Показват се публикациите с етикет планета. Показване на всички публикации
Показват се публикациите с етикет планета. Показване на всички публикации
Плутон
Плутон е най-отдалечената от Слънцето планета,втората по големина планета-джудже , обикаля около нашата звезда за почти 250 години, така че от откриването й до сега тя не е изминала дори 1/4 от пътя по орбитата си.
В римската митология Плутон (гръцкият еквивалент е Хадес) е господар на подземното царство.
Плутон е открит през 1930 г. Изчисления направени на база на движенията на Уран и Нептун, които по-късно се оказват грешни, показват, че има планета отвъд Нептун. Без да знае за грешката Клайд Томбо от обсерваторията Лоуел в Аризона провел много задълбочено изучаване на небето, което впоследствие разкрило Плутон.
След откриването на Плутон се пресметнало, че Плутон е прекалено малък за да причини несъответствията в орбитите на другите планети. Търсенето на планетата Х продължило, но нищо не било намерено. И едва ли някога ще бъде намерено: несъответствията изчезват ако за изчисленията се използва масата на Нептун, получена от "срещата" му с Вояджър 2. Няма десета планета.
Плутон е единствената планета, която не е била посетена от космически апарат (засега). Дори телескопа Хъбъл не може да покаже фини детайли. Мисията Нови Хоризонти трябва да започне през 2006-2007 г.
Плутон е един замръзнал безжизнен свят в покрайнините на слънчевата система. До 24 август 2006 г. Плутон се смяташе за деветата планета от слънчевата система. Поради малките си размери, наклона на орбитата спрямо слънчевия екватор и ексцентричната си орбита, заради която понякога се намира по-близо до Слънцето от Нептун, се спореше дали Плутон трябва да се разглежда като планета. Промяната на статута му от планета в планета-джудже се дължи на това, че наскоро бяха открити 3 небесни тела, подобни на него, които претендираха да бъдат десета планета и учените решиха, че е по-добре да махнат него, отколкото да добавят други планети.
Орбита:5 913 520 000 km (39.5 AU) от Слънцето (средно)
Диаметър:2274 km
Маса:1.27е22 kg
Откриване
Плутон е открит от астронома Клайд Томбо в обсерваторията Ловел, Аризона, САЩ на 18 февруари 1930 г., когато той сравнява две фотографски плаки направени съответно на 23 и 29 януари. Планетата впоследствие е намерена на фотографии, най-старите от които са били заснети на 19 март 1915 г. Томбо открива Плутон докато търси неизвестната планета X, причиняваща отклонения в орбитата на Нептун. В действителност обаче тези „отклонения“ са били причинени от недостатъчната точност, с която масата на Нептун е била известна тогава.
Макар и формално да носи името на римския бог Плутон, името на планета е избрано така, че да съдържа инициалите на астронома Пърсивал Ловел, който предсказва съществуването на планета отвъд орбитата на Нептун. Името „Плутон“ е предложено от Венеция Бърни — единадесет годишно момиче от Оксфорд, Англия.
Атмосфера
Плутон има атмосфера само, когато е близо до перихелий; атмосферата му вероятно замръзва, когато планетата е по-далече от Слънцето. Смята се, че Плутон и Харон имат обща атмосфера. Наличието на тази атмосфера е установено при наблюдения на окултация през 1988 г. Поради факта че светлината на звездата изчезва плавно, а не рязко зад Плутон може да се заключи, че нейната светлина трябва да премине през сгъстяващата се близо до повърхността на планетата атмосфера. Изчисленията показват, че атмосферното налягане на Плутон, когато неговата атмосфера не е замръзнала, е 1,5 микробара. Съдържанието на тънката атмосфера най-вероятно включва азот и въглероден моноксид, които също се намират в замръзнало състояние на повърхността на планетата (средната температура на повърхността на Плутон е едва 44° над абсолютната нула).
През 2003 г. нова окултация позволи повторно изчисление на атмосферното налягане. Измерената стойност от 3 микробара показва по-високо налягане въпреки по-голямото разстояние на Плутон спрямо Слънцето и би трябвало да е по-студен и с по-тънка атмосфера спрямо 1988 г. Предложена е хипотеза според която това, че южния полюс на Плутон поради наклона на оста на планетата през 1987 г. беше осветен за първи път от 120 години, е довело до изпаряването на допълнително количество азот от областта на южния полюс. Предполага се, че ще са необходими десетилетия преди налягането на азота в атмосферата да се нормализира.
Орбита
Големият ексцентрицитет на орбитата на Плутон периодично го вкарва вътре в орбитата на Нептун. Последният период на това явление е от 7 февруари 1979 г. до 11 февруари 1999 г. За орбитата на Плутон е характерен 3:2 орбитален резонанс с Нептун като за всеки две обиколки на Плутон около Слънцето Нептун извършва точно три. Когато Нептун е около половин орбита зад Плутон и започва да настига по-бавно движещата се планета, възниква гравитационното взаимодействие между тях, подобно на това, пораждащо троянските точки. Поради ексцентричността на орбитата си, Плутон се намира възможно най-далече от орбитата на Нептун, когато бива изпреварван от по-бързо движещия се съсед. След около половин орбита, когато изглежда, че Плутон отново ще бъде настигнат, гравитацията на значително по-масивния Нептун предизвиква известно "снижаване" на орбитата на Плутон. Това приближаване на Плутон към Слънцето предизвиква ускоряване по леко изменената му орбита и му позволява да се задържи пред Нептун за още половин орбита. Виж тази страница за анимация на движението на Плутон.
Поради малките си размери и ексцентрична орбита около Плутон се водят спорове дали да бъде класифициран като планета. Нови доказателства сочат че Плутон вероятно е по-сходен с телата от пояса на Кайпер, който съдържа голям брой ледени късове, отколкото с останалите планети в Слънчевата система. С тази цел е предложен нов клас за тези плутоноподобни тела — плутино.
Маса и размери
Плутон е не само по-малък и по-лек от всички планети в Слънчевата система; той е по-малък и по-лек от седем спътници на други планети: Ганимед, Титан, Калисто, Йо, Луната, Европа и Тритон. Плутон обаче е по-голям от малки планети в астероидния пояс и всички известни обекти в пояс на Куипър. Виж списък на обектите в Слънчевата система по радиус и списък на обектите в Слънчевата система по маса.
Масата и диаметърът на Плутон бяха неизвестни дълго време след неговото откриване, чак до откриването на спътника му Харон през 1978 г. Така масата на системата Плутон-Харон беше определена чрез прилагане на законите на Кеплер. Диаметърът на планетата беше установен след изобретяването на телескопите с адаптивна оптика, които позволиха за първи път да се наблюдава нейният диск.
Спътници
Плутон има три известни естествени спътника — Харон, естествен спътник, открит през 1978 г., Никта и Хидра, открити през 2005 г. Барицентърът на Плутон с Харон лежи над повърхността на Плутон в посока към неговия спътник. Плутон и Харон се въртят синхронно един спрямо друг; винаги са обърнати един към друг с една и съща страна.
Откриването на Харон позволи да се определи общата маса на Плутон и Харон, като се използва орбиталният им период и кеплеровите закони. Преди да бъде наблюдаван отделно от Харон, за Плутон се смяташе, че има големина между тази на Меркурий и Марс. След появата на телескопи с адаптивна оптика големината му беше наблюдавана директно. Поради по-малък от очаквания диаметър, албедото на Плутон се оказа по-голямо от предишните изчисления, като отстъпва само на албедото на Венера.
Възможно е Плутон и Харон първоначално да са били спътници на Нептун, но по-късно да са били „изхвърлени“ на собствена орбита. Сегашните данни обаче показват, че Плутон никога не е бил нептунов спътник. Ретроградната орбита на Тритон показва, че този нептунов спътник вероятно е бил заловен от гравитационното поле на Нептун, а преди това е имал собствена орбита около Слънцето, подобна на тази на Плутон. Тритон и Плутон имат много общи атмосферни и геоложки черти, сочещи за близък произход.
Хидра и Никта - Наблюденията показават, че те се намират на около два пъти по-голямо разстояние от Плутон спрямо Харон (Никта на около 50 000, Хидра на около 65 000 km). Най-вероятно и двата спътника се намират в орбиталната равнина на Харон и се намират в 4:1 и 6:1 съответно орбитален резонанс. Смята се, че по размер тези обекти са около 50-150 km в диаметър, много по-малки от диаметъра на Харон (1200 km) и много по-леки (0,3% от масата на Харон). На спътниците ще бъдат дадени имена когато техните орбити бъдат потвърдени с по-точни наблюдения.
Изследване
Поради голямата отдалеченост от Земята много малко е известно за Плутон. Той ще бъде посетен от космически апарат най-рано през 2015 г., според плановете на НАСА за мисията Нови Хоризонти. Тази мисия ще включва камери, инструменти за радионаблюдение и спректрография с цел характеризиране на цялостната геология, повърхностен състав и атмосфера на Плутон, Харон и двата новооткрити спътника. В допълнение се планира посещението на обекти в пояса на Кайпер през 2022 г.
Планетата Х ?
Плутон беше открит през 1930 г. като резултат от търсене на тяло с маса достатъчна да обясни отклоненията (за каквито са се смятали тогава) на орбитата на Уран и Нептун. След като планетата е открита, нейната изключителна бледост и липсата на видим диск пораждат скептицизъм относно това дали тя е незивестната планета търсена от Пърсивал Ловел. Ловел прави предположение за местоположението на Планетата X през 1915 г. което се оказва недалече от положението на Плутон, но според Ърнест Е. Браун и повечето съвременни астрономи, това е било чисто съвпадение. Като доказателство за тази гледна точка, през 1902 г. Ловел прави коренно различно предположение за Планетата X.
В последвалите десетилетия подобряването на телескопите позволи определянето на масата на планетата с по-голяма точност. В продължение на много години масата на Плутон беше ревизирана главно надолу, предизвиквайки шеговити и донякъде иронични коментари, че ако това продължава то планетата съвсем ще изчезне. Тези пререкания в известна степен се сбъдват заради неотдавнашното декласиране на Плутон до планета-джудже.
За да обясни малкият видим диаметър на Плутон спрямо очаквания голям видим диаметър на Планетата X е предложена теорията на точковото отражение, според която светлината на Слънцето се отразява в посока към Земята само от малка част от общата повърхност на планетата поради голямата ? гладкост. Тази теория беше оборена с откриването на Харон през 1978 г. и последвалото пряко измерване на масата на планетата, което се оказа по-малко и от най-песимистичните очаквания. Анализ на траекторията на Вояждър 2 показа, че масата на Нептун е по-малка отколкото се е смятало и по този начин беше напълно обяснена орбитата му без да е необходима Планета X.
По този начин, предсказанието на Лоуел от 1915 г. за нова планета е чисто съвпадение. Плутон е открит благодарение на усилията на Томбо, който впоследстие продължава да търси други планети докато най-накрая се убеждава че няма други тела с необходимата яркост зад орбитата на Плутон.
Малка планета
Септемви 1992 г. бележи началото на поредица от открития на сравнително малки по размери ледени тела на орбита отвъд тази на Нептун, в област, сега известна под името пояс на Кайпер. След откриването на голям брой обекти с размери, сравними с тези на Плутон, в научните среди започна дискусия дали е правилно Плутон да се нарича „планета“ или „обект от пояса на Кайпер“.
Световната преса, в качеството си на представител на общественото мнение, общо взето се обяви срещу декласирането на Плутон. Вестници и интернет-страници като BBC News Online, Boston Globe, USA Today, както и ученици, изпратили писма до Международен астрономически съюз, подкрепят оставането на Плутон като планета.
На 3 февруари 1999 г. Брайън Марсдън от Центъра за малки планети отново разпали въпроса, предлагайки на Плутон да бъден дадено „двойно гражданство“: като деветата основна планета и малка планета номер 10000. Впоследствие Международният астрономически съюз разкрива, че не планира промяна в класификацията на Плутон и номер 10000 е даден на обикновен астероид.
Според някои интерпретации, терминът планета (значещ на гръцки „странник“/"пътешественик") сам по себе си не е обвързан с тяло имащо определен произход, орбита или големина. По този начин не само Плутон, но и големите спътници като Титан, Европа и Тритон, дори някои от големите астероиди трябва да бъдат наричани планети. Според някои учени всеки обект достатъчно масивен за да може под действието на собствената си гравитация да придобие сферична форма (около 360 km в диаметър) да бъде наричан "планета".
Нови открития
През 2002 г. е открит обекта от пояса на Кайпер 50000 Кваоар с диаметър от 1280 km (~? от този на Плутон). Впоследсвтие бе открит обект 90482 Оркус с приблизително същите размери, а на 15 март 2004 г. бе открит и 90377 Седна с горна граница на диаметъра от 1800 km. Ако диаметърът бъде потвърден това би бил най-големия обект открит в Слънчевата система след Плутон през 1930 г.
Някои астрономи считат че е само въпрос на време преди да бъде открит обект по-голям от Плутон, дори такъв със собствени спътници. Изглежда обаче, че за в бъдеще Плутон ще бъде смятан за планета по исторически, а не фактологически причини, по същия начин както Европа се смята за отделен континент от Азия, въпреки че в геоложки смисъл двата континента образуват Евразия.
Плутон не е планета
Слънчевата система вече има осем планети, след като астрономите от цял свят гласуваха Плутон да загуби своят планетарен статут. На среща в Чехия 2500 учени одобриха решението Плутон да носи името планета джудже и да не влиза в класификацията на основните планети в Слънчевата система. Причината е в откритите наскоро нови тела в покрайнините на системата, които наподобяват и дори надминават по размери Плутон, което в крайна сметка би довело до въвеждането на десетки нови планети. Ако те се вземат под внимание, Слънчевата система би нараснала до поне 23 планети. Откритият през 1930 г. Плутон не отговаря на приетите нови критерии за планета: да бъде в орбита около Слънцето; да е достатъчно голяма, за да има приблизително кръгла форма и да е прочистила орбитата си от други тела. Решението бе взето много трудно, тъй като много от астрономите искаха да запазят статута на Плутон.
Снимки на Плутон
Харон Спътник на Плутон снимки
Планетите в Слънчевата система
В римската митология Плутон (гръцкият еквивалент е Хадес) е господар на подземното царство.
Плутон е открит през 1930 г. Изчисления направени на база на движенията на Уран и Нептун, които по-късно се оказват грешни, показват, че има планета отвъд Нептун. Без да знае за грешката Клайд Томбо от обсерваторията Лоуел в Аризона провел много задълбочено изучаване на небето, което впоследствие разкрило Плутон.
След откриването на Плутон се пресметнало, че Плутон е прекалено малък за да причини несъответствията в орбитите на другите планети. Търсенето на планетата Х продължило, но нищо не било намерено. И едва ли някога ще бъде намерено: несъответствията изчезват ако за изчисленията се използва масата на Нептун, получена от "срещата" му с Вояджър 2. Няма десета планета.
Плутон е единствената планета, която не е била посетена от космически апарат (засега). Дори телескопа Хъбъл не може да покаже фини детайли. Мисията Нови Хоризонти трябва да започне през 2006-2007 г.
Плутон е един замръзнал безжизнен свят в покрайнините на слънчевата система. До 24 август 2006 г. Плутон се смяташе за деветата планета от слънчевата система. Поради малките си размери, наклона на орбитата спрямо слънчевия екватор и ексцентричната си орбита, заради която понякога се намира по-близо до Слънцето от Нептун, се спореше дали Плутон трябва да се разглежда като планета. Промяната на статута му от планета в планета-джудже се дължи на това, че наскоро бяха открити 3 небесни тела, подобни на него, които претендираха да бъдат десета планета и учените решиха, че е по-добре да махнат него, отколкото да добавят други планети.
Орбита:5 913 520 000 km (39.5 AU) от Слънцето (средно)
Диаметър:2274 km
Маса:1.27е22 kg
Плутон е открит от астронома Клайд Томбо в обсерваторията Ловел, Аризона, САЩ на 18 февруари 1930 г., когато той сравнява две фотографски плаки направени съответно на 23 и 29 януари. Планетата впоследствие е намерена на фотографии, най-старите от които са били заснети на 19 март 1915 г. Томбо открива Плутон докато търси неизвестната планета X, причиняваща отклонения в орбитата на Нептун. В действителност обаче тези „отклонения“ са били причинени от недостатъчната точност, с която масата на Нептун е била известна тогава.
Макар и формално да носи името на римския бог Плутон, името на планета е избрано така, че да съдържа инициалите на астронома Пърсивал Ловел, който предсказва съществуването на планета отвъд орбитата на Нептун. Името „Плутон“ е предложено от Венеция Бърни — единадесет годишно момиче от Оксфорд, Англия.
Плутон има атмосфера само, когато е близо до перихелий; атмосферата му вероятно замръзва, когато планетата е по-далече от Слънцето. Смята се, че Плутон и Харон имат обща атмосфера. Наличието на тази атмосфера е установено при наблюдения на окултация през 1988 г. Поради факта че светлината на звездата изчезва плавно, а не рязко зад Плутон може да се заключи, че нейната светлина трябва да премине през сгъстяващата се близо до повърхността на планетата атмосфера. Изчисленията показват, че атмосферното налягане на Плутон, когато неговата атмосфера не е замръзнала, е 1,5 микробара. Съдържанието на тънката атмосфера най-вероятно включва азот и въглероден моноксид, които също се намират в замръзнало състояние на повърхността на планетата (средната температура на повърхността на Плутон е едва 44° над абсолютната нула).
През 2003 г. нова окултация позволи повторно изчисление на атмосферното налягане. Измерената стойност от 3 микробара показва по-високо налягане въпреки по-голямото разстояние на Плутон спрямо Слънцето и би трябвало да е по-студен и с по-тънка атмосфера спрямо 1988 г. Предложена е хипотеза според която това, че южния полюс на Плутон поради наклона на оста на планетата през 1987 г. беше осветен за първи път от 120 години, е довело до изпаряването на допълнително количество азот от областта на южния полюс. Предполага се, че ще са необходими десетилетия преди налягането на азота в атмосферата да се нормализира.
Големият ексцентрицитет на орбитата на Плутон периодично го вкарва вътре в орбитата на Нептун. Последният период на това явление е от 7 февруари 1979 г. до 11 февруари 1999 г. За орбитата на Плутон е характерен 3:2 орбитален резонанс с Нептун като за всеки две обиколки на Плутон около Слънцето Нептун извършва точно три. Когато Нептун е около половин орбита зад Плутон и започва да настига по-бавно движещата се планета, възниква гравитационното взаимодействие между тях, подобно на това, пораждащо троянските точки. Поради ексцентричността на орбитата си, Плутон се намира възможно най-далече от орбитата на Нептун, когато бива изпреварван от по-бързо движещия се съсед. След около половин орбита, когато изглежда, че Плутон отново ще бъде настигнат, гравитацията на значително по-масивния Нептун предизвиква известно "снижаване" на орбитата на Плутон. Това приближаване на Плутон към Слънцето предизвиква ускоряване по леко изменената му орбита и му позволява да се задържи пред Нептун за още половин орбита. Виж тази страница за анимация на движението на Плутон.
