelheid plaatsvindt, en de orbitale circulatie - met een variabele (vanwege de excentriciteit van de baan). Delen van het maanoppervlak zijn lange tijd voorwaardelijk verdeeld in "marien" en "continentaal". Het oppervlak van de zeeën ziet er donkerder uit, ligt lager en is veel minder bedekt met meteorietkraters dan het continentale oppervlak. De zeeën worden overspoeld met basaltlava's en de continenten zijn samengesteld uit anorthositische rotsen die rijk zijn aan veldspaat. Te oordelen naar het grote aantal kraters, zijn de continentale oppervlakken veel ouder dan de zee. Intens meteorietbombardement deed de bovenste laag van de maankorst fijn fragmenteren en veranderde de buitenste paar meter in een poeder dat regoliet wordt genoemd. Astronauten en robotsondes hebben monsters van rotsachtige grond en regoliet van de maan teruggebracht. Uit de analyse bleek dat de leeftijd van het zeeoppervlak ongeveer 4 miljard jaar is. Bijgevolg valt de periode van intens meteorietbombardement op de eerste 0,5 miljard jaar na de vorming van de maan 4,6 miljard jaar geleden. Daarna bleef de frequentie van meteorietval en kratervorming praktisch onveranderd en bedraagt ​​nog steeds één krater met een diameter van 1 km per 105 jaar.
zie ook RUIMTEONDERZOEK EN GEBRUIK.
Maangesteenten 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 polaire maankraters kunnen ijsafzettingen voorkomen, zoals op Mercurius. De maan heeft vrijwel geen atmosfeer en er is geen bewijs dat de maanbodem ooit is blootgesteld aan vloeibaar water. Er zit ook geen organisch materiaal in - alleen sporen van koolstofhoudende chondrieten die met meteorieten zijn gevallen. De afwezigheid van water en lucht, evenals sterke schommelingen in de oppervlaktetemperatuur (390 K overdag en 120 K 's nachts), maken de Maan onbewoonbaar. De aan de maan geleverde seismometers maakten het mogelijk om iets te leren over het maaninterieur. Zwakke "maanbevingen" komen daar vaak voor, waarschijnlijk als gevolg van de getijdeninvloed van de aarde. De maan is vrij homogeen, heeft een kleine dichte kern en een korst van ongeveer 65 km dik van lichtere materialen, met de bovenste 10 km van de korst al 4 miljard jaar geleden verpletterd door meteorieten. 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 erop geconcentreerd. De geschiedenis van het maanoppervlak is algemeen bekend: na het einde van de fase van intens meteorietbombardement 4 miljard jaar geleden, gedurende ongeveer 1 miljard jaar, was het binnenland behoorlijk heet en stroomde basaltlava in de zeeën. 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 kan zich vanzelf vormen en vervolgens door de aarde worden gevangen; zou samen met de aarde als zijn satelliet gevormd kunnen zijn; ten slotte zou het zich tijdens de vormingsperiode van de aarde kunnen scheiden. De tweede mogelijkheid was tot voor kort populair, maar in afgelopen jaren de hypothese van de vorming van de maan uit het materiaal dat door de proto-aarde wordt uitgestoten tijdens een botsing met een groot hemellichaam wordt serieus overwogen. Ondanks de onbekendheid van de oorsprong van het Aarde-Maan-systeem, kan hun verdere evolutie vrij betrouwbaar worden getraceerd. Getijdeninteractie heeft een aanzienlijke invloed op de beweging van hemellichamen: de dagelijkse rotatie van de maan is praktisch gestopt (de periode is gelijk geworden aan de baan), en de rotatie van de aarde vertraagt, waardoor het impulsmoment wordt overgedragen op de baanbeweging van de maan, die daardoor ongeveer 3 cm per jaar van de aarde af beweegt. Dit stopt wanneer de rotatie van de aarde op één lijn ligt met die van de maan. Dan zullen de aarde en de maan constant aan één kant naar elkaar worden gedraaid (zoals Pluto en Charon), en hun dag en maand worden gelijk aan 47 huidige dagen; in dit geval zal de maan 1,4 keer van ons verwijderd zijn. Toegegeven, deze situatie zal niet eeuwig duren, omdat de zonnegetijden niet zullen stoppen met het beïnvloeden van de rotatie van de aarde. zie ook
MAAN ;
MAAN OORSPRONG EN GESCHIEDENIS;
STROOM EN STROOM.
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 h 37 min) en de kanteling van de as (24°) verschillen bijna niet van die op aarde. Voor een aardse waarnemer verschijnt Mars als een roodachtige ster, waarvan de helderheid merkbaar verandert; het is maximaal tijdens perioden van confrontaties die zich over iets meer dan twee jaar herhalen (bijvoorbeeld in april 1999 en juni 2001). Mars is vooral dichtbij en helder tijdens perioden van grote oppositie die optreedt als hij in de buurt van het perihelium komt op het moment van oppositie; dit gebeurt elke 15-17 jaar (de volgende is in augustus 2003). Een telescoop op Mars toont feloranje gebieden en donkere gebieden die met de seizoenen van toon veranderen. Aan de palen liggen 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 aardse basalt, terwijl de lichte gebieden zijn samengesteld uit fijn verspreid materiaal.

OPPERVLAK VAN MARS nabij het landingsblok "Viking-1". Grote fragmenten steen hebben een afmeting van ongeveer 30 cm.

Kortom, onze kennis over Mars wordt verkregen door automatische stations. De meest succesvolle waren twee orbiters en twee landers van de Viking-expeditie, die op 20 juli en 3 september 1976 op Mars landden in de regio's Chris (22 ° N, 48 ° W) en Utopia (48 ° N). ., 226° W), met Viking 1 in bedrijf tot november 1982. Beiden landden in klassieke heldere gebieden en kwamen terecht in een roodachtige zandwoestijn bezaaid met donkere stenen. 4 juli 1997 sonde "Mars Pathfinder" (VS) naar de Ares-vallei (19° N, 34° W) het eerste automatische zelfrijdende voertuig dat gemengde rotsen ontdekte en mogelijk kiezelstenen die door water werden gedraaid en vermengd met zand en klei , wat wijst op sterke veranderingen in het klimaat op Mars en op de aanwezigheid van een grote hoeveelheid water in het verleden. De ijle atmosfeer van Mars bestaat uit 95% koolstofdioxide en 3% stikstof. Kleine hoeveelheden waterdamp, zuurstof en argon zijn aanwezig. De gemiddelde druk aan het oppervlak is 6 mbar (d.w.z. 0,6% 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. Dagelijkse temperatuurschommelingen zijn ongeveer 100 K. Het klimaat van Mars is dus het klimaat van een koude, uitgedroogde woestijn op grote hoogte. Op de hoge breedtegraden van Mars dalen de temperaturen in de winter tot onder 150 K en bevriest atmosferisch kooldioxide (CO2) en valt naar de oppervlakte als witte sneeuw, waardoor de poolkap wordt gevormd. Periodieke condensatie en sublimatie van de poolkappen veroorzaakt seizoensfluctuaties in atmosferische druk met 30%. Tegen het einde van de winter daalt de grens van de poolkap tot 45°-50° breedtegraad, en in de zomer blijft er een klein gebied van over (300 km in diameter op de zuidpool en 1000 km op het noorden), waarschijnlijk bestaande uit waterijs, waarvan de dikte 1-2 km kan bereiken. Soms waaien er harde winden op Mars, waardoor wolken van fijn zand de lucht in worden geblazen. Vooral krachtige stofstormen komen voor aan het einde van de lente op het zuidelijk halfrond, wanneer Mars door het perihelium van de baan gaat en de zonnewarmte bijzonder hoog is. Weken en zelfs maandenlang wordt de atmosfeer ondoorzichtig met geel stof. Orbiters "Vikingen" 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 bekeken. In het verleden dachten sommige astronomen dat deze seizoensveranderingen in de kleur van het oppervlak tekenen waren 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 het oude meteorietbombardement (4 miljard jaar geleden). jaren geleden). Een groot deel van het noordelijk halfrond is bedekt met jongere lavastromen. Bijzonder interessant is het Tharsis-hoogland (10° N, 110° W), waarop zich verschillende gigantische vulkanische bergen bevinden. De hoogste onder hen - de berg Olympus - heeft een diameter aan de voet van 600 km en een hoogte van 25 km. Hoewel er nu geen tekenen van vulkanische activiteit zijn, is de leeftijd van de lavastromen niet hoger dan 100 miljoen jaar, wat klein is in vergelijking met de leeftijd van de planeet met 4,6 miljard jaar.

Hoewel oude vulkanen wijzen op de eens zo krachtige activiteit van het binnenland van Mars, zijn er geen tekenen van platentektoniek: er zijn geen gevouwen berggordels en andere tekenen van samendrukking van de aardkorst. Er zijn echter krachtige breuklijnen, waarvan de grootste - de Mariner-valleien - 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 gedaan op basis van foto's van ruimtevaartuigen waren de vertakte kronkelende valleien van honderden kilometers lang, die doen denken aan de opgedroogde kanalen van aardse rivieren. Dit suggereert een gunstiger klimaat in het verleden, toen de temperaturen en drukken mogelijk hoger waren en rivieren over het oppervlak van Mars stroomden. Het is waar dat de ligging van de valleien in de zuidelijke, zwaar bekraterde gebieden van Mars erop wijst dat er heel lang geleden rivieren op Mars waren, waarschijnlijk in de eerste 0,5 miljard jaar van zijn evolutie. Water ligt nu aan de oppervlakte als ijs bij de poolkappen en mogelijk onder het oppervlak als een laag permafrost. De interne structuur van Mars is slecht begrepen. 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 heeft de seismische activiteit van de planeet gedurende 2 jaar niet geregistreerd (de seismometer werkte niet op de Viking-1). 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 vastgelegd. Phobos draait in een zeer lage baan om de planeet en blijft Mars naderen onder invloed van de getijden; het zou 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 dan zij. Zijn 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 rond zijn as veroorzaakt zijn polaire compressie met 6,4%. Een telescoop op Jupiter toont wolkenbanden evenwijdig aan de evenaar; lichte zones daarin worden afgewisseld met roodachtige banden. Het is waarschijnlijk dat de lichte zones gebieden zijn met opwaartse luchtstromen waar de toppen van ammoniakwolken zichtbaar zijn; roodachtige banden worden geassocieerd met downdrafts, heldere kleur die ammoniumhydrosulfaat bepalen, evenals verbindingen van rode fosfor, zwavel en organische polymeren. Naast waterstof en helium zijn ook CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 en GeH4 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Jupiter. De temperatuur aan de toppen van de ammoniakwolken is 125 K, maar neemt toe met 2,5 K/km met de diepte. Op een diepte van 60 km zou er een laag waterwolken moeten zijn. De snelheden van wolkenbewegingen in de zones en aangrenzende gordels verschillen aanzienlijk: in de equatoriale gordel bewegen wolken bijvoorbeeld 100 m/s sneller naar het oosten dan in aangrenzende zones. Het verschil in snelheden veroorzaakt sterke turbulentie aan de grenzen van zones en banden, waardoor hun vorm erg ingewikkeld is. Een van de manifestaties 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 één omwenteling om zijn as in 6 dagen. De rest van de vlekken zijn kleiner en om de een of andere reden helemaal wit.

