Güneş sistemi güneş nedir? Güneş Sisteminin Keşfi. Güneş sisteminin yeni gezegenleri

Bize en yakın yıldız elbette Güneş'tir. Kozmik parametrelere göre Dünya'dan ona olan mesafe çok küçüktür: Güneş ışığı Güneş'ten Dünya'ya yalnızca 8 dakikada ulaşır.

Güneş, daha önce sanıldığı gibi sıradan bir sarı cüce değil. Bu, etrafında gezegenlerin döndüğü ve çok sayıda ağır element içeren güneş sisteminin merkezi gövdesidir. Bu, çevresinde bir gezegen sisteminin oluştuğu birkaç süpernova patlamasından sonra oluşan bir yıldızdır. İdeal koşullara yakın konumu nedeniyle üçüncü gezegen Dünya'da yaşam ortaya çıktı. Güneş zaten beş milyar yaşında. Ama neden parladığını anlayalım mı? Güneş'in yapısı nedir ve özellikleri nelerdir? Gelecek onu neler bekliyor? Dünya ve üzerinde yaşayanlar üzerinde ne kadar önemli bir etkisi var? Güneş, bizimki de dahil olmak üzere güneş sisteminin 9 gezegeninin tamamının etrafında döndüğü bir yıldızdır. 1 a.u. (astronomik birim) = 150 milyon km - aynı, Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafedir. Güneş Sistemi dokuz büyük gezegen, yaklaşık yüz uydu, birçok kuyruklu yıldız, onbinlerce asteroit (küçük gezegen), meteoroidler ve gezegenler arası gaz ve tozdan oluşur. Her şeyin merkezinde Güneşimiz var.

Güneş milyonlarca yıldır parlıyor ve bu, mavi-yeşil-mavi alg kalıntılarından elde edilen modern biyolojik araştırmalarla da doğrulanıyor. Güneş yüzeyinin sıcaklığı %10 bile değişse Dünya'daki tüm yaşam ölür. Bu nedenle yıldızımızın insanlığın ve dünyadaki diğer canlıların refahı için gerekli enerjiyi eşit şekilde yayması iyidir. Dünya halklarının dinlerinde ve mitlerinde Güneş her zaman ana yeri işgal etmiştir. Antik çağın neredeyse tüm halkları için Güneş en önemli tanrıydı: Eski Yunanlılar arasında Helios, eski Mısırlıların güneş tanrısı Ra ve Slavlar arasında Yarilo. Güneş sıcaklık ve hasat getirdi, herkes ona saygı duydu çünkü o olmasaydı Dünya'da hayat olmazdı. Güneş'in büyüklüğü etkileyicidir. Örneğin Güneş'in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 330.000 katı, yarıçapı ise 109 katıdır. Ancak yıldızımızın yoğunluğu küçüktür - suyun yoğunluğundan 1,4 kat daha fazladır. Yüzeydeki lekelerin hareketi bizzat Galileo Galilei tarafından fark edilmiş, böylece Güneş'in sabit durmadığı, döndüğünü kanıtlamış oldu.

Güneşin konvektif bölgesi

Radyoaktif bölge Güneş'in iç çapının yaklaşık 2/3'ü kadardır ve yarıçapı yaklaşık 140 bin km'dir. Merkezden uzaklaşan fotonlar çarpışmanın etkisiyle enerjilerini kaybederler. Bu olaya konveksiyon olayı denir. Bu, kaynayan bir kazanda meydana gelen süreci hatırlatır: Isıtma elemanından gelen enerji, iletim yoluyla uzaklaştırılan miktardan çok daha fazladır. Ateşin yakınındaki sıcak su yükselir, soğuk su ise alçalır. Bu sürece kongre denir. Konveksiyonun anlamı, daha yoğun gazın yüzeye dağılması, soğuması ve tekrar merkeze gitmesidir. Güneşin konvektif bölgesinde karıştırma işlemi sürekli olarak gerçekleştirilir. Güneş'in yüzeyine bir teleskopla baktığınızda, onun granüler yapısını - granülasyonlarını görebilirsiniz. Sanki granüllerden yapılmış gibi! Bunun nedeni fotosferin altında meydana gelen konveksiyondur.

Güneşin Fotosferi

İnce bir katman (400 km) - Güneş'in fotosferi, konvektif bölgenin hemen arkasında bulunur ve Dünya'dan görülebilen "gerçek güneş yüzeyini" temsil eder. Fotosferdeki granüller ilk kez 1885 yılında Fransız Janssen tarafından fotoğraflandı. Ortalama granül 1000 km büyüklüğünde olup, 1 km/sn hızla hareket eder ve yaklaşık 15 dakika boyunca varlığını sürdürür. Ekvatoral kısımda fotosferdeki karanlık oluşumlar gözlemlenebilir ve daha sonra kayarlar. Güçlü manyetik alanlar bu tür noktaların ayırt edici bir özelliğidir. Ve çevredeki fotosfere göre sıcaklığın düşük olması nedeniyle koyu renk elde edilir.

Güneşin Kromosferi

Güneşin Kromosferi (renkli küre) – yoğun katman (10.000 km) güneş atmosferi, fotosferin hemen ötesinde yer alır. Kromosferin fotosfere yakın konumu nedeniyle gözlemlenmesi oldukça zordur. En iyi Ay'ın fotosferi kapladığı zaman görülür; güneş tutulmaları sırasında.

Güneş fışkırmaları, uzun parlak filamentlere benzeyen devasa hidrojen emisyonlarıdır. Fışkırmalar çok büyük mesafelere yükselerek Güneş'in çapına (1,4 mm km) ulaşır, saniyede yaklaşık 300 km hızla hareket eder ve sıcaklık 10.000 dereceye ulaşır.

Güneş koronası, Güneş atmosferinin kromosferin üstünden kaynaklanan dış ve geniş katmanlarıdır. Güneş koronasının uzunluğu çok uzundur ve birkaç güneş çapının değerlerine ulaşır. Bilim insanları tam olarak nerede bittiği sorusuna henüz net bir cevap alamadı.

Güneş koronasının bileşimi nadirleştirilmiş, yüksek oranda iyonize edilmiş bir plazmadır. Ağır iyonlar, helyum çekirdekli elektronlar ve protonlar içerir. Koronanın sıcaklığı Güneş'in yüzeyine göre 1 ila 2 milyon derece K'ye ulaşır.

Güneş rüzgarı, güneş atmosferinin dış kabuğundan sürekli bir madde (plazma) çıkışıdır. Protonlardan, atom çekirdeğinden ve elektronlardan oluşur. Güneş rüzgârının hızı, Güneş'te meydana gelen süreçlere bağlı olarak 300 km/sn'den 1500 km/sn'ye kadar değişebilmektedir. Güneş rüzgarı güneş sistemi boyunca yayılır ve Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime girerek, biri kuzey ışıkları olan çeşitli olaylara neden olur.

Güneşin Özellikleri

Güneşin Kütlesi: 2∙1030 kg (332.946 Dünya kütlesi)
Çap: 1.392.000 km
Yarıçap: 696.000 km
Ortalama yoğunluk: 1.400 kg/m3
Eksen eğimi: 7,25° (ekliptik düzleme göre)
Yüzey sıcaklığı: 5.780 K
Güneş'in merkezindeki sıcaklık: 15 milyon derece
Spektral sınıf: G2 V
Dünya'ya ortalama uzaklık: 150 milyon km
Yaş: 5 milyar yıl
Rotasyon süresi: 25.380 gün
Parlaklık: 3,86∙1026 W
Görünen büyüklük: 26,75m

Son zamanlarda aynı rüyayı giderek daha sık görmeye başladım. Sanki çoktan uyanmış gibi pencereyi açtım ve özgürlüğe uçtum. ben yükseliyorum boş alan Hafif bir gecelikle ellerimle meteorları yakalıyor ve gezegenlerin yanından yüzüyorum. Korkunç bir melankoli ile uyanıyorum - ah, yapabilseydim her köşeyi keşfederdim Güneş sistemimiz, ve belki daha da ileri giderdi.

Gezegen ve güneş sistemleri nelerdir

Gezegen sistemi kendi kendine bağlanan bir sistem denir karşılıklı olarak birbirini çeken çeşitli uzay nesneleri ve birlikte Uzayda hareket etmek ve gelişen zamanında.

Bu tür sistemlere örnekler:

• Upsilon Andromeda sistemi.
• Sistem 23 Terazi.
• Güneş Sistemi.

Görünüşe göre bizim Güneş sistemi, merkezi Güneş olan gezegen sisteminin özel bir durumudur.

Gezegen sistemleri hangi kurallara göre var olur?

Hem Güneş hem de diğer tüm gezegen sistemleri bazı genel yasalara tabidir:

Güneş sisteminin dışında yaşam var mı?

Bilim adamlarının hayali keşfetmektir gezegenimizin ötesinde yaşam. Güneş sisteminde bile hâlâ yalnızız. Uzun zamandır Mars yaşanabilirlik için potansiyel bir adaydı ancak ne yazık ki bu işe yaramadı.

Artık insanlar en azından bulmaya çalışıyor Jüpiter'in uydularındaki minik bakteriler. Okyanusun gizlenebileceği buzla kaplıdırlar. Bu gibi durumlarda elbette hayır konuşma var insansı zeki varlıklar hakkında. Ancak Dünya dışında bulunan küçücük bir mikroorganizma bile bize umut verecektir. Güneş Sistemi'nin dışında da yaşam var.

Sonuçta oraya öylece uçamayız: Milyonlarca yıl tüm Evreni keşfetmek için yeterli değil. Geriye daha yakın bir yerde canlı aramak veya daha gelişmiş bir medeniyetin bizi tanımak için bize uçacağını ummak kalıyor.

Faydalı9 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Muhtemelen Evrenin tarihinde hiçbir şey insanı gizemli uzay kadar çekmemiştir. İnsanlar her zaman onun sırlarını öğrenmeye çalıştılar. Herkes Dünya'nın diğer 8 veya 7 gezegenle birlikte güneş gezegen sisteminin bir parçası olduğunu biliyor. Neden bu kadar belirsiz? Hadi benimle çözelim.

Gizemli “Dokuzuncu Gezegen” veya güneş sisteminde kaç tane gezegen var?

Uzun zamandır herkes için güneş sisteminde var olduğu açıktı. Plüton dahil 9 tanınmış gezegen. Ancak son zamanlarda her şey değişti. Araştırmacılar güneş sisteminin gezegenlerini daha dikkatli bir şekilde incelediler ve şu sonuca vardılar: Plüton bir gezegen DEĞİLDİR. Ve son 2016'da bilim adamları, güneş sisteminde hala dokuz gezegen olduğunu% 90 doğrulayan bir hipotez öne sürdüler, ancak bu artık unutulmuş Plüton değil, ancak yeni "Dokuzuncu Gezegen".

Gezegeni keşfeden bilim adamları ona Şişman adını veriyor. Neden? O olabilir Dünya'dan on kat daha büyük! Soğuktur ve Güneş'in etrafından ancak 10-12 bin yıl sonra geçer. Bu zaman ölçeklerini hayal edin!

Daha spesifik olarak komşular hakkında

Gizemli "dokuzuncu gezegen" ile ilgili araştırmalar halen devam ederken, insanlık zaten varlığından kesin olarak haberdar. 7 komşu gezegen dünyamız. Onlar hakkında daha fazla bilgi edinmek ilginç olurdu.

• Merkür. Geceleri buradaki sıcaklık eksi 170 dereceye ulaşabilir, gündüzleri ise artı 400'e çıkabilir.
• Venüs. Güneş sistemindeki en parlak gezegen. Güneşi yansıtan bulutlarla örtülmüştür. Burada sürekli yanardağlar patlıyor ve yıldırım düşüyor.
• Mars veya Kızıl Gezegen.Dünyadaki birçok mikropun başlangıçta Mars'ta ortaya çıkması şaşırtıcıdır. Ve yıllar önce Mars su kaynakları açısından zengindi.
• Jüpiter. En büyük gezegen. Burada hava çok rüzgarlı, güçlü yıldırımlar düşüyor ve 300 yılı aşkın süredir ekvatorda huzursuz bir fırtına esiyor.
• Satürn. Halkalı gezegen. Halkalar uydulardan birinin parçalarıdır.
• Uranüs. Yan yatan bir gezegen. 27 uydusu vardır.
• Neptün. Güneş'e en uzak gezegen. Rüzgar hızı saatte 1500 km'nin üzerindedir.

Güneş adında bir yıldız

Güneş yaklaşık 5 milyar yıl önce ortaya çıktı. Bu yanan bir yıldız, yanıyor 700 milyar ton hidrojen her saniye. Yüzey sıcaklığı yakl. 5500 derece. Hayal etmesi bile zor, buna katılacaksınız. Güneş'in hâlâ yaşayacak zamanı olduğuna inanılıyor 5 milyar yıl. Dolayısıyla sadece 1 milyar yıl sonra Güneş'in daha da büyüyüp Dünya'yı daha yoğun bir şekilde ısıtması nedeniyle Dünya'da yaşamak zorlaşabilir. Ama kötümser olmayalım.

Güneş bize hayat veren küçük bir yıldızdır. O, uzayın dipsiz karanlık genişliklerinde daimi rehberimizdir.

Faydalı1 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Yorum yapmak için "Enter" tuşuna basın

Çok eski zamanlardan beri türümüzün en meraklı üyeleri gökyüzüne bakmışlardır. Sınırsız mesafelere baktığınızda dünyevi sorunlar zaten kozmik toz gibi görünüyor. Çocukken babam ve ben geceleri sık sık Büyük Kepçe'yi beslerdik ve Kral Ptolemy'nin karısı Veronica'nın saçını tarardık.

Sizi hayali bir yolculuğa davet ediyorum. Hayır, hayır, Ayıyı başka zaman besleyeceğiz ama bugün ana gezegenimizin kız kardeşlerini ziyaret edeceğiz.

Güneş sistemine giriş

İlk önce sana söyleyeceğim kısa bir tarih göze çarpmayan (bu cevabın şu anda gezegenlerinden birinde yazılıyor olması dışında) Güneş Sistemi.

Büyük patlamadan bir yıl sonra 9 milyar ya da İsa'nın doğumundan bir yıl önce 4 milyar 50 milyon (sizin için hangisi uygunsa) idi. Olan bitenin yaklaşık adresi galaksi Samanyolu Başak Üstkümesi'nin Orion kolunda yer alır. Ortadaki boyun eğmez yer çekiminin etkisi altında dev moleküler bulut 4,5 milyar yıl içinde küçük bir gezegenin sakinlerinin arayacakları bir madde birikimi ortaya çıkıyor Güneş. Merkeze düşmeyen madde, etrafında dönen bir proto-Güneş oluşturur. disk daha sonra hayat verecek olan gezegenler, uydular ve güneş sisteminin diğer sakinleri.

Günümüze dönersek, güneş sistemi zaten aşina olduğumuz bir şekle büründü. Sorunun cevabını verelim: “Güneş sistemi nedir?” Merkezinde sarı cüce bulunan bir gezegen sistemidir.

Güneş ailesinin ana üyeleri

Güneş sistemimiz çok çeşitli sakinlere ev sahipliği yapmaktadır. Sakinlerin geri kalanını sıkı bir çekim kontrolü altında tutan yerel diktatörü unutursak ( Güneş, sistemin kütlesinin yüzde 99,86'sını oluşturuyor), ailenin ana üyeleri çağrılabilir gezegenler. Ancak her zaman anlaşamıyorlar; bilinmeyen nedenlerden dolayı gezegenler iki gruba ayrılıyor: dördü Güneş'in yakınında güneşleniyor, diğeri ise yıldızdan yeterince uzakta.

Karasal gezegenler(güneşe yakın olanlar):

• Merkür;
• Venüs;
• Toprak;
• Mars.

Dev gezegenler:

• Jüpiter;
• Satürn;
• Uranüs;
• Neptün.

Ah evet, uzaklarda bir yerde yalnızca Plüton hâlâ üzgün. Plüton, seninleyiz!

Faydalı1 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Yorum yapmak için "Enter" tuşuna basın

Yıldızlı gökyüzüne bakarken, evrenin güzelliği ve ihtişamı beni her zaman büyülemişti ve sakin bir akşam oturup berrak gökyüzüne bakarak, insanın hayal gücüne meydan okuyan yıldızlara ve galaksilere olan uçsuz bucaksız mesafeleri hayal etmeye çalıştım. Her biri bir yıldız, bir gezegen veya ayrı bir galaksi olabilen sayısız yıldıza uzun süre hayran kalabilirsiniz. Peki bizim sistemimiz gerçekten bu kalabalık arasında tek sistem mi? Gökbilimciler gün boyu bizimkine benzer sistemler ve gezegenler arıyorlar. Bu arada güneş sisteminin ne olduğunu ve sınırlarının nereler olduğunu anlatacağım.

Güneş sistemi nedir

Uzayda bulunduğu yer Güneş veya başka herhangi bir yıldız ve gezegenin yanı sıra asteroitler, kuyruklu yıldızlar, meteorlar gibi diğer birçok nesneye denir. sistem. Muazzam kütle sayesinde hepsi kendi yörüngelerinde hareket ediyor. Güneş yerçekimi. İşte bazı veriler.

• Güneş - Ana enerji kaynağı olan güçlü yerçekimi, gezegenlerin yörüngelerini yerinde tutar, güneşin enerjisi etkiler iklim ve fırsat için yaşamın kökeni.
• Parça Güneş Sistemi gezegenleri içerir: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton.
• Sistemin toplam kütlesinin %99,86'sı Güneş.
• Gezegenlerin toplam kütlesinin %99'u devler tarafından işgal edilmiştir ( Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün), büyük ölçüde gaz, helyum, hidrojen, metan ve amonyaktan oluşur.

Güneş sistemi nerede bitiyor?

Bilim adamlarının henüz nerede bittiğine dair kesin bir tanımı yok Güneş SistemiÇünkü bu konuyla ilgili birçok tanım bulunmaktadır.

Güneş sisteminin kenarı genellikle, belirli bir mesafedeki bölge olarak adlandırılır. 150 astronomik birim(1 astronomik birim, güneş ile dünya arasındaki mesafeye eşit, ortalama 150 milyon km'dir) güneş parçacıkları yıldızlararası gazla çarpışır. Bu alan denir heliopoz.

Güneş'in yerçekiminin galaktik bölgeye göre daha zayıf olduğu bölge , isminde tepe Küre, bin kat daha uzaktadır.

İncelemek, bulmak Gezgin 1 heliopozun üstesinden gelip güneş sisteminin sınırlarını terk edebilen ilk ve tek kişi oldu, böylece en çok mesafe insan eliyle yapılmış bir nesne tarafından yerden kaldırılmıştır.

Faydalı0 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Yorum yapmak için "Enter" tuşuna basın

Filmler, kitaplar veya başka herhangi bir şey olsun, bilim kurgunun ateşli bir hayranı olduğum gerçeğini saklamayacağım. Tabii ki modern dünya Uzayla ilgili pek çok kurgu ve tahmin var çünkü onun sonsuz genişlikleri ve gizemleri birçok yönden modern insan için anlaşılmaz. Ancak şunu rahatlıkla söyleyebiliriz ki insanlık Dünya gezegenindeki yaşam formlarından biridir, içinde olan Güneş Sistemi ve ana armatür olan Güneş'in etrafında döner. Evrendeki bu tür sistemler trilyonlar, ancak uzayın görünür kısmının incelenmesi bizimkiyle başlıyor.

Güneş sistemi neler içerir?

Güneş Sistemi- yeterli evrensel standartlara göre küçük bir küme Ancak burada çok büyük gök cisimleri var. Birincisi Güneş, Gerçek, zamanla çok daha büyüyecekÇünkü yıldızın evrimi artık bir ara aşamadadır. Yakın 5 milyar yıllar önce sistemimizin yerine devasa bir moleküler bulutçökmesi sonucunda Güneş ortaya çıktı ve ayrıca çeşitli maddelerin protoplanet diski daha sonra gezegenleri, asteroitleri ve diğer her şeyi oluşturdular.

8 gezegenin tümü çeşitli kategorilere ayrılmıştır, - karasal grup, gaz devleri.İlki Mars'ta bitiyor ve Dünya, Venüs ve Merkür'ü içeriyor. İkincisi Jüpiter ile başlar, ardından Satürn, Uranüs ve Neptün gelir. Dokuzuncu bir gezegenin var olması mümkün, bilim insanları bu ihtimali %90 olarak tahmin ediyor, ancak eğer öyleyse, o zaman sistemin tam eteklerinde yer alıyor demektir.

Bilinen yaşanabilir ötegezegenler

Herkes buna inanmak istiyor dünyevi yaşam formu tek değil. Birçok bilim adamının çabaları dünya dışı medeniyetlerin araştırılmasına odaklanmıştır, bu nedenle bugün keşfedilmesi mümkün olmuştur. birkaç gezegen Dünyadakilere benzer koşullarla, yani:

1. Kepler-438b.
2. Proksima Centauri b.
3. Kepler-296e.
4. KOI-3010.01.
5. Gliese 667 Cc.

Hepsi yıldızlarından o kadar uzakta bulunuyor ki, üzerlerinde hayat olma ihtimali oldukça yüksek. yüksek. Yıldızların yanı sıra çeşitli boyutlardaki dış gezegenler de Evrenin etkileyici bir bileşenidir, bu nedenle cansız olması pek olası değildir.

Faydalı0 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Yorum yapmak için "Enter" tuşuna basın

Maalesef okulumda böyle bir konu yoktu. astronomi. İlgi duyduğum her şeyi kütüphanelerde kendi başıma bulmak zorundaydım çünkü çocukluğumda internet yoktu. Çok okumuş ve her şeyi bilen bir adam olan büyükbabamdan astronomi hakkında çok şey öğrendim. Bir gün gittiğimizi hatırlıyorum planetaryum, burada bizim cihazımızı gösterdiler İLEGüneş Sistemi.

Güneş sistemine dahil olan kozmik cisimler

Genel tanım

Güneş Sistemi, o aynı gezegensel- ile sistem merkezi gövde - yıldız Güneş, Ve etrafında dönen nesneler. Sistemimiz oluşturuldu 4,58 milyar. Yıllar önce. Sistemimizdeki cisimlerin toplam kütlesinin etkileyici bir kısmı merkezi yıldıza düşer ve geri kalanı uzak gezegenler arasında dağıtılır. Tüm gezegenlerin göreceli olarak dairesel yörüngeler, sınırları içindedir düz disk, isminde ekliptik düzlemi.

Güneş sistemimizin yapısı

Güneş Sisteminin Yapısı

Sistemimiz şunları içerir: Güneş ve 8 büyük kozmik cisim - gezegenler. Evimizin yanı sıra gezegen Toprak, Güneş küresinin etrafında dönen 7 gezegen daha:

• Merkür- yapısının özelliklerine göre bana ayı hatırlatıyor;
• Venüs- en çok farklılık gösteren yoğun atmosfer bazen denir "Dünyanın kız kardeşi" bileşimlerin ve boyutların benzerliğinden dolayı;
• Mars- en yakınımız "komşu", Dünya'dan daha küçük%53 oranında;
• Jüpiter - en büyük vücut sistemimizde var gazlı yapı;
• Satürn - gaz devi, onun için ünlü yüzükler küçük parçacıklardan oluşan buz Ve toz;
• Uranüs- ilginç özelliği etrafında dönmesidir Güneş "yan tarafta" oldukça eğimli bir yörünge nedeniyle;
• Neptün- dört kat daha büyük Toprak ve keşfedilen ilk gezegen Matematiksel hesaplamalar;

Son ikisi yalnızca şu şekilde ayırt edilebilir: teleskop geri kalanı açık bir gecede görülebilir ve çıplak göz.

Satürn Güneş'ten altıncı gezegendir

Gezegenler sevgilimiz Güneş Sistemi genel olarak iki gruba ayrılır:

• iç veya karasal gezegenler - Mars, Venüs, Dünya ve Merkür. Yüksek oranda karakterize edilirler yoğunluk ve kullanılabilirlik Sert yüzey;
• dış veya gaz devleri - Neptün, Uranüs, Satürn ve Jüpiter. Boyutlarına göre bunlar birçok kez üstündür sevgilimiz Toprak.

Evimiz Dünya gezegenidir

Sistemin ilginç bir kısmı kuyruklu yıldızlar, çok sayıda insan uzayda ilerliyor farklı yörüngeler. Bazıları güvende; yörüngeleri Dünya'dan etkileyici mesafe diğerleri dünya çapındaki bilim adamları arasında endişeye neden oluyor. Örneğin, ölümün versiyonlarından biri dinozorlar sayar kuyruklu yıldız çarpışması gezegenimizle birlikte.

Faydalı0 Pek faydalı değil

Yorumlar0

Yazmak

Yorum yapmak için "Enter" tuşuna basın

İÇİNDE doğa yürüyüşü Oldukça sık zorunda kaldım gece geçirmek açık altında gökyüzü. Geceye dağılmış “battaniyeye” baktım yıldızlar sanki küçük parçalara ayrılıyormuş gibi elmaslar. Bu anılardan ilham alarak size biraz bahsetmek istiyorum. Güneş Sistemi.

Güneş Sisteminin Sınırları

Hoşçakal soru açık, ancak asıl olanlar vurgulanıyor faktörler bunları belirleyen sınırlar: güneş yerçekimi ve güneş rüzgarı. Güneş rüzgarının dış sınırına denir heliopoz, arkasında rüzgar ve yıldızlararası madde karıştırın ve çözün birbirimizde. Bulunduğu yer 400 bir kere daha öte Plüton. Sınırın burada olduğu sanılıyor 1000 kez baskınlık nedeniyle daha fazla yerçekimi alanı Güneş galaktik üzerinde.

