Nykyaikainen aurinkokunnan tutkimus. Tietoja aurinkokunnan planeetoista lapsille. Aurinkokunnan planeettojen tutkiminen

Tiede

Avaruusalukset, jotka tutkivat planeettoja nykyään:

Planeetta Merkurius

Maanpäällisistä planeetoista ehkä vähiten tutkijoista kiinnitti huomiota Merkuriukseen. Toisin kuin Mars ja Venus, Tämän ryhmän elohopea muistuttaa vähiten Maata.. Se on aurinkokunnan pienin planeetta ja lähinnä aurinkoa.

Miehittämättömällä Messenger-avaruusaluksilla vuosina 2011 ja 2012 otettuja kuvia planeetan pinnasta

Toistaiseksi vain 2 avaruusalusta on lähetetty Merkuriukseen - "Mariner-10"(NASA) ja "Messanger"(NASA). Ensimmäinen laite vuosina 1974-75 kiersi planeetan kolme kertaa ja tuli mahdollisimman lähelle Merkuriusta kaukaa 320 kilometriä.

Tämän tehtävän ansiosta saatiin tuhansia hyödyllisiä valokuvia, tehtiin johtopäätöksiä yön ja päivän lämpötiloista, helpotuksesta ja Merkuriuksen ilmakehästä. Sen magneettikenttä mitattiin myös.

Avaruusalus "Mariner-10" ennen laukaisua

Tieto saatu aluksesta "Mariner-10", ei riittänyt, joten vuonna 2004 Amerikkalaiset käynnistivät toisen laitteen Merkuriuksen tutkimiseksi - "Messanger", joka pääsi planeetan kiertoradalle 18. maaliskuuta 2011.

Työskentele Messenger-avaruusaluksella Kennedy Space Centerissä, Floridassa, Yhdysvalloissa

Huolimatta siitä, että Merkurius on suhteellisen lähellä maapalloa, avaruusalus päästääkseen sen kiertoradalle "Messanger" se otti yli 6 vuotta. Tämä johtuu siitä, että on mahdotonta päästä suoraan Maasta Merkuriukseen Maan suuren nopeuden vuoksi, joten tutkijoiden tulisi kehittää monimutkaiset painovoimaliikkeet.

Avaruusalus "Messanger" lennossa (tietokonekuva)

"Messanger" kiertää edelleen Merkuriusta ja jatkaa kuitenkin löytöjen tekemistä tehtävä oli suunniteltu lyhyemmäksi ajaksi. Laitteen kanssa työskentelevien tiedemiesten tehtävänä on selvittää, mikä on Merkuriuksen geologinen historia, mikä magneettikenttä planeetalla on, mikä on sen ytimen rakenne, mitä epätavallisia materiaaleja on napoissa ja niin edelleen.

Marraskuun lopussa 2012 laitetta käyttämällä "Messanger" tutkijat onnistuivat tekemään uskomattoman ja melko odottamattoman löydön: Merkuriuksen napoilla on vettä jään muodossa.

Yhden Merkuriuksen navan kraatterit, joista löydettiin vettä

Tämän ilmiön omituisuus piilee siinä, että koska planeetta sijaitsee hyvin lähellä aurinkoa, sen pinnan lämpötila voi nousta. jopa 400 celsiusastetta! Akselin kallistuksen vuoksi planeetan navat sijaitsevat kuitenkin varjossa, jossa lämpötilat jatkuvat, joten jää ei sula.

Tulevat lennot Mercuryyn

Uusi Mercury-tutkimustehtävä on parhaillaan kehitteillä nimeltä "Bepi Colombo", joka on Euroopan avaruusjärjestön (ESA) ja japanilaisen JAXA:n yhteistyö. Tämän laivan on määrä laskea vesille vuonna 2015, vaikka hän voi lopulta vain saavuttaa tavoitteen 6 vuoden jälkeen.

BepiColombo-projekti sisältää kaksi avaruusalusta, joilla kullakin on omat tehtävänsä

Venäläiset suunnittelevat myös aluksensa laukaisua Merkuriukseen "Mercury-P" vuonna 2019. Kuitenkin, julkaisupäivää todennäköisesti siirretään. Tämä laskeutujalla varustettu planeettojenvälinen asema on ensimmäinen alus, joka laskeutuu aurinkoa lähimpien planeettojen pinnalle.

Planeetta Venus

Sisäplaneetta Venus, Maan naapuri, on tutkittu laajasti avaruustehtävissä alkaen vuodesta 1961 lähtien. Tästä vuodesta lähtien Neuvostoliiton avaruusaluksia alettiin lähettää planeetalle - "Venus" ja "Vega".

Maapallon ja Venuksen planeettojen vertailu

Lennot Venukseen

Samaan aikaan amerikkalaiset tutkivat planeettaa avaruusaluksilla Marier, Pioneer-Venus-1, Pioneer-Venus-2, Magellan. Euroopan avaruusjärjestö työskentelee parhaillaan avaruusaluksen kanssa "Venus Express", joka toimii vuodesta 2006 lähtien. Vuonna 2010 Japanilainen laiva meni Venukseen "Akatsuki".

Laitteet "Venus Express" saapui määränpäähän huhtikuussa 2006. Tämän laivan suunniteltiin suorittavan tehtävänsä 500 päivässä tai 2 Venuksen vuotta, mutta ajan myötä tehtävää jatkettiin.

Avaruusalus "Venera-Express" toiminnassa taiteilijan ideoiden mukaan

Tämän projektin tavoitteena oli tutkia tarkemmin planeetan monimutkaista kemiallista koostumusta, planeetan ominaisuuksia, ilmakehän ja pinnan välistä vuorovaikutusta ja paljon muuta. Tiedemiehet haluavat myös tietää enemmän planeetan historiasta ja ymmärtää, miksi maapallon kaltainen planeetta kulki täysin eri evoluution polulla.

"Venus-Express" rakentamisen aikana

Japanilainen avaruusalus "Akatsuki", tunnetaan myös PLANET-C, käynnistettiin vuonna toukokuuta 2010, mutta Venuksen lähestymisen jälkeen joulukuussa, ei päässyt kiertoradalle.

Mitä tälle laitteelle tehdään, ei ole vielä selvää, mutta tutkijat eivät menetä toivoaan, että se on edelleen voi suorittaa tehtävänsä vaikkakin hyvin myöhään. Todennäköisesti alus ei päässyt kiertoradalle polttoaineputken venttiilin ongelmien vuoksi, mikä sai moottorin pysähtymään ennenaikaisesti.

Uusia avaruusaluksia

Marraskuu 2013 suunniteltu käynnistämään "Venuksen eurooppalainen tutkija"- Euroopan avaruusjärjestön luotain, joka valmistautuu tutkimaan naapurimme ilmapiiriä. Hanke sisältää kaksi satelliittia, joka kiertää planeetan ympäri eri kiertoradalla, kerää tarvittavat tiedot.

Venuksen pinta on kuuma, ja maa-aluksilla tulee olla hyvä suojaus.

Myös vuonna 2016 Venäjä aikoo lähettää avaruusaluksen Venukseen "Venus-D" tutkia ilmakehää ja pintaa selvittääkseen Mihin vesi tältä planeetalta katosi?

Laskeutumisajoneuvon ja ilmapalloluotaimen on toimittava Venuksen pinnalla noin viikon.

Planeetta Mars

Nykyään Marsia tutkitaan ja tutkitaan intensiivisimmin, eikä vain siksi, että tämä planeetta on niin lähellä Maata, vaan myös siksi, että Marsin olosuhteet ovat lähimpänä maan olosuhteita Siksi maan ulkopuolista elämää etsitään ensisijaisesti sieltä.

Työskentelee tällä hetkellä Marsissa kolme kiertävää satelliittia ja 2 roveria, ja ennen niitä Marsissa vieraili valtava määrä maanpäällisiä avaruusaluksia, joista osa valitettavasti epäonnistui.

Lokakuussa 2001 NASAn kiertoradalla "Mars Odysseus" lähti kiertoradalle Punaisen planeetan ympäri. Hän antoi esille oletuksen, että Marsin pinnan alla saattaa olla vesikerrostumia jään muodossa. Se on vahvistettu vuonna 2008 vuosien planeetan tutkimisen jälkeen.

Mars Odysseus -luotain (tietokonekuva)

Laitteet "Mars Odysseus" toimii menestyksekkäästi tänään, mikä on ennätys tällaisten laitteiden toiminnan kestosta.

Vuonna 2004 planeetan eri osissa Gussevin kraatteri ja edelleen meridiaanitasango roverit laskeutuivat vastaavasti "Henki" ja "Tilaisuus", joiden piti löytää todisteita nestemäisen veden olemassaolosta Marsissa menneisyydessä.

mönkijä "Henki" juuttunut hiekkaan 5 vuoden menestyksekkään työn jälkeen, ja lopulta kommunikointi hänen kanssaan katkesi maaliskuusta 2010 lähtien. Marsin ankaran talven vuoksi lämpötila ei riittänyt pitämään akkuja käynnissä. Projektin toinen rover "Tilaisuus" osoittautui myös melko sitkeäksi ja työskentelee edelleen Red Planetilla.

Opportunity-mönkijän vuonna 2005 ottama panoraama Erebus-kraatterista

6. elokuuta 2012 alkaen NASAn uusin rover työskentelee Marsin pinnalla "Uteliaisuus", joka on useita kertoja suurempi ja raskaampi kuin aiemmat roverit. Sen tehtävänä on analysoida Marsin maaperää ja ilmakehän komponentteja. Mutta laitteen päätehtävänä on luoda, Onko Marsissa elämää, tai ehkä hän on ollut täällä aiemmin. Tehtävänä on myös saada yksityiskohtaista tietoa Marsin geologiasta ja sen ilmastosta.

Roverien vertailu pienimmästä suurimpaan: Sojourner, Oppotunity ja Curiosity

Myös roverin avulla "Uteliaisuus" tutkijat haluavat valmistautua ihmisen lento punaiselle planeetalle. Tehtävän aikana Marsin ilmakehästä löydettiin jälkiä hapesta ja kloorista sekä jälkiä kuivuneesta joesta.

Curiosity Rover toiminnassa. Helmikuu 2013

Pari viikkoa sitten mönkijä onnistui poraamaan pieni reikä maassa Mars, joka ei osoittautunut ollenkaan punaiseksi, vaan harmaaksi. Rover otti maaperänäytteitä matalalta syvyydestä analysointia varten.

Maahan tehtiin poralla 6,5 ​​senttimetriä syvä reikä ja otettiin näytteitä analysointia varten.

Tehtävät Marsiin tulevaisuudessa

Lähitulevaisuudessa eri avaruusjärjestöjen tutkijat suunnittelevat lisää useita tehtäviä Marsiin, jonka tarkoituksena on saada tarkempaa tietoa Punaisesta planeettasta. Niiden joukossa on planeettojenvälinen luotain "MAVEN"(NASA), joka menee Punaiselle planeetalle marraskuussa 2013.

Eurooppalainen mobiililaboratorio aikoo mennä Marsiin vuonna 2018, joka jatkaa toimintaansa "Uteliaisuus", harjoittaa maaperän porausta ja näytteiden analysointia.

Venäjän automaattinen planeettojenvälinen asema "Phobos-Grunt 2" suunniteltu lanseeraukseen vuonna 2018 ja aikoo myös ottaa maanäytteitä Marsista tuodakseen ne takaisin Maahan.

Työskentele laitteella "Phobos-Grunt 2" epäonnistuneen yrityksen käynnistää "Phobos-Grunt-1" jälkeen

Kuten tiedät, Marsin kiertoradan ulkopuolella on Asteroidi vyöhyke, joka erottaa maanpäälliset planeetat muista ulkoplaneetoista. Hyvin vähän avaruusaluksia on lähetetty aurinkokuntamme kaukaisiin kulmiin, mikä johtuu valtavia energiakustannuksia ja muita monimutkaisia ​​lentämistä tällaisten pitkien etäisyyksien yli.

Periaatteessa amerikkalaiset valmistelivat avaruustehtäviä kaukaisille planeetoille. Viime vuosisadan 70-luvulla nähtiin planeettojen paraati, jota tapahtuu hyvin harvoin, joten oli mahdotonta jättää väliin tällaista tilaisuutta lentää kaikkien planeettojen ympäri kerralla.

Planeetta Jupiter

Toistaiseksi vain NASAn avaruusalukset on laukaistu Jupiteriin. 1980-luvun loppu - 1990-luvun alku Neuvostoliitto suunnitteli tehtävänsä, mutta unionin hajoamisen vuoksi niitä ei koskaan toteutettu.

Ensimmäiset Jupiteriin lentävät ajoneuvot olivat "Pioneeri-10" ja "Pioneeri-11", joka lähestyi jättiläisplaneettaa vuonna 1973-74 vuotta. Vuonna 1979 korkearesoluutioisia kuvia otettiin laitteilla Matkailijat.

Viimeinen Jupiteria kiertävä avaruusalus oli "Galileo" jonka tehtävä alkoi vuonna 1989, mutta loppui vuonna 2003. Tämä laite oli ensimmäinen, joka astui planeetan kiertoradalle, eikä vain lentänyt ohitse. Hän auttoi tutkimaan kaasujättiläisen ilmakehää sisältä, sen satelliitteja ja auttoi myös tarkkailemaan sirpaleiden putoamista komeetta Shoemarov-Levy 9 joka törmäsi Jupiteriin heinäkuussa 1994.

Galileo-avaruusalus (tietokonekuva)

Laitteen avulla "Galileo" onnistui korjaamaan kovia ukkosmyrskyjä ja salamoita Jupiterin ilmakehässä, jotka ovat tuhat kertaa maata vahvempia! Laite myös taltioi Jupiterin suuri punainen piste, jonka tähtitieteilijät ovat vielä korvanneet 300 vuotta sitten. Tämän jättimäisen myrskyn halkaisija on suurempi kuin maan halkaisija.

