Słońce jest ogromną, w porównaniu z rozmiarami planet, kulą

advertisement
Układ Słoneczny
Menu:
Struktura układu słonecznego
Słonce
Planety
Ksiezyce planet
Planetoidy
Komety
Merkury
Wenus
Ziemia
Mars
Jowisz
Saturn
Uran
Neptun
Pluton
Menu
Struktura układu słonecznego
Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod dominującym wpływem pola
grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się ze Słońca, dziewięciu planet,
naturalnych satelitów (księżyców) planet, planetoid, komet, ciał meteorowych oraz pyłu i gazu
międzyplanetarnego. Słońce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej w ciałach Układu Słonecznego (bez
gazu i pyłu międzygwiezdnego).
Układ planetarny uformował się przed około piecioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego
obłoku gazowo -pyłowego, z którego powstało Słońce, w procesie tzw. akrecji. Polegał on na tym, że
pośrodku obłoku gaz kurczył się szybciej niż w jego zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do
utworzenia się ciała centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo -pyłowym dyskiem. Kurczenie się
praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie gwiazdy
Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo -pyłowym tworzyły się tzw. agregaty, wychwytujące i
przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, aż wreszcie doszło do fragmentacji zewnętrznej części
obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw.planetozymali, wskutek czego wykształciły się oddzielne planety.
Różne warunki powstawania sprawiły, że obecnie mamy dwie wyraźnie różne grupy planet: zewnętrzne typu jowiszowego i wewnętrzne - typu ziemskiego.
Promień Układu Słonecznego, łącznie z tzw. obłokiem Oorta (hipotetyczną otoczką Układu zawierającą
setki miliardów lodowo -kamiennych obiektów) wynosi ok. 200 000 jednostek astronomicznych(średnich
odległości Ziemi do Słońca), to jest około 29.92 biliona kilometrów. Dostępna dotychczasowym
obserwacjom część Układu (tj. do orbity Plutona) ma promień około 40 j.a. Orbity planet są praktycznie
współpłaszczyznowe (najsilniej, o 17°08' względem płaszczyzny orbity Ziemi, nachylona jest orbita Plutona,
pozostałe nachylenia wynoszą od 0°46' dla Urana do nieco ponad 7° dla Merkurego) i tylko nieznacznie
odbiegają od orbit kolistych (najsilniej ekscentryczne są orbity Merkurego i Plutona).
Orbity planetoid, a szczególnie komet, są bardziej zróżnicowane. Planetoidy poruszają się po orbitach
eliptycznych wokół Słońca, głównie w pasie leżącym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, których
źródłem jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłużonych elipsach, czasem
nieodróżnialnych od parabol
Słonce
Słońce jest ogromną, w porównaniu z rozmiarami planet, kulą
zjonizowanych gazów o średnicy 1 392 000 km, a więc jest ono ponad
109 razy większe od Ziemi. Powierzchnia Słońca wynosi 6 087
miliardów km2, a objętość - 1 412 000 bilionów km3. Masa Słońca jest
równa 1.989x1030kg, czyli 332 952 razy więcej od masy Ziemi. Słońce
powoli wiruje wokół własnej osi wykonując jeden obrót w ciągu 25.38
dnia (dla punktu znajdującego się na równiku słonecznym).
Jest ono normalną gwiazdą tzw. Ciągu Głównego. Jako kula gazowa nie
ma właściwie wyraźnie zarysowanej zewnętrznej granicy. Z Ziemi
widzimy właściwie jedynie atmosferę słoneczną, której najgłębiej
położona warstwa - fotosfera - ma grubość rzędu kilkuset kilometrów.
Poniżej fotosfery gęstość gazów stopniowo wzrasta, powyżej fotosfery
natomiast rozciąga się do wysokości około 12 000 km chromosfera warstwa bardzo rozrzedzonego gazu, który możemy obserwować tylko
podczas całkowitych zaćmień jako czerwoną obwódkę o nieregularnym
kształcie. Dalej rozpościera się tzw. korona słoneczna, którą tworzy
niezwykle rozrzedzony gaz o temperaturze około 2 000 000 K. Kształt
korony jest nieregularny i bardzo zmienny.
W 1919 roku Jean-Baptiste Perrin stwierdził, że źródłem energii słonecznej są reakcje
termojądrowe, prowadzące do przemiany wodoru w hel. Słońce składa się w 70% z wodoru, w
około 28% z helu, zaś na pozostałe 2% składają się m.in. takie cząstki, jak CN, C2, CH, NH, NO2,
i inne. Synteza helu z wodoru we wnętrzu Słońca sprawia, że helu tam przybywa, a wodoru ubywa.
W miarę powstawania wewnątrz Słońca jądra helowego będzie ono wykazywało tendencję do
kurczenia się. Po wyczerpaniu zasobów wodoru jądro helowe będzie się kurczyło nadal, bardzo
silnie się rozgrzewając, przez co naruszona zostanie równowaga promienista. Na skutek tego
otoczka jądra rozszerzy się, a jej temperatura spadnie i Słońce stanie się czerwonym olbrzymem.