Jupiter heeft geen vast oppervlak. De bovenste laag van de planeet met een lengte van 25% van de straal bestaat uit vloeibare waterstof en helium. Beneden, waar de druk 3 miljoen bar overschrijdt en de temperatuur 10.000 K is, gaat waterstof over in de metallische toestand. Het is mogelijk dat er nabij het centrum van de planeet een vloeibare kern is van zwaardere elementen met een totale massa van ongeveer 10 aardmassa's. In het centrum is de druk ongeveer 100 miljoen bar en de temperatuur is 20-30.000 K. Vloeibare metalen interieurs 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 krachtige stralingsgordels, reikt verder dan de banen van zijn vier grote satellieten. De temperatuur in het centrum van Jupiter is altijd lager geweest dan nodig is voor het optreden van thermonucleaire reacties. Maar de interne warmtereserves van Jupiter, die zijn overgebleven uit het formatietijdperk, zijn groot. Zelfs nu, 4,6 miljard jaar later, stoot het ongeveer dezelfde hoeveelheid warmte uit als het van de zon ontvangt; in de eerste miljoen jaar van evolutie was de stralingskracht van Jupiter 104 keer hoger. Aangezien dit het tijdperk was van de vorming van grote satellieten van de planeet, is het niet verwonderlijk dat hun samenstelling afhangt van de afstand tot Jupiter: de twee die er het dichtst bij staan ​​- 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: het is 53.000 km verwijderd van de bovenste wolkenlaag, heeft een breedte van 6.000 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, Ganymedes 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 de Voyagers verschillende actieve vulkanen, waarbij materie honderden kilometers de lucht in werd geslingerd. Het oppervlak van Io is bedekt met roodachtige zwavelafzettingen en lichte vlekken van zwaveldioxide - producten van vulkaanuitbarstingen. In de vorm van een gas vormt zwaveldioxide een uiterst ijle atmosfeer van Io. De energie van vulkanische activiteit wordt ontleend aan de getijdeninvloed van de planeet op de satelliet. De baan van Io gaat door de stralingsgordels van Jupiter en het is al lang bekend dat de satelliet een sterke wisselwerking heeft met de magnetosfeer, waardoor er radio-uitbarstingen in 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 uitgeschakeld door energetische protonen van de stralingsgordels, hetzij rechtstreeks vanaf het oppervlak van Io, hetzij door de gasvormige pluimen van vulkanen. Hoewel de getijdeninvloed van Jupiter op Europa zwakker is dan op Io, kan het binnenste ook gedeeltelijk zijn gesmolten. Spectrale studies tonen aan dat Europa waterijs op het oppervlak heeft en dat de roodachtige tint waarschijnlijk te wijten is aan zwavelverontreiniging door Io. De bijna volledige afwezigheid van inslagkraters duidt op de geologische jeugd van het oppervlak. De plooien en breuken van het ijsoppervlak van Europa lijken op de ijsvelden van de poolzeeën van de aarde; waarschijnlijk is er op Europa vloeibaar water onder een laag ijs. Ganymedes is de grootste maan in het zonnestelsel. De dichtheid is laag; het is waarschijnlijk half rots en half ijs. Het oppervlak ziet er vreemd uit en vertoont tekenen van uitzetting van de aardkorst, mogelijk vergezeld van het proces van ondergrondse differentiatie. De delen van het oude krateroppervlak worden gescheiden door jongere loopgraven, honderden kilometers lang en 1-2 km breed, op een afstand van 10-20 km van elkaar. Het is waarschijnlijk dat dit jonger ijs is, gevormd door de uitstorting van water door scheuren onmiddellijk na differentiatie ongeveer 4 miljard jaar geleden. Callisto lijkt op Ganymedes, maar er zijn geen tekenen van fouten op het oppervlak; het is allemaal erg oud en zwaar bekraterd. Het oppervlak van beide satellieten is bedekt met ijs, afgewisseld met regolietachtige rotsen. Maar als het ijs op Ganymedes ongeveer 50% is, dan is het 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 ijle vulkanisch gas SO2 op Io. Van de twaalf kleine manen van Jupiter zijn er vier dichter bij de planeet dan de Galileïsche; de grootste daarvan, Amalthea, is een onregelmatig gevormd kratervormig object (afmetingen 270*166*150 km). Het donkere oppervlak - erg rood - is mogelijk bedekt met grijs van Io. De buitenste kleine satellieten van Jupiter zijn verdeeld in twee groepen in overeenstemming met hun banen: 4 dichter bij de planeet draaien in de voorwaartse (ten opzichte van de rotatie van de planeet) richting, en 4 verder afgelegen - in de tegenovergestelde richting. Ze zijn allemaal klein en donker; ze werden waarschijnlijk gevangen genomen door Jupiter uit de asteroïden van de Trojaanse groep (zie ASTEROIDDE).
Saturnus. De op een na grootste reuzenplaneet. Het is een waterstof-heliumplaneet, maar de relatieve hoeveelheid helium in Saturnus is kleiner dan die van Jupiter; hieronder en de gemiddelde dichtheid. De snelle rotatie van Saturnus leidt tot zijn grote afplatting (11%).

SATURN en zijn manen, gefotografeerd tijdens de passage van de ruimtesonde Voyager.