Поради малките си размери и ексцентрична орбита около Плутон се водят спорове дали да бъде класифициран като планета. Нови доказателства сочат че Плутон вероятно е по-сходен с телата от пояса на Кайпер, който съдържа голям брой ледени късове, отколкото с останалите планети в Слънчевата система. С тази цел е предложен нов клас за тези плутоноподобни тела — плутино.
Плутон е не само по-малък и по-лек от всички планети в Слънчевата система; той е по-малък и по-лек от седем спътници на други планети: Ганимед, Титан, Калисто, Йо, Луната, Европа и Тритон. Плутон обаче е по-голям от малки планети в астероидния пояс и всички известни обекти в пояс на Куипър. Виж списък на обектите в Слънчевата система по радиус и списък на обектите в Слънчевата система по маса.
Масата и диаметърът на Плутон бяха неизвестни дълго време след неговото откриване, чак до откриването на спътника му Харон през 1978 г. Така масата на системата Плутон-Харон беше определена чрез прилагане на законите на Кеплер. Диаметърът на планетата беше установен след изобретяването на телескопите с адаптивна оптика, които позволиха за първи път да се наблюдава нейният диск.
Плутон има три известни естествени спътника — Харон, естествен спътник, открит през 1978 г., Никта и Хидра, открити през 2005 г. Барицентърът на Плутон с Харон лежи над повърхността на Плутон в посока към неговия спътник. Плутон и Харон се въртят синхронно един спрямо друг; винаги са обърнати един към друг с една и съща страна.
Откриването на Харон позволи да се определи общата маса на Плутон и Харон, като се използва орбиталният им период и кеплеровите закони. Преди да бъде наблюдаван отделно от Харон, за Плутон се смяташе, че има големина между тази на Меркурий и Марс. След появата на телескопи с адаптивна оптика големината му беше наблюдавана директно. Поради по-малък от очаквания диаметър, албедото на Плутон се оказа по-голямо от предишните изчисления, като отстъпва само на албедото на Венера.
Възможно е Плутон и Харон първоначално да са били спътници на Нептун, но по-късно да са били „изхвърлени“ на собствена орбита. Сегашните данни обаче показват, че Плутон никога не е бил нептунов спътник. Ретроградната орбита на Тритон показва, че този нептунов спътник вероятно е бил заловен от гравитационното поле на Нептун, а преди това е имал собствена орбита около Слънцето, подобна на тази на Плутон. Тритон и Плутон имат много общи атмосферни и геоложки черти, сочещи за близък произход.
Хидра и Никта - Наблюденията показават, че те се намират на около два пъти по-голямо разстояние от Плутон спрямо Харон (Никта на около 50 000, Хидра на около 65 000 km). Най-вероятно и двата спътника се намират в орбиталната равнина на Харон и се намират в 4:1 и 6:1 съответно орбитален резонанс. Смята се, че по размер тези обекти са около 50-150 km в диаметър, много по-малки от диаметъра на Харон (1200 km) и много по-леки (0,3% от масата на Харон). На спътниците ще бъдат дадени имена когато техните орбити бъдат потвърдени с по-точни наблюдения.
Поради голямата отдалеченост от Земята много малко е известно за Плутон. Той ще бъде посетен от космически апарат най-рано през 2015 г., според плановете на НАСА за мисията Нови Хоризонти. Тази мисия ще включва камери, инструменти за радионаблюдение и спректрография с цел характеризиране на цялостната геология, повърхностен състав и атмосфера на Плутон, Харон и двата новооткрити спътника. В допълнение се планира посещението на обекти в пояса на Кайпер през 2022 г.
Плутон беше открит през 1930 г. като резултат от търсене на тяло с маса достатъчна да обясни отклоненията (за каквито са се смятали тогава) на орбитата на Уран и Нептун. След като планетата е открита, нейната изключителна бледост и липсата на видим диск пораждат скептицизъм относно това дали тя е незивестната планета търсена от Пърсивал Ловел. Ловел прави предположение за местоположението на Планетата X през 1915 г. което се оказва недалече от положението на Плутон, но според Ърнест Е. Браун и повечето съвременни астрономи, това е било чисто съвпадение. Като доказателство за тази гледна точка, през 1902 г. Ловел прави коренно различно предположение за Планетата X.
В последвалите десетилетия подобряването на телескопите позволи определянето на масата на планетата с по-голяма точност. В продължение на много години масата на Плутон беше ревизирана главно надолу, предизвиквайки шеговити и донякъде иронични коментари, че ако това продължава то планетата съвсем ще изчезне. Тези пререкания в известна степен се сбъдват заради неотдавнашното декласиране на Плутон до планета-джудже.
За да обясни малкият видим диаметър на Плутон спрямо очаквания голям видим диаметър на Планетата X е предложена теорията на точковото отражение, според която светлината на Слънцето се отразява в посока към Земята само от малка част от общата повърхност на планетата поради голямата ? гладкост. Тази теория беше оборена с откриването на Харон през 1978 г. и последвалото пряко измерване на масата на планетата, което се оказа по-малко и от най-песимистичните очаквания. Анализ на траекторията на Вояждър 2 показа, че масата на Нептун е по-малка отколкото се е смятало и по този начин беше напълно обяснена орбитата му без да е необходима Планета X.
По този начин, предсказанието на Лоуел от 1915 г. за нова планета е чисто съвпадение. Плутон е открит благодарение на усилията на Томбо, който впоследстие продължава да търси други планети докато най-накрая се убеждава че няма други тела с необходимата яркост зад орбитата на Плутон.
Септемви 1992 г. бележи началото на поредица от открития на сравнително малки по размери ледени тела на орбита отвъд тази на Нептун, в област, сега известна под името пояс на Кайпер. След откриването на голям брой обекти с размери, сравними с тези на Плутон, в научните среди започна дискусия дали е правилно Плутон да се нарича „планета“ или „обект от пояса на Кайпер“.
Световната преса, в качеството си на представител на общественото мнение, общо взето се обяви срещу декласирането на Плутон. Вестници и интернет-страници като BBC News Online, Boston Globe, USA Today, както и ученици, изпратили писма до Международен астрономически съюз, подкрепят оставането на Плутон като планета.
На 3 февруари 1999 г. Брайън Марсдън от Центъра за малки планети отново разпали въпроса, предлагайки на Плутон да бъден дадено „двойно гражданство“: като деветата основна планета и малка планета номер 10000. Впоследствие Международният астрономически съюз разкрива, че не планира промяна в класификацията на Плутон и номер 10000 е даден на обикновен астероид.
Според някои интерпретации, терминът планета (значещ на гръцки „странник“/"пътешественик") сам по себе си не е обвързан с тяло имащо определен произход, орбита или големина. По този начин не само Плутон, но и големите спътници като Титан, Европа и Тритон, дори някои от големите астероиди трябва да бъдат наричани планети. Според някои учени всеки обект достатъчно масивен за да може под действието на собствената си гравитация да придобие сферична форма (около 360 km в диаметър) да бъде наричан "планета".
През 2002 г. е открит обекта от пояса на Кайпер 50000 Кваоар с диаметър от 1280 km (~? от този на Плутон). Впоследсвтие бе открит обект 90482 Оркус с приблизително същите размери, а на 15 март 2004 г. бе открит и 90377 Седна с горна граница на диаметъра от 1800 km. Ако диаметърът бъде потвърден това би бил най-големия обект открит в Слънчевата система след Плутон през 1930 г.
Някои астрономи считат че е само въпрос на време преди да бъде открит обект по-голям от Плутон, дори такъв със собствени спътници. Изглежда обаче, че за в бъдеще Плутон ще бъде смятан за планета по исторически, а не фактологически причини, по същия начин както Европа се смята за отделен континент от Азия, въпреки че в геоложки смисъл двата континента образуват Евразия.
Слънчевата система вече има осем планети, след като астрономите от цял свят гласуваха Плутон да загуби своят планетарен статут. На среща в Чехия 2500 учени одобриха решението Плутон да носи името планета джудже и да не влиза в класификацията на основните планети в Слънчевата система. Причината е в откритите наскоро нови тела в покрайнините на системата, които наподобяват и дори надминават по размери Плутон, което в крайна сметка би довело до въвеждането на десетки нови планети. Ако те се вземат под внимание, Слънчевата система би нараснала до поне 23 планети. Откритият през 1930 г. Плутон не отговаря на приетите нови критерии за планета: да бъде в орбита около Слънцето; да е достатъчно голяма, за да има приблизително кръгла форма и да е прочистила орбитата си от други тела. Решението бе взето много трудно, тъй като много от астрономите искаха да запазят статута на Плутон.
Снимки на Плутон
Харон Спътник на Плутон снимки
Планетите в Слънчевата система
Нептун
Нептун е осмата планета от Слънцето и най-външния газов гигант в Слънчевата система. Тя е четвъртата по размери и третата по маса.
Поради значителната ексцентричност на орбитата на Плутон, Нептун понякога е най-отдалечената от Слънцето планета.
В римската митология Нептун (в гръцката - Посейдон) е бог на морето.
След откриването на Нептун било забелязано, че орбитата му не е в съгласие с Нютоновите закони. За това било считано, че друга, по-близка планета смущавала орбитата на Уран.
През 16в. Галилео наблюдавал Нептун, когато бил близо до Юпитер, но си помислил, че това е звезда. По-късно забелязал, че е променил местоположението си спрямо друга близка звезда. На следващите вечери той вече бил извън неговия поглед. Ако е наблюдавал няколко вечери преди това, движението на Нептун щяло да бъде очевидно за него, но облаци са попречили на това.
Нептун е посетен само от един кораб “VOYЕGER 2” на 25.08.1989г. Повечето знания за Нептун се дължат на това посещение.
Тъй като орбитата на Плутон е доста странна, понякога тя пресича орбитата на Нептун. По този начин Нептун става най-отдалечената планета от Слънцето за няколко години.
Вероятно структурата на Нептун е подобна на Уран: различни ледове и скали с около 15% водород и малко хелий. Подобно на Уран, Нептун може би няма обособени вътрешни пластове, но има нещо като вътрешност от скалист материал.
Атмосферата му е съставена главно от водород и хелий и малка част метан. Синият си цвят планета дължи именно на него, тъй като той поглъща червена светлина в атмосферата.
Като типична газова планета, Нептун има бързи ветрове, простиращи се в дадени географски ширини, и големи бури. Ветровете на Нептун са най-бързите в цялата Слънчева система, достигат 2000км/ч.
Като Юпитер и Сатурн, Нептун има вътрешен топлинен източник – той отделя два пъти повече енергия, отколкото Нептун получава от Слънцето.
Атмосфера
Поради отдалечеността си от Слънцето, Нептун получава много малко слънчева енергия. Повърхностната температура на планетата е −218 °C (55 K). Тя обаче изглежда има вътрешен източник на топлина, за която се смята, че е останала още от акрецията на младата планета и която бавно се разсейва в околното пространство. В атмосферата на Нептун бушуват най-бързите ветрове в Слънчевата система — до 2000 km/h, които вероятно се подхранват от потока топлина от вътрешността на Нептун.
Магнитно поле
Нептун има сходна магнитосфера с тази на Уран. Магнитното ѝ поле е под голям ъгъл спрямо оста на въртене на планетата (47°) и отместено поне 0,55 радиуса на планетата (13 500 km) от геометричния център. Магнитното поле се генерира от движение на заредени частици във вътрешността на планетата, но детайли относно точния механизъм на това движение все още не са известни.
За разлика от тази на Уран, атмосферата е богата на метеорологични явления. За Нептун е характерно Голямото тъмно петно с размери близки до тези на Земята и еквивалентно на Голямото червено петно на Юпитер. За разлика от това на Юпитер обаче, тъмното петно на Нептун изчезна през 1994 г. и скоро след това се появи друго.
Специфично за газовите гиганти е наличието на облаци високо в тяхната атмосфера хвърлящи сянка върху по-нискоразположените облаци.
Структора
Вътрешната структура на планетата е подобна на тази на Уран. Тя вероятно има планетно ядро, съдържащо разтопени скали и метали и обхванато от слой съдържащ скали, вода, амоняк и метан. Атмосферата, за която се смята, че обхваща най-горните 10 до 20% от планетата, съдържа водород и хелий в горните си слоеве, с нарастващо съдържание на метан, амоняк и вода при увеличаване на дълбочината и плавен преход към втечнената вътрешност на планетата. Скоростта на въртене и сплеснатостта на Нептун показват, че неговата маса е по-малко концентрирана в ядрото му, отколкото тази на Уран. В търсенето на ексозпланети Нептун се използва като метоним; откритите тела с близка маса до тази на Нептун се наричат „Нептуни“, подобно на Юпитерите, които се отнасят към тела с маса еквивалентна на тази на Юпитер.
Откриване
Астрономическите скици на Галилео Галилей свидетелстват за наблюдението му на Нептун на 28 декември 1612 г. и 27 януари 1613 г. И в двата случая обаче Галилео смята, че е наблюдавал звезда в непосредствена близост до Юпитер, а не обект в Слънчевата система.Поради тази причина Галилео не се посочва като откривател на Нептун, въпреки че в записките си отбелязва взаимното движение на Юпитер и „звездата“.
През 1821 г. Алексис Бувар публикува астрономически таблици на орбитата на Уран.Последващи наблюдения на планетата обаче показват различия между наблюдаваните и предвидените от таблицата координати, което води до хипотезата, че съществува тяло, оказващо влияние върху орбитата на Уран. През 1843 г. Джон Коуч Адамс изчислява орбитата на неизвестната осма планета и изпраща изчисленията си на опитния астроном Сър Джордж Ери. Той изисква пояснения за използваните методи, които Адамс така и не изпраща.
През 1846 г. Юрбен Льоверие независимо от Адамс изчислява орбитата на Нептун, но също както своя британски колега не среща съдействие у сънародниците си за издирването на планетата. През същата година Джон Хършел усъвършенства математическия анализ на орбитата и убеждава скептичния си колега-астроном Джеймс Шелис да започне търсене през юли 1846 г.
Междувременно льо Верие пък убеждава Йохан Готфрийд Гал от Берлинската обсерватория да започне търсене. Асистентът на Гал — Хейнрих д'Арест — тогава все още студент, предлага сравнение на обектите в района за търсене предложен от льо Верие с предишна звездна диаграма с цел откриване на нови обекти. Нептун е открит вечерта на 23 септември 1846 г.почти ведната след започване на наблюденията и на следващата вечер придвижването на планетата спрямо звездите е документирано и откритието на новата планета е оповестено.
Разликата между действителната и предвидената от льо Верие позиция на Нептун е 1°, а спрямо тази на Адамс — 10°. Джеймс Шелис впоследствие осъзнава че е наблюдавал планетата на два пъти през август, но поради небрежието си, породено скептицизъм, не прави необходимата връзка между двете наблюдения.
След откриването на планетата избухват националистични спорове между френски и британски астрономи относно това, чии заслуги за откриването на планетата са по-големи — на Адамс или на льо Верие. Взето е компромисно решение двамата астрономи да си поделят заслугата по откриването на Нептун. Скорошен анализ на документи от архивите на Кралската Гринуичка обсерватория, присвоени незаконно от астронома Олин Еген и върнати непосредствено след смъртта му обаче показва, че Адамс не заслужава равна заслуга по откриването на планетата.
Наблюдение от Земята
Нептун не може да се забележи с невъоръжено око. През телескоп или бинокъл с голямо увеличение изглежда като синьозелен диск подобен, но по-тъмен от този на Уран. Синьозеления цвят се дължи на поглъщането на червената светлина от метана в атмосферата на планетата.Видимата величина на Нептун варира между +7,7 и +8,0 и дискът му е с ъглов диаметър от 2".
Тъй като са му необходими 165 години, за да извърши едно пълно завъртане около Слънцето, през 2011 г. Нептун ще се върне в позицията на която е бил открит от Йохан Гал.
Троянските астероиди
Към 2005 г. са известни два троянски астероида на Нептун, всички от които имат орбитален период равен на този на планетата. Намират се в точките L4 и L5. Астероидите носят означенията 2001 QR322 и 2004 UP10. През 2005 са наблюдавани още три астероида, за които се счита, че са троянски, но за установяването на орбитата им са необходими допълнителни наблюдения: 2005 TN53, 2005 TN74 и 2005 TO74.
Пръстените
Нептун има бледи пръстени с неизвестно съдържание. На тях се наблюдават необикновени „струпвания“ на материал,вероятно предизвикани от гравитационното влияние на някои от спътниците на планетата.
Доказателство за прекъснатостта на пръстените са проведените през 80-те години на 20 век,наблюдения на окултация на звезди зад Нептун. В някои случаи се наблюдава допълнително „мигане“ на светлината от звездата преди да изчезне зад Нептун, дължащо се на преминаването ѝ зад пръстен. Фактът, че мигането понякога не се наблюдава, сочи, че един от пръстените на Нептун е прекъснат и понякога не закрива светлината от звездите на заден фон. Снимки направени от Вояджър 2 през 1989 г. предоставиха окончателното доказателство като разкриха, че най-външният пръстен на Нептун, наречен „пръстен Адамс“, е разделен на три отчетливи арки, които сега са известни под иметата „Свобода“, „Равенство“ и „Братство“. За гравитационния ефект на спътника Галатея, намиращ по-близо до Нептун от пръстена, се смята, че "поддържа" тези арки, но подробности за механизма, пораждащ това групиране на материала, засега не са известни.
Основните пръстени на Нептун са тесният „пръстен Адамс“, който се намира на 63 000 km от центъра на планетата, широкият „пръстен льо Верие“, който е на 53 000 km, и бледият „пръстен Гал“ на 42 000 km. Няколко нови пръстена също бяха регистрирани от камерите на Вояджър — в това число „пръстен Ласел“, обхващащ пръстена „льо Верие“ и граничещ с пръстена Араго.
Изследване на Нептун
Най-близко до планетата се доближава сондата Вояджър 2 на 25 август 1989. Това е последната планета, която апарата достига и за това е решено да се направи полет около спътника Тритон, подобно на прелитането на Вояджър 1 близо до Сатурн и спътникът му Титан.
Сондата открива Голямото тъмно петно и след нови наблюдения с телескопа Хъбъл се оказва че петното е изчезнало. Първоначално се смята, че представлява огромен облак, а по-късно се смята за дупка във видимия диск от облаци.
Оказва се, че Нептун има най-силните ветрове от всички газови гиганти в Слънчевата система. Във външните региони на Слънчевата система, където Слънцето свети със 1000 пъти по-слаба светлина отколкото на Земята, последният от четирите газови гиганта надхвърля всички очаквания на учените.
Някои смятат, че колкото по-далече от Слънцето си, толкова по-малко енергия ще има за да раздвижва ветровете. Тези на Юпитер се движат със стотици км в час. Учените откриват, че ветровете на Нептун се движат с по-голяма скорост (от 1 600 до 2 100 км/ч), въпреки по-голямата си отделеченост.
Предполага се, че причината за тази забележителна аномалия е, че ако се произвежда достатъчно енергия се създава турбуленция, която забавя ветровете (подобно на тези на Юпитер). На Нептун обаче има толкова малко слънчева енергия, че като започнат ветровете, несрещат почти никакво съпротивление и затова подържат екстремално висока скорост. Въпреки това Нептун излъчва повече енергия отколкото получава от Слънцето и вътрешния енергиен източник за тези ветрове остава неопределен.