Kiedy w jądrze helowym temperatura przekroczy 100 000 000 K, zostanie zainicjowana
przemiana helu w węgiel. Następnie prawdopodobnie dojdzie do tzw. rozbłysku helowego w
otoczce jądra, po czym Słońce ponownie stanie się czerwonym olbrzymem, o rozmiarach
sięgającym poza orbitę Ziemi. Jego otoczka rozproszy się w przestrzeni, a jądro stanie się kulą
zdegenerowanego gazu czyli tzw. białym karłem, który będzie stygł powoli, póki całkiem nie
zgaśnie.
Merkury
Merkury jest planetą krążącą najbliżej Słońca. Ze względu na
znaczny mimośród (spłaszczenie) orbity, w peryhelium znajduje się
półtorakrotnie bliżej Słońca niż w aphelium. Średnia gęstość
Merkurego jest w przybliżeniu równa gęstości Ziemi, przy czym
około 80% jego masy przypada na żelazne jądro.
Powierzchnię pokrywają kratery i strome skarpy skalne, które
utworzyły się w przeszłości, gdy jądro planety ochładzało kurczyło,
powodując naprężenia skorupy się i. Ze względu na słabą
grawitację Merkury pozbawiony jest prawie całkowicie atmosfery.
K
rążąc tak blisko Słońca i nie posiadając atmosfery, która
zachowałaby ciepło w nocy, Merkury odznacza się dużymi
wahaniami temperatury na powierzchni: od -180 do +430 °C.
Wenus
Wenus, krążąca po niemal kołowej orbicie druga planeta od Słońca,
jest otulonym gęstymi chmurami skalnym globem. Chmury te
odbijają większość światła słonecznego, przez co Wenus jest
najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu ciałem na naszym niebie.
Temperatury powierzchniowe dochodzą do 480°C, a ciśnienie
atmosferyczne 90 razy przewyższa ciśnienie ziemskie. 97% objętości
atmosfery wenusjańskiej to dwutlenek węgla, zaś na resztę składają
się m.in. azot, chlorowodór i tlen. Żółtawy kolor chmur pochodzi od
kwasu siarkowego. Jego zawartość ulega jednak znacznym
zmianom, co nasuwa podejrzenia, że na Wenus występują czynne
wulkany.
Ziemia
Ziemia jest trzecią planetą od Słońca,
największą z 4 planet wewnętrznych.
Pod względem budowy przypomina
inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe
jądro otoczone jest przez jądro
zewnętrzne z metalu płynnego, po
którym następują warstwy płynnych,
półpłynnych i stałych skał. Natomiast
pod względem warunków panujących
na powierzchni Ziemia różni się od
tych planet diametralnie: tylko na
Ziemi występuje woda w stanie
płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz
inne warunki sprzyjające życiu.
Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja
Ziemi zachodzi nadal, zarówno w
sposób naturalny, jak i w wyniku
działań człowieka. Do najbliższego
otoczenia Ziemi należy jej jedyny
naturalny satelita - Księżyc
Mars
Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba
marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku,
jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i
wykazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Powierzchnię Marsa pokrywają
odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta).
Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla, który stanowi blisko 95% jej
składu. Temperatura latem w Słońcu wynosi do +30°C, zaś zimą przed świtem spada nawet
do -100°C. Mars ma dwa małe księżyce - Phobosa i Deimosa.
Jowisz, piąta planeta od Słońca, jest
pierwszą z czterech gazowych planetolbrzymów. Ma największe rozmiary i
masę wśród planet Układu Słonecznego:
jego objętość jest 1300 razy większa od
objętości Ziemi, a masa przewyższa
dwuipółkrotnie łączną masę pozostałych
planet. Chmury Jowisza składają się
głównie z wodoru i helu.
Wnętrze planety zaczyna się na
głębokości 1000 km, gdzie wodór
przechodzi w stan ciekły. Jeszcze głębiej
tworzy się wodór metaliczny. W centrum
Jowisza znajduje się jądro o temperaturze
około 35000 oC. Najbardziej znany obiekt
na tarczy Jowisza, Wielka Czerwona
Plama, okazała się ostatecznie olbrzymim
wirem w atmosferze planety, wznoszącym
się kilka kilometrów ponad najwyższą
warstwę chmur. Jowisz posiada co
najmniej 16 księżyców.
Jowisz
Saturn jest szóstą planetą od Słońca, drugą
z czterech gazowych planet-olbrzymów.
Posiada co najmniej 18 księżyców i
imponujący układ pierścieni. Pierścienie
znajdują się wewnątrz tzw. granicy Roche'a.
W obszarze tym nie mogą się znajdować
żadne ciała o znacznych rozmiarach,
ponieważ zostałyby rozerwane siłami
przypływowymi planety. Największe
fragmenty pierścieni mają rozmiary
najwyżej 10 m, zaś grubość pierścieni nie
przekracza 10 km.
