Сучасні дослідження Сонячної системи. Про планети Сонячної системи для дітей. Вивчення Планет Сонячної системи

Наука

Космічні апарати, які вивчають планети в наші дні:

Планета Меркурій

З планет земної групи, мабуть, найменше дослідники звертали увагу Меркурій. На відміну від Марса та Венери, Меркурій у цій групі найменше нагадує Землю.. Це найдрібніша планета Сонячної Системи і найближча до Сонця.

Фотографії поверхні планети, зроблені безпілотним космічним апаратом "Мессанджер" у 2011 та 2012 роках

До Меркурія поки були направлені лише 2 космічні апарати - "Марінер-10"(НАСА) та "Месанджер"(НА СА). Перший апарат ще у 1974-75 рокахобігнув планету тричі і максимально наблизився до Меркурія на відстань 320 км.

Завдяки цій місії було отримано тисячі корисних фотографій, зроблено висновки щодо нічної та денної температур, рельєфу, атмосфери Меркурія. Також було виміряно його магнітне поле.

Космічний апарат "Марінер-10" перед запуском

Інформація, отримана за допомогою корабля "Марінер-10", виявилося недостатньо, тому у 2004 роціамериканці запустили для дослідження Меркурія другий апарат "Месанджер", який дістався орбіти планети 18 березня 2011 року.

Робота над космічним апаратом "Мессанджер" у Космічному центрі Кеннеді, Флорида, США

Незважаючи на те, що Меркурій відносно недалека від Землі планета, щоб вийти на її орбіту, космічному кораблю "Месанджер"знадобилося більше 6 років. Це пов'язано з тим, що безпосередньо від Землі до Меркурія дістатися неможливо через велику швидкість Землі, тому вченим слід розробляти складні гравітаційні маневри.

Космічний апарат "Мессанджер" у польоті (комп'ютерне зображення)

"Месанджер"досі перебуває на орбіті Меркурія і продовжує робити відкриття, хоча місія була розрахована на менший термін. Завдання вчених під час роботи з апаратом з'ясувати, якою є геологічна історія Меркурія, яке магнітне поле має планета, яка структура її ядра, які незвичайні матеріали знаходяться на полюсах і так далі.

Наприкінці листопада 2012 рокуза допомогою апарату "Месанджер"дослідники змогли зробити неймовірне та досить несподіване для себе відкриття: на полюсах Меркурія є вода у вигляді льоду.

Кратери одного з полюсів Меркурія, де було виявлено воду

Дивність цього явища полягає в тому, що оскільки планета розташована дуже близько від Сонця, температура на її поверхні може підніматися. до 400 градусів Цельсія! Однак через нахил осі полюса планети розташовані в тіні, де низькі температури зберігаються, тому крига не тане.

Майбутні польоти до Меркурія

В даний час розробляється нова місія для досліджень Меркурія під назвою "BepiColombo", яка є спільною роботою Європейського космічного агентства (ЕКА) та агенції JAXA з Японії. Цей корабель планується запустити у 2015 році, хоча остаточно дістатися до мети він зможе тільки через 6 років.

Проект "BepiColombo" включатиме два космічні апарати, у кожного з яких свої завдання

Росіяни також планують запустити до Меркурія свій корабель "Меркурій-П" у 2019 році. Втім, дату запуску, швидше за все, буде відсунуто. Ця міжпланетна станція з посадковим апаратом стане першим кораблем, який приземлиться на поверхню найближчої планети від Сонця.

Планета Венера

Внутрішня планета Венера, сусідка Землі, інтенсивно досліджувалась за допомогою космічних місій, починаючи з 1961 року. З цього року до планети почали прямувати радянські космічні апарати. "Венера"і "Вега".

Порівняння планет Венери та Землі

Польоти до Венери

Одночасно планету досліджували американці за допомогою апаратів. "Марієр", "Піонер-Венера-1", "Піонер-Венера-2", "Магеллан". Європейське космічне агентство зараз працює з апаратом "Венера-експрес", який діє з 2006 року. В 2010 роціна Венеру вирушив корабель японців "Акацукі".

Апарат "Венера-експрес"дістався пункту призначення у квітні 2006 року. Планувалося, що цей корабель виконає місію за 500 днівабо за 2 венеріанські роки, проте згодом місію було продовжено.

Космічний апарат "Венера-Експрес" у роботі за уявленнями художника

Метою цього проекту було докладніше вивчити складний хімічний склад планети, характеристики планети, взаємодію між атмосферою та поверхнею та багато іншого. Також вчені хочуть більше дізнатися про історію планетиі зрозуміти, чому ж така схожа на Землю планета пішла зовсім іншим еволюційним шляхом.

"Венера-Експрес" під час будівництва

Японський космічний апарат "Акацукі", відомий також під назвою PLANET-C, був запущений у травні 2010 року, але після наближення до Венери у грудні, не зміг вийти на її орбіту

Що робити з цим апаратом поки не ясно, але вчені не втрачають надії, що він таки зможе виконати своє завдання,нехай і з великим запізненням. Швидше за все, корабель не вийшов на орбіту через проблеми з клапаном у паливопроводі, через що двигун зупинився раніше терміну.

Нові космічні кораблі

У листопаді 2013року планується запуск "Європейського дослідника Венери"– зонда Європейського космічного агентства, яке готується для дослідження атмосфери нашої сусідки. Проект буде включати два супутники,які, звертаючись навколо планети на різних орбітах, збиратимуть необхідну інформацію.

Поверхня Венери розжарена, і земні кораблі повинні мати гарний захист

Також у 2016 роціРосія планує надіслати на Венеру космічний корабель "Венера-Д"для дослідження атмосфери та поверхні з метою з'ясувати, куди зникла вода із цієї планети.

Апарат, що спускається, і аеростатний зонд повинні будуть пропрацювати на поверхні Венери близько тижня.

Планета Марс

Сьогодні Марс вивчають і досліджують найінтенсивніше і не тільки тому, що ця планета знаходиться так близько від Землі, але й тому, що умови на Марсі найбільше наближені до земнихтому позаземне життя в першу чергу шукають саме там.

В даний час на Марсі працюють три орбітальні супутники і 2 марсоходи, А до них Марс відвідувало величезну кількість земних космічних апаратів, деякі з яких, на жаль, зазнавали невдачі.

У жовтні 2001 рокуорбітальний апарат НАСА "Марс Одіссей"вийшов на орбіту Червоної планети Він дозволив висунути припущення, що під поверхнею Марса можуть бути поклади води у вигляді льоду. Це підтвердилося у 2008 роціпісля довгих років вивчення планети.

Зонд "Марс Одіссей" (комп'ютерне зображення)

Апарат "Марс Одіссей"успішно працює і сьогодні, що є рекордом тривалості робіт таких апаратів.

У 2004 роціна різних ділянках планети в кратер Гусєваі на плато Меридіанавідповідно приземлилися марсоходи "Спіріт"і "Опортьюніті", які повинні були знайти існування існування в минулому рідкої води на Марсі.

Марсохід "Спіріт"застряг у піску після 5 років успішної роботи, і зрештою зв'язок з ним перервався з березня 2010. Через занадто сувору зиму на Марсі температура була недостатня, щоб підтримувати енергію батарей. Другий марсохід проекту "Опортьюніті"також виявився досить живучим і працює на Червоній планеті досі.

Панорама кратера Еребус, знята марсоходом "Опортьюніті" у 2005 році.

З 6 серпня 2012 рокуна поверхні Марса працює ще один найновіший марсохід НАСА "К'юріосіті", який у кілька разів більший і важчий за попередні марсоходи. Його завданням є аналіз марсіанської грунту та компонентів атмосфери. Але головним завданням апарату є встановити, Чи є життя на Марсі, або, можливо, вона була в минулому. Також завданням є отримати докладну інформацію про геологію Марса та його клімат.

Порівняння марсоходів від меншого до більшого: "Соджорнер", "Оппотьюніті" та "Кьюріосіті"

Також за допомогою марсоходу "К'юріосіті"дослідники хочуть провести підготовку для польоту людини на Червону планету. У ході місії було виявлено сліди кисню та хлору в атмосфері Марса, а також знайшли сліди висохлої річки.

Марсохід "К'юріосіті" в роботі. Лютий 2013 року

Кілька тижнів тому марсоходу вдалося пробурити невелику свердловину в ґрунтіМарса, який виявився всередині, зовсім не червоним, а сірим. Проби ґрунту з невеликої глибини були взяті марсоходом щодо аналізу.

За допомогою бура у ґрунті було зроблено отвір глибиною 6,5 сантиметрів та взяті проби для аналізу

Місії на Марс у майбутньому

У найближчому майбутньому дослідники різних космічних агенцій планують ще кілька місій на Марс, метою яких є отримання більш детальної інформації про Червону планету. Серед них міжпланетний зонд "МАВЕН"(НАСА), який вирушить до Червоної планети у листопаді 2013 року.

Європейська пересувна лабораторія планується вирушити на Марс у 2018 році, яка продовжить роботу "К'юріосіті", займеться бурінням ґрунту та аналізом зразків.

Російська автоматична міжпланетна станція "Фобос-Грунт 2"планується до запуску у 2018 роціі також збирається взяти зразки ґрунту з Марса, щоб привезти їх на Землю.

Робота над апаратом "Фобос-Грунт-2" після невдалої спроби запустити "Фобос-Грунт-1"

Як відомо, за орбітою Марса розташовується пояс астероїдівщо відокремлює планети земного типу від інших зовнішніх планет. Космічних апаратів до далеких куточків нашої Сонячної системи було відправлено дуже мало, що пов'язано з величезними витратами енергіїта іншими складнощами польотів на такі величезні відстані.

Здебільшого до далеких планет космічні місії готували американці. У 70-х роках минулого століття спостерігався парад планет, Який трапляється дуже рідко, тому таку можливість облетіти відразу всі планети упустити було не можна.

Планета Юпітер

До Юпітера були поки що запущені виключно апарати НАСА. Наприкінці 1980-х – на початку 1990-х роківСРСР планували свої місії, однак через розпад Союзу вони так і не були реалізовані.

Першими апаратами, які підлетіли до Юпітера "Піонер-10"і "Піонер-11", які наблизилися до планети гіганту в 1973-74 роки. 1979-го рокузнімки високої роздільної здатності були зроблені апаратами "Вояджерами".

Останнім апаратом, що знаходився на орбіті Юпітера, був апарат "Галлілео", місія якого розпочалася 1989, а закінчилася 2003 року. Цей апарат був першим, який вийшов на орбіту планети, а не просто пролітав повз. Він допоміг вивчити атмосферу газового гіганта зсередини, його супутники, а також допоміг спостерігати падіння уламків. комети Шумейкерова-Леві 9, яка врізалася у Юпітер у липні 1994 року.