Спътници
Тритон • Протей • Нереида • Лариса • Галатея • Деспина • Таласа • Наяда • Халимеда • Несо • Сао • Лаомедея • Самате.
Нептун има 13 известни естествени спътници.Най-големият от тях е Тритон, открит от Уилям Ласел само 17 дни след откриването на Нептун. През 2004 г. беше оповестено откритието на пет малки спътника, имащи неправилна форма.Тритон е достатъчно близо до Нептун за да бъде заключен в синхронна орбита и бавно се приближава навътре и евентуално ще бъде разкъсан, когато достигне границата на Рош. Тритон е най студеният обект измерен в Слънчевата система,с температура −235°C (38 K).За разлика от всички други планетни спътници в Слънчевата система, Тритон има ретроградна орбита, което означава че той е по-скоро е прихванат отколкото формиран и най-вероятно преди е бил планета-джудже в Пояса на Кайпер.
Вторият познат спътник на планетата (по ред на разстоянието) е Нереида и има една от най-ексцентричните орбити в Слънчевата система. От юли до септември 1989 Вояджър 2 открива шест нови спътника. Сред тях е Протей. Пет нови спътника са открити през 2002 и 2003 и са оповестени през 2004 г.Нептун е римският бог на морето и затова спътниците на планетата са именувани на по-малки морски божества.
Снимки на Нептун
Планетите в Слънчевата система
Поради значителната ексцентричност на орбитата на Плутон, Нептун понякога е най-отдалечената от Слънцето планета.
В римската митология Нептун (в гръцката - Посейдон) е бог на морето.
След откриването на Нептун било забелязано, че орбитата му не е в съгласие с Нютоновите закони. За това било считано, че друга, по-близка планета смущавала орбитата на Уран.
През 16в. Галилео наблюдавал Нептун, когато бил близо до Юпитер, но си помислил, че това е звезда. По-късно забелязал, че е променил местоположението си спрямо друга близка звезда. На следващите вечери той вече бил извън неговия поглед. Ако е наблюдавал няколко вечери преди това, движението на Нептун щяло да бъде очевидно за него, но облаци са попречили на това.
Нептун е посетен само от един кораб “VOYЕGER 2” на 25.08.1989г. Повечето знания за Нептун се дължат на това посещение.
Тъй като орбитата на Плутон е доста странна, понякога тя пресича орбитата на Нептун. По този начин Нептун става най-отдалечената планета от Слънцето за няколко години.
Вероятно структурата на Нептун е подобна на Уран: различни ледове и скали с около 15% водород и малко хелий. Подобно на Уран, Нептун може би няма обособени вътрешни пластове, но има нещо като вътрешност от скалист материал.
Атмосферата му е съставена главно от водород и хелий и малка част метан. Синият си цвят планета дължи именно на него, тъй като той поглъща червена светлина в атмосферата.
Като типична газова планета, Нептун има бързи ветрове, простиращи се в дадени географски ширини, и големи бури. Ветровете на Нептун са най-бързите в цялата Слънчева система, достигат 2000км/ч.
Като Юпитер и Сатурн, Нептун има вътрешен топлинен източник – той отделя два пъти повече енергия, отколкото Нептун получава от Слънцето.
Поради отдалечеността си от Слънцето, Нептун получава много малко слънчева енергия. Повърхностната температура на планетата е −218 °C (55 K). Тя обаче изглежда има вътрешен източник на топлина, за която се смята, че е останала още от акрецията на младата планета и която бавно се разсейва в околното пространство. В атмосферата на Нептун бушуват най-бързите ветрове в Слънчевата система — до 2000 km/h, които вероятно се подхранват от потока топлина от вътрешността на Нептун.
Нептун има сходна магнитосфера с тази на Уран. Магнитното ѝ поле е под голям ъгъл спрямо оста на въртене на планетата (47°) и отместено поне 0,55 радиуса на планетата (13 500 km) от геометричния център. Магнитното поле се генерира от движение на заредени частици във вътрешността на планетата, но детайли относно точния механизъм на това движение все още не са известни.
За разлика от тази на Уран, атмосферата е богата на метеорологични явления. За Нептун е характерно Голямото тъмно петно с размери близки до тези на Земята и еквивалентно на Голямото червено петно на Юпитер. За разлика от това на Юпитер обаче, тъмното петно на Нептун изчезна през 1994 г. и скоро след това се появи друго.
Специфично за газовите гиганти е наличието на облаци високо в тяхната атмосфера хвърлящи сянка върху по-нискоразположените облаци.
Вътрешната структура на планетата е подобна на тази на Уран. Тя вероятно има планетно ядро, съдържащо разтопени скали и метали и обхванато от слой съдържащ скали, вода, амоняк и метан. Атмосферата, за която се смята, че обхваща най-горните 10 до 20% от планетата, съдържа водород и хелий в горните си слоеве, с нарастващо съдържание на метан, амоняк и вода при увеличаване на дълбочината и плавен преход към втечнената вътрешност на планетата. Скоростта на въртене и сплеснатостта на Нептун показват, че неговата маса е по-малко концентрирана в ядрото му, отколкото тази на Уран. В търсенето на ексозпланети Нептун се използва като метоним; откритите тела с близка маса до тази на Нептун се наричат „Нептуни“, подобно на Юпитерите, които се отнасят към тела с маса еквивалентна на тази на Юпитер.
Астрономическите скици на Галилео Галилей свидетелстват за наблюдението му на Нептун на 28 декември 1612 г. и 27 януари 1613 г. И в двата случая обаче Галилео смята, че е наблюдавал звезда в непосредствена близост до Юпитер, а не обект в Слънчевата система.Поради тази причина Галилео не се посочва като откривател на Нептун, въпреки че в записките си отбелязва взаимното движение на Юпитер и „звездата“.
През 1821 г. Алексис Бувар публикува астрономически таблици на орбитата на Уран.Последващи наблюдения на планетата обаче показват различия между наблюдаваните и предвидените от таблицата координати, което води до хипотезата, че съществува тяло, оказващо влияние върху орбитата на Уран. През 1843 г. Джон Коуч Адамс изчислява орбитата на неизвестната осма планета и изпраща изчисленията си на опитния астроном Сър Джордж Ери. Той изисква пояснения за използваните методи, които Адамс така и не изпраща.
През 1846 г. Юрбен Льоверие независимо от Адамс изчислява орбитата на Нептун, но също както своя британски колега не среща съдействие у сънародниците си за издирването на планетата. През същата година Джон Хършел усъвършенства математическия анализ на орбитата и убеждава скептичния си колега-астроном Джеймс Шелис да започне търсене през юли 1846 г.
Междувременно льо Верие пък убеждава Йохан Готфрийд Гал от Берлинската обсерватория да започне търсене. Асистентът на Гал — Хейнрих д'Арест — тогава все още студент, предлага сравнение на обектите в района за търсене предложен от льо Верие с предишна звездна диаграма с цел откриване на нови обекти. Нептун е открит вечерта на 23 септември 1846 г.почти ведната след започване на наблюденията и на следващата вечер придвижването на планетата спрямо звездите е документирано и откритието на новата планета е оповестено.
Разликата между действителната и предвидената от льо Верие позиция на Нептун е 1°, а спрямо тази на Адамс — 10°. Джеймс Шелис впоследствие осъзнава че е наблюдавал планетата на два пъти през август, но поради небрежието си, породено скептицизъм, не прави необходимата връзка между двете наблюдения.
След откриването на планетата избухват националистични спорове между френски и британски астрономи относно това, чии заслуги за откриването на планетата са по-големи — на Адамс или на льо Верие. Взето е компромисно решение двамата астрономи да си поделят заслугата по откриването на Нептун. Скорошен анализ на документи от архивите на Кралската Гринуичка обсерватория, присвоени незаконно от астронома Олин Еген и върнати непосредствено след смъртта му обаче показва, че Адамс не заслужава равна заслуга по откриването на планетата.
Нептун не може да се забележи с невъоръжено око. През телескоп или бинокъл с голямо увеличение изглежда като синьозелен диск подобен, но по-тъмен от този на Уран. Синьозеления цвят се дължи на поглъщането на червената светлина от метана в атмосферата на планетата.Видимата величина на Нептун варира между +7,7 и +8,0 и дискът му е с ъглов диаметър от 2".
Тъй като са му необходими 165 години, за да извърши едно пълно завъртане около Слънцето, през 2011 г. Нептун ще се върне в позицията на която е бил открит от Йохан Гал.
Към 2005 г. са известни два троянски астероида на Нептун, всички от които имат орбитален период равен на този на планетата. Намират се в точките L4 и L5. Астероидите носят означенията 2001 QR322 и 2004 UP10. През 2005 са наблюдавани още три астероида, за които се счита, че са троянски, но за установяването на орбитата им са необходими допълнителни наблюдения: 2005 TN53, 2005 TN74 и 2005 TO74.
Нептун има бледи пръстени с неизвестно съдържание. На тях се наблюдават необикновени „струпвания“ на материал,вероятно предизвикани от гравитационното влияние на някои от спътниците на планетата.
Доказателство за прекъснатостта на пръстените са проведените през 80-те години на 20 век,наблюдения на окултация на звезди зад Нептун. В някои случаи се наблюдава допълнително „мигане“ на светлината от звездата преди да изчезне зад Нептун, дължащо се на преминаването ѝ зад пръстен. Фактът, че мигането понякога не се наблюдава, сочи, че един от пръстените на Нептун е прекъснат и понякога не закрива светлината от звездите на заден фон. Снимки направени от Вояджър 2 през 1989 г. предоставиха окончателното доказателство като разкриха, че най-външният пръстен на Нептун, наречен „пръстен Адамс“, е разделен на три отчетливи арки, които сега са известни под иметата „Свобода“, „Равенство“ и „Братство“. За гравитационния ефект на спътника Галатея, намиращ по-близо до Нептун от пръстена, се смята, че "поддържа" тези арки, но подробности за механизма, пораждащ това групиране на материала, засега не са известни.
Основните пръстени на Нептун са тесният „пръстен Адамс“, който се намира на 63 000 km от центъра на планетата, широкият „пръстен льо Верие“, който е на 53 000 km, и бледият „пръстен Гал“ на 42 000 km. Няколко нови пръстена също бяха регистрирани от камерите на Вояджър — в това число „пръстен Ласел“, обхващащ пръстена „льо Верие“ и граничещ с пръстена Араго.
Най-близко до планетата се доближава сондата Вояджър 2 на 25 август 1989. Това е последната планета, която апарата достига и за това е решено да се направи полет около спътника Тритон, подобно на прелитането на Вояджър 1 близо до Сатурн и спътникът му Титан.
Сондата открива Голямото тъмно петно и след нови наблюдения с телескопа Хъбъл се оказва че петното е изчезнало. Първоначално се смята, че представлява огромен облак, а по-късно се смята за дупка във видимия диск от облаци.
Оказва се, че Нептун има най-силните ветрове от всички газови гиганти в Слънчевата система. Във външните региони на Слънчевата система, където Слънцето свети със 1000 пъти по-слаба светлина отколкото на Земята, последният от четирите газови гиганта надхвърля всички очаквания на учените.
Някои смятат, че колкото по-далече от Слънцето си, толкова по-малко енергия ще има за да раздвижва ветровете. Тези на Юпитер се движат със стотици км в час. Учените откриват, че ветровете на Нептун се движат с по-голяма скорост (от 1 600 до 2 100 км/ч), въпреки по-голямата си отделеченост.
Предполага се, че причината за тази забележителна аномалия е, че ако се произвежда достатъчно енергия се създава турбуленция, която забавя ветровете (подобно на тези на Юпитер). На Нептун обаче има толкова малко слънчева енергия, че като започнат ветровете, несрещат почти никакво съпротивление и затова подържат екстремално висока скорост. Въпреки това Нептун излъчва повече енергия отколкото получава от Слънцето и вътрешния енергиен източник за тези ветрове остава неопределен.
Тритон • Протей • Нереида • Лариса • Галатея • Деспина • Таласа • Наяда • Халимеда • Несо • Сао • Лаомедея • Самате.
Нептун има 13 известни естествени спътници.Най-големият от тях е Тритон, открит от Уилям Ласел само 17 дни след откриването на Нептун. През 2004 г. беше оповестено откритието на пет малки спътника, имащи неправилна форма.Тритон е достатъчно близо до Нептун за да бъде заключен в синхронна орбита и бавно се приближава навътре и евентуално ще бъде разкъсан, когато достигне границата на Рош. Тритон е най студеният обект измерен в Слънчевата система,с температура −235°C (38 K).За разлика от всички други планетни спътници в Слънчевата система, Тритон има ретроградна орбита, което означава че той е по-скоро е прихванат отколкото формиран и най-вероятно преди е бил планета-джудже в Пояса на Кайпер.
Вторият познат спътник на планетата (по ред на разстоянието) е Нереида и има една от най-ексцентричните орбити в Слънчевата система. От юли до септември 1989 Вояджър 2 открива шест нови спътника. Сред тях е Протей. Пет нови спътника са открити през 2002 и 2003 и са оповестени през 2004 г.Нептун е римският бог на морето и затова спътниците на планетата са именувани на по-малки морски божества.
Снимки на Нептун
Планетите в Слънчевата система
Уран
Уран е седмата планета от Слънцето и третата по големина (по диаметър).
Уран е по-голяма от Нептун по диаметър и по-малка по маса.
Тя е газов гигант.Уран е дрвеногръцко божество на Небето, най-ранният върховен бог.
Въпреки, че е вѝдима с невъоръжено око подобно на петте класически планети, Уран не е наблюдавана от древните астрономи заради межделивостта около планетата.
Уран е първата планета, открита в днешни времена, на 13.03.1781г. По-рано също е била забелязвана, но игнорирана като звезда.
Уран е посетен единствено от кораба “VOYEGER 2” на 24.01.1986г.
Сър Уилям Хершел оповестява откритието на планетата на 13 март 1781, с което разширява границите на познатата Слънчева система за пръв път в модерната история. Това е първата открита планета с помощта на телескоп.
Уран и Нептун имат различна вътрешна структура и атмосферен състав от този при големите газови гиганти Сатурн и Юпитер. Затова астрономите ги поставят в различен клас наречен „ледени гиганти.
Уран е съставен главно от скали и разнообразни ледове, със само 15% водород и малко хелий. Атмосферата му е 83% водород, 15 % хелий и 2% метан. Като всички други газови планети, планетата Уран има групи облаци, които се движат бързо. Но тези групи са много неясни. Скорошни наблюдения показват големи и по-ясни жилки с по-голяма активност.
Оста на Уран е почти успоредна на еклиптиката му. Когато “VOYEGER 2” е бил там, южният му полюс е бил насочен към Слънцето и е приемал повече енергия от него. Въпреки това на екватора е било по-топло, а защо това е така – не е известно. Ако наклона на оста на северния полюс е малко повече от 900, тогава ротацията на Уран е права, но ако е малко по-малко от 900, тогава ротацията му е обратна.
Атмосферата на Уран е най-студената в Слънчевата система с минимална температура −224 °C. Облаците са структурирани на слоеве, като по-ниските съдържат много вода, а по-високите метан.
Наклон на оста
Една от най-характерните черти на Уран е наклонът на неговата ос на въртене от почти 90 градуса. Вследствие на това в дадени части от нейната орбита един от полюсите е обърнат директно към Слънцето, докато другият остава в постоянна сянка. През останалото време Слънцето изгрява и залязва нормално.
По време на посещението на планетата от Вояджър 2 през 1986 г. южния полюс на Уран беше насочен почти право към Слънцето. Да се определи кой от полюсите на планетата е южен и кой северен е предмет на известни спорове в научните среди. Уран може да бъде характеризиран или като имащ наклон на оста на въртене малко по-малко от 90° и въртящ се ретроградно (обратно на часовниковата стрелка) или имащ наклон на оста малко повече от 90° и въртящ се по посока на часовниковата стрелка. И двете определения са еквивалентни и еднакво отговарящи на истината, но пораждат различни определения за северния и южния полюс на Уран.
В резултат на необичайната спрямо другите планети ориентация, полюсите на планетата получават повече слънчева енергия, отколкото биха получили при умерени наклони на оста на въртене. Независимо от това, температурата на екватора на Уран е по-висока от тази на полюсите поради неизвестен механизъм за преразпределение на топлината, била тя от вътрешността на планетата или от Слънцето.
Относно причината за големия наклон на оста на въртене се предполага, че тя е сблъсък с голяма по размери протопланета скоро след формирането на Уран.
Още едно следствие от наклона на оста е ясно изразената сезонност на Уран. При посещението на Вояджър 2, когато Слънцето грееше върху полюса на планетата, облачните пояси в атмосферата бяха изключително тънки и бледи. При скорошни наблюдения от текескопа Хъбъл обаче бяха забелязани по-обширни и ясно изразени пояси, за които се смята, че са причинени от греенето на Слънцето почти директно върху екватора.
През 2007г. Слънцето ще бъде точно над екватора на Уран.Слънцето ще огрее екватора под 90°. Синият цвят на планетата е резултат от поглъщането на червена светлина от метана в горните слоеве на атмосферата.
Магнитно поле
Центърът на магнитното поле на Уран не съвпада с геометричния център на планетата и то е наклонено под ъгъл от почти 60° спрямо оста на въртене. То се поражда от движение на електрически заредени частици, вероятно намиращи се до повърхността на планетата. Нептун също има подобно отместване на магнитното си поле, от което би могло да се заключи, че причина за отместването при Уран може би не е наклонът на оста. Магнитната опашка на планетата се усуква вследствие на въртенето ѝ във винтообразна форма. Средата, която поражда самото магнитно поле, обаче, е неизвестна — липсват доказателства за океани от вода и амоняк под огромно налягане във вътрешността на планетата, за които се е считало, че пораждат магнетизма на Уран.
Уран е първата планета, открита с помощта на съвременната наука. Преди обаче тя да бъде разпозната като планета, множество от астрономи са я класифицирали като звезда. За най-ранно наблюдение се смята това на Джон Флемстид през 1690 г. когато той я записва под каталожен номер 34 Телец.
Сър Уилям Хершел открива планетата през 1781 г. и ѝ дава името Звездата на Джордж в чест на краля на Англия Джордж III. Името обаче не намира прием извън Англия и по препоръка на Жером Лаланд френските астрономи приемат името Хершел. По-късно германският астроном Йохан Боде предлага името на бога от древногръцката митология Уран. Предложено също е било името Минерва, но то не се налага.
Проучване на ранно издание на Месечни дописки на Кралското Астрономическо Общество(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) от 1827 г. показва, че името Уран вече е най-употребяваното за планетата дори от самите британски астрономи. Предишните имена продължават да се употребяват все по-рядко, докато през 1850 г. последният звезден алманах, използващ името Звездата на Джордж, го заменя със сегашното име на планетата.
Вояджър 2 на НАСА е единственият апарат, посетил планетата. Повече от осем години след изстрелването си през 1977 г. Вояджър се сближава максимално с Уран на 24 януари 1986 г. на път към Нептун.
