Hansı planet günəşdən ən uzaqdır. Günəş sistemi. Günəş sisteminin planetləri. Əsaslar və Nəzəriyyələr

Günəş sistemi parlaq ulduzun - Günəşin ətrafında müəyyən orbitlərdə fırlanan planetlər qrupudur. Bu lampa günəş sistemində əsas istilik və işıq mənbəyidir.

Planetlər sistemimizin bir və ya bir neçə ulduzun partlaması nəticəsində əmələ gəldiyi və bunun təxminən 4,5 milyard il əvvəl baş verdiyi güman edilir. Əvvəlcə Günəş sistemi qaz və toz hissəciklərinin toplusu idi, lakin zaman keçdikcə və öz kütləsinin təsiri altında Günəş və digər planetlər yarandı.

Günəş sisteminin planetləri

Günəş sisteminin mərkəzində Günəş yerləşir, onun ətrafında səkkiz planet öz orbitlərində hərəkət edir: Merkuri, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun.

2006-cı ilə qədər Pluton da bu planetlər qrupuna aiddir, o, Günəşdən 9-cu planet hesab olunurdu, lakin Günəşdən xeyli uzaqlığına və kiçik ölçüsünə görə bu siyahıdan çıxarılıb və cırtdan planet adlandırılıb. Daha doğrusu, Kuiper qurşağındakı bir neçə cırtdan planetdən biridir.

Yuxarıdakı bütün planetlər adətən iki böyük qrupa bölünür: yer qrupu və qaz nəhəngləri.

Yer qrupuna Merkuri, Venera, Yer, Mars kimi planetlər daxildir. Onlar kiçik ölçüləri və qayalı səthi ilə seçilir və əlavə olaraq Günəşə digərlərindən daha yaxın yerləşirlər.

Qaz nəhənglərinə aşağıdakılar daxildir: Yupiter, Saturn, Uran, Neptun. Onlar böyük ölçülər və buz tozu və qayalı parçalar olan üzüklərin olması ilə xarakterizə olunur. Bu planetlər əsasən qazdan ibarətdir.

Günəş

Günəş Günəş sistemindəki bütün planetlərin və ayların ətrafında fırlandığı ulduzdur. Hidrogen və heliumdan ibarətdir. Günəşin yaşı 4,5 milyard ildir, yalnız həyat dövrünün ortasındadır, ölçüsü getdikcə artır. İndi Günəşin diametri 1.391.400 km-dir. Eyni sayda ildə bu ulduz genişlənərək Yerin orbitinə çatacaq.

Günəş planetimiz üçün istilik və işıq mənbəyidir. Fəaliyyəti hər 11 ildən bir artır və ya zəifləyir.

Onun səthindəki həddindən artıq yüksək temperatur səbəbindən Günəşin ətraflı tədqiqi olduqca çətin olsa da, ulduza mümkün qədər yaxın bir xüsusi aparatı işə salmaq cəhdləri davam edir.

Yer planetləri qrupu

Merkuri

Bu planet Günəş sistemindəki ən kiçik planetlərdən biridir, diametri 4879 km-dir. Bundan əlavə, Günəşə ən yaxındır. Bu qonşuluq əhəmiyyətli bir temperatur fərqini əvvəlcədən təyin etdi. Merkuridə orta temperatur gündüz +350 dərəcə, gecələr isə -170 dərəcədir.

Əgər yer ilinə diqqət yetirsək, onda Merkuri 88 gündə günəş ətrafında tam bir inqilab edir və orada bir gün 59 yer günü davam edir. Bu planetin Günəş ətrafında fırlanma sürətini, ondan uzaqlığını və mövqeyini vaxtaşırı dəyişə bildiyi müşahidə edilib.

Merkuridə atmosfer yoxdur, bununla əlaqədar olaraq asteroidlər tez-tez ona hücum edir və onun səthində çoxlu kraterlər qoyur. Bu planetdə natrium, helium, arqon, hidrogen, oksigen kəşf edilmişdir.