In een telescoop ziet de schijf van Saturnus er niet zo spectaculair uit als Jupiter: hij heeft een bruinoranje kleur en zwak geprononceerde gordels en zones. De reden is dat de bovenste regionen van de atmosfeer gevuld zijn met lichtverstrooiende ammoniak (NH3) mist. 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 stijgt de temperatuur van de atmosfeer met 1,2 K/km, dus de wolkenstructuur lijkt op die van Jupiter: er is een laag waterwolken onder de ammoniumhydrosulfaatwolkenlaag. Naast waterstof en helium zijn ook CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 en PH3 spectroscopisch gedetecteerd in de atmosfeer van Saturnus. Qua interne structuur lijkt Saturnus ook op Jupiter, hoewel het 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 genereert Saturnus interne warmte, twee keer zoveel als het van de zon ontvangt. Toegegeven, deze verhouding is groter 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 planetaire stralen. Ze zijn gemakkelijk te onderscheiden wanneer ze door een telescoop worden bekeken, en wanneer ze van dichtbij worden bestudeerd, vertonen ze een uitzonderlijke variëteit: van een massieve B-ring tot een smalle F-ring, van spiraalvormige dichtheidsgolven tot de volledig onverwachte radiaal langwerpige "spaken" ontdekt door Voyagers . De deeltjes die de ringen van Saturnus vullen, reflecteren het licht veel beter dan het materiaal van 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 grootte van een meter. De drie klassieke ringen van Saturnus, in volgorde van buiten naar binnen, worden aangeduid met A, B en C. Ring B is vrij dicht: radiosignalen van Voyager konden er moeilijk doorheen gaan. De kloof van 4000 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, die vroeger de crêpe-ring werd genoemd. Nabij de buitenrand van de A-ring is een minder zichtbare Encke-spleet. In 1859 concludeerde Maxwell dat de ringen van Saturnus moeten zijn samengesteld uit afzonderlijke deeltjes die rond de planeet cirkelen. Aan het einde van de 19e eeuw dit werd bevestigd door spectrale waarnemingen, waaruit bleek 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, wat betekent dat ze 27° hellen ten opzichte van het baanvlak, valt de aarde twee keer in 29,5 jaar in het vlak van de ringen, en we observeren ze van opzij. Op dit moment "verdwijnen" de ringen, wat hun zeer geringe 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 lokken met een typische breedte van enkele honderden kilometers. Zelfs in de Cassini-opening waren er minstens vijf ringen. Een gedetailleerde analyse toonde aan dat de ringen inhomogeen zijn, zowel qua grootte als mogelijk qua deeltjessamenstelling. De complexe structuur van de ringen is waarschijnlijk te wijten aan de gravitatie-invloed van kleine satellieten dichtbij hen, die voorheen niet werden vermoed. Waarschijnlijk de meest ongewone is de dunste F-ring, ontdekt in 1979 door Pioneer op een afstand van 4000 km van de buitenrand van de A-ring. later ontdekte Voyager 2 dat de structuur van de F-ring veel eenvoudiger was: de "strengen" van materie waren niet langer met elkaar verweven. Deze structuur en zijn snelle evolutie is deels te danken aan de invloed van twee kleine satellieten (Prometheus en Pandora) die aan de buiten- en binnenranden van deze ring bewegen; ze worden "waakhonden" genoemd. De aanwezigheid van nog kleinere lichamen of tijdelijke ophopingen van materie in de F-ring zelf is echter niet uitgesloten.
Satellieten. Saturnus heeft minstens 18 manen. De meeste zijn waarschijnlijk ijzig. Sommige hebben zeer interessante banen. Janus en Epimetheus hebben bijvoorbeeld bijna dezelfde baanradii. In de baan van Dione, 60 ° voor haar (deze positie wordt het leidende Lagrange-punt 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) zijn met goede nauwkeurigheid gemeten. Ze zijn allemaal meestal ijzig. De kleinere hebben een dichtheid van 1-1,4 g/cm3, wat dicht bij de dichtheid van waterijs ligt met min of meer vermenging van gesteente. Of ze methaan en ammoniakijs bevatten, is nog niet duidelijk. De hogere dichtheid van Titan (1,9 g/cm3) is het resultaat van zijn grote massa, die compressie van het inwendige veroorzaakt. In diameter en dichtheid lijkt Titan erg op Ganymedes; ze hebben waarschijnlijk dezelfde interne structuur. Titan is de op één na grootste maan in het zonnestelsel en is uniek omdat het een constant krachtige atmosfeer heeft, voornamelijk bestaande uit stikstof en een kleine hoeveelheid methaan. De druk aan het oppervlak is 1,6 bar, de temperatuur is 90 K. Onder dergelijke omstandigheden kan vloeibaar methaan op het oppervlak van Titan 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 de ultraviolette stralen 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 beduidend minder kraters. Waarschijnlijk houdt de getijde-invloed van Saturnus zijn ingewanden in een gesmolten toestand, 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 langs zijn baan vormden. De satelliet Iapetus is erg interessant, waarbij de achterste (ten opzichte van de richting van de baanbeweging) hemisfeer bedekt is met ijs en 50% van het invallende licht reflecteert, en de voorste hemisfeer is zo donker dat deze slechts 5% van het licht reflecteert ; het is bedekt met zoiets als de substantie van koolstofhoudende meteorieten. Het is mogelijk dat het materiaal dat onder invloed van meteorietinslagen vanaf het oppervlak van Saturnus' buitenste satelliet Phoebe is uitgestoten, op het voorste halfrond van Iapetus valt. In principe is dit mogelijk, omdat Phoebe in de tegenovergestelde richting in de baan beweegt. Bovendien is het oppervlak van Phoebe vrij donker, maar daar zijn nog geen exacte gegevens over.
Uranus. Uranus heeft een kleur zee golf en ziet er onopvallend uit, omdat de bovenste lagen van zijn atmosfeer gevuld zijn met mist, waardoor de Voyager 2-sonde die er in 1986 dichtbij vloog nauwelijks een paar wolken kon zien. De as van de planeet helt 98,5° ten opzichte van de orbitale as, d.w.z. ligt bijna in het vlak van de baan. Daarom wordt elk van de polen enige tijd rechtstreeks naar de zon gedraaid en gaat dan een half jaar (42 aardse jaren) in de schaduw. De atmosfeer van Uranus bevat voornamelijk waterstof, 12-15% helium en een paar andere gassen. De temperatuur van de atmosfeer is 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 iets zwakker dan dat van de aarde aan het oppervlak, en zijn as helt 55 ° ten opzichte van de rotatie-as 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 heetwateroceaan van 8.000 km diep, en daaronder een gesmolten stenen kern met een straal van 7.000 km.
ringen. In 1976 werden unieke ringen van Uranus ontdekt, bestaande uit losse dunne ringen, waarvan de breedste 100 km dik is. De ringen bevinden zich in het bereik van afstanden van 1,5 tot 2,0 stralen van de planeet vanaf het centrum. In tegenstelling tot de ringen van Saturnus, bestaan ​​de ringen van Uranus uit grote donkere rotsen. Er wordt aangenomen dat een kleine satelliet of zelfs twee satellieten in elke ring bewegen, zoals in de F-ring van Saturnus.
Satellieten. Er zijn 20 manen van Uranus ontdekt. De grootste - Titania en Oberon - met een diameter van 1500 km. Er zijn nog 3 grote, meer dan 500 km groot, de rest is erg klein. De oppervlaktespectra van vijf grote satellieten duiden op een grote hoeveelheid waterijs. De oppervlakken van alle satellieten zijn bedekt met meteorietkraters.
Neptunus. Uiterlijk is Neptunus vergelijkbaar met Uranus; het spectrum wordt ook gedomineerd door methaan- en waterstofbanden. De warmtestroom van Neptunus is aanzienlijk groter dan de kracht van de zonnewarmte die erop valt, wat wijst op het bestaan ​​van een interne energiebron. Misschien een belangrijk deel interne warmte vrijgekomen als gevolg van getijden veroorzaakt door de massieve maan Triton, die in de tegenovergestelde richting draait op een afstand van 14,5 planetaire stralen. Voyager 2, die in 1989 op een afstand van 5000 km van de wolkenlaag vloog, ontdekte nog 6 satellieten en 5 ringen in de buurt van Neptunus. De Grote Donkere Vlek werd ontdekt in de atmosfeer en een complex systeem wervelstromen. Het rozeachtige oppervlak van Triton onthulde verbazingwekkende geologische details, waaronder krachtige geisers. De door Voyager ontdekte satelliet Proteus bleek groter te zijn dan Nereid, die in 1949 vanaf de aarde werd ontdekt.
Pluto. Pluto heeft een zeer langwerpige en gekantelde baan; in het perihelium nadert het de zon op 29,6 AU. en wordt verwijderd bij aphelium bij 49,3 AU. Pluto passeerde het perihelium in 1989; 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 met Neptunus. De gemiddelde oppervlaktetemperatuur van Pluto is 50 K, het verandert van aphelium naar perihelium met 15 K, wat behoorlijk merkbaar is bij zulke lage temperaturen. Dit leidt met name tot het verschijnen van een ijle methaanatmosfeer tijdens de periode dat de planeet door het perihelium gaat, maar de druk is 100.000 keer lager dan de druk van de aardatmosfeer. Pluto kan een atmosfeer niet lang vasthouden omdat hij kleiner is dan de maan. Pluto's maan Charon doet er 6,4 dagen over om dicht bij de planeet te draaien. Zijn baan neigt zeer sterk naar de ecliptica, zodat verduisteringen alleen plaatsvinden in zeldzame tijdperken van de passage van de aarde door het vlak van Charon's baan. De helderheid van Pluto verandert regelmatig met een periode van 6,4 dagen. Pluto draait daarom synchroon met Charon en heeft grote vlekken op het oppervlak. In verhouding tot de grootte van de planeet is Charon erg groot. Pluto-Charon wordt vaak een "dubbele planeet" genoemd. Ooit werd Pluto beschouwd als een 'ontsnapte' satelliet van Neptunus, maar na de ontdekking van Charon lijkt dit onwaarschijnlijk.
PLANETEN: VERGELIJKENDE ANALYSE
Interne structuur. De objecten van het zonnestelsel kunnen qua interne structuur worden onderverdeeld in 4 categorieën: 1) kometen, 2) kleine lichamen, 3) terrestrische 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 planeetringen, kleine satellieten en de meeste asteroïden. Tijdens de evolutie van het zonnestelsel verloren ze allemaal de warmte die vrijkwam tijdens de primaire aanwas en koelden ze af, omdat ze niet groot genoeg waren om op te warmen vanwege het radioactieve verval dat erin plaatsvindt. Aardachtige planeten zijn zeer divers: van het "ijzeren" Mercurius tot het mysterieuze ijssysteem Pluto-Charon. Naast de grootste planeten wordt de zon 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 waarde ervan geeft meteen aan wat voor soort planeet - "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 behoorlijk verschillend, aangezien de gemiddelde dichtheid van Mercurius 1,6 keer die van de Maan is. Tegelijkertijd is de massa van kwik klein, wat betekent dat de hoge dichtheid ervan voornamelijk niet te wijten is aan de compressie van materie onder invloed van de zwaartekracht, maar aan een speciale chemische samenstelling: kwik bevat 60-70% metalen en 30 -40% silicaten in massa. Het metaalgehalte per massa-eenheid van Mercurius is aanzienlijk hoger dan dat van enige andere planeet. Venus draait zo langzaam dat zijn equatoriale zwelling slechts in fracties van een meter wordt gemeten (bij de aarde - 21 km) en helemaal niets kan zeggen over de interne structuur van de planeet. Het zwaartekrachtveld correleert met de topografie van het oppervlak, in tegenstelling tot de aarde, waar de continenten "zweven". Het is mogelijk dat de continenten van Venus worden gefixeerd door de stijfheid van de mantel, maar het is mogelijk dat de topografie van Venus dynamisch wordt gehandhaafd door krachtige convectie in de mantel. Het oppervlak van de aarde is veel jonger dan het oppervlak van andere lichamen in het zonnestelsel. De reden hiervoor is vooral de intensieve bewerking van het korstmateriaal als gevolg van platentektoniek. Erosie onder invloed van vloeibaar water heeft ook een merkbaar effect. De oppervlakken van de meeste planeten en satellieten worden gedomineerd door ringstructuren die verband houden met inslagkraters of vulkanen; op aarde heeft platentektoniek ervoor gezorgd dat de belangrijkste hooglanden en laaglanden lineair zijn. Een voorbeeld zijn bergketens die oprijzen waar twee platen botsen; oceanische loopgraven die plaatsen markeren waar de ene plaat onder de andere gaat (subductiezones); evenals mid-oceanische ruggen op die plaatsen waar twee platen divergeren onder invloed van jonge korst die uit de mantel komt (spreidingszone). Zo weerspiegelt het reliëf van het aardoppervlak de dynamiek van het binnenste. Kleine monsters van de bovenmantel van de aarde komen beschikbaar voor laboratoriumonderzoek wanneer ze naar de oppervlakte komen als onderdeel van stollingsgesteenten. Er zijn ultrabasische insluitsels bekend (ultrabasisch, arm aan silicaten en rijk aan Mg en Fe) die mineralen bevatten die zich alleen bij hoge druk vormen (bijvoorbeeld diamant), evenals gepaarde mineralen die alleen naast elkaar kunnen bestaan ​​als ze onder hoge druk zijn gevormd. Door deze insluitsels kon de samenstelling van de bovenmantel met voldoende nauwkeurigheid worden geschat tot op een diepte van ca. 200 kilometer. De mineralogische samenstelling van de diepe mantel is niet goed bekend, aangezien er nog geen nauwkeurige gegevens zijn over de temperatuurverdeling met diepte, en de hoofdfasen van diepe mineralen zijn niet gereproduceerd in het laboratorium. De kern van de aarde is verdeeld in buitenste en binnenste. De buitenste kern zendt geen transversale seismische golven uit en is daarom vloeibaar. Op een diepte van 5200 km begint de kernmaterie echter opnieuw transversale golven te geleiden, maar met een lage snelheid; dit betekent dat de binnenkern gedeeltelijk "bevroren" is. De dichtheid van de kern is lager dan die van een zuivere ijzer-nikkelvloeistof, waarschijnlijk door de bijmenging van zwavel. Een kwart van het oppervlak van Mars wordt ingenomen door de Tharsis-heuvel, die 7 km is gestegen ten opzichte van de gemiddelde straal van de planeet. Het is daarop dat de meeste vulkanen zich bevinden, tijdens de vorming waarvan lava zich verspreidde lange afstand, wat typisch is voor gesmolten gesteente dat rijk is 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 hete zakken in de mantel, dus vulkanen doen er lang over om op één plek te groeien . Mars heeft geen magnetisch veld en er is geen seismische activiteit gedetecteerd. Er waren veel ijzeroxiden in de bodem, wat wijst op een zwakke differentiatie van het interieur.
Interne warmte. Veel planeten stralen 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 opkomende planeet is meteorietbombardement de belangrijkste warmtebron; dan komt er warmte vrij tijdens de differentiatie van het interieur, wanneer de dichtste componenten, zoals ijzer en nikkel, naar het centrum 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 opsloegen toen ze 4,6 miljard jaar geleden werden gevormd. Voor terrestrische planeten is een belangrijke bron van verwarming in het huidige tijdperk het verval van radioactieve elementen - uranium, thorium en kalium - die in een kleine hoeveelheid waren opgenomen in de oorspronkelijke chondriet (zonne) samenstelling. De dissipatie van de bewegingsenergie in 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 afgeremd door de getijden.