Изследване на Уран
През 1986 г. Вояджър 2 минава покраи Уран. Този апарат е единственият изучавал планетата от близко разстояние и засега не са планирани други мисии до Уран. Апаратът е изстрелян през 1977 г. и се сближава с Уран на най-малко расзстояние на 24 януари 1986 г. Тогава се намира на 81 500 км от облаците на газовия гигант. Вояджър изучава състава на атмосферата на планетата, открива 10 нови спътници и изучава уникалното време на Уран, причинен от наклона на оста - 97,77°; и проучва планетните пръстени на Уран.Вояджър 2 проучва в детайли петте най-големи спътници на Уран и деветте познати пръстена и открива два нови.
Наблюдение на Уран
Видимата величина на Уран варира между +5,5 и +6,0 и с невъоръжено око при безоблачна нощ той може да бъде наблюдаван като бледа звезда. Ъгловият му диаметър при наблюдение от Земята е 4". Дори при голямо увеличение обаче не се долавят детайли на неговия диск.
Пръстените на Уран
Уран има фини пръстени, съставени от частици с диаметър до 10 метра. Пръстените на Уран бяха открити през март 1977 г. от Джеймс Елиът, Едуард Дънам и Дъглас Минк с помощта на Въздушната обсерватория Кайпер. Откритието е направено случайно, тъй като основната цел на изследователите е била изследване на атмосферата на Уран при окултация на звезда. Анализът на резултатите от изследванията показва, че звездата е била закрита от пръстени, преди да изчезне зад самата планета. Пръстените на Уран бяха непосредствено наблюдавани през 1986 г. от Вояджър 2.
Спърници на Уран
Уран има 27 известни естествени спътници,най-големите от които са Миранда, Ариел, Умбриел, Титания и Оберон. Естествените спътници на Уран са най-малки сред газовите гиганти, комбинираната маса от основните спътници на Уран ще е по-малко от половината от масата на Титан. Най-големия спътник Титания има радиус едва 788,9 km, което е по-малко от половината на този на Луната. Спътниците имат малко албедо, вариращо от 0,20 на Умбриел до 0,35 на Ариел.Спътниците са леденокаменни конгломерати съставени от около 50% лед и 50% скала. Ледът може да съдържа амоняк и въглероден диоксид.
Между всички спътници Ариел е с най-малка възраст, докато Умбриел е най-стар. На Миранда има каньони дълбоки 20 km и многообразие от геоложки особеностти.
Снимки на Уран
Планетите в Слънчевата система
Уран е по-голяма от Нептун по диаметър и по-малка по маса.
Тя е газов гигант.Уран е дрвеногръцко божество на Небето, най-ранният върховен бог.
Въпреки, че е вѝдима с невъоръжено око подобно на петте класически планети, Уран не е наблюдавана от древните астрономи заради межделивостта около планетата.
Уран е първата планета, открита в днешни времена, на 13.03.1781г. По-рано също е била забелязвана, но игнорирана като звезда.
Уран е посетен единствено от кораба “VOYEGER 2” на 24.01.1986г.
Сър Уилям Хершел оповестява откритието на планетата на 13 март 1781, с което разширява границите на познатата Слънчева система за пръв път в модерната история. Това е първата открита планета с помощта на телескоп.
Уран и Нептун имат различна вътрешна структура и атмосферен състав от този при големите газови гиганти Сатурн и Юпитер. Затова астрономите ги поставят в различен клас наречен „ледени гиганти.
Уран е съставен главно от скали и разнообразни ледове, със само 15% водород и малко хелий. Атмосферата му е 83% водород, 15 % хелий и 2% метан. Като всички други газови планети, планетата Уран има групи облаци, които се движат бързо. Но тези групи са много неясни. Скорошни наблюдения показват големи и по-ясни жилки с по-голяма активност.
Оста на Уран е почти успоредна на еклиптиката му. Когато “VOYEGER 2” е бил там, южният му полюс е бил насочен към Слънцето и е приемал повече енергия от него. Въпреки това на екватора е било по-топло, а защо това е така – не е известно. Ако наклона на оста на северния полюс е малко повече от 900, тогава ротацията на Уран е права, но ако е малко по-малко от 900, тогава ротацията му е обратна.
Атмосферата на Уран е най-студената в Слънчевата система с минимална температура −224 °C. Облаците са структурирани на слоеве, като по-ниските съдържат много вода, а по-високите метан.
Една от най-характерните черти на Уран е наклонът на неговата ос на въртене от почти 90 градуса. Вследствие на това в дадени части от нейната орбита един от полюсите е обърнат директно към Слънцето, докато другият остава в постоянна сянка. През останалото време Слънцето изгрява и залязва нормално.
По време на посещението на планетата от Вояджър 2 през 1986 г. южния полюс на Уран беше насочен почти право към Слънцето. Да се определи кой от полюсите на планетата е южен и кой северен е предмет на известни спорове в научните среди. Уран може да бъде характеризиран или като имащ наклон на оста на въртене малко по-малко от 90° и въртящ се ретроградно (обратно на часовниковата стрелка) или имащ наклон на оста малко повече от 90° и въртящ се по посока на часовниковата стрелка. И двете определения са еквивалентни и еднакво отговарящи на истината, но пораждат различни определения за северния и южния полюс на Уран.
В резултат на необичайната спрямо другите планети ориентация, полюсите на планетата получават повече слънчева енергия, отколкото биха получили при умерени наклони на оста на въртене. Независимо от това, температурата на екватора на Уран е по-висока от тази на полюсите поради неизвестен механизъм за преразпределение на топлината, била тя от вътрешността на планетата или от Слънцето.
Относно причината за големия наклон на оста на въртене се предполага, че тя е сблъсък с голяма по размери протопланета скоро след формирането на Уран.
Още едно следствие от наклона на оста е ясно изразената сезонност на Уран. При посещението на Вояджър 2, когато Слънцето грееше върху полюса на планетата, облачните пояси в атмосферата бяха изключително тънки и бледи. При скорошни наблюдения от текескопа Хъбъл обаче бяха забелязани по-обширни и ясно изразени пояси, за които се смята, че са причинени от греенето на Слънцето почти директно върху екватора.
През 2007г. Слънцето ще бъде точно над екватора на Уран.Слънцето ще огрее екватора под 90°. Синият цвят на планетата е резултат от поглъщането на червена светлина от метана в горните слоеве на атмосферата.
Центърът на магнитното поле на Уран не съвпада с геометричния център на планетата и то е наклонено под ъгъл от почти 60° спрямо оста на въртене. То се поражда от движение на електрически заредени частици, вероятно намиращи се до повърхността на планетата. Нептун също има подобно отместване на магнитното си поле, от което би могло да се заключи, че причина за отместването при Уран може би не е наклонът на оста. Магнитната опашка на планетата се усуква вследствие на въртенето ѝ във винтообразна форма. Средата, която поражда самото магнитно поле, обаче, е неизвестна — липсват доказателства за океани от вода и амоняк под огромно налягане във вътрешността на планетата, за които се е считало, че пораждат магнетизма на Уран.
Уран е първата планета, открита с помощта на съвременната наука. Преди обаче тя да бъде разпозната като планета, множество от астрономи са я класифицирали като звезда. За най-ранно наблюдение се смята това на Джон Флемстид през 1690 г. когато той я записва под каталожен номер 34 Телец.
Сър Уилям Хершел открива планетата през 1781 г. и ѝ дава името Звездата на Джордж в чест на краля на Англия Джордж III. Името обаче не намира прием извън Англия и по препоръка на Жером Лаланд френските астрономи приемат името Хершел. По-късно германският астроном Йохан Боде предлага името на бога от древногръцката митология Уран. Предложено също е било името Минерва, но то не се налага.
Проучване на ранно издание на Месечни дописки на Кралското Астрономическо Общество(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) от 1827 г. показва, че името Уран вече е най-употребяваното за планетата дори от самите британски астрономи. Предишните имена продължават да се употребяват все по-рядко, докато през 1850 г. последният звезден алманах, използващ името Звездата на Джордж, го заменя със сегашното име на планетата.
Вояджър 2 на НАСА е единственият апарат, посетил планетата. Повече от осем години след изстрелването си през 1977 г. Вояджър се сближава максимално с Уран на 24 януари 1986 г. на път към Нептун.
През 1986 г. Вояджър 2 минава покраи Уран. Този апарат е единственият изучавал планетата от близко разстояние и засега не са планирани други мисии до Уран. Апаратът е изстрелян през 1977 г. и се сближава с Уран на най-малко расзстояние на 24 януари 1986 г. Тогава се намира на 81 500 км от облаците на газовия гигант. Вояджър изучава състава на атмосферата на планетата, открива 10 нови спътници и изучава уникалното време на Уран, причинен от наклона на оста - 97,77°; и проучва планетните пръстени на Уран.Вояджър 2 проучва в детайли петте най-големи спътници на Уран и деветте познати пръстена и открива два нови.
Видимата величина на Уран варира между +5,5 и +6,0 и с невъоръжено око при безоблачна нощ той може да бъде наблюдаван като бледа звезда. Ъгловият му диаметър при наблюдение от Земята е 4". Дори при голямо увеличение обаче не се долавят детайли на неговия диск.
Уран има фини пръстени, съставени от частици с диаметър до 10 метра. Пръстените на Уран бяха открити през март 1977 г. от Джеймс Елиът, Едуард Дънам и Дъглас Минк с помощта на Въздушната обсерватория Кайпер. Откритието е направено случайно, тъй като основната цел на изследователите е била изследване на атмосферата на Уран при окултация на звезда. Анализът на резултатите от изследванията показва, че звездата е била закрита от пръстени, преди да изчезне зад самата планета. Пръстените на Уран бяха непосредствено наблюдавани през 1986 г. от Вояджър 2.
Уран има 27 известни естествени спътници,най-големите от които са Миранда, Ариел, Умбриел, Титания и Оберон. Естествените спътници на Уран са най-малки сред газовите гиганти, комбинираната маса от основните спътници на Уран ще е по-малко от половината от масата на Титан. Най-големия спътник Титания има радиус едва 788,9 km, което е по-малко от половината на този на Луната. Спътниците имат малко албедо, вариращо от 0,20 на Умбриел до 0,35 на Ариел.Спътниците са леденокаменни конгломерати съставени от около 50% лед и 50% скала. Ледът може да съдържа амоняк и въглероден диоксид.
Между всички спътници Ариел е с най-малка възраст, докато Умбриел е най-стар. На Миранда има каньони дълбоки 20 km и многообразие от геоложки особеностти.
Снимки на Уран
Планетите в Слънчевата система
Сатурн
Въпреки, че Сатурн свети на нощното небе значително по-слабо от планетите Марс, Венера и Юпитер, той е привличал погледа на хората още от древността със загадъчния си матово-бял оттенък.
Поглеждайки към Сатурн през телескоп ние можем да се насладим на една магическа гледка. Освен красивия пръстен ще видим и самата планета. Тя представлява силно сплеснато кълбо на повърхността, на което се виждат паралелни пояси.
Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на бога Кронос в древногръцката митология . Символът на планетата е стилизирано изображение на сърп.
Сатурн притежава голяма система от планетни пръстени, съставени най-вече от лед примесен с малки частици космически прах. Открити са шестдесет естествени спътника около планетата. Титан, най-големият около Сатурн и втори в Слънчевата система (след Ганимед около Юпитер) е по-голям от планета Меркурий и единственият естествен спътник в Слънчевата система притежаващ значителна атмосфера.Планетата Сатурн се разпознава благодарение на характерните седем пръстена.Освен това има 18 дори и повече спътника.Един от тях е Титан, който е наи-големият,както и единственият в Слънчевата система със своята атмосфера.Подобна на тази на Земята.През януари 2005 год. космически модул достигна до повърхността на Титан,която има консинстенция на мокър пясък.
Сатурн е съставен от водород, хелий и следи от други елементи.Вътрешността на планетата е съставена от малко ядро от скали и лед, оградено от тънък слой метален водород, който е ограден от дебел външен слой газове. Скоростта на вятъра на Сатурн може да достигне до 1 800 km/h, много по-бързо от ветровете на Юпитер. Планетата има магнитно поле със средна сила между това на Земята и много по-силното магнитно поле около Юпитер.
Под атмосферата на Сатурн се предполага, че има океан от течен водород, като на 1/2 от радиуса на планетата преминава в метално състояние (т.е не е вече в молекулно състояние поради голямото налягане). В недрата на планета гигант е разположено ядро изградено от скали, желязо и лед.
За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%.Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Сатурн е равен само на 95 земни маси, сравнено с Юпитер, който тежи 318 пъти по масата на Земята,но е само 20% по-голям от Сатурн.
Състаф
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали[6], както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Атмосфера
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали, както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Магнитното поле и магнитосферата
Сатурн има магнитно поле с проста сферична форма на магнитен дипол. Силата му е 0,2 Гауса (20 µT) на екватора, което е около 1/20 от магнитното поле около Юпитер и малко по-слабо от това на Земята.В резултат магнитосферата му е много по-малка от Юпитеровата и се простира малко отвъд орбитата на Титан.Най-вероятно магнитното поле се създава от метализираният водороден слой (наречен метализирано водородно динамо), подобно на магнитното поле при Юпитер. Както при другите планети и магнитосферата на Сатурн може да отклонява частиците идващи от слънчевият вятър.Спътникът Титан обикаля във външната част на магнитосферата и тя взаимодейства с йонизирани частици от атмосферата на естествения спътник.
Въртене
Средното разстояние между Сатурн и Слънцето е 1 400 000 000 km (9 AU).Със средна орбитална скорост 9,69 km/s, на Сатурн му трябват около 10 759 земни дни (или около 29½ години) за да направи една обиколка около Слънцето.
Заради ексцентрицитета от 0,056, разстоянието между Сатурн и Слънцето варира с около 155 000 000 km между перихелия и афелия.
Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).
Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди).Причината за тази промяна засега е неизвестна.
По последна информация базирана на многобройни измервания направени от сондите Касини, Вояджър и Пионер, е обявено през септември 2007 г., че денонощието на Сатурн е 10 часа 32 мин. и 35 сек.
Пръстените
Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система.
Екваториалната част на Сатурн е обхваната от пръстен. Той е едно от най-красивите образувания в Слънчевата система. Бил забелязан още през 1610г. от Галилей, по време на свое телескопично наблюдение. Въпреки, че Галилей пръв е видял пръстена не е знаел какво представлява той. За него планетата се е виждала тройна в зрителната му тръба.
В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части, които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.
През 1859 г. Джеймс Кларк Максуел доказва, че пръстените не могат да бъдат твърди, защото биха се „счупили“. Той предполага, че пръстените са съставени от множество частици, които обикалят около планетата.През 1895 г. теорията му е потвърдена в обсерваторията Лик.
Вече знаем, че не е правилно да се говори за един пръстен, а за множество концентрични такива вложени един в друг. Те от своя страна са съставени от отделни късове лед (покрити с прах) с различни размери (от частици до няколко метра в диаметър), които се движат с огромна скорост (10 км/сек). През 1675г. италианският астроном Касини наблюдава процеп в пръстена, сега носещ неговото име. По-късно са открити ще четири – на Хюйгенс, на Енке, на Максуел и на Келер. Пръстените са общо седем на брой – D, C, B, A, F, G и Е, като F, G и Е са открити значително по-късно .
Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.
Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Рош, те са останки от спътник, който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата.Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло — астероид или комета.
Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро.
Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Апаратите Вояджър разкриват картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни за които се смята че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети пък са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.
Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.
" Спиците "
Преди 1980 г. се смяташе, че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите на апаратите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б, впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика.Предполага се, че те са последица от електромагнитни взаимодействия, тъй като се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точният механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен.
Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата. Някои учени смятат, че те няма да се появят отново преди 2007 г. Въпреки това екипът изследващ снимките от Касини продължава да следи за спици в пръстените и те се появяват отнова на изображенията изпратени от апарата на 5 септември 2005 г.
Спътници на Сатурн
Мимас - е най-малкия сред тях (диаметър-390 км). Характерно е за него, че е покрит с множество дълбоки кратери, като диаметърът на най-големия ударен кратер достига до 130 км.
Диона - е открита от Касини през 1684 г. Малко по-голяма е по размер от Тедида (диаметър - 1 120 км). Интересен е факта, че разстоянието между Тетида и Сатурн е приблизително толкова, колкото е това между Луната и Земята (337 000 км.)
Тетида - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 050 км). Има много светла повърхност, която е покрита с множество ударни кратери. От едната страна на спътника се намира огромна долини, наречена Итака, а от другата – кратер с диаметър 400 км – Одисей.
Хиперон - е интересен с това, че има неправилна форма (359 км Х 230 км).Той има по-слаба отражателна способност и е покрит с много кратери.
Рея - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 530 км). По релеф много напомня Луната и Меркурий.
Феба – това е спътника с най-тъмна повърхност спрямо всички луни. Друго интересно за него е, че се върти обратно на останалите около Сатурн.
Япет - има много заинтригуваща повърхност. При него двете полукълба са с различно албедо ( 10 пъти едното полукълбо има повече отражателна способност от другото). Освен това, странен гребен минава през неговия екватор. Диаметърът на спътника е 1 460 км.
Титан - е открит е през 1655г. от Кристиан Хюйгенс. Той е най-големия спътник на Сатурн – тежи 20 пъти повече от всички останали спътници на планета взети заедно. Това е втория по-големина спътник в Слънчевата система: неговия диаметър е 5 150 км, повече отколкото на Меркурий. Радиуса на орбита му е 1 222 000 км, като една обиколка около Сатурн прави за около 16 земни дни.
Плътността на Титан е 1,88 г/см3. Средната температура на спътника е -179 ºС. Вътрешния му строеж е подобен на този на юпитеровите спътници Ганимед и Калисто, т.е. има каменно ядро и ледена мантия. Уникалното у Титан е това, че той притежава плътна атмосфера (атмосферно налягане 160 кРа) състояща се предимно от азот, метан, други въглеводороди и органични съединения. Това е единствения спътник в Слънчевата система, чиято повърхност е недостъпна за наблюдение с обикновените оптични средства. Цветът на Титан е червеникаво-кафяв.
Според данните събрани от Хюйгенс, на Титан се наблюдават периодични валежи от течен метан и други органични съединения, които се стичат по повърхността образувайки реки и езера.
Сатурн има голям брой естествени спътници (60 известни до момента, изключвайки огромния брой тела съставящи пръстените), 52 от които са именовани. Някои от спътницицте са много малки: 34 са по-малки от 10 km в диаметър, а други 13 по-малки от 50 km в диаметър.Освен това има 3 небесни тела, за които се предполага, че може да са спътници, но може и да са просто големи образувания от прах в пръстените на планетата.
Най-големия спътник е Титан — единственият спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае че има гъста атмосфера. В сравнение с останалите спътници на Сатурн, Титан е огромен. След Слънцето, осемте планети и Юпитеровия спътник Ганимед, Титан е най-масивният обект в Слънчевата система. Титан съдържа около 90% от масата на материята около Сатурн и пръстените му.
Вторият по-големина спътник на планетата е Рея, за която се предполага, че има разредена система от пръстени.