Bardzo szybka, podobnie jak u innych
planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje
wybrzuszenie obszarów równikowych oraz
ułożenie rozmytych żółtawych chmur w
poziome, równolegle do równika pasma.
Saturn to jedyna planeta o średniej gęstości
mniejszej od gęstości wody. Z tego powodu
jego masa nie przekracza jednej trzeciej
masy Jowisza, mimo iż średnice obu planet
niewiele się różnią.
Saturn
Uran
Uran, siódma planeta od Słońca, jest trzecią z czterech gazowych planetolbrzymów. Jej kamienne jądro otacza płaszcz gazowo-lodowy. Wokół
płaszcza rozciąga się atmosfera zawierająca metan, który nadaje
Uranowi niebiesko-zieloną barwę. Ze względu na usytuowanie planety w
zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, temperatura górnej
powierzchni chmur wynosi zaledwie -210 oC.
Uran posiada 15 księżyców i układ pierścieni, ale na samej planecie nie
dostrzeżono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatując obok
Urana w 1986 roku, sfotografowała tylko kilka chmur metanowych.
Najdziwniejszy jest natomiast charakter ruch wirowego planety. Ponieważ
kąt nachylenia równika Urana do płaszczyzny orbity wynosi 98o, więc
glob ten jak gdyby "toczy" się po swojej orbicie. Wiąże się z tym także
szczególny sposób zmiany pór roku.
Neptun
Neptun jest ósmą planetą od Słońca, czwartą z
gazowych planet-olbrzymów. Wielkością i budową
przypomina swego sąsiada - Urana. Masa Neptuna
jest 17,25 razy większa od masy Ziemi. Jaskrawo
błękitny kolor jego atmosfery pochodzi od metanu.
Na Neptunie wieją najszybsze wichry Układu
Słonecznego - ich prędkość dochodzi do 2200
km/godz.
W warstwie chmur występuje kilka formacji, z
których najwyraźniejsza jest Wielka Ciemna Plama,
olbrzymi huragan wielkości Ziemi. Pod pokrywą
chmur znajduje się płaszcz lodowo-gazowy oraz
niewielkie skalne jądro. Neptun ma 8 znanych
księżyców, z których 7 to ciała bardzo drobne.
Pluton
Pluton - dziewiąta planeta od Słońca, jest zimnym, ciemnym
globem, dla którego Słońce stanowi jedynie jasną gwiazdę na
niebie. Pluton jest mniejszy od Księżyca. Ma rzadką atmosferę,
która tworzy się, gdy planeta zbliży się do Słońca, i zamarza,
gdy planeta się od niego oddala.
Pluton krąży po mocno wydłużonej orbicie; jej kąt nachylenia
do ekliptyki jest większy niż w przypadku innych planet. Jedno
okrążenie Słońca trwa 248,5 roku i w ciągu 20 lat z tego
okresu Pluton znajduje się bliżej Słońca niż Neptun. Te cechy
zdają się sugerować, że Pluton może być w rzeczywistości
dużą planetoidą. Dokoła Plutona krąży księżyc, o rozmiarach
znacznych w porównaniu z rozmiarami planety.
Ksiezyce
Ksiezyc Ziemi
Ksiezyce Marsa
Ksiezyce Jowisza
Ksiezyce Saturna
Ksiezyc
Ziemi
Księżyc jest jedynym naturalnym satelitą Ziemi. Jego odległość od środka Ziemi zmienia
się i wynosi od 356 000 km do 407 000 km (średnio 384 400 km, tj. 60.3 promienia Ziemi).
Przyspieszenie grawitacyjne na Księżycu jest około sześciokrotnie mniejsze od ziemskiego.
Temperatura jego powierzchni zmienia się w zakresie od +140°C do -190°C, ale 1 m pod
powierzchnią jest w przybliżeniu stała i wynosi -30°C. Powierzchnia Księżyca pokryta jest
kraterami o silnie zróżnicowanych rozmiarach. Materiał pokrywający powierzchnię
(warstwa ok. 4 m) stanowi drobny, lekki (1 g/cm3) pył zbudowany z SiO2 (50-70%),
Al2O3, FeO, CaO, TiO2. Jego średni wiek wynosi 3.7 mld lat (najstarsze fragmenty skał
mają około 4.6 mld lat). Księżyc posiada resztkową atmosferę o gęstości mniejszej niż
jedna bilionowa gęstości atmosfery ziemskiej.
Dzienne przemieszczenie się Księżyca na ziemskiej sferze niebieskiej względem gwiazd
wynosi około 13°. W zależności od położenia względem Słońca Księżyc jest różnie
oświetlony. Czas upływający pomiędzy dwiema identycznymi fazami wynosi 29.5306 dnia
(tzw. miesiąc synodyczny). W wyniku wzajemnych oddziaływań pływowych czas obrotu
Księżyca wokół swojej osi uległ synchronizacji z okresem obiegu wokół Ziemi. W jej
kierunku Księżyc zwraca stale jedną swoją stronę, ale istnienie tzw. libracji powoduje, że
możliwe jest z Ziemi obserwowanie łącznie (lecz nie jednocześnie) 59% powierzchni
Księżyca.