Convectie in de mantel. Als de vloeistof sterk genoeg wordt verwarmd, ontwikkelt zich daarin convectie, omdat thermische geleidbaarheid en straling de lokaal aangevoerde warmteflux niet aankunnen. Het lijkt misschien vreemd om te zeggen dat het binnenste van terrestrische planeten is bedekt met convectie, als een vloeistof. Weten we niet dat, volgens seismologische gegevens, transversale golven zich voortplanten in de aardmantel en dat de mantel bijgevolg niet uit vloeistof bestaat, maar uit vaste gesteenten? Maar laten we gewone glasplamuur nemen: met langzame druk gedraagt ​​het zich als een stroperige vloeistof, met scherpe druk - zoals een elastisch lichaam en met impact - als een steen. Dit betekent dat om te begrijpen hoe materie zich gedraagt, we rekening moeten houden met op welke tijdschaal processen plaatsvinden. Transversale seismische golven gaan in minuten door de ingewanden van de aarde. Op een geologische tijdschaal, gemeten in miljoenen jaren, vervormen gesteenten plastisch als er constant aanzienlijke spanning op wordt uitgeoefend. Het is verbazingwekkend dat de aardkorst nog steeds rechttrekt en terugkeert naar zijn vroegere vorm, die hij had vóór de laatste ijstijd, die 10.000 jaar geleden eindigde. Na bestudering van de ouderdom van de opgetilde kusten van Scandinavië, berekende N. Haskel in 1935 dat de viscositeit van de aardmantel 1023 keer groter is dan de viscositeit van vloeibaar water. Maar zelfs tegelijkertijd toont wiskundige analyse aan 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, waar een miljoen jaar in een seconde verstrijken). Vergelijkbare berekeningen laten zien dat Venus, Mars en, in mindere mate, Mercurius en de Maan waarschijnlijk ook convectieve mantels hebben. We beginnen net de aard van convectie op gasreuzenplaneten te ontrafelen. Het is bekend dat convectieve bewegingen sterk worden beïnvloed door de snelle rotatie die in reuzenplaneten bestaat, maar het is erg moeilijk om convectie experimenteel te bestuderen in een roterende bol met een centrale aantrekkingskracht. Tot nu toe zijn de meest nauwkeurige experimenten van dit soort uitgevoerd in microzwaartekracht in een baan nabij de aarde. Deze experimenten, samen met theoretische berekeningen en numerieke modellen, toonden aan dat convectie optreedt in buizen die zijn uitgerekt langs de rotatie-as van de planeet en gebogen in overeenstemming met zijn bolvorm. Dergelijke convectieve cellen worden vanwege hun vorm "bananen" genoemd. De druk van de gasreuzenplaneten varieert van 1 bar ter hoogte van de wolkentoppen tot ongeveer 50 Mbar in het centrum. Daarom bevindt hun hoofdbestanddeel - waterstof - zich op verschillende niveaus in verschillende fasen. Bij drukken boven 3 Mbar wordt gewone moleculaire waterstof een vloeibaar metaal, vergelijkbaar met lithium. Berekeningen tonen aan dat Jupiter voornamelijk bestaat uit metallische waterstof. 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 de planeet bevat belangrijke informatie over de beweging van het binnenste. Het is het magnetische veld dat het referentiekader vormt waarin de windsnelheid wordt gemeten in de bewolkte atmosfeer van de reuzenplaneet; het geeft aan dat er krachtige stromen bestaan ​​in de vloeibare metalen kern van de aarde en dat er actieve vermenging plaatsvindt in de watermantels van Uranus en Neptunus. Integendeel, de afwezigheid van een sterk magnetisch veld in Venus en Mars legt beperkingen op aan hun interne dynamiek. Onder de terrestrische planeten heeft het aardmagnetisch veld een uitstekende intensiteit, wat wijst op een actief dynamo-effect. De afwezigheid 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 dezelfde magnetische dipolen met een grote neiging tot de assen van de planeten en een verschuiving ten opzichte van hun middelpunten; dit geeft aan dat hun magnetisme zijn oorsprong vindt in de mantels en niet in de kernen. Jupiters manen Io, Europa en Ganymedes hebben hun eigen magnetische velden, terwijl Callisto dat niet heeft. Resterend magnetisme gevonden in 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 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, en voor gasreuzen is de atmosfeer praktisch bodemloos. Voor terrestrische planeten wordt een dunne (0,1 km) laag van de atmosfeer nabij het oppervlak constant verwarmd of afgekoeld, en tijdens beweging - wrijving en turbulentie (vanwege oneffen terrein); deze laag wordt de oppervlakte- of grenslaag genoemd. Dichtbij het oppervlak heeft moleculaire viscositeit de neiging om de atmosfeer aan de grond te "lijmen", dus zelfs een lichte bries creëert een sterke verticale snelheidsgradiënt die turbulentie kan veroorzaken. De verandering in luchttemperatuur met hoogte wordt geregeld door convectieve instabiliteit, omdat van onderaf de lucht wordt verwarmd vanaf een warm oppervlak, lichter wordt en drijft; als het stijgt naar gebieden met lage druk, zet het uit en straalt het warmte uit de ruimte in, waardoor het afkoelt, dichter wordt en zinkt. Als gevolg van convectie ontstaat er een adiabatische verticale temperatuurgradiënt in de onderste lagen van de atmosfeer: in de atmosfeer van de aarde neemt bijvoorbeeld de luchttemperatuur met de hoogte af met 6,5 K/km. Deze situatie bestaat tot aan de tropopauze (Grieks "tropo" - draai, "pauze" - beëindiging), waardoor de onderste laag van de atmosfeer, de troposfeer genaamd, wordt beperkt. Hier vinden de veranderingen plaats die we het weer noemen. In de buurt van de aarde passeert de tropopauze op een hoogte van 8-18 km; op de evenaar is het 10 km hoger dan aan de polen. Vanwege de exponentiële afname van de dichtheid met de hoogte, is 80% van de massa van de atmosfeer van de aarde ingesloten 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 die welke het zou hebben in een atmosfeer die transparant is voor infrarode straling. De belangrijkste "broeikas"-gassen op aarde zijn waterdamp en koolstofdioxide, die de temperatuur met 30 K doen stijgen. Op Mars veroorzaken koolstofdioxide 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 te binden aan de oppervlaktegesteenten. De lagere atmosfeer van Venus is verrijkt met zwaveldioxide, dus er zit een dichte laag zwavelzuurwolken in op hoogtes van 50 tot 80 km. Een onbeduidende hoeveelheid zwavelhoudende stoffen wordt ook aangetroffen in de atmosfeer van de aarde, vooral na krachtige vulkaanuitbarstingen. Zwavel is niet opgenomen in de atmosfeer van Mars, daarom zijn de vulkanen in het huidige tijdperk inactief. Op aarde verandert een stabiele temperatuurdaling met de hoogte in de troposfeer boven de tropopauze in een temperatuurstijging met de hoogte. Daarom is er een extreem stabiele laag, de stratosfeer genaamd (Latijnse stratumlaag, vloerbedekking). Het bestaan ​​van permanente dunne aerosollagen en het lange verblijf daar van radioactieve elementen van nucleaire explosies zijn een direct bewijs van de afwezigheid van vermenging in de stratosfeer. In de terrestrische stratosfeer blijft de temperatuur met de hoogte stijgen tot aan de stratopauze, op een hoogte van ca. 50 kilometer. De warmtebron in de stratosfeer zijn de fotochemische reacties van ozon, waarvan de concentratie maximaal is op een hoogte van ca. 25 kilometer. Ozon absorbeert ultraviolette straling, dus onder 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 hoogste concentratie wordt gevonden boven de polen; dit geeft aan dat het ozongehalte niet alleen wordt beïnvloed door de chemie, maar ook door de dynamiek van de atmosfeer. Mars heeft ook hogere ozonconcentraties boven de polen, vooral boven de winterpool. De droge atmosfeer van Mars heeft relatief weinig hydroxylradicalen (OH) die ozon afbreken. De temperatuurprofielen van de atmosferen van de reuzenplaneten worden bepaald aan de hand van waarnemingen op de grond van planetaire occultaties van sterren en van sondegegevens, in het bijzonder van 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 is ca. 1000, 420 en 800 K. De hoge temperatuur en relatief lage zwaartekracht op Uranus zorgen ervoor dat de atmosfeer zich uitstrekt tot aan de ringen. Dit veroorzaakt vertraging en snelle val van stofdeeltjes. Aangezien er nog steeds stofbanen in de ringen van Uranus zijn, moet daar een stofbron zijn. Hoewel de temperatuurstructuur van de troposfeer en stratosfeer in de atmosferen van verschillende planeten veel gemeen hebben, is hun chemische samenstelling heel verschillend. De atmosferen van Venus en Mars zijn meestal koolstofdioxide, maar vertegenwoordigen twee extreme voorbeelden van atmosferische evolutie: Venus heeft een dichte en hete atmosfeer, terwijl Mars een koude en ijle heeft. Het is belangrijk om te begrijpen of de atmosfeer van de aarde uiteindelijk tot een van deze twee typen zal komen, en of deze drie atmosferen altijd zo verschillend zijn geweest. Het lot van het oorspronkelijke water op de planeet kan worden bepaald door het deuteriumgehalte te meten in verhouding tot de lichtisotoop van waterstof: de D/H-verhouding legt een grens op aan de hoeveelheid waterstof die de planeet verlaat. De massa van 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 Venus en de waterreserves op Venus tijdens haar evolutie niet werden aangevuld, dan betekent een honderdvoudige toename van de D/H-verhouding op Venus dat er ooit honderd keer meer water op Venus was dan nu. De verklaring hiervoor wordt meestal gezocht in de "broeikasvervluchtigingstheorie", die stelt dat Venus nooit koud genoeg was om water op het oppervlak te laten condenseren. Als water altijd de atmosfeer in de vorm van stoom vulde, dan leidde de fotodissociatie van watermoleculen tot het vrijkomen van waterstof, waarvan de lichtisotoop uit de atmosfeer in de ruimte ontsnapte, en het resterende water werd verrijkt met deuterium. Van groot belang is het sterke verschil tussen de atmosferen van de aarde en Venus. Er wordt aangenomen dat de moderne atmosferen van terrestrische planeten werden gevormd als gevolg van het ontgassen van de ingewanden; in dit geval kwamen vooral waterdamp en kooldioxide vrij. Op aarde was water geconcentreerd in de oceaan en werd koolstofdioxide gebonden in sedimentair gesteente. Maar Venus staat dichter bij de zon, het is daar heet en er is geen leven; dus koolstofdioxide bleef in de atmosfeer. Waterdamp onder invloed van zonlicht gedissocieerd in waterstof en zuurstof; waterstof ontsnapte de ruimte in (ook de atmosfeer van de aarde verliest snel waterstof), en zuurstof bleek in gesteenten gebonden te zijn. Toegegeven, het verschil tussen deze twee atmosferen kan dieper 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 kan de temperatuur iets boven het normale vriespunt van water liggen, maar door de lage atmosferische druk kan het water op het oppervlak van Mars niet vloeibaar zijn: het ijs verandert onmiddellijk in stoom. Er zijn echter verschillende canyons op Mars die lijken op droge rivierbeddingen. Sommige lijken te worden onderbroken door kortdurende maar catastrofaal krachtige waterstromen, terwijl andere diepe ravijnen en een uitgebreid netwerk van valleien vertonen, wat wijst op het waarschijnlijke bestaan ​​op lange termijn van laaglandrivieren in de vroege perioden van de geschiedenis van Mars. Er zijn ook morfologische aanwijzingen dat de oude kraters van Mars veel meer dan de jonge zijn vernietigd door erosie, en dit is alleen mogelijk als de atmosfeer van Mars veel dichter was dan nu. In het begin van de jaren zestig werd gedacht dat de poolkappen van Mars uit waterijs bestonden. Maar in 1966 beschouwden R. Leighton en B. Murray de warmtebalans van de planeet en toonden aan dat koolstofdioxide in grote hoeveelheden zou moeten condenseren aan de polen, en dat er een balans van vast en gasvormig koolstofdioxide zou moeten worden gehandhaafd tussen de poolkappen en de atmosfeer. Het is merkwaardig dat de seizoensgebonden groei en afname van de poolkappen leiden tot drukschommelingen in de atmosfeer van Mars met 20% (bijvoorbeeld in de cabines van oude straalvliegtuigen waren de drukdalingen tijdens het opstijgen en landen ook ongeveer 20%). Ruimtefoto's van de poolkappen van Mars tonen verbazingwekkende spiraalpatronen en getrapte terrassen die de Mars Polar Lander (1999)-sonde zou moeten verkennen, maar een landingsfout opliep. Het is niet precies bekend waarom de druk van de atmosfeer van Mars zo sterk is gedaald, waarschijnlijk van een paar bar in de eerste miljard jaar tot 7 mbar nu. Het is mogelijk dat de verwering van oppervlaktegesteenten koolstofdioxide uit de atmosfeer verwijderde en koolstof vasthield in carbonaatgesteenten, zoals op aarde gebeurde. Bij een oppervlaktetemperatuur van 273 K zou dit proces de koolstofdioxide-atmosfeer van Mars in slechts 50 miljoen jaar kunnen vernietigen met een druk van enkele bar; het is duidelijk heel moeilijk gebleken om gedurende de hele geschiedenis van het zonnestelsel een warm en vochtig klimaat op Mars te handhaven. Een soortgelijk proces beïnvloedt ook het koolstofgehalte in de atmosfeer van de aarde. Ongeveer 60 bar koolstof is nu gebonden in de carbonaatgesteenten van de aarde. Het is duidelijk dat in het verleden de atmosfeer van de aarde veel meer koolstofdioxide bevatte dan nu, en de temperatuur van de atmosfeer was hoger. Het belangrijkste verschil tussen de evolutie van de atmosfeer van de aarde en Mars is dat op aarde platentektoniek de koolstofcyclus ondersteunt, terwijl het op Mars "opgesloten" is in rotsen en poolkappen.
planetaire ringen. Het is merkwaardig dat elk van de reuzenplaneten ringsystemen heeft, maar geen enkele terrestrische planeet heeft. Degenen die voor het eerst door een telescoop naar Saturnus kijken, roepen vaak uit: "Nou, net zoals op de foto!", terwijl ze zijn verbazingwekkend heldere en heldere ringen zien. De ringen van de overige planeten zijn echter bijna onzichtbaar in 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 ringvormige bogen van Neptunus zijn vooral intrigerend voor onderzoekers, omdat ze duidelijk beperkt zijn in zowel radiale als azimutale richtingen. Een grote verrassing was de ontdekking van de smalle ringen van Uranus tijdens de waarneming van zijn dekking van een ster in 1977. Feit is dat er veel verschijnselen zijn die in slechts enkele decennia de smalle ringen merkbaar kunnen uitbreiden: 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 maakte het mogelijk om de verdeling van de massa binnen de planeet op te helderen. Wie wel eens met een auto met een stoffige voorruit richting de opkomende of ondergaande zon heeft moeten rijden, weet dat stofdeeltjes licht sterk verstrooien in de richting waarin het valt. Daarom is het moeilijk om stof in planeetringen te detecteren door ze vanaf de aarde te observeren, d.w.z. van de kant van de zon. Maar elke keer dat de ruimtesonde langs de buitenste planeet vloog en terugkeek, kregen we beelden van de ringen in doorvallend licht. In dergelijke afbeeldingen van Uranus en Neptunus werden voorheen onbekende stofringen ontdekt, die veel breder zijn dan de lange tijd bekende smalle ringen. Roterende schijven zijn het belangrijkste onderwerp van de moderne astrofysica. Veel dynamische theorieën die zijn ontwikkeld om de structuur van sterrenstelsels te verklaren, kunnen ook worden gebruikt om planetaire ringen te bestuderen. Zo zijn de ringen van Saturnus een object geworden voor het testen van de theorie van zelf-graviterende schijven. De eigen zwaartekracht van deze ringen wordt aangegeven door de aanwezigheid van zowel spiraalvormige dichtheidsgolven als spiraalvormige buiggolven erin, die zichtbaar zijn in de gedetailleerde afbeeldingen. Het golfpakket dat in de ringen van Saturnus wordt gevonden, wordt toegeschreven aan de sterke horizontale resonantie van de planeet met zijn maan Iapetus, die spiraalvormige dichtheidsgolven opwekt in de buitenste Cassini-afdeling. Er zijn veel gissingen gedaan over de oorsprong van de ringen. Het is belangrijk dat ze binnen de Roche-zone liggen, d.w.z. op zo'n afstand van de planeet waar de onderlinge aantrekkingskracht van deeltjes kleiner is dan het verschil in aantrekkingskracht tussen hen door de planeet. Binnen de Roche-zone kunnen verstrooide deeltjes geen satelliet van de planeet vormen. Misschien is de substantie van de ringen "niet opgeëist" 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 alle substantie van de ringen van Saturnus verzamelt, krijg je een lichaam met een straal van ongeveer. 200 kilometer. In de ringen van andere planeten is veel minder substantie.