Löytöjä tehtiin myös Jupiterin satelliiteista - erittäin mielenkiintoisista esineistä. Esimerkiksi, "Galileo" auttoi selvittämään, että Europan satelliitin pinnan alla on nestemäisen veden valtameri, ja satelliitti Io on sen magneettikenttä.

Jupiter ja sen kuut

Tehtävän suorittamisen jälkeen "Galileo" sulanut Jupiterin yläilmakehässä.

Lento Jupiteriin

Vuonna 2011 NASA lähetti Jupiteriin uuden laitteen - avaruusaseman "Juno", jonka täytyy saavuttaa planeetta ja mennä kiertoradalle vuonna 2016. Sen tarkoituksena on auttaa planeetan magneettikentän tutkimuksessa sekä "Juno" pitäisi selvittää, onko Jupiterilla kova ydin Vai onko se vain hypoteesi.

Avaruusalus "Juno" saavuttaa tavoitteen vasta 3 vuoden kuluttua

Viime vuonna Euroopan avaruusjärjestö ilmoitti aikovansa valmistautua 2022 uusi eurooppalais-venäläinen tehtävä tutkia Jupiteria ja sen satelliitteja Ganymedes, Callisto ja Europa. Suunnitelmiin kuuluu myös laitteen laskeutuminen Ganymede-satelliittiin. vuonna 2030.

Planeetta Saturnus

Ensimmäistä kertaa laite lensi Saturnuksen planeetalle lähietäisyydeltä "Pioneeri-11" ja tämä tapahtui vuonna 1979. Vuotta myöhemmin planeetta vieraili Voyager 1 ja vuoden kuluttua Voyager 2. Nämä kolme laitetta lensivät Saturnuksen ohi, mutta onnistuivat tekemään paljon hyödyllisiä kuvia tutkijoille.

Saturnuksen kuuluisista renkaista otettiin yksityiskohtaisia ​​kuvia, planeetan magneettikenttä löydettiin ja ilmakehässä nähtiin voimakkaita myrskyjä.

Saturnus ja sen kuu Titan

Automaattisen avaruusaseman rakentaminen kesti 7 vuotta "Cassini-Huygens", kohteeseen heinäkuussa 2007 astua planeetan kiertoradalle. Tämän kahdesta elementistä koostuvan laitteen piti itse Saturnuksen lisäksi tutkia sen Titaanin suurin kuu, joka saatiin onnistuneesti päätökseen.

Cassini-Huygens-avaruusalus (tietokonekuva)

Saturnuksen kuu Titan

Nesteen ja ilmakehän olemassaolo Titan-satelliitissa on todistettu. Tutkijat ovat ehdottaneet, että satelliitti on melkoinen yksinkertaisimmat elämänmuodot voivat olla olemassa Tämä on kuitenkin vielä todistettava.

Kuva Saturnuksen kuusta Titanista

Aluksi suunniteltiin, että tehtävä "Cassini" tulee olemaan vuoteen 2008 asti, mutta myöhemmin sitä jatkettiin useita kertoja. Lähitulevaisuudessa on suunniteltu uusia amerikkalaisten ja eurooppalaisten yhteisiä tehtäviä Saturnukselle ja sen satelliiteille. Titan ja Enceladus.

Planeetat Uranus ja Neptunus

Näitä kaukaisia ​​planeettoja, jotka eivät näy paljaalla silmällä, tutkivat enimmäkseen maapallon tähtitieteilijät. teleskooppien kanssa. Ainoa laite, joka lähestyi heitä, oli Voyager 2, joka vieraillessaan Saturnuksella meni Uranukselle ja Neptunukselle.

Ensimmäinen Voyager 2 lensi Uranuksen ohi vuonna 1986 ja otin kuvia läheltä. Uranus osoittautui täysin ilmaisuttomaksi: siinä ei havaittu myrskyjä tai pilvivyöhykkeitä, joita muilla jättiläisplaneetoilla on ollut.

Voyager 2 lentää Uranuksen ohi (tietokonekuva)

Avaruusaluksen avulla Voyager 2 löysi paljon yksityiskohtia, mm Uranuksen renkaat, uudet satelliitit. Kaikki, mitä tiedämme tästä planeettasta tänään, on kiitos Voyager 2, joka pyyhkäisi Uranuksen ohi suurella nopeudella ja otti useita kuvia.

Voyager 2 lentää Neptunuksen ohi (tietokonekuva)

Vuonna 1989 Voyager 2 pääsi Neptunukseen ottamaan kuvia planeettasta ja sen satelliitista. Sitten vahvistettiin, että planeetalla on magneettikenttä ja suuri tumma piste, joka on jatkuva myrsky. Neptunuksella on myös havaittu heikot renkaat ja uusia kuuita.

Uusia laitteita Uranukseen on tarkoitus tuoda markkinoille 2020-luvulla, mutta tarkkoja päivämääriä ei ole vielä ilmoitettu. NASA aikoo lähettää Uranukselle kiertoradan lisäksi myös ilmakehän luotain.

Avaruusalus "Urane Orbiter" matkalla Uranukselle (tietokonekuva)

Planeetta Pluto

Menneisyydessä planeetta ja tänään kääpiöplaneetta Pluto- yksi aurinkokunnan kaukaisimmista kohteista, mikä vaikeuttaa tutkimista. Lentäen muiden kaukaisten planeettojen ohi, ei myöskään Voyager 1, ei kumpikaan Voyager 2 ei ollut mahdollista vierailla Plutossa, joten kaikki tietomme tästä kohteesta saimme kiitos kaukoputket.

New Horizons -avaruusalus (tietokonerenderöinti)

1900-luvun loppuun asti tähtitieteilijät eivät olleet erityisen kiinnostuneita Plutosta, ja he panivat kaikki voimansa läheisten planeettojen tutkimiseen. Planeetan syrjäisestä sijainnista johtuen vaadittiin suuria kustannuksia, etenkin jotta mahdollinen laite voisi saada virtaa energiasta ollessaan poissa Auringosta.

Lopulta vain vuoden 2006 alussa NASAn avaruusalus laukaistiin onnistuneesti "Uusia näköaloja". Hän on edelleen matkalla: se on suunniteltu elokuussa 2014 se tulee olemaan Neptunuksen vieressä ja vain heinäkuussa 2015.

Raketin laukaisu New Horizons -avaruusaluksella Cape Canaveralista, Floridasta, USA, 2006

Valitettavasti nykyaikainen tekniikka ei vielä anna laitteen päästä Pluton kiertoradalle ja hidastua, joten se vain kulkee kääpiöplaneetan ohi. Kuuden kuukauden sisällä tutkijoilla on mahdollisuus tutkia laitteistolla saamaansa dataa. "Uusia näköaloja".

Historia ja rakenne

Aurinkokunta on planeettamme, joka sisältää Auringon ja kaikki sen ympärillä kiertävät luonnonkohteet. Se ilmestyi 4,57 miljardia vuotta sitten, jolloin painovoiman aiheuttama lämpötila ja paine primaarisen kaasu- ja pölypilven sisällä johtivat lämpöydinreaktion alkamiseen.

Suurin osa aurinkokunnan massasta on Auringossa, kun taas loput planeetat, kääpiöplaneetat, asteroidit, komeetat, pöly ja kaasu. Kahdeksalla suhteellisen yksinäisellä planeetalla on suhteellisen pyöreät kiertoradat ja ne sijaitsevat lähes litteän levyn - ekliptiikan tason - rajoissa. Maa kuuluu niin kutsuttuun maanpäälliseen ryhmään, johon kuuluvat neljä ensimmäistä planeettaa Auringosta - Merkurius, Venus ja Maa, jotka koostuvat pääasiassa silikaateista ja metalleista. Niitä seuraa neljän Auringosta kauempana olevan planeetan ryhmä - Uranus ja Neptunus (kutsutaan myös kaasujättiläisiksi), maanpäällisiin planeetoihin verrattuna niiden koko on valtava. Erityisen suuria ovat Jupiter ja Saturnus, aurinkokunnan suurimmat, jotka koostuvat pääasiassa heliumista ja vedystä; Uranuksen ja Neptunuksen koostumuksessa määritetään vedyn ja heliumin lisäksi myös hiilimonoksidia ja metaania. Näitä planeettoja kutsutaan myös "jääjättiläisiksi". Kaikki kaasujättiläiset ovat pöly- ja muiden hiukkasten ympäröimiä.

Järjestelmässämme on kaksi pientä aluetta. Asteroidivyöhyke Marsin ja Jupiterin välillä sisältää monia silikaateista ja metalleista koostuvia esineitä, mikä osoittaa yhtäläisyyksiä maanpäällisten planeettojen kanssa. Sen suurimmat esineet ovat kääpiöplaneetta ja asteroidit Vesta, Hygiea ja Pallas. Neptunuksen kiertoradan takana on ns. Kuiper-vyö, jonka esineet koostuvat vesijäästä, ammoniakista ja metaanista. Kuiperin vyöhykkeen suurimmat esineet tänä päivänä löydettyjä pidetään Sedna, Haumea, Makemake, Quaoar, Orc ja Eridu.

Aurinkokunnassa on muitakin pienten kappaleiden populaatioita, kuten planeettojen kvasisatelliitteja ja troijalaisia, maapallon lähellä olevia asteroideja, kentaureja, damokloideja sekä komeettoja, meteoroideja ja kosmista pölyä, jotka liikkuvat järjestelmän läpi.

Aurinkotuuli (plasmavirta auringosta) luo kuplan tähtienväliseen väliaineeseen nimeltä heliosfääri, joka ulottuu hajallaan olevan levyn reunaan. Hypoteettinen Oort-pilvi, joka on pitkäaikaisten komeettojen lähde, voi ulottua noin tuhat kertaa heliosfäärin ulkopuolelle.

Aurinkokunta on osa Linnunradan galaksia.

Järjestelmän keskeinen kohde, aurinko, on ns. keltainen kääpiö ja kuuluu G2V-pääsarjan tähtiin. Tästä nimestä huolimatta aurinko ei ole pieni tähti. Sen massa on noin 99,866 % koko järjestelmän massasta. Noin 99% jäljellä olevasta massasta putoaa kaasujättiläisille (suurin osa tästä meni Jupiteriin ja Saturnukseen - noin 90%).

Useimpien aurinkokunnan suurten esineiden liike tapahtuu lähes yhdessä tasossa, ns ekliptiikan taso, mutta komeettojen ja monien Kuiper-vyöhykkeen esineiden liikkeelle on usein ominaista suuri kaltevuuskulma tähän tasoon nähden.

Kaikkien planeettojen ja useimpien muiden kohteiden pyörimissuunta toistuu auringon pyörimissuunta, tästä säännöstä on poikkeuksia, esimerkiksi Halleyn komeetta.

Merkuriuksella on suurin kulmanopeus – se viettää 88 Maan vuorokautta täydelliseen kierrokseen Auringon ympäri, ja kaukaisimmalla planeetalla, Neptunuksella, yksi kierros Auringon ympäri tapahtuu 165 maavuodessa.

Useimmilla planeetoilla pyörimissuunta akselinsa ympäri ja pyörimissuunta Auringon ympäri ovat samat, poikkeuksia tästä säännöstä ovat Venus ja Uranus. Venus pyörii vastakkaiseen suuntaan, ja hyvin hitaasti, yksi kierros tapahtuu 243 Maan vuorokaudessa, ja Uranuksen pyörimisakseli on kallistunut ekliptiikan akseliin lähes 90 °, käytännössä se "makaa kyljellään".

Monilla aurinkokunnan planeetoilla on kuut, joista osa on Merkuriusta suurempia. Usein suuret satelliitit pyörivät synkronisesti, mikä tarkoittaa, että satelliitti on aina käännetty planeettaan yhdeltä puolelta.

Aurinkokunnan planeettojen tutkiminen

1900-luvun loppuun asti oli yleisesti hyväksyttyä, että aurinkokunnassa on yhdeksän planeettaa: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, Pluto. Mutta viime aikoina Neptunuksen kiertoradan ulkopuolelta on löydetty paljon esineitä, joista osa on Pluton kaltaisia ​​ja toiset jopa sitä suurempia. Siksi tähtitieteilijät tarkensivat vuonna 2006 luokittelua: 8 suurinta kappaletta - Merkuriuksesta Neptunukseen - pidetään klassisina planeetoina, ja Plutosta tuli uuden esineluokan prototyyppi - kääpiöplaneetat. Neljää Aurinkoa lähinnä olevaa planeettaa kutsutaan maanpäällisiksi planeetoiksi ja neljää seuraavaa massiivista kaasukappaletta kutsutaan jättiplaneetoiksi. Kääpiöplaneetat elävät pääasiassa Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella - Kuiperin vyöhykkeellä.

Kuu

Kuu on Maan luonnollinen satelliitti ja yötaivaan kirkkain kohde. Muodollisesti Kuu ei ole planeetta, mutta se on huomattavasti suurempi kuin kaikki kääpiöplaneetat, useimmat planeettojen satelliitit, eikä se ole kooltaan paljon pienempi kuin Merkurius. Kuussa ei ole meille tuttua ilmapiiriä, ei ole jokia ja järviä, kasvillisuutta ja eläviä organismeja. Painovoima Kuussa on kuusi kertaa pienempi kuin maan päällä. Päivä ja yö lämpötilan laskulla jopa 300 asteeseen kestävät kaksi viikkoa. Siitä huolimatta Kuu houkuttelee yhä enemmän maan asukkaita mahdollisuudella käyttää ainutlaatuisia olosuhteitaan ja resurssejaan. Siksi Kuu on ensimmäinen askeleemme aurinkokunnan esineiden tuntemisessa.