Güneş Sisteminin Sınırları

9. gezegen

İÇİNDE 2016 bu yıl alışılmadık bir şey oldu - K. Batygin ve M. Brown yeni bir tane keşfettim dokuzuncu gezegen Güneş sistemi, gerçek fırsat o varoluş V 90% , ona böyle diyorlardı "Gezegen 9". İddiaya göre o uzakta 90 milyar km. güneşten. Gezegen 10 kere bizimkinden daha fazla Toprak, A devir Güneşin etrafında 10-20 bin yıl.Şimdi varlığı bilim adamları tarafından aktif olarak inceleniyor.

Gezegen 9 ve Dünya'nın Boyutları

İsveç Güneş Sistemi

O olur Güneş sisteminin dünyadaki en büyük modeli, ölçek Hangi 1:20 milyon ( , ). Bu kurulum "canlı" ve onun içine girebilirsin koymak bir şey yeni. adı verilen dev küresel yapı Ericsson-Globe, dır-dir "Güneş". Dünya grubu bulunan gezegenler Stokholm, A dinlenmek- öte, birlikte Baltık Denizi. Model, bu gök cisimlerine ek olarak şunları içerir:

Güneş sistemi ne zaman ölecek?

Buna göre teoriler oluşan bir sistem 3 veya daha fazla gövde, yetenekli hareket Ve fırlatıp atmak biri onun dışında. Ayrıca, nedeniyle yer çekimi, bedenler içeri girebilir " Yol kazası"Eğer geçerlerse yakın o zaman birbirimizle sistem küçülecekönce bir büyük nesne. Bugün bu görev Çözülmedi, ama tarafından analiz sistemin büyük olasılıkla olduğu hesaplandı stabil, hakkında konuşursak serbest bırakmak gezegenler ondan. Fakat istikrar yok nispeten gezegenlerin birbirleriyle çarpışması. Seni istiyorum Lütfen, bu olabilir daha erken değil baştan sona 4,57 milyar yıl :)

Evren (uzay)- bu, etrafımızdaki tüm dünyadır, zaman ve mekan açısından sınırsızdır ve sonsuza dek hareket eden maddenin aldığı biçimler bakımından sonsuz çeşitliliktedir. Evrenin sınırsızlığı, gökyüzünde uzak dünyaları temsil eden milyarlarca farklı boyutta parlak titreşen noktanın bulunduğu açık bir gecede kısmen hayal edilebilir. Evrenin en uzak noktalarından saniyede 300.000 km hızla gelen ışık ışınları Dünya'ya yaklaşık 10 milyar yılda ulaşır.

Bilim adamlarına göre Evren “ Büyük patlama» 17 milyar yıl önce.

Yıldız kümelerinden, gezegenlerden, kozmik tozdan ve diğer kozmik cisimlerden oluşur. Bu cisimler sistemler oluşturur: uyduları olan gezegenler (örneğin güneş sistemi), galaksiler, metagalaksiler (galaksi kümeleri).

Gökada(geç Yunan galaktikolar- sütlü, sütlü, Yunanca'dan gala- Süt), birçok yıldız, yıldız kümesi ve birlikteliği, gaz ve toz bulutsularının yanı sıra yıldızlararası uzaya dağılmış bireysel atomlar ve parçacıklardan oluşan geniş bir yıldız sistemidir.

Evrende farklı boyut ve şekillerde birçok galaksi vardır.

Dünya'dan görülebilen tüm yıldızlar Samanyolu galaksisinin bir parçasıdır. Adını, çoğu yıldızın açık bir gecede Samanyolu - beyazımsı, bulanık bir şerit şeklinde görülebilmesi nedeniyle almıştır.

Toplamda Samanyolu Galaksisinde yaklaşık 100 milyar yıldız bulunmaktadır.

Galaksimiz sürekli dönüş halindedir. Evrendeki hareket hızı 1,5 milyon km/saattir. Galaksimize kuzey kutbundan bakarsanız dönüş saat yönünde gerçekleşir. Güneş ve ona en yakın yıldızlar her 200 milyon yılda bir galaksinin merkezi etrafında bir devrim gerçekleştirirler. Bu dönem olarak kabul edilir galaktik yıl.

Samanyolu galaksisine boyut ve şekil olarak benzeyen Andromeda Galaksisi veya galaksimizden yaklaşık 2 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan Andromeda Bulutsusu'dur. Işık yılı— ışığın bir yılda kat ettiği mesafe, yaklaşık olarak 10 13 km'ye eşittir (ışığın hızı 300.000 km/s'dir).

Yıldızların, gezegenlerin ve diğer gök cisimlerinin hareketi ve konumunun incelenmesini görselleştirmek için gök küresi kavramı kullanılır.

Pirinç. 1. Gök küresinin ana hatları

Gök küresi merkezinde gözlemcinin bulunduğu, keyfi olarak büyük yarıçaplı hayali bir küredir. Yıldızlar, Güneş, Ay ve gezegenler gök küresine yansıtılır.

Gök küresindeki en önemli çizgiler şunlardır: çekül çizgisi, zenit, nadir, gök ekvatoru, ekliptik, gök meridyeni vb. (Şekil 1).

Şakül- gök küresinin merkezinden geçen ve gözlem noktasındaki çekül yönüne denk gelen düz bir çizgi. Dünya yüzeyindeki bir gözlemci için, Dünya'nın merkezinden ve gözlem noktasından bir çekül hattı geçer.

Bir çekül çizgisi gök küresinin yüzeyini iki noktada keser: zirve, gözlemcinin başının üstünde ve nadir - taban tabana zıt nokta.

Düzlemi çekül çizgisine dik olan gök küresinin büyük dairesine denir matematiksel ufuk. Göksel kürenin yüzeyini iki yarıya böler: tepe noktası zirvede olacak şekilde gözlemci tarafından görülebilir ve tepe noktası nadirde olacak şekilde görünmez.

Gök küresinin etrafında döndüğü çap eksen mundi. Gök küresinin yüzeyiyle iki noktada kesişir: dünyanın kuzey kutbu Ve dünyanın güney kutbu. Kuzey kutbu, küreye dışarıdan bakıldığında gök küresinin saat yönünde döndüğü kutuptur.

Düzlemi dünyanın eksenine dik olan gök küresinin büyük dairesine ne ad verilir? Göksel ekvator. Gök küresinin yüzeyini iki yarımküreye ayırır: kuzey, zirvesi kuzey gök kutbunda ve güney, zirvesi güney gök kutbundadır.

Düzlemi çekül çizgisinden ve dünyanın ekseninden geçen gök küresinin büyük dairesi gök meridyenidir. Gök küresinin yüzeyini iki yarımküreye ayırır: doğu Ve batılı.

Göksel meridyen düzlemi ile matematiksel ufuk düzleminin kesişme çizgisi - öğlen hattı.

ekliptik(Yunanca'dan ekieipsis- tutulma), Güneş'in görünür yıllık hareketinin veya daha doğrusu merkezinin meydana geldiği gök küresinin büyük bir çemberidir.

Ekliptiğin düzlemi gök ekvatorunun düzlemine 23°26"21" açıyla eğimlidir.

Gökyüzündeki yıldızların yerini hatırlamayı kolaylaştırmak için eski zamanlarda insanlar en parlaklarını bir araya getirme fikrini ortaya attılar. takımyıldızlar.

Şu anda, efsanevi karakterlerin (Herkül, Pegasus vb.), Zodyak işaretlerinin (Boğa, Balık, Yengeç vb.), Nesnelerin (Terazi, Lyra vb.) Adlarını taşıyan 88 takımyıldızı bilinmektedir (Şekil 2) .

Pirinç. 2. Yaz-sonbahar takımyıldızları

Galaksilerin kökeni. Güneş sistemi ve onun bireysel gezegenleri hâlâ doğanın çözülmemiş bir gizemi olmaya devam ediyor. Birkaç hipotez var. Şu anda galaksimizin hidrojenden oluşan bir gaz bulutundan oluştuğuna inanılıyor. Galaksi evriminin ilk aşamasında, ilk yıldızlar yıldızlararası gaz-toz ortamından ve 4,6 milyar yıl önce Güneş Sisteminden oluşmuştur.

Güneş sisteminin bileşimi

Merkezi bir cisim olarak Güneş'in etrafında hareket eden gök cisimleri kümesi oluşur Güneş Sistemi. Neredeyse Samanyolu galaksisinin eteklerinde bulunur. Güneş sistemi galaksinin merkezi etrafında dönme hareketi yapmaktadır. Hareket hızı yaklaşık 220 km/s'dir. Bu hareket Kuğu takımyıldızı yönünde meydana gelir.

Güneş Sisteminin bileşimi, Şekil 2'de gösterilen basitleştirilmiş bir diyagram şeklinde temsil edilebilir. 3.

Güneş Sistemindeki madde kütlesinin %99,9'undan fazlası Güneş'ten, yalnızca %0,1'i ise diğer elementlerden gelir.

I. Kant'ın Hipotezi (1775) - P. Laplace (1796)	D. Jeans'in Hipotezi (20. yüzyılın başları)	Akademisyen O.P. Schmidt'in Hipotezi (XX yüzyılın 40'ları)	V. G. Fesenkov'un akalemik hipotezi (XX yüzyılın 30'ları)
Gezegenler gaz tozu maddesinden (sıcak bir bulutsu şeklinde) oluşmuştur. Soğutmaya sıkıştırma ve bazı eksenlerin dönme hızındaki artış eşlik eder. Bulutsunun ekvatorunda halkalar ortaya çıktı. Halkaların maddesi sıcak cisimlerde toplandı ve yavaş yavaş soğutuldu	Bir zamanlar daha büyük bir yıldız Güneş'in yanından geçmişti ve onun yerçekimi, Güneş'ten sıcak bir madde (önem) akıntısı çekiyordu. Daha sonra gezegenlerin oluştuğu yoğunlaşmalar oluştu.	Güneş'in etrafında dönen gaz ve toz bulutu, parçacıkların çarpışması ve hareketi sonucunda katı bir şekil almış olmalıdır. Parçacıklar yoğunlaşarak birleşti. Daha küçük parçacıkların yoğunlaşma yoluyla çekilmesi, çevredeki maddenin büyümesine katkıda bulunmuş olmalıdır. Yoğuşmaların yörüngeleri neredeyse dairesel hale gelmeli ve hemen hemen aynı düzlemde yer almalıdır. Yoğuşma, gezegenlerin embriyolarıydı ve yörüngeleri arasındaki boşluklardan neredeyse tüm maddeyi emiyordu.	Güneş'in kendisi dönen buluttan, gezegenler ise bu buluttaki ikincil yoğunlaşmalardan ortaya çıkmıştır. Ayrıca Güneş büyük ölçüde küçüldü ve soğuyarak bugünkü durumuna geldi.

Pirinç. 3. Güneş Sisteminin Bileşimi

Güneş

Güneş- bu bir yıldız, dev bir sıcak top. Çapı Dünya'nın çapının 109 katı, kütlesi Dünya'nın kütlesinin 330.000 katıdır, ancak ortalama yoğunluğu düşüktür - suyun yoğunluğunun yalnızca 1,4 katı. Güneş, galaksimizin merkezinden yaklaşık 26.000 ışıkyılı uzaklıkta yer alır ve onun etrafında dönerek yaklaşık 225-250 milyon yılda bir devrim yapar. Güneş'in yörünge hızı 217 km/s'dir; yani her 1.400 Dünya yılında bir ışık yılı kat eder.

Pirinç. 4. Güneşin kimyasal bileşimi

Güneş üzerindeki basınç Dünya yüzeyine göre 200 milyar kat daha fazladır. Güneş maddesinin yoğunluğu ve basıncı derinlikte hızla artar; basınçtaki artış, üstteki tüm katmanların ağırlığı ile açıklanmaktadır. Güneş'in yüzeyindeki sıcaklık 6000 K, içindeki sıcaklık ise 13.500.000 K'dir. Güneş gibi bir yıldızın karakteristik ömrü 10 milyar yıldır.

Tablo 1. Güneş hakkında genel bilgiler

Güneş'in kimyasal bileşimi diğer yıldızların çoğununkiyle hemen hemen aynıdır: yaklaşık %75'i hidrojen, %25'i helyum ve %1'den azı diğer tüm kimyasal elementlerden oluşur (karbon, oksijen, nitrojen vb.) (Şekil 1). 4).

Güneş'in yaklaşık 150.000 km yarıçapındaki merkez kısmına güneş denir. çekirdek. Burası nükleer reaksiyonların olduğu bir bölge. Buradaki maddenin yoğunluğu suyun yoğunluğundan yaklaşık 150 kat daha fazladır. Sıcaklık 10 milyon K'yi aşıyor (Kelvin ölçeğinde, Santigrat derecesi cinsinden 1 °C = K - 273,1) (Şekil 5).

Çekirdeğin üzerinde, merkezinden yaklaşık 0,2-0,7 güneş yarıçapı uzaklıkta yer alır. radyant enerji transfer bölgesi. Buradaki enerji aktarımı, fotonların bireysel parçacık katmanları tarafından emilmesi ve yayılmasıyla gerçekleştirilir (bkz. Şekil 5).

Pirinç. 5. Güneşin Yapısı

Foton(Yunanca'dan fos- ışık), yalnızca ışık hızında hareket ederek var olabilen temel bir parçacık.

Güneş'in yüzeyine yaklaştıkça plazmanın girdap karışımı meydana gelir ve enerji yüzeye aktarılır.

esas olarak maddenin kendisinin hareketleri ile. Bu enerji aktarım yöntemine denir konveksiyon, ve Güneş'in meydana geldiği katman konvektif bölge. Bu katmanın kalınlığı yaklaşık 200.000 km'dir.

Konvektif bölgenin üzerinde sürekli dalgalanan güneş atmosferi bulunur. Burada binlerce kilometre uzunluğa sahip hem dikey hem de yatay dalgalar yayılıyor. Salınımlar yaklaşık beş dakikalık bir süre ile meydana gelir.

Güneş atmosferinin iç katmanına denir fotosfer. Hafif kabarcıklardan oluşur. Bu granüller. Boyutları küçüktür - 1000-2000 km ve aralarındaki mesafe 300-600 km'dir. Güneş'te aynı anda her biri birkaç dakika boyunca var olan yaklaşık bir milyon granül gözlemlenebilir. Granüller karanlık boşluklarla çevrilidir. Madde granüllerde yükselirse etraflarına düşer. Granüller, fakülalar, güneş lekeleri, çıkıntılar vb. gibi büyük ölçekli oluşumların gözlemlenebileceği genel bir arka plan oluşturur.

Güneş lekeleri- Sıcaklığı çevredeki alandan daha düşük olan Güneş üzerindeki karanlık alanlar.

Güneş meşaleleri Güneş lekelerini çevreleyen parlak alanlar denir.

Çıkıntıları(lat. tümsek- şişme) - manyetik bir alan tarafından Güneş yüzeyinin üzerinde yükselen ve tutulan nispeten soğuk (çevredeki sıcaklığa kıyasla) maddenin yoğun yoğunlaşması. Güneş'in manyetik alanının oluşması, Güneş'in farklı katmanlarının farklı hızlarda dönmesinden kaynaklanabilir: iç kısımlar daha hızlı döner; Çekirdek özellikle hızlı bir şekilde döner.

Önemler, güneş lekeleri ve fakülalar güneş aktivitesinin tek örnekleri değildir. Ayrıca şunları içerir: manyetik fırtınalar ve adı verilen patlamalar yanıp söner.

Fotosferin üstünde bulunur renk küre- Güneş'in dış kabuğu. Güneş atmosferinin bu bölümünün adının kökeni kırmızımsı rengiyle ilişkilidir. Kromosferin kalınlığı 10-15 bin km'dir ve maddenin yoğunluğu fotosfere göre yüzbinlerce kat daha azdır. Kromosferdeki sıcaklık hızla artıyor ve üst katmanlarında onbinlerce dereceye ulaşıyor. Kromosferin kenarında gözlenir spiküller, sıkıştırılmış parlak gazın uzun sütunlarını temsil eder. Bu jetlerin sıcaklığı fotosferin sıcaklığından daha yüksektir. Spiküller önce alt kromosferden 5000-10.000 km'ye kadar yükselir, sonra geri çekilerek burada kaybolurlar. Bütün bunlar yaklaşık 20.000 m/s hızla gerçekleşir. Spi kula 5-10 dakika yaşar. Güneş'te aynı anda bulunan spiküllerin sayısı bir milyona yakındır (Şekil 6).

Pirinç. 6. Güneş'in dış katmanlarının yapısı

Kromosferi çevreleyen güneş korona- Güneş atmosferinin dış katmanı.

Güneş'in yaydığı toplam enerji miktarı 3,86'dır. 1026 W ve bu enerjinin yalnızca iki milyarda biri Dünya tarafından alınıyor.

Güneş radyasyonu şunları içerir: tanecikli Ve Elektromanyetik radyasyon.Parçacık temel radyasyonu- bu proton ve nötronlardan oluşan bir plazma akışıdır, yani - güneşli rüzgar, Dünya'ya yakın uzaya ulaşan ve Dünya'nın tüm manyetosferi etrafında akan. Elektromanyetik radyasyon- Bu Güneş'in yayılan enerjisidir. Doğrudan ve dağınık radyasyon şeklinde dünya yüzeyine ulaşır ve gezegenimizdeki termal rejimi sağlar.

19. yüzyılın ortalarında. İsviçreli gökbilimci Rudolf Kurt(1816-1893) (Şekil 7), dünya çapında Wolf sayısı olarak bilinen, güneş aktivitesinin niceliksel bir göstergesini hesapladı. Geçen yüzyılın ortalarında biriken güneş lekelerinin gözlemlerini işleyen Wolf, güneş aktivitesinin ortalama 1 yıllık döngüsünü oluşturmayı başardı. Aslında Wolf sayılarının maksimum ve minimum olduğu yıllar arasındaki zaman aralıkları 7 ila 17 yıl arasında değişmektedir. 11 yıllık döngüyle eş zamanlı olarak, güneş aktivitesinin laik, daha doğrusu 80-90 yıllık bir döngüsü meydana gelir. Koordinasyonsuz bir şekilde üst üste bindirilerek, Dünya'nın coğrafi kabuğunda meydana gelen süreçlerde gözle görülür değişiklikler yaparlar.

Birçok karasal olgunun güneş aktivitesi ile yakın bağlantısı, 1936'da Dünya üzerindeki fiziksel ve kimyasal süreçlerin büyük çoğunluğunun etkisinin sonucu olduğunu yazan A.L. Chizhevsky (1897-1964) (Şekil 8) tarafından işaret edilmişti. kozmik kuvvetler. Aynı zamanda bilimin kurucularından biriydi. heliobiyoloji(Yunanca'dan Helios- güneş), Güneş'in canlılar üzerindeki etkisini incelemek coğrafi zarf Toprak.

Güneş aktivitesine bağlı olarak Dünya'da şu fiziksel olaylar meydana gelir: manyetik fırtınalar, auroraların sıklığı, ultraviyole radyasyon miktarı, fırtına aktivitesinin yoğunluğu, hava sıcaklığı, atmosferik basınç, yağış, göllerin, nehirlerin, yeraltı sularının seviyesi, denizlerin tuzluluğu ve aktivitesi vb.

Bitkilerin ve hayvanların yaşamı, Güneş'in periyodik aktivitesiyle (güneş döngüsü ile bitkilerde büyüme mevsiminin süresi, kuşların, kemirgenlerin vb. üremesi ve göçü arasında bir korelasyon vardır) ve insanlarla ilişkilidir. (hastalıklar).

Şu anda güneş ve karasal süreçler arasındaki ilişkiler yapay Dünya uyduları kullanılarak incelenmeye devam ediyor.

Karasal gezegenler

Güneş'e ek olarak, Güneş Sisteminin bir parçası olarak gezegenler de ayırt edilir (Şekil 9).

Boyutlarına, coğrafi özelliklerine ve kimyasal bileşimlerine göre gezegenler iki gruba ayrılır: karasal gezegenler Ve dev gezegenler. Karasal gezegenler arasında ve bulunur. Bu alt bölümde bunlar tartışılacaktır.

Pirinç. 9. Güneş Sisteminin Gezegenleri

Toprak- Güneş'ten üçüncü gezegen. Buna ayrı bir alt bölüm ayrılacaktır.

Özetleyelim. Gezegenin maddesinin yoğunluğu ve büyüklüğü dikkate alındığında kütlesi, gezegenin güneş sistemindeki konumuna bağlıdır. Nasıl
Bir gezegen Güneş'e ne kadar yakınsa, ortalama madde yoğunluğu da o kadar yüksek olur. Örneğin Merkür için bu değer 5,42 g/cm3, Venüs - 5,25, Dünya - 5,25, Mars - 3,97 g/cm3'tür.

Karasal gezegenlerin (Merkür, Venüs, Dünya, Mars) genel özellikleri öncelikle şunlardır: 1) nispeten küçük boyutlar; 2) yüzeydeki yüksek sıcaklıklar ve 3) gezegensel maddenin yüksek yoğunluğu. Bu gezegenler kendi eksenleri üzerinde nispeten yavaş dönerler ve çok az uyduları vardır veya hiç yoktur. Karasal gezegenlerin yapısında dört ana kabuk vardır: 1) yoğun bir çekirdek; 2) onu kaplayan manto; 3) ağaç kabuğu; 4) hafif gaz-su kabuğu (Cıva hariç). Bu gezegenlerin yüzeyinde tektonik aktivite izleri bulundu.

Dev gezegenler

Şimdi de güneş sistemimizin bir parçası olan dev gezegenleri tanıyalım. Bu , .

Dev gezegenler aşağıdaki genel özelliklere sahiptir: 1) büyük boyut ve kütle; 2) bir eksen etrafında hızla dönün; 3) halkaları ve birçok uydusu var; 4) atmosfer esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşur; 5) merkezde sıcak bir metal ve silikat çekirdeği bulunur.

Ayrıca aşağıdaki özelliklerle de ayırt edilirler: 1) düşük yüzey sıcaklıkları; 2) gezegensel maddenin düşük yoğunluğu.

Güneş sistemi, merkezi yıldız olan Güneş'i ve onun etrafında dönen tüm doğal uzay nesnelerini içeren bir gezegen sistemidir. Güneş sistemi şunları içerir: Dört küçük iç gezegen: Merkür, Venüs, Dünya ve Mars, aynı zamanda karasal gezegenler olarak da adlandırılır, Dört dış gezegen: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, aynı zamanda gaz devleri olarak da adlandırılır (karasal gezegenlerden çok daha büyük) . Mars ve Jüpiter arasında bulunan ve bileşimi karasal gezegenlere benzeyen asteroit kuşağı. Güneş rüzgârına (Güneş'ten gelen plazma akışına) heliosfer adı verilir. Güneş sistemi Samanyolu galaksisinin bir parçasıdır. GÜNEŞ SİSTEMİ NEDİR

GÜNEŞ SİSTEMİNİN YAPISI Güneş Sisteminin merkezi nesnesi, G 2 V spektral sınıfına ait sarı bir ana dizi yıldızı olan Güneş'tir. Güneş, yerçekimi ile Güneş Sistemine ait gezegenleri ve diğer cisimleri tutar. En büyük dört nesne olan gaz devleri, kalan kütlenin %99'unu oluşturur (Jüpiter ve Satürn - yaklaşık %90) Tüm gezegenler ve diğer nesnelerin çoğu, Güneş'in dönüş yönü ile aynı yönde (Güneş yönünden bakıldığında saat yönünün tersine) Güneş'in etrafında dönerler. kuzey kutbu (İstisna) - Halley gezegeni)

GÜNEŞ SİSTEMİNİN YAPISI Merkür en yüksek açısal hıza sahiptir; Güneş etrafında tam bir devrimi yalnızca 88 Dünya gününde tamamlamayı başarır. En uzak gezegen olan Neptün'ün yörünge süresi 165 Dünya yılıdır. Gezegenlerin çoğu, Güneş'in etrafında döndükleri gibi kendi eksenleri etrafında da dönerler (Venüs ve Uranüs hariç). Güneş sistemindeki çoğu gezegenin kendi alt sistemleri vardır. Birçoğu aylarla çevrilidir (bazıları Merkür'den, Venüs ve Uranüs'ten daha büyüktür).

Güneş Güneş sarı bir yıldızdır. Yüzeyindeki sıcaklık +6.000 C'dir. Güneş, Dünya'daki tüm yaşamın kaynağıdır. Güneş'ten gelen bir ışık ışını Dünya'ya 8 dakikada ulaşır. Güneş, güneş sisteminin tüm üyelerinin toplamından 750 kat daha ağırdır.

Güneş devasa bir sıcak gaz topudur. Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 6000 o'dur. Güneş lekeleri yüzeyin düşük sıcaklıktaki bölgeleridir.

Gezegenler Gezegen, Güneş'in veya başka bir yıldızın etrafında dönen katı kaya veya gazdan oluşan bir toptur. Dünya'ya en yakın 5 gezegeni çıplak gözle görebiliriz. Dünya tıpkı Merkür, Venüs, Mars ve Plüton gibi kayalık bir gezegendir. Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, güneş sisteminin en uzak noktalarında dönen devasa gaz toplarıdır.

Güneş ve gezegenlerin karşılaştırmalı boyutları Güneş ve gezegenlerin çapları ve kütlelerinin Dünya çapı kütlesi ile karşılaştırılması Güneş 109 333000 Merkür 0,38 0,05 Venüs 0,95 0,81 Dünya 1 1 Mars 0,53 0,11 Jüpiter 11,2 318 Satürn 9,5 95,2 Uranüs 4,1 14,5 Neptün 3,9 17,1

Merkür, Güneş'e en yakın gezegendir, bu nedenle Güneş onun üzerinde parlar ve onu Dünya'ya göre 7 kat daha fazla ısıtır. Merkür'ün gündüz tarafı çok sıcak, orada sonsuz bir sıcaklık var. Ölçümler orada sıcaklığın +400 dereceye kadar çıktığını gösteriyor. Ama sen her zaman gece tarafında olmalısın şiddetli don muhtemelen -200 dereceye kadar inecek. Merkür çöllerin krallığıdır. Bir yarısı sıcak taş çölü, diğer yarısı buzlu çöl. Merkür'ün yüzeyi görünüş olarak Ay'a benzer. Merkür Güneş'ten yeterince uzaklaştığında ufkun aşağılarında görülebilir. Merkür karanlık bir gökyüzünde asla görünmez. En iyi akşam gökyüzünde veya şafaktan önce gözlemlenir.