KLEINE LICHAMEN VAN HET ZONNESYSTEEM
Asteroïden. Veel kleine planeten - asteroïden - draaien om 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"). Eerst dachten ze dat dit fragmenten waren van een grote planeet die ooit heeft bestaan, maar toen werd duidelijk dat asteroïden nooit een enkel lichaam vormden; hoogstwaarschijnlijk kon deze substantie zich niet verenigen in een planeet vanwege de invloed van Jupiter. Volgens schattingen is de totale massa van alle asteroïden in onze jaartelling slechts 6% van de massa van de maan; de helft van deze massa bevindt zich in de drie grootste - 1 Ceres, 2 Pallas en 4 Vesta. Het nummer in de asteroïde-aanduiding geeft de volgorde aan waarin het werd ontdekt. Asteroïden met precies bekende banen krijgen niet alleen serienummers, maar ook namen: 3 Juno, 44 ​​Nisa, 1566 Icarus. De exacte elementen van de banen van meer dan 8.000 asteroïden van de 33.000 die tot nu toe zijn ontdekt, zijn bekend. Er zijn minstens tweehonderd asteroïden met een straal van meer dan 50 km en ongeveer duizend - meer dan 15 km. Naar schatting hebben ongeveer een miljoen asteroïden een straal van meer dan 0,5 km. De grootste daarvan is Ceres, een nogal donker en moeilijk te observeren object. Er zijn speciale methoden van adaptieve optica nodig om oppervlaktedetails van zelfs grote asteroïden te onderscheiden met behulp van telescopen op de grond. De baanstralen 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 asteroïde banen: op afstanden van 2,50, 2,82 en 2,96 AU. er is geen van hen; deze "vensters" werden gevormd onder invloed van verstoringen van Jupiter. Alle asteroïden draaien in voorwaartse richting, maar de banen van veel van hen zijn merkbaar langwerpig en gekanteld. Sommige asteroïden hebben zeer merkwaardige banen. Dus een groep Trojanen beweegt zich in de baan van Jupiter; de meeste van deze asteroïden zijn erg donker en rood. De asteroïden van de Amur-groep hebben banen die in de baan van Mars passen of deze kruisen; onder hen 433 Eros. Asteroïden van de Apollo-groep kruisen de baan van de aarde; onder hen 1533 Icarus, het dichtst bij de zon. Uiteraard ervaren deze asteroïden vroeg of laat een gevaarlijke nadering van de planeten, die eindigt in een botsing of een serieuze verandering in de baan. Ten slotte zijn de asteroïden van de Aton-groep onlangs uitgekozen als een speciale klasse, waarvan de banen bijna volledig binnen de baan van de aarde liggen. Ze zijn allemaal erg klein. De helderheid van veel asteroïden verandert periodiek, wat natuurlijk is voor roterende onregelmatige lichamen. Hun rotatieperiodes liggen in het bereik van 2,3 tot 80 uur en zijn gemiddeld bijna 9 uur.Asteroïden danken hun onregelmatige vorm aan talrijke onderlinge botsingen. Voorbeelden van een exotische vorm zijn 433 Eros en 643 Hector, waarbij de verhouding van de lengtes van de assen 2,5 bereikt. Allemaal in het verleden binnenste deel Het zonnestelsel was waarschijnlijk vergelijkbaar met de belangrijkste asteroïdengordel. Jupiter, gelegen in de buurt van deze gordel, verstoort de beweging van asteroïden sterk met zijn aantrekkingskracht, verhoogt hun snelheid en leidt tot een botsing, en dit vernietigt ze vaker dan dat ze verenigd worden. Net als een onvoltooide planeet, geeft de asteroïdengordel ons een unieke kans om delen van de structuur te zien voordat ze in het voltooide lichaam van de planeet verdwijnen. Door het licht te bestuderen dat wordt gereflecteerd door asteroïden, is het mogelijk om veel te leren over de samenstelling van hun oppervlak. De meeste asteroïden zijn, op basis van hun reflectie en kleur, ingedeeld in drie groepen die vergelijkbaar zijn met meteorietgroepen: Type C asteroïden hebben een donker oppervlak zoals koolstofhoudende chondrieten (zie Meteorieten hieronder), type S is helderder en roder en type M is vergelijkbaar met ijzer -nikkel meteorieten. Bijvoorbeeld, 1 Ceres lijkt op koolstofhoudende chondrieten en 4 Vesta lijkt op basalt-eucrieten. Dit geeft aan dat de oorsprong van meteorieten wordt geassocieerd met de asteroïdengordel. Het oppervlak van asteroïden is bedekt met fijngemalen gesteente - regoliet. Het is nogal vreemd dat het aan het oppervlak wordt gehouden na de inslag van meteorieten - een asteroïde van 20 km heeft tenslotte een zwaartekracht van 10-3 g en de snelheid waarmee het oppervlak wordt verlaten is slechts 10 m/s. Naast kleur is het nu bekend dat veel karakteristieke infrarode en ultraviolette spectraallijnen 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 nam een ​​speciale positie in en werd het prototype van nieuwe klassen, respectievelijk V, R en Q, die nu andere asteroïden bevatten. Van de grote groep C-asteroïden werden vervolgens de klassen B, F en G onderscheiden.De moderne classificatie omvat 14 soorten asteroïden, aangeduid (in afnemende volgorde van het aantal leden) met de letters S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Omdat het albedo van C asteroïden lager is dan dat van S asteroïden, vindt er observationele selectie plaats: donkere C asteroïden zijn moeilijker te detecteren. Met dit in gedachten zijn het C-steroïden die het meest talrijk zijn. Uit een vergelijking van de spectra van asteroïden van verschillende typen met de spectra van zuivere mineralen, werden drie grote groepen gevormd: primitief (C, D, P, Q), metamorf (F, G, B, T) en magmatisch (S, M, E, A, V, R). Het oppervlak van primitieve asteroïden is rijk aan koolstof en water; metamorfe bevatten minder water en vluchtige stoffen dan primitieve; igneous zijn bedekt met complexe mineralen, waarschijnlijk gevormd uit de smelt. Het binnenste gebied van de belangrijkste asteroïdengordel is rijkelijk bevolkt door magmatische asteroïden, metamorfe asteroïden domineren in het midden van de gordel en primitieve asteroïden domineren aan de periferie. Dit geeft aan dat er tijdens de vorming van het zonnestelsel een scherpe temperatuurgradiënt was in de asteroïdengordel. De classificatie van asteroïden op basis van hun spectra groepeert de lichamen op basis van hun oppervlaktesamenstelling. Maar als we de elementen van hun banen (de semi-hoofdas, excentriciteit, helling) beschouwen, dan worden de dynamische families van asteroïden onderscheiden, voor het eerst beschreven door K. Hirayama in 1918. De meest bevolkte van hen zijn de families van Themis, Eos en Koroniden. Waarschijnlijk is elke familie een zwerm fragmenten van een relatief recente aanvaring. Een systematische studie van het zonnestelsel doet ons begrijpen dat grote botsingen eerder regel dan uitzondering zijn en dat de aarde er ook niet immuun voor is.
meteorieten. Een meteoroïde is een klein lichaam dat om de zon draait. Een meteoor is een meteoroïde die in de atmosfeer van de planeet vloog en gloeiend heet werd. En als het overblijfsel op het oppervlak van de planeet viel, wordt het een meteoriet genoemd. Een meteoriet wordt als "gevallen" beschouwd als er ooggetuigen zijn die zijn vlucht in de atmosfeer hebben waargenomen; anders wordt het "gevonden" genoemd. Er zijn veel meer "gevonden" meteorieten dan "gevallen" meteorieten. Vaak worden ze gevonden door toeristen of boeren die op het veld aan het werk zijn. Omdat meteorieten donker van kleur zijn en gemakkelijk zichtbaar zijn in de sneeuw, zijn de Antarctische ijsvelden, waar al duizenden meteorieten zijn gevonden, een uitstekende plek om ze te zoeken. Voor het eerst werd in 1969 een meteoriet op Antarctica ontdekt door een groep Japanse geologen die gletsjers bestudeerden. Ze vonden 9 fragmenten naast elkaar, maar gerelateerd aan vier verschillende soorten meteorieten. Het bleek dat meteorieten die op verschillende plaatsen op het ijs vielen, zich verzamelen waar de ijsvelden die met een snelheid van enkele meters per jaar bewegen, stoppen, rustend op bergketens. De wind vernietigt en droogt de bovenste ijslagen (droge sublimatie treedt op - ablatie) en meteorieten concentreren zich op het oppervlak van de gletsjer. Dergelijk ijs heeft een blauwachtige kleur en is gemakkelijk te onderscheiden van 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 in de buurt van een huis in het dorp Pueblito de Allende, en volgens de traditie werden alle gevonden fragmenten van deze meteoriet gecombineerd onder de naam Allende. De val van de Allende-meteoriet viel samen met het begin maan programma"Apollo" en gaf wetenschappers de mogelijkheid om methoden uit te werken voor het analyseren van buitenaardse monsters. In de afgelopen jaren is ontdekt dat sommige meteorieten die witte fragmenten bevatten die zijn ingebed in donkerder moedergesteente, maanfragmenten zijn. De Allende-meteoriet behoort tot de chondrieten, een belangrijke subgroep van steenmeteorieten. Ze worden zo genoemd omdat ze chondrulen bevatten (van het Grieks: chondros, korrel) - de oudste bolvormige deeltjes die condenseerden in een protoplanetaire nevel en vervolgens deel gingen uitmaken van latere gesteenten. Dergelijke meteorieten maken het mogelijk om de leeftijd van het zonnestelsel en zijn oorspronkelijke samenstelling te schatten. De insluitsels van de Allende-meteoriet rijk aan calcium en aluminium, die als eerste condenseerden vanwege hun hoge kookpunt, hebben een leeftijd gemeten vanaf radioactief verval van 4,559 ± 0,004 miljard jaar. Dit is de meest nauwkeurige schatting van de leeftijd van het zonnestelsel. Bovendien dragen alle meteorieten "historische records" die zijn veroorzaakt door de langdurige invloed van galactische kosmische stralen, zonnestraling en zonnewind erop. Door de schade veroorzaakt door kosmische straling te onderzoeken, kunnen we zien hoe lang de meteoriet in een baan om de aarde bleef voordat hij onder de bescherming van de aardatmosfeer viel. Een direct 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 stoffen, zoals waterstof en helium, die tijdens hun afkoeling overvloedig uit meteorieten verdampten, evenals lithium, gedeeltelijk "opgebrand" op de zon in nucleaire reacties. De termen "zonnesamenstelling" en "chondrietsamenstelling" worden door elkaar gebruikt in de beschrijving van het hierboven genoemde "recept voor zonnematerie". Steenmeteorieten, waarvan de samenstelling verschilt van die van de zon, worden achondrieten genoemd.
Kleine scherven. 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 bestaat erin dat de druk van zonlicht op een bewegend deeltje niet precies langs de zon-deeltjeslijn is gericht, maar als gevolg van lichtaberratie wordt teruggebogen en vertraagt ​​daardoor de beweging van het deeltje). De val van kleine deeltjes op de zon wordt gecompenseerd door hun constante reproductie, zodat er in het vlak van de ecliptica altijd een ophoping van stof is die de zonnestralen verstrooit. Op de donkerste nachten is het zichtbaar als zodiakaallicht, dat zich in een brede band langs de ecliptica in het westen na zonsondergang en in het oosten vóór zonsopgang uitstrekt. Nabij de zon gaat het zodiakaallicht over in een valse corona (F-kroon, van vals - vals), die alleen zichtbaar is tijdens een totale zonsverduistering. Met een toename van de hoekafstand van de zon neemt de helderheid van het dierenriemlicht snel af, maar op het anti-solaire punt van de ecliptica neemt het weer toe, waardoor een tegenstraling wordt gevormd; dit komt doordat kleine stofdeeltjes licht intensief terugkaatsen. Van tijd tot tijd komen 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 grootste, op een hoogte van ongeveer 110 km doorbranden, waardoor lange lichtgevende staarten achterblijven - meteoren of vallende sterren . Veel meteoroïden worden geassocieerd 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. Er zijn bijvoorbeeld elk jaar rond 12 augustus veel meteoren wanneer de aarde de Perseïdenregen doorkruist, geassocieerd met deeltjes die verloren zijn gegaan door komeet 1862 III. Een andere bui - Orioniden - in de regio van 20 oktober wordt in verband gebracht met stof van de komeet Halley.
zie ook METEOOR. Deeltjes kleiner dan 30 micron kunnen in de atmosfeer vertragen en op de grond vallen zonder te worden verbrand; dergelijke micrometeorieten worden verzameld voor laboratoriumanalyse. Als deeltjes van enkele centimeters of meer uit een voldoende dichte substantie bestaan, branden ze ook niet volledig op en vallen ze in de vorm van meteorieten op het aardoppervlak. Meer dan 90% daarvan is van steen; alleen een specialist kan ze onderscheiden van terrestrische rotsen. De overige 10% van de meteorieten zijn ijzer (in feite zijn ze samengesteld uit een legering van ijzer en nikkel). Meteorieten worden beschouwd als fragmenten van asteroïden. IJzermeteorieten waren ooit in de samenstelling van de kernen van deze lichamen, vernietigd door botsingen. Het is mogelijk dat sommige losse en vluchtige meteorieten afkomstig zijn van kometen, maar dit is onwaarschijnlijk; hoogstwaarschijnlijk verbranden grote kometendeeltjes in de atmosfeer en blijven er alleen kleine over. Gezien 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 van de diepten van het zonnestelsel op onze planeet zijn "aangekomen".
zie ook METEORIET.
kometen. Gewoonlijk komen kometen uit de verre periferie van het zonnestelsel en worden ze voor een korte tijd extreem spectaculaire sterren; op dit moment trekken ze algemene aandacht, maar veel van hun aard is nog onduidelijk. Een nieuwe komeet verschijnt meestal onverwachts, en daarom is het bijna onmogelijk om een ​​ruimtesonde voor te bereiden om hem te ontmoeten. Natuurlijk kun je langzaam een ​​sonde voorbereiden en sturen om een ​​van de honderden periodieke kometen te ontmoeten waarvan de banen goed bekend zijn; maar al deze kometen, die herhaaldelijk de zon hebben benaderd, zijn al oud geworden, hebben hun vluchtige stoffen bijna volledig verloren en zijn bleek en inactief geworden. Slechts één periodieke komeet is nog actief: de komeet van Halley. Haar 30 optredens zijn regelmatig opgenomen sinds 240 voor Christus. 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 het in maart 1986 het vlak van de ecliptica kruiste, haastte zich een armada van ruimtevaartuigen met vijftig wetenschappelijke instrumenten om het te ontmoeten. Bijzonder belangrijke resultaten werden verkregen door twee Sovjet-sondes "Vega" en de Europese "Giotto", die voor het eerst beelden van een komeetkern doorgaven. Ze tonen een zeer ongelijk oppervlak bedekt met kraters en twee gasstralen die aan de zonnige kant van de kern gutsen. De kern van de komeet Halley was groter dan verwacht; het oppervlak, dat slechts 4% van het invallende licht weerkaatst, is een van de donkerste in het zonnestelsel.