Космічний апарат "Галілео" (комп'ютерне зображення)

За допомогою апарату "Галлілео"вдалося зафіксувати сильні грози та блискавкив атмосфері Юпітера, які сильніші за земні в тисячу разів! Також апарат зняв Велика червона пляма Юпітера, яке астрономи замінили ще 300 років тому. Діаметр цього гігантського шторму за розмірами перевищує діаметр Землі.

Було також зроблено відкриття, пов'язані з супутниками Юпітера – дуже цікавими об'єктами. Наприклад, "Галлілео"допоміг встановити, що під поверхнею супутника Європи є океан рідкої води, а у супутника Іо є своє магнітне поле.

Юпітер та його супутники

Після завершення місії "Галлілео"розплавили у верхніх шарах атмосфери Юпітера.

Політ до Юпітера

В 2011 роціНАСА запустила до Юпітера новий апарат – космічну станцію "Юнону"яка має дістатися до планети і вийти на орбіту у 2016 році. Її метою є допомога у дослідженні магнітного поля планети, а також "Юнона"має з'ясувати, чи є у Юпітера тверде ядро, або це лише гіпотеза.

Космічний апарат "Юнона" дістанеться мети лише через 3 роки

Минулого року Європейське космічне агентство оголосило про намір підготувати до 2022 рокунову європейсько-російську місію з вивчення Юпітера та його супутників Ганімеда, Каллісто та Європи. У плани також входить посадка апарату на супутник Ганімед 2030 року.

Планета Сатурн

Вперше до планети Сатурн на близьку відстань підлетів апарат "Піонер-11"і сталося це 1979 року. За рік планету відвідав "Вояджер-1", а ще через рік – "Вояджер-2". Ці три апарати пролітали повз Сатурн, але встигли зробити безліч корисних для дослідників зображень.

Було отримано детальні знімки знаменитих кілець Сатурна, було виявлено магнітне поле планети, а також помічено потужні шторми в атмосфері.

Сатурн та його супутник Титан

7 років знадобилося автоматичній космічній станції "Кассіні-Гюйгенс", щоб у липні 2007 рокувийти на планету орбіту. Цей апарат, що складається з двох елементів, мав, крім самого Сатурна, вивчити його найбільший супутник Титанщо було успішно виконано.

Космічний апарат "Кассіні-Гюйгенс" (комп'ютерне зображення)

Супутник Сатурна Титан

Було доведено існування рідини та атмосфери на супутнику Титан. Вчені висунули припущення, що на супутнику цілком можуть існувати найпростіші форми життявтім, це ще необхідно довести.

Фото супутника Сатурна Титан

Спочатку планувалося, що місія "Кассіні"буде здійснюватися до 2008 рокуАле пізніше вона кілька разів продовжувалася. У найближчому майбутньому плануються нові спільні місії американців та європейців до Сатурна та його супутників. Титану та Енцеладу.

Планети Уран та Нептун

Ці далекі планети, які не видно неозброєним оком, астрономи вивчають переважно із Землі. за допомогою телескопів. Єдиний апарат, який наблизився до них, був "Вояджер-2", який, відвідавши Сатурн, попрямував до Урана та Нептуна.

Спочатку "Вояджер-2"пролетів повз Уран 1986 рокуі зробив фотографії поблизу. Уран виявився зовсім невиразним: на ньому не були помічені шторми або хмарні смуги, які мають інші планети-гіганти.

Апарат "Вояджер-2", що пролітає повз Уран (комп'ютерне зображення)

За допомогою космічного апарату "Вояджер-2"вдалося виявити масу деталей, включаючи кільця Урана, нові супутники. Все що нам сьогодні відомо про цю планету, відомо завдяки "Вояджеру-2", який на величезній швидкості пронісся повз Уран і зробив кілька знімків.

Апарат "Вояджер-2", що пролітає повз Нептун (комп'ютерне зображення)

1989 року "Вояджер-2"дістався Нептуна, зробивши фотографії планети та його супутника. Тоді ж підтвердилося, що планета має магнітне поле та Велика темна пляма, Що являє собою стійкий шторм. Також у Нептуна були виявлені слабкі каблучки та нові супутники.

Нові апарати до Урану планують запустити у 2020-х рокахОднак точні дати ще не називаються. НАСА має намір надіслати до Урану не лише орбітальний апарат, а й атмосферний зонд.

Космічний апарат "Urane Orbiter", що прямує до Урану (комп'ютерне зображення)

Планета Плутон

У минулому планета, а сьогодні карликова планета Плутон– один із найдальших об'єктів Сонячної системи, що ускладнює його вивчення. Пролітаючи повз інші далекі планети, ні в "Вояджера-1", ні в "Вояджера-2"не було можливості відвідати Плутон, тому всі наші знання про цей об'єкт ми отримали завдяки телескопам.

Космічний апарат "Нові горизонти" (комп'ютерне зображення)

До кінця 20-го сторіччяастрономи не особливо цікавилися Плутоном, а всі сили кинули на дослідження ближчих планет. Через віддаленість планети були потрібні великі витрати, особливо для того, щоб потенційний апарат міг підживлюватися енергією, перебуваючи далеко від Сонця.

Зрештою, тільки на початку 2006 рокууспішно стартував космічний апарат НАСА "Нові горизонти". Він ще в дорозі: планується, що у серпні 2014 рокувін виявиться поряд з Нептуном, а до системи Плутона дістанеться лише у липні 2015 року.

Старт ракети з космічним апаратом "Нові горизонти" з мису Канаверал, Флорида, США, 2006 рік

На жаль, сучасні технології не дозволять поки що апарату вийти на орбіту Плутона і знизити швидкість, тому він просто пройде повз карликову планету. Протягом півроку дослідники матимуть можливість вивчити дані, які вони отримають за допомогою апарату "Нові горизонти".

Історія та будова

Сонячна система – наша планетна система, що включає Сонце і всі природні об'єкти, що обертаються навколо нього. Вона з'явилася 4,57 мільярда років тому, коли температура і тиск, створювані гравітацією всередині первинної газопилової хмари, призвели до початку термоядерної реакції.

Основну частину маси Сонячної системи полягає в Сонці, а решта міститься в планетах, карликових планетах, астероїдах, кометах, пилу та газі. Вісім щодо відокремлених планет мають відносно кругові орбіти і розташовуються в межах майже плоского диска – площини екліптики. Земля входить у так звану земну групу, до якої входять перші чотири від Сонця планети - Меркурій, Венера, Земля і складаються в основному з силікатів і металів. За ними слідує група з чотирьох більш віддалених від Сонця планет - , Урана і Нептуна (також званих газовими гігантами), в порівнянні з планетами земного типу їх розміри величезні. Особливо великі Юпітер і Сатурн, найбільші в Сонячній системі, що в основному складаються з гелію і водню; у складі Урану та Нептуна, крім водню та гелію, визначається також чадний газ і метан. Ці планети також називають «крижаними гігантами». Всі газові гіганти оточені кільцями із пилу та інших частинок.

Наша система має дві області з малими тілами. Пояс астероїдів між Марсом та Юпітеромвключає безліч об'єктів, що складаються з силікатів і металів, що говорить про схожість з планетами земного типу. Найбільші об'єкти в ньому це карликова планета та астероїди Веста, Гігея та Паллада. За орбітою Нептуна знаходиться так званий пояс Койпера, його об'єкти складаються з водяного льоду, аміаку та метану. Найбільшими об'єктами пояса Койпера, виявленими на цей день, вважають , Седну, Хаумеа, Макемаке, Квавар, Орк та Еріду.

У Сонячній системі існують й інші популяції малих тіл, такі як планетні квазісупутники і троянці, навколоземні астероїди, кентаври, дамоклоїди, а також комети, метеороїди і космічний пил, що переміщаються по системі.

Сонячний вітер (потік плазми від Сонця) створює міхур у міжзоряному середовищі, званий геліосферою, що тягнеться до краю розсіяного диска. Гіпотетична хмара Оорта, що є джерелом довгоперіодичних комет, може простягатися на відстань приблизно в тисячу разів далі за геліосферу.

Сонячна система входить до складу галактики Чумацький Шлях.

Центральний об'єкт системи Сонце є так званим жовтим карликом і належить до зірок головної послідовності спектрального класу G2V. Незважаючи на таку назву Сонце зовсім не маленька зірка. Її маса становить приблизно 99866% маси всієї системи. Приблизно 99 % маси, що залишилася, припадає на газові гіганти (з цього більша частина дісталася Юпітеру і Сатурну - близько 90 %).

Рух більшості великих об'єктів Сонячної системи відбувається практично в одній площині, що отримала назву площину екліптикиАле рух комет і багатьох об'єктів пояса Койпера часто характеризує великий кут нахилу до цієї площини.

Напрямок обертання всіх планет та більшості інших об'єктів повторює напрямок обертання Сонця, З цього правила є винятки, наприклад, комета Галлея.

Найбільша кутова швидкість зафіксована у Меркурія - на повний оборот навколо Сонця він витрачає 88 земних діб, а у найдальшої планети, Нептуна, один оборот навколо Сонця відбувається за 165 земних років.

У більшості планет напрям обертання навколо своєї осі та напрям обертання навколо Сонця збігаються, винятком із цього правила є Венера та Уран. Венера обертається у зворотний бік, причому дуже повільно, один оборот відбувається за 243 земні дні, а вісь обертання Урана нахилена до осі екліптики майже на 90°, практично він «лежить на боці».

Багато планет у Сонячній системі мають супутники, причому деякі з них перевершують за розмірами Меркурій. Часто великі супутники обертаються синхронно, це означає, що супутник завжди повернуто до планети однією стороною.

Вивчення Планет Сонячної системи

До кінця XX століття було прийнято вважати, що в Сонячній системі дев'ять планет: Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Але останнім часом було відкрито безліч об'єктів за орбітою Нептуна, причому деякі з них схожі на Плутон, а інші навіть більші за нього за розмірами. Тому у 2006 р. астрономи уточнили класифікацію: 8 найбільших тіл – від Меркурія до Нептуна – вважаються класичними планетами, а Плутон став прототипом нового класу об'єктів – карликових планет. Найближчі до Сонця 4 планети прийнято називати планетами земної групи, а наступні 4 масивні газові тіла називають планетами-гігантами. Карликові планети в основному населяють область за орбітою Нептуна – пояс Койпера.