Venüs Güneş'ten ikinci gezegendir. Dünya'ya diğer gezegenlerden daha yakın geçiyor. Ancak yoğun, bulutlu atmosfer, yüzeyini doğrudan görmenize izin vermiyor. Venüs son derece sıcaktır. Atmosfer Güneş'ten gelen ısıyı tutar. Venüs'ün yüzeyi volkanlarla kaplıdır. Venüs'ü gökyüzünde bulmak diğer gezegenlerden daha kolaydır. Yoğun bulutları güneş ışığını mükemmel şekilde yansıtarak gezegeni parlak hale getirir.

Venüs: a) teleskopla Dünya'dan farklı aşamalarda görünüm; b) ultraviyole ışınlarda bir uzay aracından alınan fotoğraf

Dünya Dünya düzensiz şekilli bir toptur. Güney Kutbu'nda üstte ve altta hafifçe basıktır. Aynı zamanda Dünya ekvator boyunca dışbükey bir hal aldı. Dünya uzaydan mavi görünür çünkü okyanuslar, denizler ve göller yüzeyinin %71'ini kaplar. Ay, Dünya'nın tek doğal uydusudur.

Dünya, güneş sisteminde yaşam olan tek gezegendir. İç gezegenlerin en yoğun olanıdır. Dünyanın büyük bir kısmı sularla kaplıdır. Gezegenimiz Güneş'in etrafında saniyede 30 km hızla yörüngesinde uçuyor!

Mars, Güneş'ten dördüncü gezegendir, Dünya'ya benzer, ancak daha küçük ve daha soğuktur. Mars'ta derin kanyonlar, dev volkanlar ve uçsuz bucaksız çöller vardır. Kızıl Gezegen'in etrafında Mars'a da verilen adla iki küçük ay uçuyor: Phobos ve Deimos. Ay dışında halihazırda kullanılarak ulaşılabilen tek kozmik dünya modern füzeler. Astronotlar için bu 4 yıllık bir yolculuktur. Mars, Dünya yıllarımızın ikisinde Güneş'in etrafında döner.

Sağda: Mars'ın yörüngesel teleskopla çekilmiş fotoğrafı. Hubble. Altta: Mars'ın Dünya'dan büyük karşıtlık, orta karşıtlık ve kavuşumda görülen görünen boyutları.

Jüpiter Jüpiter, güneş sisteminin gerçek bir devidir. Jüpiter'in katı bir yüzeyi yoktur. Jüpiter'in üst katmanları, gezegenin derinliklerinde kalınlaşarak sıvıya dönüşen geniş bir gaz okyanusudur. Jüpiter'de gizemli bir oluşum var - büyük kırmızı bir nokta. Gökbilimcilere göre bu, gezegenin atmosferinde şiddetli bir şekilde devam eden sonsuz bir fırtınadır.

JÜPİTER Jüpiter Güneş'e Dünya'dan çok daha uzaktadır. Jüpiter, Güneş etrafında tam bir devrimi 12 yılda tamamlar. Jüpiter kendi ekseni etrafında hızla dönerek her 9 saat 55 dakikada bir devrim yapar. Jüpiter bileşim olarak Güneş'e benzer. Jüpiter'in atmosferinde şiddetli süreçler meydana gelir - güçlü rüzgarlar esiyor ve girdaplar oluşuyor. Jüpiter'in 60'tan fazla uydusu var.

Jüpiter. Jüpiter teleskopu aracılığıyla Dünya'dan görünüm. Voyager uzay aracı görüntüsü, 1978. Büyük Kırmızı Nokta ve gezegenin iki uydusu görülebiliyor.

SATURN Satürn Güneş'ten yaklaşık 1.500.000 km uzaklıkta yer almaktadır. Güneş etrafındaki devrim dönemi yaklaşık 30 yılımızdır. Esas olarak gazdan oluşur ve alışık olduğumuz sert yüzeye sahip değildir. Satürn güneş sistemindeki en basık gezegendir. Satürn'ün halkalarına ek olarak 10 uydusu vardır. En ünlüsü ve en büyüğü Titan'dır. Güneş sisteminde üzerinde atmosfer keşfedilen tek uydudur.

Satürn Satürn dev bir gaz topudur. Halkaları bilim adamlarının özellikle ilgisini çekiyor. Satürn'ün halkalarının kalınlığı ancak bir kilometredir. Sayısız kaya ve buz parçasından oluşurlar. Satürn'ün halkaları binlerce ince halkaya bölünmüştür.

Satürn halkalarıyla ünlüdür. Ancak halkalar her zaman Dünya'dan görülemeyebilir. Her 15 yılda bir “ortadan kaybolurlar”. Bu döneme en yakın dönem Aralık 2008 – Ocak 2009’dur.

Voyager, 1981 Satürn'ün uydusu Titan'ın kalın bir atmosferi var. "Huygens", 2004

URANÜS Uranüs'ün görünür diski, yeşilimsi mavi renklerin hakim olduğu düzenli bir şekle sahip gibi görünmektedir. Çok az bulut var; gezegenin tam yörünge periyodu yaklaşık 84 yıldır. Diğer gazlı gezegenler gibi Uranüs'ün de halkaları vardır. Çok koyu renklidirler ve farklı boyutlarda katı parçacıklardan oluşurlar. Ortalama yüzey sıcaklığı -210 derecedir.

Uranüs, güneş sistemindeki güneşin etrafında sanki yan yatmış gibi dönen tek gezegendir. 11 ince halka ve 15 uydu ile çevrilidir. On uydu o kadar küçük ki, 1986'da Voyager 2 robot istasyonu ona uçana kadar bilinmiyordu.

Uranüs. Voyager uzay aracından fotoğraf Uranüs'ün ekseni, yörünge düzlemine kuvvetli bir şekilde eğimlidir. Gezegen "yan yatarak" dönüyor. Diğer dev gezegenler gibi Uranüs de ince bir toz halkası ve küçük parçacıklarla çevrilidir ve çok sayıda uyduya sahiptir.

NEPTÜN Neptün'ün diğer dev gezegenler gibi katı bir yüzeyi yoktur. Gezegenin etrafında beş halka var: ikisi parlak ve dar, üçü daha sönük. Güneş etrafında tam bir devrimi neredeyse 165 Dünya yılında tamamlar ve neredeyse her zaman ondan 4,5 milyar km uzakta kalır.

Neptün Güneş sistemindeki en güçlü rüzgarlar onun yüzeyinde esiyor ve saatte 2000 km'nin üzerinde hızlara ulaşıyor. Neptün'ün toplamda 8 uydusu vardır ancak bunlardan yalnızca 2'si Dünya'dan görülebilmektedir.

Sekiz büyük gezegenin yanı sıra Güneş'in etrafında dönen birçok cüce gezegen vardır. Bunlar boyut ve kütle olarak Ay'dan daha küçük olan küresel cisimlerdir. Bilgisayar kolajı. Sedna, Quaoar ve Plüton'un Dünya ve Ay ile karşılaştırması gösterilmektedir.

Binlerce asteroit, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki asteroit kuşağını oluşturur. Bazı asteroitler Dünya'ya yaklaşabilir.

Küçük bir meteor atmosferde yandığında bir meteor (“kayan yıldız”) görüyoruz. Bazen yörüngede hareket eden Dünya, bir meteor sürüsüyle karşılaşır. Ardından “meteor yağmuru” gözlemleniyor.

GÜNEŞ SİSTEMİ
Güneş ve onun etrafında dönen gök cisimleri; 9 gezegen, 63'ten fazla uydu, dev gezegenlerin dört halka sistemi, onbinlerce asteroit, iri kayalardan toz tanelerine kadar sayısız meteoroid ve milyonlarca kuyruklu yıldızlar. Aralarındaki boşlukta güneş rüzgarı parçacıkları (elektronlar ve protonlar) hareket eder. Güneş sisteminin tamamı henüz keşfedilmedi: örneğin, gezegenlerin çoğu ve uyduları uçuş yörüngelerinden yalnızca kısa bir süre incelendi, Merkür'ün yalnızca bir yarım küresinin fotoğrafı çekildi ve henüz Plüton'a herhangi bir keşif gezisi yapılmadı. Ancak yine de teleskoplar ve uzay sondaları yardımıyla pek çok önemli veri toplanmış durumda.
Güneş Sistemi'nin kütlesinin neredeyse tamamı (%99,87) Güneş'te yoğunlaşmıştır. Güneş'in boyutu da sistemindeki herhangi bir gezegenden önemli ölçüde daha büyüktür: Dünya'dan 11 kat daha büyük olan Jüpiter'in bile yarıçapı Güneş'inkinden 10 kat daha küçüktür. Güneş, yüksek yüzey sıcaklığı nedeniyle bağımsız olarak parlayan sıradan bir yıldızdır. Gezegenler oldukça soğuk oldukları için yansıyan güneş ışığıyla (albedo) parlıyorlar. Güneş'ten itibaren şu sırayla bulunurlar: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton. Güneş Sistemindeki mesafeler genellikle Dünya'nın Güneş'e olan ortalama mesafesinin astronomik birim adı verilen birimleriyle ölçülür (1 AU = 149,6 milyon km). Örneğin, Plüton'un Güneş'e olan ortalama uzaklığı 39 AU'dur, ancak bazen 49 AU'ya kadar hareket eder. Kuyruklu yıldızların 50.000 AU'da uçup gittikleri biliniyor. Dünya'dan en yakın yıldız olan Centauri'ye olan mesafe 272.000 AU veya 4,3 ışık yılıdır (yani 299.793 km/s hızla ilerleyen ışık bu mesafeyi 4,3 yılda kat eder). Karşılaştırma yapmak gerekirse, ışık Güneş'ten Dünya'ya 8 dakikada, Plüton'a ise 6 saatte ulaşmaktadır.

Gezegenler, Dünya'nın kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünün tersine, yaklaşık olarak aynı düzlemde yer alan neredeyse dairesel yörüngelerde Güneş'in etrafında dönerler. Dünyanın yörüngesinin düzlemi (ekliptik düzlemi), gezegenlerin yörüngelerinin ortalama düzlemine yakındır. Bu nedenle, gezegenlerin, Güneş'in ve Ay'ın gökyüzündeki görünür yolları ekliptik çizginin yakınından geçer ve kendileri de Zodyak takımyıldızlarının arka planında her zaman görünürler. Yörünge eğimleri ekliptik düzlemden ölçülür. 90°'den küçük eğim açıları ileri yörünge hareketine (saat yönünün tersine) karşılık gelir ve 90°'den büyük açılar ters yörünge hareketine karşılık gelir. Güneş sistemindeki tüm gezegenler ileri yönde hareket eder; Plüton en yüksek yörünge eğimine (17°) sahiptir. Birçok kuyruklu yıldız ters yönde hareket eder; örneğin Halley kuyruklu yıldızının yörünge eğimi 162°'dir. Güneş sistemindeki tüm cisimlerin yörüngeleri elipslere çok yakındır. Eliptik bir yörüngenin boyutu ve şekli, elipsin yarı ana ekseni (gezegenin Güneş'ten ortalama uzaklığı) ve dairesel yörüngeler için e = 0'dan son derece uzun olanlar için e = 1'e kadar değişen dışmerkezlilik ile karakterize edilir. Yörüngenin Güneş'e en yakın noktasına günberi, en uzak noktaya ise afelion denir.
Ayrıca bakınız YÖRÜNGE; KONİK BÖLÜMLER. Dünyevi bir gözlemcinin bakış açısından güneş sisteminin gezegenleri iki gruba ayrılır. Güneş'e Dünya'dan daha yakın olan Merkür ve Venüs'e alt (iç) gezegenler, daha uzak olanlara (Mars'tan Plüton'a) üst (dış) gezegenler denir. Alttaki gezegenlerin Güneş'ten maksimum uzaklık açısı vardır: Merkür için 28° ve Venüs için 47°. Böyle bir gezegenin Güneş'ten en batıda (doğuda) olduğu zaman, en büyük batı (doğu) uzamasına sahip olduğu söylenir. Aşağı düzeyde bir gezegen doğrudan Güneş'in önünde görüldüğünde, bunun aşağı düzeyde kavuşumda olduğu söylenir; Güneş'in tam arkasındayken - üstün kavuşumda. Ay gibi, bu gezegenler de gezegenin Güneş'e döndüğü Ps sinodik dönemi sırasında güneş ışığının tüm aşamalarından geçer. orjinal pozisyon Dünyadaki bir gözlemcinin bakış açısından Güneş'e göre. Bir gezegenin gerçek yörünge periyoduna (P) yıldız denir. Alt gezegenler için bu dönemler aşağıdaki ilişkiye göre ilişkilidir:
1/Ps = 1/P - 1/Po burada Po, Dünyanın yörünge periyodudur. Üst gezegenler için benzer bir ilişkinin farklı bir biçimi vardır: 1/Ps = 1/Po - 1/P Üst gezegenler sınırlı sayıda evreyle karakterize edilir. Maksimum faz açısı (Güneş-gezegen-Dünya) Mars için 47°, Jüpiter için 12°, Satürn için 6°'dir. Üst gezegen Güneş'in arkasında göründüğünde kavuşumdadır ve Güneş'e ters yönde olduğunda karşıt konumdadır. Güneş'ten 90° açısal uzaklıkta gözlemlenen bir gezegen karesel (doğu veya batı) konumdadır. Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasından geçen asteroit kuşağı, güneş gezegen sistemini iki gruba ayırır. İçinde karasal gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars) bulunur; bunlar küçük, kayalık ve oldukça yoğun cisimler olmaları bakımından benzerdir: ortalama yoğunlukları 3,9 ila 5,5 g/cm3 arasında değişir. Eksenleri etrafında nispeten yavaş dönüyorlar, halkaları yok ve çok az doğal uyduları var: Dünya'nın Ayı ve Marslı Phobos ve Deimos. Asteroit kuşağının dışında dev gezegenler vardır: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Büyük yarıçapları, düşük yoğunlukları (0,7-1,8 g/cm3) ve hidrojen ve helyum açısından zengin derin atmosferleri ile karakterize edilirler. Jüpiter, Satürn ve muhtemelen diğer devlerin katı bir yüzeyi yoktur. Hepsi hızla dönüyor, çok sayıda uydusu var ve etrafı halkalarla çevrili. Uzaktaki küçük Plüton ve dev gezegenlerin büyük uyduları birçok bakımdan karasal gezegenlere benzer. Eski insanlar çıplak gözle görülebilen gezegenleri biliyorlardı. Satürn'e kadar tüm iç ve dış. W. Herschel, 1781'de Uranüs'ü keşfetti. İlk asteroit 1801 yılında G. Piazzi tarafından keşfedildi. Uranüs'ün hareketindeki sapmaları inceleyen W. Le Verrier ve J. Adams teorik olarak Neptün'ü keşfettiler; hesaplanan konumda 1846'da I. Galle tarafından keşfedildi. En uzak gezegen - Plüton - 1930'da P. Lovell tarafından organize edilen Neptün ötesi bir gezegene yönelik uzun bir araştırma sonucunda K. Tombaugh tarafından keşfedildi. Jüpiter'in dört büyük uydusu 1610 yılında Galileo tarafından keşfedildi. O zamandan beri teleskoplar ve uzay sondalarının yardımıyla tüm dış gezegenlerin yakınında çok sayıda uydu bulundu. H. Huygens, 1656'da Satürn'ün bir halkayla çevrili olduğunu tespit etti. Uranüs'ün karanlık halkaları, 1977 yılında yıldızın örtülmesini gözlemlerken Dünya'dan keşfedildi. Jüpiter'in şeffaf kaya halkaları, 1979'da gezegenler arası sonda Voyager 1 tarafından keşfedildi. 1983'ten bu yana, yıldızların örtülme anlarında, Neptün'ün çevresinde homojen olmayan halkaların işaretleri fark edildi; 1989'da bu halkaların bir görüntüsü Voyager 2 tarafından iletildi.
Ayrıca bakınız
ASTRONOMİ VE ASTROFİZİK;
ZODYAK;
UZAY PROBU;
GÖKSEL KÜRE.
GÜNEŞ
Güneş Sisteminin merkezinde Güneş vardır; yarıçapı yaklaşık 700.000 km ve kütlesi 2 x 10 30 kg olan tipik bir tek yıldızdır. Güneş'in görünür yüzeyinin (fotosfer) sıcaklığı yaklaşık 5800 K. Fotosferdeki gazın yoğunluğu, Dünya yüzeyindeki havanın yoğunluğundan binlerce kat daha azdır. Güneş'in içinde derinlikle birlikte sıcaklık, yoğunluk ve basınç artarak merkezde sırasıyla 16 milyon K, 160 g/cm3 ve 3,5*10 11 bar'a (odadaki hava basıncı yaklaşık 1 bar) ulaşır. Güneş'in çekirdeğindeki yüksek sıcaklığın etkisi altında hidrojen, büyük miktarda ısı açığa çıkararak helyuma dönüşür; bu, Güneş'in kuvvet tarafından sıkıştırılmasını önler kendi gücü yer çekimi. Çekirdekte açığa çıkan enerji, esas olarak 3,86 * 10 26 W gücünde fotosferden gelen radyasyon şeklinde Güneş'ten ayrılır. Güneş, 4,6 milyar yıldır bu yoğunlukta ışık yayıyor ve bu süre zarfında hidrojeninin %4'ünü helyuma dönüştürdü; Güneş'in kütlesinin %0,03'ü enerjiye dönüştü. Yıldız evrimi modelleri, Güneş'in artık ömrünün ortasında olduğunu göstermektedir (ayrıca bkz. NÜKLEER füzyon). Gökbilimciler, Güneş'teki çeşitli kimyasal elementlerin bolluğunu belirlemek için güneş ışığının spektrumundaki soğurma ve emisyon çizgilerini inceliyorlar. Soğurma çizgileri, spektrumdaki karanlık boşluklardır ve belirli bir frekansta belirli bir frekansta soğurulan fotonların bulunmadığını gösterir. kimyasal element . Emisyon çizgileri veya emisyon çizgileri, bir kimyasal element tarafından yayılan fotonların fazlalığını gösteren spektrumun daha parlak kısımlarıdır. Bir spektral çizginin frekansı (dalga boyu), onun oluşumundan hangi atom veya molekülün sorumlu olduğunu gösterir; çizginin kontrastı, ışığı yayan veya soğuran maddenin miktarını gösterir; çizginin genişliği sıcaklığını ve basıncını değerlendirmemize olanak tanır. Güneş'in ince (500 km) fotosferini incelemek, Güneş'in dış bölgeleri konveksiyonla iyi karıştığından, Güneş spektrumları yüksek kalitede olduğundan ve fiziksel işlemlerden dolayı iç kısmının kimyasal bileşimini değerlendirmeyi mümkün kılar. onlardan sorumlu olanlar tamamen anlaşılabilir. Ancak şu ana kadar güneş spektrumundaki çizgilerin yalnızca yarısının tespit edilebildiğini de belirtmek gerekiyor. Güneş'in bileşiminde hidrojen hakimdir. İkinci sırada, adı (Yunanca'da “helios” “Güneş” anlamına gelir) helyum, onun Güneş'te Dünya'dan daha önce (1899) spektroskopik olarak keşfedildiğini hatırlatıyor. Helyum inert bir gaz olduğundan, diğer atomlarla reaksiyona girme konusunda son derece isteksizdir ve aynı zamanda isteksizce de olsa Güneş'in optik spektrumunda kendini gösterir - yalnızca bir çizgiyle, ancak daha az miktarda bulunan birçok element Güneş'in spektrumunda çok sayıda çizgiyle temsil edilir. . İşte “güneş” maddesinin bileşimi: 1 milyon hidrojen atomu başına 98.000 helyum atomu, 851 oksijen, 398 karbon, 123 neon, 100 nitrojen, 47 demir, 38 magnezyum, 35 silikon, 16 kükürt, 4 argon, 3 alüminyum, 2 atom nikel, sodyum ve kalsiyumun yanı sıra diğer elementlerin bir kısmı. Dolayısıyla Güneş'in kütlesinin yaklaşık %71'i hidrojen ve %28'i helyumdur; geri kalan unsurlar %1'den biraz daha fazlasını oluşturur. Gezegen bilimi açısından bakıldığında, güneş sistemindeki bazı nesnelerin Güneş ile hemen hemen aynı bileşime sahip olması dikkat çekicidir (aşağıdaki meteorlarla ilgili bölüme bakınız). Hava olaylarının gezegen atmosferlerinin görünümünü değiştirmesi gibi, güneş yüzeyinin görünümü de zaman içinde saatlerden on yıllara kadar değişir. Ancak gezegenlerin ve Güneş'in atmosferleri arasında önemli bir fark vardır; o da Güneş'teki gazların hareketinin, Güneş'in güçlü manyetik alanı tarafından kontrol edilmesidir. Güneş lekeleri, yıldızın yüzeyindeki dikey manyetik alanın gazın yatay hareketini önleyecek ve dolayısıyla konveksiyonu bastıracak kadar güçlü olduğu (200-3000 Gauss) bölgeleridir. Sonuç olarak, bu bölgedeki sıcaklık yaklaşık 1000 K düşer ve noktanın karanlık bir orta kısmı belirir - "gölge", daha sıcak bir geçiş bölgesi - "penumbra" ile çevrilidir. Tipik bir güneş lekesinin boyutu Dünya'nın çapından biraz daha büyüktür; Bu nokta birkaç haftadır varlığını sürdürüyor. Güneş lekelerinin sayısı 7 ila 17 yıllık bir döngü süresiyle artıp azalmakta olup ortalama 11,1 yıldır. Tipik olarak bir döngüde ne kadar çok nokta belirirse döngünün kendisi de o kadar kısa olur. Güneş lekelerinin manyetik polaritesinin yönü döngüden döngüye ters yönde değişir, dolayısıyla Güneş'in güneş lekesi aktivitesinin gerçek döngüsü 22,2 yıldır. Her döngünün başlangıcında, ilk noktalar yüksek enlemlerde, yaklaşık olarak görünür. 40° ve yavaş yavaş doğum bölgeleri ekvatora doğru yakl. 5°. Ayrıca bakınız YILDIZLAR ; GÜNEŞ . Güneş'in aktivitesindeki dalgalanmaların, radyasyonunun toplam gücü üzerinde neredeyse hiçbir etkisi yoktur (sadece %1 oranında bir değişiklik bile Dünya'nın ikliminde ciddi değişikliklere yol açacaktır). Güneş lekesi döngüleri ile Dünya'nın iklimi arasında bir bağlantı bulmak için birçok girişimde bulunuldu. Bu anlamda en dikkat çekici olay “Maunder Minimumu”dur: 1645'ten itibaren 70 yıl boyunca Güneş'te neredeyse hiç güneş lekesi yoktu ve aynı zamanda Dünya Küçük Buzul Çağı'nı da yaşadı. Bunun olup olmadığı henüz belli değil Muhteşem gerçek sadece tesadüf mü yoksa nedensel bir ilişkiye mi işaret ediyor?
Ayrıca bakınız
İKLİM ;
METEOROLOJİ VE KLİMATOLOJİ. Güneş Sisteminde 5 büyük dönen hidrojen-helyum topu vardır: Güneş, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Doğrudan incelenemeyen bu dev gök cisimlerinin derinliklerinde, Güneş Sisteminin neredeyse tüm maddesi yoğunlaşmıştır. Dünyanın iç kısmına da bizim için erişilemez, ancak sismologlar depremler tarafından gezegenin gövdesinde uyarılan sismik dalgaların (uzun dalga ses titreşimleri) yayılma süresini ölçerek Dünya'nın iç kısmının ayrıntılı bir haritasını derlediler: boyutlarını ve boyutlarını öğrendiler. Dünya'nın çekirdeğinin ve mantosunun yoğunlukları ve ayrıca sismik tomografi kullanılarak kabuğun hareketli plakalarının görüntüleri kullanılarak üç boyutlu görüntüler elde edildi. Benzer yöntemler Güneş'in yüzeyinde de yaklaşık 1000000000000000000 sürede periyodu olan dalgalar olması nedeniyle uygulanabilir. Derinliklerinde yayılan birçok sismik titreşimin neden olduğu 5 dakika. Heliosismoloji bu süreçleri inceler. Kısa dalga patlamaları üreten depremlerden farklı olarak, Güneş'in iç kısmındaki enerjik konveksiyon sürekli sismik gürültü yaratır. Helioseismologlar, Güneş'in yarıçapının dış %14'ünü kaplayan konvektif bölge altında maddenin 27 günlük bir periyotla eşzamanlı olarak döndüğünü keşfettiler (güneş çekirdeğinin dönüşü hakkında henüz hiçbir şey bilinmiyor). Daha yukarılarda, konvektif bölgenin kendisinde, dönüş yalnızca eşit enlemdeki koniler boyunca eşzamanlı olarak gerçekleşir ve ekvatordan uzaklaştıkça daha yavaş olur: ekvator bölgeleri 25 günlük bir periyotla (Güneş'in ortalama dönüşünün ilerisinde) döner ve kutupsaldır. 36 günlük bir süreye sahip bölgeler (ortalama rotasyonun gerisinde kalıyor). Gaz devi gezegenlere sismolojik yöntemler uygulama yönündeki son girişimler başarısız oldu çünkü aletler henüz ortaya çıkan titreşimleri tespit edemiyor. Güneş'in fotosferinin üzerinde, yalnızca güneş tutulmalarının nadir anlarında görülebilen ince, sıcak bir atmosfer tabakası vardır. Bu, birkaç bin kilometre kalınlığında bir kromosferdir ve hidrojen Ha'nın emisyon hattından dolayı kırmızı renginden dolayı bu şekilde adlandırılmıştır. Sıcaklık, fotosferden kromosferin üst katmanlarına doğru neredeyse iki katına çıkar ve buradan, tam olarak açıklanamayan nedenlerden ötürü, Güneş'ten ayrılan enerji, ısı şeklinde açığa çıkar. Kromosferin üzerinde gaz 1 milyon K'ye kadar ısıtılır. Korona adı verilen bu bölge yaklaşık 1 güneş yarıçapı kadar uzanır. Koronadaki gazın yoğunluğu çok düşük ancak sıcaklık o kadar yüksek ki korona güçlü bir X-ışını kaynağı oluyor. Bazen Güneş'in atmosferinde dev oluşumlar ortaya çıkar - patlayan çıkıntılar. Fotosferden güneş yarıçapının yarısına kadar yükselen kemerlere benziyorlar. Gözlemler, çıkıntıların şeklinin manyetik alan çizgileri tarafından belirlendiğini açıkça göstermektedir. Bir başka ilginç ve son derece aktif olay ise iki saate kadar süren güneş patlamaları, güçlü enerji patlamaları ve parçacıklardır. Böyle bir güneş patlamasının ürettiği foton akışı, ışık hızıyla 8 dakikada, elektron ve proton akışı ise birkaç gün içinde Dünya'ya ulaşır. Güneş lekelerindeki maddenin hareketinden dolayı manyetik alanın yönünde keskin bir değişimin olduğu yerlerde güneş patlamaları meydana gelir. Maksimum güneş patlaması aktivitesi genellikle güneş lekesi döngüsünün maksimumundan bir yıl önce meydana gelir. Böyle bir öngörülebilirlik çok önemlidir, çünkü güçlü bir güneş patlaması tarafından üretilen yüklü parçacıklardan oluşan bir baraj, astronotlar ve uzay teknolojisinin yanı sıra, yerdeki iletişim ve enerji ağlarına bile zarar verebilir.