Kuuta on tutkittu hyvin sekä maassa sijaitsevien teleskooppien avulla että yli 50 avaruusaluksen ja astronautien kanssa lennon ansiosta. Neuvostoliiton automaattiset asemat "Luna-3" (1959) ja "Zond-3" (1965) kuvasivat ensimmäistä kertaa Kuun puolipallon itä- ja länsiosat, jotka eivät olleet näkyvissä Maasta. Kuun keinotekoiset satelliitit tutkivat sen painovoimakenttää ja helpotusta. Itseliikkuvat ajoneuvot "Lunokhod-1 ja -2" lähettivät Maahan paljon kuvia ja tietoa maaperän fysikaalisista ja mekaanisista ominaisuuksista. Kaksitoista amerikkalaista astronauttia Apollo-avaruusaluksen avulla vuosina 1969-1972. vieraili Kuussa, jossa he suorittivat pintatutkimuksia kuudessa eri laskeutumispaikassa näkyvällä puolella, asensivat sinne tieteellisiä laitteita ja toivat takaisin Maahan noin 400 kg kuun kiviä. Luotain "Luna-16, -20 ja -24" suoritti porauksen automaattitilassa ja toimitti kuun maaperän Maahan. Uuden sukupolven avaruusalukset Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) ja Smart-1 (2003-06) saivat tarkempaa tietoa Kuun kohokuviosta ja gravitaatiokentästä sekä vedyn pintaesiintymistä. laakerimateriaalit, mahdollisesti vesijää. Erityisesti näiden materiaalien lisääntynyt pitoisuus löytyy pysyvästi varjostetuista syvennyksistä lähellä napoja.

Kiinalainen laite "Change-1", joka laukaistiin 24. lokakuuta 2007, kuvasi kuun pintaa ja keräsi tietoja digitaalisen mallin laatimiseksi sen kohokuviosta. 1. maaliskuuta 2009 laite pudotettiin kuun pinnalle. 8. marraskuuta 2008 intialainen avaruusalus Chandrayan 1 laukaistiin selenosentriselle kiertoradalle. Marraskuun 14. päivänä luotain irtautui siitä tehden kovan laskun kuun etelänavalle. Laite työskenteli 312 päivää ja välitti tietoa kemiallisten alkuaineiden jakautumisesta pinnalla ja kohokuvion korkeuksissa. Japanilainen AMS "Kaguya" ja kaksi muuta mikrosatelliittia "Okina" ja "Oyuna", jotka toimivat vuosina 2007-2009, saivat päätökseen tieteellisen kuun tutkimusohjelman ja välittivät tietoa kohokuvioiden korkeuksista ja painovoiman jakautumisesta sen pinnalla korkealla. tarkkuus.

Uusi tärkeä vaihe Kuun tutkimuksessa oli kahden amerikkalaisen AMS:n "Lunar Reconnaissance Orbiter" (Lunar Orbital Reconnaissance) ja "LCROSS" (satelliitti kuun kraatterien havainnointiin ja havaitsemiseen) laukaisu 18. kesäkuuta 2009. 9. lokakuuta 2009 AMS "LCROSS" lähetettiin Cabeon kraatteriin. 2,2 tonnia painavan Atlas-V-raketin käytetty vaihe putosi ensin kraatterin pohjalle, ja noin neljä minuuttia myöhemmin sinne putosi LCROSS AMS (paino 891 kg), joka ennen putoamista ryntäsi nostaman pölypilven läpi. vaiheessa, kun se on onnistunut tekemään tarvittavat tutkimukset laitteen kuolemaan asti. Amerikkalaiset tutkijat uskovat, että he silti onnistuivat löytämään vettä kuun pölypilvistä. Lunar Reconnaissance Orbiter jatkaa kuun tutkimista napa-kuun kiertoradalta. Avaruusaluksessa on venäläinen LEND-instrumentti (kuuntutkimuksen neutronidetektori), joka on suunniteltu etsimään jäätynyttä vettä. Etelänavan alueelta hän löysi suuren määrän vetyä, mikä saattaa olla merkki veden läsnäolosta siellä sitoutuneessa tilassa.

Lähitulevaisuudessa kuun tutkimus alkaa. Jo tänään kehitetään yksityiskohtaisesti hankkeita pysyvän asuttavan tukikohdan luomiseksi sen pinnalle. Tällaisen tukikohdan korvaavan miehistön pitkäaikainen tai pysyvä läsnäolo Kuussa mahdollistaa monimutkaisempien tieteellisten ja sovellettavien ongelmien ratkaisemisen.

Kuu liikkuu painovoiman, pääasiassa kahden taivaankappaleen - Maan ja Auringon - vaikutuksesta keskimäärin 384 400 km:n etäisyydellä Maasta. Apogeessa tämä etäisyys kasvaa 405 500 kilometriin ja perigeessa se pienenee 363 300 kilometriin. Kuun kiertoaika Maan ympäri suhteessa kaukaisiin tähtiin on noin 27,3 päivää (sideerinen kuukausi), mutta koska Kuu kiertää Auringon yhdessä Maan kanssa, sen sijainti suhteessa Aurinko-Maa-linjaan toistuu hieman pidempi aika - noin 29,5 päivää (synodinen kuukausi). Tänä aikana kuun vaiheiden täydellinen muutos tapahtuu: uudesta kuusta ensimmäiseen neljännekseen, sitten täysikuuhun, viimeiseen neljännekseen ja jälleen uuteen kuuhun. Kuun pyöriminen akselinsa ympäri tapahtuu vakiokulmanopeudella samaan suuntaan, jossa se pyörii Maan ympäri, ja samalla 27,3 päivän ajanjaksolla. Tästä syystä näemme Maasta vain yhden Kuun puolipallon, jota kutsumme niin - näkyväksi; ja toinen pallonpuolisko on aina piilossa silmiltämme. Tätä pallonpuoliskoa, joka ei näy Maasta, kutsutaan Kuun kaukaisemmaksi puolelle. Kuun fyysisen pinnan muodostama hahmo on hyvin lähellä säännöllistä palloa, jonka keskimääräinen säde on 1737,5 km. Kuun maapallon pinta-ala on noin 38 miljoonaa km 2, mikä on vain 7,4 % maan pinta-alasta tai noin neljännes maan mantereiden pinta-alasta. Kuun ja Maan massojen suhde on 1:81,3. Kuun keskimääräinen tiheys (3,34 g / cm 3) on paljon pienempi kuin Maan keskimääräinen tiheys (5,52 g / cm 3). Painovoima Kuussa on kuusi kertaa pienempi kuin maan päällä. Kesäiltapäivänä päiväntasaajan lähellä pinta lämpenee +130°C:een, paikoin jopa korkeammallekin; ja yöllä lämpötila laskee -170 asteeseen. Pinnan nopeaa jäähtymistä havaitaan myös kuunpimennysten aikana. Kuussa erotetaan kahdentyyppisiä alueita: vaalea - mannermainen, joka kattaa 83% koko pinnasta (mukaan lukien kääntöpuoli), ja pimeät alueet, joita kutsutaan meriksi. Tällainen jako syntyi jo 1600-luvun puolivälissä, kun oletettiin, että Kuussa todella oli vettä. Minerologisen koostumuksen ja yksittäisten kemiallisten alkuaineiden pitoisuuden suhteen kuun kivet pinnan tummilla alueilla (merellä) ovat hyvin lähellä maanpäällisiä kiviä, kuten basaltteja, ja vaaleilla alueilla (mantereilla) - anortosiitteja.

Kysymys kuun alkuperästä ei ole vielä täysin selvä. Kuun kivien kemiallisen koostumuksen ominaisuudet viittaavat siihen, että Kuu ja Maa muodostuivat samalle aurinkokunnan alueelle. Mutta ero niiden koostumuksessa ja sisäisessä rakenteessa saa meidät ajattelemaan, että nämä molemmat kehot eivät olleet yksi kokonaisuus menneisyydessä. Suurin osa suurista kraattereista ja valtavista syvennyksistä (monirenkaiset altaat) ilmestyi kuun pallon pinnalle pinnan voimakkaan pommituksen aikana. Noin 3,5 miljardia vuotta sitten, sisäisen kuumennuksen seurauksena, basaltilaavat valuivat pinnalle Kuun suolistosta ja täyttivät alangot ja pyöreät painaumat. Näin muodostuivat Kuun meret. Kääntöpuolella paksumman kuoren vuoksi effuusiota oli huomattavasti vähemmän. Näkyvällä pallonpuoliskolla meret vievät 30% pinnasta ja toisella puolella - vain 3%. Näin ollen kuun pinnan evoluutio saatiin periaatteessa päätökseen noin 3 miljardia vuotta sitten. Meteoripommitukset jatkuivat, mutta heikommin. Pinnan pitkäaikaisen käsittelyn seurauksena muodostui Kuun kivien ylempi löysä kerros - regoliitti, useita metrejä paksu.

Merkurius

Aurinkoa lähinnä oleva planeetta on nimetty muinaisen jumalan Hermeksen (roomalaisten Mercury) mukaan - jumalien sanansaattajan ja aamunkoiton jumalan mukaan. Elohopea on keskimäärin 58 miljoonan kilometrin tai 0,39 AU:n etäisyydellä. auringosta. Liikkuessaan erittäin pitkänomaista kiertoradalla se lähestyy Aurinkoa 0,31 AU:n etäisyydellä perihelionissa ja 0,47 AU:n etäisyydellä maksimietäisyydellä, mikä tekee täydellisen kierroksen 88 Maan vuorokaudessa. Vuonna 1965 todettiin Maan tutkamenetelmillä, että tämän planeetan kiertoaika on 58,6 päivää, eli 2/3 vuodesta se suorittaa täydellisen kierron akselinsa ympäri. Aksiaali- ja kiertoradan liikkeiden lisääminen johtaa siihen, että Aurinko-Maa-linjalla Merkurius kääntyy aina samalla puolella meitä kohti. Aurinkopäivä (aikaväli Auringon ylemmän tai alemman kulminaatioiden välillä) jatkuu planeetalla 176 Maan päivää.

1800-luvun lopulla tähtitieteilijät yrittivät piirtää Merkuriuksen pinnalla havaitut tummat ja vaaleat yksityiskohdat. Tunnetuimpia ovat Schiaparellin (1881-1889) ja amerikkalaisen tähtitieteilijän Percival Lovellin (1896-1897) teokset. Mielenkiintoista on, että tähtitieteilijä T. J. C. jopa ilmoitti vuonna 1901 nähneensä kraattereita Merkuriuksella. Harvat ihmiset uskoivat tähän, mutta myöhemmin 625 kilometrin kraatteri (Beethoven) osoittautui Xin merkitsemässä paikassa. Vuonna 1934 ranskalainen tähtitieteilijä Eugène Antoniadi kartoitti Merkuriuksen "näkyvän pallonpuoliskon", koska silloin uskottiin, että vain yksi sen puolipalloista oli aina valaistu. Tämän kartan yksittäiset tiedot Antoniadi antoi nimiä, joita käytetään osittain nykyaikaisissa kartoissa.

Ensimmäistä kertaa oli mahdollista tehdä todella luotettavia karttoja planeettasta ja nähdä pinnan topografian hienoja yksityiskohtia vuonna 1973 laukaisun amerikkalaisen Mariner-10-avaruusluotaimen ansiosta. Se lähestyi Merkuriusta kolme kertaa ja välitti televisiokuvia eri osista. sen pinnasta Maahan. Kaiken kaikkiaan 45 % planeetan pinnasta kuvattiin, pääasiassa läntinen pallonpuolisko. Kuten kävi ilmi, sen koko pinta on peitetty monilla erikokoisilla kraatereilla. Planeetan säteen (2439 km) ja sen massan arvoa oli mahdollista selvittää. Lämpötila-anturit mahdollistivat, että päivällä planeetan pintalämpötila nousee 510 °C:seen ja yöllä laskee -210 °C:seen. Sen magneettikentän voimakkuus on noin 1 % maan voimakkuudesta. magneettikenttä. Yli 3 tuhannen kolmannen lähestymisen aikana otetun valokuvan resoluutio oli jopa 50 m.

Merkuriuksen vapaan pudotuksen kiihtyvyys on 3,68 m/s 2 . Tällä planeetalla oleva astronautti painaa lähes kolme kertaa vähemmän kuin maan päällä. Koska kävi ilmi, että elohopean keskimääräinen tiheys on melkein sama kuin Maan, oletetaan, että Merkuriuksella on rautaydin, joka vie noin puolet planeetan tilavuudesta, jonka päällä vaippa ja silikaattikuori sijaitsevat. Merkurius saa kuusi kertaa enemmän auringonvaloa pinta-alayksikköä kohti kuin Maa. Lisäksi suurin osa aurinkoenergiasta imeytyy, koska planeetan pinta on tumma ja heijastaa vain 12-18 prosenttia tulevasta valosta. Planeetan pintakerros (regoliitti) on erittäin murskattu ja toimii erinomaisena lämmöneristeenä, joten useiden kymmenien senttimetrien syvyydessä pinnasta lämpötila on vakio - noin 350 astetta K. Elohopeassa on syntynyt erittäin harvinainen heliumilmakehä. "aurinkotuulen", joka puhaltaa planeettaa. Tällaisen ilmakehän paine pinnalla on 500 miljardia kertaa pienempi kuin maan pinnalla. Heliumin lisäksi havaittiin merkityksetön määrä vetyä, jäämiä argonista ja neonista.

Amerikkalainen AMS "Messenger" (Messenger - englantilaisesta Courierista), joka laukaistiin 3. elokuuta 2004, teki ensimmäisen lennon Merkuriuksen ympäri 14. tammikuuta 2008 200 km:n etäisyydellä planeetan pinnasta. Hän kuvasi planeetan aiemmin valokuvaamattoman pallonpuoliskon itäosaa. Merkuriuksen tutkimukset suoritettiin kahdessa vaiheessa: ensimmäinen kysely ohilentoradasta kahden planeetan kohtaamisen aikana (2008) ja sitten (30. syyskuuta 2009) - yksityiskohtaisesti. Planeetan koko pinta kartoitettiin eri spektrialueilla ja saatiin värikuvia maastosta, selvitettiin kivien kemiallinen ja mineraloginen koostumus sekä mitattiin haihtuvien alkuaineiden pitoisuutta lähellä pintakerrosta. Laserkorkeusmittari mittasi Merkuriuksen pinnan kohokuvion korkeuksia. Kävi ilmi, että tämän planeetan kohokuvion korkeusero on alle 7 km. Neljännen tapaamisen aikana, 18. maaliskuuta 2011, AMS "Messengerin" pitäisi saapua Mercuryn keinotekoisen satelliitin kiertoradalle.

Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton päätöksen mukaan Merkuriuksen kraatterit on nimetty hahmojen mukaan: kirjailijoiden, runoilijoiden, taiteilijoiden, kuvanveistäjien, säveltäjien mukaan. Esimerkiksi suurimmat kraatterit, joiden halkaisija oli 300–600 km, nimettiin Beethoveniksi, Tolstoiksi, Dostojevskiksi, Shakespeareksi ja muille. Tästä säännöstä on poikkeuksia - yksi halkaisijaltaan 60 km:n kraatteri, jossa on sädejärjestelmä, on nimetty kuuluisan tähtitieteilijän Kuiperin mukaan, ja toinen halkaisijaltaan 1,5 km:n kraatteri lähellä päiväntasaajaa, joka on otettu Merkuriuksen pituusasteiden alkupisteeksi. nimeltä Hun Kal, joka on muinaisten mayojen kielellä tarkoittaa kahtakymmentä. Tämän kraatterin läpi sovittiin piirtää pituuspiiri, jonka pituusaste on 20°.

Tasangoilla on nimet Merkurius-planeetalle eri kielillä, kuten Sobkow Plain tai Odin Plain. Sijainnistaan ​​on nimetty kaksi tasankoa: Pohjoinen tasango ja Zharan tasango, jotka sijaitsevat korkeimmilla lämpötiloilla 180° pituusasteessa. Tätä tasankoa rajaavia vuoria kutsuttiin Heat-vuoriksi. Merkuriuksen kohokuvion erottuva piirre on pidennetyt reunat, jotka saivat merentutkimusalusten nimet. Laaksot on nimetty radioastronomian observatorioiden mukaan. Kaksi harjua on nimetty Antoniadiksi ja Schiaparelliksi niiden tähtitieteilijöiden kunniaksi, jotka tekivät ensimmäiset kartat tästä planeettasta.

Venus

Venus on maata lähinnä oleva planeetta, se on lähempänä aurinkoa kuin me ja siksi se valaisee sen kirkkaammin; Lopulta se heijastaa auringonvaloa erittäin hyvin. Tosiasia on, että Venuksen pinta on peitetty voimakkaan ilmakehän peitteen alla, mikä piilottaa planeetan pinnan kokonaan näkyviltä. Näkyvällä alueella sitä ei voi nähdä edes Venuksen keinotekoisen satelliitin kiertoradalta, ja siitä huolimatta meillä on pinnasta "kuvia", jotka on saatu tutkalla.

Toinen planeetta Auringosta on nimetty muinaisen rakkauden ja kauneuden jumalattaren Afroditen mukaan (roomalaisten keskuudessa - Venus). Venuksen keskimääräinen säde on 6051,8 km ja massa on 81% Maan massasta. Venus pyörii Auringon ympäri samaan suuntaan kuin muut planeetat ja tekee täydellisen kierroksen 225 päivässä. Sen pyörimisaika akselinsa ympäri (243 päivää) määritettiin vasta 1960-luvun alussa, jolloin planeetan pyörimisnopeuksia alettiin käyttää tutkamenetelmillä. Näin ollen Venuksen päivittäinen kierto on hitain kaikista planeetoista. Lisäksi se tapahtuu vastakkaiseen suuntaan: toisin kuin useimmat planeetat, joilla kierto- ja pyörimissuunnat akselin ympäri ovat samat, Venus pyörii akselin ympäri kiertoradan liikettä vastakkaiseen suuntaan. Jos katsot muodollisesti, tämä ei ole Venuksen ainutlaatuinen ominaisuus. Esimerkiksi Uranus ja Pluto pyörivät myös vastakkaiseen suuntaan. Mutta ne pyörivät melkein "makaavat kyljellään", ja Venuksen akseli on melkein kohtisuorassa kiertoratatasoon nähden, joten se on ainoa, joka "todella" pyörii vastakkaiseen suuntaan. Siksi aurinkopäivä Venuksella on lyhyempi kuin sen kiertoaika akselin ympäri ja on 117 Maan päivää (muilla planeetoilla aurinkopäivä on pidempi kuin pyörimisjakso). Vuosi Venuksella on vain kaksi kertaa niin pitkä kuin aurinkopäivä.

Venuksen ilmakehässä on 96,5 % hiilidioksidia ja lähes 3,5 % typpeä. Muut kaasut - vesihöyry, happi, rikkioksidi ja -dioksidi, argon, neon, helium ja krypton - muodostavat alle 0,1 %. Mutta on pidettävä mielessä, että Venuksen ilmakehä on noin 100 kertaa massiivisempi kuin meidän, joten typpeä on massassa esimerkiksi viisi kertaa enemmän kuin maan ilmakehässä.

Venuksen ilmakehän sumuinen usva ulottuu ylöspäin 48-49 kilometrin korkeuteen. Edelleen 70 km:n korkeuteen asti on pilvikerros, joka sisältää väkevän rikkihapon pisaroita, ja ylimmissä kerroksissa on myös suola- ja fluorivetyhappoja. Venuksen pilvet heijastavat 77 % niihin osuvasta auringonvalosta. Venuksen korkeimpien vuorten huipulla - Maxwell-vuorilla (noin 11 km korkea) - ilmanpaine on 45 baaria ja Diana Canyonin alaosassa - 119 baaria. Kuten tiedät, maapallon ilmakehän paine planeetan pinnalla on vain 1 bar. Hiilidioksidista koostuva Venuksen voimakas ilmakehä absorboi ja siirtää osittain noin 23 % auringon säteilystä pintaan. Tämä säteily lämmittää planeetan pintaa, mutta pinnalta tuleva lämpöinfrapunasäteily kulkee ilmakehän läpi takaisin avaruuteen suurilla vaikeuksilla. Ja vasta kun pinta lämmitetään noin 460-470 °C:seen, lähtevä energiavirta on yhtä suuri kuin pintaan tuleva. Tämän kasvihuoneilmiön ansiosta Venuksen pinta säilyttää korkean lämpötilan alueen leveysasteesta riippumatta. Mutta vuorilla, joiden yläpuolella ilmakehän paksuus on pienempi, lämpötila on useita kymmeniä asteita alhaisempi. Venusta tutki yli 20 avaruusalusta: Venus, Mariners, Pioneer Venus, Vega ja Magellan. Vuonna 2006 Venera Express -luotain työskenteli sen ympärillä. Tiedemiehet pystyivät näkemään Venuksen pinnan kohokuvion globaalit piirteet Pioneer-Venus (1978), Venera-15 ja -16 (1983-84) ja Magellan (1990-94) kiertoradan tutkaäänien ansiosta.) . Maatutkan avulla voit "nähdä" vain 25 % pinnasta ja paljon pienemmällä tarkkuudella kuin avaruusalukset pystyvät. Esimerkiksi Magellan sai kuvia koko pinnasta resoluutiolla 300 m. Kävi ilmi, että suurin osa Venuksen pinnasta on mäkisten tasankojen miehittämä.

Kohotukset muodostavat vain 8 % pinnasta. Kaikki huomattavat helpotuksen yksityiskohdat saivat nimensä. Ensimmäisissä maanpäällisissä tutkakuvissa Venuksen pinnan yksittäisistä osista tutkijat käyttivät erilaisia ​​nimiä, jotka ovat nyt jääneet kartoille - Maxwell-vuoret (nimi heijastelee radiofysiikan roolia Venuksen tutkimuksessa), Alfa ja Beta. alueet (Venuksen kohokuvien kaksi kirkkainta yksityiskohtaa tutkakuvissa on nimetty kreikkalaisten aakkosten ensimmäisten kirjainten mukaan). Mutta nämä nimet ovat poikkeuksia Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton hyväksymiin nimeämissääntöihin: tähtitieteilijät ovat päättäneet kutsua Venuksen pinnan kohokuvion yksityiskohtia naisnimillä. Suuret koholla olevat alueet nimettiin: Afroditen maa, Ishtarin maa (assyrialaisen rakkauden ja kauneuden jumalattaren kunniaksi) ja Ladan maa (slaavilainen rakkauden ja kauneuden jumalatar). Suuret kraatterit on nimetty kaikkien aikojen ja kansojen erinomaisten naisten mukaan, ja pienet kraatterit kantavat henkilökohtaisia ​​naisten nimiä. Venuksen kartoilta löytyy sellaisia ​​nimiä kuin Kleopatra (Egyptin viimeinen kuningatar), Dashkova (Pietarin tiedeakatemian johtaja), Akhmatova (venäläinen runoilija) ja muita kuuluisia nimiä. Venäläisistä nimistä ovat Antonina, Galina, Zina, Zoya, Lena, Masha, Tatyana ja muut.

Mars

Auringon neljäs planeetta, joka on nimetty sodan jumalan Marsin mukaan, on 1,5 kertaa kauempana auringosta kuin Maa. Yksi kiertorata Marsin ympäri kestää 687 Maan päivää. Marsin kiertoradalla on huomattava epäkeskisyys (0,09), joten sen etäisyys Auringosta vaihtelee 207 miljoonasta kilometristä perihelionissa 250 miljoonaan kilometriin aphelionissa. Marsin ja Maan kiertoradat ovat lähes samassa tasossa: niiden välinen kulma on vain 2°. 780 päivän välein Maa ja Mars ovat vähimmäisetäisyydellä toisistaan, joka voi vaihdella 56-101 miljoonan kilometrin etäisyydellä. Näitä planetaarisia kohtaamisia kutsutaan oppositioksi. Jos tällä hetkellä planeettojen välinen etäisyys on alle 60 miljoonaa km, niin oppositiota kutsutaan suureksi. Suuria yhteenottoja tapahtuu 15-17 vuoden välein.

Marsin päiväntasaajan säde on 3394 km, mikä on 20 km enemmän kuin napa. Massaltaan Mars on kymmenen kertaa pienempi kuin Maa ja pinta-alaltaan 3,5 kertaa pienempi. Marsin aksiaalisen pyörimisen jakso määritettiin maanpinnan vastakkaisten yksityiskohtien teleskooppisilla havainnoilla: se on 24 tuntia 39 minuuttia ja 36 sekuntia. Marsin pyörimisakseli poikkeaa 25,2°:n kulmalla kohtisuorasta kiertoradan tasoon nähden. Siksi myös Mars kokee vuodenaikojen vaihtelun, mutta vuodenajat ovat lähes kaksi kertaa pidempiä kuin maan päällä. Radan pidentymisestä johtuen vuodenajat pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla ovat eripituisia: pohjoisella pallonpuoliskolla kesä kestää 177 Marsin päivää ja eteläisellä pallonpuoliskolla 21 päivää lyhyempi, mutta lämpimämpi kuin pohjoisen pallonpuoliskon kesä.

Suuremman etäisyydensä vuoksi Auringosta Mars vastaanottaa vain 43% energiasta, joka putoaa samalle maanpinnan alueelle. Vuoden keskilämpötila Marsin pinnalla on noin -60 °C. Ylin lämpötila siellä ei ylitä muutamaa astetta nollan yläpuolella, ja alin mitattiin pohjoisen napalipun kohdalla ja on -138 °C. Päivän aikana pintalämpötila vaihtelee merkittävästi. Esimerkiksi eteläisellä pallonpuoliskolla 50°:n leveysasteella tyypillinen keskisyksyn lämpötila vaihtelee -18°C:sta keskipäivällä -63°C:een yöllä. Kuitenkin jo 25 cm:n syvyydessä pinnan alapuolella lämpötila on melkein vakio (noin -60 ° C) vuorokaudenajasta ja vuodenajasta riippumatta. Suuret lämpötilan muutokset pinnalla selittyvät sillä, että Marsin ilmakehä on hyvin harvinainen, ja yöllä pinta jäähtyy nopeasti, ja päivällä aurinko lämmittää sen nopeasti. Marsin ilmakehässä on 95 % hiilidioksidia. Muut aineosat: 2,5 % typpeä, 1,6 % argonia, alle 0,4 % happea. Ilmakehän keskimääräinen paine pinnalla on 6,1 mbar, eli 160 kertaa pienempi kuin maan ilmanpaine merenpinnan tasolla (1 bar). Marsin syvimmissä syvennyksissä se voi saavuttaa 12 mbar. Planeetan ilmakehä on kuiva, siinä ei käytännössä ole vesihöyryä.