Merkurinin təfərrüatlı tədqiqi Günəşə yaxın olması səbəbindən böyük çətinliklər yaradır. Merkuri bəzən Yerdən çılpaq gözlə görünə bilər.

Bir nəzəriyyəyə görə, Merkurinin əvvəllər Veneranın peyki olduğuna inanılır, lakin bu fərziyyə hələ sübut olunmayıb. Merkurinin peyki yoxdur.

Venera

Bu planet Günəşdən ikincidir. Ölçüsünə görə Yerin diametrinə yaxındır, diametri 12104 km-dir. Bütün digər cəhətlərə görə Venera planetimizdən əhəmiyyətli dərəcədə fərqlənir. Burada bir gün 243 Yer günü, bir il isə 255 gün davam edir. Veneranın atmosferi 95% karbon dioksiddən ibarətdir ki, bu da onun səthində istixana effekti yaradır. Bu, planetdə orta temperaturun 475 dərəcə Selsi olmasına gətirib çıxarır. Atmosferdə həmçinin 5% azot və 0,1% oksigen var.

Səthinin çox hissəsini su ilə əhatə edən Yerdən fərqli olaraq, Venerada maye yoxdur və demək olar ki, bütün səthi bərkimiş bazalt lavaları tutur. Bir nəzəriyyəyə görə, bu planetdə əvvəllər okeanlar olub, lakin daxili istilik nəticəsində onlar buxarlanıb və buxarlar günəş küləyi tərəfindən kosmosa aparılıb. Veneranın səthinə yaxın zəif küləklər əsir, lakin 50 km yüksəklikdə onların sürəti əhəmiyyətli dərəcədə artır və saniyədə 300 metr təşkil edir.

Venerada quru qitələrini xatırladan çoxlu kraterlər və təpələr var. Kraterlərin əmələ gəlməsi, əvvəllər planetin daha az sıx atmosferə malik olması ilə əlaqələndirilir.

Veneranın fərqli xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, digər planetlərdən fərqli olaraq onun hərəkəti qərbdən şərqə deyil, şərqdən qərbə doğru baş verir. Günəş batdıqdan sonra və ya günəş çıxmazdan əvvəl teleskopun köməyi olmadan belə Yerdən görünə bilər. Bu, onun atmosferinin işığı yaxşı əks etdirmə qabiliyyəti ilə bağlıdır.

Veneranın peyki yoxdur.

Yer

Planetimiz Günəşdən 150 milyon km məsafədə yerləşir və bu, onun səthində suyun maye halında mövcudluğu və deməli, həyatın yaranması üçün əlverişli temperatur yaratmağa imkan verir.

Onun səthi 70% su ilə örtülüdür və bu qədər maye olan planetlərdən yeganədir. Minlərlə il əvvəl atmosferdə olan buxarın Yer səthində suyun maye şəklində əmələ gəlməsi üçün lazım olan temperaturu yaratdığına və günəş radiasiyasının fotosintezə və planetdə həyatın yaranmasına kömək etdiyi güman edilir.

Planetimizin bir xüsusiyyəti, yer qabığının altında nəhənglərin olmasıdır tektonik plitələr, hansı ki, hərəkət edir, bir-biri ilə toqquşur və mənzərənin dəyişməsinə səbəb olur.

Yerin diametri 12.742 km-dir. Yer günü 23 saat 56 dəqiqə 4 saniyə, bir il isə 365 gün 6 saat 9 dəqiqə 10 saniyə davam edir. Atmosferi 77% azotdan, 21% oksigendən və az miqdarda digər qazlardan ibarətdir. Günəş sistemindəki digər planetlərin heç bir atmosferində bu qədər oksigen yoxdur.