Skylab uzay istasyonunun helyum emisyon hattında (dalga boyu 304) gözlemlenen GÜNEŞ ENERJİLERİ.

Güneş rüzgarı adı verilen, Güneş'in plazma koronasından sürekli bir yüklü parçacık çıkışı vardır. Bir şeyin kuyruklu yıldız kuyruklarını nasıl "havaya uçurduğu" fark edildiğinden, uzay uçuşları başlamadan önce bile varlığından şüpheleniliyordu. Güneş rüzgarının üç bileşeni vardır: yüksek hızlı akış (600 km/s'den fazla), düşük hızlı akış ve güneş patlamalarından kaynaklanan durağan olmayan akış. Güneş'in X-ışını görüntüleri, koronada düzenli olarak devasa "deliklerin" (düşük yoğunluklu alanlar) oluştuğunu gösterdi. Bu koronal delikler yüksek hızlı güneş rüzgârının ana kaynağıdır. Dünya'nın yörünge bölgesinde, güneş rüzgârının tipik hızı yaklaşık 500 km/s'dir ve yoğunluğu 1 cm3 başına yaklaşık 10 parçacıktır (elektron ve proton). Güneş rüzgarı akışı, gezegenlerin manyetosferleri ve kuyruklu yıldızların kuyrukları ile etkileşime girerek şekillerini ve içlerinde meydana gelen süreçleri önemli ölçüde etkiler.
Ayrıca bakınız
YERÇEKİMİ;
;
COMET. Güneş rüzgarının baskısı altında, Güneş çevresindeki yıldızlararası ortamda dev bir mağara - heliosfer - oluştu. Sınırında - heliopoz - güneş rüzgarının ve yıldızlararası gazın çarpıştığı ve yoğunlaşarak birbirlerine eşit baskı uyguladığı bir şok dalgası olmalıdır. Dört uzay sondası şu anda heliopoza yaklaşıyor: Pioneer 10 ve 11, Voyager 1 ve 2. Hiçbiri onunla 75 AU mesafede karşılaşmadı. güneşten. Zamana karşı dramatik bir yarış: Pioneer 10, 1998'de çalışmayı durdurdu ve diğerleri, pilleri bitmeden heliopoza ulaşmaya çalışıyor. Hesaplamalara göre Voyager 1 tam olarak yıldızlararası rüzgarın estiği yönde uçuyor ve bu nedenle heliopoza ulaşan ilk araç olacak.
GEZEGENLER: AÇIKLAMA
Merkür. Merkür'ü Dünya'dan bir teleskopla gözlemlemek zordur: Güneş'ten 28°'den fazla bir açıyla uzaklaşmaz. Dünya'dan gelen radar kullanılarak incelendi ve gezegenler arası sonda Mariner 10 yüzeyinin yarısını fotoğrafladı. Merkür, Güneş'ten günberi noktasında 0,31 AU uzaklıkta, oldukça uzun bir yörüngede her 88 Dünya gününde bir Güneş'in etrafında döner. ve günötede 0.47 au. Kendi ekseni etrafında 58,6 günlük bir periyotla, yani yörünge periyodunun tam 2/3'üne eşit bir periyotla döner, yani yüzeyindeki her nokta, 2 Merkür yılında yalnızca bir kez Güneş'e doğru döner, yani. güneşli gün orada son 2 yıl! Büyük gezegenlerden yalnızca Plüton Merkür'den küçüktür. Ancak ortalama yoğunluk açısından Merkür, Dünya'dan sonra ikinci sırada yer almaktadır. Muhtemelen gezegenin yarıçapının %75'ini oluşturan büyük bir metalik çekirdeğe sahiptir (Dünya için yarıçapın %50'sini kaplar). Merkür'ün yüzeyi aya benzer: karanlık, tamamen kuru ve kraterlerle kaplı. Merkür yüzeyinin ortalama ışık yansıması (albedo) yaklaşık %10'dur, yani Ay'ınkiyle hemen hemen aynıdır. Muhtemelen yüzeyi de regolit - sinterlenmiş ezilmiş malzeme ile kaplıdır. Merkür'e çarpan en büyük çarpma oluşumu 2000 km büyüklüğündeki Kalori Havzası'dır. ay denizleri. Bununla birlikte, Ay'dan farklı olarak Merkür'ün tuhaf yapıları vardır; yüzlerce kilometre boyunca uzanan, birkaç kilometre yüksekliğinde çıkıntılar. Belki de gezegenin büyük metal çekirdeğinin soğuması nedeniyle veya güçlü güneş gelgitlerinin etkisi altında sıkışması sonucu oluşmuşlardır. Gezegenin yüzey sıcaklığı gündüzleri yaklaşık 700 K, geceleri ise yaklaşık 100 K'dır. Radar verilerine göre, sonsuz karanlık ve soğuk koşullarda kutup kraterlerinin dibinde buz bulunabilir. Merkür'ün neredeyse hiç atmosferi yoktur - yalnızca 200 km yükseklikte dünya atmosferinin yoğunluğuna sahip son derece seyrekleştirilmiş bir helyum kabuğu. Helyum muhtemelen gezegenin bağırsaklarındaki radyoaktif elementlerin bozunması sırasında oluşuyor. Merkür'ün zayıf bir manyetik alanı vardır ve uydusu yoktur.
Venüs. Bu, Güneş'ten ikinci gezegendir ve Dünya'ya en yakın olanıdır - gökyüzümüzdeki en parlak "yıldız"; bazen gündüz bile görülebilmektedir. Venüs pek çok açıdan Dünya'ya benzer: boyutu ve yoğunluğu Dünya'nınkinden yalnızca %5 daha azdır; muhtemelen Venüs'ün içi dünyanınkine benzer. Venüs'ün yüzeyi her zaman kalın sarımsı beyaz bulutlarla kaplıdır, ancak radar yardımıyla biraz detaylı olarak incelenmiştir. Venüs, kendi ekseni etrafında ters yönde (kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünde) 243 Dünya günü bir süre ile döner. Yörünge süresi 225 gündür; bu nedenle bir Venüs günü (gün doğumundan sonraki gün doğumuna kadar) 116 Dünya günü sürer.
Ayrıca bakınız RADAR ASTRONOMİ.

VENÜS. Pioneer Venüs gezegenlerarası istasyonu tarafından çekilen ultraviyole görüntü, gezegenin atmosferinin yoğun olarak bulutlarla dolu olduğunu, kutup bölgelerinde ise daha hafif olduğunu gösteriyor (görüntünün üst ve alt kısmında).

Venüs'ün atmosferi esas olarak karbondioksitten (CO2), az miktarda nitrojen (N2) ve su buharından (H2O) oluşur. Hidroklorik asit (HCl) ve hidroflorik asit (HF) küçük safsızlıklar olarak bulundu. Yüzeydeki basınç 90 bardır (Dünyadaki denizlerde 900 m derinlikte olduğu gibi); sıcaklık hem gündüz hem de gece tüm yüzeyde yaklaşık 750 K'dir. Venüs'ün yüzeyine yakın bu kadar yüksek sıcaklığın nedeni, buna tam olarak "sera etkisi" denmemesidir: Güneş ışınları, atmosferindeki bulutlardan nispeten kolay geçer ve gezegenin yüzeyini ısıtır, ancak termal kızılötesi yüzeyden gelen radyasyon atmosferden geçerek büyük zorluklarla uzaya geri döner. Venüs'ün bulutları mikroskobik konsantre sülfürik asit (H2SO4) damlacıklarından oluşur. Bulutların üst katmanı yüzeyden 90 km uzaktadır, orada sıcaklık yaklaşık. 200K; alt katman - 30 km'de, sıcaklık yakl. 430 K. Daha da aşağısı o kadar sıcak ki hiç bulut yok. Venüs'ün yüzeyinde elbette sıvı su yok. Venüs'ün üst bulut tabakası seviyesindeki atmosferi gezegenin yüzeyiyle aynı yönde ama çok daha hızlı dönerek bir devrimi 4 günde tamamlar; bu olaya süperrotasyon denir ve henüz bunun için bir açıklama bulunamamıştır. Otomatik istasyonlar Venüs'ün gündüz ve gece taraflarına iniyordu. Gün boyunca gezegenin yüzeyi, Dünya'daki bulutlu bir günde olduğu gibi yaklaşık olarak aynı yoğunlukta dağınık güneş ışığı ile aydınlatılır. Geceleri Venüs'te çok sayıda yıldırım görüldü. Venüs istasyonu, kayalık zeminin görülebildiği iniş alanlarındaki küçük alanların görüntülerini yayınladı. Genel olarak Venüs'ün topografyası, Pioneer-Venera (1979), Venera-15 ve -16 (1983) ve Magellan (1990) yörünge araçları tarafından iletilen radar görüntülerinden incelenmiştir. En iyilerinin en ince özellikleri yaklaşık 100 m uzunluğundadır.Dünya'nın aksine Venüs'ün açıkça tanımlanmış kıtasal levhaları yoktur, ancak Avustralya büyüklüğündeki İştar ülkesi gibi birçok küresel yüksekliğe dikkat çekilmiştir. Venüs'ün yüzeyinde çok sayıda göktaşı krateri ve volkanik kubbe vardır. Görünüşe göre Venüs'ün kabuğu incedir, bu nedenle erimiş lav yüzeye yaklaşır ve meteorlar düştükten sonra kolayca üzerine dökülür. Venüs'ün yüzeyinde yağmur ya da kuvvetli rüzgar olmadığı için yüzey erozyonu çok yavaş gerçekleşiyor ve jeolojik yapılar yüz milyonlarca yıl boyunca uzaydan görülebiliyor. Venüs'ün iç yapısı hakkında çok az şey biliniyor. Muhtemelen yarıçapın %50'sini kaplayan metal bir çekirdeğe sahiptir. Ancak gezegenin çok yavaş dönmesi nedeniyle manyetik alanı yoktur. Venüs'ün de uydusu yoktur.
Toprak. Gezegenimiz, yüzeyinin büyük bir kısmının (%75) sıvı suyla kaplı olduğu tek gezegendir. Dünya aktif bir gezegendir ve belki de yüzeyinin yenilenmesi levha tektoniği süreçlerinden kaynaklanan, kendisini okyanus ortası sırtları, ada yayları ve kıvrımlı dağ kuşakları olarak gösteren tek gezegendir. Dünyanın katı yüzeyinin yükseklik dağılımı iki modludur: okyanus tabanının ortalama seviyesi deniz seviyesinden 3900 m aşağıdadır ve kıtalar ortalama 860 m üzerinde yükselir (ayrıca bkz. DÜNYA). Sismik veriler, yerkürenin iç kısmının şu yapısını gösterir: kabuk (30 km), manto (2900 km derinliğe kadar), metalik çekirdek. Çekirdeğin bir kısmı erimiş; orada, güneş rüzgârının yüklü parçacıklarını (protonlar ve elektronlar) yakalayan ve Dünya çevresinde onlarla dolu iki toroidal bölge oluşturan dünyanın manyetik alanı üretilir - 4000 ve 17.000 km rakımlarda lokalize edilmiş radyasyon kayışları (Van Allen kayışları) Dünya yüzeyinden.
Ayrıca bakınız JEOLOJİ; YERÇEKİMİ.
Dünya'nın atmosferi %78 nitrojen ve %21 oksijenden oluşur; jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin etkisi altındaki uzun evrimin sonucudur. Dünyanın ilkel atmosferinin daha sonra kaçan hidrojen açısından zengin olması mümkündür. Toprak altının gazdan arındırılması, atmosferi karbondioksit ve su buharı ile doldurdu. Ancak buhar okyanuslarda yoğunlaştı ve karbondioksit, karbonat kayalarında sıkışıp kaldı. (İlginçtir ki, eğer CO2'nin tamamı atmosferi gaz olarak doldursaydı, Venüs'teki gibi basınç 90 bar olurdu. Ve suyun tamamı buharlaşsaydı, basınç 257 bar olurdu!). Böylece nitrojen atmosferde kaldı ve biyosferdeki yaşam aktivitesi sonucunda oksijen yavaş yavaş ortaya çıktı. 600 milyon yıl önce bile havadaki oksijen içeriği şimdikinden 100 kat daha düşüktü (ayrıca bkz. ATMOSFER; OKYANUS). Dünya ikliminin kısa (10.000 yıl) ve uzun (100 milyon yıl) ölçekte değiştiğine dair göstergeler var. Bunun nedeni Dünya'nın yörünge hareketindeki değişiklikler, dönme ekseninin eğimi ve volkanik patlamaların sıklığı olabilir. Güneş radyasyonunun yoğunluğundaki dalgalanmalar göz ardı edilemez. Çağımızda iklim aynı zamanda insan faaliyetlerinden de etkilenmektedir: atmosfere gaz ve toz emisyonları.
Ayrıca bakınız
ASİT ÇÖZELTİSİ;
HAVA KİRLİLİĞİ ;
SU KİRLİLİĞİ ;
ÇEVRESEL BOZULMA.
Dünya'nın bir uydusu var - kökeni henüz çözülmemiş olan Ay.

Ay Orbiter uzay sondasından DÜNYA VE AY.

Ay. En büyük uydulardan biri olan Ay, uydu ve gezegenin kütle oranı açısından Charon'dan (Plüton'un uydusu) sonra ikinci sırada yer almaktadır. Yarıçapı 3,7 olup kütlesi Dünya'nınkinden 81 kat daha azdır. Ay'ın ortalama yoğunluğunun 3,34 g/cm3 olması, önemli bir metalik çekirdeğe sahip olmadığını göstermektedir. Ay yüzeyindeki yerçekimi kuvveti Dünya'nınkinden 6 kat daha azdır. Ay, Dünya'nın etrafında 0,055'lik bir dışmerkezlilik ile döner. Yörünge düzleminin dünyanın ekvator düzlemine olan eğimi 18,3° ila 28,6° arasında ve ekliptiğe göre 4°59° ila 5°19° arasında değişir. Ay'ın günlük dönüşü ve yörüngesel dönüşü senkronize olduğundan, her zaman yarım kürelerinden yalnızca birini görürüz. Doğru, Ay'ın hafif sallanması (librasyonları), bir ay içinde yüzeyinin yaklaşık% 60'ını görmenizi sağlar. Serbestleşmelerin ana nedeni, Ay'ın günlük dönüşünün sabit bir hızda gerçekleşmesi ve yörünge devriminin değişken olmasıdır (yörüngenin dışmerkezliğinden dolayı). Ay yüzeyinin alanları uzun süredir geleneksel olarak “deniz” ve “kıta” olarak bölünmüştür. Denizlerin yüzeyi daha koyu görünür, daha alçakta bulunur ve kıta yüzeyine göre çok daha az sıklıkla göktaşı kraterleriyle kaplıdır. Denizler bazaltik lavlarla dolu, kıtalar ise feldspatça zengin anortozit kayalardan oluşuyor. Kraterlerin çokluğuna bakılırsa kıta yüzeyleri deniz yüzeylerinden çok daha eskidir. Yoğun göktaşı bombardımanı ay kabuğunun üst katmanını ince bir şekilde ezdi ve dıştaki birkaç metreyi regolit adı verilen bir toza dönüştürdü. Astronotlar ve robotik sondalar Ay'dan kaya ve regolit örnekleri getirdi. Analiz, deniz yüzeyinin yaşının yaklaşık 4 milyar yıl olduğunu gösterdi. Dolayısıyla 4,6 milyar yıl önce Ay'ın oluşumundan sonraki ilk 0,5 milyar yılda yoğun göktaşı bombardımanı dönemi yaşanıyor. Daha sonra göktaşı düşme sıklığı ve krater oluşumu neredeyse hiç değişmedi ve hala her 105 yılda bir 1 km çapında bir kraterdir.
Ayrıca bakınız UZAY KEŞFİ VE KULLANIMI.
Ay kayaları uçucu elementler (H2O, Na, K vb.) ve demir açısından fakirdir, fakat refrakter elementler (Ti, Ca vb.) açısından zengindir. Merkür'de olduğu gibi yalnızca Ay kutup kraterlerinin dibinde buz birikintileri bulunabilir. Ay'ın neredeyse hiç atmosferi yok ve Ay toprağının sıvı suya maruz kaldığına dair hiçbir kanıt yok. İçinde organik madde de yok; yalnızca göktaşlarıyla birlikte gelen karbonlu kondrit izleri var. Su ve hava eksikliğinin yanı sıra yüzey sıcaklığındaki güçlü dalgalanmalar (gündüz 390 K ve gece 120 K) Ay'ı yaşanmaz hale getiriyor. Ay'a gönderilen sismometreler, Ay'ın iç kısmı hakkında bir şeyler öğrenmeyi mümkün kıldı. Muhtemelen Dünya'nın gelgit etkisiyle ilişkili olarak burada sıklıkla zayıf "ay depremleri" meydana gelir. Ay oldukça homojendir, küçük yoğun bir çekirdeğe ve yaklaşık 65 km kalınlığında daha hafif malzemelerden yapılmış bir kabuğa sahiptir; kabuğun üst 10 km'lik kısmı 4 milyar yıl önce meteorlar tarafından ezilmiştir. Büyük çarpışma havzaları ay yüzeyi üzerinde eşit olarak dağılmıştır, ancak Ay'ın görünen tarafındaki kabuğun kalınlığı daha azdır, dolayısıyla deniz yüzeyinin %70'i burada yoğunlaşmıştır. Ay yüzeyinin tarihi genel olarak biliniyor: 4 milyar yıl önce yoğun göktaşı bombardımanı aşamasının sona ermesinden sonra, yaklaşık 1 milyar yıl boyunca toprak altı oldukça sıcaktı ve bazaltik lavlar denizlere akıyordu. Daha sonra uydumuzun çehresini yalnızca nadir görülen bir göktaşı düşüşü değiştirdi. Ancak Ay'ın kökeni hala tartışılıyor. Kendi başına oluşabilir ve daha sonra Dünya tarafından ele geçirilebilir; uydusu olan Dünya ile birlikte oluşmuş olabilir; nihayet oluşum döneminde Dünya'dan ayrılmış olabilir. İkinci olasılık son zamanlarda popülerdi, ancak son yıllarda, proto-Dünya'nın büyük bir gök cismi ile çarpışması sırasında fırlattığı maddeden Ay'ın oluştuğu hipotezi ciddi şekilde ele alındı. Dünya-Ay sisteminin kökenine ilişkin belirsizliğe rağmen, onların daha sonraki evrimi oldukça güvenilir bir şekilde izlenebilmektedir. Gelgit etkileşimi gök cisimlerinin hareketini önemli ölçüde etkiler: Ay'ın günlük dönüşü pratik olarak durdu (periyodu yörünge dönemine eşittir) ve Dünya'nın dönüşü yavaşlıyor, açısal momentumunu yörünge hareketine aktarıyor Sonuç olarak Ay, Dünya'dan yılda yaklaşık 3 cm uzaklaşır. Dünyanın dönüşü Ay'ınkiyle aynı hizaya geldiğinde bu durum sona erecek. Daha sonra Dünya ve Ay sürekli olarak aynı tarafta (Plüton ve Charon gibi) birbirine dönecek ve gün ve ayları mevcut 47 güne eşit olacak; aynı zamanda Ay bizden 1,4 kat uzaklaşacak. Doğru, bu durum sonsuza kadar sürmeyecek çünkü güneş gelgitleri Dünya'nın dönüşünü etkilemeyi bırakmayacak. Ayrıca bakınız
AY ;
AYIN KÖKENİ VE TARİHİ;
Gelgitler ve akışlar.
Mars. Mars Dünya'ya benzer, ancak neredeyse onun yarısı büyüklüğündedir ve ortalama yoğunluğu biraz daha düşüktür. Günlük dönüş süresi (24 saat 37 dakika) ve eksen eğikliği (24°) Dünya'dakilerden neredeyse hiç farklı değildir. Dünya'daki bir gözlemciye Mars, parlaklığı gözle görülür biçimde değişen kırmızımsı bir yıldız gibi görünür; iki yıldan biraz daha uzun bir süre sonra tekrarlanan çatışma dönemlerinde (örneğin, Nisan 1999 ve Haziran 2001'de) maksimum seviyeye ulaşır. Mars, muhalefet anında günberi yakınından geçerse meydana gelen büyük muhalefet dönemlerinde özellikle yakın ve parlaktır; bu her 15-17 yılda bir gerçekleşir (en yakını Ağustos 2003'tedir). Mars'taki bir teleskop, mevsime bağlı olarak tonu değişen parlak turuncu alanları ve daha koyu alanları ortaya çıkarıyor. Kutuplarda parlak beyaz kar örtüleri var. Gezegenin kırmızımsı rengi, toprağındaki büyük miktarda demir oksit (pas) ile ilişkilidir. Koyu renkli alanların bileşimi muhtemelen karasal bazaltlara benzerken, açık renkli alanlar ince malzemeden oluşuyor.

Mars'ın Viking 1 iniş bloğunun yakınındaki YÜZEYİ. Büyük taş parçaları yaklaşık 30 cm boyutundadır.

Mars hakkındaki bilgilerimizin çoğu otomatik istasyonlardan elde ediliyor. Bunlardan en etkili olanı, 20 Temmuz ve 3 Eylül 1976'da Chrys (22° Kuzey, 48° Batı) ve Ütopya (48° Kuzey) bölgelerine Mars'a inen Viking keşif gezisinin iki yörünge aracı ve iki iniş aracıydı. , 226° B), Viking 1 Kasım 1982'ye kadar faaliyetteydi. Her ikisi de klasik aydınlık alanlara indi ve koyu renkli taşlarla dolu kırmızımsı kumlu bir çölde sona erdi. 4 Temmuz 1997'de, Mars Pathfinder sondası (ABD) Ares Vadisi'ne (19° Kuzey, 34° Batı) girdi; bu, karışık kayaları ve muhtemelen suyla öğütülmüş ve kumla karıştırılmış çakıl taşlarını keşfeden ilk otomatik kendinden tahrikli araçtı. ve kil, Mars ikliminde güçlü değişikliklere ve geçmişte büyük miktarda suyun varlığına işaret ediyor. Mars'ın ince atmosferi %95 karbondioksit ve %3 nitrojenden oluşur. Su buharı, oksijen ve argon az miktarda bulunur. Yüzeydeki ortalama basınç 6 mbar'dır (yani Dünya'nın %0,6'sı). Bu kadar düşük basınçta sıvı su olamaz. Ortalama günlük sıcaklık 240 K'dir ve yaz aylarında ekvatorda maksimum 290 K'ye ulaşır. Günlük sıcaklık dalgalanmaları yaklaşık 100 K'dır. Dolayısıyla Mars'ın iklimi soğuk, susuz yüksek dağ çölünün iklimidir. Kışın Mars'ın yüksek enlemlerinde sıcaklık 150 K'nin altına düşer ve atmosferik karbondioksit (CO2) donarak beyaz kar olarak yüzeye düşerek kutup başlığını oluşturur. Kutup başlıklarının periyodik yoğunlaşması ve süblimleşmesi, atmosfer basıncında %30'a varan mevsimsel dalgalanmalara neden olur. Kış sonuna doğru kutup başlığının sınırı 45°-50° enlemine düşer ve yaz aylarında buradan küçük bir alan (300 km çapında) kalır. Güney Kutbu ve kuzeye yakın 1000 km), muhtemelen kalınlığı 1-2 km'ye ulaşabilen su buzundan oluşuyor. Bazen Mars'ta kuvvetli rüzgarlar eser ve ince kum bulutlarını havaya kaldırır. Güney yarımkürede baharın sonunda, Mars yörüngesinin günberi noktasından geçtiğinde ve güneş ısısı özellikle yüksek olduğunda, özellikle güçlü toz fırtınaları meydana gelir. Haftalar, hatta aylar boyunca atmosfer sarı toz nedeniyle mat bir hal alıyor. Viking yörünge araçları alttaki güçlü kum tepelerinin görüntülerini yayınladı büyük kraterler. Toz birikintileri Mars yüzeyinin görünümünü mevsimden mevsime o kadar değiştirir ki, teleskopla bakıldığında Dünya'dan bile fark edilebilir. Geçmişte, yüzey rengindeki bu mevsimsel değişiklikler, bazı gökbilimciler tarafından Mars'taki bitki örtüsünün bir işareti olarak değerlendiriliyordu. Mars'ın jeolojisi çok çeşitlidir. Güney yarımkürenin geniş alanları, eski göktaşı bombardımanı döneminden (4 milyar yıl önce) kalan eski kraterlerle kaplıdır. Kuzey yarımkürenin büyük bir kısmı genç lav akıntılarıyla kaplıdır. Üzerinde birçok dev volkanik dağın yer aldığı Tharsis Tepesi (10° Kuzey, 110° Batı) özellikle ilgi çekicidir. Bunların en büyüğü olan Olimpos Dağı'nın taban çapı 600 km, yüksekliği ise 25 km'dir. Şu anda herhangi bir volkanik aktivite belirtisi olmasa da lav akıntılarının yaşı 100 milyon yılı geçmiyor; bu, gezegenin 4,6 milyar yıllık yaşıyla karşılaştırıldığında çok küçük.