Изследвания
Пионер 11
Първата Сонда посетила планетата е Пионер 11. През септември 1979 г, тя прелита на височина 20 000 km над горният слой облаци. Апаратът успява да направи снимки с ниска резолюция на планетата, спътниците и пръстените ѝ. Сондата успява да измери температурата на спътника Титан.
Вояджър
През ноември 1980 г. Вояджър 1 прелита над планетата. Сондата заснема първите снимки с висока резолюция на Сатурн и спътниците му. За пръв път са наблюдавани особености от повърхността на по-големите сатурнови спътници. Апаратът прелита близо до Титан и успява да проучи атмосферата му. Вояджър 1 обаче, дoказва, че тя е непроницаема за вълните във видимия спектър и неуспява да заснеме някакви характерни особености. Прелитането променя треакторията на апратът към излизане от Слънчевата система.
Почти година по-късно Вояджър 2 продължава изучаването на системата на Сатурн. Направени са нови открития за неговите пръстени и са открити няколко нови спътника. Вояджър 2 използва гравитацията на Сатурн за да нагоди траекторията си към Уран.
Наблюдаване на Сатурн
Сатурн е най-отделечената от петте планети, които са лесно видими с невъоръжено око, другите четири са Меркурий, Венера, Марс и Юпитер (Уран и 4 Веста са видими само при много тъмно небе), и е последната планета, която ранните астрономи откриват преди Уран през 1781 г.
Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°).
Снимки на Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Поглеждайки към Сатурн през телескоп ние можем да се насладим на една магическа гледка. Освен красивия пръстен ще видим и самата планета. Тя представлява силно сплеснато кълбо на повърхността, на което се виждат паралелни пояси.
Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на бога Кронос в древногръцката митология . Символът на планетата е стилизирано изображение на сърп.
Сатурн притежава голяма система от планетни пръстени, съставени най-вече от лед примесен с малки частици космически прах. Открити са шестдесет естествени спътника около планетата. Титан, най-големият около Сатурн и втори в Слънчевата система (след Ганимед около Юпитер) е по-голям от планета Меркурий и единственият естествен спътник в Слънчевата система притежаващ значителна атмосфера.Планетата Сатурн се разпознава благодарение на характерните седем пръстена.Освен това има 18 дори и повече спътника.Един от тях е Титан, който е наи-големият,както и единственият в Слънчевата система със своята атмосфера.Подобна на тази на Земята.През януари 2005 год. космически модул достигна до повърхността на Титан,която има консинстенция на мокър пясък.
Сатурн е съставен от водород, хелий и следи от други елементи.Вътрешността на планетата е съставена от малко ядро от скали и лед, оградено от тънък слой метален водород, който е ограден от дебел външен слой газове. Скоростта на вятъра на Сатурн може да достигне до 1 800 km/h, много по-бързо от ветровете на Юпитер. Планетата има магнитно поле със средна сила между това на Земята и много по-силното магнитно поле около Юпитер.
Под атмосферата на Сатурн се предполага, че има океан от течен водород, като на 1/2 от радиуса на планетата преминава в метално състояние (т.е не е вече в молекулно състояние поради голямото налягане). В недрата на планета гигант е разположено ядро изградено от скали, желязо и лед.
За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%.Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Сатурн е равен само на 95 земни маси, сравнено с Юпитер, който тежи 318 пъти по масата на Земята,но е само 20% по-голям от Сатурн.
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали[6], както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали, както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Сатурн има магнитно поле с проста сферична форма на магнитен дипол. Силата му е 0,2 Гауса (20 µT) на екватора, което е около 1/20 от магнитното поле около Юпитер и малко по-слабо от това на Земята.В резултат магнитосферата му е много по-малка от Юпитеровата и се простира малко отвъд орбитата на Титан.Най-вероятно магнитното поле се създава от метализираният водороден слой (наречен метализирано водородно динамо), подобно на магнитното поле при Юпитер. Както при другите планети и магнитосферата на Сатурн може да отклонява частиците идващи от слънчевият вятър.Спътникът Титан обикаля във външната част на магнитосферата и тя взаимодейства с йонизирани частици от атмосферата на естествения спътник.
Средното разстояние между Сатурн и Слънцето е 1 400 000 000 km (9 AU).Със средна орбитална скорост 9,69 km/s, на Сатурн му трябват около 10 759 земни дни (или около 29½ години) за да направи една обиколка около Слънцето.
Заради ексцентрицитета от 0,056, разстоянието между Сатурн и Слънцето варира с около 155 000 000 km между перихелия и афелия.
Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).
Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди).Причината за тази промяна засега е неизвестна.
По последна информация базирана на многобройни измервания направени от сондите Касини, Вояджър и Пионер, е обявено през септември 2007 г., че денонощието на Сатурн е 10 часа 32 мин. и 35 сек.
Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система.
Екваториалната част на Сатурн е обхваната от пръстен. Той е едно от най-красивите образувания в Слънчевата система. Бил забелязан още през 1610г. от Галилей, по време на свое телескопично наблюдение. Въпреки, че Галилей пръв е видял пръстена не е знаел какво представлява той. За него планетата се е виждала тройна в зрителната му тръба.
В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части, които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.
През 1859 г. Джеймс Кларк Максуел доказва, че пръстените не могат да бъдат твърди, защото биха се „счупили“. Той предполага, че пръстените са съставени от множество частици, които обикалят около планетата.През 1895 г. теорията му е потвърдена в обсерваторията Лик.
Вече знаем, че не е правилно да се говори за един пръстен, а за множество концентрични такива вложени един в друг. Те от своя страна са съставени от отделни късове лед (покрити с прах) с различни размери (от частици до няколко метра в диаметър), които се движат с огромна скорост (10 км/сек). През 1675г. италианският астроном Касини наблюдава процеп в пръстена, сега носещ неговото име. По-късно са открити ще четири – на Хюйгенс, на Енке, на Максуел и на Келер. Пръстените са общо седем на брой – D, C, B, A, F, G и Е, като F, G и Е са открити значително по-късно .
Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.
Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Рош, те са останки от спътник, който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата.Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло — астероид или комета.
Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро.
Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Апаратите Вояджър разкриват картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни за които се смята че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети пък са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.
Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.
Преди 1980 г. се смяташе, че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите на апаратите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б, впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика.Предполага се, че те са последица от електромагнитни взаимодействия, тъй като се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точният механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен.
Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата. Някои учени смятат, че те няма да се появят отново преди 2007 г. Въпреки това екипът изследващ снимките от Касини продължава да следи за спици в пръстените и те се появяват отнова на изображенията изпратени от апарата на 5 септември 2005 г.
Мимас - е най-малкия сред тях (диаметър-390 км). Характерно е за него, че е покрит с множество дълбоки кратери, като диаметърът на най-големия ударен кратер достига до 130 км.
Диона - е открита от Касини през 1684 г. Малко по-голяма е по размер от Тедида (диаметър - 1 120 км). Интересен е факта, че разстоянието между Тетида и Сатурн е приблизително толкова, колкото е това между Луната и Земята (337 000 км.)
Тетида - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 050 км). Има много светла повърхност, която е покрита с множество ударни кратери. От едната страна на спътника се намира огромна долини, наречена Итака, а от другата – кратер с диаметър 400 км – Одисей.
Хиперон - е интересен с това, че има неправилна форма (359 км Х 230 км).Той има по-слаба отражателна способност и е покрит с много кратери.
Рея - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 530 км). По релеф много напомня Луната и Меркурий.
Феба – това е спътника с най-тъмна повърхност спрямо всички луни. Друго интересно за него е, че се върти обратно на останалите около Сатурн.
Япет - има много заинтригуваща повърхност. При него двете полукълба са с различно албедо ( 10 пъти едното полукълбо има повече отражателна способност от другото). Освен това, странен гребен минава през неговия екватор. Диаметърът на спътника е 1 460 км.
Титан - е открит е през 1655г. от Кристиан Хюйгенс. Той е най-големия спътник на Сатурн – тежи 20 пъти повече от всички останали спътници на планета взети заедно. Това е втория по-големина спътник в Слънчевата система: неговия диаметър е 5 150 км, повече отколкото на Меркурий. Радиуса на орбита му е 1 222 000 км, като една обиколка около Сатурн прави за около 16 земни дни.
Плътността на Титан е 1,88 г/см3. Средната температура на спътника е -179 ºС. Вътрешния му строеж е подобен на този на юпитеровите спътници Ганимед и Калисто, т.е. има каменно ядро и ледена мантия. Уникалното у Титан е това, че той притежава плътна атмосфера (атмосферно налягане 160 кРа) състояща се предимно от азот, метан, други въглеводороди и органични съединения. Това е единствения спътник в Слънчевата система, чиято повърхност е недостъпна за наблюдение с обикновените оптични средства. Цветът на Титан е червеникаво-кафяв.
Според данните събрани от Хюйгенс, на Титан се наблюдават периодични валежи от течен метан и други органични съединения, които се стичат по повърхността образувайки реки и езера.
Сатурн има голям брой естествени спътници (60 известни до момента, изключвайки огромния брой тела съставящи пръстените), 52 от които са именовани. Някои от спътницицте са много малки: 34 са по-малки от 10 km в диаметър, а други 13 по-малки от 50 km в диаметър.Освен това има 3 небесни тела, за които се предполага, че може да са спътници, но може и да са просто големи образувания от прах в пръстените на планетата.
Най-големия спътник е Титан — единственият спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае че има гъста атмосфера. В сравнение с останалите спътници на Сатурн, Титан е огромен. След Слънцето, осемте планети и Юпитеровия спътник Ганимед, Титан е най-масивният обект в Слънчевата система. Титан съдържа около 90% от масата на материята около Сатурн и пръстените му.
Вторият по-големина спътник на планетата е Рея, за която се предполага, че има разредена система от пръстени.
Пионер 11
Първата Сонда посетила планетата е Пионер 11. През септември 1979 г, тя прелита на височина 20 000 km над горният слой облаци. Апаратът успява да направи снимки с ниска резолюция на планетата, спътниците и пръстените ѝ. Сондата успява да измери температурата на спътника Титан.
Вояджър
През ноември 1980 г. Вояджър 1 прелита над планетата. Сондата заснема първите снимки с висока резолюция на Сатурн и спътниците му. За пръв път са наблюдавани особености от повърхността на по-големите сатурнови спътници. Апаратът прелита близо до Титан и успява да проучи атмосферата му. Вояджър 1 обаче, дoказва, че тя е непроницаема за вълните във видимия спектър и неуспява да заснеме някакви характерни особености. Прелитането променя треакторията на апратът към излизане от Слънчевата система.
Почти година по-късно Вояджър 2 продължава изучаването на системата на Сатурн. Направени са нови открития за неговите пръстени и са открити няколко нови спътника. Вояджър 2 използва гравитацията на Сатурн за да нагоди траекторията си към Уран.
Сатурн е най-отделечената от петте планети, които са лесно видими с невъоръжено око, другите четири са Меркурий, Венера, Марс и Юпитер (Уран и 4 Веста са видими само при много тъмно небе), и е последната планета, която ранните астрономи откриват преди Уран през 1781 г.
Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°).
Снимки на Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Юпитер
Юпитер и другите газови гиганти в Слънчевата система (Сатурн, Уран и Нептун) са известни още като юпитероподобни планети, планети-гиганти. Планетата носи името на бога Юпитер от римската митология. В гръцката митология това е главният бог гръмовержецът Зевс. Затова астрономическият символ е стилизирано изображение на светкавица.
Юпитер е петата по отдалеченост от слънцето планета и първата по близост планета-гигант. По обем Юпитер е два пъти по-голям от всички останали планети в Слънчевата система, взети заедно, а масата му съставлява 2/3 от тяхната обща маса. В сравнение със Земята той е 11 пъти по-голям по диаметър, 1300 пъти по-голям по обем 318 пъти по-голям по маса. Плътността му обаче е само около 1,33g/cm^3 за сведение земната плътност е 5.5 g/cm^3
Юпитер обикаля около слънцето на 5 пъти по-голямо разстояние от Земята. Една обиколка по орбитата си Юпитер извършва за почти 12 земни години. Около оста си той се завърта за 9h 35m, като екваториалните му части се движат по-бързо от околополюсните. Това показва, че за разлика от планетите от земната група Юпитер няма твърда повърхност.
От Земята върху Юпитер се виждат успоредни на екватора тъмночервени ивици, а между тях – по-светли зони.
Състаф
Юпитер има сравнително малко скално ядро, заобиколено от слоеве (от вътре навън) метализиран водород, течен водород и газообразен водород. Преходите между слоевете са плавни.
Юпитер не се върти като твърдо тяло. Спрямо главния мередиан на Юпитер, екваториалната зона извършва пълно завъртане средно всеки 9 часа 50 минути и 30,003 секунди (по дефиниция средната скорост на въртене е 877,90°/ден), известна още като Система I.
Система II включва всички ширини без Система I. Всички елементи от повърхността на планетата в тези райони (в това число и Голямо червено петно) извършват едно завъртане средно всеки 9 часа 55 минути и 40,632 секунди (по дефиниция 870,27°/ден).
Интересно
Най- интересно е голямото червено петно, което мени своята големин, яркост и положение върху диска на планетата, но никога не изчесва.То представлява гигантски атмосферен вихър,, чиято температура е с няколко градуса по-ниска от температурата на околната среда. За червения цвят на петното допринася и намиращото се в него газообразно съединение на фосфора с водорода, наречено фосфин.Размерите на петното са около 3/4 от тези на земята.
Атмосфера
Атмосферата на Юпитер се състои от приблизително 86% водород и 14% хелий по брой атоми и 75% водород, 24% хелий и 1% други примеси по маса. Атмосферата съдържа следи от метан, водна пара, амоняк и скални примеси както и минимални количества въглерод, етан, сероводород, неон, кислород, фосфин и сяра. Най-външният слой на атмосферата съдържа кристали замръзнал амоняк.
Атмосферното съдържание е много близо до първичната слънчева мъглявина. Сатурн има подобен състав, но Уран и Нептун имат много по-малко водород и хелий.
За горните слоеве на атмосферата на Юпитер е характерно диференциално въртене, ефект за първи път забелязан от Джовани Доменико Касини през 1690 г. Едно пълно завъртане на атмосферата в полярните зони е с около 5 минути по-дълго от това в екваториалните зони. Също така облачните пояси на Юпитер на различни височини се придвижват в различни посоки в зависимост от преобладаващите ветрове. Взаимодействията между тези циркулационни пояси пораждат бури и различни видове турболентност, като скоростта на ветровете достига до 600 km/h. Голямото червено петно е особено интензивна буря.
Единственият досега космически апарат, директно изследвал атмосферата на Юпитер, е спускаемият модул на Галилео.
Пръстени
Юпитер има бледи пръстени, съставени от прахообразни частици попаднали в орбита вследствие на сблъсъци на метеорити с нейните спътници. Основният пръстен съдържа „прах“ на спътниците Адрастея и Метис. Два ефирни пръстена с материал от Тива и Амалтея обграждат основния. Съществува и още един изключително тънък и отдалечен пръстен с ретроградно движение, за който се предполага, че е прихванат междупланетен прах.
Магнитосфера
Юпитер има голяма и мощна магнитосфера — ако тя се виждаше с просто око от Земята, би изглеждала пет пъти по-голяма от диска на Луната. Магнитното поле прихваща множество частици в радиационните пояси на планетата и струи газ изтригващ от Йо в тороидна орбита около Юпитер. Магнитосферата на планетата е най-голямата структура в Слънчевата система.
Апаратите от мисията Пионер показват, че магнитното поле на Юпитер е 10 пъти по-мощно от земното и съдържа 20 000 пъти повече енергия. Бордните инструменти показват, че северния магнитен полюс почти съвпада с южния географски полюс на планетата с отклонение от 11 градуса и отместен от геометричния център по начин подобен на земното магнитно поле. Апаратите регистрират ударна вълна на разстояние от 26 милиона километра от Юпитер и магнитна опашка, простираща се отвъд орбитата на Сатурн.
Данните от измерванията показват, че ширината на магнитното поле откъм слънчевата страна на Юпитер е нестабилна и варира според интензивността на слънчевия вятър. Част от особено интензивните частици, откъснали се от магнитосферата на планетата, могат да достигнат чак до земната орбита. Регистрирани са високоенергийни протони в радиационния пояс на Юпитер и е установено наличието на електрически токове между Юпитер, Йо и някои други спътници.
Спътниците на Юпитер
За Юпитер се знае че има поне 63 естествени спътника. От тях 47 са с диаметър по-малък от 10 km и са открити след 1975 г. За хронология на техните откривания вижте хронология на естествени спътници.
Галилеевите луни
Орбитите на Йо, Европа и Ганимед са в резонанс на Лаплас; за всеки четири орбити на Йо Европа прави две, а Ганимед прави точно една. Този ефект разтегля техните орбити във форма на елипси. Приливните сили на Юпитер от друга страна се стремят да направят орбитите на неговите спътници по-близки до кръгови. Гравитацията на планетата разтяга спътниците в елипсоидна форма по-силно когато те са близко до него и им позволява да възстановят сферичната си форма когато са далече. Този цикли водят до нагряване във вътрешността спътниците, най-вече на Йо, известен със изключителната си вулканична активност, и в по-малка степен на Европа.
Класификация на спътниците
Преди време се е смятало, че спътниците на Юпитер са организирани в групи от четири, но скорошни открития на множество малки външни спътници усложняват това деление; сега се смята че съществуват шест основни групи:
Вътрешна група от четири малки спътника всеки с диматър по-малък от 200 km, с орбита по-близка от 200 000 km и инклинация най-много 0,5°.
Групата на галилееви луни, всички открити от Галилео Галилей, с орбита от 400 000 до 2 000 000 km.
Спътника Темисто е в самостоятелна група, с орбита между галилеевите луни и следващата група.
Групата на Хималия се състои от спътници с близки орбити между 11 и 12 милиона километра.
Групата на Карме се състои от спътници на средно разстояние от 23 404 000 km от Юпитер със средна инклинация от 165°.
Групата на Ананке няма точно установени граници; съдържа спътници на средно разстояние 21 276 000 km и средна инклинация 149°.
Групата на Пасифая е сравнително рядка и съдържа всички най-външни спътници.
Счита се че групите малки спътници имат общ произход, образувани вследствие на сблъсък между два или разпадане на голям спътник.
Изследване на Юпитер
Юпитер е известен още от древността поради високата си яркост. През 1610 г. Галилео Галилей открива четирите най-големи спътника, използвайки саморъчно направения си телескоп.
Юпитер е изследван от няколко апарата:
1.Програма Пионер - Пионер 10 се сближава с Юпитер през декември 1973 г., последван от Пионер 11 точно една година по-късно. Предадени са данни за магнитосферата на планетата и снимки с ниска разделителна способност.
2.Програма Вояджър - Снимка, направена от Вояджър 1 на 24 януари 1979 г. от повече от 40 милиона километра разстояние.Вояджър 1 се сближава с Юпитер през март 1979 г., последван от Вояджър 2 през юли същата година. Двата апарата предават изключително ценна информация за галилеевите луни, откриват пръстените на Юпитер и правят близки снимки на атмосферата на планетата.