Ksiezyce Marsa
Phobos
Phobos to większy i bliższy planecie spośród dwóch księżyców Marsa, odkrytych w
1877 przez amerykańskiego astronoma A. Halla. Średni promień orbity Phobosa
wynosi 9323 km, zaś okres obiegu dokoła planety - 7 godzin 39 min (jest on mniejszy
od okresu obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co dla obserwatora z Marsa
wschodzi na tamtejszym zachodzie, a zachodzi na wschodzie).
Bryła Phobosa jest w przybliżeniu elipsoidą o długościach osi równych: 27, 12 i 11
km oraz masie 11 900 mld ton. Albedo wynosi 6% a pokryta pyłem powierzchnia
posiada widoczne rysy i kratery, z których największy ma średnicę 10 km. Średnia
gęstość Phobosa wynosi około 2 g/cm3, a przyspieszenie grawitacyjne na jego
powierzchni równe jest 0.0063 m/s2. Phobos jest najprawdopodobniej przechwyconą
przez Marsa planetoidą, która spadnie na jego powierzchnię za około 100 mln lat.
Deimos
Deimos jest drugim, licząc od powierzchni planety,
satelitą Marsa. Jego średnia odległość od planety
wynosi 23 460 km. Wymiary Deimosa to 11x12x15 km,
pokryty jest on licznymi kraterami. Podobnie jak
Phobos, jest prawdopodobnie przechwyconą przez pole
grawitacyjne Marsa planetoidą. Odkryty został w 1877
przez A. Halla.
Ksiezyce Jowisza
Metis
Io
Adrastea
Europa
Amaltea
Ganimedes
Pozostale
Callisto
Thebe
Leda
Metis
Metis jest najbliższym satelitą Jowisza. Wraz z księżycem Adrastea
leży wewnątrz głównego pierścienia Jowisza, około 128 000 km od
środka planety. Być może stanowią one źródło materiału dla tego
pierścienia. Obecnie bardzo mało wiemy o tym księżycu.
Adrastea
Adrastea jest drugim z kolei
satelitą Jowisza. Podobnie jak
Metis leży wewnątrz jego
głównego pierścienia, stanowiąc
być może dla niego źródło
materiału. Obecnie posiadamy
bardzo mało informacji o tym
księżycu.
Amaltea
Amaltea jest jednym z mniejszych księżyców Jowisza. Odkryta w 1892 roku
przez Edwarda Emersona Barnarda jest ostatnim księżycem w Układzie
Słonecznym odkrytym w wyniku bezpośredniej obserwacji wizualnej.
Jednocześnie jest pierwszym satelitą Jowisza odkrytym po księżycach
galileuszowych. Amaltea jest nieregularną bryłą, usianą kraterami, których
rozmiary są relatywnie duże w stosunku do rozmiaru satelity.
Thebe
Szczegółowe badania zdjęć,
nadesłanych na Ziemię przez
Voyagery 1 oraz 2
doprowadziły do odkrycia
trzech nowych satelitów
Jowisza. Jednym z nich był
Thebe, początkowo noszący
prowizoryczne oznaczenie
1979J2. Okrąża on planetę
jeden raz w ciągu 16 godzin i
11 minut, w średniej odległości
około 222 000 km od środka
planety. Poza tym nasza
wiedza o tym satelicie jest
niewielka.
Io
Io jest trzecim pod względem wielkości satelitą
Jowisza, oznaczonym numerem I. Odkryty został w
1610 przez Galileusza i niezależnie przez G.
Mariusa, jako jeden z czterech pierwszych (poza
Księżycem) satelitów w Układzie Słonecznym. Na Io
odkryto ślady aktywnej działalności wulkanicznej.
Sondy kosmiczne Voyager zaobserwowały
jednoczesną erupcję dziewięciu wulkanów; ich
pióropusze unoszą się ponad 300 km nad
powierzchnią księżyca.
Choć temperatura na powierzchni Io wynosi
średnio około -143° C, to jednak istnieje miejsce
związane z działalnością wulkaniczną, gdzie
temperatura wynosi około 17° C. Pod względem
składu, Io zbudowany jest w większości z materiału
skalnego oraz niewielkiej ilości żelaza.
Europa
Europa jest czwartym pod względem wielkości
satelitą Jowisza, oznaczonym numerem II. Jego
średnica wynosi 3138 km, zaś średnia odległość
od planety 670 900 km. Odkryty został w 1610
przez Galileusza i (niezależnie) G. Mariusa, jako
jeden z czterech pierwszych (poza Księżycem)
satelitów w Układzie Słonecznym. Na powierzchni
tego satelity brak jest jakichkolwiek śladów
kraterów.