Her ne kadar eski yanardağlar Mars'ın iç kesimlerinde bir zamanlar güçlü bir faaliyet olduğunu gösterse de, levha tektoniğine dair hiçbir işaret yok: katlanmış dağ kuşakları veya kabuk sıkışmasına dair başka göstergeler yok. Bununla birlikte, en büyüğü - Valles Marineris - Tharsis'ten doğuya 4000 km boyunca uzanan, maksimum 700 km genişliğe ve 6 km derinliğe sahip güçlü yarık fayları vardır. Uzay aracından alınan görüntülerden elde edilen en ilginç jeolojik keşiflerden biri, yeryüzündeki kurumuş nehir yataklarını anımsatan, yüzlerce kilometre uzunluğundaki dallı, dolambaçlı vadilerdi. Bu, sıcaklıkların ve basınçların daha yüksek olabileceği ve nehirlerin Mars yüzeyinde aktığı geçmişte daha elverişli bir iklime işaret ediyor. Doğru, Mars'ın güneydeki yoğun kraterli bölgelerindeki vadilerin konumu, Mars'ta çok uzun zaman önce, muhtemelen evriminin ilk 0,5 milyar yılında nehirlerin bulunduğunu gösteriyor. Su artık yüzeyde kutup buz tabakaları üzerinde buz şeklinde ve belki de yüzeyin altında bir permafrost tabakası şeklinde yatıyor. Mars'ın iç yapısı yeterince araştırılmamıştır. Düşük ortalama yoğunluğu, önemli bir metalik çekirdeğin bulunmadığını gösterir; her halükarda erimiş değil, bu da Mars'ta manyetik alanın yokluğundan kaynaklanıyor. Viking-2 aparatının iniş bloğundaki sismometre, 2 yıllık çalışma sırasında gezegenin sismik aktivitesini kaydetmedi (Viking-1'deki sismometre çalışmadı). Mars'ın iki küçük uydusu vardır: Phobos ve Deimos. Her ikisi de düzensiz şekillidir, göktaşı kraterleriyle kaplıdır ve muhtemelen gezegenin uzak geçmişte yakaladığı asteroitlerdir. Phobos, gezegenin yörüngesinde çok alçak bir yörüngede dönüyor ve gelgitlerin etkisi altında Mars'a yaklaşmaya devam ediyor; daha sonra gezegenin yerçekimi tarafından yok edilecek.
Jüpiter. Güneş sistemindeki en büyük gezegen Jüpiter, Dünya'dan 11 kat daha büyük ve 318 kat daha büyük kütleye sahiptir. Düşük ortalama yoğunluğu (1,3 g/cm3), Güneş'inkine yakın bir bileşime işaret eder: esas olarak hidrojen ve helyum. Jüpiter'in kendi ekseni etrafındaki hızlı dönüşü kutupsal sıkışmanın %6,4 oranında olmasına neden olur. Jüpiter üzerindeki bir teleskop ekvatora paralel bulut bantlarını ortaya çıkarıyor; içlerindeki ışık bölgeleri kırmızımsı kuşaklarla serpiştirilmiştir. Parlak alanların, amonyak bulutlarının üst kısımlarının görülebildiği yukarı yönlü hava akımlarının olduğu alanlar olması muhtemeldir; kırmızımsı kuşaklar, parlak rengi amonyum hidrojen sülfatın yanı sıra kırmızı fosfor, kükürt ve organik polimer bileşikleri tarafından belirlenen aşağı doğru akımlarla ilişkilidir. Jüpiter'in atmosferinde hidrojen ve helyumun yanı sıra CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 ve GeH4 de spektroskopik olarak tespit edildi. Amonyak bulutlarının tepesindeki sıcaklık 125 K'dir, ancak derinlik arttıkça sıcaklık 2,5 K/km artar. 60 km derinlikte su bulutları tabakası bulunmalıdır. Bölgelerdeki ve komşu bölgelerdeki bulut hareketinin hızları önemli ölçüde farklılık gösterir: örneğin ekvator kuşağında bulutlar, komşu bölgelere göre 100 m/s daha hızlı doğuya doğru hareket eder. Hızdaki farklılık, bölgelerin ve kuşakların sınırlarında güçlü türbülansa neden olur ve bu da onların şekillerini oldukça karmaşık hale getirir. Bunun bir tezahürü oval dönen noktalardır; bunların en büyüğü Büyük Kırmızı Nokta, 300 yıldan fazla bir süre önce Cassini tarafından keşfedilmiştir. Bu nokta (25.000-15.000 km) Dünya diskinden daha büyüktür; spiral siklonik bir yapıya sahiptir ve kendi ekseni etrafında bir devrimi 6 günde yapar. Kalan noktalar daha küçük ve bir nedenden dolayı tamamen beyaz.

Jüpiter'in katı bir yüzeyi yoktur. Gezegenin yarıçapının %25'ini kaplayan üst katmanı sıvı hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Basıncın 3 milyon barı, sıcaklığın ise 10.000 K'yi aştığı aşağıda hidrojen metalik duruma geçer. Belki de gezegenin merkezine yakın bir yerde, toplam kütlesi yaklaşık 10 Dünya kütlesi olan daha ağır elementlerden oluşan sıvı bir çekirdek vardır. Merkezde basınç yaklaşık 100 milyon bar, sıcaklık ise 20-30 bin K'dır. Gezegenin sıvı metalik iç kısmı ve hızlı dönüşü, dünyanınkinden 15 kat daha güçlü olan güçlü manyetik alanına neden olmuştur. Jüpiter'in güçlü radyasyon kuşaklarıyla devasa manyetosferi, dört büyük uydusunun yörüngelerinin ötesine uzanır. Jüpiter'in merkezindeki sıcaklık, termonükleer reaksiyonların meydana gelmesi için her zaman gerekenden düşük olmuştur. Ancak iç rezervler Jüpiter'in oluşum döneminden kalan ısısı büyüktür. Şimdi bile, yani 4,6 milyar yıl sonra, Güneş'ten aldığıyla hemen hemen aynı miktarda ısı yayıyor; Evrimin ilk milyon yılında Jüpiter'in radyasyon gücü 104 kat daha fazlaydı. Bu dönem, gezegenin büyük uydularının oluşum dönemi olduğundan, bileşimlerinin Jüpiter'e olan mesafeye bağlı olması şaşırtıcı değildir: ona en yakın olan ikisi - Io ve Europa - oldukça yüksek bir yoğunluğa sahiptir (3,5 ve 3,0 g/cm3). ) ve daha uzak olanlar - Ganymede ve Callisto - çok miktarda su buzu içerir ve bu nedenle daha az yoğundurlar (1,9 ve 1,8 g/cm3).
Uydular. Jüpiter'in en az 16 uydusu ve sönük bir halkası var: Bulutların üst katmanından 53 bin km uzakta, 6000 km genişliğe sahip ve görünüşe göre küçük ve çok koyu katı parçacıklardan oluşuyor. Jüpiter'in en büyük dört uydusuna Galilean denir çünkü bunlar 1610'da Galileo tarafından keşfedilmiştir; ondan bağımsız olarak, aynı yıl Alman gökbilimci Marius tarafından keşfedildiler ve onlara şu anki adlarını verdi: Io, Europa, Ganymede ve Callisto. Uyduların en küçüğü Europa, Ay'dan biraz daha küçüktür ve Ganymede, Merkür'den daha büyüktür. Hepsi dürbünle görülebilir.

Voyager'lar, Io'nun yüzeyinde yüzlerce kilometre yukarıya malzeme fırlatan birkaç aktif volkan keşfetti. Io'nun yüzeyi kırmızımsı kükürt birikintileri ve volkanik patlamaların ürünleri olan hafif kükürt dioksit lekeleriyle kaplıdır. Bir gaz olarak kükürt dioksit, Io'nun son derece ince atmosferini oluşturur. Volkanik aktivitenin enerjisi, gezegenin uydu üzerindeki gelgit etkisinden elde edilir. Io'nun yörüngesi Jüpiter'in radyasyon kuşaklarından geçer ve uydunun manyetosferle güçlü bir şekilde etkileşime girerek içinde radyo patlamalarına neden olduğu uzun zamandır tespit edilmiştir. 1973'te Io'nun yörüngesi boyunca parlak sodyum atomlarından oluşan bir halka keşfedildi; daha sonra orada kükürt, potasyum ve oksijen iyonları bulundu. Bu maddeler, ya doğrudan Io'nun yüzeyinden ya da volkanların gaz "tüylerinden" gelen radyasyon kuşaklarındaki enerjik protonlar tarafından dışarı atılır. Jüpiter'in Europa üzerindeki gelgit etkisi Io'ya göre daha zayıf olsa da, iç kısmı da kısmen erimiş olabilir. Spektral araştırmalar, Europa'nın yüzeyinde su buzu bulunduğunu ve kırmızımsı renginin muhtemelen Io'dan kaynaklanan kükürt kirliliğinden kaynaklandığını gösteriyor. Çarpma kraterlerinin neredeyse tamamen yokluğu, yüzeyin jeolojik gençliğini gösterir. Europa'nın buzlu yüzeyinin kıvrımları ve kırıkları, Dünya'nın kutup denizlerindeki buz alanlarına benzemektedir; Europa'daki buz tabakasının altında muhtemelen sıvı su vardır. Ganymede, Güneş Sistemindeki en büyük uydudur. Yoğunluğu düşüktür; muhtemelen yarısı kaya, yarısı buzdan oluşuyor. Yüzeyi tuhaf görünüyor ve yeraltındaki farklılaşma sürecine eşlik etmiş olabilecek kabuksal genişleme izleri içeriyor. Antik krater yüzeyinin bazı bölümleri, yüzlerce kilometre uzunluğunda ve 1-2 km genişliğinde, birbirinden 10-20 km uzaklıkta bulunan daha genç hendeklerle ayrılıyor. Bu muhtemelen yaklaşık 4 milyar yıl önce farklılaşmanın hemen ardından suyun çatlaklardan dışarı dökülmesiyle oluşan daha genç buzdur. Callisto, Ganymede'e benzer ancak yüzeyinde herhangi bir fay izi yoktur; hepsi çok eski ve ağır kraterlerle dolu. Her iki uydunun yüzeyi regolit tipi kayalarla karıştırılmış buzla kaplıdır. Ancak Ganymede'de buz yaklaşık %50 ise Callisto'da bu oran %20'den azdır. Ganymede ve Callisto kayalarının bileşimi muhtemelen karbonlu göktaşlarınınkine benzer. Jüpiter'in uyduları, Io'daki ince SO2 volkanik gazı dışında atmosferden yoksundur. Jüpiter'in bir düzine küçük uydusundan dördü gezegene Galile uydularından daha yakın konumdadır; Bunların en büyüğü Amalthea, düzensiz şekilli kraterli bir nesnedir (boyutları 270*166*150 km). Oldukça kırmızı olan koyu yüzeyi muhtemelen Io'dan gelen kükürtle kaplıdır. Jüpiter'in dıştaki küçük uyduları yörüngelerine göre iki gruba ayrılır: 4'ü gezegen yörüngesine ileri yönde (gezegenin dönüşüne göre) daha yakın ve 4'ü ters yönde daha uzaktır. Hepsi küçük ve karanlık; muhtemelen Truva grubunun asteroitleri arasından Jüpiter tarafından ele geçirilmiştir (bkz. ASTEROID).
Satürn.İkinci büyük dev gezegen. Bu bir hidrojen-helyum gezegenidir, ancak Satürn'ün göreceli helyum içeriği Jüpiter'den daha düşüktür; ortalama yoğunluğu daha düşüktür. Satürn'ün hızlı dönüşü onun büyük basıklığına (%11) yol açar.

SATÜRN ve uyduları, Voyager uzay sondasının geçişi sırasında fotoğraflandı.