3.Галилео - Апаратът „Галилео“ влиза в орбита около Юпитер през 1995 г. и спуска малка атмосферна сонда през юли същата година. Сондата навлиза на 150 km в атмосферата на планетата и събира данни в продължение на 58 минути преди да бъде смачкана от налягането ѝ. Основния апарат продължава да изследва планетата и галилеевите луни до 21 септември 2003 г., когато по план е спуснат в атмосферата на Юпитер със скорост от 50 km/s. Това действие е предприето с цел да се избегне каквато и да е възможност апаратът да се разбие на повърхността на някоя от галилеевите луни и евентуално да я зарази със земни микроби.
Апаратът наблюдава отблизо сблъсъка на кометата Шумейкър-Леви 9 с Юпитер през 1994 г.
4.Касини-Хюйгенс - През 2000 г. апаратът Касини-Хюйгенс посещава Юпитер на път за Сатурн и предава най-детайлните снимки, правени някога на планетата.
5.Нови Хоризонти - През 2007 г. Юпитер беше посетен за кратко от мисията „Нови Хоризонти“, чиято основна цел е да изследва Плутон и обектите от пояса на Кайпер. „Нови хоризонти“ направи снимки на Европа, Йо и Малкото червено петно на Юпитер и освен това изследва магнитната опашка на планетата.
Бъдещи мисии
USA:
1.Джуно - Изтрелването ще се извърши през 2010г.Пристигане 2016г. Тип на мисията " орбитален апарат " .
2.Europa Geophysical Explorer - Изстрелване 2015г.Типа на мисията " орбитален апарат ", Ще се изследва геологията на Европа и ще се търсят места за приземяване на бъдещи апарати .
3.Облитане на Юпитер със сонди - Изстрелване през 2020г. Тип на мисията " облитане " . Но е Възможно да отпадне,защото и Джуно би могъл да извърши нужните изследвания.
4.Europa Astrobiology Lander - Изстрелване най рано през 2035г. Тип на мисията Спускаем апарат.
Сблъсъци с комети
Сблъсък на комета с повърхността на Юпитер. Тъмните облаци, породени от удара, са по-големи от Земята.През периода 16 юли–22 юли 1994 г. над 20 фрагмента от кометата Шумейкър-Леви 9 навлизат в южната част на атмосферата на Юпитер. Това е първото директно наблюдение на сблъсък между два обекта в Слънчевата система. Вероятно поради голямата си маса и разположението си във вътрешната част на Слънчевата система Юпитер търпи най-много сблъсъци с комети сред всички други планети.
Снимки на Юпитер
Планетите в Слънчевата система
Юпитер е петата по отдалеченост от слънцето планета и първата по близост планета-гигант. По обем Юпитер е два пъти по-голям от всички останали планети в Слънчевата система, взети заедно, а масата му съставлява 2/3 от тяхната обща маса. В сравнение със Земята той е 11 пъти по-голям по диаметър, 1300 пъти по-голям по обем 318 пъти по-голям по маса. Плътността му обаче е само около 1,33g/cm^3 за сведение земната плътност е 5.5 g/cm^3
Юпитер обикаля около слънцето на 5 пъти по-голямо разстояние от Земята. Една обиколка по орбитата си Юпитер извършва за почти 12 земни години. Около оста си той се завърта за 9h 35m, като екваториалните му части се движат по-бързо от околополюсните. Това показва, че за разлика от планетите от земната група Юпитер няма твърда повърхност.
От Земята върху Юпитер се виждат успоредни на екватора тъмночервени ивици, а между тях – по-светли зони.
Юпитер има сравнително малко скално ядро, заобиколено от слоеве (от вътре навън) метализиран водород, течен водород и газообразен водород. Преходите между слоевете са плавни.
Юпитер не се върти като твърдо тяло. Спрямо главния мередиан на Юпитер, екваториалната зона извършва пълно завъртане средно всеки 9 часа 50 минути и 30,003 секунди (по дефиниция средната скорост на въртене е 877,90°/ден), известна още като Система I.
Система II включва всички ширини без Система I. Всички елементи от повърхността на планетата в тези райони (в това число и Голямо червено петно) извършват едно завъртане средно всеки 9 часа 55 минути и 40,632 секунди (по дефиниция 870,27°/ден).
Най- интересно е голямото червено петно, което мени своята големин, яркост и положение върху диска на планетата, но никога не изчесва.То представлява гигантски атмосферен вихър,, чиято температура е с няколко градуса по-ниска от температурата на околната среда. За червения цвят на петното допринася и намиращото се в него газообразно съединение на фосфора с водорода, наречено фосфин.Размерите на петното са около 3/4 от тези на земята.
Атмосферата на Юпитер се състои от приблизително 86% водород и 14% хелий по брой атоми и 75% водород, 24% хелий и 1% други примеси по маса. Атмосферата съдържа следи от метан, водна пара, амоняк и скални примеси както и минимални количества въглерод, етан, сероводород, неон, кислород, фосфин и сяра. Най-външният слой на атмосферата съдържа кристали замръзнал амоняк.
Атмосферното съдържание е много близо до първичната слънчева мъглявина. Сатурн има подобен състав, но Уран и Нептун имат много по-малко водород и хелий.
За горните слоеве на атмосферата на Юпитер е характерно диференциално въртене, ефект за първи път забелязан от Джовани Доменико Касини през 1690 г. Едно пълно завъртане на атмосферата в полярните зони е с около 5 минути по-дълго от това в екваториалните зони. Също така облачните пояси на Юпитер на различни височини се придвижват в различни посоки в зависимост от преобладаващите ветрове. Взаимодействията между тези циркулационни пояси пораждат бури и различни видове турболентност, като скоростта на ветровете достига до 600 km/h. Голямото червено петно е особено интензивна буря.
Единственият досега космически апарат, директно изследвал атмосферата на Юпитер, е спускаемият модул на Галилео.
Юпитер има бледи пръстени, съставени от прахообразни частици попаднали в орбита вследствие на сблъсъци на метеорити с нейните спътници. Основният пръстен съдържа „прах“ на спътниците Адрастея и Метис. Два ефирни пръстена с материал от Тива и Амалтея обграждат основния. Съществува и още един изключително тънък и отдалечен пръстен с ретроградно движение, за който се предполага, че е прихванат междупланетен прах.
Юпитер има голяма и мощна магнитосфера — ако тя се виждаше с просто око от Земята, би изглеждала пет пъти по-голяма от диска на Луната. Магнитното поле прихваща множество частици в радиационните пояси на планетата и струи газ изтригващ от Йо в тороидна орбита около Юпитер. Магнитосферата на планетата е най-голямата структура в Слънчевата система.
Апаратите от мисията Пионер показват, че магнитното поле на Юпитер е 10 пъти по-мощно от земното и съдържа 20 000 пъти повече енергия. Бордните инструменти показват, че северния магнитен полюс почти съвпада с южния географски полюс на планетата с отклонение от 11 градуса и отместен от геометричния център по начин подобен на земното магнитно поле. Апаратите регистрират ударна вълна на разстояние от 26 милиона километра от Юпитер и магнитна опашка, простираща се отвъд орбитата на Сатурн.
Данните от измерванията показват, че ширината на магнитното поле откъм слънчевата страна на Юпитер е нестабилна и варира според интензивността на слънчевия вятър. Част от особено интензивните частици, откъснали се от магнитосферата на планетата, могат да достигнат чак до земната орбита. Регистрирани са високоенергийни протони в радиационния пояс на Юпитер и е установено наличието на електрически токове между Юпитер, Йо и някои други спътници.
За Юпитер се знае че има поне 63 естествени спътника. От тях 47 са с диаметър по-малък от 10 km и са открити след 1975 г. За хронология на техните откривания вижте хронология на естествени спътници.
Орбитите на Йо, Европа и Ганимед са в резонанс на Лаплас; за всеки четири орбити на Йо Европа прави две, а Ганимед прави точно една. Този ефект разтегля техните орбити във форма на елипси. Приливните сили на Юпитер от друга страна се стремят да направят орбитите на неговите спътници по-близки до кръгови. Гравитацията на планетата разтяга спътниците в елипсоидна форма по-силно когато те са близко до него и им позволява да възстановят сферичната си форма когато са далече. Този цикли водят до нагряване във вътрешността спътниците, най-вече на Йо, известен със изключителната си вулканична активност, и в по-малка степен на Европа.
Преди време се е смятало, че спътниците на Юпитер са организирани в групи от четири, но скорошни открития на множество малки външни спътници усложняват това деление; сега се смята че съществуват шест основни групи:
Вътрешна група от четири малки спътника всеки с диматър по-малък от 200 km, с орбита по-близка от 200 000 km и инклинация най-много 0,5°.
Групата на галилееви луни, всички открити от Галилео Галилей, с орбита от 400 000 до 2 000 000 km.
Спътника Темисто е в самостоятелна група, с орбита между галилеевите луни и следващата група.
Групата на Хималия се състои от спътници с близки орбити между 11 и 12 милиона километра.
Групата на Карме се състои от спътници на средно разстояние от 23 404 000 km от Юпитер със средна инклинация от 165°.
Групата на Ананке няма точно установени граници; съдържа спътници на средно разстояние 21 276 000 km и средна инклинация 149°.
Групата на Пасифая е сравнително рядка и съдържа всички най-външни спътници.
Счита се че групите малки спътници имат общ произход, образувани вследствие на сблъсък между два или разпадане на голям спътник.
Юпитер е известен още от древността поради високата си яркост. През 1610 г. Галилео Галилей открива четирите най-големи спътника, използвайки саморъчно направения си телескоп.
Юпитер е изследван от няколко апарата:
1.Програма Пионер - Пионер 10 се сближава с Юпитер през декември 1973 г., последван от Пионер 11 точно една година по-късно. Предадени са данни за магнитосферата на планетата и снимки с ниска разделителна способност.
2.Програма Вояджър - Снимка, направена от Вояджър 1 на 24 януари 1979 г. от повече от 40 милиона километра разстояние.Вояджър 1 се сближава с Юпитер през март 1979 г., последван от Вояджър 2 през юли същата година. Двата апарата предават изключително ценна информация за галилеевите луни, откриват пръстените на Юпитер и правят близки снимки на атмосферата на планетата.
3.Галилео - Апаратът „Галилео“ влиза в орбита около Юпитер през 1995 г. и спуска малка атмосферна сонда през юли същата година. Сондата навлиза на 150 km в атмосферата на планетата и събира данни в продължение на 58 минути преди да бъде смачкана от налягането ѝ. Основния апарат продължава да изследва планетата и галилеевите луни до 21 септември 2003 г., когато по план е спуснат в атмосферата на Юпитер със скорост от 50 km/s. Това действие е предприето с цел да се избегне каквато и да е възможност апаратът да се разбие на повърхността на някоя от галилеевите луни и евентуално да я зарази със земни микроби.
Апаратът наблюдава отблизо сблъсъка на кометата Шумейкър-Леви 9 с Юпитер през 1994 г.
4.Касини-Хюйгенс - През 2000 г. апаратът Касини-Хюйгенс посещава Юпитер на път за Сатурн и предава най-детайлните снимки, правени някога на планетата.
5.Нови Хоризонти - През 2007 г. Юпитер беше посетен за кратко от мисията „Нови Хоризонти“, чиято основна цел е да изследва Плутон и обектите от пояса на Кайпер. „Нови хоризонти“ направи снимки на Европа, Йо и Малкото червено петно на Юпитер и освен това изследва магнитната опашка на планетата.
USA:
1.Джуно - Изтрелването ще се извърши през 2010г.Пристигане 2016г. Тип на мисията " орбитален апарат " .
2.Europa Geophysical Explorer - Изстрелване 2015г.Типа на мисията " орбитален апарат ", Ще се изследва геологията на Европа и ще се търсят места за приземяване на бъдещи апарати .
3.Облитане на Юпитер със сонди - Изстрелване през 2020г. Тип на мисията " облитане " . Но е Възможно да отпадне,защото и Джуно би могъл да извърши нужните изследвания.
4.Europa Astrobiology Lander - Изстрелване най рано през 2035г. Тип на мисията Спускаем апарат.
Сблъсък на комета с повърхността на Юпитер. Тъмните облаци, породени от удара, са по-големи от Земята.През периода 16 юли–22 юли 1994 г. над 20 фрагмента от кометата Шумейкър-Леви 9 навлизат в южната част на атмосферата на Юпитер. Това е първото директно наблюдение на сблъсък между два обекта в Слънчевата система. Вероятно поради голямата си маса и разположението си във вътрешната част на Слънчевата система Юпитер търпи най-много сблъсъци с комети сред всички други планети.
Снимки на Юпитер
Планетите в Слънчевата система
Марс
Марс е четвъртата по отдалеченост от Слънцето планета. Тя е последната планета от земната група.
Марс е наричан още „Червената планета“. Марс има два естествени спътника: Фобос и Деймос, които са малки по размери, с неправилна форма и за които се счита, че са прихванати от гравитацията на планетата астероиди. Символът на планетата е стилизирано изображение на щита и копието на Марс (♂).
Марс е земеподобна планета с рядка атмосфера и повърхност едновременно напомняща за ударните кратери на Луната и за вулканите, пустините, долините и полярните шапки на Земята. На Марс се намира най-високия връх в Слънчевата система - Олимп. В допълнение към географските му особености е и периода на завъртане и сезонните цикли, които са много подобни на Земните.
След първото прелитане край планетата, направено от Маринър 4 през 1965 г. се предполага, че на повърхността на Марс има вода. От всички земеподобни планети, Марс е най-вероятното място, където може да се открие вода или дори живот.
В момента около планетата обикалят три космически апарата: Марс Одисей, Марс експрес и Марс Риконисънс Орбитър. Това е повече от всяка друга планета в Слънчевата система, с изключение на Земята. Повърхността на планетата приютява два марсохода от програмата Марс експлорейшън ровър (Спирит и Опъртюнити). Откритията направени от тези апарати и от изпратените преди говорят, че на планетата някога е имало водна покривка. Наблюденията сочат, че има малки гейзероподобни потоци, който нарязват повърхността.Наблюдения направени от апаратът на НАСА Марс глобъл сървейър дават доказателства, че части от южната полярна шапка са намалели.
Една обиколка по орбитата си Марс прави за близо две земни години.Денонощието на Марс е с около 40мин.по продължително от земното.Неговата ос е наклонена спрямо равнината на орбитата му почти колкото земната ос към равнината на еклиптиката.Както на Замята така и на Марс има сезони, но те са 2 пъти по продължителни от земните.Тя е около 2 пъти по малка от замята , нейната маса е 10 пъти по малка от земната,средната и плътност също е по малка -3,96 g/см^3,гравитационното ускорение на повърхността и е 3,71 m/s^2.Марс е средно 1,5 пъти по отдалечена от Слънцето, от колкото земята затова до повърхността и достигат 40% от енергията ,която достига до земята.Това прави климата на Марс много суров средната температура е -87 C,като през денонощието силно се изменя като на екватора достига най-много 17 C. Особено студено е на полюсите (до-130 С)При такива условия замръзва не само водата но и въглеродния диоксид.
На вид Марс е червеникаво-кафяв. Общата му повърхност е почти толкова голяма, колкото общата площ на земните континенти, а масата му е 10 пъти по-малка от земната.Денят на Марс е с продължителност, близка до тази на земния — 24 часа, 39 минути и 35,244 секунди.
Атмосфера
Атмосферата на Марс е изключително рядка: повърхностното ѝ налягане е едва 750 паскала (0,75% или 133 пъти по-малко от това на земното морско равнище). Тя се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи от кислород и вода. През 2003 г. по време на наблюдения от Земята е открит и метан — потвърдено през март 2004 г. от апарата Марс експрес.
Метанът е нестабилен газ.Разгражда се под действието на слънчевото лъчение и някои химически вещества. Поради това наличието му сочи, че съществува или в недалечното минало е имало механизъм за неговото отделяне, вероятно намиращ се на повърхността на планетата. Засега се счита, че газът е с вулканичен произход или е попаднал на повърхността вследствие от сблъсъци с комети. Учените не изключват възможността той да е продукт на жизнената дейност на метаногенни организми, но за това няма достатъчно доказателства. Метанът е разпределен неравномерно в атмосферата под формата на облаци, което показва, че бива сравнително бързо разграждан и отделян. Планират се допълнителни изследвания с цел доказване произхода на метана чрез „съпътстващи газове“: етан в случай на биологични дейности и серен диоксид, сочещ вулканизъм.
За атмосферата на Марс е характерна циркулация на водните пари от единия полюс до другия в зависимост от сезоните на планетата. Тя поражда типично земни атмосферни явления като скреж и переста облачност.
Топография
Топографията на северното и южно полукълбо на Марс се различава значително. В северното полукълбо преобладават равнини, оформени под въздействието на потоци от лава, а в южното — високи плата, покрити с астероидни кратери. Гледани от Земята, северните равнини на планетата са покрити с марсиански прах и изглеждат бледи. За разлика от тях червените планини и плата на юг са наситени с железен оксид, придаващ характерния им цвят. В миналото за тях се е смятало, че са континенти и са им дадени подходящи за целта имена, като Арабия Тера („Арабска Земя“) и Амазонис Планиция („Амазонска равнина“). За тъмните райони от повърхността като Маре Еритреум, Маре Сиренум и Ауроре Синус се е смятало, че са морета. Най-тъмната част от повърхността на планетата, гледана от Земята, е Сиртис Майор.
Топографска карта на повърхността на Марс (НАСА/JPL-Калифорнийски технологичен институт). Виждат се вулканите на платото Тарсис на запад от планината Олимп, „Долината на Маринър“ на изток от „платото Тарсис“ и "Гръцкия басейн" в южното покукълбо.Полярните шапки на Марс съдържат замръзнала вода и въглероден диоксид. Диоксидът е под формата на сух лед и се топи през марсианското лято, разкривайки повърхността на планетата.Замръзва отново през марсианската зима. На Марс е разположен най-високият вулкан в Слънчевата система — щитовидният Олимп , висок 27 km. Вулканът е неактивен, намира се в обширната равнина Тарсис, която съдържа няколко други вулкана. На Марс се намира и най-големият каньон в Слънчевата система — Валес Маринерис („Долината на Маринър“). Той е дълъг около 4 000 km и дълбок 7 km. Повърхността на планетата е осеяна с множество метеоритни кратери, най-големият от които е Хелас Планиция с покривка от светлочервен пясък.
Работната група по планетарна номенклатура към Международния астрономически съюз определя именуването на обектите по повърхността на Марс.
Тъй като Марс няма морета и океани, дефиниращи морското равнище, както на Земята, за височина 0 m се приема равнището, отговарящо на налягане от 610,5 Pa (6,105 mbar) (0,6% от налягането на земното морско равнище) при температура от 273,01 K (температура на тройната точка на водата).За нулев меридиан на Марс е избран меридианът, преминаващ през малкия кратер Аири-0, намиращ се в Меридианния залив.
Геология
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
Микроскопични скални форми, показващи предишно наличие на вода, снимани от марсохода ОпъртюнитиНаблюдения на магнитното поле на Марс, извършени от апарата Марс глобъл сървейър сочат, че част от кората на планетата е магнетизирана на ивици с променлива полярност, широки около 150 km и дълги около 1000 km по начин, подобен на земните океански дъна. Според теория, публикувана през 1999 г., тези ивици показват наличието на активна геология в миналото на Марс. Ако тя е правилна, това би направило възможно съществуването на атмосфера от земен тип чрез осъществяване на въглеродния кръговрат и би потвърдило наличието на силно магнитно поле, защитаващо атмосферата от космическите и слънчевите лъчения.Дебелината на кората на Марс е около 50 km, а на места достига до 125 km.За сравнение дебелината на кората на Земята е 40 km.