Marsin napakorkit ovat monikerroksisia. Alempi, useiden kilometrien paksuinen pääkerros muodostuu tavallisesta vesijäästä, johon on sekoitettu pölyä; tämä kerros säilyy kesällä muodostaen pysyviä korkkeja. Ja havaitut kausivaihtelut napakorkeissa johtuvat alle 1 metrin paksuisesta yläkerroksesta, joka koostuu kiinteästä hiilidioksidista, niin sanotusta "kuivasta jäästä". Tämän kerroksen peittämä alue kasvaa nopeasti talvella saavuttaen 50° leveyden ja joskus jopa ylittäen tämän linjan. Keväällä lämpötilan noustessa ylempi kerros haihtuu ja jäljelle jää vain pysyvä korkki. Vuodenaikojen vaihtuessa havaittu pinta-alojen "tummuva aalto" selittyy tuulten suunnan muutoksella, joka puhaltaa jatkuvasti napasta toiseen. Tuuli kuljettaa pois päällyskerroksen irtonaista materiaalia - kevyttä pölyä, paljastaen tummempia kiviä. Aikana, jolloin Mars ohittaa perihelin, pinnan ja ilmakehän lämpeneminen lisääntyy ja Marsin ympäristön tasapaino häiriintyy. Tuulen nopeus kohoaa 70 km/h, pyörteet ja myrskyt alkavat. Joskus yli miljardi tonnia pölyä nousee ja pysyy ripustettuna, kun taas ilmastotilanne koko Marsin maapallolla muuttuu dramaattisesti. Pölymyrskyt voivat kestää 50-100 päivää. Marsin tutkimus avaruusaluksilla alkoi vuonna 1962 Mars-1-luotaimen laukaisulla. Ensimmäiset kuvat Marsin pinnan alueista välittivät Mariner-4 vuonna 1965 ja sitten Mariner-6 ja -7 vuonna 1969. Mars-3-laskeutumisajoneuvo onnistui tekemään pehmeän laskun. Mariner 9:n (1971) kuvien perusteella laadittiin planeetan yksityiskohtaiset kartat. Hän lähetti Maahan 7329 kuvaa Marsista, joiden resoluutio oli jopa 100 m, sekä valokuvia satelliiteistaan ​​- Phobos ja Deimos. Kokonainen neljän Mars-4, -5, -6, -7 avaruusaluksen laivasto, joka laukaistiin vuonna 1973, saavutti Marsin läheisyyteen vuoden 1974 alussa. Laivan jarrujärjestelmän toimintahäiriön vuoksi Mars-4 ohitti noin etäisyydeltä 2200 km planeetan pinnasta, suorittanut vain sen valokuvauksen. "Mars-5" suoritti pinnan ja ilmakehän etätutkimuksia keinotekoisen satelliitin kiertoradalta. Mars 6 -laskuri teki pehmeän laskun eteläiselle pallonpuoliskolle. Tiedot ilmakehän kemiallisesta koostumuksesta, paineesta ja lämpötilasta välitettiin Maahan. "Mars-7" kulki 1300 kilometrin etäisyydellä pinnasta täyttämättä ohjelmaa.

Tuottavimpia olivat kahden amerikkalaisen viikingin lennot vuonna 1975. Ajoneuvoissa oli televisiokameroita, infrapunaspektrometria ilmakehän vesihöyryn mittaamiseen sekä radiometrit lämpötilatietojen keräämiseen. Viking-1-laskukone teki pehmeän laskun Chris Plainille 20. heinäkuuta 1976 ja Viking-2 Utopia Plainille 3. syyskuuta 1976. Laskeutumispaikoilla tehtiin ainutlaatuisia kokeita Marsilaisen elämän merkkejä havaitsemiseksi. maaperää. Erityinen laite otti maanäytteen ja asetti sen yhteen vesi- tai ravintoainesäiliöistä. Koska kaikki elävät organismit muuttavat elinympäristöään, laitteiden piti tallentaa tämä. Vaikka tiiviisti suljetussa astiassa havaittiin joitain muutoksia ympäristössä, vahvan hapettimen läsnäolo maaperässä voi johtaa samoihin tuloksiin. Tästä syystä tutkijat eivät ole pystyneet luottavaisesti katsomaan näiden muutosten johtuvan bakteereista. Rata-asemat ottivat yksityiskohtaisia ​​valokuvia Marsin pinnasta ja sen satelliiteista. Saatujen tietojen perusteella laadittiin yksityiskohtaiset kartat planeetan pinnasta, geologiset, lämpö- ja muut erikoiskartat.

Neuvostoliiton asemien "Phobos-1, -2" tehtäviin, jotka laukaistiin 13 vuoden tauon jälkeen, kuului Marsin ja sen satelliitin Phoboksen tutkimus. Maan virheellisen komennon seurauksena Phobos-1 menetti suuntansa, eikä yhteyttä sen kanssa voitu palauttaa. "Phobos-2" tuli Marsin keinotekoisen satelliitin kiertoradalle tammikuussa 1989. Tietoja Marsin pinnan lämpötilan muutoksista ja uutta tietoa Phoboksen muodostavien kivien ominaisuuksista saatiin etämenetelmillä. Saatiin 38 kuvaa jopa 40 m resoluutiolla, mitattiin sen pinnan lämpötila, joka on kuumimmissa kohdissa 30 °C. Valitettavasti Phoboksen tutkimuksen pääohjelmaa ei voitu toteuttaa. Yhteys laitteen kanssa katkesi 27. maaliskuuta 1989. Vikojen sarja ei päättynyt tähän. Amerikkalainen avaruusalus "Mars-Observer", joka laukaistiin vuonna 1992, ei myöskään täyttänyt tehtäväänsä. Yhteys sen kanssa katkesi 21. elokuuta 1993. Venäläistä Mars-96-asemaa ei voitu asettaa lentoradalle Marsiin.

Yksi NASAn menestyneimmistä projekteista on Mars Global Surveyor, joka käynnistettiin 7. marraskuuta 1996 kartoittamaan Marsin pintaa yksityiskohtaisesti. Laite toimii myös televiestintäsatelliittina Spirit- ja Opportunity-mönkijöille, jotka toimitettiin vuonna 2003 ja toimii edelleen. Heinäkuussa 1997 Mars Pathfinder toimitti planeetalle ensimmäisen alle 11 kg:n robotti-roverin, Sojernerin, joka tutki onnistuneesti pinnan kemiaa ja sääolosuhteita. Rover piti yhteyttä maahan laskeutujan kautta. NASAn automaattinen planeettojenvälinen asema "Mars Reconnaissance Satellite" aloitti työnsä kiertoradalla maaliskuussa 2006. Marsin pinnalla olevalla korkearesoluutioisella kameralla pystyttiin erottamaan 30 cm:n kokoisia yksityiskohtia. "Mars Odyssey", "Mars - Express" ja "Marsin tiedustelusatelliitti jatkavat tutkimusta kiertoradalta. Laite "Phoenix" toimi napa-alueella 25. toukokuuta - 2. marraskuuta 2008. Hän oli ensimmäinen, joka porasi pinnan ja löysi jään. Phoenix toimitti tieteiskirjallisuuden digitaalisen kirjaston planeetalle. Astronautien lento-ohjelmia Marsiin kehitetään. Tällainen tutkimusmatka kestää yli kaksi vuotta, koska palatakseen heidän on odotettava Maan ja Marsin sopivaa suhteellista sijaintia.

Nykyaikaisissa Marsin kartoissa käytetään satelliittikuvista tunnistetuille maamuodoille annettujen nimien lisäksi myös Schiaparellin ehdottamia vanhoja maantieteellisiä ja mytologisia nimiä. Suurin kohotettu alue, jonka halkaisija on noin 6000 km ja korkeus jopa 9 km, sai nimekseen Tharsis (kuten Irania kutsuttiin muinaisissa kartoissa), ja etelässä valtava rengaspavennukset, jonka halkaisija oli yli 2000 km. oli nimeltään Hellas (Kreikka). Tiheästi kraateroituja pinnan alueita kutsuttiin maiksi: Prometheuksen maa, Nooan maa ja muut. Laaksoille on annettu Marsin planeetan nimet eri kansojen kielistä. Suuret kraatterit on nimetty tutkijoiden mukaan, ja pienet kraatterit on nimetty maan siirtokuntien mukaan. Neljä jättimäistä sammunutta tulivuorta kohoaa ympäröivän alueen yläpuolelle jopa 26 metrin korkeuteen. Suurin niistä, Arsida-vuorten länsilaidalla sijaitseva Olympus-vuori, jonka tukikohta on halkaisijaltaan 600 km ja kaldera (kraatteri) ) huipulla, jonka halkaisija on 60 km. Kolme tulivuorta - Mount Askriyskaya, Mount Pavlina ja Mount Arsia - sijaitsevat samalla suoralla linjalla Tharsis-vuorten huipulla. Tulivuoret itse kohoavat Tharsiksen yllä vielä 17 km. Näiden neljän lisäksi Marsista on löydetty yli 70 sammunutta tulivuoria, mutta ne ovat pinta-alaltaan ja korkeudeltaan paljon pienempiä.

Päiväntasaajan eteläpuolella on jättiläinen laakso, joka on jopa 6 km syvä ja yli 4000 km pitkä. Sitä kutsuttiin Merimieslaaksoksi. Myös monia pienempiä laaksoja on tunnistettu sekä uurteita ja halkeamia, jotka osoittavat, että muinaisina aikoina Marsissa oli vettä ja siksi ilmakehä oli tiheämpi. Joillakin alueilla Marsin pinnan alla pitäisi olla useita kilometrejä paksu ikiroutakerros. Tällaisilla alueilla, lähellä kraattereita, on näkyvissä maanpäällisille planeetoille epätavallisia jäätyneitä virtauksia, joiden perusteella voidaan arvioida maanalaisen jään esiintymistä.

Tasankoja lukuun ottamatta Marsin pinnalla on runsaasti kraatteria. Kraatterit näyttävät yleensä kuluneemmilta kuin Merkuriuksen ja Kuun kraatterit. Tuulieroosion jälkiä näkyy kaikkialla.

Phobos ja Deimos ovat Marsin luonnollisia satelliitteja

Amerikkalainen tähtitieteilijä A. Hall löysi Marsin satelliitit vuoden 1877 suuren opposition aikana. Heidät kutsuttiin nimellä Phobos (käännetty kreikan kielestä Pelko) ja Deimos (Kauhu), koska muinaisissa myyteissä sodan jumalan mukana olivat aina hänen lapsensa - pelko ja kauhu. Satelliitit ovat kooltaan hyvin pieniä ja niiden muoto on epäsäännöllinen. Phoboksen puoli-suurakseli on 13,5 km ja sivuakseli 9,4 km; Deimosissa 7,5 ja 5,5 km. Mariner 7 -luotain kuvasi Phobosta Marsin taustaa vasten vuonna 1969, ja Mariner 9 lähetti molemmista satelliiteista monia kuvia, jotka osoittavat, että niiden pinnat ovat epätasaisia ​​ja runsaasti kraattereita peitetty. Viking- ja Phobos-2-luotaimet suorittivat useita läheisiä satelliitteja. Parhaat valokuvat Phobosista näyttävät kohokuvioita jopa 5 metrin kokoisina.

Satelliittien kiertoradat ovat pyöreitä. Phobos kiertää Marsia 6000 km:n etäisyydellä pinnasta ajanjaksolla 7 tuntia 39 minuuttia. Deimos on 20 000 kilometrin päässä planeetan pinnasta, ja sen kiertoaika on 30 tuntia ja 18 minuuttia. Satelliittien pyörimisjaksot akselin ympäri ovat samat kuin niiden kierrosjaksot Marsin ympärillä. Satelliittien hahmojen pääakselit on aina suunnattu planeetan keskustaan. Phobos nousee lännessä ja laskee itään 3 kertaa marsin vuorokaudessa. Phoboksen keskimääräinen tiheys on alle 2 g/cm 3 ja vapaan pudotuksen kiihtyvyys sen pinnalla on 0,5 cm/s 2 . Ihminen painaa Phoboksella vain muutaman kymmenen gramman ja voisi heittämällä kiveä kädellä saada sen ikuisesti lentämään avaruuteen (erotusnopeus Phoboksen pinnalla on noin 13 m/s). Phoboksen suurimman kraatterin halkaisija on 8 km, mikä on verrattavissa itse satelliitin pienimpään halkaisijaan. Deimoksen suurimman syvennyksen halkaisija on 2 km. Pienet kraatterit satelliittien pinnoilla on pisteytetty pitkälti samalla tavalla kuin Kuu. Yleinen samankaltaisuus, runsaasti hienoksi sirpaloitunutta materiaalia, joka peittää satelliittien pinnat, Phobos näyttää "räjäytysemmältä" ja Deimos on sileämpi pölyn peittämä pinta. Phoboksesta on löydetty salaperäisiä uurteita, jotka ylittävät melkein koko kuun. Vaot ovat 100-200 m leveitä ja ulottuvat kymmeniä kilometrejä. Niiden syvyys on 20-90 metriä. Näiden vakojen alkuperästä on useita, mutta toistaiseksi ei ole tarpeeksi vakuuttavaa selitystä, samoin kuin selitystä itse satelliittien alkuperälle. Todennäköisesti nämä ovat Marsin vangitsemia asteroideja.

Jupiter

Jupiteria kutsutaan "planeettojen kuninkaaksi" syystä. Se on aurinkokunnan suurin planeetta, ylittää Maan halkaisijaltaan 11,2 kertaa ja massaltaan 318 kertaa. Jupiterin keskitiheys on pieni (1,33 g / cm 3), koska se koostuu melkein kokonaan vedystä ja heliumista. Se sijaitsee keskimäärin 779 miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta ja viettää noin 12 vuotta kiertoradalla. Jättimäisestä koostaan ​​huolimatta tämä planeetta pyörii erittäin nopeasti - nopeammin kuin Maa tai Mars. Yllättävin asia on, että Jupiterilla ei ole kiinteää pintaa yleisesti hyväksytyssä mielessä - se on kaasujättiläinen. Jupiter johtaa jättiläisplaneettojen ryhmää. Se on nimetty antiikin mytologian korkeimman jumalan mukaan (muinaiset kreikkalaiset - Zeus, roomalaiset - Jupiter), ja se on viisi kertaa kauempana auringosta kuin maa. Nopeasta pyörimisestä johtuen Jupiter on voimakkaasti litistynyt: sen päiväntasaajan säde (71 492 km) on 7 % suurempi kuin napa, mikä on helppo nähdä kaukoputken läpi katsottuna. Painovoima planeetan päiväntasaajalla on 2,6 kertaa suurempi kuin maan päällä. Jupiterin päiväntasaaja on kallistettu vain 3° kiertoradalle, joten planeetalla ei ole vuodenaikoja. Radan kaltevuus ekliptiikan tasoon on vielä pienempi - vain 1 °. Maan ja Jupiterin vastakohta toistuu 399 päivän välein.