Alimlərin fikrincə, Yer kürəsinin yaşı 4,5 milyard ildir ki, onun yeganə peyki olan Ay da mövcuddur. Həmişə yalnız bir tərəfi ilə planetimizə çevrilir. Ayın səthində çoxlu kraterlər, dağlar və düzənliklər var. Günəş işığını çox zəif əks etdirir, buna görə də onu solğun ay işığında Yerdən görmək olar.

Mars

Bu planet Günəşdən ardıcıl dördüncüdür və ondan Yerdən 1,5 dəfə uzaqdır. Marsın diametri Yerin diametrindən kiçikdir və 6779 km-dir. Planetdə orta hava temperaturu ekvatorda -155 dərəcədən +20 dərəcəyə qədər dəyişir. Marsdakı maqnit sahəsi Yerinkindən çox zəifdir və atmosfer kifayət qədər nadirdir, bu da günəş radiasiyasının səthə sərbəst təsir göstərməsinə imkan verir. Bu baxımdan Marsda həyat varsa, o, səthdə deyil.

Roverlərin köməyi ilə tədqiq edildikdə məlum olub ki, Marsda çoxlu dağlar, həmçinin qurumuş çay məcraları və buzlaqlar var. Planetin səthi qırmızı qumla örtülmüşdür. Dəmir oksidi Marsa öz rəngini verir.

Planetdə ən tez-tez baş verən hadisələrdən biri həcmli və dağıdıcı olan toz fırtınalarıdır. Marsda geoloji aktivliyi aşkar etmək mümkün olmayıb, lakin bundan əvvəl planetdə mühüm geoloji hadisələrin baş verdiyi etibarlı şəkildə məlumdur.

Marsın atmosferi 96% karbon qazı, 2,7% azot və 1,6% arqondan ibarətdir. Oksigen və su buxarı minimal miqdarda mövcuddur.

Marsda bir sutkanın müddəti Yerdəki ilə eynidir və 24 saat 37 dəqiqə 23 saniyədir. Planetdə bir il yerdən iki dəfə uzun - 687 gün davam edir.

Planetin Phobos və Deimos adlı iki peyki var. Onlar kiçik və qeyri-bərabər formadadır, asteroidləri xatırladır.

Bəzən Mars da Yerdən adi gözlə görünə bilər.

qaz nəhəngləri

Yupiter

Bu planet Günəş sistemindəki ən böyüyüdür və diametri 139 822 km-dir ki, bu da Yerdən 19 dəfə böyükdür. Yupiterdə bir gün 10 saat davam edir, bir il isə təxminən 12 Yer ilidir. Yupiter əsasən ksenon, arqon və kriptondan ibarətdir. Əgər 60 dəfə böyük olsaydı, spontan termonüvə reaksiyası nəticəsində ulduz ola bilərdi.

Planetdə orta temperatur Selsi üzrə -150 dərəcədir. Atmosfer hidrogen və heliumdan ibarətdir. Onun səthində oksigen və su yoxdur. Yupiterin atmosferində buz olduğuna dair bir fərziyyə var.

Yupiterin çoxlu sayda peyki var - 67. Onlardan ən böyüyü İo, Qanymede, Callisto və Europadır. Qanymede günəş sistemindəki ən böyük peyklərdən biridir. Onun diametri 2634 km-dir ki, bu da təxminən Merkurinin ölçüsünə bərabərdir. Bundan əlavə, onun səthində qalın buz təbəqəsi görünür, onun altında su ola bilər. Callisto peyklərin ən qədimi hesab olunur, çünki onun səthində ən çox krater var.

Saturn

Bu planet Günəş sistemində ikinci ən böyük planetdir. Onun diametri 116.464 km-dir. Tərkibinə görə Günəşə ən çox bənzəyir. Bu planetdə bir il kifayət qədər uzun, demək olar ki, 30 Yer ili davam edir və bir gün 10,5 saatdır. Orta səth temperaturu -180 dərəcədir.

Onun atmosferi əsasən hidrogen və az miqdarda heliumdan ibarətdir. Onun yuxarı təbəqələrində tez-tez tufanlar və auroralar baş verir.