Istniejące teorie na temat wewnętrznej budowy
Europy zakładają, że pod grubą na 5 km warstwą
lodu może znajdować się ocean o głębokości
ponad 50 km. Charakterystyczne ślady na
powierzchni księżyca mogą być wynikiem
załamania skorupy, wypełnienia jej wodą
oceaniczną i zamarznięcia.
Ganimedes odkryty został w roku 1610
przez Galileusza i niezależnie przez
Ganimedesa Mariusa. Jest on największym
satelitą Jowisza i zarazem największym
satelitą w Układzie Słonecznym (jego
średnica wynosi około 5260 km). Gdyby
Ganimedes okrążał samodzielnie Słońce,
zostałby zakwalifikowany do grona planet.
Podobnie jak Callisto, zbudowany jest ze
skalistego jądra, lodowego płaszcza oraz
lodowo-skalnej skorupy.
Ganimedes nie posiada atmosfery, jednak
ostatnie obserwacje przy użyciu
kosmicznego teleskopu Hubble'a wykazały
obecność ozonu na jego powierzchni. Jego
powierzchnia wykazuje znaczne
zróżnicowanie oraz posiada wyraźne
oznaki aktywności geologicznej - góry,
doliny i kratery.
Ganimedes
Callisto
Księżyc Jowisza Callisto odkryty został w roku
1610 przez Galileusza oraz równocześnie i
niezależnie od niego przez G. Mariusa. Jest
jednym z czterech pierwszych odkrytych (poza
Księżycem) satelitów w Układzie Słonecznym,
drugim pod względem wielkości satelitą
Jowisza. Jego rozmiar porównywalny jest z
rozmiarem Merkurego. Powierzchnia Callisto
jest pokryta dużą ilościa kraterów, czas jej
powstania datuje się na około 4 miliardy lat
temu (krótko po uformowaniu Układu
Słonecznego). Nie posiada dużych łańcuchów
górskich, składa się prawdopodobnie z dużego
skalistego jądra otoczonego wodą i lodem.
Callisto nie posiada atmosfery.
Leda, najmniejszy satelita Jowisza,
odkryta została w roku 1975 przez
Kowala. Odkrycie dokonane zostało
dzięki zaprezentowanemu powyżej
zdjęciu. Leda okrąża Jowisza w
odległości ponad 11 mln km od środka
planety, czyli prawie sześciokrotnie dalej
niż Callisto. Aktualnie posiadamy bardzo
mało informacji o Ledzie.
Leda
Pozostale Ksiezyce
Himalia
Lysithea
Elara
Ananke
Himalia, podobnie jak Elara, odkryta została przez C.Perrine
w 1904 roku. Jest dziesiątym znanym satelitą Jowisza. Nasza
wiedza o tym księżycu jest bardzo skromna.
Lysithea odkryta została przez S.Nicholsona w 1938 roku. Jest
jedenastym znanym satelitą Jowisza. Aktualnie posiadamy bardzo
mało informacji o tym księżycu.
Elara, podobnie jak Himalia, odkryta została przez C.Perrine w 1904
roku. Jest dwunastym znanym satelitą Jowisza.
Ananke odkryta została przez S.Nicholsona w 1951 roku. Jest trzynastym
znanym satelitą Jowisza. Orbita Ananke (podobnie jak i trzech pozostałych
najdalszych księżyców) jest mało stabilna i księżyc ten może zostać kiedyś
oderwany od Jowisza przez siły perturbacyjne i stać się planetoidą. Być może
Ananke była kiedyś planetoidą, która schwytana została przez pole
grawitacyjne Jowisza.
Carme
Carme odkryta została przez S.Nicholsona w 1938 roku. Jest
czternastym znanym satelitą Jowisza. Orbita Carme
(podobnie jak Ananke, Pasiphae i Sinope) jest mało stabilna i
prawdopodobne jest oderwanie jej od Jowisza. Być może była
ona kiedyś planetoidą, przechwyconą przez potężne pole
grawitacyjne Jowisza.
Pasiphae
Pasiphae odkryta została przez P.Melotte w 1908 roku. Jest
piętnastym znanym satelitą Jowisza. Orbita Pasiphae (podobnie
jak orbity Ananke, Carme i Sinope) jest mało stabilna i księżyc
ten jest być może przechwyconą przez pole grawitacyjne Jowisza
planetoidą, która w przyszłości może znów się "uwolnić" od
swojego potężnego opiekuna.
Sinope
Sinope odkryta została przez S.Nicholsona w 1914 roku. Jest
najbardziej zewnętrznym znanym satelitą Jowisza, okrążającym
go w odległości 24.7 mln km. Orbita Sinope (podobnie jak i
trzech pozostałych najdalszych księżyców) jest mało stabilna.
Księżyc ten być może tylko "chwilowo" (stosując kosmiczną skalę
czasu) znajduje się pod działaniem pola grawitacyjnego Jowisza i
może stać się ponownie planetoidą.