Місяць

Місяць – природний супутник Землі та найяскравіший об'єкт на нічному небі. Формально Місяць не планета, але вона суттєво більша за всіх планет-карликів, більшості супутників планет і не сильно поступається у розмірі Меркурію. На Місяці немає звичної для нас атмосфери, немає річок та озер, рослинності та живих організмів. Сила тяжіння на Місяці у шість разів менша, ніж на Землі. День і ніч із перепадами температур до 300 градусів тривають по два тижні. Проте Місяць все більше приваблює землян можливістю використовувати його унікальні умови та ресурси. Тому Місяць – наш перший щабель у знайомстві з об'єктами Сонячної системи.

Місяць добре досліджено як за допомогою наземних телескопів, так і завдяки польотам понад 50 космічних апаратів та кораблів із космонавтами. Радянські автоматичні станції «Луна-3» (1959 р.) та «Зонд-3» (1965 р.) вперше сфотографували східну та західну частини невидимої із Землі півкулі Місяця. Штучні супутники Місяця досліджували її гравітаційне поле та рельєф. Самохідні апарати «Місяцехід-1 та -2» передали на Землю безліч знімків та інформацію про фізико-механічні властивості ґрунту. Дванадцять американських астронавтів за допомогою кораблів «Аполлон» у 1969–1972 роках. побували на Місяці, де проводили дослідження поверхні у шести різних місцях посадок на видимому боці, встановили там наукову апаратуру та привезли на Землю близько 400 кг місячних порід. Зонди «Місяць-16, -20 і -24» в автоматичному режимі виконали буріння та доставили місячний ґрунт на Землю. Космічні апарати нового покоління «Клементина» (1994 р.), «Лунар Проспектор» (1998-99 рр.) та «Смарт-1» (2003-06 рр.) отримали більш точні відомості про рельєф та гравітаційне поле Місяця, а також виявили на поверхні покладу водородовмісних матеріалів, можливо, водяного льоду. Зокрема, підвищену концентрацію цих матеріалів виявлено в постійно затінених пониженнях біля полюсів.

Китайський апарат «Чаньє-1», запущений 24 жовтня 2007 року, виконав фотографування місячної поверхні та збирання даних для складання цифрової моделі її рельєфу. 1 березня 2009 року апарат було скинуто на поверхню Місяця. 8 листопада 2008 р. на селеноцентричну орбіту було виведено індійський апарат «Чандрайян 1». 14 листопада від нього відокремився зонд, який здійснив жорстку посадку в районі південного полюса Місяця. Апарат працював протягом 312 днів і передавав дані про розподіл хімічних елементів по поверхні та про висоти рельєфу. Японська АМС «Кагуя» та два додаткові мікросупутники «Окіна» та «Оюна», які працювали в 2007-2009 рр., виконали наукову програму досліджень Місяця та передали дані про висоти рельєфу та розподіл сили тяжіння на її поверхні з високою точністю.

Новим важливим етапом у дослідженні Місяця став запуск 18 червня 2009 двох американських АМС «Lunar Reconnaissance Orbiter» (Місячний орбітальний розвідник) і «LCROSS» (супутник зі спостереження та детектування місячних кратерів). 9 жовтня 2009 р. АМС «LCROSS» була направлена ​​до кратера Кабео. На дно кратера спочатку впала відпрацьована щабель ракети "Атлас-V" масою 2,2 т. Приблизно через чотири хвилини туди ж впала АМС "LCROSS" (масою 891 кг), яка перед падінням промчала крізь підняту хмарою пилу, встигнувши зробити необхідні дослідження до моменту загибелі апарату. Американські дослідники вважають, що їм таки вдалося знайти деяку кількість води в хмарі місячного пилу. «Місячний орбітальний розвідник» продовжує досліджувати Місяць із полярної навколомісячної орбіти. На борту космічного апарату встановлено російський прилад ЛЕНД (місячний нейтронний дослідний детектор), призначений для пошуку замерзлої води. У районі Південного полюса їм виявлено велику кількість водню, який може бути ознакою наявності води у зв'язаному стані.

У недалекому майбутньому розпочнеться освоєння Місяця. Вже сьогодні детально розробляються проекти створення її поверхні постійно діючої населеної бази. Тривала чи постійна присутність на Місяці змінних екіпажів такої бази дозволить вирішувати складніші наукові та прикладні завдання.

Рухається Місяць під впливом тяжіння, в основному, двох небесних тіл - Землі та Сонця на середній відстані 384 400 км від Землі. У апогеї ця відстань збільшується до 405 500 км, у перигеї зменшується до 363 300 км. Період звернення Місяця навколо Землі по відношенню до далеких зірок становить близько 27,3 діб (сидеричний місяць), але оскільки разом із Землею Місяць звертається навколо Сонця, його положення щодо лінії Сонце-Земля повторюється через дещо більший проміжок часу – близько 29,5 діб. (Синодичний місяць). За цей період проходить повна зміна місячних фаз: від молодика до першої чверті, потім до повного місяця, до останньої чверті і знову до місяця. Обертання Місяця навколо осі відбувається з постійною кутовою швидкістю в тому ж напрямку, в якому він обертається навколо Землі, і з тим самим періодом 27,3 діб. Саме тому з Землі ми бачимо тільки одну півкулю Місяця, яку так і називаємо - видиму; а інша півкуля завжди прихована від наших очей. Це не видиме із Землі півкулю називають зворотним боком Місяця. Фігура, утворена фізичною поверхнею Місяця, дуже близька до правильної сфери із середнім радіусом 1737,5 км. Площа поверхні місячної кулі становить близько 38 млн. км2, що становить лише 7,4% площі земної поверхні, або близько чверті площі земних материків. Співвідношення мас Місяця та Землі становить 1:81,3. Середня щільність Місяця (3,34 г/см 3 ) значно менша за середню щільність Землі (5,52 г/см 3 ). Сила тяжіння на Місяці у шість разів менша, ніж на Землі. У літній опівдні біля екватора поверхня розігрівається до +130 ° С, в окремих місцях і вище; а вночі температура знижується до -170 °С. Швидке охолодження поверхні спостерігається і під час місячних затемнень. На Місяці виділяють області двох типів: світлі - материкові, що займають 83% усієї поверхні (включаючи зворотний бік), та темні області, названі морями. Такий поділ виник ще в середині XVII століття, коли передбачалося, що на Місяці справді є вода. За мінералогічним складом та змістом окремих хімічних елементів місячні породи на темних ділянках поверхні (морях) дуже близькі до земних пород типу базальтів, а на світлих ділянках (материках) – до анортозитів.

У питанні про походження Місяця поки що немає повної ясності. Особливості хімічного складу місячних порід дозволяють припустити, що Місяць і Земля утворилися в одній і тій же області Сонячної системи. Але різниця в їхньому складі та внутрішній будові змушує думати, що обидва ці тіла не були в минулому єдиним цілим. Більшість великих кратерів і величезні западини (багатокільцеві басейни) з'явилися на поверхні місячної кулі в період сильного бомбардування поверхні. Близько 3,5 млрд. років тому внаслідок внутрішнього розігріву з надр Місяця вилилися на поверхню базальтові лави, що заповнили низини та круглі западини. Так утворилися місячні моря. На зворотному боці через товстішу кору виливів було значно менше. На видимому півкулі моря займають 30% поверхні, але в зворотному - лише 3%. Таким чином, еволюція місячної поверхні переважно завершилася близько 3 млрд. років тому. Метеоритне бомбардування тривало, але вже з меншою інтенсивністю. Внаслідок тривалої переробки поверхні утворився верхній пухкий шар порід Місяця - реголіт, завтовшки кілька метрів.

Меркурій

Найближча до Сонця планета названа на честь античного бога Гермеса (у римлян Меркурій) – посланця богів та бога зорі. Меркурій знаходиться на середній відстані 58 млн км або 0.39 а. від сонця. Рухаючись сильно витягнутою орбітою, він у перигелії наближається до Сонця з відривом 0,31 а.е., а максимальному віддаленні перебуває з відривом 0,47 а.е., роблячи повний оборот за 88 земних діб. У 1965 р. методами радіолокації із Землі було встановлено, що період обертання цієї планети становить 58.6 діб, тобто за 2/3 свого року він завершує повний оберт навколо своєї осі. Додавання осьового та орбітального рухів призводить до того, що, перебуваючи на лінії Сонце - Земля, Меркурій завжди повернутий однією і тією ж стороною до нас. Сонячна доба (проміжок часу між верхніми або нижніми кульмінаціями Сонця) триває на планеті 176 земних діб.

Наприкінці ХІХ століття астрономи намагалися замалювати темні та світлі деталі, що спостерігаються на поверхні Меркурія. Найбільш відомі роботи Скіапареллі (1881-1889 рр.) та американського астронома Персіваля Ловелла (1896-1897 рр.). Цікаво, що астроном Т. Дж. Сі у 1901 р. навіть оголосив про те, що він бачив кратери на Меркурії. Мало хто повірив у це, проте згодом 625-кілометровий кратер (Бетховен) опинився на місці, зазначеному Сі. Французький астроном Ежен Антоніаді склав у 1934 р. карту «видимої півкулі» Меркурія, оскільки тоді вважалося, що завжди освітлена лише одна його півкуля. Окремим деталям на цій карті Антоніаді надав назви, які частково використовуються і на сучасних картах.

Скласти справді надійні карти планети та побачити дрібні деталі рельєфу поверхні вперше вдалося завдяки американському космічному зонду «Марінер-10», запущеному 1973 р. Він тричі зближувався з Меркурієм і передавав на Землю телевізійні зображення різних ділянок його поверхні. Загалом було знято 45% поверхні планети, переважно - західну півкулю. Як виявилося, вся його поверхня покрита безліччю кратерів різних розмірів. Вдалося уточнити значення радіусу планети (2439 км) та її маси. Датчики температури дозволили встановити, що протягом дня температура поверхні планети піднімається до 510°, а вночі опускається до -210° С. Напруженість його магнітного поля становить близько 1% від напруженості земного магнітного поля. Понад 3 тис. фотографій, отриманих за третього підльоту, мали дозвіл до 50 м.

Прискорення вільного падіння Меркурії становить 3,68 м/с 2 . Космонавт на цій планеті важитиме майже втричі менше, ніж на Землі. Оскільки з'ясувалося, що середня щільність Меркурія майже така сама, як і в Землі, передбачається існування у Меркурія залізного ядра, що займає приблизно половину обсягу планети, над яким розташована мантія та силікатна оболонка. Меркурій отримує у 6 разів більше сонячного світла на одиницю площі, ніж Земля. Причому більшість сонячної енергії поглинається, оскільки поверхня планети темна, що відбиває лише 12-18 відсотків падаючого світла. Поверхневий шар планети (реголіт) сильно подрібнений і служить чудовою теплоізоляцією, так що на глибині кількох десятків сантиметрів від поверхні температура постійна - близько 350 градусів К. У Меркурія виявлена ​​надзвичайно розріджена атмосфера гелієва, створювана «сонячним вітром», який обдуває планету. Тиск такої атмосфери на поверхні в 500 млрд. разів менше, ніж на поверхні Землі. Крім гелію, виявлено мізерну кількість водню, сліди аргону та неону.