Per jaar worden ongeveer tien kometen waargenomen, waarvan slechts een derde eerder is ontdekt. Ze worden vaak ingedeeld volgens de duur van de 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 op de zon lijken (dwz enkele sterren van de spectrale klasse G), dan zou in dit geval minstens 1% van de sterren in de Melkweg (en dit is ongeveer 1 miljard sterren) planetenstelsels hebben. Een meer gedetailleerde analyse toont aan dat alle sterren planeten kunnen hebben die koeler zijn dan het spectraaltype 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). Tegen het einde van 1999 werd de ontdekking van planeten van het Jupiter-type gemeld rond 30 sterren, waaronder 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, enz. Dit zijn allemaal sterren die dicht bij de Zon, en de afstand tot de dichtstbijzijnde daarvan (Gliese 876) slechts 15 St. jaar. Twee radiopulsars (PSR 1257+12 en PSR B1628-26) hebben ook planetenstelsels met massa's in de orde van grootte van de aarde. Het is nog niet mogelijk om met behulp van optische technologie zulke lichte planeten in normale sterren waar te nemen. Rond elke ster kun je de ecosfeer specificeren, waarin de oppervlaktetemperatuur van de planeet het bestaan ​​​​van vloeibaar water mogelijk maakt. De zonne-ecosfeer strekt zich uit van 0,8 tot 1,1 AU. Het bevat de aarde, maar Venus (0,72 AU) en Mars (1,52 AU) vallen niet. Waarschijnlijk vallen in elk planetenstelsel niet meer dan 1-2 planeten in de ecosfeer, waar de omstandigheden gunstig zijn voor het leven.
DYNAMIEK VAN ORBITALE BEWEGING
De beweging van de planeten gehoorzaamt met grote nauwkeurigheid aan de drie wetten van I. Kepler (1571-1630), die hij ontleende aan waarnemingen: 1) De planeten bewegen in ellipsen, in een van de brandpunten waarvan de zon is. 2) De straal-vector die de zon en de planeet verbindt, bestrijkt gelijke gebieden in gelijke tijdsintervallen van de baan 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 volgt rechtstreeks uit de wet van behoud van impulsmoment en is de meest algemene van de drie. Newton ontdekte 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 in het algemeen slechts in twee gevallen de lichamen niet in een spiraal om elkaar heen zullen bewegen: als ze worden aangetrokken volgens de inverse kwadratenwet van Newton of volgens de directe evenredigheidswet van Hooke (die de elasticiteit van veren). Een opmerkelijke eigenschap van het zonnestelsel is dat de massa van de centrale ster veel groter is dan de massa van een van de planeten, zodat de beweging van elk lid van het planetenstelsel met grote nauwkeurigheid kan worden berekend in het kader van het probleem van de beweging van twee onderling aan elkaar bewegende lichamen - de zon en de enige planeet ernaast. De wiskundige oplossing is bekend: als de snelheid van de planeet niet te hoog is, beweegt deze in een gesloten periodieke baan, die nauwkeurig kan worden berekend. Het probleem van de beweging van meer dan twee lichamen, in het algemeen het "N-lichaamsprobleem" genoemd, is veel moeilijker vanwege hun chaotische beweging in niet-gesloten banen. Deze willekeurigheid van de banen is van fundamenteel belang en maakt het mogelijk om bijvoorbeeld te begrijpen hoe meteorieten van de asteroïdengordel naar de aarde komen.
zie ook
DE WETTEN VAN KEPLER;
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 in overeenstemming is (in gehele getallen) met de beweging van Jupiter. Met andere woorden, asteroïden vermijden banen waarin de periode van hun omwenteling rond de zon een veelvoud zou zijn van de omwentelingsperiode van Jupiter. De twee grootste luiken van Kirkwood vallen op de verhoudingen van 3:1 en 2:1. In de buurt van de vergelijkbaarheid van 3:2 is er echter een overmaat aan asteroïden die volgens dit kenmerk in de Gilda-groep zijn gegroepeerd. Er is ook een overmaat aan asteroïden van de Trojaanse groep met een 1:1-commensurabiliteit die in de baan van Jupiter 60 ° vooruit en 60 ° erachter bewegen. De situatie met de Trojanen is duidelijk - ze zijn gevangen in de buurt van de stabiele Lagrange-punten (L4 en L5) in de baan van Jupiter, maar hoe kunnen de Kirkwood-luiken en de Gilda-groep worden verklaard? Als er alleen luiken in de commensuraties zouden zijn, dan zou men de eenvoudige verklaring kunnen aanvaarden die door Kirkwood zelf werd voorgesteld dat de asteroïden uit de resonantiegebieden worden uitgestoten door de periodieke invloed van Jupiter. Maar nu lijkt deze foto te simpel. Numerieke berekeningen hebben aangetoond dat chaotische banen gebieden van de ruimte binnendringen in de buurt van de 3:1-resonantie en dat asteroïde fragmenten die in dit gebied vallen, hun banen veranderen van cirkelvormige in langgerekte elliptische banen, waardoor ze regelmatig naar het centrale deel van het zonnestelsel worden gebracht. In dergelijke interplanetaire banen leven meteoroïden niet lang (slechts een paar miljoen jaar) voordat ze op Mars of de aarde botsen, en met een kleine misser worden ze uitgeworpen naar de periferie van het zonnestelsel. Dus de belangrijkste bron van meteorieten die naar de aarde vallen, zijn de Kirkwood-luiken, waardoor de chaotische banen van asteroïdefragmenten passeren. Natuurlijk zijn er veel voorbeelden van sterk geordende resonantiebewegingen in het zonnestelsel. Dit is precies hoe satellieten dicht bij de planeten bewegen, bijvoorbeeld de maan, die altijd met hetzelfde halfrond naar de aarde is gericht, omdat de omlooptijd ervan 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, waarvan de axiale rotatie en orbitale circulatie in een resonantieverhouding van 3:2 zijn. Niet alle lichamen gedragen zich echter zo eenvoudig: bijvoorbeeld in een niet-sferisch Hyperion, onder invloed van de aantrekkingskracht van Saturnus, klapt de rotatie-as willekeurig om. De evolutie van satellietbanen wordt beïnvloed door verschillende factoren. Omdat de planeten en satellieten geen puntmassa's zijn, maar uitgestrekte objecten, en bovendien de zwaartekracht afhangt van de afstand, worden verschillende delen van het lichaam van de satelliet, die op verschillende afstanden van de planeet verwijderd zijn, er op verschillende manieren door aangetrokken; hetzelfde geldt voor de aantrekkingskracht die werkt vanaf de zijkant van de satelliet op de planeet. Dit verschil in krachten zorgt ervoor dat de zee getij en getij krijgt, en geeft de synchroon draaiende satellieten een enigszins afgeplatte vorm. De satelliet en de planeet veroorzaken getijdenvervormingen in elkaar, en dit beïnvloedt hun baanbeweging. De 4:2:1 resonantie van de gemiddelde beweging van Jupiters manen Io, Europa en Ganymedes, voor het eerst in detail bestudeerd door Laplace in zijn Celestial Mechanics (vol. 4, 1805), wordt de Laplace-resonantie genoemd. Slechts een paar dagen voordat Voyager 1 Jupiter naderde, op 2 maart 1979, publiceerden astronomen Peale, Cassin en Reynolds "Io's smelting onder invloed van getijdendissipatie", waarin ze actief vulkanisme op deze satelliet voorspelden vanwege zijn leidende rol in behoud van een 4:2:1 resonantie. Voyager 1 ontdekte inderdaad actieve vulkanen op Io, zo krachtig dat geen enkele meteorietkrater zichtbaar is op de oppervlaktebeelden van de satelliet: het oppervlak is zo snel bedekt met uitbarstingen.
VORMING VAN HET ZONNESYSTEEM
De vraag hoe het zonnestelsel is ontstaan, is misschien wel de moeilijkste in de planetaire wetenschap. Om het te beantwoorden, hebben we nog steeds weinig gegevens die zouden helpen om de complexe fysieke en chemische processen te herstellen die in dat verre tijdperk plaatsvonden. Een theorie over de vorming van het zonnestelsel moet veel feiten verklaren, waaronder de mechanische toestand, chemische samenstelling en chronologische gegevens over isotopen. In dit geval is het wenselijk om te vertrouwen op echte verschijnselen die worden waargenomen in de buurt van vormende en jonge sterren.
mechanische staat. De planeten draaien in dezelfde richting om 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 van nature wordt gevormd door de compressie van een zelfaantrekkend systeem met behoud van impulsmoment en de daaruit voortvloeiende toename van de hoeksnelheid. (Het impulsmoment, of impulsmoment, van een planeet is het product van zijn massa maal zijn afstand tot de zon en zijn baansnelheid. Het momentum van de zon wordt bepaald door zijn axiale rotatie en is ongeveer gelijk aan het product van zijn massa maal zijn straal maal zijn rotatiesnelheid; de axiale momenten van de planeten zijn verwaarloosbaar.) De zon bevat in zichzelf 99% van de massa van het zonnestelsel, maar slechts ongeveer. 1% van haar impulsmoment. De theorie zou moeten verklaren waarom het grootste deel van de massa van het systeem geconcentreerd is in de zon, en het overgrote deel van het impulsmoment in de buitenste planeten. De beschikbare theoretische modellen voor de vorming van het zonnestelsel geven aan dat de zon aanvankelijk veel sneller draaide dan nu. Toen werd het impulsmoment van de jonge zon overgebracht naar de buitenste delen van het zonnestelsel; astronomen geloven dat zwaartekracht en magnetische krachten de rotatie van de zon hebben vertraagd en de beweging van de planeten hebben versneld. Sinds twee eeuwen is er een benaderende regel voor de regelmatige verdeling van planetaire afstanden tot de zon (de Titius-Bode-regel), maar er is geen verklaring voor. In de satellietstelsels van de buitenplaneten zijn dezelfde regelmatigheden te vinden als in het planetenstelsel als geheel; waarschijnlijk hadden de processen van hun vorming veel gemeen.
zie ook BODE WET.
Chemische samenstelling. In het zonnestelsel is er een sterke gradiënt (verschil) in chemische samenstelling: planeten en satellieten dicht bij de zon bestaan ​​uit vuurvaste materialen en er zijn veel vluchtige elementen in de samenstelling van verre lichamen. Dit betekent dat er tijdens de vorming van het zonnestelsel een grote temperatuurgradiënt was. Moderne astrofysische modellen van chemische condensatie suggereren dat de oorspronkelijke samenstelling van de protoplanetaire wolk dicht bij de samenstelling van het interstellaire medium en de zon lag: in termen van massa, tot 75% waterstof, tot 25% helium en minder dan 1% van alle andere elementen. Deze modellen verklaren met succes de waargenomen variaties in 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 is echter nog steeds onduidelijk.
isotopische gegevens. De isotopensamenstelling van meteorieten geeft aan dat de vorming van het zonnestelsel 4,6 ± 0,1 miljard jaar geleden plaatsvond en niet meer dan 100 miljoen jaar duurde. Afwijkingen in de isotopen van neon, zuurstof, magnesium, aluminium en andere elementen geven aan dat tijdens het instorten van de interstellaire wolk die het zonnestelsel heeft voortgebracht, de explosieproducten van een nabijgelegen supernova erin zijn terechtgekomen.
zie ook ISOTOTEN ; SUPERNOVA .
Ster formatie. Sterren worden geboren in het proces van ineenstorting (compressie) van interstellaire gas- en stofwolken. Dit proces is nog niet in detail onderzocht. Er zijn observatiegegevens dat schokgolven van supernova-explosies interstellaire materie kunnen samendrukken en de ineenstorting van wolken tot sterren kunnen stimuleren.
zie ook ZWAARTEKRACHTIG INVAL. Voordat een jonge ster een stabiele toestand bereikt, ondergaat hij een fase van zwaartekrachtcontractie van de protostellaire nevel. Basisinformatie over dit stadium van stellaire evolutie wordt verkregen door jonge T Tauri-sterren te bestuderen. Blijkbaar zijn deze sterren nog steeds in een staat van compressie en is hun leeftijd niet hoger dan 1 miljoen jaar. Gewoonlijk is hun massa 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 in gas met een lage dichtheid voorkomen; dit zijn waarschijnlijk overblijfselen van een protostellaire nevel rond de ster. T Tauri-sterren worden gekenmerkt door snelle fluctuaties in ultraviolette en röntgenstraling. Velen van hen hebben krachtige infraroodstraling en spectraallijnen van silicium - dit geeft aan dat de sterren omgeven zijn door stofwolken. Ten slotte hebben T Tauri-sterren krachtige stellaire winden. Er wordt aangenomen dat de zon in de vroege periode van zijn evolutie ook door het stadium van T Taurus ging, en dat het tijdens deze periode was dat vluchtige elementen uit de binnenste regionen van het zonnestelsel werden verdreven. Sommige vormende sterren met een matige massa laten een sterke toename van de helderheid en het uitwerpen van schelpen zien in minder dan een jaar. Dergelijke verschijnselen worden FU Orion-uitbarstingen genoemd. Een T Tauri-ster heeft minstens één keer zo'n uitbarsting meegemaakt. Er wordt aangenomen dat de meeste jonge sterren door een FU Orionic flare-fase gaan. Velen zien de oorzaak van de uitbarsting in het feit dat van tijd tot tijd de accretiesnelheid op de jonge ster van materie uit de gas-stofschijf eromheen toeneemt. Als de zon in het begin van haar evolutie ook een of meer Orioniaanse FU-achtige uitbarstingen heeft meegemaakt, moet dit een sterk effect hebben gehad op 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 zijn. Het kan een begeleidende ster of een planetair systeem vormen. Inderdaad, veel sterren vormen 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), dan zal de temperatuur in de kern nooit de waarde bereiken die nodig is voor het optreden van thermonucleaire reacties. Zo'n hemellichaam wordt een planeet genoemd.
Vormingstheorieën. Wetenschappelijke theorieën voor de vorming van het zonnestelsel kunnen worden onderverdeeld in drie categorieën: getij, accretionair en nevelig. Deze laatste trekken momenteel de meeste belangstelling. De getijdentheorie, blijkbaar voor het eerst voorgesteld door Buffon (1707-1788), brengt de vorming van sterren en planeten niet rechtstreeks in verband. Er wordt aangenomen dat een andere ster die langs de zon vloog, door getijdeninteractie, daaruit (of uit zichzelf) een straal materie heeft getrokken waaruit de planeten zijn gevormd. Dit idee stuit op veel fysieke problemen; hete materie die door een ster wordt uitgestoten, moet bijvoorbeeld worden weggespoten, niet gecondenseerd. Nu is de getijdentheorie niet populair omdat ze de mechanische kenmerken van het zonnestelsel niet kan verklaren en haar geboorte presenteert als een willekeurige en uiterst zeldzame gebeurtenis. De accretietheorie suggereert dat de jonge zon het materiaal van het toekomstige planetenstelsel ving en door een dichte interstellaire wolk vloog. Inderdaad, jonge sterren worden meestal gevonden in de buurt van grote interstellaire wolken. Binnen het kader van de accretietheorie is het echter moeilijk om de gradiënt van de chemische samenstelling in het planetenstelsel te verklaren. De nevelhypothese die Kant aan het einde van de 18e eeuw voorstelde, is momenteel de meest ontwikkelde en algemeen aanvaarde. Het belangrijkste idee is dat de zon en de planeten gelijktijdig werden gevormd uit een enkele roterende wolk. Krimpend, veranderde het in een schijf, in het midden waarvan de zon werd gevormd, en aan de periferie - de planeten. Merk op dat dit idee verschilt van de hypothese van Laplace, volgens welke de zon eerst werd gevormd uit een wolk, en toen, terwijl deze samenging, de middelpuntvliedende kracht gasringen van de evenaar afscheurde, die later tot planeten condenseerden. De Laplace-hypothese wordt geconfronteerd met fysieke problemen die in 200 jaar niet zijn overwonnen. De meest succesvolle moderne versie van de neveltheorie is gemaakt door A. Cameron en collega's. In hun model was de protoplanetaire nevel ongeveer twee keer zo massief als het huidige planetenstelsel. Tijdens de eerste 100 miljoen jaar wierp de zich vormende zon er actief materie uit. Dergelijk gedrag is kenmerkend voor jonge sterren, die naar de naam van het prototype T Tauri-sterren worden genoemd. De verdeling van druk en temperatuur van de materie van de nevel in het model van Cameron 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 gevormd uit een enkele, instortende wolk. In het centrale deel, waar de dichtheid en temperatuur hoger waren, werden alleen vuurvaste stoffen bewaard en vluchtige stoffen ook aan de rand; dit verklaart de gradiënt van de chemische samenstelling. Volgens dit model moet de vorming van een planetair systeem de vroege evolutie van alle sterren zoals de zon begeleiden.
Planeet groei. Er zijn veel scenario's voor de groei van planeten. Misschien zijn de planeten gevormd als gevolg van willekeurige botsingen en het aan elkaar plakken van kleine lichamen die planetesimalen worden genoemd. Maar misschien worden kleine lichamen tegelijk in grotere verenigd grote groepen als gevolg van zwaartekrachtinstabiliteit. Het is niet duidelijk of de planeten zich ophoopten in een gasvormige of gasloze omgeving. In een gasnevel worden temperatuurdalingen afgevlakt, maar wanneer een deel van het gas condenseert tot stofdeeltjes en het resterende gas wordt weggevaagd door de stellaire wind, neemt de transparantie van de nevel sterk toe en ontstaat er een sterke temperatuurgradiënt in de systeem. Het is nog steeds niet helemaal duidelijk wat de karakteristieke tijden zijn van gascondensatie tot stofdeeltjes, ophoping van stofkorrels in planetesimalen en accretie van planetesimalen in planeten en hun satellieten.
LEVEN IN HET ZONNESYSTEEM
Er is gesuggereerd dat het leven in het zonnestelsel ooit buiten de aarde bestond, en misschien nu bestaat. De komst van ruimtetechnologie maakte het mogelijk om deze hypothese direct te testen. Mercurius was te heet en had geen atmosfeer en water. Venus is ook erg heet - lood is gesmolten op het oppervlak. De mogelijkheid van leven in de bovenste wolkenlaag van Venus, waar de omstandigheden veel milder zijn, is niets meer dan een fantasie. De maan en asteroïden zien er volkomen steriel uit. Grote verwachtingen waren gevestigd op Mars. 100 jaar geleden door een telescoop gezien, gaven systemen van dunne rechte lijnen - "kanalen" - aanleiding om te praten over kunstmatige irrigatiefaciliteiten 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. Instrumenten van de Viking-landingsblokken hebben geen organisch materiaal in de bodem van Mars gedetecteerd. Het is waar dat er tekenen zijn dat het klimaat van Mars aanzienlijk is veranderd en ooit gunstiger was voor het leven. Het is bekend dat er in het verre verleden water op het oppervlak van Mars was, aangezien gedetailleerde afbeeldingen van de planeet sporen van watererosie vertonen, die doen denken aan ravijnen en droge rivierbeddingen. Langetermijnvariaties in het klimaat op Mars kunnen in verband worden gebracht met een verandering in de helling van de poolas. Bij een lichte stijging van de temperatuur van de planeet kan de atmosfeer 100 keer dichter worden (door verdamping van ijs). Het is dus mogelijk dat er ooit leven op Mars heeft bestaan. We zullen deze vraag alleen kunnen beantwoorden na een gedetailleerde studie van bodemmonsters op Mars. Maar hun levering aan de aarde is een moeilijke taak. Gelukkig zijn er sterke aanwijzingen dat van de duizenden meteorieten die op aarde zijn gevonden, er minstens 12 van Mars kwamen. Ze worden SNC-meteorieten genoemd, omdat de eerste werden gevonden in de buurt van de nederzettingen Shergotty (Shergotti, India), Nakhla (Nakla, Egypte) en Chassigny (Chassignoy, Frankrijk). De ALH 84001-meteoriet die op Antarctica is gevonden, is veel ouder dan de andere en bevat polycyclische Aromatische koolwaterstoffen mogelijk van biologische oorsprong. Er wordt aangenomen dat het van Mars naar de aarde kwam, omdat de verhouding van zuurstofisotopen erin niet hetzelfde is als in terrestrische rotsen of niet-SNC-meteorieten, maar hetzelfde als in de EETA 79001-meteoriet, die glazen bevat met insluitsels van bellen , waarbij de samenstelling van edelgassen verschilt van die van de aarde, maar overeenkomt met de atmosfeer van Mars. Hoewel er veel organische moleculen in de atmosfeer van reuzenplaneten zijn, is het moeilijk te geloven dat er leven zou kunnen bestaan ​​zonder een vast oppervlak. In die zin is Saturnus' satelliet Titan veel interessanter, die niet alleen een atmosfeer heeft met organische componenten, maar ook een vast oppervlak waar fusieproducten zich kunnen ophopen. Toegegeven, de temperatuur van dit oppervlak (90 K) is meer geschikt voor het vloeibaar maken van zuurstof. Daarom wordt de aandacht van biologen meer getrokken door Jupiters maan Europa, hoewel hij geen atmosfeer heeft, maar blijkbaar een oceaan van vloeibaar water onder zijn ijskoude oppervlak heeft. Sommige kometen bevatten vrijwel zeker complexe organische moleculen die teruggaan tot de vorming van het zonnestelsel. Maar het is moeilijk je het leven op een komeet voor te stellen. Dus totdat we bewijs hebben dat er ergens buiten de aarde leven in het zonnestelsel bestaat. Men kan vragen stellen: 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 het Galileo-ruimtevaartuig bijvoorbeeld leven en intelligentie op aarde hebben kunnen detecteren toen het er twee keer langs vloog tijdens zwaartekrachtmanoeuvres? Op de beelden van de aarde die door de sonde werden uitgezonden, was het niet mogelijk om tekenen van intelligent leven op te merken, maar de signalen van onze radio- en televisiestations die door de Galileo-ontvangers werden opgevangen, werden een duidelijk bewijs van zijn aanwezigheid. Ze zijn totaal verschillend van de straling van natuurlijke radiostations - aurora's, plasma-oscillaties in de ionosfeer van de aarde, zonnevlammen - en verraden onmiddellijk de aanwezigheid van een technische beschaving op aarde. En hoe manifesteert onredelijk leven zich? De Galileo-televisiecamera nam beelden van de aarde in zes smalle spectrale banden. In de filters van 0,73 en 0,76 µm lijken sommige delen van het land groen door de sterke absorptie van rood licht, wat niet typisch is voor woestijnen en rotsen. De gemakkelijkste manier om dit uit te leggen is dat er een drager van een niet-mineraal pigment dat rood licht absorbeert, aanwezig is op het oppervlak van de planeet. We weten zeker dat deze ongebruikelijke absorptie van licht 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 Galileo-infraroodspectrometer 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 tekens kunnen detecteren actief leven op het oppervlak van de planeten. Maar als het leven verborgen is onder de ijsschelp van Europa, dan is het onwaarschijnlijk dat een voorbijvliegend apparaat het zal detecteren.
Geografie Woordenboek