Teleskopla bakıldığında Satürn'ün diski Jüpiter kadar etkileyici görünmüyor: kahverengimsi-turuncu bir renge ve zayıf tanımlanmış kuşaklara ve bölgelere sahip. Bunun nedeni ise atmosferinin üst bölgelerinin ışık saçan amonyak (NH3) sisi ile dolu olmasıdır. Satürn Güneş'ten daha uzakta olduğundan üst atmosferinin sıcaklığı (90 K) Jüpiter'inkinden 35 K daha düşüktür ve amonyak yoğunlaşmış durumdadır. Derinlikle birlikte atmosferin sıcaklığı 1,2 K/km kadar artar, dolayısıyla bulut yapısı Jüpiter'inkine benzemektedir: amonyum hidrosülfat bulutları tabakasının altında bir su bulutları tabakası bulunmaktadır. Satürn'ün atmosferinde hidrojen ve helyuma ek olarak CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 ve PH3 de spektroskopik olarak tespit edildi. İç yapısı itibariyle Satürn de Jüpiter'e benzemektedir, ancak daha küçük kütlesi nedeniyle merkezde daha düşük basınç ve sıcaklığa sahiptir (75 milyon bar ve 10.500 K). Satürn'ün manyetik alanı Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir. Jüpiter gibi Satürn de Güneş'ten aldığının iki katı kadar iç ısı yayar. Doğru, bu oran Jüpiter'inkinden daha büyük çünkü iki kat daha uzakta bulunan Satürn, Güneş'ten dört kat daha az ısı alıyor.
Satürn'ün halkaları. Satürn, 2,3 gezegen yarıçapına kadar mesafeye kadar benzersiz derecede güçlü bir halka sistemi ile çevrilidir. Bir teleskopla gözlemlendiklerinde kolayca ayırt edilebilirler ve yakın mesafeden incelendiğinde olağanüstü çeşitlilik gösterirler: büyük B halkasından dar F halkasına, spiral yoğunluk dalgalarından Voyager'lar tarafından keşfedilen tamamen beklenmedik radyal "parçalara" kadar. Satürn'ün halkalarını dolduran parçacıklar, ışığı Uranüs ve Neptün'ün karanlık halkalarındaki maddelere göre çok daha iyi yansıtıyor; Farklı spektral aralıklarda yapılan çalışmalar, bunların boyutları bir metre civarında olan “kirli kartopları” olduğunu gösteriyor. Satürn'ün üç klasik halkası dıştan içe doğru A, B ve C harfleriyle gösterilmiştir. B halkası oldukça yoğundur: Voyager'dan gelen radyo sinyalleri içinden zorlukla geçti. A ve B halkaları arasındaki, Cassini fisyonu (veya boşluğu) olarak adlandırılan 4.000 km'lik boşluk aslında boş değildir ancak yoğunluğu, daha önce krep halkası olarak adlandırılan soluk C halkasıyla karşılaştırılabilir. A halkasının dış kenarına yakın bir yerde daha az görünür bir Encke boşluğu vardır. 1859'da Maxwell, Satürn'ün halkalarının gezegenin etrafında dönen ayrı parçacıklardan oluşması gerektiği sonucuna vardı. 19. yüzyılın sonunda. bu, halkaların iç kısımlarının dış kısımlarından daha hızlı döndüğünü gösteren spektral gözlemlerle doğrulandı. Halkalar gezegenin ekvator düzleminde yer aldığından ve dolayısıyla yörünge düzlemine 27° eğik olduğundan, Dünya 29,5 yılda iki kez halkaların düzlemine düşer ve onları yandan gözlemleriz. Şu anda, halkalar "kayboluyor", bu da kalınlıklarının çok küçük olduğunu kanıtlıyor - birkaç kilometreden fazla değil. Pioneer 11 (1979) ve Voyagers (1980 ve 1981) tarafından çekilen halkaların detaylı görüntüleri, beklenenden çok daha karmaşık bir yapı ortaya koyuyordu. Halkalar, tipik olarak birkaç yüz kilometrelik genişliğe sahip yüzlerce ayrı halkaya bölünmüştür. Cassini yarığında bile en az beş halka vardı. Ayrıntılı bir analiz, halkaların hem boyut hem de muhtemelen parçacık bileşimi açısından heterojen olduğunu gösterdi. Halkaların karmaşık yapısı muhtemelen daha önce bilinmeyen, kendilerine yakın küçük uyduların kütleçekimsel etkisinden kaynaklanmaktadır. Muhtemelen en sıra dışı olanı, 1979 yılında Pioneer tarafından A halkasının dış kenarından 4000 km uzaklıkta keşfedilen en ince F halkasıdır Voyager 1, F halkasının bir örgü gibi büküldüğünü ve örüldüğünü ancak 9 boyunca uçtuğunu buldu aylar. Daha sonra Voyager 2, F halkasının yapısının çok daha basit olduğunu buldu: Maddenin "iplikleri" artık iç içe geçmiş değildi. Bu yapı ve hızlı evrimi kısmen bu halkanın dış ve iç kenarlarında hareket eden iki küçük ayın (Prometheus ve Pandora) etkisiyle açıklanmaktadır; onlara "bekçi köpekleri" denir. Ancak F halkasının içinde daha küçük cisimlerin veya geçici madde birikimlerinin olması da mümkündür.
Uydular. Satürn'ün en az 18 uydusu vardır. Çoğu muhtemelen buzdur. Bazılarının çok ilginç yörüngeleri var. Örneğin Janus ve Epimetheus'un yörünge yarıçapları neredeyse aynıdır. Dione'nin yörüngesinde, ondan 60° ileride (bu konuma önde gelen Lagrange noktası denir), daha küçük olan Helena uydusu hareket eder. Tethys'e, yörüngesinin önde gelen ve geride kalan Lagrange noktalarında iki küçük uydu (Telesto ve Calypso) eşlik ediyor. Satürn'ün yedi uydusunun (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan ve Iapetus) yarıçapları ve kütleleri iyi bir doğrulukla ölçüldü. Hepsi çoğunlukla buzlu. Daha küçük olanların yoğunluğu 1-1,4 g/cm3 olup, daha fazla veya daha az kaya karışımı içeren su buzunun yoğunluğuna yakındır. Metan ve amonyak buzları içerip içermedikleri henüz belli değil. Titan'ın daha yüksek yoğunluğu (1,9 g/cm3), büyük kütlesinin bir sonucudur ve bu da iç kısmın sıkışmasına neden olur. Titan, çap ve yoğunluk bakımından Ganymede'e çok benzer; Muhtemelen iç yapıları benzerdir. Titan, güneş sistemindeki en büyük ikinci uydudur ve çoğunlukla nitrojen ve az miktarda metandan oluşan kalıcı, güçlü bir atmosfere sahip olması nedeniyle benzersizdir. Yüzeyindeki basınç 1,6 bar, sıcaklık ise 90 K'dir. Bu koşullar altında Titan'ın yüzeyinde sıvı metan bulunabilir. Atmosferin 240 km yüksekliğe kadar olan üst katmanları, muhtemelen Güneş'ten gelen ultraviyole ışınlarının etkisi altında sentezlenen organik polimer parçacıklarından oluşan turuncu bulutlarla doludur. Satürn'ün geri kalan uyduları bir atmosfere sahip olamayacak kadar küçüktür. Yüzeyleri buzla kaplıdır ve yoğun kraterlerle kaplıdır. Yalnızca Enceladus'un yüzeyinde önemli ölçüde daha az krater var. Satürn'ün gelgit etkisinin iç kısmını erimiş halde tutması muhtemeldir ve gök taşı çarpmaları suyun dışarı taşmasına ve kraterlerin dolmasına yol açmaktadır. Bazı gökbilimciler Enceladus'un yüzeyindeki parçacıkların yörüngesi boyunca uzanan geniş bir E halkası oluşturduğuna inanıyor. Çok ilginç bir uydu, arka yarım küresi (yörünge hareketinin yönüne göre) buzla kaplı olan ve gelen ışığın %50'sini yansıtan ve ön yarım küresi ışığın yalnızca %5'ini yansıtacak kadar karanlık olan Iapetus'tur; karbonlu meteoritlerin maddesine benzer bir şeyle kaplıdır. Iapetus'un ön yarım küresinin, Satürn'ün dış uydusu Phoebe'nin yüzeyinden göktaşı çarpmasının etkisi altında fırlatılan malzemeden etkilenmesi mümkündür. Prensip olarak bu mümkündür, çünkü Phoebe yörüngede ters yönde hareket eder. Ayrıca Phoebe'nin yüzeyi oldukça karanlık ancak bununla ilgili henüz kesin bir veri yok.
Uranüs. Uranüs'ün rengi deniz yeşilidir ve atmosferinin üst katmanları sisle dolu olduğundan, 1986 yılında yakınında uçan Voyager 2 sondası birkaç bulutu görmekte zorlandığı için özelliksiz görünmektedir. Gezegenin ekseni yörünge eksenine 98,5° eğimlidir, yani. neredeyse yörünge düzleminde yatıyor. Bu nedenle kutupların her biri bir süre doğrudan Güneş'e bakar ve ardından altı ay (42 Dünya yılı) boyunca gölgeye girer. Uranüs'ün atmosferi esas olarak hidrojen, %12-15 oranında helyum ve birkaç başka gaz içerir. Atmosfer sıcaklığı yaklaşık 50 K'dir, ancak üst nadirleştirilmiş katmanlarda gündüzleri 750 K'ye, geceleri ise 100 K'ye yükselir. Uranüs'ün manyetik alanı yüzeyde Dünya'nınkinden biraz daha zayıftır ve ekseni gezegenin dönme eksenine 55° eğimlidir. Gezegenin iç yapısı hakkında çok az şey biliniyor. Bulut katmanı muhtemelen 11.000 km derinliğe kadar uzanıyor, ardından 8.000 km derinliğinde sıcak su okyanusu ve onun altında 7.000 km yarıçaplı erimiş kaya çekirdeği geliyor.
Yüzükler. 1976 yılında, en genişi 100 km kalınlığında olan, tek tek ince halkalardan oluşan Uranüs'ün eşsiz halkaları keşfedildi. Halkalar, gezegenin merkezinden 1,5 ila 2,0 yarıçap arasında değişen mesafelerde bulunur. Satürn'ün halkalarından farklı olarak Uranüs'ün halkaları büyük, koyu renkli kayalardan yapılmıştır. Satürn'ün F halkasında olduğu gibi her halkanın küçük bir uydu, hatta iki uydu içerdiğine inanılıyor.
Uydular. Uranüs'ün 20 uydusu keşfedildi. En büyüğü - Titania ve Oberon - 1500 km çapında. 3 tane daha büyük olanı var, boyutları 500 km'den fazla, geri kalanı çok küçük. Beş büyük uydunun yüzey spektrumları büyük miktarda su buzuna işaret ediyor. Tüm uyduların yüzeyleri göktaşı kraterleriyle kaplıdır.
Neptün. Dıştan Neptün, Uranüs'e benzer; spektrumuna ayrıca metan ve hidrojen bantları hakimdir. Neptün'den gelen ısı akışı, üzerine gelen güneş ısısının gücünü gözle görülür şekilde aşıyor, bu da bir iç enerji kaynağının varlığını gösteriyor. İç ısının çoğunun, 14,5 gezegen yarıçapı uzaklıkta ters yönde yörüngede dönen devasa ay Triton'un neden olduğu gelgitler sonucu açığa çıkması mümkündür. 1989 yılında bulut katmanından 5000 km kadar uzakta uçan Voyager 2, Neptün yakınlarında 6 uydu ve 5 halka daha keşfetti. Atmosferde Büyük Karanlık Nokta ve karmaşık bir girdap akış sistemi keşfedildi. Triton'un pembemsi yüzeyi, güçlü gayzerler de dahil olmak üzere şaşırtıcı jeolojik özellikleri ortaya çıkardı. Voyager tarafından keşfedilen Proteus uydusunun, 1949 yılında Dünya'dan keşfedilen Nereid uydusundan daha büyük olduğu ortaya çıktı.
Plüton. Plüton'un oldukça uzun ve eğimli bir yörüngesi vardır; günberi noktasında Güneş'e 29,6 AU'da yaklaşır. ve 49,3 AU'da günöteden uzaklaşıyor. 1989'da Plüton günberi noktasından geçti; 1979'dan 1999'a kadar Güneş'e Neptün'den daha yakındı. Ancak Plüton'un yörünge eğiminin yüksek olması nedeniyle yolu Neptün ile hiçbir zaman kesişmemektedir. Plüton'un ortalama yüzey sıcaklığı 50 K'dir, günöteden günberisine 15 K kadar değişir, bu kadar düşük sıcaklıklarda oldukça fark edilir. Özellikle bu, gezegenin günberi noktasından geçtiği dönemde seyrekleştirilmiş metan atmosferinin ortaya çıkmasına neden olur, ancak basıncı Dünya atmosferinin basıncından 100.000 kat daha azdır. Plüton, Ay'dan küçük olduğu için atmosferini uzun süre koruyamaz. Plüton'un uydusu Charon, her 6,4 günde bir gezegene yakın bir yörüngede dönüyor. Yörüngesi ekliptiğe oldukça eğimli olduğundan tutulmalar yalnızca Dünya'nın Charon'un yörünge düzleminden geçtiği nadir dönemlerde meydana gelir. Plüton'un parlaklığı 6,4 günlük bir periyotla düzenli olarak değişmektedir. Sonuç olarak Plüton, Charon ile eşzamanlı olarak döner ve yüzeyinde büyük noktalar bulunur. Gezegenin büyüklüğüne göre Charon çok büyük. Plüton-Charon çiftine genellikle "çift gezegen" adı verilir. Bir zamanlar Plüton'un Neptün'ün kaçak uydusu olduğu düşünülüyordu, ancak Charon'un keşfiyle bu pek mümkün görünmüyor.
GEZEGENLER: KARŞILAŞTIRMALI ANALİZ
İç yapı. Kendi bakış açılarından Güneş Sistemindeki nesneler iç yapı 4 kategoriye ayrılabilir: 1) kuyruklu yıldızlar, 2) küçük cisimler, 3) karasal gezegenler, 4) gaz devleri. Kuyruklu yıldızlar özel bir bileşime ve geçmişe sahip basit buzlu cisimlerdir. Küçük cisimler kategorisi, yarıçapı 200 km'den az olan diğer tüm gök cisimlerini içerir: gezegenler arası toz taneleri, gezegen halkası parçacıkları, küçük uydular ve asteroitlerin çoğu. Güneş Sistemi'nin evrimi sırasında hepsi, içlerinde meydana gelen radyoaktif bozunma nedeniyle ısınabilecek kadar büyük olmadıklarından, ilk birikim sırasında açığa çıkan ısıyı kaybederek soğudular. Karasal gezegenler çok çeşitlidir: “demir” Merkür'den gizemli buz sistemi Plüton - Charon'a kadar. En büyük gezegenlerin yanı sıra, resmi kriterlere göre Güneş bazen gaz devi olarak da sınıflandırılır. Gezegenin bileşimini belirleyen en önemli parametre ortalama yoğunluktur (toplam kütlenin toplam hacme bölümü). Anlamı, ne tür bir gezegen olduğunu hemen gösterir - "taş" (silikatlar, metaller), "buz" (su, amonyak, metan) veya "gaz" (hidrojen, helyum). Merkür ve Ay'ın yüzeyleri çarpıcı biçimde benzer olmasına rağmen, Merkür'ün ortalama yoğunluğu Ay'ınkinden 1,6 kat daha fazla olduğundan iç bileşimleri tamamen farklıdır. Aynı zamanda, Merkür'ün kütlesi küçüktür, bu da yüksek yoğunluğunun esas olarak maddenin yerçekimi etkisi altında sıkıştırılmasından değil, özel bir kimyasal bileşimden kaynaklandığı anlamına gelir: Cıva% 60-70 metal ve% 30 içerir. Kütle olarak -%40 silikat. Merkür'ün birim kütlesi başına metal içeriği diğer gezegenlerinkinden önemli ölçüde daha yüksektir. Venüs o kadar yavaş dönüyor ki, ekvatoral çıkıntısı yalnızca bir metrenin kesirlerini ölçmektedir (Dünya'nınki 21 km'dir) ve gezegenin iç yapısı hakkında hiçbir şey ortaya çıkaramamaktadır. Yerçekimi alanı, kıtaların "yüzdüğü" Dünya'nın aksine, yüzey topografyasıyla ilişkilidir. Venüs'ün kıtalarının mantonun sertliği nedeniyle sabit olması mümkündür, ancak Venüs'ün topografyasının mantosundaki enerjik konveksiyonla dinamik olarak korunması da mümkündür. Dünyanın yüzeyi, Güneş Sistemindeki diğer cisimlerin yüzeylerinden önemli ölçüde daha gençtir. Bunun nedeni esas olarak levha tektoniğinin bir sonucu olarak kabuk malzemesinin yoğun şekilde işlenmesidir. Sıvı suyun etkisi altındaki erozyonun da gözle görülür bir etkisi vardır. Çoğu gezegenin ve uydunun yüzeyleri, çarpma kraterleri veya volkanlarla ilişkili halka yapılarının hakimiyetindedir; Plaka tektoniği, Dünya'daki en büyük yüksek ve alçak alanların doğrusal olmasına neden olmuştur. Bunun bir örneği, iki levhanın çarpıştığı yerde büyüyen dağ sıralarıdır; bir levhanın diğerinin altına kaydığı yerleri işaretleyen okyanus hendekleri (batma bölgeleri); mantodan yükselen genç kabuğun (yayılma bölgeleri) etkisi altında iki plakanın birbirinden ayrıldığı yerlerde okyanus ortası sırtlar. Böylece dünya yüzeyinin kabartması, iç mekanın dinamiklerini yansıtır. Dünyanın üst mantosunun küçük örnekleri, magmatik kayaların bir parçası olarak yüzeye çıktıklarında laboratuvar çalışması için uygun hale gelir. Ultramafik kapanımların (ultrabazitler, silikat bakımından fakir ve Mg ve Fe bakımından zengin), yalnızca yüksek basınçta oluşan minerallerin (örneğin elmas) yanı sıra yalnızca yüksek basınçta oluştuklarında bir arada bulunabilen eşleştirilmiş mineraller içerdiği bilinmektedir. Bu kalıntılar, üst mantonun bileşiminin ca. 200 km. Derin mantonun mineralojik bileşimi o kadar iyi bilinmemektedir, çünkü sıcaklığın derinliğe göre dağılımı hakkında henüz kesin bir veri yoktur ve derin minerallerin ana fazları laboratuvarda çoğaltılmamıştır. Dünyanın çekirdeği dış ve iç olarak ikiye ayrılmıştır. Dış çekirdek sismik dalgaları iletmediği için sıvıdır. Bununla birlikte, 5200 km derinlikte çekirdek malzemesi yine enine dalgaları iletmeye başlar, ancak düşük hızda; bu, iç çekirdeğin kısmen donmuş olduğu anlamına gelir. Çekirdeğin yoğunluğu, muhtemelen kükürt safsızlıklarından dolayı saf demir-nikel sıvısına göre daha düşüktür. Mars yüzeyinin dörtte biri, gezegenin ortalama yarıçapına göre 7 km yükselen Tharsis Yükselişi tarafından işgal ediliyor. Demir açısından zengin erimiş kayalar için tipik olan lavın uzun bir mesafeye yayıldığı oluşum sırasında volkanların çoğunun bulunduğu yerdir. Mars yanardağlarının muazzam boyutunun (güneş sistemindeki en büyüğü) bir nedeni, Dünya'nın aksine, Mars'ın mantodaki sıcak noktalara göre hareket eden plakalara sahip olmaması, dolayısıyla yanardağların uzun süre tek bir yerde büyümesidir. Mars'ın manyetik alanı yoktur ve herhangi bir sismik aktivite tespit edilmemiştir. Toprağı çok fazla demir oksit içeriyordu, bu da alt toprağın farklılaşmasının zayıf olduğunu gösteriyor.
İç sıcaklık. Birçok gezegen Güneş'ten aldıklarından daha fazla ısı yayar. Gezegenin bağırsaklarında üretilen ve depolanan ısı miktarı, tarihine bağlıdır. Oluşan bir gezegen için ana ısı kaynağı göktaşı bombardımanıdır; Daha sonra, demir ve nikel gibi en yoğun bileşenler merkeze yerleşip çekirdeği oluşturduğunda, yeraltı yüzeyinin farklılaşması sırasında ısı açığa çıkar. Jüpiter, Satürn ve Neptün (ancak bazı nedenlerden dolayı Uranüs değil) 4,6 milyar yıl önceki oluşumları sırasında depoladıkları ısıyı hâlâ yayıyorlar. Karasal gezegenler için, günümüzde önemli bir ısınma kaynağı, orijinal kondritik (güneş) bileşiminde küçük miktarlarda bulunan radyoaktif elementlerin (uranyum, toryum ve potasyum) bozunmasıdır. Gelgit deformasyonlarında hareket enerjisinin yayılması - "gelgit dağılımı" olarak adlandırılan - Io'nun ısınmasının ana kaynağıdır ve dönüşü (örneğin Merkür) yavaşlayan bazı gezegenlerin evriminde önemli bir rol oynar. gelgitlerle aşağı.
Mantoda konveksiyon. Sıvı yeterince güçlü bir şekilde ısıtılırsa, termal iletkenlik ve radyasyon yerel olarak sağlanan ısı akışıyla baş edemediğinden içinde konveksiyon gelişir. Karasal gezegenlerin içlerinin sıvı gibi konveksiyonla kaplı olduğunu söylemek garip gelebilir. Sismolojiye göre enine dalgaların yer kabuğunda yayıldığını, dolayısıyla mantonun sıvı değil katı kayadan oluştuğunu bilmiyor muyuz? Ancak sıradan cam macununu ele alalım: yavaşça basıldığında viskoz bir sıvı gibi davranır, sert bir şekilde basıldığında elastik bir gövde gibi davranır ve çarpıldığında taş gibi davranır. Bu, bir maddenin nasıl davrandığını anlamak için süreçlerin gerçekleştiği zaman ölçeğini hesaba katmamız gerektiği anlamına gelir. Enine sismik dalgalar dünyanın iç kısmından birkaç dakika içinde geçer. Milyonlarca yıllık jeolojik zaman ölçeğinde kayalar, üzerlerine sürekli olarak ciddi bir stres uygulandığında plastik olarak deforme olur. Şaşırtıcı bir şekilde, Dünya'nın kabuğu hala düzleşiyor ve 10.000 yıl önce sona eren son buzullaşma öncesindeki şekline geri dönüyor. İskandinavya'nın yükselen kıyılarının yaşını inceleyen N. Haskel, 1935'te yer mantosunun viskozitesinin sıvı suyun viskozitesinden 1023 kat daha fazla olduğunu hesapladı. Ancak bu durumda bile matematiksel analiz, dünyanın mantosunun yoğun bir konveksiyon halinde olduğunu gösteriyor (dünyanın iç kısmının bu hareketi, saniyede bir milyon yılın geçtiği hızlandırılmış bir filmde görülebilir). Benzer hesaplamalar Venüs, Mars ve daha az ölçüde Merkür ve Ay'ın da muhtemelen konvektif örtüye sahip olduğunu göstermektedir. Gaz devi gezegenlerdeki konveksiyonun doğasını çözmeye yeni başlıyoruz. Konvektif hareketlerin dev gezegenlerin etrafındaki hızlı dönüşten güçlü bir şekilde etkilendiği biliniyor ancak merkezi yerçekimine sahip dönen bir kürede konveksiyonu deneysel olarak incelemek çok zordur. Şimdiye kadar bu türden en doğru deneyler alçak Dünya yörüngesindeki mikro yerçekimi koşullarında gerçekleştirildi. Bu deneyler, teorik hesaplamalar ve sayısal modellerle birlikte, konveksiyonun, gezegenin dönme ekseni boyunca uzayan ve küreselliğine uygun olarak kıvrılan tüplerde meydana geldiğini gösterdi. Bu tür konvektif hücrelere şekilleri nedeniyle “muz” adı verilmektedir. Gaz devi gezegenlerin basıncı, bulutun tepesinde 1 bar'dan merkezde yaklaşık 50 Mbar'a kadar değişir. Bu nedenle ana bileşenleri olan hidrojen, farklı seviyeler farklı aşamalarda. 3 Mbar'ın üzerindeki basınçlarda sıradan moleküler hidrojen, lityuma benzer bir sıvı metal haline gelir. Hesaplamalar Jüpiter'in esas olarak metalik hidrojenden oluştuğunu gösteriyor. Ve Uranüs ve Neptün'ün, aynı zamanda iyi bir iletken olan sıvı sudan oluşan geniş bir örtüye sahip olduğu anlaşılıyor.
Bir manyetik alan. Bir gezegenin dış manyetik alanı, iç kısmının hareketi hakkında önemli bilgiler taşır. Dev gezegenin bulutlu atmosferinde rüzgar hızının ölçüldüğü referans çerçevesini belirleyen manyetik alandır; Dünyanın sıvı metal çekirdeğinde güçlü akışların mevcut olduğunu ve Uranüs ve Neptün'ün su mantolarında aktif karışımın meydana geldiğini gösteren tam da budur. Tam tersine Venüs ve Mars'ta güçlü bir manyetik alanın olmaması, onların iç dinamiklerine kısıtlamalar getiriyor. Karasal gezegenler arasında, Dünya'nın manyetik alanı, aktif bir dinamo etkisine işaret eden olağanüstü bir yoğunluğa sahiptir. Venüs'te güçlü bir manyetik alanın olmaması, çekirdeğinin katılaştığı anlamına gelmiyor: büyük olasılıkla gezegenin yavaş dönmesi dinamo etkisini engelliyor. Uranüs ve Neptün, gezegenlerin eksenlerine göre büyük bir eğime ve merkezlerine göre yer değiştirmeye sahip aynı manyetik dipollere sahiptir; bu onların manyetizmalarının çekirdeklerden değil mantolardan kaynaklandığını gösterir. Jüpiter'in uyduları Io, Europa ve Ganymede'nin kendi manyetik alanları vardır, ancak Callisto'nun yoktur. Ay'da artık manyetizma keşfedildi.
Atmosfer. Güneş'in, dokuz gezegenden sekizinin ve altmış üç uydunun üçünün bir atmosferi vardır. Her atmosferin kendine özel kimyasal bileşimi ve "hava durumu" adı verilen davranış türü vardır. Atmosferler iki gruba ayrılır: Karasal gezegenler için kıtaların veya okyanusların yoğun yüzeyi, atmosferin alt sınırındaki koşulları belirlerken, gaz devleri için atmosfer neredeyse dipsizdir. Karasal gezegenler için, atmosferin yüzeye yakın ince (0,1 km) bir tabakası sürekli olarak ondan ısınma veya soğumaya maruz kalır ve hareket sırasında, sürtünme ve türbülans (engebeli arazi nedeniyle); bu katmana yüzey veya sınır katmanı denir. En yüzeyde, moleküler viskozite atmosferi zemine "yapıştırır", böylece hafif bir esinti bile türbülansa neden olabilecek güçlü bir dikey hız gradyanı yaratır. Hava sıcaklığının yükseklikle değişmesi konvektif kararsızlıkla kontrol edilir, çünkü aşağıdaki hava sıcak yüzey tarafından ısıtılır, hafifler ve yüzer; bölgede tırmanma alçak basınç genişler ve ısıyı uzaya yayarak soğumasına, yoğunlaşmasına ve batmasına neden olur. Konveksiyonun bir sonucu olarak, atmosferin alt katmanlarında adyabatik bir dikey sıcaklık gradyanı oluşur: örneğin, Dünya atmosferinde hava sıcaklığı yükseklikle birlikte 6,5 K/km azalır. Bu durum tropopoza (Yunanca "tropo" - dönüş, "duraklama" - durma) kadar devam eder ve troposfer adı verilen atmosferin alt katmanını sınırlandırır. Hava dediğimiz değişikliklerin meydana geldiği yer burasıdır. Tropopoz Dünya'ya yakın yerlerde 8-18 km rakımlarda meydana gelir; ekvatorda kutuplara göre 10 km daha yüksektir. Yoğunluğun rakımla birlikte üstel olarak azalması nedeniyle, Dünya atmosferinin kütlesinin %80'i troposferde bulunur. Aynı zamanda neredeyse tüm su buharını ve dolayısıyla havayı oluşturan bulutları da içerir. Venüs'te karbondioksit ve su buharı, sülfürik asit ve kükürt dioksitle birlikte yüzeyden yayılan kızılötesi radyasyonun neredeyse tamamını emer. Bu güçlü bir sera etkisine neden olur, yani. Venüs'ün yüzey sıcaklığının, kızılötesi radyasyona karşı şeffaf bir atmosferde sahip olacağı sıcaklıktan 500 K daha yüksek olduğu gerçeğine yol açıyor. Dünyadaki ana “sera” gazları, sıcaklığı 30 K kadar artıran su buharı ve karbondioksittir. Mars'ta karbondioksit ve atmosferik toz, yalnızca 5 K'lık zayıf bir sera etkisine neden olur. Venüs'ün sıcak yüzeyi, gazların salınmasını engeller. Atmosferden gelen kükürt onu yüzeye bağlayarak çoğalır Venüs'ün alt atmosferi kükürt dioksitle zenginleştirilmiştir, bu nedenle 50 ila 80 km arasındaki rakımlarda yoğun bir sülfürik asit bulutu tabakası vardır. Özellikle güçlü volkanik patlamalardan sonra dünya atmosferinde az miktarda kükürt içeren maddeler de bulunur. Mars'ın atmosferinde kükürt tespit edilmedi, bu nedenle volkanlar şu anda aktif değil. Dünya'da, troposferde yükseklikle birlikte sıcaklıktaki sabit bir azalma, tropopozun üzerinde yükseklikle sıcaklıktaki bir artışla değiştirilir. Bu nedenle orada stratosfer (Latince stratum - katman, döşeme) adı verilen son derece sağlam bir katman vardır. Kalıcı ince aerosol katmanlarının varlığı ve nükleer patlamalardan kaynaklanan radyoaktif elementlerin burada uzun süre kalması, stratosferde karışma olmadığının doğrudan kanıtıdır. Dünyanın stratosferinde sıcaklık, yaklaşık 1.500 metre yükseklikte meydana gelen stratopoza kadar yükseklikle birlikte artmaya devam eder. 50 km. Stratosferdeki ısının kaynağı, konsantrasyonu yaklaşık olarak 100 m yükseklikte maksimum olan ozonun fotokimyasal reaksiyonlarıdır. 