Vety ja helium ovat tämän planeetan pääkomponentit: tilavuuden mukaan näiden kaasujen suhde on 89 % vetyä ja 11 % heliumia ja massasta 80 % ja 20 %. Jupiterin koko näkyvä pinta on tiheitä pilviä, jotka muodostavat tummien vyöhykkeiden ja kirkkaiden vyöhykkeiden järjestelmän päiväntasaajan pohjois- ja eteläpuolella 40 ° pohjoisen ja etelän leveysasteen leveyspiiriin. Pilvet muodostavat kerroksia ruskehtavia, punaisia ​​ja sinertäviä sävyjä. Näiden pilvikerrosten pyörimisjaksot eivät osoittautuneet samoiksi: mitä lähempänä päiväntasaajaa ne ovat, sitä lyhyemmin ne pyörivät. Joten lähellä päiväntasaajaa ne suorittavat vallankumouksen planeetan akselin ympäri 9 tunnissa ja 50 minuutissa ja keskimmäisillä leveysasteilla - 9 tunnissa ja 55 minuutissa. Vyöhykkeet ja vyöhykkeet ovat ilmakehän alas- ja ylävirtojen alueita. Päiväntasaajan suuntaisia ​​ilmakehän virtoja tukevat planeetan syvyyksistä tulevat lämpövirrat sekä Jupiterin nopea pyöriminen ja Auringon energia. Vyöhykkeiden näkyvä pinta sijaitsee noin 20 km vyöhykkeiden yläpuolella. Vyöhykkeiden ja vyöhykkeiden rajoilla havaitaan kaasujen voimakkaita turbulensseja liikkeitä. Jupiterin vety-helium-ilmakehällä on valtava laajuus. Pilvipeite sijaitsee noin 1000 km:n korkeudessa "pinnan" yläpuolella, jossa kaasumainen tila muuttuu nestemäiseksi korkean paineen vaikutuksesta.

Jo ennen avaruusalusten lentoja Jupiteriin todettiin, että Jupiterin suolistosta tuleva lämpövirta on kaksinkertainen planeetan vastaanottamaan auringon lämpövirtaan. Tämä voi johtua raskaampien aineiden hitaasta uppoamisesta kohti planeetan keskustaa ja kevyempien aineiden noususta. Meteoriittien putoaminen planeetalle voi myös olla energianlähde. Hihnojen väri selittyy erilaisten kemiallisten yhdisteiden läsnäololla. Lähempänä planeetan napoja korkeilla leveysasteilla pilvet muodostavat jatkuvan kentän, jossa on ruskeita ja sinertäviä pisteitä, joiden halkaisija on jopa 1000 km. Jupiterin tunnetuin piirre on Great Red Spot, eteläisellä trooppisella vyöhykkeellä sijaitseva vaihtelevan kokoinen soikea muodostelma. Tällä hetkellä sen mitat ovat 15 000 × 30 000 km (eli kaksi maapalloa sijoittuu siihen vapaasti), ja sata vuotta sitten tarkkailijat havaitsivat, että pisteen koko oli kaksi kertaa suurempi. Joskus se ei näy kovin selvästi. Suuri punainen täplä on Jupiterin ilmakehässä oleva pitkäikäinen pyörre, joka tekee täydellisen vallankumouksen keskustansa ympärillä kuudessa Maan päivässä. Ensimmäinen Jupiterin tutkimus lähietäisyydeltä (130 000 km) tehtiin joulukuussa 1973 käyttämällä Pioneer-10-luotainta. Tämän laitteen ultraviolettisäteillä tekemät havainnot osoittivat, että planeetalla on laajennettu vety- ja heliumkorona. Ylempi pilvikerros näyttää olevan cirrus-ammoniakkia, kun taas alla on seos vedystä, metaanista ja jäätyneistä ammoniakkikiteistä. Infrapunaradiometri osoitti, että ulkopilven lämpötila on noin -133 °C. Voimakas magneettikenttä löydettiin ja voimakkaimman säteilyn vyöhyke rekisteröitiin 177 tuhannen kilometrin etäisyydellä planeetalta. Jupiterin magnetosfäärin tulva on havaittavissa jopa Saturnuksen kiertoradan ulkopuolella.

Joulukuussa 1974 Jupiterista 43 000 km:n etäisyydelle lentäneen Pioneer 11:n polku laskettiin eri tavalla. Hän kulki säteilyvöiden ja itse planeetan välissä välttäen elektronisille laitteille vaarallisen säteilyannoksen. Fotopolarimetrillä saatujen pilvikerroksen värikuvien analyysi mahdollisti pilvien ominaisuuksien ja rakenteen paljastamisen. Pilvien korkeus osoittautui vyöhykkeissä ja vyöhykkeissä erilaiseksi. Jo ennen Pioneer-10:n ja -11:n lentoja Maasta lentokoneessa lentävän tähtitieteellisen observatorion avulla oli mahdollista määrittää muiden kaasujen pitoisuus Jupiterin ilmakehässä. Kuten odotettiin, havaittiin fosfiinin, kaasumaisen fosforin ja vedyn yhdisteen (PH 3) läsnäolo, joka antaa värin pilvipeitteelle. Kuumennettaessa se hajoaa vapauttaen punaista fosforia. Ainutlaatuista keskinäistä järjestelyä Maan ja jättiläisplaneettojen kiertoradalla, joka tapahtui vuosina 1976–1978, käytettiin Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen peräkkäiseen tutkimiseen Voyager 1- ja 2-luotainten avulla. Heidän reitit laskettiin siten, että planeettojen itsensä painovoiman avulla oli mahdollista kiihdyttää ja kääntää lentoreitti planeetalta toiselle. Tämän seurauksena lento Uranukselle kesti 9 vuotta, ei 16 vuotta, kuten se olisi ollut perinteisen järjestelmän mukaan, ja lento Neptunukseen - 12 vuotta 20 vuoden sijaan. Tällainen planeettojen keskinäinen järjestely toistetaan vasta sen jälkeen, kun 179 vuotta.

Avaruusluotainten saadun tiedon ja teoreettisten laskelmien perusteella konstruoidaan matemaattisia malleja Jupiterin pilvipeitteestä ja jalostetaan ajatuksia sen sisäisestä rakenteesta. Hieman yksinkertaistetussa muodossa Jupiter voidaan esittää kuorina, joiden tiheys kasvaa planeetan keskustaa kohti. Ilmakehän pohjassa, jonka paksuus on 1500 km ja jonka tiheys kasvaa nopeasti syvyyden myötä, on kerros kaasu-nestemäistä vetyä, jonka paksuus on noin 7000 km. Tasolla 0,9 planeetan säteestä, jossa paine on 0,7 Mbar ja lämpötila noin 6500 K, vety siirtyy nestemäiseen molekyylitilaan ja vielä 8000 km:n jälkeen - nestemäiseen metallitilaan. Vedyn ja heliumin ohella kerrosten koostumus sisältää pienen määrän raskaita alkuaineita. Sisäydin, jonka halkaisija on 25 000 km, on metallosilikaattia, joka sisältää vettä, ammoniakkia ja metaania. Keskuksen lämpötila on 23 000 K ja paine 50 Mbar. Saturnuksella on samanlainen rakenne.

Jupiterin ympärillä pyörii 63 tunnettua satelliittia, jotka voidaan jakaa kahteen ryhmään - sisäiseen ja ulkoiseen tai säännölliseen ja epäsäännölliseen; ensimmäiseen ryhmään kuuluu 8 satelliittia, toiseen - 55. Sisäryhmän satelliitit kiertävät lähes ympyränmuotoisia kiertoradalla, käytännössä makaavat planeetan päiväntasaajan tasolla. Neljä planeettaa lähinnä olevaa satelliittia - Adrastea, Metis, Amalthea ja Theba ovat halkaisijaltaan 40-270 km ja sijaitsevat 2-3 säteellä Jupiterista planeetan keskustasta. Ne eroavat jyrkästi niitä seuraavasta neljästä satelliitista, jotka sijaitsevat 6–26 säteen etäisyydellä Jupiterista ja joiden mitat ovat paljon suuremmat, lähellä Kuun kokoa. Nämä suuret satelliitit - Io, Europa, Ganymede ja Callisto löydettiin 1600-luvun alussa. lähes samanaikaisesti Galileo Galilei ja Simon Marius. Niitä kutsutaan yleensä Jupiterin Galilean satelliiteiksi, vaikka Marius on laatinut ensimmäiset taulukot näiden satelliittien liikkeistä.

Ulompi ryhmä koostuu pienistä - halkaisijaltaan 1-170 km - satelliiteista, jotka liikkuvat pitkänomaisilla ja voimakkaasti kaltevilla radoilla Jupiterin päiväntasaajalle. Samaan aikaan viisi Jupiteria lähempänä olevaa satelliittia liikkuu kiertoradoillaan Jupiterin pyörimissuunnassa ja melkein kaikki kauempana olevat satelliitit liikkuvat vastakkaiseen suuntaan. Yksityiskohtaista tietoa satelliittien pintojen luonteesta saatiin avaruusaluksilla. Tarkastellaanpa tarkemmin Galilean satelliitteja. Jupiteria lähinnä olevan satelliitin Ion halkaisija on 3640 km ja sen keskimääräinen tiheys on 3,55 g/cm 3 . Ion suolisto kuumenee Jupiterin vuorovesivaikutuksen ja sen naapureiden - Europan ja Ganymeden - Ion liikkeeseen aiheuttamien häiriöiden vuoksi. Vuorovesivoimat muuttavat Ion ulkokerroksia ja lämmittävät niitä. Tässä tapauksessa kertynyt energia purkautuu pintaan tulivuorenpurkausten muodossa. Tulivuorten suusta rikkidioksidia ja rikkihöyryä sinkoutuu noin 1 km/s nopeudella satojen kilometrien korkeuteen satelliitin pinnan yläpuolelle. Vaikka Ion päiväntasaajan keskilämpötila on noin -140 °C, on kuumia pisteitä, joiden koko vaihtelee 75–250 km:n välillä, joissa lämpötila nousee 100–300 °C:seen. Ion pinta on purkausten peitossa ja sen väri on oranssi. Sen yksityiskohtien keski-ikä on pieni - noin miljoona vuotta. Ion kohokuvio on pääosin tasaista, mutta siellä on useita 1-10 km korkeita vuoria. Ion ilmakehä on hyvin harvinainen (käytännössä se on tyhjiö), mutta satelliitin takana ulottuu kaasupyrstö: Ion kiertoradalla havaittiin happi-, natrium- ja rikkihöyryjen säteilyä, tulivuorenpurkauksen tuotteita.

Toinen Galilean satelliiteista, Europa, on kooltaan hieman pienempi kuin Kuu, sen halkaisija on 3130 km ja aineen keskimääräinen tiheys on noin 3 g/cm3. Satelliitin pintaa peittää vaaleiden ja tummien viivojen verkosto: ilmeisesti nämä ovat tektonisista prosesseista syntyneitä halkeamia jääkuoressa. Näiden vikojen leveys vaihtelee muutamasta kilometristä satoihin kilometreihin ja pituus on tuhansia kilometrejä. Arviot kuoren paksuudesta vaihtelevat muutamasta kilometristä kymmeniin kilometreihin. Euroopan suolistossa vapautuu myös vuorovesivuorovaikutuksen energiaa, joka pitää vaipan nestemäisessä muodossa - jäätikön alaisena valtameren, mahdollisesti jopa lämpimänä. Siksi ei ole yllättävää, että on olemassa oletus yksinkertaisimpien elämänmuotojen olemassaolosta tässä valtameressä. Satelliitin keskimääräisen tiheyden perusteella valtameren alla pitäisi olla silikaattikiviä. Koska Euroopassa, jolla on melko tasainen pinta, on hyvin vähän kraattereita, tämän oranssinruskean pinnan yksityiskohtien iäksi arvioidaan satoja tuhansia ja miljoonia vuosia. Galileon ottamissa korkearesoluutioisissa kuvissa näkyy yksittäisiä epäsäännöllisen muotoisia kenttiä, joissa on pitkänomaisia ​​yhdensuuntaisia ​​harjuja ja laaksoja, jotka muistuttavat valtateitä. Monissa paikoissa erottuvat tummat täplät, luultavasti nämä ovat jääkerroksen alta otettuja ainekertymiä.

Amerikkalaisen tiedemiehen Richard Greenbergin mukaan elämän edellytyksiä Euroopassa ei tulisi etsiä syvältä jäätikön valtamerestä, vaan lukuisista halkeamista. Vuorovesivaikutuksesta johtuen halkeamat kapenevat ajoittain ja laajenevat 1 m leveyteen. Halkeaman kapeneessa valtameren vesi laskee ja kun se alkaa laajentua, vesi nousee sitä pitkin melkein pintaan. Jäätulpan, joka estää veden pääsyn pinnalle, läpi auringonsäteet tunkeutuvat ja kuljettavat eläville organismeille tarvittavaa energiaa.

Jupiter-järjestelmän suurin satelliitti - Ganymede on halkaisijaltaan 5268 km, mutta sen keskimääräinen tiheys on vain kaksi kertaa veden tiheys; Tämä viittaa siihen, että noin 50 % satelliitin massasta on jäätä. Lukuisat tummanruskeat alueet peittävät kraatterit todistavat tämän pinnan muinaisesta iästä, noin 3-4 miljardia vuotta. Nuoremmat alueet peitetään yhdensuuntaisten urien järjestelmillä, jotka muodostuvat kevyemmästä materiaalista jääkuoren venytyksen aikana. Näiden vakojen syvyys on useita satoja metrejä, leveys kymmeniä kilometrejä ja pituus voi olla jopa useita tuhansia kilometrejä. Joillakin Ganymede-kraattereilla ei ole vain valonsädejärjestelmiä (samanlainen kuin kuu), mutta joskus myös tummia.