> Planeten

Ontdek alles planeten van het zonnestelsel om en leer de namen, nieuwe wetenschappelijke feiten en interessante kenmerken van de omringende werelden met foto's en video's.

Er zijn 8 planeten in het zonnestelsel: Mercurius, Venus, Mars, Aarde, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. De eerste 4 behoren tot het binnenste zonnestelsel en worden beschouwd als terrestrische planeten. Jupiter en Saturnus zijn grote planeten van het zonnestelsel en vertegenwoordigers van gasreuzen (enorm en gevuld met waterstof en helium), terwijl Uranus en Neptunus ijsreuzen zijn (groot en vertegenwoordigd door zwaardere elementen).

Voorheen werd Pluto beschouwd als de negende planeet, maar sinds 2006 is het in de categorie van dwergplaneten beland. Deze dwergplaneet werd voor het eerst ontdekt door Clyde Tomb. Nu is het een van de grootste objecten in de Kuipergordel - een cluster van ijzige lichamen aan de buitenrand van ons systeem. Pluto verloor zijn planetaire status nadat de IAU (International Astronomical Union) het concept zelf had herzien.

Volgens de beslissing van de IAU is een planeet van het zonnestelsel een lichaam dat een baan rond de zon maakt, begiftigd met voldoende massa om zich in de vorm van een bol te vormen en het gebied eromheen vrij te maken van vreemde voorwerpen. Pluto kon niet aan de laatste eis voldoen en werd daarom een ​​dwergplaneet. Andere vergelijkbare objecten zijn Ceres, Makemake, Haumea en Eridu.

Met een kleine atmosfeer, harde oppervlaktekenmerken en 5 manen wordt Pluto beschouwd als de meest complexe dwergplaneet en een van de meest verbazingwekkende planeten in ons zonnestelsel.

Maar wetenschappers verliezen de hoop niet om de mysterieuze Negende Planeet te vinden - nadat ze in 2016 een hypothetisch object hadden aangekondigd dat door de zwaartekracht lichamen uit de Kuipergordel aantast. Qua parameters is het 10 keer de massa van de aarde en 5.000 keer massiever dan Pluto. Hieronder is een lijst van de planeten van het zonnestelsel met foto's, namen, beschrijvingen, gedetailleerde kenmerken en interessante feiten voor kinderen en volwassenen.

Verscheidenheid aan planeten

Astrofysicus Sergei Popov over gas- en ijsreuzen, dubbelstersystemen en enkele planeten:

Hete planetaire corona's

Astronoom Valery Shematovich over de studie van gasschillen van planeten, hete deeltjes in de atmosfeer en ontdekkingen op Titan:

Planeet	Diameter ten opzichte van de aarde	Massa, ten opzichte van de aarde	Orbitale straal, a. e.	Omlooptijd, aardse jaren	Dag, ten opzichte van de aarde	Dichtheid, kg/m³	satellieten
	0,382	0,06	0,38	0,241	58,6	5427	Nee
	0,949	0,82	0,72	0,615	243	5243	Nee
	1,0	1,0	1,0	1,0	1,0	5515	1
	0,53	0,11	1,52	1,88	1,03	3933	2
	0,074	0,000013	2,76	4,6	0,46	~2000	Nee
	11,2	318	5,20	11,86	0,414	1326	67
	9,41	95	9,54	29,46	0,426	687	62
	3,98	14,6	19,22	84,01	0,718	1270	27
	3,81	17,2	30,06	164,79	0,671	1638	14
	0,098	0,0017	39,2	248,09	6,3	2203	5
	0,032	0,00066	42,1	281,1	0,03	~1900	2
	0,033	0,00065	45,2	306,28	1,9	~1700	Nee
	0,1	0,0019	68,03	561,34	1,1	~2400	1

Terrestrische planeten van het zonnestelsel

De eerste 4 planeten vanaf de zon worden terrestrische planeten genoemd omdat hun oppervlak rotsachtig is. Pluto heeft ook een vaste oppervlaktelaag (bevroren), maar deze behoort tot de dwergplaneten.