Ksiezyce Saturna
Pan
Pandora
Atlas
Epimetheus
Prometheus
Janus
Pan
Pan, najbliższy pod względem odległości
do Saturna satelita tej planety odkryty
został przez Marka R. Showaltera w roku
1990, 9 lat po misji Voaygera. Orbita
Pana znajduje się wewnątrz szczeliny
Enckego w pierścieniu A Saturna, 133.6
tys km od środka planety. Jego średnica
wynosi około 20 kilometrów.
Atlas
Atlas, drugi pod względem odległości od planety satelita
Saturna odkryty został w 1980 roku przez R.Terrile na
podstawie zdjęć dostarczonych przez Voyagera 1. Jego
rozmiary to ok. 40 na 20 kilometrów, a orbita przebiega
w pobliżu zewnętrznej krawędzi pierścienia A.
Prometheus
Prometheus, trzeci w kolejności od planety satelita Saturna odkryty został na podstawie
zdjęć dostarczonych przez sondę kosmiczną Voyager 1. Jest elipsoidalną, lodową bryłą o
wymiarach około 140x100x75 kilometrów. Na północnej stronie posiada kilka dolin oraz
grzbietów górskich. Niektóre kratery mają do 20 kilometrów średnicy, jednak generalnie
powierzchnia tego satelity posiada mniej kraterów niż powierzchnia sąsiedniej Pandory,
Janusa czy Epimetheusa.
Pandora
Pandora jest czwartym w kolejności od planety satelitą Saturna. Ma podłużny
kształt (110x85x 65 km) oraz usianą kraterami powierzchnię. Dwa największe z
nich mają około 30 kilometrów średnicy.
Epimetheus
Epimetheus, piąty w odległości od Saturna księżyc, ma nieregularny kształt (wymiary około
140x110x100 km) oraz pooraną grzbietami i uskokami górskimi powierzchnię. Niektóre kratery
mają ponad 30 km średnicy. Epimetheus wraz z innym księżycem Saturna, Janusem, poruszają
się po niemal tej samej orbicie, 151 500 kilometrów od środka planety i 91 000 ponad jej
chmurami. Oddalone są od siebie tylko o około 50 km. Raz na około cztery lata zachodzi
pomiędzy tymi satelitami wymiana orbit; zewnętrzny staje się wewnętrznym i odwrotnie. Jedna
z teorii mówi, że Janus i Epimetheus powstały w wyniku rozpadu na dwie części satelityprzodka.
Janus
Janus odkryty został w roku 1966 przez Audouina Dollfusa. Wymiary tego satelity Saturna
to około 220x190x160 kilometrów. Jego powierzchnia jest pokryta licznymi kraterami, z
których kilka posiada średnicę ponad 30 km. Janus wraz z Prometheusem poruszają się po
niemal tej samej orbicie, oddalone od siebie tylko o około 50 km.
Mimas
Mimas, jeden z najbliższych księżyców Saturna odkryty został już w 1789 roku przez Williama
Herschela. Jego lodowa powierzchnia posiada wiele kraterów, z których jeden nazwany został
Herschel na cześć odkrywcy księżyca. Jest on nieproporcjonalnie duży w stosunku do wymiarów
satelity, jego średnica wynosi 130 kilometrów (jedną trzecią średnicy Mimasa), zaś głębokość około 10 kilometrów. W jego środku znajduje się masyw górski, którego najwyższy szczyt sięga
niemal 6 kilometrów ponad dno krateru. Siła uderzenia, które spowodowało powstanie tego krateru
bliska była spowodowania rozpadu księżyca. Temperatura na powierzchni Mimasa wynosi około 200°C
Ksiezyce Uranu
Ksiezyce Neptuna
Ksiezyc Plutona
Ofelia
Ofelia, drugi po Kordelii pod względem odległości od planety księżyc Urana ma
średnicę około 50 km, zaś jego średnia odległość od środka planety wynosi 53
770 km. Podobnie jak Kordelia, Ofelia odkryta została przez sondę Voyager 2 w
1986 roku.
Bianka
Bianka, trzeci pod względem odległości satelita Urana, ma średnicę niewiele ponad
40 km i okrąża planetę w odległości 59 160 km od jej środka.
Najada
Najada ma około 54 kilometrów średnicy i okrąża Neptuna w kierunku jego ruchu
obrotowego w czasie 7 godzin i 6 minut, znajdując się około 23 200 kilometrów ponad jego
chmurami (48 200 km od środka planety). Satelita ten ma nieregularny kształt, jego
powierzchnia nie przejawia żadnych śladów działalności wulkanicznej.
Talassa
Talassa jest jednym z ostatnio odkrytych satelitów w Układzie Słonecznym. Ma około 80
kilometrów średnicy i okrąża Neptuna w tym samym kierunku co jego ruch obrotowy w
czasie 7 godzin i 30 minut, znajdując się około 25 200 kilometrów ponad wierzchołkami
jego chmur. Ma nieregularny kształt, wygląd jej powierzchni nie przejawia oznak
działalności wulkanicznej.