Calliston halkaisija on 4800 km. Satelliitin keskimääräisen tiheyden (1,83 g/cm 3) perusteella oletetaan, että vesijää muodostaa noin 60 % sen massasta. Jääkuoren, kuten Ganymeden, paksuudeksi on arvioitu kymmeniä kilometrejä. Tämän satelliitin koko pinta on täynnä erikokoisia kraattereita. Siinä ei ole laajennettuja tasankoja tai uurteita. Calliston kraattereilla on heikosti ilmennyt varsi ja matala syvyys. Ainutlaatuinen yksityiskohta kohokuviosta on monirengasrakenne, jonka halkaisija on 2600 km ja joka koostuu kymmenestä samankeskisesta renkaasta. Pintalämpötila Calliston päiväntasaajalla saavuttaa keskipäivällä -120 °C. Satelliitilla on oma magneettikenttä.

Joulukuun 30. päivänä 2000 Cassini-luotain ohitti Jupiterin lähellä Saturnusta kohti. Samaan aikaan "planeettojen kuninkaan" läheisyydessä suoritettiin useita kokeita. Yksi niistä oli tarkoitettu havaitsemaan Galilean satelliittien erittäin harvinainen ilmakehä Jupiterin pimennyksen aikana. Toinen koe koostui Jupiterin säteilyvöiden säteilyn tallentamisesta. Mielenkiintoista on, että Cassinin työn rinnalla Yhdysvalloissa koululaiset ja opiskelijat tallensivat samaa säteilyä maanpäällisillä teleskoopeilla. Heidän tutkimuksensa tuloksia käytettiin yhdessä Cassinin tietojen kanssa.

Galilealaisten satelliittien tutkimuksen tuloksena esitettiin mielenkiintoinen hypoteesi, että jättiläisplaneetat säteilivät evoluutionsa alkuvaiheessa valtavia lämpövirtoja avaruuteen. Jupiterin säteily voi sulattaa kolmen Galilean satelliitin pinnan jään. Neljännellä - Callistolla - tämän ei olisi pitänyt tapahtua, koska se on 2 miljoonan kilometrin päässä Jupiterista. Siksi sen pinta on niin erilainen kuin planeetta lähempänä olevien satelliittien pinnat.

Saturnus

Jättiplaneettojen joukossa Saturnus erottuu huomattavasta rengasjärjestelmästään. Kuten Jupiter, se on valtava, nopeasti pyörivä pallo, joka koostuu pääasiassa nestemäisestä vedystä ja heliumista. Saturnus kiertää Auringon ympäri 10 kertaa kauempana kuin maapallo, ja se suorittaa täydellisen vallankumouksen lähes ympyrämäisellä kiertoradalla 29,5 vuodessa. Radan kaltevuuskulma ekliptiikan tasoon on vain 2 °, kun taas Saturnuksen ekvatoriaalinen taso on kallistettu 27 ° sen kiertoradan tasoon, joten vuodenaikojen vaihtelu on ominaista tälle planeetalle.

Saturnuksen nimi juontaa juurensa muinaisen titaanin Kronoksen, Uranuksen ja Gaian pojan, roomalaiseen vastineeseen. Tämä toiseksi suurin planeetta ylittää Maan tilavuudeltaan 800 kertaa ja massaltaan 95 kertaa. On helppo laskea, että sen keskimääräinen tiheys (0,7 g/cm 3 ) on pienempi kuin veden tiheys - ainutlaatuisen alhainen aurinkokunnan planeetoille. Saturnuksen päiväntasaajan säde pilvikerroksen ylärajalla on 60 270 km ja napainen säde useita tuhansia kilometrejä pienempi. Saturnuksen kiertoaika on 10 tuntia 40 minuuttia. Saturnuksen ilmakehä sisältää 94 % vetyä ja 6 % heliumia (tilavuuden mukaan).

Neptunus

Neptunus löydettiin vuonna 1846 tarkan teoreettisen ennusteen tuloksena. Tutkittuaan Uranuksen liikettä ranskalainen tähtitieteilijä Le Verrier totesi, että seitsemänteen planeettaan vaikuttaa yhtä massiivisen tuntemattoman kappaleen vetovoima, ja laski sen sijainnin. Tämän ennusteen ohjaamana saksalaiset tähtitieteilijät Halle ja D'Arrest löysivät Neptunuksen, mutta myöhemmin kävi ilmi, että Galileosta lähtien tähtitieteilijät merkitsivät Neptunuksen paikan karttoihin, mutta luulivat sen tähdeksi.

Neptunus on neljäs jättiläisplaneetoista, joka on nimetty muinaisessa mytologiassa merien jumalan mukaan. Neptunuksen päiväntasaajan säde (24 764 km) on lähes 4 kertaa Maan säde, ja massaltaan Neptunus on 17 kertaa suurempi kuin planeettamme. Neptunuksen keskimääräinen tiheys on 1,64 g/cm3. Se pyörii Auringon ympäri 4,5 miljardin km:n (30 AU) etäisyydellä ja tekee täydellisen syklin lähes 165 maavuodessa. Planeetan kiertoradan taso on kalteva 1,8° ekliptiikan tasoon nähden. Päiväntasaajan kaltevuus kiertoradan tasoon on 29,6°. Suuresta etäisyydestä johtuen Neptunuksen valaistus on 900 kertaa pienempi kuin maan päällä.

Vuonna 1989 5 000 kilometrin säteellä Neptunuksen pilvikerroksen pinnasta kulkeneen Voyager 2:n lähettämät tiedot paljastivat planeetan pilvipeitteen yksityiskohtia. Neptunuksen raidat ilmenevät heikosti. Neptunuksen eteläiseltä pallonpuoliskolta löydetty suuri, planeettamme kokoinen tumma täplä on jättimäinen antisykloni, joka suorittaa vallankumouksen 16 maapäivässä. Tämä on korkean paineen ja lämpötilan alue. Toisin kuin Jupiterin suuri punainen piste, joka ajautuu 3 m/s, Neptunuksen suuri tumma piste liikkuu länteen nopeudella 325 m/s. Pienempi tumma täplä, joka sijaitsee 74° S. sh., on siirtynyt viikossa 2000 km pohjoiseen. Kevyt ilmakehän muodostus, niin kutsuttu "skootteri", erottui myös melko nopeasta liikkeestä. Tuulen nopeus Neptunuksen ilmakehässä on paikoin 400-700 m/s.

Kuten muutkin jättiläisplaneetat, Neptunuksen ilmakehä on enimmäkseen vetyä. Heliumin osuus on noin 15 % ja metaanista 1 %. Näkyvä pilvikerros vastaa 1,2 baarin painetta. Oletetaan, että Neptunuksen ilmakehän pohjalla on eri ioneilla kyllästetty vesivaltameri. Merkittävä määrä metaania näyttää varastoituneen syvemmälle planeetan jäiseen vaippaan. Jopa tuhansien asteiden lämpötilassa 1 Mbarin paineessa veden, metaanin ja ammoniakin seos voi muodostaa kiinteää jäätä. Kuuman jäisen vaipan osuus on luultavasti 70 % koko planeetan massasta. Noin 25 % Neptunuksen massasta pitäisi laskelmien mukaan kuulua planeetan ytimeen, joka koostuu piin, magnesiumin, raudan ja sen yhdisteiden oksideista sekä kivistä. Planeetan sisäisen rakenteen malli osoittaa, että paine sen keskustassa on noin 7 Mbar ja lämpötila noin 7000 K. Toisin kuin Uranuksen lämpövirta Neptunuksen sisältä on lähes kolminkertainen Auringosta tulevaan lämpöön verrattuna. . Tämä ilmiö liittyy lämmön vapautumiseen suuren atomipainon omaavien aineiden radioaktiivisen hajoamisen aikana.

Neptunuksen magneettikenttä on kaksi kertaa heikompi kuin Uranuksen. Magneettisen dipolin akselin ja Neptunuksen pyörimisakselin välinen kulma on 47°. Dipolin keskipiste on siirtynyt 6000 km eteläiselle pallonpuoliskolle, joten magneettinen induktio eteläisellä magneettinavalla on 10 kertaa suurempi kuin pohjoisessa.

Neptunuksen renkaat ovat yleensä samanlaisia ​​kuin Uranuksen renkaat, sillä ainoa ero on, että aineen kokonaispinta-ala Neptunuksen renkaissa on 100 kertaa pienempi kuin Uranuksen renkaissa. Neptunusta ympäröivien renkaiden erilliset kaaret löydettiin planeetan tähtien peittämisen aikana. Voyager 2:n kuvissa näkyy avoimia muodostelmia Neptunuksen ympärillä, joita kutsutaan kaariksi. Ne sijaitsevat kiinteässä uloimmassa renkaassa, jonka tiheys on pieni. Ulkorenkaan halkaisija on 69,2 tuhatta km ja kaarien leveys noin 50 km. Muut renkaat, jotka sijaitsevat etäisyyksillä 61,9 tuhatta km - 62,9 tuhatta km, on suljettu. Maan havaintojen aikana 1900-luvun puoliväliin mennessä löydettiin 2 Neptunuksen satelliittia - Triton ja Nereid. Voyager 2 löysi kuusi muuta satelliittia, joiden koko vaihteli välillä 50-400 km, ja määritti Tritonin (2705 km) ja Nereidin (340 km) halkaisijat. Vuosina 2002-03 Maasta tehtyjen havaintojen aikana löydettiin 5 kauempana olevaa Neptunuksen satelliittia.

Suurin Neptunuksen satelliitti - Triton pyörii planeetan ympärillä 355 tuhannen kilometrin etäisyydellä noin 6 päivän ajan pyöreällä kiertoradalla, joka on kallistettu 23 ° planeetan päiväntasaajaan. Samalla se on ainoa Neptunuksen sisäsatelliiteista, joka kiertää vastakkaiseen suuntaan. Tritonin aksiaalinen kiertojakso osuu sen kiertoradan kanssa. Tritonin keskimääräinen tiheys on 2,1 g/cm3. Pintalämpötila on erittäin alhainen (38 K). Satelliittikuvissa suurin osa Tritonin pinnasta on tasankoa, jossa on paljon halkeamia, minkä vuoksi se muistuttaa melonin kuorta. Etelänapaa ympäröi kirkas napalakka. Tasangolta löytyi useita syvennyksiä, joiden halkaisija oli 150 - 250 km. Todennäköisesti satelliitin jääkuorta on käsitelty toistuvasti tektonisen toiminnan ja meteoriittien putoamisen seurauksena. Tritonilla on ilmeisesti kiviydin, jonka säde on noin 1000 km. Noin 180 km paksuisen jääkuoren oletetaan peittävän noin 150 km syvän ammoniakilla, metaanilla, suoloilla ja ioneilla kyllästetyn valtameren. Tritonin harvinainen ilmakehä on pääosin typpeä, jossa on pieniä määriä metaania ja vetyä. Lumi Tritonin pinnalla on typpiroutaa. Napakorkin muodostaa myös typen huurre. Napakorista löytyi hämmästyttäviä muodostelmia - tummia pisteitä, pitkänomaisia ​​koilliseen (noin viisikymmentä niistä löydettiin). Ne osoittautuivat kaasugeysireiksi, jotka nousivat jopa 8 km:n korkeuteen ja muuttuivat sitten noin 150 km:n pituisiksi pilleiksi.

Toisin kuin muut sisäiset satelliitit, Nereid liikkuu hyvin pitkänomaisella kiertoradalla, jonka epäkeskisyys (0,75) muistuttaa enemmän komeettojen kiertorataa.

Pluto

Vuonna 1930 löydetyn Pluton katsottiin olevan aurinkokunnan pienin planeetta. Vuonna 2006 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton päätöksellä se evättiin klassisen planeetan asemasta ja siitä tuli uuden objektiluokan prototyyppi - kääpiöplaneetat. Toistaiseksi kääpiöplaneettojen ryhmään kuuluu sen lisäksi asteroidi Ceres ja useita äskettäin löydettyjä esineitä Kuiperin vyöhykkeeltä Neptunuksen kiertoradan takaa; yksi niistä ylittää jopa Pluton koon. Ei ole epäilystäkään siitä, että Kuiperin vyöhykkeeltä löytyy muita vastaavia esineitä; joten aurinkokunnassa voi olla melko paljon kääpiöplaneettoja.

Pluto kiertää auringon ympäri 245,7 vuodessa. Löytöhetkellä se oli melko kaukana Auringosta ja sijoittui aurinkokunnan yhdeksännen planeetan paikalle. Mutta Pluton kiertoradalla, kuten käy ilmi, on merkittävä epäkeskisyys, joten jokaisessa kiertoradassa se on lähempänä aurinkoa kuin Neptunus 20 vuoden ajan. 1900-luvun lopulla oli juuri sellainen ajanjakso: 23. tammikuuta 1979 Pluto ylitti Neptunuksen kiertoradan, joten se osoittautui lähempänä aurinkoa ja siitä tuli muodollisesti kahdeksas planeetta. Se pysyi tässä asemassa 15. maaliskuuta 1999 asti. Läpäistyään kiertoradansa perihelin (29,6 AU) syyskuussa 1989 Pluto on nyt siirtymässä kohti apheliaa (48,8 AU), jonka se saavuttaa vuonna 2112, ja ensimmäistä täydellistä vallankumousta Auringon ympärillä sen löytö valmistuu vasta vuonna 2176.