Американська АМС «Месенджер» (Messenger – від англ. Кур'єр), запущена 3 серпня 2004 р., здійснила перший проліт біля Меркурія 14 січня 2008 р. на відстані 200 км від поверхні планети. Вона сфотографувала східну половину раніше не знятої півкулі планети. Дослідження Меркурія проведено у два етапи: спочатку оглядові з прогонової траєкторії польоту при двох зустрічах із планетою (2008 р.), а потім (30 вересня 2009 р.) – детальні. Виконано зйомку всієї поверхні планети в різних діапазонах спектру та отримано кольорові зображення місцевості, визначено хімічний та мінералогічний склад порід, виміряно вміст летких елементів у приповерхневому шарі ґрунту. Лазерний висотомір виконав вимірювання висот рельєфу поверхні Меркурія. Виявилося, що перепад висот рельєфу на цій планеті менше ніж 7 км. За четвертого зближення, 18 березня 2011 р., АМС «Месенджер» має вийти на орбіту штучного супутника Меркурія.

Згідно з рішенням Міжнародної астрономічної спілки, кратери на Меркурії називають на честь діячів: письменників, поетів, художників, скульпторів, композиторів. Наприклад, найбільші кратери діаметром від 300 до 600 км отримали назви Бетховен, Толстой, Достоєвський, Шекспір ​​та інші. Є й винятки з цього правила - один кратер діаметром 60 км із променевою системою названий на честь відомого астронома Койпера, а інший кратер діаметром 1,5 км поблизу екватора, прийнятий за початок відліку довгот на Меркурії, названий Хун Каль, що мовою давніх майя означає "двадцять". Через цей кратер домовилися проводити меридіан, із довготою 20°.

Рівнинам дані назви планети Меркурій різними мовами, наприклад, рівнина Собкоу або рівнина Один. Є дві рівнини, названі за їх місцезнаходженням: Північна рівнина і рівнина Спеки, що знаходиться в області максимальних температур на 180 ° довготи. Гори, що облямовують цю рівнину, назвали горами Жари. Відмінною рисою рельєфу Меркурія є протяжні уступи, які отримали імена морських дослідницьких судів. Долини названо за назвами радіоастрономічних обсерваторій. Дві гряди носять назви Антоніаді та Скіапареллі, на честь астрономів, що склали перші карти цієї планети.

Венера

Венера - найближча до Землі планета, вона знаходиться ближче за нас до Сонця і тому висвітлюється їм яскравіше; нарешті, вона дуже добре відбиває сонячне світло. Справа в тому, що поверхня Венери вкрита під сильним чохлом атмосфери, що повністю приховує від нашого погляду поверхню планети. У видимому діапазоні її не можна розглянути навіть з орбіти штучного супутника Венери, проте ми маємо «зображення» поверхні, які були отримані методом радіолокації.

Друга від Сонця планета названа на честь античної богині кохання та краси Афродіти (у римлян – Венера). Середній радіус Венери 6051,8 км., а маса становить 81% маси Землі. Венера звертається навколо Сонця у той самий бік, як і інші планети, здійснюючи повний оборот за 225 діб. Період її обертання навколо осі (243 доби) вдалося визначити лише на початку 1960-х років, коли для вимірювання швидкостей обертання планет почали застосовувати методи радіолокації. Таким чином, добове обертання Венери найповільніше серед усіх планет. До того ж, воно відбувається у зворотному напрямку: на відміну від більшості планет, у яких напрями звернення по орбіті та обертання навколо осі збігаються, Венера обертається навколо осі у бік, протилежний орбітальному руху. Якщо подивитися формально, то це не унікальна властивість Венери. Наприклад, Уран та Плутон теж обертаються у зворотному напрямку. Але вони обертаються практично «лежачи на боці», а вісь Венери майже перпендикулярна до орбітальної площини, так що вона єдина «дійсно» обертається у зворотному напрямку. Саме тому сонячна доба на Венері коротша за час її обороту навколо осі і становить 117 земних діб (в інших планет сонячна доба довша за період обертання). А рік на Венері лише вдвічі триваліший за сонячну добу.

Атмосфера Венери складається на 96,5% із вуглекислого газу та майже на 3,5% із азоту. Інші гази – водяна пара, кисень, окис та двоокис сірки, аргон, неон, гелій та криптон – у сумі становлять менше 0,1%. Але слід мати на увазі, що венеріанська атмосфера приблизно в 100 разів масивніша за нашу, так що азоту там, наприклад, у п'ять разів більше за масою, ніж в атмосфері Землі.

Туманний серпанок в атмосфері Венери простягається вгору до висоти 48-49 км. Далі до висоти 70 км йде хмарний шар, що містить крапельки концентрованої сірчаної кислоти, а у верхніх шарах також присутні соляна та плавикова кислоти. Хмари Венери відображають 77% сонячного світла, що падає на них. На вершині найвищих гір Венери – гір Максвелла (висота близько 11 км) – тиск атмосфери становить 45 бар, а на дні каньйону Діани – 119 бар. Як відомо, тиск земної атмосфери біля поверхні планети лише 1 бар. Потужна атмосфера Венери, що складається з вуглекислого газу, поглинає та частково пропускає до поверхні близько 23% сонячного випромінювання. Це випромінювання нагріває поверхню планети, проте теплове інфрачервоне випромінювання поверхні проходить крізь атмосферу назад у космос насилу. І лише коли поверхня нагрівається приблизно до 460-470 ° C, потік енергії, що йде, виявляється рівним приходить до поверхні. Саме через цей парниковий ефект у поверхні Венери зберігається висока температура незалежно від широти місцевості. Але в горах, над якими товщина атмосфери менша, температура нижча на кілька десятків градусів. Венеру досліджували понад 20 космічних апаратів: «Венери», «Маринери», «Піонер-Венери», «Веги» та «Магеллан». 2006 року на орбіті навколо неї працював зонд «Венера-Експрес». Побачити глобальні особливості рельєфу поверхні Венери вчені змогли завдяки радіолокаційному зондуванню з борту орбітальних апаратів «Піонер-Венера» (1978 р.), «Венера-15 та -16» (1983-84 рр.) та «Магеллан»(1990-94 рр.) .). Наземна радіолокація дозволяє «побачити» лише 25% поверхні, причому зі значно меншою роздільною здатністю деталей, ніж здатні космічні апарати. Наприклад, «Магеллан» отримав зображення всієї поверхні з роздільною здатністю 300 м. Виявилося, що більшість поверхні Венери зайнята горбистими рівнинами.

Перед пагорбів припадає лише 8% поверхні. Усі помітні деталі рельєфу отримали свої імена. На перших наземних радіолокаційних зображеннях окремих ділянок поверхні Венери дослідники використовували різні назви, з яких зараз на картах залишилися - гори Максвелла (назва відображає роль радіофізики в дослідженнях Венери), області Альфа та Бета (дві найбільш яскраві в зображеннях радіолокацій деталі рельєфу Венери названі по перших літер грецького алфавіту). Але ці назви є винятками з правил найменувань, ухвалених Міжнародним астрономічним союзом: астрономи вирішили називати деталі рельєфу поверхні Венери жіночими іменами. Великі піднесені області отримали назви: Земля Афродіти, Земля Іштар (на честь ассирійської богині кохання та краси) та Земля Лади (слов'янська богиня кохання та краси). Великі кратери названі на честь видатних жінок усіх часів та народів, а невеликі кратери мають особисті жіночі імена. На картах Венери можна зустріти такі назви як Клеопатра (остання цариця Єгипту), Дашкова (директор Петербурзької академії наук), Ахматова (російська поетеса) та інші відомі імена. З російських імен зустрічаються Антоніна, Галина, Зіна, Зоя, Олена, Маша, Тетяна та інші.

Марс

Четверта від Сонця планета, названа ім'ям бога війни Марса, віддалена від світила в 1,5 рази далі за Землю. Один оберт по орбіті займає у Марса 687 земних діб. Орбіта Марса має помітний ексцентриситет (0,09), тому його відстань від Сонця змінюється від 207 млн. км у перигелії до 250 млн. км в афелії. Орбіти Марса та Землі лежать майже в одній площині: кут між ними лише 2°. Через кожні 780 днів Земля і Марс опиняються на мінімальній відстані одна від одної, яка може становити від 56 до 101 млн км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо на цей момент відстань між планетами менше 60 млн. км, то протистояння називають великим. Великі протистояння відбуваються кожні 15-17 років.

Екваторіальний радіус Марса 3394 км, на 20 км більше за полярний. За масою Марс у десять разів менший за Землю, а за площею поверхні він менший у 3,5 раза. Період осьового обертання Марса було визначено шляхом наземних телескопічних спостережень контрастними деталями поверхні: він становить 24 години 39 хвилин і 36 секунд. Вісь обертання Марса відхилена на кут 252 від перпендикуляра до площини орбіти. Тому на Марсі також спостерігається зміна пір року, але тривалість сезонів майже вдвічі більша, ніж на Землі. Через витягнутість орбіти сезони у північній та південній півкулях мають різну тривалість: літо у північній півкулі триває 177 марсіанських діб, а у південній воно на 21 добу коротше, але при цьому тепліше, ніж літо у північній півкулі.

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує лише 43% тієї енергії, яка потрапляє на ту саму площу земної поверхні. Середньорічна температура поверхні Марса близько -60 °З. Максимальне значення температури там не перевищує кількох градусів вище за нуль, а мінімальне зареєстроване на північній полярній шапці і становить -138 °С. Протягом доби температура поверхні суттєво змінюється. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 ° характерне значення температури в середині осені змінюється від -18 ° С опівдні до -63 ° С вночі. Однак вже на глибині 25 см під поверхнею температура практично постійна (близько -60 ° С) незалежно від часу доби та сезону. Великі зміни температури поверхні пояснюються тим, що атмосфера Марса дуже розріджена, і вночі поверхню швидко остигає, а вдень швидко нагрівається Сонцем. Атмосфера Марса складається з 95% вуглекислого газу. Інші складові: 2,5% азоту, 1,6% аргону, менше 0,4% кисню. Середній тиск атмосфери біля поверхні 6,1 мбар, т. е. в 160 разів менше тиску земного повітря лише на рівні моря (1 бар). У найглибших западинах на Марсі воно може досягати 12 мбар. Атмосфера планети суха, у ній практично немає водяної пари.

Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар завтовшки кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним із пилом; цей шар зберігається й у період, утворюючи постійні шапки. А сезонні зміни полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого «сухого льоду». Покрита цим шаром площа швидко зростає в зимовий період, досягаючи паралелі 50 °, а іноді і переходячи цей рубіж. Навесні з підвищенням температури верхній шар випаровується і залишається лише постійна шапка. "Хвиля потемніння" ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напряму вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер забирає верхній шар сипучого матеріалу - світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, нагрівання поверхні та атмосфери посилюється, і порушується рівновага марсіанської середовища. Швидкість вітру зростає до 70 км/год, починаються вихори та бурі. Іноді понад мільярд тонн пилу піднімається і утримується у зваженому стані, при цьому різко змінюється кліматична обстановка на всій марсіанській кулі. Тривалість пилових бур може досягати 50 – 100 діб. Дослідження Марса космічними апаратами почалися 1962 р. запуском зонда «Марс-1». Перші знімки ділянок поверхні Марса передав «Марінер-4» у 1965 р., а потім «Марінер-6 і -7» у 1969 р. М'яку посадку вдалося здійснити апарату «Марса-3», що спускається. За знімками "Маринера-9" (1971 р.) були складені докладні карти планети. Він передав на Землю 7329 знімків Марса з роздільною здатністю до 100 м, а також фотографії його супутників – Фобоса та Деймоса. Ціла флотилія з чотирьох космічних апаратів "Марс-4, -5, -6, -7", запущених у 1973 р., досягла околиць Марса на початку 1974 р. Через несправність бортової системи гальмування "Марс-4" пройшов на відстані близько 2200 км від поверхні планети, виконавши лише її фотографування. "Марс-5" проводив дистанційні дослідження поверхні та атмосфери з орбіти штучного супутника. Апарат «Марса-6», що спускається, здійснив м'яку посадку в південній півкулі. На Землю передані дані про хімічний склад, тиск і температуру атмосфери. Марс-7 пройшов на відстані 1300 км від поверхні, не виконавши своєї програми.

Найрезультативнішими були польоти двох американських «Вікінгів», запущених у 1975 р. На борту апаратів знаходилися телекамери, інфрачервоні спектрометри для реєстрації водяної пари в атмосфері та радіометри для отримання температурних даних. Посадковий блок «Вікінга-1» здійснив м'яку посадку на долині Христа 20 липня 1976 р., а «Вікінга-2» — на долині Утопія 3 вересня 1976 р. У місцях посадок були проведені унікальні експерименти з метою виявити ознаки життя в марсіанському грунті. Спеціальний пристрій захоплював зразок ґрунту і поміщав його в один із контейнерів, що містили запас води або поживних речовин. Оскільки будь-які живі організми змінюють середовище свого проживання, прилади мали це зафіксувати. Хоча деякі зміни середовища у щільно закритому контейнері спостерігалися, до таких же результатів могло призвести наявність сильного окисника в ґрунті. Саме тому вчені не змогли впевнено віднести ці зміни рахунок діяльності бактерій. З орбітальних станцій було виконано детальне фотографування поверхні Марса та його супутників. На основі отриманих даних складено докладні карти поверхні планети, геологічні, теплові та інші спеціальні карти.

У завдання радянських станцій «Фобос-1, -2», запущених після 13-річної перерви, входило дослідження Марса та його супутника Фобоса. Внаслідок невірної команди із Землі «Фобос-1» втратив орієнтацію, і зв'язок із ним не вдалося відновити. «Фобос-2» вийшов орбіту штучного супутника Марса у грудні 1989 р. Дистанційними методами отримано дані про зміну температури лежить на поверхні Марса і нові відомості про властивості порід, складових Фобос. Отримано 38 зображень з роздільною здатністю до 40 м, виміряна температура його поверхні, що становить найбільш гарячих точках 30 °С. На жаль, здійснити основну програму дослідження Фобоса не вдалося. Зв'язок з апаратом було втрачено 27 березня 1989 р. На цьому не закінчилася серія невдач. Американський космічний апарат "Марс-Обсервер", запущений у 1992 р., також не виконав свого завдання. Зв'язок із ним було втрачено 21 серпня 1993 р. Не вдалося вивести на траєкторію польоту до Марса та російську станцію «Марс-96».

Одним із найуспішніших проектів НАСА є станція "Марс глобал Сервейєр", запущена 7 листопада 1996 року для детального картографування поверхні Марса. Апарат виконує також роль телекомунікаційного супутника для роверів «Спірит» та «Опортьюніті», доставлених у 2003 р. і продовжують працювати досі. У липні 1997 р. "Марс-Пасфайндер" доставив на планету перший автоматичний марсохід "Соджернер" вагою менше 11 кг, який успішно досліджував хімічний склад поверхні та метеорологічні умови. Зв'язок із Землею марсохід підтримував через посадковий модуль. Автоматична міжпланетна станція НАСА «Марсіанський розвідувальний супутник» розпочала свою роботу на орбіті в березні 2006 р. За допомогою камери високої роздільної здатності на поверхні Марса можна було розрізняти деталі розміром 30 см. «Марс Одіссей», «Марс - експрес» та «Марс розвідувальний супутник» продовжують дослідження з орбіти. Апарат "Фенікс" працював у приполярній області з 25 травня по 2 листопада 2008 року. Їм вперше зроблено буріння поверхні та виявлено лід. "Фенікс" доставив на планету цифрову бібліотеку наукової фантастики. Розробляються програми польоту Марс астронавтів. Така експедиція займе понад два роки, оскільки, щоб повернутися, їм доведеться чекати зручного взаємного розташування Землі та Марса.

На сучасних картах Марса, поряд з найменуваннями, наданими формам рельєфу, які виявлені за космічними знімками, використовуються також старі географічні та міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена область, діаметром близько 6000 км і висотою до 9 км отримала назву Фарсіда (так на стародавніх картах називався Іран), а величезна кільцева депресія на півдні діаметром понад 2000 км названа Елладою (Греція). Густо вкриті кратерами ділянки поверхні отримали назву земель: Земля Прометея, Земля Ноя та інші. Долинам даються назви планети Марс з різних народів. Великі кратери названі на честь вчених, а невеликі кратери мають назви населених пунктів Землі. Чотири гігантські згаслі вулкани височіють над навколишньою місцевістю на висоту до 26 м. Найбільший з них - гора Олімп, розташований на західній околиці гір арсиду, має основу діаметром 600 км і кальдеру (кратер) на вершині діаметром 60 км. Три вулкани - аскрийська гора, гора Павлина і гора Арсія - розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсіда. Самі вулкани височіють над Фарсидою ще на 17 км. Крім зазначених чотирьох, на Марсі знайдено понад 70 згаслих вулканів, але вони набагато менші за займаною площею та висотою.

На південь від екватора знаходиться гігантська долина глибиною до 6 км і довжиною понад 4000 км. Її назвали Долиною Марінера. Виявлено також безліч долин менших розмірів, а також борозен та тріщин, які свідчать про те, що в давнину на Марсі була вода і, отже, атмосфера була щільнішою. Під поверхнею Марса в окремих областях повинен бути шар вічної мерзлоти, завтовшки кілька кілометрів. У таких районах на поверхні у кратерів видно незвичайні для планет земної групи застиглі потоки, якими можна судити про наявність підповерхневого льоду.

За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії та Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Фобос і Деймос – природні супутники Марса

Супутники Марса були відкриті під час великого протистояння 1877 американським астрономом А. Холлом. Їх назвали Фобос (у перекладі з грецького Страх) та Деймос (Жах), оскільки в античних міфах бога війни завжди супроводжували його діти – Страх та Жах. Супутники дуже малі за розміром та мають неправильну форму. Велика піввісь Фобоса складає 135 км, а мала 94 км; у Деймоса, відповідно, 7,5 та 5,5 км. Зонд "Марінер-7" сфотографував Фобос на тлі Марса в 1969 р., а "Марінер-9" передав безліч знімків обох супутників, на яких видно, що їх поверхні нерівні, рясно вкриті кратерами. Декілька близьких підльотів до супутників здійснили зонди «Вікінг» та «Фобос-2». На найкращих фотографіях Фобоса видно деталі рельєфу розміром до 5 метрів.

Орбіти супутників кругові. Фобос обертається навколо Марса з відривом 6000 км від поверхні з періодом 7 год 39 хв. Деймос віддалений від планети на 20 тис. км, а період його звернення становить 30 годину 18 хв. Періоди обертання супутників навколо осі збігаються з періодами їхнього обертання навколо Марса. Великі осі фігур супутників завжди спрямовані до центру планети. Фобос сходить на заході та заходить на сході по 3 рази за марсіанську добу. Середня щільність Фобоса менше 2 г/см 3 а прискорення вільного падіння на його поверхні становить 0,5 см / с 2 . Людина важила б на Фобосі всього кілька десятків грамів і могла б, кинувши камінь рукою, змусити його назавжди полетіти в космос (швидкість відриву на поверхні Фобоса близько 13 м/с). Найбільший кратер на Фобос має діаметр 8 км, порівнянний з найменшим діаметром самого супутника. На Деймосі найбільша западина має діаметр 2 км. Невеликими кратерами поверхні супутників усіяні приблизно так само як і Місяць. При загальній схожості, різноманітті дрібно роздробленого матеріалу, що покриває поверхні супутників, Фобос виглядає більш обдертим, а Деймос має більш згладжену, засипану пилом поверхню. На Фобосі виявлено загадкові борозни, що перетинають майже весь супутник. Борозни мають ширину 100-200 м і тягнуться на десятки кілометрів. Глибина їхня від 20 до 90 метрів. Є кілька про походження цих борозен, але поки що немає достатньо переконливого пояснення, як і пояснення походження самих супутників. Найімовірніше, це захоплені Марсом астероїди.

Юпітер

Юпітер недаремно називають «царем планет». Це найбільша планета в Сонячній системі, що перевершує Землю в 11,2 рази за діаметром і в 318 разів за масою. Юпітер має низьку середню щільність (1,33 г/см 3 ), оскільки майже складається з водню і гелію. Він знаходиться на середній відстані 779 млн км від Сонця і витрачає на один оборот по орбіті близько 12 років. Незважаючи на гігантські розміри, ця планета обертається дуже швидко - швидше за Землю або Марс. Найдивовижніше, що твердої поверхні в загальноприйнятому сенсі Юпітер не має - це газовий гігант. Юпітер очолює групу планет-гігантів. Названий на честь верховного бога античної міфології (у стародавніх греків – Зевс, у римлян – Юпітер), він знаходиться вп'ятеро далі від Сонця, ніж Земля. Через швидке обертання Юпітер сильно сплюснуть: його екваторіальний радіус (71492 км) на 7% більше полярного, що легко помітити при спостереженні в телескоп. Сила тяжкості на екваторі планети в 2,6 рази більша, ніж на Землі. Екватор Юпітера нахилений всього на 3 ° до його орбіти, тому на планеті не буває зміни пір року. Нахил орбіти до площини екліптики набагато менше - всього 1°. Кожні 399 діб повторюються протистояння Землі та Юпітера.