Charon
Charon, satelita Plutona, odkryty został w 1978 przez amerykańskiego astronoma
J. Christy. Średnica Charona wynosi około 1200 km, zaś jego średnia odległość
od środka planety - około 19 000 km. Okres obiegu Charona dokoła Plutona
równy okresowi obrotu planety wokół własnej osi i wynosi około 6 dni i 9 godzin.
Powierzchnia Charona pokryta jest prawdopodobnie lodem wodnym.
Planetoidy
W XVIII wieku zauważono, że odległości planet od Słońca wzrastają w sposób dość
regularny i tylko między orbitą Marsa i Jowisza daje się zaobserwować raptowne
zwiększenie odległości. W latach 1766 -1772 dwaj astronomowie niemieccy, Johann D.
Titius i Johann E. Bode, znaleźli empiryczny wzór opisujący odległości planet od Słońca.
Zgodnie z nim odległość planety od Słońca, wyrażona w jednostkach astronomicznych jest
równa:
An=0.4+0.3*2n
gdzie n=0,1,2,... .
W 1801 roku włoski astronom z Palermo, G.Piazzi, odkrył małę planetkę, mającą wygląd
gwiazdy 7-8 wielkości, której nadano nazwę Ceres. Dość dobrze spełniała ona regułę
Titiusa -Bodego. Kolejne lata przyniosły odkrycia następnych planetoid, w większości
krążących w odległości od 2.17 do 3.64 jednostek asronomicznych od Słońca, tworząc tzw.
pas asteroid.
Niegdyś sądzono, że planetoidy powstały z rozpadu planety krążącej w odległości około 2.8
j.a. od Słońca. Obecnie jednak uważa się, że ze względu na olbrzymie zakłócenia ze strony
Jowisza powstanie w tym miejscu planety nie było możliwe i planetoidy stanowią
najdrobniejszy, pierwotny materiał, podobny do tego, z którego niegdyś uformowały się
planety Układu Słonecznego. Pod względem składu, 93% planetoid to twory kamienne,
prawie 6% składa się z żelaza i niklu, zaś reszta - z mieszaniny tych trzech składników.
Gaspra (planetoida 951) odkryta została
przez G.N. Neujamina w roku 1916. Jest to
zwykła, jedna z wielu małych planetoid, na
którą nie zwracano zbytniej uwagi aż do
czasu, kiedy znalazła się na trasie przelotu
sondy kosmicznej Galileo. 29 października
1991 roku sonda zbliżyła się 1600
kilometrów od jej powierzchni, mijając się z
nią z prędkością 8 km/s. Okazało się że jest
to nieregularne ciało o wymiarach około
35x20 km, odbijające około 20% światła
słonecznego, pokryte niewielkimi kraterami.
Nieregularność kształtu Gaspry jak i brak
większych kraterów sugerują, że powstała
ona stosunkowo niedawno, bo około 300 500 milionów lat temu w wyniku rozpadu
większego ciała podczas kosmicznej kolizji.
Planetoida 4769 - Castalia odkryta została 9
sierpnia 1989 roku przez E.F. Helina. Obraz
Castalii wygenerowany został komputerowo
w oparciu o dane uzyskane z radioteleskopu
Arecibo w Puerto Rico w czasie, gdy
planetoida była około 5.6 miliona
kilometrów od Ziemi. Castalia składa się z
dwóch "skrzydeł", z których każde ma około
750 metrów szerokości, łącznie zaś cała
planetoida w najszerszym miejscu ma 1.8
kilometra. Obydwa składniki były
prawdopodobnie oddzielnymi obiektami,
które połączyły się w wyniku kolizji.
Vesta odkryta została w 1807 roku przez
H.Olbersa. Ma średnicę ponad 530 km i raz na
5.34 godziny wykonuje pełny obrót dokoła swojej
osi. Między 28 listopada a 1 grudnia 1994,
przebywając około 251 milionów kilometrów od
Ziemi, planetoida ta obserwowana była przez
Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Przekazane na
Ziemię obrazy ujawniły urozmaiconą
powierzchnię, z zastygłymi strumieniami lawy i
głębokimi kraterami uderzeniowymi. Pod
względem geologicznym Vesta jest podobna do
naszego Księżyca. Zdjęcia Vesty dostarczyły sporo
informacji, ale także wiele nowych zagadek
związanych z początkami istnienia Układu
Słonecznego.
W październiku 1960 roku, w pobliżu miejscowości
Millbillillie (Australia Zachodnia), spadł na Ziemię
meteoryt, który, jak się okazało, oderwany został z
powierzchni Vesty.
Ida jest 243 w kolejności odkrycia planetoidą
Układu Słonecznego, jej wymiary wynoszą około
116x46x40 kilometrów. Powierzchnia Idy jest
usiana licznymi kraterami, co sugeruje, że
istnieje w swej obecnej formie od co najmniej
miliarda lat.
Najciekawszą jednak cechą tej planetoidy jest
fakt, że posiada ona swego satelitę, okrążającego
ją w odległości około 100 kilometrów. Odkrycia
Daktyla, bo tak nazwano towarzysza Idy,
dokonała sonda kosmiczna Galileo w 1993 roku.