Ymmärtääksesi tähtitieteilijöiden kiinnostuksen Plutoon, sinun on muistettava sen löydön historia. 1900-luvun alussa tähtitieteilijät havaitsivat Uranuksen ja Neptunuksen liikettä tarkkaillen heidän käyttäytymisensä omituisuuksia ja ehdottivat, että näiden planeettojen kiertoradan ulkopuolella on toinen, tuntematon gravitaatiovaikutus, joka vaikuttaa tunnettujen jättiläisplaneettojen liikkeisiin. Tähtitieteilijät ovat jopa laskeneet tämän planeetan - "Planeetta X" - oletetun sijainnin, vaikkakaan eivät kovin luotettavasti. Pitkän etsinnän jälkeen amerikkalainen tähtitieteilijä Clyde Tombaugh löysi vuonna 1930 yhdeksännen planeetan, joka on nimetty alamaailman jumalan - Pluton - mukaan. Löytö oli kuitenkin ilmeisesti vahingossa: myöhemmät mittaukset osoittivat, että Pluton massa on liian pieni, jotta sen painovoima vaikuttaisi merkittävästi Neptunuksen ja erityisesti Uranuksen liikkeeseen. Pluton kiertorata osoittautui paljon pitkänomaisemmaksi kuin muiden planeettojen ja selvästi (17 °) ekliptiikkaan nähden, mikä ei myöskään ole tyypillistä planeetoille. Jotkut tähtitieteilijät pitävät Plutoa "vääränä" planeetana, enemmän steroidina tai kadonneena Neptunuksen kuuna. Plutolla on kuitenkin omat satelliitit, ja välillä on myös ilmakehää, jolloin sen pintaa peittävä jää haihtuu kiertoradan perihelionin alueella. Yleisesti ottaen Plutoa on tutkittu erittäin huonosti, koska siihen ei ole vielä lentänyt yksikään luotain; Viime aikoihin asti edes tällaisia ​​yrityksiä ei ole tehty. Mutta tammikuussa 2006 New Horizons (NASA) -avaruusalus laukaisi Plutoon, jonka pitäisi lentää planeetan ohi heinäkuussa 2015.

Mittaamalla Pluton heijastaman auringonvalon voimakkuutta tähtitieteilijät ovat havainneet, että planeetan näennäinen kirkkaus muuttuu ajoittain. Tämä ajanjakso (6,4 päivää) otettiin Pluton aksiaalisen pyörimisen ajanjaksoksi. Vuonna 1978 yhdysvaltalainen tähtitieteilijä J. Christie kiinnitti huomion Pluton kuvan epäsäännölliseen muotoon valokuvissa, jotka on otettu parhaalla kulmaresoluutiolla: kuvan epäselvä kohta peitti usein ulkoneman toisella puolella; sen asema muuttui myös 6,4 päivän ajanjaksolla. Christie päätteli, että Plutolla on melko suuri satelliitti, joka nimettiin Charoniksi myyttisen venemiehen mukaan, joka kuljetti kuolleiden sieluja jokia pitkin maanalaisessa kuolleiden valtakunnassa (tämän valtakunnan hallitsija, kuten tiedätte, oli Pluto). Charon ilmestyy Plutosta joko pohjoisesta tai etelästä, joten kävi selväksi, että satelliitin rata, kuten itse planeetan pyörimisakseli, on voimakkaasti kallistunut kiertoradansa tasoon. Mittaukset ovat osoittaneet, että Pluton pyörimisakselin ja sen ratatason välinen kulma on noin 32° ja pyörimissuunta on päinvastainen. Charonin kiertorata sijaitsee Pluton päiväntasaajan tasossa. Vuonna 2005 löydettiin kaksi muuta pientä satelliittia - Hydra ja Nix, jotka kiertävät kauempana kuin Charon, mutta samassa tasossa. Siten Pluto satelliittiineen muistuttaa Uranusta, joka pyörii "makaa kyljellään".

Charonin kiertoaika, joka on 6,4 päivää, osuu samaan aikaan sen liikkeen kanssa Pluton ympärillä. Kuten Kuu, Charon on aina kasvot planeetta toisella puolella. Tämä on ominaista kaikille planeetan lähellä liikkuville satelliiteille. Yllättäen myös Pluto kohtaa Charonin aina samalla puolella; tässä mielessä ne ovat tasa-arvoisia. Pluto ja Charon ovat ainutlaatuinen binäärijärjestelmä, erittäin kompakti ja jolla on ennennäkemättömän korkea satelliitin ja planeetan massojen suhde (1:8). Esimerkiksi Kuun ja Maan massojen suhde on 1:81, kun taas muilla planeetoilla vastaavat suhteet ovat paljon pienempiä. Pohjimmiltaan Pluto ja Charon ovat kaksoiskääpiöplaneetta.

Parhaat kuvat Pluto-Charon-järjestelmästä otettiin Hubble-avaruusteleskoopilla. He pystyivät määrittämään satelliitin ja planeetan välisen etäisyyden, joka osoittautui vain noin 19 400 km:ksi. Käyttämällä Pluton tähtienpimennyksiä sekä satelliitin planeetan keskinäisiä pimennyksiä oli mahdollista tarkentaa niiden kokoa: Pluton halkaisija on viimeaikaisten arvioiden mukaan 2300 km ja Charonin halkaisija on 1200 km. Pluton keskimääräinen tiheys on välillä 1,8 - 2,1 g / cm 3 ja Charonin - 1,2 - 1,3 g / cm 3. Ilmeisesti Pluton sisäinen rakenne, joka koostuu kivistä ja vesijäästä, eroaa Charonin rakenteesta, joka on enemmän kuin jättimäisten planeettojen jääsatelliitit. Charonin pinta on 30 % tummempi kuin Pluton. Myös planeetan ja satelliitin väri on erilainen. Ilmeisesti ne muodostuivat toisistaan ​​riippumatta. Havainnot ovat osoittaneet, että kiertoradan periheliossa Pluton kirkkaus kasvaa huomattavasti. Tämä antoi aihetta olettaa väliaikaisen ilmakehän esiintymistä Pluton lähellä. Kun Pluto peitti tähden vuonna 1988, tämän tähden kirkkaus väheni asteittain useiden sekuntien aikana, minkä perusteella lopulta todettiin, että Plutolla oli ilmakehä. Sen pääkomponentti on todennäköisesti typpi, ja muut komponentit voivat sisältää metaania, argonia ja neonia. Sumukerroksen paksuudeksi arvioidaan 45 km ja itse ilmakehän paksuudeksi 270 km. Metaanipitoisuuden pitäisi muuttua riippuen Pluton sijainnista kiertoradalla. Pluto ohitti perihelion vuonna 1989. Laskelmat osoittavat, että osa sen pinnalla olevista jäätyneen metaanin, typen ja hiilidioksidin kerroksista jään ja huurteen muodossa siirtyy ilmakehään planeetan lähestyessä aurinkoa. Pluton maksimi pintalämpötila on 62 K. Charonin pinta näyttää muodostuneen vesijäästä.

Joten Pluto on ainoa planeetta (vaikkakin kääpiö), jonka ilmakehä joko ilmestyy tai katoaa, kuten komeetta liikkuessaan Auringon ympäri. Hubble-avaruusteleskoopin avulla toukokuussa 2005 löydettiin kaksi uutta Pluton kääpiöplaneetan satelliittia, Nix ja Hydra. Näiden satelliittien kiertoradat sijaitsevat Charonin kiertoradan ulkopuolella. Nyx on noin 50 000 km päässä Plutosta ja Hydra noin 65 000 km. Tammikuussa 2006 käynnistetty New Horizons -tehtävä on suunniteltu tutkimaan Pluton ja Kuiperin vyöhykkeen läheisyyttä.

Tammikuussa 2016 tutkijat ilmoittivat, että aurinkokunnassa saattaa olla toinen planeetta. Monet tähtitieteilijät etsivät sitä, tähän mennessä tehdyt tutkimukset johtavat epäselviin johtopäätöksiin. Siitä huolimatta Planet X:n löytäjät luottavat sen olemassaoloon. puhuu viimeisimmistä tämänsuuntaisen työn tuloksista.

Planeetta X:n mahdollisesta havaitsemisesta Pluton kiertoradan ulkopuolella, tähtitieteilijät ja Konstantin Batygin California Institute of Technologysta (USA). Aurinkokunnan yhdeksäs planeetta, jos se on olemassa, on noin 10 kertaa Maata raskaampi ja ominaisuuksiltaan muistuttaa Neptunusta, kaasujättiläistä, kaukaisin tunnettua tähtemme ympärillä pyörivää planeettaa.

Kirjoittajien mukaan planeetan X kierrosaika Auringon ympärillä on 15 tuhatta vuotta, sen kiertorata on erittäin pitkänomainen ja kalteva suhteessa maan kiertoradan tasoon. Planeetan X maksimietäisyys Auringosta on arviolta 600-1200 tähtitieteellistä yksikköä, mikä vie kiertoradansa Kuiperin vyöhykkeen ulkopuolelle, jossa Pluto sijaitsee. Planeetta X:n alkuperää ei tunneta, mutta Brown ja Batygin uskovat, että tämä kosminen esine syrjäytettiin protoplanetaarisesta kiekosta lähellä aurinkoa 4,5 miljardia vuotta sitten.

Tähtitieteilijät löysivät tämän planeetan teoreettisesti analysoimalla gravitaatiohäiriöitä, joita se kohdistaa muihin Kuiperin vyöhykkeen taivaankappaleisiin - kuuden suuren trans-Neptunuksen objektin (eli Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella) liikeradat osoittautuivat yhdistyneen yhdeksi klusteriksi ( samankaltaisilla perihelion argumenteilla, nouseva solmupituus ja kaltevuus). Brown ja Batygin arvioivat alun perin virheen todennäköisyydeksi laskelmissaan 0,007 prosenttia.

Missä planeetta X tarkalleen on - ei tiedetä, mikä osa taivaanpallosta tulisi seurata kaukoputkella - ei ole selvää. Taivaankappale sijaitsee niin kaukana Auringosta, että sen säteilyä on erittäin vaikea havaita nykyaikaisin keinoin. Ja todisteet planeetan X olemassaolosta, jotka perustuvat sen gravitaatiovaikutukseen Kuiperin vyöhykkeen taivaankappaleisiin, ovat vain satunnaisia.

Video: caltech / YouTube

Kesäkuussa 2017 tähtitieteilijät Kanadasta, Yhdistyneestä kuningaskunnasta, Taiwanista, Slovakiasta, Yhdysvalloista ja Ranskasta etsivät planeettaa X käyttämällä Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) -luetteloa trans-Neptunian esineistä. Tutkittiin kahdeksan transneptunisen objektin kiertoradan elementtejä, joiden liikkeeseen planeetta X joutuisi vaikuttamaan - objektit ryhmitettäisiin tietyllä tavalla (klusteroituna) niiden kaltevuuden mukaan. Kahdeksasta kohteesta neljää tarkastellaan ensimmäistä kertaa, ja ne kaikki ovat yli 250 tähtitieteellisen yksikön päässä Auringosta. Kävi ilmi, että yhden kohteen, 2015 GT50:n, parametrit eivät sovi klusterointiin, mikä kyseenalaistaa Planet X:n olemassaolon.

Planet X:n löytäjät uskovat kuitenkin, että vuoden 2015 GT50 ei ole ristiriidassa heidän laskelmiensa kanssa. Kuten Batygin totesi, aurinkokunnan, mukaan lukien planeetan X, dynamiikan numeerinen mallinnus osoittaa, että 250 tähtitieteellisen yksikön puolipääakselin ulkopuolella pitäisi olla kaksi taivaankappaleiden ryhmää, joiden kiertoradat on kohdistettu planeetan X kanssa: yksi on vakaa. , toinen on metastabiili. Vaikka vuoden 2015 GT50-objekti ei sisälly mihinkään näistä klustereista, simulaatio toistaa sen silti.

Batygin uskoo, että tällaisia ​​esineitä voi olla useita. Todennäköisesti niihin liittyy planeetan X pienemmän puoliakselin sijainti. Tähtitieteilijä korostaa, että planeetta X:n tietojen julkaisemisen jälkeen sen olemassaolosta ei viittaa kuusi, vaan 13 trans-Neptunista esinettä, joista 10 taivaankappaletta kuuluu vakaa klusteri.

Jotkut tähtitieteilijät epäilevät planeetta X:ää, kun taas toiset löytävät uusia todisteita sen puolesta. Espanjalaiset tutkijat Carlos ja Raul de la Fuente Marcos tutkivat Kuiperin vyöhykkeen komeettojen ja asteroidien kiertoradan parametreja. Esineiden liikkeessä havaitut poikkeavuudet (korrelaatiot nousevan solmun pituusasteen ja kaltevuuden välillä) selittyvät helposti tekijöiden mukaan massiivisella kappaleella, joka on aurinkokunnassa, joka on kiertoradan puolipääakseli. joka on 300-400 tähtitieteellistä yksikköä.

Lisäksi aurinkokunnassa ei voi olla yhdeksän vaan kymmenen planeettaa. Äskettäin Arizonan yliopiston (USA) tähtitieteilijät löysivät Kuiperin vyöhykkeeltä toisen taivaankappaleen, jonka mitat ja massa on lähellä Marsia. Laskelmat osoittavat, että hypoteettinen kymmenes planeetta on 50 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä tähdestä ja sen kiertorata on kahdeksalla astetta vinossa ekliptiikkatasoon nähden. Taivaankappale häiritsee Kuiperin vyöhykkeeltä tunnettuja esineitä ja oli todennäköisesti muinaisina aikoina lähempänä aurinkoa. Asiantuntijat huomauttavat, että havaitut vaikutukset eivät selity planeetan X vaikutuksella, joka sijaitsee paljon kauempana kuin "toinen Mars".

Tällä hetkellä tunnetaan noin kaksi tuhatta Trans-Neptunista esinettä. Uusien observatorioiden, erityisesti LSST:n (Large Synoptic Survey Telescope) ja JWST:n (James Webb Space Telescope) käyttöönoton myötä tutkijat aikovat nostaa Kuiperin vyöhykkeellä ja sen ulkopuolella tunnettujen esineiden määrän 40 000:een. Tämän avulla ei vain voida määrittää trans-Neptunian esineiden lentoratojen tarkat parametrit ja sen seurauksena epäsuorasti todistaa (tai kiistää) planeetan X ja "toisen Marsin" olemassaolo, vaan myös havaita ne suoraan.