Gasreuzenplaneten van het zonnestelsel

4 gasreuzen leven in het buitenste zonnestelsel, omdat ze behoorlijk groot en gasvormig zijn. Maar Uranus en Neptunus zijn anders omdat ze meer ijs hebben. Daarom worden ze ook wel ijsreuzen genoemd. Alle gasreuzen hebben echter één ding gemeen: ze bestaan ​​allemaal uit waterstof en helium.

De IAU bracht de definitie van een planeet naar voren:

• Het object moet om de zon draaien;
• voldoende massa hebben om de vorm van een bal aan te nemen;
• Maak je baan vrij van vreemde voorwerpen;

Pluto kon niet aan de laatste eis voldoen, omdat het een baanbaan deelt met een groot aantal lichamen uit de Kuipergordel. Maar niet iedereen was het eens met de definitie. Dwergplaneten zoals Eris, Haumea en Makemake verschenen echter op het toneel.

Ceres leeft ook tussen Mars en Jupiter. Ze werd opgemerkt in 1801 en beschouwd als een planeet. Sommigen beschouwen het nog steeds als de 10e planeet van het zonnestelsel.

Dwergplaneten van het zonnestelsel

Vorming van planetenstelsels

Astronoom Dmitry Wiebe over stenen planeten en reuzenplaneten, de diversiteit van planetenstelsels en hete Jupiters:

Planeten in het zonnestelsel op volgorde

Hieronder staan ​​de kenmerken van de 8 grote planeten van het zonnestelsel in volgorde vanaf de zon:

De eerste planeet vanaf de zon is Mercurius

Mercurius is de eerste planeet vanaf de zon. Het draait in een elliptische baan op een afstand van 46-70 miljoen km van de zon. Het brengt 88 dagen door op één orbitale overspanning en 59 dagen op een axiale overspanning. Door de langzame rotatie beslaat een dag 176 dagen. De axiale kanteling is extreem klein.

Met een diameter van 4887 km bereikt de eerste planeet vanaf de zon 5% van de massa van de aarde. Oppervlaktezwaartekracht - 1/3 van de aarde. De planeet is praktisch verstoken van een atmosferische laag, dus het is overdag heet en vriest 's nachts. De temperatuurmarkering schommelt tussen +430°C en -180°C.

Er is een krateroppervlak en een ijzeren kern. Maar het magnetische veld is inferieur aan de aarde. Aanvankelijk gaven radars de aanwezigheid van waterijs aan de polen aan. De Boodschapper bevestigde de veronderstellingen en vond afzettingen op de bodem van de kraters, die de hele tijd in de schaduw zijn ondergedompeld.

De eerste planeet vanaf de zon bevindt zich dicht bij de ster, dus hij is vóór zonsopgang en net na zonsondergang te zien.

• Naam: de boodschapper van de goden in het Romeinse pantheon.
• Doorsnede: 4878 kilometer.
• Baan: 88 dagen.
• Daglengte: 58,6 dagen.

Tweede planeet vanaf de zon - Venus

Venus is de tweede planeet vanaf de zon. Reist in een bijna cirkelvormige baan op een afstand van 108 miljoen km. Het komt het dichtst bij de aarde en kan de afstand verkleinen tot 40 miljoen km.

Het brengt 225 dagen door in een baan om de aarde en een axiale rotatie (met de klok mee) duurt 243 dagen. Een dag omvat 117 aardse dagen. De axiale kanteling is 3 graden.

In diameter (12100 km) convergeert de tweede planeet vanaf de zon bijna met de aarde en bereikt 80% van de massa van de aarde. De zwaartekrachtindicator is 90% van de aarde. De planeet heeft een dichte atmosferische laag, waar de druk 90 keer hoger is dan die van de aarde. De atmosfeer is gevuld met koolstofdioxide met dikke zwavelwolken, wat een krachtig broeikaseffect creëert. Hierdoor warmt het oppervlak op met 460 ° C (de heetste planeet in het systeem).

Het oppervlak van de tweede planeet vanaf de zon is verborgen voor directe waarneming, maar wetenschappers zijn erin geslaagd een kaart te maken met behulp van radar. Beschut door grote vulkanische vlaktes met twee enorme continenten, bergen en valleien. Er zijn ook inslagkraters. Er wordt een zwak magnetisch veld waargenomen.

• Detectie: De Ouden zagen zonder het gebruik van gereedschap.
• Naam: Romeinse godin die verantwoordelijk was voor liefde en schoonheid.
• Doorsnee: 12104 kilometer.
• Baan: 225 dagen.
• Daglengte: 241 dagen.

Derde planeet vanaf de zon - aarde

De aarde is de derde planeet vanaf de zon. Het is de grootste en dichtste van de binnenplaneten. Het baanpad is 150 miljoen km verwijderd van de zon. Het heeft een enkele metgezel en ontwikkeld leven.

De orbitale vlucht duurt 365,25 dagen en de axiale rotatie duurt 23 uur, 56 minuten en 4 seconden. De lengte van de dag is 24 uur. De axiale kanteling is 23,4 graden en de diameter-index is 12742 km.

De derde planeet vanaf de zon werd 4,54 miljard jaar geleden gevormd en de maan is het grootste deel van haar bestaan ​​in de buurt geweest. Er wordt aangenomen dat de satelliet verscheen nadat een enorm object op de aarde was neergestort en materiaal in een baan om de aarde had getrokken. Het was de maan die de axiale helling van de aarde stabiliseerde en fungeert als een bron van getijdenvorming.

De diameter van de satelliet beslaat 3747 km (27% van de aarde) en bevindt zich op een afstand van 362000-405000 km. Het ervaren van planetaire zwaartekrachtinvloed, waardoor het de axiale rotatie vertraagde en in het zwaartekrachtblok kwam (daarom is één kant naar de aarde gericht).

De planeet wordt beschermd tegen stellaire straling door een krachtig magnetisch veld gevormd door een actieve kern (gesmolten ijzer).

• Doorsnede: 12760 kilometer.
• Baan: 365,24 dagen.
• Daglengte: 23 uur en 56 minuten.

De vierde planeet vanaf de zon is Mars

Mars is de vierde planeet vanaf de zon. De rode planeet beweegt langs een excentrisch baanpad - 230 miljoen km. Het brengt 686 dagen door op één vlucht rond de zon, en een axiale rotatie - 24 uur en 37 minuten. Het is gekanteld op 25,1 graden en een dag duurt 24 uur en 39 minuten. De helling lijkt op de aarde en heeft dus seizoenen.

De diameter van de vierde planeet vanaf de zon (6792 km) is de helft van die van de aarde en de massa bereikt 1/10 van de aarde. De zwaartekrachtindicator is 37%.

Mars is onbeschermd als een magnetisch veld, dus de oorspronkelijke atmosfeer werd vernietigd door de zonnewind. De apparaten registreerden de uitstroom van atomen in de ruimte. Als gevolg hiervan bereikt de druk 1% van die van de aarde en wordt een dunne atmosferische laag weergegeven door 95% koolstofdioxide.

De vierde planeet vanaf de zon is extreem ijzig, waar de temperaturen dalen tot -87°C in de winter en stijgen tot -5°C in de zomer. Het is een stoffige plek met gigantische stormen die het hele oppervlak kunnen bedekken.

• Detectie: De Ouden zagen zonder het gebruik van gereedschap.
• Titel: Romeinse god van de oorlog.
• Doorsnede: 6787 kilometer.
• Baan: 687 dagen.
• Daglengte: 24 uur en 37 minuten.

Vijfde planeet vanaf de zon - Jupiter

Jupiter is de vijfde planeet vanaf de zon. Bovendien bevindt zich voor je de grootste planeet in het systeem, die 2,5 keer massiever is dan alle planeten en 1/1000 van de zonnemassa beslaat.

Het is 780 miljoen km verwijderd van de zon en brengt 12 jaar door in een baan om de aarde. Het is gevuld met waterstof (75%) en helium (24%) en kan een rotsachtige kern hebben die is ondergedompeld in vloeibare metallische waterstof met een diameter van 110.000 km. De totale planetaire diameter is 142.984 km.

In de bovenste laag van de atmosfeer bevinden zich wolken van 50 kilometer, weergegeven door ammoniakkristallen. Ze bevinden zich in rijstroken die met verschillende snelheden en breedtegraden bewegen. De Grote Rode Vlek, een grootschalige storm, lijkt opmerkelijk.

De vijfde planeet vanaf de zon brengt 10 uur door op een axiale rotatie. Dit is een hoge snelheid, wat betekent dat de equatoriale diameter 9000 km groter is dan de polaire.

• Detectie: De Ouden zagen zonder het gebruik van gereedschap.
• Naam: de belangrijkste god in het Romeinse pantheon.
• Doorsnede: 139822 kilometer.
• Baan: 11,9 jaar.
• Daglengte: 9,8 uur.

De zesde planeet vanaf de zon is Saturnus

Saturnus is de zesde planeet vanaf de zon. Saturnus staat qua schaal op de tweede plaats in het systeem en overschrijdt de straal van de aarde met 9 keer (57.000 km) en 95 keer massiever.

Het is 1400 miljoen km verwijderd van de zon en brengt 29 jaar door op een orbitale vlucht. Gevuld met waterstof (96%) en helium (3%). Kan een rotsachtige kern hebben in vloeibare metallische waterstof met een diameter van 56.000 km. De bovenste lagen worden weergegeven door vloeibaar water, waterstof, ammoniumhydrosulfide en helium.

De kern wordt verwarmd tot 11700°C en produceert meer warmte dan de planeet van de zon ontvangt. Hoe hoger we klimmen, hoe lager de graad daalt. Op de top wordt de temperatuur op -180°C gehouden en 0°C op een diepte van 350 km.

De wolkenlagen van de zesde planeet vanaf de zon lijken op de afbeelding van Jupiter, maar ze zijn zwakker en breder. Er is ook de Grote Witte Vlek, een korte periodieke storm. Het duurt 10 uur en 39 minuten voor een axiale rotatie, maar exact getal het is moeilijk te benoemen, omdat er geen vaste oppervlaktekenmerken zijn.

• Detectie: De Ouden zagen zonder het gebruik van gereedschap.
• Naam: god van de economie in het Romeinse pantheon.
• Doorsnede: 120500km.
• Baan: 29,5 dagen.
• Dagduur: 10,5 uur.

De zevende planeet vanaf de zon is Uranus

Uranus is de zevende planeet vanaf de zon. Uranus is een vertegenwoordiger van de ijsreuzen en is de op twee na grootste in het systeem. In diameter (50.000 km) is het 4 keer groter dan de aarde en 14 keer massiever.

Het is 2900 miljoen km verwijderd en brengt 84 jaar door op het baanpad. Verrassend genoeg draait de planeet volgens de axiale kanteling (97 graden) letterlijk op zijn kant.

Er wordt aangenomen dat er een kleine rotsachtige kern is waarrond een mantel van water, ammoniak en methaan is geconcentreerd. Dit wordt gevolgd door een atmosfeer van waterstof, helium en methaan. De zevende planeet vanaf de zon onderscheidt zich ook door het feit dat deze niet meer interne warmte uitstraalt, waardoor de temperatuurmarkering daalt tot -224 ° C (de meest ijzige planeet).

• Ontdekking: opgemerkt door William Herschel in 1781.
• Naam: personificatie van de lucht.
• Doorsnede: 51120km.
• Baan: 84 jaar oud.
• Dagduur: 18 uur.

Neptunus is de achtste planeet vanaf de zon. Neptunus is sinds 2006 officieel de laatste planeet in het zonnestelsel. De diameter is 49.000 km en is qua massiviteit 17 keer groter dan de aarde.

Het is 4500 miljoen km verwijderd en brengt 165 jaar door op een orbitale vlucht. Vanwege de afgelegen ligging komt slechts 1% van de zonnestraling (in vergelijking met de aarde) de planeet binnen. De axiale kanteling is 28 graden en de rotatie is in 16 uur voltooid.

De meteorologie van de achtste planeet vanaf de zon is meer uitgesproken dan die van Uranus, dus krachtige stormacties zijn te zien aan de polen in de vorm van donkere vlekken. De wind versnelt tot 600 m/s en de temperatuur daalt tot -220 °C. De kern wordt verwarmd tot 5200°C.

• Ontdekking: 1846.
• Titel: Romeinse god van het water.
• Doorsnede: 49530 km.
• Baan: 165 jaar.
• Dagduur: 19 uur.

Dit is een kleine wereld, kleiner dan de terrestrische satelliet. De baan kruist Neptunus en in 1979-1999. het kan worden beschouwd als de 8e planeet in termen van afstand tot de zon. Pluto zal meer dan tweehonderd jaar buiten de baan van Neptunus blijven. Het baanpad is 17,1 graden naar het systeemvlak gekanteld. Frosty World bezocht New Horizons in 2015.

• Ontdekking: 1930 - Clyde Tombaugh.
• Titel: Romeinse god van de onderwereld.
• Doorsnede: 2301 kilometer.
• Baan: 248 jaar.
• Daglengte: 6,4 dagen.

De negende planeet is een hypothetisch object dat zich in het buitenste systeem bevindt. Zijn zwaartekracht zou het gedrag van trans-Neptuniaanse objecten moeten verklaren.