Сред най-интересните находки на марсохода Опъртюнити са хематитите на повърхността на планетата: сферични тела с размери от няколко милиметра, намиращи се в областта Меридианната равнина. За тях се счита, че са се формирали на дъното на древните океани преди милиарди години. Открити са и минерали, съдържащи съединения на сяра, желязо и бром. Все по-широко прието в научните среди е схващането, че в миналото в областта Меридианната равнина е имало вода,която се е просмуквала в повърхностните слоеве на кората.Следователно на Марс е имало благоприятни условия поне за известно време за появата и развитието на живот. Марсоходът Спирит от друга страна също открива наличие на минерали, чието формиране може да се обясни само с наличието на течна вода.
Район на северния полюс със снежна шапка. (НАСА/JPL-Калифорнийски технологичен институт)През 1996 г. група изследователи на метеорита ALH84001, за който се счита че произхожда от повърхността на Марс, изнесоха доклад в който се описват структури приличащи на микровкаменелости образувани вследствие на жизнена дейност. Оценките на доклада обаче са противоречиви и сред научните среди липсва консенсус относно интерпретацията на резултатите.
Канали
В миналото, поради убедеността си, че на Марс има живот, някои астрономи създават карти на повърхността му на които отбелязват множество „канали“ — линейни структури, за които се е смятало че са плод на марсианска цивилизация. За картографирането на каналите допринася американския астроном Пърсивал Ловел, който също предполага, че промяната в облика на дадени части от повърхността на планетата е следствие от наличието на растения — източник на вдъхновение за поколения писатели-фантасти. За линейните структури е установено, че са плод на въображението на наблюдателите, или в най-добрия случай — пресъхнали корита на древни марсиански реки. Променящите се цветове на повърхността са следствие на бушуващи обширни пясъчни бури.
Спутниците на Марс
Фобос
Фобос е открит от американския астроном Асаф Хал на 18 август 1877 г. във Военоморската обсерватория в гр. Вашингтон, САЩ в 21:14 часа по Гринуич.Асаф Хал открива също Деймос, другия спътник на Марс.
Имената на спътниците са предложени от Хенри Мадан (1838–1901), директор на науките в Етонския колеж. Той ги избира от Илиада, песен XV, където Арес призовава Ужас (Деймос) и Страх (Фобос).
Фобос е сниман за първи път от близо от американските апарати Маринър 9 през 1971 г. и Викинг 1 през 1977 г., съветския Фобос 2 през 1988 г. и американския Марс глобъл сървейър през 1998 и 2003 г.
За Фобос е характерно синхронното въртене — той винаги е обърнат с една и съща страна към Марс. Намира се на подстационарна орбита, извършвайки една орбита по-бързо от времетраенето на деня на планетата. Поради тази причина наблюдаван от повърхността на Марс, Фобос изгрява от Запад, за около 4 часа и 15 минути се придвижва на изток през небосвода и залязва на източния хоризонт. За един марсиански ден Фобос изгрява и залязва средно два пъти (през 11 часа и 6 минути). Поради близостта му до планетата Фобос не може да се наблюдава на ширини по-големи от 70,4°.
Ниската орбита на Фобос предопределя неговото разрушение в даден момент в бъдещето. Приливните сили на Марс снижават неговата орбита с около 1,8 сантиметра на година. След около 50 милиона години Фобос или ще падне на повърхността на Марс или ще се разпръсне в планетарен пръстен, когато премине границата на Роше, намираща се на 8400 km от центъра на Марс. За подробен анализ виж тази статия. Поради неправилната си форма гравитацията на Фобос се изменя в рамките на 210%, а при добавяне и на приливните сили на Марс — в рамките на 450%.
Гледан от Фобос, Марс изглежда 80 пъти по-голям на диаметър от Луната при пълнолуние, заемайки 1/4 от небосвода, и 2500 пъти по-ярък от нея при пълнолуние.
Преход на Фобос гледан от повърхността на Марс, заснет от марсохода OpportunityНаблюдаван от марсианския екватор, Фобос има видим диаметър приблизително равен на 1/3 от лунния. Наблюдатели на по-големи ширини (но по-малки от 70,4°) ще наблюдават по-малък видим диаметър поради увеличеното разстояние до Фобос. Големината на Фобос по времето на прехода му през небосвода от запад на изток се изменя в рамките на 45% поради приближаването и отдалечаването му от наблюдателя на повърхността. Ъгловият диаметър на Фобос е около 0,14° непосредствено след изгрев и непосредствено преди залез и 0,20° в зенит. За сравнение ъгловият диаметър на Слънцето е 0,35°.
Фобос на близка орбита около МарсФобос има ниско албедо и най-вероятно е C-клас астероид прихванат от гравитацията на Марс. Съставът му е подобен на богатите на въглерод C-клас астероиди в астероидния пояс. Марсианските луни са продълговати, тъй като не им достига гравитация, която да ги направи кръгли. Плътността на спътника обаче е твърде малка, за да бъда съставен изцяло от скали. Съветският апарат Фобос 2 разкри източник на газ на повърхността на спътника (най-вероятно водна пара) но за съжаление апаратът претърпя повреда и не довърши наблюденията си. Скорошни снимки от Марс Глобъл Сървейър показват че Фобос е покрит със слой от фин прах дебел около 1 метър, подобен на реголита на Луната.
Повърхността на Фобос е осеяна с множество кратери. Най-големият от тях е кратерът Стикни — моминското име на съпругата на Асаф Хал. Подобно на сатурновия спътник Мимас, сблъсъкът, породил кратера, почти е разрушил Фобос. На повърхността му се наблюдават пукнатини вероятно причинени от сблъсъка. Размерите на Фобос са 27 × 21,6 × 18,8 km.
Деймос
Деймос (от старогръцки Δείμος, ужас) е по-малкия и по-отдалечен от спътниците на Марс. Носи името на бога на ужаса от древногръцката митология Деймос, син на бога на войната Арес.
Деймос е открит от американския астроном Асаф Хал на 12 август 1877 г., около 07:48 часа по гринуич.Хал открил и другият спътник Фобос по същото време.
Имената на спътниците са предложени от Хенри Мейдън (1838–1901), директор на науките в Етонския колеж. Той ги взима от Илиада песен XV, където Арес призовава Ужас (Деймос) и Страх (Фобос).
За Деймос се смята че е астероид който под въздействието на Юпитер се е отклонил към вътрешната част на Слънчевата система и е бил заловен от гравитационното поле на Марс. Неговата форма е неправилна — размерите му са приблизително 15×12×10 km. Спътникът е съставен от богата на въглерод скала, подобна по състав на C-тип астероид, и лед. На повърхността му се намират кратери, но като цяло повърхността му е загладена порад наличието на реголит, частично запълващ кратерите.
Гледан от Деймос Марс има около 30 пъти по-голям видим диаметър от Луната при пълнолуние и е около 400 пъти по-ярък, заемайки 1/11 от небосвода.
Пасаж на Деймос гледан от повърхността на Марс, заснет от марсохода OpportunityГледан от Марс, Деймос има ъглов диаметър от 2,5' и би приличал на бързодвижеща се звезда.Най-голямата му яркост е сравнима с тази на Венера наблюдавана от Земята и имаща ъглов диаметър от 1'; при първата си или последната си четвърт спътникът бе изглеждал ярък колкото Вега.
За разлика от Фобос, Деймос се намира на над-стационарна орбита и изгрява от изток и залязва на запад. Поради сравнително близкия орбитален период на Деймос (30,5 часа) и периода на завъртане на Марс (24,5 часа) между две последователни изгрявания и залязвания на спътника изминиват средно 2,7 дни (гледани от екватора). Поради сравнително ниската орбита на Деймос той не може да бъде наблюдаван на ширини по-големи от 82,7°.
Изследване
Снимка на повърхността на Марс, направена от спускаемия модул на Викинг 1Марс е изследван от автоматични апарати, между които орбитални модули, спускателни модули и марсоходи, изпратени от космическите програми на СССР, САЩ, Европа и Япония с цел изучаване повърхността, климата и географията на планетата.
Приблизително 2/3 от всички мисии обаче завършват с повреда преди да приключат (а някои дори преди да започнат) планираните задачи. За някои от мисиите са известни точните технически проблеми довели до неизправностите, но за останалата част те остават загадка. В научно-техническите среди шеговито се говори за Бермудски триъгълник намиращ се между орбитите на Земята и Марс.
Предишни мисии
За най-успешни мисии се считат американските програми Маринър, Викинг, Марс глобъл сървейър, Патфайндър и Марс Одисей. Марс глобъл сървейър предоставя снимки от повърхността на планетата, показващи наличието на пресъхнали речни корита, които сочат наличието в миналото на водни източници близко до повърхността. Марс Одисей пък открива големи залежи на лед на дълбочина до 3 m в северната полярна шапка на планетата.
Първата успешна мисия до Марс е тази на Маринър 4, изстрелян през 1964 г. Първите обекти, успешно приземили се на повърхността на планетата са съветските сонди Марс 2 и Марс 3 от програма Марс. Изстреляни са през 1971 г., като връзката с двата апарата се губи секунди след приземяването на Марс. През 1975 г. НАСА изстрелва две сонди по програма Викинг. Програмата включва два летателни апарата и две спускаеми сонди, които се приземяват на планетата през 1976 г. Сондите правят първите цветни снимки на Марс и картографират повърхността на планетата толкова добре, че и сега тези снимки се използват. Съветските сонди Фобос 1 и 2 са изстреляни през 1988 г. за да изучават Марс и неговите естествени спътници. Фобос 1 изгубва връзка със Земята още по пътя към червената планета, а Фобос 2 успешно фотографира Марс и Фобос, но се проваля малко преди да изпрати двата спускаеми апарата към повърхността на Фобос.
Сегашни мисии
Марс експлорейшън ровър на повърхността на МарсПрез 2001 г. НАСА успешно изстрелва Марс Одисей, който все още е в орбита към началото на 2008 г. Спектрометърът за гама-лъчи е засекъл значителни количества от водород и на реголит. Водородът се съдържа основно в ледовете по повърхността на планетата.
През 2003 г. ЕКА изстрелва Марс експрес, състоящ се oт орбитален (Марс експрес орбитър) и спускаем модул (Бийгъл 2). Орбиталният модул потвърждава наличието на запаси от замръзнала вода на южния полюс на планетата. За съжаление контактът със спускаемия модул е загубен малко преди кацането му на повърхността през декември 2003 г. счита се, че той се е разбил поради техническа неизправност.В началото на 2004 г. екипът работещ по мисията съобщава, че е открит метан в атмосферата на Марс, а ЕКА оповестява, че е открила полярно сияние на Марс през юни 2006 г.
През 2003 г. НАСА изстрелва марсоходите близнаци Спирит (Дух) носещ означението MER-A и Опъртюнити (Възможност) носещ означението MER-B по програмата Марс експлорейшън ровър. Двата марсохода достигнаха успешно до повърхността на планетата през януари 2004 г. и към март 2005 г. запазват почти пълната си функционалност, надхвърлили многократно очакванията на НАСА за надеждност от порядъка на 3 месеца. Досега двата марсохода са открили ценни доказателства за наличието на вода на повърхността на Марс в миналото. Следващият апарат, който се приземи на планетата е Феникс. Той беше изстрелян на 4 август 2007 Приземи се успешно в Северния полярен регион на 25 май 2008 г. Феникс притежава роботизирана ръка дълга 2.5 m, с която може да копае в марсианската почва. Апаратът се намира в район, за който се смята, че почвата е с дебелина около 30 cm и той ще може да я загребва. Освен това притежава микроскопична камера, която може да анализира проби с дебелина 1/1000 от човешкия косъм.
Сближаване през 2003
Ротацията на Марс видяна през малък телескоп през 2003 г.На 27 август 2003 г. 9:51:13 по Гринуич разстоянието от Марс до Земята беше най-малкото от 60 000 години насам: 55 758 006 km поради факта, че планетата се намираше на един ден разстояние от постигане на опозиция и на три дни от перихелий. За 2287 г. се очаква още по-близък подход. Тези максимални сближавания на Марс и Земята са незначително по-големи от сближаванията с период от 284 г., за последното от които на 22 август 1924 г. разстоянието е 0,37284 АЕ, сравнено с 0,37271 АЕ на 27 август 2003 г. и очаквани 0,37278 АЕ на 24 август 2208 г.
Пасаж на Земята гледана от Марс ще се наблюдава на 10 ноември 2084 г. На този ден Слънцето, Земята и Марс ще лежат на една права. Ъгловият диаметър на Деймос, гледан от повърхността на Марс, е достатъчно малък, за да се наричат неговите закривания на Слънцето пасажи, а не затъмнения, както тези на Фобос.
Живот на Марс
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
Съществуват доказателства, че в миналото Марс е бил значително по-подходящ за развитието на живот, отколкото в наши дни. Но отговор на въпроса, дали Марс е бил обитаван от организми и дали е обитаван сега, все още няма. Спускаемите модули Викинг провеждат изследвания с цел откриването на биологични процеси, но резултатите не са категорични. За метана в атмосферата на планетата също се счита, че по-вероятно е в резултат на небиологични процеси.
Марсиански метеорити
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
За няколко метеорита, открити на земната повърхност е известно, че произхождат от Марс. На два от тях са открити признаци на бактериална дейност в далечното минало. На 6 август 1996 г. изданието Солър Систем Рисърч в броя си от март 2004 оповестява, че Кайдунския метеорит, намерен в Йемен, вероятно произхожда от Фобос.
На 14 април 2004 г. НАСА обявява, че скалата наречена „Баунс“ има същото химическо съдържание, Намерена е в Антарктика през 1979 г. Възможно е скалата да е била произхожда от същия кратер, който е изхвърлил и австралийския метеорит.
Марс и древните цивилизации
В Древен Египет планетата е наричана „Хор Червения“ заради наситения си цвят. Поради ретроградното въртене на планетата спрямо Земята (Земята се върти по-бързо около Слънцето отколкото Марс), древните египтяни са казвали, че тя „пътува в обратна посока“. В допълнение, името на град Кайро произлиза от „Ел-Кахира“, значещо „планетата Марс“ на арабски.
Интересно
Интересно е да се знае че на Марс се намира най-високата планина в цялата слънчева система – вулкана Никс Олимпика.Чието име в превод означава “Снеговете на Олимп”.Диаметърът на основата му е 600 km ,а височината му надвишава 27 km.
Също така с Марс е свързан и един от най-често задаваните въпроси :дали сме сами във вселената.Варианта да има живот на Марс започва да се обсъжда още през миналия век, когато италианския астроном Скиапарели открива на повърхността канали,предположението ,че каналите имат изкуствен произход т.е. са създадени от разумни същества предизвиква много голям интерес.На 7 август 1996г. в един метероид роден на Марс преди повече от 3,6 милиарда години, паднал на Земята преди 13 000 години и открит в Антрактида през 1984г., бе открита бактерия, което означава ,че има вероятност на Марс да е съществувала поне примитивна форма на живот.
Не забравяйте че на Марс има много силни ветрове духащи във всички посоки и най-вероятно е те да са сформирали така нареченото марсианско лице.
Има ли живот на Марс?
Снимки на Марс
Планетите в Слънчевата система
Марс е наричан още „Червената планета“. Марс има два естествени спътника: Фобос и Деймос, които са малки по размери, с неправилна форма и за които се счита, че са прихванати от гравитацията на планетата астероиди. Символът на планетата е стилизирано изображение на щита и копието на Марс (♂).
Марс е земеподобна планета с рядка атмосфера и повърхност едновременно напомняща за ударните кратери на Луната и за вулканите, пустините, долините и полярните шапки на Земята. На Марс се намира най-високия връх в Слънчевата система - Олимп. В допълнение към географските му особености е и периода на завъртане и сезонните цикли, които са много подобни на Земните.
След първото прелитане край планетата, направено от Маринър 4 през 1965 г. се предполага, че на повърхността на Марс има вода. От всички земеподобни планети, Марс е най-вероятното място, където може да се открие вода или дори живот.
В момента около планетата обикалят три космически апарата: Марс Одисей, Марс експрес и Марс Риконисънс Орбитър. Това е повече от всяка друга планета в Слънчевата система, с изключение на Земята. Повърхността на планетата приютява два марсохода от програмата Марс експлорейшън ровър (Спирит и Опъртюнити). Откритията направени от тези апарати и от изпратените преди говорят, че на планетата някога е имало водна покривка. Наблюденията сочат, че има малки гейзероподобни потоци, който нарязват повърхността.Наблюдения направени от апаратът на НАСА Марс глобъл сървейър дават доказателства, че части от южната полярна шапка са намалели.
Една обиколка по орбитата си Марс прави за близо две земни години.Денонощието на Марс е с около 40мин.по продължително от земното.Неговата ос е наклонена спрямо равнината на орбитата му почти колкото земната ос към равнината на еклиптиката.Както на Замята така и на Марс има сезони, но те са 2 пъти по продължителни от земните.Тя е около 2 пъти по малка от замята , нейната маса е 10 пъти по малка от земната,средната и плътност също е по малка -3,96 g/см^3,гравитационното ускорение на повърхността и е 3,71 m/s^2.Марс е средно 1,5 пъти по отдалечена от Слънцето, от колкото земята затова до повърхността и достигат 40% от енергията ,която достига до земята.Това прави климата на Марс много суров средната температура е -87 C,като през денонощието силно се изменя като на екватора достига най-много 17 C. Особено студено е на полюсите (до-130 С)При такива условия замръзва не само водата но и въглеродния диоксид.
На вид Марс е червеникаво-кафяв. Общата му повърхност е почти толкова голяма, колкото общата площ на земните континенти, а масата му е 10 пъти по-малка от земната.Денят на Марс е с продължителност, близка до тази на земния — 24 часа, 39 минути и 35,244 секунди.
Атмосферата на Марс е изключително рядка: повърхностното ѝ налягане е едва 750 паскала (0,75% или 133 пъти по-малко от това на земното морско равнище). Тя се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи от кислород и вода. През 2003 г. по време на наблюдения от Земята е открит и метан — потвърдено през март 2004 г. от апарата Марс експрес.
Метанът е нестабилен газ.Разгражда се под действието на слънчевото лъчение и някои химически вещества. Поради това наличието му сочи, че съществува или в недалечното минало е имало механизъм за неговото отделяне, вероятно намиращ се на повърхността на планетата. Засега се счита, че газът е с вулканичен произход или е попаднал на повърхността вследствие от сблъсъци с комети. Учените не изключват възможността той да е продукт на жизнената дейност на метаногенни организми, но за това няма достатъчно доказателства. Метанът е разпределен неравномерно в атмосферата под формата на облаци, което показва, че бива сравнително бързо разграждан и отделян. Планират се допълнителни изследвания с цел доказване произхода на метана чрез „съпътстващи газове“: етан в случай на биологични дейности и серен диоксид, сочещ вулканизъм.