Водень та гелій - основні складові цієї планети: за обсягом співвідношення цих газів становлять 89% водню та 11% гелію, а за масою 80% та 20% відповідно. Вся видима поверхня Юпітера - це щільні хмари, що утворюють систему темних поясів та світлих зон на північ та південь від екватора до паралелей 40° північної та південної широти. Хмари утворюють шари коричневих, червоних та блакитних відтінків. Періоди обертання цих хмарних шарів виявилися не однаковими: що ближче вони до екватора, то з більш коротким періодом обертаються. Так, поблизу екватора вони завершують оберт навколо осі планети за 9 годину 50 хв, а на середніх широтах - за 9 годину 55 хв. Пояси та зони - це області низхідних та висхідних потоків в атмосфері. Атмосферні течії, паралельні екватору, підтримуються завдяки потокам тепла з глибини планети, а також швидкому обертанню Юпітера та енергії Сонця. Видима поверхня зон розташована приблизно на 20 км вище за пояси. На межах поясів та зон спостерігаються сильні турбулентні рухи газів. Воднево-гелієва атмосфера Юпітера має величезну протяжність. Хмарний покрив розташований на висоті близько 1000 км над «поверхнею», де газоподібний стан змінюється рідким через високий тиск.

Ще до польотів космічних апаратів до Юпітера було встановлено, що потік тепла з надр Юпітера вдвічі перевищує надходження сонячного тепла, одержуваного планетою. Це може бути пов'язане з повільним зануренням до центру планети більш важких речовин та спливанням легших. Падіння метеоритів на планету також може бути джерелом енергії. Забарвлення поясів пояснюється наявністю різних хімічних сполук. Ближче до полюсів планети, на високих широтах хмари утворюють суцільне поле з коричневими та блакитними плямами діаметром до 1000 км. Найвідоміша деталь Юпітера - Велика Червона Пляма, овальна освіта мінливих розмірів, розташована в південній тропічній зоні. В даний час воно має розміри 15000×30000 км (тобто в ньому вільно розташуються дві земні кулі), а сто років тому спостерігачі відзначали, що розміри Плями були вдвічі більшими. Іноді воно буває не дуже чітко. Велика Червона Пляма - це довгоживучий вихор в атмосфері Юпітера, що здійснює повний оберт навколо свого центру за 6 земних діб. Перше дослідження Юпітера з близької відстані (130 тис. км) відбулося у грудні 1973 р. за допомогою зонда «Піонер-10». Спостереження, проведені цим апаратом в ультрафіолетових променях, показали, що планета має протяжні водневу та гелієву корони. Верхній шар хмарності, мабуть, складається з пір'ястих хмар аміаку, а нижче міститься суміш водню, метану та замерзлих кристалів аміаку. Інфрачервоний радіометр показав, що температура зовнішнього покриву хмари становить близько -133 °С. Було виявлено потужне магнітне поле та зареєстровано зону найбільш інтенсивної радіації на відстані 177 тис. км від планети. Шлейф магнітосфери Юпітера помітний навіть за орбітою Сатурна.

Траса «Піонера-11», який пролетів на відстані 43 тис. км від Юпітера у грудні 1974 р., була розрахована інакше. Він пройшов між радіаційними поясами та самою планетою, уникнувши небезпечної для електронної апаратури дози радіації. Аналіз кольорових зображень хмарного шару, одержаних фотополяриметром, дозволив виявити особливості та структуру хмар. Висота хмар виявилася різною у поясах та зонах. Ще до польотів «Піонера-10 і -11» із Землі за допомогою астрономічної обсерваторії, що літає на літаку, вдалося визначити вміст в атмосфері Юпітера інших газів. Як і очікувалося, виявилося наявність фосфіну - газоподібного з'єднання фосфору з воднем (PH 3), що надає колірне забарвлення хмарного покриву. При нагріванні він розпадається із виділенням червоного фосфору. Унікальне взаємне розташування на орбітах Землі та планет-гігантів, що мало місце з 1976 по 1978 рр., було використане для послідовного вивчення Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна за допомогою зондів «Вояджер-1 і -2». Їхні траси були розраховані так, що вдалося використати тяжіння самих планет для розгону та повороту траси польоту від однієї планети до іншої. В результаті переліт до Урану зайняв 9 років, а не 16, як було б за традиційною схемою, а переліт до Нептуна - 12 років замість 20. Подібне взаємне розташування планет повториться лише через 179 років.

На основі даних, отриманих космічними зондами, та теоретичних розрахунків побудовано математичні моделі хмарного покриву Юпітера та уточнено уявлення про його внутрішню будову. У дещо спрощеному вигляді Юпітер можна у вигляді оболонок із щільністю, що зростає у напрямку центру планети. На дні атмосфери товщиною 1500 км, густина якої швидко зростає з глибиною, знаходиться шар газо-рідкого водню завтовшки близько 7000 км. На рівні 0,9 радіусу планети, де тиск становить 0,7 Мбар, а температура близько 6500 К, водень переходить у рідко-молекулярний стан, а ще через 8000 км - у рідкий металевий стан. Поряд із воднем та гелієм, до складу шарів входить невелика кількість важких елементів. Внутрішнє ядро ​​діаметром 25 000 км металосилікатне, що включає воду, аміак та метан. Температура у центрі становить 23 000 К, а тиск 50 Мбар. Схожу будову має Сатурн.

Навколо Юпітера звертаються 63 відомих супутника, які можна розділити на дві групи - внутрішню та зовнішню, або регулярні та іррегулярні; перша група включає 8 супутників, друга - 55. Супутники внутрішньої групи звертаються по майже ругових орбітах, що практично лежать у площині екватора планети. Чотири найближчих до планети супутника - Адрастея, Метіда, Амальтея та Теба мають діаметри від 40 до 270 км і знаходяться в межах 2-3 радіусів Юпітера від центру планети. Вони різко відрізняються від наступних за ними чотирьох супутників, розташованих на відстані від 6 до 26 радіусів Юпітера і мають значно більші розміри, близькі до Місяця. Ці великі супутники - Іо, Європа, Ганімед та Каллісто були відкриті на початку XVII ст. майже одночасно Галілео Галілеєм та Симоном Марієм. Їх прийнято називати галілеєвими супутниками Юпітера, хоча перші таблиці руху цих супутників становив Марій.

Зовнішня група складається з маленьких - діаметром від 1 до 170 км - супутників, що рухаються витягнутими і сильно нахиленими до екватора Юпітера орбітами. При цьому п'ять найближчих до Юпітера супутника рухаються своїми орбітами у бік обертання Юпітер, а майже все більш далекі супутники рухаються у зворотному напрямку. Детальна інформація про характер поверхонь супутників одержана космічними апаратами. Зупинимося докладніше на галілеєвих супутниках. Діаметр найближчого до Юпітера супутника Іо 3640 км, яке середня щільність 3,55 г/см 3 . Надра Іо розігріті через припливний вплив Юпітера і обурень, що вносяться в рух його сусідами - Європою і Ганімедом. Приливні сили деформують зовнішні шари Іо та розігрівають їх. При цьому енергія, що накопичилася, виривається на поверхню у вигляді вулканічних вивержень. З жерла вулканів сірчистий газ та пари сірки викидаються зі швидкістю близько 1 км/с на висоту сотні кілометрів над поверхнею супутника. Хоча в районі екватора температура поверхні Іо становить в середньому близько -140 ° C, там існують гарячі плями розміром від 75 до 250 км, в яких температура досягає 100-300 ° C. Поверхня Іо покрита продуктами вивержень та має помаранчевий колір. Середній вік деталей у ньому невеликий - близько 1 млн. років. Рельєф Іо переважно рівнинний, але є кілька гір заввишки від 1 до 10 км. Атмосфера Іо сильно розріджена (практично це вакуум), але за супутником тягнеться газовий хвіст: уздовж орбіти Іо виявлено випромінювання кисню, парів натрію та сірки – продуктів вулканічних вивержень.

Другий з галілеєвих супутників - Європа за розміром трохи менше Місяця, його діаметр 3130 км, а середня густина речовини близько 3 г/см3. Поверхня супутника поцяткована мережею світлих і темних ліній: мабуть, це тріщини в крижаній корі, що виникли в результаті тектонічних процесів. Ширина цих розломів змінюється від кількох кілометрів до сотень кілометрів, а довжина сягає тисяч кілометрів. Оцінка товщини кори коливається від кількох кілометрів до десятків кілометрів. У надрах Європи також виділяється енергія приливної взаємодії, яка підтримує у рідкому вигляді мантію - підлідний океан, можливо, навіть теплий. Тож не дивно тому, що існує припущення про можливість існування найпростіших форм життя в цьому океані. Виходячи із середньої щільності супутника, під океаном мають бути силікатні породи. Оскільки кратерів на Європі, що має досить гладку поверхню, дуже мало, вік деталей цієї оранжево-коричневої поверхні оцінюється в сотні тисяч та мільйони років. На знімках високої роздільної здатності, отриманих «Галілео», видно окремі поля неправильної форми з витягнутими паралельними хребтами та долинами, що нагадують шосейні дороги. У ряді місць виділяються темні плями, швидше за все це відкладення речовини, винесеної з-під крижаного шару.

На думку американського вченого Річарда Грінберга, умови для життя в Європі слід шукати не в глибокому підлідному океані, а в численних тріщинах. Через приливний ефект тріщини періодично звужуються і розширюються до ширини 1 м. Коли тріщина звужується, вода океану йде вниз, а коли вона починає розширюватися, вода піднімається по ній майже до самої поверхні. Крізь крижану пробку, що заважає воді досягти поверхні, проникають сонячні промені, несучи енергію, необхідну живим організмам.

Найбільший супутник у системі Юпітера - Ганімед має діаметр 5268 км, проте його середня щільність лише вдвічі перевищує густину води; це свідчить, що близько 50% маси супутника посідає лід. Багато кратерів, що покривають ділянки темно-коричневого кольору, свідчить про давній вік цієї поверхні, близько 3-4 млрд. років. Молодші ділянки покриті системами паралельних борозен, сформованих світлішим матеріалом у процесі розтягування крижаної кори. Глибина цих борозен - кілька сотень метрів, ширина - десятки кілометрів, а довжина може сягати кількох тисяч кілометрів. У деяких кратерів Ганімеда зустрічаються не лише світлі променеві системи (схожі на місячні), а іноді й темні.