Saturn unikaldır ki, onun 65 peyki və bir neçə halqası var. Üzüklər kiçik buz hissəciklərindən və qaya birləşmələrindən ibarətdir. Buz tozu işığı mükəmməl əks etdirir, ona görə də Saturnun halqaları teleskopda çox aydın görünür. Ancaq o, diademi olan yeganə planet deyil, digər planetlərdə daha az nəzərə çarpır.

Uran

Uran Günəş sistemində üçüncü, günəşdən isə yeddinci ən böyük planetdir. Onun diametri 50.724 km-dir. Səthindəki temperatur -224 dərəcə olduğu üçün onu "buz planeti" də adlandırırlar. Uranda bir gün 17 saat davam edir, bir il isə 84 Yer ilidir. Eyni zamanda, yay qış qədər davam edir - 42 il. Belə bir təbiət hadisəsi həmin planetin oxunun orbitə 90 dərəcə bucaq altında yerləşməsi ilə əlaqədardır və məlum olur ki, Uranın sanki “yan üstə uzanması”dır.

Uranın 27 peyki var. Onlardan ən məşhurları: Oberon, Titania, Ariel, Miranda, Umbriel.

Neptun

Neptun Günəşdən səkkizinci planetdir. Tərkibinə və ölçüsünə görə qonşusu Urana bənzəyir. Bu planetin diametri 49.244 km-dir. Neptunda bir gün 16 saat davam edir və bir il 164 Yer ilinə bərabərdir. Neptun buz nəhənglərinə aiddir və uzun müddət onun buzlu səthində heç bir hava hadisəsinin baş vermədiyinə inanılırdı. Bununla belə, bu yaxınlarda Neptunda şiddətli burulğanlar və küləyin sürəti Günəş sistemindəki planetlərin ən yüksək sürətinə sahib olduğu aşkar edilmişdir. 700 km/saata çatır.

Neptunun 14 peyki var, onlardan ən məşhuru Tritondur. Məlumdur ki, onun öz ab-havası var.

Neptunun da üzükləri var. Bu planetin 6-sı var.

Günəş sisteminin planetləri haqqında maraqlı faktlar

Yupiterlə müqayisədə Merkuri səmada bir nöqtə kimi görünür. Bunlar əslində Günəş sistemindəki nisbətlərdir:

Venera tez-tez Səhər və Axşam Ulduzu adlanır, çünki o, gün batanda səmada görünən ulduzların birincisi və sübh vaxtı görünmədən yoxa çıxan sonuncu ulduzdur.

Marsla bağlı maraqlı fakt ondan ibarətdir ki, onun üzərində metan tapılıb. Nadir atmosferə görə o, daim buxarlanır, yəni planetdə bu qazın daimi mənbəyi var. Belə bir mənbə planetin daxilindəki canlı orqanizmlər ola bilər.

Yupiterin fəsilləri yoxdur. Ən böyük sirr isə “Böyük Qırmızı Ləkə” adlanan yerdir. Onun planetin səthindəki mənşəyi hələ də tam öyrənilməyib.Alimlər onun bir neçə əsrdir çox yüksək sürətlə fırlanan nəhəng qasırğa nəticəsində əmələ gəldiyini ehtimal edirlər.

Maraqlı fakt ondan ibarətdir ki, Günəş sistemindəki bir çox planet kimi Uranın da özünəməxsus halqalar sistemi var. Onları təşkil edən hissəciklər işığı zəif əks etdirdiyi üçün planetin kəşfindən dərhal sonra halqaları aşkar etmək mümkün olmayıb.

Neptun zəngin mavi rəngə malikdir, buna görə də qədim Roma tanrısının - dənizlərin ustasının şərəfinə adlandırılmışdır. Uzaqda yerləşdiyinə görə bu planet ən son kəşf edilənlərdən biri idi. Eyni zamanda onun yeri riyazi olaraq hesablanıb və zaman keçdikcə görünmək mümkün olub və hesablanmış yerdə olub.