Rozmiary Daktyla wynoszą 1.2x1.4x1.6 km, zaś
pod względem składu, podobnie jak Ida,
kwalifikuje się do grupy planetoid
krzemianowych. Istnieje teoria, że Daktyl
odłączył się od Idy w wyniku zderzenia dwóch
planetoid
Komety
Niezwykły wygląd komet już od najdawniejszych czasów wywoływał u ludzi zabobonny strach, widziano w
nich zapowiedź zbliżających się klęsk i wojen. Obecnie wiemy, że komety są nieregularnymi bryłami materii,
składającymi się ze skalnego rdzenia oraz zestalonych cieczy i gazów, takich jak woda, amoniak, metan,
cyjan i innych, tworzących tzw. jądro komety. Rozmiary jądra wynoszą od kilku do kilkudziesięciu kilometrów.
Jednak widowiskowość komet związana jest z istnieniem takich jej elementów jak coma, głowa oraz warkocz.
Coma jest okrągłą lub owalną mgiełką unoszącą się wokół jądra, powstałą wskutek ulatniania się gazów, a
następnie cieczy z jądra komety przy zbliżaniu się do Słońca. Coma w przypadku jasnych komet rozrasta się
w głowę, mającą średnicę od 50 000 do ponad 250 000 km. W przypadku komety z roku 1811 średnica głowy
wynosiła około półtora miliona kilometrów, a więc była większa od średnicy Słońca. Przy zbliżeniu się
komety na odległość około 1.5 - 2 j.a. od Słońca pojawia się warkocz, skierowany zawsze od Słońca,
rozciągający się na odległość od 10 do 100 milionów km. W przypadku niektórych komet długość ta osiągała
nawet ponad 300 milionów km.
Przeważająca liczba komet biegnie po orbitach zbliżonych do parabol, przy czym przeważnie są to elipsy o
mimośrodzie bardzo zbliżonym do jedności. Ich orbity mają wszelkie możliwe nachylenia do ekliptyki od 0o
do 180o, co świadczy, że mogą one przebiegać przez układ planetarny we wszystkich możliwych kierunkach.
Istnieje wiele teorii tłumaczących powstawanie komet. Najnowsze badania, a zwłaszcza modelowanie
ewolucji Układu Słonecznego przy pomocy komputerów przemawiają za słusznością hipotezy holenderskiego
astronoma, J.H. Oorta. Wyraził on przypuszczenie, że komety są ściśle związane ze Słońcem, tworząc dokoła
niego chmurę o promieniu około 150 000 j.a., wędrującą wraz ze Słońcem w przestrzeni międzygwiazdowej.
Kometa Hyakutake odkryta została w
styczniu 1996 roku przez japońskiego
obserwatora - amatora. W marcu tego
samego roku minęła Ziemię w odległości
ok. 0.1 j.a. Należy do najjaśniejszych
komet, jakie pojawiły się w okresie
ostatnich kilkudziesięciu lat.
Zaprezentowana fotografia wykonana
została 25 marca 1996 przez Kosmiczny
Teleskop Hubble'a, kiedy kometa była
około 15 milionów km od Ziemi.
Kometa Westa, podobnie jak kometa
Kohoutka, odkryta została nie w wyniku
obserwacji wizualnych, lecz na kliszy
fotograficznej. Jednak w przeciwieństwie do
komety Kohoutka była obiektem bardzo
jasnym, osiągając w peryhelium jasność
około -3m.
W marcu 1976 roku zaobserwowano rozpad
jej jądra na dwie, a następnie na cztery
części. Na zaprezentowanej fotografii
wyraźnie widać dwa oddzielne warkocze.
Cieńki, niebieski warkocz składa się z
gazów, a szeroki biały - z mikroskopijnych
cząteczek pyłu.
Najsłynniejszą z jasnych komet jest eliptyczna (okresowa) kometa Halleya, obiegająca
Słońce raz na 76 lat. W 1705 Edmund Halley, wyznaczając orbity komet, powiązał ze sobą
cztery pojawienia się tej komety (w latach 1456, 1531, 1607, 1682), odkrywając w ten
sposób istnienie komet okresowych. Jądro komety Halleya jest wydłużoną bryłą o
rozmiarach 16x8x8 km, ma niejednolity skład, zawiera więcej węgla, wodoru, tlenu i azotu
niż przeciętnie meteoryty. W momencie badania rotowało z okresem ok. 54 godzin.
Podobnie jak w przypadku innych komet, jądro to jest otoczone (w czasie zbliżania się do
Słońca) rozległą chmurą gazowo-pyłową tworzącą warkocz. Ostatnie jej przejście w
pobliżu Ziemi miało miejsce w roku 1986, została wówczas szczegółowo zbadana przez
sondy Giotto oraz Vega 1 i 2. Zamieszczona fotografia jądra komety wykonana została
przez sondę Giotto.
Koniec
Autorki: Agnieszka
Kosiewicz, Justyna Krawiec
Kl.Ie
Download