Діаметр Каллісто 4800 км. З середньої щільності супутника (1,83 г/см 3 ), припускають, що водяний лід становить близько 60% його маси. Товщина крижаної кори, як і у Ганімеда, оцінюється десятками кілометрів. Вся поверхня цього супутника всіяна кратерами різних розмірів. На ньому немає протяжних рівнин або систем борозен. Кратери на Каллісто мають слабко виражений вал та невелику глибину. Унікальною деталлю рельєфу є багатокільцева структура діаметром 2600 км, що складається з десяти концентричних кілець. Температура поверхні на екваторі Каллісто опівдні досягає -120 °C. У супутника виявлено власне магнітне поле.

30 грудня 2000 р. поблизу Юпітера пройшов зонд «Кассіні», що прямує до Сатурна. При цьому було виконано низку експериментів на околиці «царя планет». Один із них був спрямований на виявлення дуже розріджених атмосфер галілеєвих супутників під час їхнього затемнення Юпітером. Інший експеримент полягав у реєстрації випромінювання радіаційних поясів Юпітера. Цікаво, що паралельно з роботою «Кассіні» це випромінювання реєструвалося за допомогою наземних телескопів школярами та студентами в США. Результати їх досліджень були використані поряд із даними «Кассіні».

В результаті вивчення галілеєвих супутників було висловлено цікаву гіпотезу про те, що на ранніх стадіях своєї еволюції планети-гіганти випромінювали в космос величезні потоки тепла. Випромінювання Юпітера могло плавити криги на поверхні трьох галілеєвих супутників. На четвертому – Каллісто – цього не мало статися, оскільки він віддалений від Юпітера на 2 млн. км. Тому і поверхня його так відрізняється від поверхонь ближчих до планети супутників.

Сатурн

Серед планет-гігантів Сатурн вирізняється своєю чудовою системою кілець. Подібно Юпітеру, він являє собою величезну кулю, що швидко обертається, що складається переважно з рідкого водню і гелію. Звертаючись навколо Сонця з відривом у 10 разів далі Землі, Сатурн здійснює повний оборот майже кругової орбіті за 29,5 років. Кут нахилу орбіти до площини екліптики становить лише 2°, тоді як екваторіальна площина Сатурна нахилена на 27° до площини його орбіти, тому зміна пір року притаманна цій планеті.

Ім'я Сатурна походить від римського аналога античного титана Кроноса, сина Урана і Геї. Ця друга за масою планета перевершує Землю за обсягом у 800 разів, а за масою у 95 разів. Неважко обчислити, що його середня щільність (0,7 г/см 3 ) менша за щільність води - унікально низька для планет Сонячної системи. Екваторіальний радіус Сатурна по верхній межі хмарного шару 60270 км, а полярний радіус на кілька тисяч кілометрів менше. Період обертання Сатурна становить 10 год. 40 хв. В атмосфері Сатурна міститься 94% водню та 6% гелію (за обсягом).

Нептун

Нептун було відкрито 1846 р. внаслідок точного теоретичного прогнозу. Вивчивши рух Урану, французький астроном Левер'є визначив, що на сьому планету впливає тяжіння щонайменше потужного невідомого тіла, і обчислив його становище. Керуючись цим прогнозом, німецькі астрономи Галле та Д'Аррест виявили Нептун. Пізніше з'ясувалося, що, починаючи з Галілея, астрономи відзначали становище Нептуна на картах, але брали його за зірку.

Нептун - четверта з планет-гігантів, названа на честь бога морів в античній міфології. Екваторіальний радіус Нептуна (24764 км) майже в 4 рази перевищує радіус Землі, а за масою Нептун в 17 разів більше нашої планети. Середня густина Нептуна 1,64 г/см 3 . Він обертається навколо Сонця на відстані 4,5 млрд км (30 а. е.), здійснюючи повний цикл майже за 165 земних років. Площина орбіти планети нахилена на 1,8 ° до площини екліптики. Нахил екватора до площини орбіти становить 296°. Через велику віддаленість від Сонця освітленість на Нептуні в 900 разів менше, ніж Землі.

Дані, передані "Вояджером-2", який пройшов на відстані близько 5000 км від поверхні хмарного шару Нептуна 1989 р., дозволили побачити деталі хмарного покриву планети. Смуги на Нептуні виражені слабко. Велика темна пляма розміром із нашу планету, виявлена ​​в південній півкулі Нептуна, є гігантським антициклоном, що здійснює повний оберт за 16 земних діб. Це область підвищеного тиску та температури. На відміну від Великої Червоної Плями на Юпітері, що дрейфує зі швидкістю 3 м/с, Велика Темна Пляма на Нептуні переміщається на захід зі швидкістю 325 м/с. Темна пляма менших розмірів, розташована на 74° пд. ш., за тиждень змістилося на 2000 км на північ. Досить швидким рухом відрізнялася і світла освіта в атмосфері – так званий «скутер». У деяких місцях швидкість вітру в атмосфері Нептуна сягає 400-700 м/с.

Як і в інших планет-гігантів, атмосфера у Нептуна переважно складається з водню. Перед гелію припадає близько 15%, і 1% - частку метану. Видимий хмарний шар відповідає тиску 1,2 бар. Передбачається, що на дні нептуніанської атмосфери знаходиться океан із води, насиченої різними іонами. Значна кількість метану, мабуть, міститься глибше, у крижаній мантії планети. Навіть при температурі тисячі градусів, при тиску в 1 Мбар суміш води, метану і аміаку може утворити тверді льоди. На гарячу крижану мантію, ймовірно, припадає 70% маси всієї планети. Близько 25% маси Нептуна має, за розрахунками, належати ядру планети, що складається з оксидів кремнію, магнію, заліза та його сполук, а також кам'яних порід. Модель внутрішньої будови планети показує, що тиск у її центрі близько 7 Мбар, а температура близько 7000 К. На відміну від Урану, потік тепла з надр Нептуна майже втричі більший від тепла, що отримується від Сонця. Цей феномен пов'язують із виділенням тепла при радіоактивному розпаді речовин із великою атомною вагою.

Магнітне поле Нептуна вдвічі слабше, ніж поле Урану. Кут між віссю магнітного диполя та віссю обертання Нептуна 47°. Центр диполя зміщений на 6000 км у південну півкулю, тому магнітна індукція у південного магнітного полюса у 10 разів вища, ніж у північного.

Кільця Нептуна в цілому схожі на кільця Урана, з тією лише різницею, що сумарна площа речовини в кільцях Нептуна в 100 разів менша, ніж у кільцях Урану. Окремі дуги кілець, що оточують Нептун, були виявлені під час покриття зірок планетою. На знімках «Вояджера-2» навколо Нептуна видно незамкнені утвори, які назвали арками. Вони розташовані на суцільному зовнішньому кільці малої щільності. Діаметр зовнішнього кільця 69,2 тис. км., а ширина арок приблизно 50 км. Інші кільця, що знаходяться на відстанях від 61,9 тис. км. до 62,9 тис. км., замкнуті. При спостереженнях із Землі до середини ХХ століття було знайдено 2 супутники Нептуна - Тритон і Нереїда. «Вояджер-2» виявив ще 6 супутників розміром від 50 до 400 км та уточнив діаметри Тритона (2705 км) та Нереїди (340 км). У 2002-03 pp. при спостереженнях із Землі було відкрито ще 5 далеких супутників Нептуна.

Найбільший супутник Нептуна - Тритон обертається навколо планети з відривом 355 тис. км з періодом близько 6 діб круговою орбітою, нахиленої на 23° до екватора планети. При цьому він єдиний із внутрішніх супутників Нептуна, що рухається орбітою у зворотному напрямку. Період осьового обертання Тритона збігається з його орбітальним періодом. Середня щільність Тритон 2,1 г/см3. Температура поверхні дуже низька (38 К). На космічних знімках більша частина поверхні Тритона є рівниною з безліччю тріщин, чому вона нагадує динну кірку. Південний полюс оточує світла полярна шапка. На рівнині виявлено кілька западин діаметром 150 - 250 км. Ймовірно, крижана кора супутника багаторазово перероблялася внаслідок тектонічної активності та падіння метеоритів. Тритон, мабуть, має кам'яне ядро ​​радіусом близько 1000 км. Передбачається, що крижана кора завтовшки близько 180 км. покриває водний океан глибиною близько 150 км., насичений аміаком, метаном, солями та іонами. Розріджена атмосфера Тритону в основному складається з азоту, невеликої кількості метану та водню. Сніг на поверхні Тритону – це іній азоту. Полярна шапка також утворена азотним інеєм. Дивовижні утворення, виявлені на полярній шапці – темні плями, витягнуті на північний схід (їх було знайдено близько п'ятдесяти). Вони виявилися газовими гейзерами, що піднімаються на висоту до 8 км, а потім перетворюються на шлейфи, що тягнуться приблизно на 150 км.

На відміну від інших внутрішніх супутників, Нереїда рухається дуже витягнутою орбітою, своїм ексцентриситетом (0,75) більше схожої на орбіту комет.

Плутон

Плутон, після його відкриття 1930 р., вважався найменшою планетою Сонячної системи. У 2006 р. рішенням Міжнародного астрономічного союзу він був позбавлений статусу класичної планети та став прототипом нового класу об'єктів – карликових планет. Поки що до групи планет-карликів крім нього входять астероїд Церера і кілька нещодавно відкритих об'єктів у поясі Койпера, за орбітою Нептуна; один із них навіть перевищує розміром Плутон. Немає сумнівів, що у поясі Койпера виявляться й інші подібні об'єкти; так що планет-карликів у Сонячній системі може виявитися чимало.

Плутон звертається довкола Сонця за 245,7 років. У момент свого відкриття він був досить далеко від Сонця, займаючи місце дев'ятої планети Сонячної системи. Але орбіта Плутона, як виявилося, має значний ексцентриситет, тому в кожному орбітальному циклі він протягом 20 років знаходиться ближче до Сонця ніж Нептун. Наприкінці ХХ століття якраз був такий період: 23 січня 1979 р. Плутон перетнув орбіту Нептуна, так що виявився ближчим за нього до Сонця і формально перетворився на восьму планету. У цьому статусі він перебував до 15 березня 1999 р. Пройшовши через перигелій своєї орбіти (29,6 а. е.) у вересні 1989 р., Плутон тепер віддаляється у бік афелія (48,8 а. е.), якого він досягне 2112 р., а перший після свого відкриття повний оборот навколо Сонця завершить лише 2176 р.