25 km. Ozon ultraviyole ışınımı emer, dolayısıyla 75 km'nin altında neredeyse tamamı ısıya dönüşür. Stratosferin kimyası karmaşıktır. Ozon esas olarak ekvator bölgelerinde oluşur, ancak en büyük konsantrasyonu kutuplarda bulunur; bu da ozon seviyelerinin sadece kimyadan değil aynı zamanda atmosfer dinamiklerinden de etkilendiğini gösteriyor. Mars ayrıca kutupların üzerinde, özellikle de kış kutbunun üzerinde daha yüksek ozon konsantrasyonlarına sahiptir. Mars'ın kuru atmosferinde, ozonu tahrip eden nispeten az sayıda hidroksil radikali (OH) bulunur. Dev gezegenlerin atmosferlerinin sıcaklık profilleri, yıldızların gezegensel örtülmelerinin yer tabanlı gözlemlerinden ve sonda verilerinden, özellikle de sonda gezegene girdiğinde radyo sinyallerinin zayıflamasından belirlendi. Her gezegenin bir tropopozu ve bir stratosferi vardır; bunların üzerinde termosfer, ekzosfer ve iyonosfer bulunur. Sırasıyla Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün termosferlerinin sıcaklığı yaklaşık. 1000, 420 ve 800 K. Uranüs'teki yüksek sıcaklık ve nispeten düşük yer çekimi, atmosferin halkalara doğru genişlemesine olanak tanır. Bu durum frenlemeye ve toz parçacıklarının hızla düşmesine neden olur. Uranüs'ün halkalarında hala toz şeritleri görüldüğüne göre orada bir toz kaynağının olması gerekir. Farklı gezegenlerin atmosferlerindeki troposfer ve stratosferin sıcaklık yapısı pek çok ortak noktaya sahip olmasına rağmen, kimyasal bileşimleri büyük ölçüde farklılık göstermektedir. Venüs ve Mars'ın atmosferleri çoğunlukla karbondioksitten oluşur, ancak atmosferik evrimin iki aşırı örneğini temsil eder: Venüs'ün yoğun ve sıcak bir atmosferi varken, Mars'ın soğuk ve ince bir atmosferi vardır. Dünya atmosferinin sonunda bu iki türden birine yerleşip yerleşmeyeceğini ve bu üç atmosferin her zaman bu kadar farklı olup olmadığını anlamak önemlidir. Bir gezegenin kaynak suyunun kaderi, hidrojenin hafif izotopuna göre döteryum içeriğinin ölçülmesiyle belirlenebilir: D/H oranı, gezegeni terk eden hidrojen miktarına bir sınır koyar. Venüs'ün atmosferindeki suyun kütlesi şu anda Dünya okyanuslarının kütlesinin 10-5'i kadardır. Ancak Venüs'teki D/H oranı Dünya'dakinin 100 katıdır. Başlangıçta bu oran Dünya'da ve Venüs'te aynıysa ve Venüs'ün evrimi sırasında su rezervleri yenilenmediyse, o zaman Venüs'te D/H oranının yüz kat artması, onun bir zamanlar şimdikinden yüz kat daha fazla suya sahip olduğu anlamına gelir. Bunun açıklaması genellikle Venüs'ün yüzeyinde suyun yoğunlaşmasına yetecek kadar soğuk olmadığını belirten "sera buharlaşması" teorisiyle aranır. Su, atmosferi her zaman buhar şeklinde doldurduysa, su moleküllerinin foto-ayrışması, hafif bir izotopu atmosferden uzaya buharlaşan hidrojenin salınmasına ve geri kalan suyun döteryum açısından zenginleşmesine yol açtı. Dünya ve Venüs'ün atmosferlerindeki güçlü fark büyük ilgi çekiyor. Karasal gezegenlerin modern atmosferlerinin, iç kısımlarının gazdan arındırılması sonucu oluştuğuna inanılmaktadır; bu durumda esas olarak su buharı ve karbondioksit açığa çıktı. Dünya'da su okyanusta yoğunlaştı ve karbondioksit tortul kayaçlarda hapsoldu. Ama Venüs Güneş'e daha yakın, sıcak ve hayat yok; dolayısıyla karbondioksit atmosferde kaldı. Güneş ışığının etkisi altında su buharı hidrojen ve oksijene ayrışır; hidrojen uzaya buharlaştı (dünyanın atmosferi de hızla hidrojeni kaybeder) ve oksijen kayalara bağlandı. Doğru, bu iki atmosfer arasındaki fark daha derin olabilir: Venüs'ün atmosferinde Dünya atmosferinden çok daha fazla argon bulunduğuna dair hala bir açıklama yok. Mars'ın yüzeyi artık soğuk ve kuru bir çöl. Günün en sıcak saatlerinde sıcaklıklar suyun normal donma noktasının biraz üzerinde olabilir, ancak düşük atmosfer basıncı Mars yüzeyindeki suyun sıvı olmasını engeller: buz hemen buhara dönüşür. Ancak Mars'ta kuru nehir yataklarına benzeyen birçok kanyon var. Bunlardan bazıları kısa ömürlü ama yıkıcı derecede güçlü su akıntıları tarafından kazılmış gibi görünürken, diğerleri derin vadiler ve geniş bir vadi ağı gösteriyor; bu da Mars tarihinin ilk dönemlerinde ova nehirlerinin muhtemelen uzun süredir var olduğuna işaret ediyor. Mars'ın eski kraterlerinin gençlere göre erozyon nedeniyle çok daha fazla tahrip edildiğine dair morfolojik belirtiler de mevcut ve bu ancak Mars'ın atmosferinin şimdikinden çok daha yoğun olması durumunda mümkün olabilir. 1960'ların başında Mars'ın kutup başlıklarının su buzundan oluştuğu düşünülüyordu. Ancak 1966'da R. Leighton ve B. Murray, gezegenin termal dengesini incelediler ve karbondioksitin kutuplarda büyük miktarlarda yoğunlaşması gerektiğini ve kutup başlıkları ile kutuplar arasında katı ve gaz halindeki karbondioksit dengesinin korunması gerektiğini gösterdiler. atmosfer. Kutup kapaklarının mevsimsel büyümesi ve daralmasının Mars atmosferinde %20 oranında basınç dalgalanmalarına yol açması ilginçtir (örneğin, eski jet uçaklarının kabinlerinde kalkış ve iniş sırasındaki basınç farklılıkları da yaklaşık %20 idi). Mars'ın kutup kapaklarının uzay fotoğrafları, Mars Polar Lander sondasının (1999) keşfetmesi gereken ancak iniş yapmayı başaramadığı şaşırtıcı sarmal desenleri ve basamaklı terasları gösteriyor. Mars atmosferindeki basıncın neden bu kadar düştüğü, muhtemelen ilk milyar yılda birkaç bardan şimdi 7 milibara düştüğü tam olarak bilinmiyor. Yüzey kayalarının hava koşulları nedeniyle atmosferden karbondioksiti uzaklaştırması ve Dünya'da olduğu gibi karbonu karbonat kayalarında tutması mümkündür. 273 K yüzey sıcaklığındaki bu süreç, Mars'ın karbondioksit atmosferini sadece 50 milyon yıl içinde birkaç bar basınçla yok edebilir; Görünen o ki, güneş sisteminin tarihi boyunca Mars'ta sıcak ve nemli bir iklimi korumanın çok zor olduğu kanıtlandı. Benzer bir süreç aynı zamanda dünya atmosferinin karbon içeriğini de etkiler. Şu anda Dünya'nın karbonat kayalarına yaklaşık 60 bar karbon bağlı. Açıktır ki, geçmişte dünya atmosferi şimdikinden çok daha fazla karbondioksit içeriyordu ve atmosferin sıcaklığı daha yüksekti. Dünya ve Mars atmosferinin evrimi arasındaki temel fark, Dünya'da plaka tektoniğinin karbon döngüsünü desteklemesi, Mars'ta ise kayalar ve kutup başlıkları içinde "kilitli" olmasıdır.
Gezegensel halkalar. Dev gezegenlerin her birinin halka sistemleri olması, ancak tek bir karasal gezegenin olmaması ilginçtir. Satürn'e ilk kez teleskopla bakanlar, onun şaşırtıcı derecede parlak ve net halkalarını gördüklerinde sıklıkla "Tıpkı resimdeki gibi!" diye bağırırlar. Ancak geri kalan gezegenlerin halkaları teleskopla neredeyse görünmez. Jüpiter'in soluk halkası, manyetik alanıyla gizemli bir etkileşime giriyor. Uranüs ve Neptün'ün her biri birkaç ince halkayla çevrilidir; bu halkaların yapısı, yakındaki uydularla rezonans etkileşimlerini yansıtıyor. Neptün'ün üç halka yayı araştırmacılar için özellikle ilgi çekicidir çünkü bunlar hem radyal hem de azimut yönlerinde açıkça tanımlanmıştır. Büyük bir sürpriz, 1977'de yıldızın örtülmesine ilişkin gözlemler sırasında Uranüs'ün dar halkalarının keşfedilmesiydi. Gerçek şu ki, yalnızca birkaç on yıl içinde dar halkaları gözle görülür şekilde genişletebilecek birçok olay var: bunlar parçacıkların karşılıklı çarpışmalarıdır. , Poynting-Robertson etkisi (radyatif frenleme) ve plazma frenleme. Pratik açıdan bakıldığında, konumu yüksek doğrulukla ölçülebilen dar halkaların, parçacıkların yörünge hareketinin çok uygun bir göstergesi olduğu kanıtlanmıştır. Uranüs'ün halkalarının devinimi, gezegendeki kütle dağılımını belirlemeyi mümkün kıldı. Ön camı tozlu bir arabayı yükselen veya batan Güneş'e doğru sürenler, toz parçacıklarının ışığı düştüğü yöne doğru güçlü bir şekilde saçtığını bilirler. Bu nedenle gezegen halkalarını Dünya'dan gözlemlerken tozları tespit etmek zordur. Güneş'in yanından. Ancak uzay sondası dış gezegenin yanından geçip "geriye baktığında", iletilen ışıktaki halkaların görüntülerini aldık. Uranüs ve Neptün'ün bu tür görüntülerinde, uzun zamandır bilinen dar halkalardan çok daha geniş olan, daha önce bilinmeyen toz halkaları keşfedildi. Modern astrofiziğin en önemli konusu dönen disklerdir. Galaksilerin yapısını açıklamak için geliştirilen birçok dinamik teori, gezegen halkalarını incelemek için de kullanılabilir. Böylece Satürn'ün halkaları, kendi kendine çekim yapan diskler teorisinin test edilmesi için bir nesne haline geldi. Bu halkaların öz-yerçekimi özellikleri, ayrıntılı görüntülerde görülebilen, içlerinde hem spiral yoğunluk dalgalarının hem de spiral bükülme dalgalarının varlığıyla gösterilir. Satürn'ün halkalarında tespit edilen dalga paketi, gezegenin uydusu Iapetus ile güçlü yatay rezonansına atfediliyor ve bu da Cassini bölümünün dış kısmında sarmal yoğunluk dalgalarını harekete geçiriyor. Yüzüklerin kökeni hakkında birçok spekülasyon yapıldı. Roche bölgesinin içinde olmaları önemlidir, yani. parçacıkların karşılıklı çekiminin, onlarla gezegen arasındaki çekim kuvvetleri farkından daha az olduğu gezegenden öyle bir mesafede. Roche bölgesi içinde dağınık parçacıklardan gezegensel bir uydu oluşturulamaz. Belki de halkaların malzemesi gezegenin oluşumundan bu yana "sahipsiz" kalmıştır. Ancak belki de bunlar yakın zamanda meydana gelen bir felaketin izleridir - iki uydunun çarpışması veya bir uydunun gezegenin gelgit kuvvetleri tarafından yok edilmesi. Satürn'ün halkalarındaki tüm malzemeleri toplarsanız, yarıçapı yaklaşık 200 santimetre olan bir gövde elde edersiniz. 200 km. Diğer gezegenlerin halkalarında çok daha az madde var.
GÜNEŞ SİSTEMİNİN KÜÇÜK GÖVDELERİ
Asteroitler. Birçok küçük gezegen - asteroitler - esas olarak Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında Güneş'in etrafında döner. Gökbilimciler "asteroid" adını aldılar çünkü teleskopta sönük yıldızlara benziyorlardı (aster Yunanca "yıldız" anlamına geliyordu). İlk başta bunların bir zamanlar var olan büyük bir gezegenin parçaları olduğunu düşündüler, ancak daha sonra asteroitlerin hiçbir zaman tek bir cisim oluşturmadığı anlaşıldı; büyük ihtimalle bu madde Jüpiter'in etkisiyle bir gezegende birleşememiş. Çağımızdaki tüm asteroitlerin toplam kütlesinin Ay'ın kütlesinin yalnızca %6'sı olduğu tahmin edilmektedir; Bu kütlenin yarısı en büyük üç - 1 Ceres, 2 Pallas ve 4 Vesta'da bulunuyor. Asteroitin tanımındaki sayı onun keşfedilme sırasını gösterir. Yörüngeleri kesin olarak bilinen asteroitlere yalnızca seri numaraları değil aynı zamanda isimler de verilir: 3 Juno, 44 ​​​​Nisa, 1566 Icarus. Bugüne kadar keşfedilen 33.000 asteroitten 8.000'den fazlasının tam yörünge elemanları bilinmektedir. Yarıçapı 50 km'den fazla olan en az iki yüz asteroit ve yarıçapı 15 km'den fazla olan yaklaşık bin asteroit bulunmaktadır. Yaklaşık bir milyon asteroitin 0,5 km'den daha büyük bir yarıçapa sahip olduğu tahmin edilmektedir. Bunların en büyüğü oldukça karanlık ve gözlemlenmesi zor bir nesne olan Ceres'tir. Yer tabanlı teleskoplar kullanılarak büyük asteroitlerin bile yüzey özelliklerini ayırt etmek için özel uyarlanabilir optik teknikleri gereklidir. Çoğu asteroitin yörünge yarıçapı 2,2 ila 3,3 AU arasındadır ve bu bölgeye “asteroid kuşağı” adı verilir. Ancak tamamen asteroit yörüngeleriyle dolu değil: 2,50, 2,82 ve 2,96 AU mesafelerde. Burada değiller; bu “pencereler” Jüpiter'den gelen rahatsızlıkların etkisi altında oluşmuştur. Tüm asteroitler ileri yönde yörüngede döner, ancak birçoğunun yörüngeleri belirgin şekilde uzamış ve eğimlidir. Bazı asteroitlerin çok ilginç yörüngeleri vardır. Böylece bir grup Truva atı Jüpiter'in yörüngesinde hareket eder; Bu asteroitlerin çoğu çok koyu ve kırmızıdır. Amur grubu asteroitlerin Mars'ın yörüngesine yaklaşan veya kesişen yörüngeleri vardır; aralarında 433 Eros. Apollo grubu asteroitleri Dünya'nın yörüngesinden geçiyor; bunların arasında Güneş'e en yakın olan 1533 Icarus var. Açıkçası, er ya da geç bu asteroitler gezegenlere tehlikeli bir yaklaşımla karşılaşacak ve bu da bir çarpışma ya da ciddi bir yörünge değişikliği ile sonuçlanacaktır. Son olarak, yörüngeleri neredeyse tamamen Dünya'nın yörüngesinde olan Aten grubuna ait asteroitlerin son zamanlarda özel bir sınıf olarak tanımlandığı görüldü. Hepsinin boyutu çok küçüktür. Birçok asteroitin parlaklığı periyodik olarak değişir ve bu, dönen düzensiz cisimler için doğaldır. Dönüş süreleri 2,3 ila 80 saat arasında değişen ve ortalama 9 saate yakın olan asteroitler, düzensiz şekillerini çok sayıda karşılıklı çarpışmaya borçludur. Dingil uzunluğu oranı 2,5'e ulaşan 433 Eros ve 643 Hector egzotik şekillere örnek teşkil ediyor. Geçmişte, iç güneş sisteminin tamamı muhtemelen ana asteroit kuşağına benziyordu. Bu kuşağın yakınında bulunan Jüpiter, çekiciliğiyle asteroitlerin hareketini büyük ölçüde bozar, hızlarını artırır ve çarpışmalara yol açar ve bu, onları birleştirmekten çok yok eder. Tamamlanmamış bir gezegen gibi, asteroit kuşağı da bize yapının bazı kısımlarını gezegenin bitmiş gövdesi içinde kaybolmadan önce görme fırsatı veriyor. Asteroitlerden yansıyan ışığı inceleyerek yüzeylerinin bileşimi hakkında çok şey öğrenebiliriz. Asteroitlerin çoğu, yansımaları ve renklerine göre, meteor gruplarına benzer şekilde üç gruba ayrılır: C tipi asteroitler, karbonlu kondritler gibi koyu yüzeylere sahiptir (aşağıdaki Meteoritler'e bakın), S tipi daha parlak ve daha kırmızıdır ve M tipi benzerdir. demir-nikel göktaşlarına. Örneğin, 1 Ceres karbonlu kondritlere, 4 Vesta ise bazaltik ökritlere benzer. Bu da meteoritlerin kökeninin asteroit kuşağıyla ilişkili olduğunu gösteriyor. Asteroitlerin yüzeyi ince kırılmış kaya regolitiyle kaplıdır. Göktaşı çarptıktan sonra yüzeyde kalması oldukça garip - sonuçta 20 km'lik bir asteroitin yerçekimi kuvveti 10-3 g'dır ve yüzeyden ayrılma hızı sadece 10 m/s'dir. Renge ek olarak, asteroitleri sınıflandırmak için kullanılan birçok karakteristik kızılötesi ve morötesi spektral çizgiler artık bilinmektedir. Bu verilere göre 5 ana sınıf ayırt ediliyor: A, C, D, S ve T. Asteroitler 4 Vesta, 349 Dembovska ve 1862 Apollo bu sınıflandırmaya uymuyordu: her biri özel bir konuma sahipti ve yeninin prototipi oldu. Sırasıyla V, R ve Q sınıfları artık başka asteroitleri de içeriyor. Büyük C-asteroid grubundan daha sonra B, F ve G sınıfları ayırt edildi.Modern sınıflandırma, S, C, M, D, F harfleriyle (üye sayısının azalış sırasına göre) belirtilen 14 tip asteroit içerir. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. C asteroitlerinin albedosu S asteroitlerininkinden daha düşük olduğundan gözlemsel seçim gerçekleşir: karanlık C asteroitlerinin tespit edilmesi daha zordur. Bunu hesaba katarsak en çok sayıda türü C-asteroidlerdir. Çeşitli tipteki asteroitlerin spektrumlarının saf mineral numunelerinin spektrumlarıyla karşılaştırılmasından üç büyük grup oluşturuldu: ilkel (C, D, P, Q), metamorfik (F, G, B, T) ve magmatik (S) , M, E, A, V, R). İlkel asteroitlerin yüzeyleri karbon ve su açısından zengindir; metamorfikler ilkellere göre daha az su ve uçucu madde içerir; magmatik olanlar muhtemelen eriyikten oluşan karmaşık minerallerle kaplıdır. Ana asteroit kuşağının iç bölgesi, magmatik asteroitler açısından zengin bir nüfusa sahiptir; metamorfik asteroitler kuşağın orta kısmında baskındır ve ilkel asteroitler çevrede hakimdir. Bu, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında asteroit kuşağında keskin bir sıcaklık değişiminin olduğunu gösteriyor. Asteroitlerin spektrumlarına göre sınıflandırılması, cisimleri yüzey bileşimlerine göre gruplandırır. Ancak yörüngelerinin unsurlarını (yarı ana eksen, dışmerkezlik, eğim) dikkate alırsak, ilk olarak 1918'de K. Hirayama tarafından tanımlanan dinamik asteroit aileleri öne çıkıyor. Bunlardan en kalabalık olanları Themis, Eos ve Coronids aileleridir. Her aile muhtemelen nispeten yeni bir çarpışmanın parçalarından oluşan bir sürüyü temsil ediyor. Güneş sisteminin sistematik incelenmesi, büyük çarpışmaların istisna değil kural olduğunu ve Dünya'nın da bunlardan muaf olmadığını anlamamızı sağlar.
Meteorlar. Bir meteoroid, Güneş'in etrafında dönen küçük bir cisimdir. Meteor, bir gezegenin atmosferine uçan ve parlaklık noktasına kadar ısınan bir meteoroiddir. Ve eğer kalıntısı gezegenin yüzeyine düşerse buna göktaşı denir. Atmosferde uçuşunu gözlemleyen görgü tanıkları varsa, bir göktaşının "düştüğü" kabul edilir; aksi takdirde buna "bulundu" denir. “Düşmüş” olanlardan önemli ölçüde daha fazla “bulunan” göktaşı vardır. Genellikle tarlalarda çalışan turistler veya köylüler tarafından bulunurlar. Göktaşlarının rengi koyu olduğundan ve karda kolayca görülebildiğinden, halihazırda binlerce göktaşının bulunduğu Antarktika'daki buz alanları onları aramak için mükemmel bir yerdir. Göktaşı ilk olarak 1969 yılında Antarktika'da buzulları inceleyen bir grup Japon jeolog tarafından keşfedildi. Yakınlarda duran ancak dört farklı göktaşı türüne ait 9 parça buldular. Farklı yerlerde buzun üzerine düşen göktaşlarının, yılda birkaç metre hızla hareket eden buz sahalarının dağ sıralarına yaslanarak durduğu yerde toplandıkları ortaya çıktı. Rüzgar, buzun üst katmanlarını yok eder ve kurutur (kuru süblimasyon meydana gelir - ablasyon) ve meteorlar buzulun yüzeyinde yoğunlaşır. Bu tür buzlar mavimsi bir renge sahip ve havadan kolayca görülebiliyor; bilim adamlarının meteor toplama açısından umut verici yerleri incelerken kullandıkları şey de bu. 1969'da Chihuahua'da (Meksika) önemli bir göktaşı düşüşü meydana geldi. Pek çok büyük parçadan ilki, Pueblito de Allende köyündeki bir evin yakınında bulundu ve geleneğe uygun olarak, bu göktaşının bulunan tüm parçaları Allende adı altında birleştirildi. Allende göktaşının düşmesi Apollo ay programının başlangıcıyla aynı zamana denk geldi ve bilim adamlarına dünya dışı örnekleri analiz etmek için yöntemler geliştirme fırsatı verdi. Son yıllarda, koyu renkli ana kayaya gömülmüş beyaz kalıntılar içeren bazı göktaşlarının ay parçaları olduğu tespit edildi. Allende göktaşı, taşlı göktaşlarının önemli bir alt grubu olan kondritlere aittir. Bunlara bu ad verilmesinin nedeni, proto-gezegensel bir bulutsuda yoğunlaşan ve daha sonra sonraki kayaların bir parçası haline gelen en eski küresel parçacıklar olan kıkırdak (Yunanca kondro, tahıl kelimesinden gelir) içermeleridir. Bu tür meteorlar Güneş Sisteminin yaşını ve orijinal kompozisyonunu tahmin etmeyi mümkün kılıyor. Yüksek kaynama noktaları nedeniyle ilk yoğunlaşan Allende göktaşının kalsiyum ve alüminyum açısından zengin kalıntılarının radyoaktif bozunma yaşı 4,559 ± 0,004 milyar yıldır. Bu, güneş sisteminin yaşının en doğru tahminidir. Ayrıca tüm meteorlar, galaktik kozmik ışınların, güneş ışınımının ve güneş rüzgârının uzun vadeli etkisinin neden olduğu “tarihsel kayıtları” taşır. Kozmik ışınların neden olduğu hasarı inceleyerek göktaşının Dünya atmosferinin koruması altına girmeden önce ne kadar süre yörüngede kaldığını söyleyebiliriz. Göktaşları ile Güneş arasındaki doğrudan bağlantı, en eski göktaşlarının - kondritlerin - elementel bileşiminin güneş fotosferinin bileşimini tam olarak tekrarlaması gerçeğinden kaynaklanmaktadır. İçerikleri farklı olan tek elementler, soğumaları sırasında göktaşlarından bol miktarda buharlaşan hidrojen ve helyum gibi uçucu olanların yanı sıra, nükleer reaksiyonlarda Güneş'te kısmen "yanan" lityumdur. Yukarıda sözü edilen “güneş maddesi tarifi” açıklanırken “Güneş bileşimi” ve “kondrit bileşimi” terimleri birbirinin yerine kullanılmaktadır. Bileşimi güneşinkinden farklı olan taşlı göktaşlarına akondrit denir.
Küçük parçalar. Güneşe yakın alan, kaynakları kuyruklu yıldızların çöken çekirdekleri ve esas olarak asteroit kuşağındaki cisimlerin çarpışmaları olan küçük parçacıklarla doludur. Poynting-Robertson etkisinin bir sonucu olarak en küçük parçacıklar yavaş yavaş Güneş'e yaklaşır (güneş ışığının hareket eden bir parçacık üzerindeki basıncının tam olarak Güneş-parçacık çizgisi boyunca yönlendirilmemesi, ışık sapmasının bir sonucu olarak ortaya çıkması gerçeğinde yatmaktadır). geri saptırılır ve bu nedenle parçacığın hareketini yavaşlatır). Küçük parçacıkların Güneş'e düşmesi, bunların sürekli çoğalmasıyla telafi edilir, böylece tutulum düzleminde her zaman güneş ışınlarını dağıtan bir toz birikimi olur. En karanlık gecelerde, gün batımından sonra batıda ve gün doğumundan önce doğuda ekliptik boyunca geniş bir şerit halinde uzanan zodyak ışığı şeklinde fark edilir. Güneş'in yakınında, burç ışığı, yalnızca tam tutulma sırasında görülebilen sahte bir koronaya (yanlıştan F-korona) dönüşür. Güneş'ten açısal mesafe arttıkça, zodyak ışığının parlaklığı hızla azalır, ancak ekliptiğin güneş karşıtı noktasında yeniden yoğunlaşarak karşı ışınım oluşturur; bunun nedeni, küçük toz parçacıklarının ışığı yoğun bir şekilde geri yansıtmasıdır. Zaman zaman meteorlar Dünya atmosferine giriyor. Hareket hızları o kadar yüksektir (ortalama 40 km/s), en küçüğü ve en büyüğü hariç neredeyse hepsi yaklaşık 110 km yükseklikte yanar ve geride uzun parlak kuyruklar (meteorlar veya kayan yıldızlar) bırakır. Çoğu meteoroid, bireysel kuyruklu yıldızların yörüngeleriyle ilişkilidir, bu nedenle meteorlar, yılın belirli zamanlarında Dünya bu tür yörüngelerin yakınından geçtiğinde daha sık gözlemlenir. Örneğin, her yıl 12 Ağustos civarında, Dünya Perseid yağmurundan geçerken, 1862 III kuyruklu yıldızının kaybettiği parçacıklarla ilişkili birçok meteor gözlemleniyor. 20 Ekim civarındaki bir başka sağanak yağış - Orionidler - Halley Kuyruklu Yıldızı'ndan gelen tozla ilişkilidir.
Ayrıca bakınız METEOR. 30 mikrondan küçük parçacıklar atmosferde yavaşlayarak yanmadan yere düşebilir; bu tür mikrometeoritler laboratuvar analizi için toplanır. Birkaç santimetre veya daha büyük boyuttaki parçacıklar oldukça yoğun bir maddeden oluşuyorsa, o zaman tamamen yanmazlar ve meteorlar şeklinde Dünya yüzeyine düşmezler. Bunların %90'ından fazlası taştır; Bunları yalnızca bir uzman dünyevi kayalardan ayırt edebilir. Meteorların geri kalan %10'u demirdir (aslında demir ve nikel alaşımıdırlar). Meteoritler asteroit parçaları olarak kabul edilir. Demir meteorlar bir zamanlar bu cisimlerin çarpışmalarla yok edilen çekirdeklerinin bir parçasıydı. Bazı gevşek, uçucu madde bakımından zengin göktaşlarının kuyruklu yıldızlardan kaynaklanmış olması mümkündür, ancak bu pek olası değildir; Büyük olasılıkla, atmosferde büyük kuyruklu yıldız parçacıkları yanıyor ve yalnızca küçük olanlar korunuyor. Kuyruklu yıldızların ve asteroitlerin Dünya'ya ulaşmasının ne kadar zor olduğu göz önüne alındığında, güneş sisteminin derinliklerinden bağımsız olarak gezegenimize "gelen" meteorları incelemenin ne kadar yararlı olduğu açıktır.
Ayrıca bakınız GÖKTAŞI.
Kuyruklu yıldızlar. Tipik olarak kuyruklu yıldızlar güneş sisteminin uzak çevresinden gelir ve Kısa bir zaman son derece muhteşem aydınlatma armatürleri haline gelir; Şu anda herkesin dikkatini çekiyorlar, ancak doğaları hakkında pek çok şey hala belirsizliğini koruyor. Yeni bir kuyruklu yıldız genellikle beklenmedik bir şekilde ortaya çıkar ve bu nedenle onu karşılamak için bir uzay sondası hazırlamak neredeyse imkansızdır. Elbette, yörüngeleri iyi bilinen yüzlerce periyodik kuyruklu yıldızdan birine yavaş yavaş bir sonda hazırlanıp gönderilebilir; ancak Güneş'e defalarca yaklaşan bu kuyruklu yıldızların hepsi zaten yaşlanmış, uçucu maddelerini neredeyse tamamen kaybetmiş, solgun ve hareketsiz hale gelmişti. Yalnızca bir periyodik kuyruklu yıldız hala aktiftir - Halley Kuyruklu Yıldızı. MÖ 240'tan bu yana 30 kez sahneye çıkışı düzenli olarak kaydedildi. ve kuyruklu yıldıza, onun 1758'de ortaya çıkacağını tahmin eden gökbilimci E. Halley'nin onuruna isim verdi. Halley kuyruklu yıldızının yörünge periyodu 76 yıl olup, günberi mesafesi 0,59 AU'dur. ve afelion 35 au. Mart 1986'da ekliptik düzlemi geçtiğinde, elli bilimsel aletten oluşan bir uzay aracı donanması onu karşılamaya koştu. Kuyruklu yıldız çekirdeğinin görüntülerini ilk kez ileten iki Sovyet sondası Vega ve Avrupa Giotto tarafından özellikle önemli sonuçlar elde edildi. Kraterlerle kaplı çok düzgün olmayan bir yüzey ve çekirdeğin güneşli tarafında fışkıran iki gaz jeti görülüyor. Halley Kuyruklu Yıldızı'nın çekirdeğinin hacmi beklenenden daha büyüktü; Gelen ışığın yalnızca %4'ünü yansıtan yüzeyi, güneş sistemindeki en karanlık yüzeylerden biridir.