За атмосферата на Марс е характерна циркулация на водните пари от единия полюс до другия в зависимост от сезоните на планетата. Тя поражда типично земни атмосферни явления като скреж и переста облачност.
Топографията на северното и южно полукълбо на Марс се различава значително. В северното полукълбо преобладават равнини, оформени под въздействието на потоци от лава, а в южното — високи плата, покрити с астероидни кратери. Гледани от Земята, северните равнини на планетата са покрити с марсиански прах и изглеждат бледи. За разлика от тях червените планини и плата на юг са наситени с железен оксид, придаващ характерния им цвят. В миналото за тях се е смятало, че са континенти и са им дадени подходящи за целта имена, като Арабия Тера („Арабска Земя“) и Амазонис Планиция („Амазонска равнина“). За тъмните райони от повърхността като Маре Еритреум, Маре Сиренум и Ауроре Синус се е смятало, че са морета. Най-тъмната част от повърхността на планетата, гледана от Земята, е Сиртис Майор.
Топографска карта на повърхността на Марс (НАСА/JPL-Калифорнийски технологичен институт). Виждат се вулканите на платото Тарсис на запад от планината Олимп, „Долината на Маринър“ на изток от „платото Тарсис“ и "Гръцкия басейн" в южното покукълбо.Полярните шапки на Марс съдържат замръзнала вода и въглероден диоксид. Диоксидът е под формата на сух лед и се топи през марсианското лято, разкривайки повърхността на планетата.Замръзва отново през марсианската зима. На Марс е разположен най-високият вулкан в Слънчевата система — щитовидният Олимп , висок 27 km. Вулканът е неактивен, намира се в обширната равнина Тарсис, която съдържа няколко други вулкана. На Марс се намира и най-големият каньон в Слънчевата система — Валес Маринерис („Долината на Маринър“). Той е дълъг около 4 000 km и дълбок 7 km. Повърхността на планетата е осеяна с множество метеоритни кратери, най-големият от които е Хелас Планиция с покривка от светлочервен пясък.
Работната група по планетарна номенклатура към Международния астрономически съюз определя именуването на обектите по повърхността на Марс.
Тъй като Марс няма морета и океани, дефиниращи морското равнище, както на Земята, за височина 0 m се приема равнището, отговарящо на налягане от 610,5 Pa (6,105 mbar) (0,6% от налягането на земното морско равнище) при температура от 273,01 K (температура на тройната точка на водата).За нулев меридиан на Марс е избран меридианът, преминаващ през малкия кратер Аири-0, намиращ се в Меридианния залив.
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
Микроскопични скални форми, показващи предишно наличие на вода, снимани от марсохода ОпъртюнитиНаблюдения на магнитното поле на Марс, извършени от апарата Марс глобъл сървейър сочат, че част от кората на планетата е магнетизирана на ивици с променлива полярност, широки около 150 km и дълги около 1000 km по начин, подобен на земните океански дъна. Според теория, публикувана през 1999 г., тези ивици показват наличието на активна геология в миналото на Марс. Ако тя е правилна, това би направило възможно съществуването на атмосфера от земен тип чрез осъществяване на въглеродния кръговрат и би потвърдило наличието на силно магнитно поле, защитаващо атмосферата от космическите и слънчевите лъчения.Дебелината на кората на Марс е около 50 km, а на места достига до 125 km.За сравнение дебелината на кората на Земята е 40 km.
Сред най-интересните находки на марсохода Опъртюнити са хематитите на повърхността на планетата: сферични тела с размери от няколко милиметра, намиращи се в областта Меридианната равнина. За тях се счита, че са се формирали на дъното на древните океани преди милиарди години. Открити са и минерали, съдържащи съединения на сяра, желязо и бром. Все по-широко прието в научните среди е схващането, че в миналото в областта Меридианната равнина е имало вода,която се е просмуквала в повърхностните слоеве на кората.Следователно на Марс е имало благоприятни условия поне за известно време за появата и развитието на живот. Марсоходът Спирит от друга страна също открива наличие на минерали, чието формиране може да се обясни само с наличието на течна вода.
Район на северния полюс със снежна шапка. (НАСА/JPL-Калифорнийски технологичен институт)През 1996 г. група изследователи на метеорита ALH84001, за който се счита че произхожда от повърхността на Марс, изнесоха доклад в който се описват структури приличащи на микровкаменелости образувани вследствие на жизнена дейност. Оценките на доклада обаче са противоречиви и сред научните среди липсва консенсус относно интерпретацията на резултатите.
В миналото, поради убедеността си, че на Марс има живот, някои астрономи създават карти на повърхността му на които отбелязват множество „канали“ — линейни структури, за които се е смятало че са плод на марсианска цивилизация. За картографирането на каналите допринася американския астроном Пърсивал Ловел, който също предполага, че промяната в облика на дадени части от повърхността на планетата е следствие от наличието на растения — източник на вдъхновение за поколения писатели-фантасти. За линейните структури е установено, че са плод на въображението на наблюдателите, или в най-добрия случай — пресъхнали корита на древни марсиански реки. Променящите се цветове на повърхността са следствие на бушуващи обширни пясъчни бури.
Фобос
Фобос е открит от американския астроном Асаф Хал на 18 август 1877 г. във Военоморската обсерватория в гр. Вашингтон, САЩ в 21:14 часа по Гринуич.Асаф Хал открива също Деймос, другия спътник на Марс.
Имената на спътниците са предложени от Хенри Мадан (1838–1901), директор на науките в Етонския колеж. Той ги избира от Илиада, песен XV, където Арес призовава Ужас (Деймос) и Страх (Фобос).
Фобос е сниман за първи път от близо от американските апарати Маринър 9 през 1971 г. и Викинг 1 през 1977 г., съветския Фобос 2 през 1988 г. и американския Марс глобъл сървейър през 1998 и 2003 г.
За Фобос е характерно синхронното въртене — той винаги е обърнат с една и съща страна към Марс. Намира се на подстационарна орбита, извършвайки една орбита по-бързо от времетраенето на деня на планетата. Поради тази причина наблюдаван от повърхността на Марс, Фобос изгрява от Запад, за около 4 часа и 15 минути се придвижва на изток през небосвода и залязва на източния хоризонт. За един марсиански ден Фобос изгрява и залязва средно два пъти (през 11 часа и 6 минути). Поради близостта му до планетата Фобос не може да се наблюдава на ширини по-големи от 70,4°.
Ниската орбита на Фобос предопределя неговото разрушение в даден момент в бъдещето. Приливните сили на Марс снижават неговата орбита с около 1,8 сантиметра на година. След около 50 милиона години Фобос или ще падне на повърхността на Марс или ще се разпръсне в планетарен пръстен, когато премине границата на Роше, намираща се на 8400 km от центъра на Марс. За подробен анализ виж тази статия. Поради неправилната си форма гравитацията на Фобос се изменя в рамките на 210%, а при добавяне и на приливните сили на Марс — в рамките на 450%.
Гледан от Фобос, Марс изглежда 80 пъти по-голям на диаметър от Луната при пълнолуние, заемайки 1/4 от небосвода, и 2500 пъти по-ярък от нея при пълнолуние.
Преход на Фобос гледан от повърхността на Марс, заснет от марсохода OpportunityНаблюдаван от марсианския екватор, Фобос има видим диаметър приблизително равен на 1/3 от лунния. Наблюдатели на по-големи ширини (но по-малки от 70,4°) ще наблюдават по-малък видим диаметър поради увеличеното разстояние до Фобос. Големината на Фобос по времето на прехода му през небосвода от запад на изток се изменя в рамките на 45% поради приближаването и отдалечаването му от наблюдателя на повърхността. Ъгловият диаметър на Фобос е около 0,14° непосредствено след изгрев и непосредствено преди залез и 0,20° в зенит. За сравнение ъгловият диаметър на Слънцето е 0,35°.
Фобос на близка орбита около МарсФобос има ниско албедо и най-вероятно е C-клас астероид прихванат от гравитацията на Марс. Съставът му е подобен на богатите на въглерод C-клас астероиди в астероидния пояс. Марсианските луни са продълговати, тъй като не им достига гравитация, която да ги направи кръгли. Плътността на спътника обаче е твърде малка, за да бъда съставен изцяло от скали. Съветският апарат Фобос 2 разкри източник на газ на повърхността на спътника (най-вероятно водна пара) но за съжаление апаратът претърпя повреда и не довърши наблюденията си. Скорошни снимки от Марс Глобъл Сървейър показват че Фобос е покрит със слой от фин прах дебел около 1 метър, подобен на реголита на Луната.
Повърхността на Фобос е осеяна с множество кратери. Най-големият от тях е кратерът Стикни — моминското име на съпругата на Асаф Хал. Подобно на сатурновия спътник Мимас, сблъсъкът, породил кратера, почти е разрушил Фобос. На повърхността му се наблюдават пукнатини вероятно причинени от сблъсъка. Размерите на Фобос са 27 × 21,6 × 18,8 km.
Деймос
Деймос (от старогръцки Δείμος, ужас) е по-малкия и по-отдалечен от спътниците на Марс. Носи името на бога на ужаса от древногръцката митология Деймос, син на бога на войната Арес.
Деймос е открит от американския астроном Асаф Хал на 12 август 1877 г., около 07:48 часа по гринуич.Хал открил и другият спътник Фобос по същото време.
Имената на спътниците са предложени от Хенри Мейдън (1838–1901), директор на науките в Етонския колеж. Той ги взима от Илиада песен XV, където Арес призовава Ужас (Деймос) и Страх (Фобос).
За Деймос се смята че е астероид който под въздействието на Юпитер се е отклонил към вътрешната част на Слънчевата система и е бил заловен от гравитационното поле на Марс. Неговата форма е неправилна — размерите му са приблизително 15×12×10 km. Спътникът е съставен от богата на въглерод скала, подобна по състав на C-тип астероид, и лед. На повърхността му се намират кратери, но като цяло повърхността му е загладена порад наличието на реголит, частично запълващ кратерите.
Гледан от Деймос Марс има около 30 пъти по-голям видим диаметър от Луната при пълнолуние и е около 400 пъти по-ярък, заемайки 1/11 от небосвода.
Пасаж на Деймос гледан от повърхността на Марс, заснет от марсохода OpportunityГледан от Марс, Деймос има ъглов диаметър от 2,5' и би приличал на бързодвижеща се звезда.Най-голямата му яркост е сравнима с тази на Венера наблюдавана от Земята и имаща ъглов диаметър от 1'; при първата си или последната си четвърт спътникът бе изглеждал ярък колкото Вега.
За разлика от Фобос, Деймос се намира на над-стационарна орбита и изгрява от изток и залязва на запад. Поради сравнително близкия орбитален период на Деймос (30,5 часа) и периода на завъртане на Марс (24,5 часа) между две последователни изгрявания и залязвания на спътника изминиват средно 2,7 дни (гледани от екватора). Поради сравнително ниската орбита на Деймос той не може да бъде наблюдаван на ширини по-големи от 82,7°.
Снимка на повърхността на Марс, направена от спускаемия модул на Викинг 1Марс е изследван от автоматични апарати, между които орбитални модули, спускателни модули и марсоходи, изпратени от космическите програми на СССР, САЩ, Европа и Япония с цел изучаване повърхността, климата и географията на планетата.
Приблизително 2/3 от всички мисии обаче завършват с повреда преди да приключат (а някои дори преди да започнат) планираните задачи. За някои от мисиите са известни точните технически проблеми довели до неизправностите, но за останалата част те остават загадка. В научно-техническите среди шеговито се говори за Бермудски триъгълник намиращ се между орбитите на Земята и Марс.
За най-успешни мисии се считат американските програми Маринър, Викинг, Марс глобъл сървейър, Патфайндър и Марс Одисей. Марс глобъл сървейър предоставя снимки от повърхността на планетата, показващи наличието на пресъхнали речни корита, които сочат наличието в миналото на водни източници близко до повърхността. Марс Одисей пък открива големи залежи на лед на дълбочина до 3 m в северната полярна шапка на планетата.
Първата успешна мисия до Марс е тази на Маринър 4, изстрелян през 1964 г. Първите обекти, успешно приземили се на повърхността на планетата са съветските сонди Марс 2 и Марс 3 от програма Марс. Изстреляни са през 1971 г., като връзката с двата апарата се губи секунди след приземяването на Марс. През 1975 г. НАСА изстрелва две сонди по програма Викинг. Програмата включва два летателни апарата и две спускаеми сонди, които се приземяват на планетата през 1976 г. Сондите правят първите цветни снимки на Марс и картографират повърхността на планетата толкова добре, че и сега тези снимки се използват. Съветските сонди Фобос 1 и 2 са изстреляни през 1988 г. за да изучават Марс и неговите естествени спътници. Фобос 1 изгубва връзка със Земята още по пътя към червената планета, а Фобос 2 успешно фотографира Марс и Фобос, но се проваля малко преди да изпрати двата спускаеми апарата към повърхността на Фобос.
Марс експлорейшън ровър на повърхността на МарсПрез 2001 г. НАСА успешно изстрелва Марс Одисей, който все още е в орбита към началото на 2008 г. Спектрометърът за гама-лъчи е засекъл значителни количества от водород и на реголит. Водородът се съдържа основно в ледовете по повърхността на планетата.
През 2003 г. ЕКА изстрелва Марс експрес, състоящ се oт орбитален (Марс експрес орбитър) и спускаем модул (Бийгъл 2). Орбиталният модул потвърждава наличието на запаси от замръзнала вода на южния полюс на планетата. За съжаление контактът със спускаемия модул е загубен малко преди кацането му на повърхността през декември 2003 г. счита се, че той се е разбил поради техническа неизправност.В началото на 2004 г. екипът работещ по мисията съобщава, че е открит метан в атмосферата на Марс, а ЕКА оповестява, че е открила полярно сияние на Марс през юни 2006 г.
През 2003 г. НАСА изстрелва марсоходите близнаци Спирит (Дух) носещ означението MER-A и Опъртюнити (Възможност) носещ означението MER-B по програмата Марс експлорейшън ровър. Двата марсохода достигнаха успешно до повърхността на планетата през януари 2004 г. и към март 2005 г. запазват почти пълната си функционалност, надхвърлили многократно очакванията на НАСА за надеждност от порядъка на 3 месеца. Досега двата марсохода са открили ценни доказателства за наличието на вода на повърхността на Марс в миналото. Следващият апарат, който се приземи на планетата е Феникс. Той беше изстрелян на 4 август 2007 Приземи се успешно в Северния полярен регион на 25 май 2008 г. Феникс притежава роботизирана ръка дълга 2.5 m, с която може да копае в марсианската почва. Апаратът се намира в район, за който се смята, че почвата е с дебелина около 30 cm и той ще може да я загребва. Освен това притежава микроскопична камера, която може да анализира проби с дебелина 1/1000 от човешкия косъм.
Ротацията на Марс видяна през малък телескоп през 2003 г.На 27 август 2003 г. 9:51:13 по Гринуич разстоянието от Марс до Земята беше най-малкото от 60 000 години насам: 55 758 006 km поради факта, че планетата се намираше на един ден разстояние от постигане на опозиция и на три дни от перихелий. За 2287 г. се очаква още по-близък подход. Тези максимални сближавания на Марс и Земята са незначително по-големи от сближаванията с период от 284 г., за последното от които на 22 август 1924 г. разстоянието е 0,37284 АЕ, сравнено с 0,37271 АЕ на 27 август 2003 г. и очаквани 0,37278 АЕ на 24 август 2208 г.
Пасаж на Земята гледана от Марс ще се наблюдава на 10 ноември 2084 г. На този ден Слънцето, Земята и Марс ще лежат на една права. Ъгловият диаметър на Деймос, гледан от повърхността на Марс, е достатъчно малък, за да се наричат неговите закривания на Слънцето пасажи, а не затъмнения, както тези на Фобос.
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
Съществуват доказателства, че в миналото Марс е бил значително по-подходящ за развитието на живот, отколкото в наши дни. Но отговор на въпроса, дали Марс е бил обитаван от организми и дали е обитаван сега, все още няма. Спускаемите модули Викинг провеждат изследвания с цел откриването на биологични процеси, но резултатите не са категорични. За метана в атмосферата на планетата също се счита, че по-вероятно е в резултат на небиологични процеси.
Ако и настоящият раздел, и основната статия са празни, започнете да допринасяте към раздела.
За няколко метеорита, открити на земната повърхност е известно, че произхождат от Марс. На два от тях са открити признаци на бактериална дейност в далечното минало. На 6 август 1996 г. изданието Солър Систем Рисърч в броя си от март 2004 оповестява, че Кайдунския метеорит, намерен в Йемен, вероятно произхожда от Фобос.
На 14 април 2004 г. НАСА обявява, че скалата наречена „Баунс“ има същото химическо съдържание, Намерена е в Антарктика през 1979 г. Възможно е скалата да е била произхожда от същия кратер, който е изхвърлил и австралийския метеорит.
В Древен Египет планетата е наричана „Хор Червения“ заради наситения си цвят. Поради ретроградното въртене на планетата спрямо Земята (Земята се върти по-бързо около Слънцето отколкото Марс), древните египтяни са казвали, че тя „пътува в обратна посока“. В допълнение, името на град Кайро произлиза от „Ел-Кахира“, значещо „планетата Марс“ на арабски.
Интересно е да се знае че на Марс се намира най-високата планина в цялата слънчева система – вулкана Никс Олимпика.Чието име в превод означава “Снеговете на Олимп”.Диаметърът на основата му е 600 km ,а височината му надвишава 27 km.
Също така с Марс е свързан и един от най-често задаваните въпроси :дали сме сами във вселената.Варианта да има живот на Марс започва да се обсъжда още през миналия век, когато италианския астроном Скиапарели открива на повърхността канали,предположението ,че каналите имат изкуствен произход т.е. са създадени от разумни същества предизвиква много голям интерес.На 7 август 1996г. в един метероид роден на Марс преди повече от 3,6 милиарда години, паднал на Земята преди 13 000 години и открит в Антрактида през 1984г., бе открита бактерия, което означава ,че има вероятност на Марс да е съществувала поне примитивна форма на живот.
Не забравяйте че на Марс има много силни ветрове духащи във всички посоки и най-вероятно е те да са сформирали така нареченото марсианско лице.
Има ли живот на Марс?
Снимки на Марс
Планетите в Слънчевата система
Абонамент за:
Публикации (Atom)
Незабравима почивка на Остров Мавриций - втория Рай
Наричат го петзвезден рай, остров-мечта... Остров Мавриций е едно от най-престижните и луксозни места в света за пълноценен релакс и почивка. Една наистина разкошна и незабравима spa дестинация...Прочети повече...
Хамелеон живее в устата на змия
В Африка бе открит нов вид хамелеон, който живее в устата на змия, съобщи Daily Mail.Миниатюрният гущер излязъл от устата на змия, която д-р Андрю Маршъл от Йорксия университет, Великобритания, обезпокоил в гората Магомбера в Танзания..Прочети повече...
Откриха планета подобна на Земята
Японски астрономи са започнали систематично да търсят високоразвита цивилизация на откритата неотдавна планета извън Слънчевата система...Прочети повече...