Щоб зрозуміти інтерес астрономів до Плутона, треба згадати історію його відкриття. На початку ХХ століття, спостерігаючи за рухом Урана та Нептуна, астрономи помітили деяку дивність у їх поведінці та припустили, що за орбітами цих планет існує ще одна, невідкрита, гравітаційний вплив якої позначається на русі відомих планет-гігантів. Астрономи навіть розрахували ймовірне місце цієї планети, - «Планети Х», - хоч і не дуже впевнено. Після тривалих пошуків, 1930 р. американський астроном Клайд Томбо відкрив дев'яту планету, названу ім'ям бога підземного світу - Плутона. Однак відкриття, мабуть, було випадковим: наступні виміри показали, що маса Плутона занадто мала, щоб його гравітація помітно позначилася на русі Нептуна і, тим більше, Урану. Орбіта Плутона виявилася значно витягнутішою, ніж в інших планет, і помітно нахиленою (17 °) до екліптики, що також не характерно для планет. Деякі астрономи схильні вважати Плутон «неправильною» планетою, більше схожою на стероїд чи втрачений супутник Нептуна. Однак у Плутона є свої супутники, а часом буває і атмосфера, коли крижини, що покривають його поверхню, випаровуються в області перигелія орбіти. Взагалі Плутон досліджений дуже слабко, оскільки до нього поки що не долетів жоден зонд; донедавна не робилося навіть таких спроб. Але в січні 2006 р. до Плутона стартував апарат New Horizons (NASA), який повинен пролетіти повз планету в липні 2015 р.

Вимірюючи інтенсивність відбитого Плутоном сонячного світла, астрономи встановили, що видимий блиск планети періодично змінюється. Цей період (6,4 діб) було прийнято за період осьового обертання Плутона. У 1978 р. американський астроном Дж. Крісті звернув увагу на неправильну форму зображення Плутона на фотознімках, отриманих з найкращим кутовим роздільною здатністю: розмита плямка зображення часто мала виступ з одного боку; його становище також змінювалося з періодом 6,4 діб. Крісті зробив висновок, що Плутон має досить великий супутник, який назвали Хароном на ім'я міфічного човняра, який перевозив душі померлих по річках у підземному царстві мертвих (володарем цього царства, як відомо, був Плутон). Харон з'являється то з півночі, то з півдня від Плутона, тому зрозуміли, що орбіта супутника, як і вісь обертання самої планети, сильно нахилена до площині її орбіти. Вимірювання показали, що кут між віссю обертання Плутона і площиною його орбіти становить близько 32°, а зворотне обертання. Орбіта Харона лежить в екваторіальній площині Плутона. У 2005 р. були відкриті ще два невеликі супутники - Гідра і Нікс, що звертаються далі Харона, але в тій же площині. Таким чином, Плутон зі своїми супутниками нагадує Уран, який обертається, «лежачи на боці».

Період обертання Харона, що становить 6,4 діб, збігається з періодом руху навколо Плутона. Як і Місяць, Харон завжди звернений до планети однією стороною. Це властиво всім супутникам, що рухаються неподалік планети. Дивно інше – Плутон також звернений до Харона завжди однією і тією ж своєю стороною; у цьому сенсі вони є рівноправними. Плутон і Харон - унікальна подвійна система, дуже компактна і безпрецедентно високе ставлення мас супутника і планети (1:8). Ставлення мас Місяця та Землі, наприклад, становить 1:81, а в інших планет аналогічні відносини набагато менші. Фактично, Плутон і Харон - подвійна карликова планета.

Найкращі зображення системи Плутон-Харон були отримані Космічним телескопом «Хаббл». За ними вдалося визначити відстань між супутником і планетою, яка виявилася лише близько 19 400 км. Використовуючи затемнення зірок Плутоном, а також взаємні затемнення планети її супутником, вдалося уточнити їх розміри: діаметр Плутона за недавніми оцінками становить 2300 км, а діаметр Харона – 1200 км. Середня щільність Плутона знаходиться в межах від 1,8 до 2,1 г/см 3 а Харона - від 1,2 до 1,3 г/см 3 . Мабуть, внутрішня будова Плутона, що складається з кам'яних порід і водяного льоду, відрізняється від будівлі Харона, більше схожого на крижані супутники планет-гігантів. Поверхня Харона на 30% темніша, ніж у Плутона. Різний і колір у планети та супутника. Очевидно, вони утворилися незалежно друг від друга. Спостереження показали, що у перигелії орбіти яскравість Плутона помітно зростає. Це дало підставу припустити появу Плутона тимчасової атмосфери. При покритті зірки Плутоном в 1988 р. яскравість цієї зірки зменшувалась поступово протягом кількох секунд, з чого було остаточно встановлено наявність у Плутона атмосфери. Головною її складовою, швидше за все, є азот, а з інших компонентів можлива наявність метану, аргону та неону. Товщина шару серпанку оцінюється в 45 км, а самої атмосфери - в 270 км. Зміст метану має змінюватись залежно від положення Плутона на орбіті. Плутон пройшов перигелій в 1989 р. Розрахунки показують, що частина відкладень замерзлого метану, азоту та вуглекислого газу, що є на його поверхні у вигляді льодів та інею, при наближенні планети до Сонця перетворюється на атмосферу. Максимальна температура поверхні Плутона становить 62 К. Поверхня Харона, мабуть, утворена водяним льодом.

Отже, Плутон - це єдина планета (хоч і карликова), атмосфера у якої виникає, то зникає, як у комети під час її руху навколо Сонця. За допомогою космічного телескопа «Хаббл» у травні 2005 року було виявлено двох нових супутників карликової планети Плутон, які отримали назви Нікта та Гідра. Орбіти цих супутників розташовуються за орбітою Харона. Ніхта знаходиться на відстані близько 50 000 км від Плутона, а Гідра - близько 65 000 км. Місія «Нові горизонти», що стартувала у січні 2006 р., призначена для вивчення околиць Плутона та Пояса Койпера.

У січні 2016 року вчені оголосили, що у Сонячній системі, можливо, є ще одна планета. Її шукають багато астрономів, дослідження поки що призводять до неоднозначних висновків. Проте першовідкривачі Планети Х упевнені у її існування. розповідає про останні результати роботи у цьому напрямі.

Про можливе виявлення за межами орбіти Плутона Планети Хастрономи та Костянтин Батигін з Каліфорнійського технологічного інституту (США). Дев'ята планета Сонячної системи, якщо вона існує, приблизно в 10 разів важча за Землю, а за своїми властивостями нагадує Нептун - газовий гігант, найдальшу з відомих планет, що обертаються навколо нашого світила.

За оцінками авторів, період звернення Планети Х навколо Сонця – 15 тисяч років, її орбіта сильно витягнута та нахилена щодо площини земної орбіти. Максимальне віддалення від Сонця Планети Х оцінюється в 600-1200 астрономічних одиниць, що виводить її орбіту за межі пояса Койпера, в якому знаходиться Плутон. Походження Планети Х невідоме, але, як вважають Браун і Батигін, цей космічний об'єкт 4,5 мільярда років тому було вибито з протопланетного диска поблизу Сонця.

Цю планету астрономи виявили теоретично, аналізуючи виявляється нею на інші небесні тіла в поясі Койпера гравітаційне обурення - траєкторії шести великих транснептунових об'єктів (тобто розташованих за орбітою Нептуна) виявилися об'єднані в один кластер (з подібними аргументами перигелію), довго. Імовірність помилки у своїх розрахунках Браун та Батигін спочатку оцінили у 0,007 відсотка.

Де саме знаходиться Планета Х – невідомо, яку частину небесної сфери слід відстежувати телескопам – незрозуміло. Небесне тіло розташоване настільки далеко від Сонця, що помітити його випромінювання сучасними засобами дуже складно. А докази існування Планети Х, засновані на гравітаційному впливі на небесні тіла в поясі Койпера, - лише непрямі.

Відео: caltech / YouTube

У червні 2017 року астрономи з Канади, Великобританії, Тайваню, Словаччини, США та Франції результати пошуку Планети Х з використанням каталогу транснептунових об'єктів OSSOS (Outer Solar System Origins Survey). Було вивчено елементи орбіти восьми транснептунових об'єктів, на рух яких Планета Х мала б вплинути - об'єкти згрупувалися б певним чином (кластеризувалися) за своїми способами. Серед восьми об'єктів чотири розглянуті вперше, всі вони віддалені від Сонця на відстань понад 250 астрономічних одиниць. Виявилося, що параметри одного об'єкта, 2015 GT50, не укладаються в кластеризацію, що змусило засумніватися існування Планети Х.

Однак першовідкривачі планети Х вважають, що 2015 GT50 не суперечить їхнім розрахункам. Як зазначив Батигін, чисельне моделювання динаміки Сонячної системи, що включає Планету Х, показує, що за межами великої півосі у 250 астрономічних одиниць мають існувати два кластери небесних тіл, чиї орбіти вирівняні Планетою Х: один – стабільний, другий – метастабільний. Хоча об'єкт 2015 GT50 не входить до жодного з цих кластерів, він все одно відтворюється моделюванням.

Батигін вважає, що може бути кілька таких об'єктів. Ймовірно, з ними пов'язане положення малої півосі Планети Х. Астроном підкреслює, що з моменту опублікування даних про Планету Х на її існування вказують уже не шість, а 13 транснептунових об'єктів, з них до стабільного кластера належать 10 небесних тіл.

Поки одні астрономи сумніваються у Планеті Х, інші знаходять нові свідчення на її користь. Іспанські вчені Карлос і Рауль де ла Фуенте Маркос досліджували параметри орбіт комет та астероїдів у поясі Койпера. Виявлені аномалії руху об'єктів (кореляції між довготою висхідного вузла та способом) легко пояснюються, на думку авторів, присутністю в Сонячній системі масивного тіла, велика піввісь орбіти якого становить 300-400 астрономічних одиниць.

Більше того, у Сонячній системі може бути не дев'ять, а десять планет. Нещодавно астрономи з університету Арізони (США) існування в поясі Койпера ще одного небесного тіла, розмірами і масою близькими до Марса. Розрахунки показують, що десята гіпотетична планета віддалена від світила на відстань 50 астрономічних одиниць, а її орбіта нахилена до площини екліптики на вісім градусів. Небесне тіло обурює відомі об'єкти з пояса Койпера і, швидше за все, в давнину знаходилося ближче до Сонця. Фахівці відзначають, що ефекти, що спостерігаються, не пояснюються впливом Планети Х, розташованої значно далі «другого Марса».

Наразі відомо близько двох тисяч транснептунових об'єктів. З введенням нових обсерваторій, зокрема LSST (Large Synoptic Survey Telescope) та JWST (James Webb Space Telescope), вчені планують довести кількість відомих об'єктів у поясі Койпера та за його межами до 40 тисяч. Це дозволить не тільки визначити точні параметри траєкторій транснептунових об'єктів і, як наслідок, побічно довести (або спростувати) існування Планети Х та «Другого Марса», а також безпосередньо виявити їх.