Yılda yaklaşık on kuyruklu yıldız gözlemleniyor ve bunların yalnızca üçte biri daha önce keşfedildi. Genellikle yörünge dönemlerinin uzunluğuna göre sınıflandırılırlar: kısa dönem (3 DİĞER GEZEGEN SİSTEMLERİ
Yıldızların oluşumuna ilişkin modern görüşlerden, güneş tipi bir yıldızın doğuşuna bir gezegen sisteminin oluşumunun eşlik etmesi gerektiği sonucu çıkmaktadır. Bu sadece Güneş'e tamamen benzeyen yıldızlar için geçerli olsa bile (örn. tek yıldızlar Spektral sınıf G), bu durumda Galaksideki yıldızların en az %1'inin (ki bu yaklaşık 1 milyar yıldızdır) gezegen sistemlerine sahip olması gerekir. Daha ayrıntılı bir analiz, tüm yıldızların, hatta ikili sistemlere dahil olanların bile, spektral sınıf F'den daha soğuk gezegenlere sahip olabileceğini göstermektedir.

Gerçekten de son yıllarda başka yıldızların etrafında gezegenlerin keşfedildiğine dair raporlar var. Aynı zamanda gezegenlerin kendisi de görünmez: onların varlığı, yıldızın gezegene olan çekiminden kaynaklanan hafif hareketiyle tespit edilir. Gezegenin yörüngesel hareketi, yıldızın "sallanmasına" ve periyodik olarak radyal hızını değiştirmesine neden olur; bu, yıldızın spektrumundaki çizgilerin konumuyla (Doppler etkisi) ölçülebilir. 1999 yılının sonuna gelindiğinde, 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg vb. dahil olmak üzere 30 yıldızın etrafında Jüpiter tipi gezegenlerin keşfedildiği bildirildi. Güneş'e ve en yakınına olan uzaklık sadece 15 St.'dir (Gliese 876). yıllar. İki radyo pulsarının (PSR 1257+12 ve PSR B1628-26) da Dünya'nınkine benzer kütlelere sahip gezegen sistemleri vardır. Optik teknoloji kullanılarak normal yıldızların etrafındaki bu tür hafif gezegenleri tespit etmek henüz mümkün olmadı. Her yıldızın etrafında, gezegenin yüzeyinin sıcaklığının sıvı suyun var olmasına izin verdiği bir ekosfer belirleyebilirsiniz. Güneş ekosferi 0,8 ila 1,1 AU arasında uzanır. Dünya'yı içerir, ancak Venüs'ü (0,72 AU) ve Mars'ı (1,52 AU) içermez. Muhtemelen, herhangi bir gezegen sisteminde, koşulların yaşam için uygun olduğu ekosfere 1-2'den fazla gezegen girmez.
YÖRÜNGE HAREKETİNİN DİNAMİĞİ
Gezegenlerin yüksek doğrulukla hareketi, I. Kepler'in (1571-1630) gözlemlerden elde ettiği üç kanuna uyar: 1) Gezegenler, Güneş'in bulunduğu odak noktalarından birinde elipsler halinde hareket eder. 2) Güneş'i gezegene bağlayan yarıçap vektörü, gezegenin yörünge hareketi sırasında eşit zaman aralıklarında eşit alanlar tarar. 3) Yörünge periyodunun karesi, eliptik yörüngenin yarı ana ekseninin küpüyle orantılıdır. Kepler'in ikinci yasası doğrudan açısal momentumun korunumu yasasından kaynaklanır ve üçünün en genelidir. Newton, iki cisim arasındaki çekim kuvveti aralarındaki mesafenin karesiyle ters orantılıysa Kepler'in birinci yasasının ve bu kuvvet aynı zamanda cisimlerin kütleleriyle orantılıysa üçüncü yasanın geçerli olduğunu tespit etti. 1873'te J. Bertrand, genel olarak yalnızca iki durumda cisimlerin birbirlerinin etrafında spiral şeklinde hareket etmeyeceğini kanıtladı: Newton'un ters kare yasasına göre veya Hooke'un doğru orantılılık yasasına (yayların esnekliğini açıklayan) göre çekiliyorlarsa. . Güneş sisteminin dikkate değer bir özelliği, merkezi yıldızın kütlesinin herhangi bir gezegenin kütlesinden çok daha büyük olmasıdır, bu nedenle gezegen sisteminin her bir üyesinin hareketi, problem çerçevesinde yüksek doğrulukla hesaplanabilir. karşılıklı çekim yapan iki cismin hareketi - Güneş ve yanındaki tek gezegen. Matematiksel çözümü biliniyor: Gezegenin hızı çok yüksek değilse, o zaman doğru bir şekilde hesaplanabilen kapalı bir periyodik yörüngede hareket eder. Genel olarak “N-cisim problemi” olarak adlandırılan ikiden fazla cismin hareketi problemi, açık yörüngelerdeki kaotik hareketlerinden dolayı çok daha zordur. Yörüngelerin bu rastgeleliği temelde önemlidir ve örneğin göktaşlarının asteroit kuşağından Dünya'ya nasıl düştüğünü anlamamıza olanak tanır.
Ayrıca bakınız
KEPLER YASALARI;
GÖK MEKANİĞİ;
Yörünge. 1867'de D. Kirkwood, asteroit kuşağındaki boş alanların ("kapakların") Güneş'ten ortalama hareketin Jüpiter'in hareketiyle orantılı (tamsayı oranında) olduğu mesafelerde bulunduğunu fark eden ilk kişiydi. Başka bir deyişle asteroitler, Güneş etrafındaki dönüş periyodlarının Jüpiter'in dönüş periyodunun katı olduğu yörüngelerden kaçınırlar. Kirkwood'un en büyük iki kapağı 3:1 ve 2:1 oranlarında oluşur. Bununla birlikte, 3:2 oranında ölçülebilirliğe yakın bir oranda, bu özellik sayesinde Gilda grubunda birleşen çok sayıda asteroit vardır. Ayrıca Jüpiter'in 60° ilerisinde ve 60° gerisinde yörüngede dönen 1:1 Truva grubu asteroitlerin fazlası da bulunmaktadır. Truva atlarıyla ilgili durum açıktır - Jüpiter'in yörüngesindeki sabit Lagrange noktalarının (L4 ve L5) yakınında yakalanırlar, ancak Kirkwood kapakları ve Gilda grubu nasıl açıklanır? Eğer sadece karşılaştırılabilirliklerde kapaklar olsaydı, o zaman Kirkwood'un önerdiği, asteroitlerin Jüpiter'in periyodik etkisiyle rezonans bölgelerinden dışarı fırlatıldığı yönündeki basit açıklama kabul edilebilirdi. Ama şimdi bu resim çok basit görünüyor. Sayısal hesaplamalar, kaotik yörüngelerin uzayda 3:1 rezonansa yakın bölgelere nüfuz ettiğini ve bu bölgeye düşen asteroit parçalarının yörüngelerini daireselden uzun eliptik şekle değiştirdiğini ve onları düzenli olarak Güneş Sisteminin orta kısmına yönlendirdiğini göstermiştir. Bu tür gezegenler arası yörüngelerde meteoroidler, Mars'a veya Dünya'ya çarpmadan ve hafif bir ıskalamayla Güneş sisteminin çevresine fırlatılmadan önce uzun süre (yalnızca birkaç milyon yıl) yaşamazlar. Dolayısıyla, Dünya'ya düşen göktaşlarının ana kaynağı, içinden asteroit parçalarının kaotik yörüngelerinin geçtiği Kirkwood kapaklarıdır. Elbette Güneş Sistemi'nde yüksek düzenli rezonans hareketlerinin pek çok örneği var. Gezegenlere yakın uydular, örneğin yörünge periyodu eksenel periyoda denk geldiği için her zaman aynı yarımkürede Dünya'ya bakan Ay gibi, tam olarak bu şekilde hareket eder. Daha da yüksek senkronizasyonun bir örneği, yalnızca uyduda değil, gezegende de "bir günün bir aya eşit olduğu" Plüton-Charon sistemi tarafından verilmektedir. Merkür'ün hareketi orta niteliktedir; eksenel dönüşü ve yörüngesel dönüşü 3:2 rezonans oranındadır. Bununla birlikte, tüm cisimler bu kadar basit davranmaz: örneğin, küresel olmayan Hyperion'da, Satürn'ün yerçekiminin etkisi altında, dönme ekseni kaotik bir şekilde ters döner. Uydu yörüngelerinin evrimi çeşitli faktörlerden etkilenir. Gezegenler ve uydular nokta kütleleri değil, uzatılmış nesneler olduğundan ve ayrıca yerçekimi kuvveti mesafeye bağlı olduğundan, uydu gövdesinin gezegenden farklı mesafelerde bulunan farklı kısımları ona farklı şekillerde çekilir; aynı şey gezegendeki uydudan gelen çekim için de geçerlidir. Kuvvetlerdeki bu farklılık denizin alçalıp akmasına neden olur ve eşzamanlı olarak dönen uydulara hafifçe düzleştirilmiş bir şekil verir. Uydu ve gezegen birbirlerinde gelgit deformasyonlarına neden olur ve bu da yörünge hareketlerini etkiler. Jüpiter'in uyduları Io, Europa ve Ganymede'nin 4:2:1 ortalama hareket rezonansı, ilk kez Laplace tarafından Celestial Mechanics (Cilt 4, 1805) adlı eserinde ayrıntılı olarak incelenmiştir, Laplace rezonansı olarak adlandırılır. Voyager 1'in Jüpiter'e yaklaşmasından sadece birkaç gün önce, 2 Mart 1979'da gökbilimciler Peale, Cassin ve Reynolds, "Io'nun Gelgit Dağılımıyla Erimesi" adlı makaleyi yayınladılar. 4:2:1 rezonans. Voyager 1 aslında Io'da aktif yanardağlar keşfetti; bu yanardağlar o kadar güçlü ki, uydu yüzeyinin fotoğraflarında tek bir göktaşı krateri bile görünmüyor: yüzeyi o kadar hızlı bir şekilde patlama ürünleriyle kaplanıyor ki.
GÜNEŞ SİSTEMİNİN OLUŞUMU
Güneş sisteminin nasıl oluştuğu sorusu gezegen biliminde belki de en zor olanıdır. Bu soruyu cevaplamak için, o uzak çağda meydana gelen karmaşık fiziksel ve kimyasal süreçleri yeniden yapılandırmamıza yardımcı olacak hâlâ çok az veriye sahibiz. Güneş sisteminin oluşum teorisi, mekanik durumu, kimyasal bileşimi ve izotop kronolojisi verileri de dahil olmak üzere birçok gerçeği açıklamalıdır. Bu durumda, oluşan ve genç yıldızların yakınında gözlemlenen gerçek olaylara güvenmek arzu edilir.
Mekanik durum. Gezegenler Güneş'in etrafında aynı yönde, neredeyse aynı düzlemde bulunan neredeyse dairesel yörüngelerde dönerler. Çoğu kendi ekseni etrafında Güneş ile aynı yönde döner. Bütün bunlar, Güneş sisteminin öncülünün, kendi kendine çekim yapan bir sistemin açısal momentumun korunumu ve bunun sonucunda açısal hızdaki artışla sıkıştırılması sırasında doğal olarak oluşan dönen bir disk olduğunu gösteriyor. (Bir gezegenin açısal momentumu veya açısal momentumu, kütlesinin Güneş'ten uzaklığı ve yörünge hızının çarpımının ürünüdür. Güneş'in açısal momentumu eksenel dönüşüyle ​​belirlenir ve yaklaşık olarak kütlesi çarpı yarıçapı ve yörünge hızı çarpımına eşittir. dönme hızı; gezegenlerin eksenel momentleri ihmal edilebilir düzeydedir.) Güneş, güneş sisteminin kütlesinin %99'unu içerir, ancak yalnızca yaklaşık olarak %99'unu içerir. Açısal momentumunun %1'i. Teori, neden sistemin kütlesinin çoğunun Güneş'te yoğunlaştığını ve açısal momentumun büyük çoğunluğunun dış gezegenlerde olduğunu açıklamalıdır. Güneş Sisteminin oluşumuna ilişkin mevcut teorik modeller, başlangıçta Güneş'in şimdi olduğundan çok daha hızlı döndüğünü göstermektedir. Genç Güneş'in açısal momentumu daha sonra Güneş Sisteminin dış kısımlarına aktarıldı; Gökbilimciler, yerçekimi ve manyetik kuvvetlerin Güneş'in dönüşünü yavaşlattığına ve gezegenlerin hareketini hızlandırdığına inanıyor. Gezegenlerin Güneş'e olan uzaklıklarının düzenli dağılımına ilişkin yaklaşık kural (Titius-Bode kuralı) iki yüzyıldır bilinmektedir, ancak bunun için bir açıklama yoktur. Dış gezegenlerin uydu sistemlerinde, bir bütün olarak gezegen sisteminde olduğu gibi aynı modeller izlenebilir; Muhtemelen oluşum süreçlerinin pek çok ortak noktası vardı.
Ayrıca bakınız BODE YASASI.
Kimyasal bileşim. Güneş Sistemi'nin kimyasal bileşiminde güçlü bir değişim (farklılık) vardır: Güneş'e yakın gezegenler ve uydular refrakter malzemelerden oluşurken, uzak cisimler birçok uçucu element içerir. Bu, güneş sisteminin oluşumu sırasında büyük bir sıcaklık gradyanının olduğu anlamına gelir. Kimyasal yoğunlaşmanın modern astrofizik modelleri, proto-gezegensel bulutun başlangıç ​​bileşiminin yıldızlararası ortamın ve Güneş'in bileşimine yakın olduğunu ileri sürüyor: kütle olarak %75'e kadar hidrojen, %25'e kadar helyum ve diğer tüm elementlerin %1'inden azı. . Bu modeller, Güneş Sistemindeki kimyasal bileşimde gözlemlenen değişiklikleri başarılı bir şekilde açıklamaktadır. Uzak nesnelerin kimyasal bileşimi, ortalama yoğunluklarının yanı sıra yüzey ve atmosfer spektrumlarına göre değerlendirilebilir. Bu, gezegensel madde örneklerinin analiz edilmesiyle çok daha doğru bir şekilde yapılabilir, ancak şu ana kadar elimizde yalnızca Ay'dan ve göktaşlarından örnekler var. Göktaşlarını inceleyerek ilkel bulutsudaki kimyasal süreçleri anlamaya başlıyoruz. Bununla birlikte, büyük gezegenlerin küçük parçacıklardan toplanması süreci belirsizliğini koruyor.
İzotop verileri. Meteorların izotopik bileşimi, Güneş Sisteminin oluşumunun 4,6 ± 0,1 milyar yıl önce meydana geldiğini ve 100 milyon yıldan fazla sürmediğini göstermektedir. Neon, oksijen, magnezyum, alüminyum ve diğer elementlerin izotoplarındaki anormallikler, Güneş Sistemini doğuran yıldızlararası bulutun çökmesi sırasında, yakındaki bir süpernovanın patlamasının ürünlerinin içine düştüğünü gösteriyor.
Ayrıca bakınızİZOTOPLAR; SÜPERNOVA.
Yıldız oluşumu. Yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarının çökmesi (sıkışması) sürecinde doğarlar. Bu süreç henüz ayrıntılı olarak incelenmemiştir. Süpernova patlamalarından kaynaklanan şok dalgalarının yıldızlararası maddeyi sıkıştırabildiğine ve bulutların yıldızlara dönüşmesini teşvik edebildiğine dair gözlemsel kanıtlar var.
Ayrıca bakınız YERÇEKİMİ ÇÖKÜŞÜ. Genç bir yıldız, kararlı bir duruma ulaşmadan önce, protostellar nebula tarafından bir çekimsel sıkıştırma aşamasına uğrar. Yıldız evriminin bu aşamasına ilişkin temel bilgiler, genç T Tauri yıldızlarının incelenmesiyle elde edilir. Görünüşe göre bu yıldızlar hala sıkışma halinde ve yaşları 1 milyon yılı geçmiyor. Tipik olarak kütleleri 0,2 ila 2 güneş kütlesi arasında değişir. Güçlü manyetik aktivite belirtileri gösteriyorlar. Bazı T Tauri yıldızlarının tayfları, yalnızca düşük yoğunluklu gazlarda görülen yasak çizgiler içerir; Bunlar muhtemelen yıldızı çevreleyen bir protostellar bulutsunun kalıntılarıdır. T Tauri yıldızları, ultraviyole ve X-ışını radyasyonunun hızlı dalgalanmalarıyla karakterize edilir. Birçoğu güçlü kızılötesi emisyon ve silikon spektral çizgiler sergiliyor; bu da yıldızların toz bulutlarıyla çevrili olduğunu gösteriyor. Son olarak T Tauri yıldızları güçlü yıldız rüzgarlarına sahiptir. Evriminin erken döneminde Güneş'in de T Tauri aşamasından geçtiğine ve bu dönemde uçucu elementlerin Güneş Sisteminin iç bölgelerinden dışarı atıldığına inanılmaktadır. Orta kütleli bazı oluşum yıldızları, parlaklıkta güçlü bir artış gösterir ve kabuklarını bir yıldan daha kısa bir sürede döker. Bu tür olaylara FU Orion işaret fişekleri denir. AT Tauri yıldızı en az bir kez böyle bir patlama yaşadı. Çoğu genç yıldızın FU Orionis tipi patlama aşamasından geçtiğine inanılıyor. Pek çok kişi bu parlamanın nedenini, çevredeki gaz-toz diskinden genç yıldızın üzerine madde yığılma hızının zaman zaman artması olarak görüyor. Eğer Güneş de evriminin başlarında bir veya daha fazla FU Orionis patlaması yaşasaydı, bu durum merkezi Güneş Sistemindeki uçucuları büyük ölçüde etkilerdi. Gözlemler ve hesaplamalar, oluşan bir yıldızın çevresinde her zaman protostellar maddenin kalıntılarının bulunduğunu göstermektedir. Eşlik eden bir yıldıza veya gezegen sistemine dönüşebilir. Aslında birçok yıldız ikili ve çoklu sistemler oluşturur. Ancak yoldaşın kütlesi Güneş'in kütlesinin (Jüpiter'in 10 kütlesi) %1'ini geçmezse, o zaman çekirdeğindeki sıcaklık, termonükleer reaksiyonların meydana gelmesi için gerekli değere asla ulaşmayacaktır. Böyle bir gök cismine gezegen denir.
Oluşum teorileri. Güneş Sisteminin oluşumuna ilişkin bilimsel teoriler üç kategoriye ayrılabilir: gelgit, birikim ve bulutsu. İkincisi şu anda en büyük ilgiyi çekiyor. Görünüşe göre ilk olarak Buffon (1707-1788) tarafından önerilen gelgit teorisi, yıldızların ve gezegenlerin oluşumunu doğrudan bağlamaz. Gelgit etkileşimi yoluyla Güneş'in yanından uçan başka bir yıldızın, gezegenlerin oluştuğu bir madde akışını ondan (veya kendisinden) çıkardığı varsayılmaktadır. Bu fikir birçok fiziksel sorunla karşı karşıyadır; örneğin bir yıldızdan atılan sıcak malzeme yoğunlaşmak yerine dışarı saçılmalıdır. Gelgit teorisi artık popüler değil çünkü güneş sisteminin mekanik özelliklerini açıklayamıyor ve onun doğuşunu rastgele ve son derece nadir bir olay olarak temsil ediyor. Birikme teorisi, genç Güneş'in yoğun bir yıldızlararası bulutun içinden geçerken gelecekteki bir gezegen sisteminden malzeme yakaladığını öne sürüyor. Aslında genç yıldızlar genellikle büyük yıldızlararası bulutların yakınında bulunur. Ancak birikim teorisi çerçevesinde bir gezegen sistemindeki kimyasal bileşim gradyanını açıklamak zordur. Şu anda en gelişmiş ve genel kabul gören, 18. yüzyılın sonunda Kant tarafından önerilen bulutsu hipotezidir. Temel fikri, Güneş ve gezegenlerin aynı anda dönen tek bir buluttan oluşmasıdır. Küçülerek, merkezinde Güneş'in ve çevre gezegenlerin oluştuğu bir diske dönüştü. Bu fikrin Laplace'ın, Güneş'in ilk önce bir buluttan oluştuğunu ve daha sonra, küçülürken merkezkaç kuvvetinin ekvatordan gaz halkalarını kopardığını ve daha sonra yoğunlaşarak gezegenlere dönüştüğünü öne süren hipotezinden farklı olduğuna dikkat edin. Laplace'ın hipotezi 200 yıldır aşılamayan fiziksel zorluklarla karşı karşıyadır. Bulutsu teorisinin en başarılı modern versiyonu A. Cameron ve meslektaşları tarafından oluşturuldu. Modellerinde, protoplanet nebula mevcut gezegen sisteminin yaklaşık iki katı kadar büyüktü. İlk 100 milyon yıl boyunca, oluşan Güneş aktif olarak maddeyi dışarı attı. Bu davranış, prototipten sonra T Tauri yıldızları olarak adlandırılan genç yıldızlar için tipiktir. Cameron'un modelindeki nebula maddesinin basınç ve sıcaklık dağılımı, Güneş Sisteminin kimyasal bileşiminin gradyanı ile oldukça uyumludur. Dolayısıyla Güneş ve gezegenlerin çöken tek bir buluttan oluşmuş olması muhtemeldir. Yoğunluğun ve sıcaklığın daha yüksek olduğu orta kısmında sadece refrakter maddeler korunmuş, çevrede ise uçucu maddeler korunmuştur; bu kimyasal bileşimin gradyanını açıklar. Bu modele göre, bir gezegen sisteminin oluşumu, tüm güneş tipi yıldızların erken evrimine eşlik etmelidir.
Gezegenlerin büyümesi. Gezegensel büyüme için birçok senaryo var. Gezegenler, gezegencikler adı verilen küçük cisimlerin rastgele çarpışmaları ve yapışmaları sonucu oluşmuş olabilir. Ancak belki de küçük cisimler, kütleçekimsel istikrarsızlığın bir sonucu olarak aynı anda büyük gruplar halinde daha büyük cisimlere dönüşmüştür. Gezegenlerin birikiminin gazlı bir ortamda mı yoksa gazsız bir ortamda mı gerçekleştiği belli değil. Gaz halindeki bir bulutsuda sıcaklık farklılıkları yumuşatılır, ancak gazın bir kısmı toz tanecikleri halinde yoğunlaştığında ve kalan gaz yıldız rüzgarı tarafından süpürüldüğünde, bulutsunun şeffaflığı keskin bir şekilde artar ve güçlü bir sıcaklık gradyanı ortaya çıkar. sistem. Gazın toz taneciklerine yoğunlaşması, toz taneciklerinin gezegencikler halinde birikmesi ve gezegenciklerin gezegenlere ve uydularına birikmesi için karakteristik zamanların ne olduğu hala tam olarak belli değil.
GÜNEŞ SİSTEMİNDE YAŞAM
Güneş sistemindeki yaşamın bir zamanlar Dünya'nın ötesinde de var olduğu ve belki de hala var olduğu öne sürüldü. Uzay teknolojisinin ortaya çıkışı bu hipotezin doğrudan test edilmesine başlamayı mümkün kıldı. Merkür'ün çok sıcak olduğu ve atmosfer ve sudan yoksun olduğu ortaya çıktı. Venüs de çok sıcaktır; yüzeyinde kurşun erir. Koşulların çok daha ılıman olduğu Venüs'ün üst bulut katmanında yaşam ihtimali hâlâ bir hayalden öteye gidemiyor. Ay ve asteroitler tamamen kısır görünüyor. Mars'a büyük umutlar bağlanmıştı. 100 yıl önce bir teleskopla fark edilen ince düz çizgi sistemleri - “kanallar”, daha sonra Mars yüzeyindeki yapay sulama yapıları hakkında konuşmaya yol açtı. Ancak artık Mars'taki koşulların yaşam için elverişsiz olduğunu biliyoruz: soğuk, kuru, çok ince hava ve bunun sonucunda Güneş'ten gelen güçlü ultraviyole radyasyon, gezegenin yüzeyini sterilize ediyor. Viking iniş araçları Mars topraklarında organik madde tespit etmedi. Doğru, Mars'ın ikliminin önemli ölçüde değiştiğine ve bir zamanlar yaşam için daha elverişli olabileceğine dair işaretler var. Gezegenin ayrıntılı görüntülerinde vadileri ve kuru nehir yataklarını anımsatan su erozyonunun izleri görüldüğünden, uzak geçmişte Mars yüzeyinde su olduğu biliniyor. Mars iklimindeki uzun vadeli değişiklikler, kutup ekseninin eğimindeki değişikliklerle ilişkilendirilebilir. Gezegenin sıcaklığındaki hafif bir artışla atmosfer 100 kat daha yoğun hale gelebilir (buzun buharlaşması nedeniyle). Dolayısıyla Mars'ta bir zamanlar yaşamın var olması mümkün. Bu soruya ancak Mars toprak örnekleri üzerinde detaylı bir çalışma yaptıktan sonra cevap verebileceğiz. Ancak onları Dünya'ya ulaştırmak zor bir iştir. Neyse ki Dünya'da bulunan binlerce meteordan en az 12'sinin Mars'tan geldiğine dair güçlü kanıtlar var. Bunlara SNC göktaşları deniyor çünkü bunlardan ilki Shergotty (Shergotty, Hindistan), Nakhla (Nakhla, Mısır) ve Chsigny (Chassigny, Fransa) yerleşimlerinin yakınında bulundu. Antarktika'da bulunan ALH 84001 göktaşı diğerlerinden çok daha eskidir ve polisiklik içerir. aromatik hidrokarbonlar muhtemelen biyolojik kökenlidir. Oksijen izotop oranının karasal kayalardaki veya SNC olmayan meteoritlerdekiyle aynı olmaması, aksine soy gazlardan farklı soy gazlar içeren kabarcıklar içeren camlar içeren EETA 79001 göktaşıyla aynı olması nedeniyle Dünya'ya Mars'tan geldiğine inanılıyor. Dünya, ancak Mars'ın atmosferiyle tutarlı. Dev gezegenlerin atmosferleri birçok organik molekül içermesine rağmen, katı bir yüzey olmadığı sürece burada yaşamın var olabileceğine inanmak zordur. Bu anlamda Satürn'ün uydusu Titan çok daha ilgi çekici, hem organik bileşenlerden oluşan bir atmosfere sahip, hem de füzyon ürünlerinin birikebileceği sağlam bir yüzeye sahip. Doğru, bu yüzeyin sıcaklığı (90 K) oksijenin sıvılaştırılması için daha uygundur. Bu nedenle, biyologların dikkatini Jüpiter'in uydusu Europa daha çok çekiyor; her ne kadar atmosferi olmasa da, buzlu yüzeyinin altında sıvı sudan oluşan bir okyanus var gibi görünüyor. Bazı kuyruklu yıldızların güneş sisteminin oluşumu sırasında oluşan karmaşık organik molekülleri içerdiği neredeyse kesindir. Ancak bir kuyruklu yıldızda yaşamı hayal etmek zor. Şu ana kadar güneş sistemindeki yaşamın Dünya dışında herhangi bir yerde var olduğuna dair hiçbir kanıtımız yok. Birisi şu soruyu sorabilir: Dünya dışı yaşam arayışıyla bağlantılı olarak bilimsel araçların yetenekleri nelerdir? Modern bir uzay sondası uzak bir gezegende yaşamın varlığını tespit edebilir mi? Örneğin Galileo, yerçekimi manevraları yaparken Dünya'nın yanından iki kez geçtiğinde, Dünya'daki yaşamı ve zekayı tespit edebildi mi? Sondanın gönderdiği Dünya görüntülerinde akıllı yaşamın işaretlerini fark etmek mümkün değildi, ancak radyo ve televizyon istasyonlarımızdan Galileo alıcıları tarafından yakalanan sinyaller onun varlığının açık kanıtı haline geldi. Doğal radyo istasyonlarının radyasyonundan (auroralar, dünyanın iyonosferindeki plazma salınımları, güneş patlamaları) tamamen farklıdırlar ve Dünya'daki teknik uygarlığın varlığını anında ortaya çıkarırlar. Mantıksız yaşam kendini nasıl gösterir? Galileo televizyon kamerası, altı dar spektral aralıkta Dünya'nın görüntülerini yakaladı. 0,73 ve 0,76 mikronluk filtrelerde, çöller ve kayalar için tipik olmayan kırmızı ışığın güçlü emilimi nedeniyle bazı kara alanları yeşil görünmektedir. Bunu açıklamanın en kolay yolu, gezegenin yüzeyinde kırmızı ışığı emen mineral olmayan bir pigment taşıyıcısının mevcut olmasıdır. Bu alışılmadık ışık emiliminin, bitkilerin fotosentez için kullandığı klorofilden kaynaklandığını biliyoruz. Güneş sistemindeki başka hiçbir cisim bu kadar yeşil bir renge sahip değildir. Buna ek olarak Galileo kızılötesi spektrometresi, dünya atmosferinde moleküler oksijen ve metanın varlığını kaydetti. Dünya atmosferinde metan ve oksijenin varlığı, gezegendeki biyolojik aktiviteyi gösterir. Dolayısıyla gezegenlerarası sondalarımızın gezegenlerin yüzeyindeki aktif yaşamın işaretlerini tespit edebildiği sonucuna varabiliriz. Ancak eğer hayat Europa'nın buzlu kabuğunun altında saklıysa, o zaman yanından geçen bir aracın bunu tespit etmesi pek olası değildir.
Coğrafya Sözlüğü