Günəşdən gələn işıq planetimizin səthinə 8 dəqiqəyə çatır.

Günəş sistemi, uzun və hərtərəfli öyrənilməsinə baxmayaraq, hələ də açılmamış bir çox sirlərlə və sirlərlə doludur. Ən maraqlı fərziyyələrdən biri axtarışları fəal şəkildə davam edən digər planetlərdə həyatın mövcudluğu fərziyyəsidir.

Bütün planetlər müəyyən ardıcıllıqla yerləşir, planetlər Günəşdən uzaqlaşdıqca onların orbitləri arasındakı məsafələr artır.

Günəş sisteminin tərkibi

Günəş

Sistemin ümumi kütləsinin 99,9% -i özündə cəmləşmişdir. Ulduz əsasən hidrogen və heliumdan ibarətdir. Əslində, bu nəhəng birləşmə reaktorudur. Temperatur təxminən 6000 ° C-dir. Ancaq digər tərəfdən, işıqforlar 10.000.000 ° C-də miqyasdan çıxır.

Ulduzumuz 250 km/s sürətlə “cəmi” 26.000 işıq ili uzaqlıqda olan mərkəzin ətrafındakı kosmosda qaçır. Və bir inqilab təxminən 180 milyon il çəkir.

Planetlər və onların peykləri

Yer qrupu.

Günəşə ən yaxın olanı, həm də planetlərin ən kiçiyi. O, öz ətrafında çox yavaş-yavaş fırlanır, ulduzun ətrafında tam bir inqilab etmək üçün öz oxu ətrafında cəmi bir yarım dönüş edir. Planetin nə atmosferi, nə də peykləri var, gündüzlər +430 °С-ə qədər qızır, gecələr isə -180 °С-ə qədər soyuyur.

Yerə ən romantik və ən yaxın planet də yaşamaq üçün yararsızdır. Karbon dioksid buludlarının qalın bir yorğanına möhkəm bükülmüşdür və + 475 ° C-ə qədər olan temperaturda səthə yaxın, kraterlərlə nöqtələnmiş, 90 atmosferdən çox təzyiqə malikdir. Venera ölçüsü və kütləsi baxımından Yerə çox yaxındır.

Quruluşuna görə planetimizə bənzəyir. Onun radiusu yerin yarısıdır, kütləsi isə daha kiçikdir. Burada yaşamaq olardı, lakin suyun və atmosferin olmaması bunu etməyə mane olur. Mars ili Yerdən iki dəfə uzundur, lakin günün müddəti demək olar ki, eynidir. Mars ilk iki planetdən daha zəngindir, iki peyki var: Yunan dilindən "qorxu" və "dəhşət" kimi tərcümə olunan Phobos və Deimos. Bunlar asteroidlərə çox bənzəyən kiçik daşlardır.

Nəhəng planetlər.

Ən böyük qaz nəhəngi planeti. Kütləsi bir neçə on dəfə böyük olsaydı, o, həqiqətən bir ulduz ola bilərdi. Planetdə bir gün təxminən 10 saat davam edir, bir il isə 12 Yer saatı keçir. Yupiter də Saturn və Uran kimi halqa sisteminə malikdir. Onun dördü var, amma onlar çox tələffüz edilmir, uzaqdan hiss edə bilməzsən. Lakin planetin 60-dan çox peyki var.

Günəş sistemindəki ən halqalı planetdir. Saturnun digər planetlərdə olmayan bir xüsusiyyəti də var. Bu onun sıxlığıdır. Birdən azdır və belə çıxır ki, hardasa nəhəng okean tapıb bu planeti ora atsan, o zaman batmayacaq. Üstündə vaxt verilmişdir bu nəhəngin 60-dan çox peyki aşkar edilmişdir. Əsas olanlar Titan, Dione, Tethysdir. Saturn atmosfer quruluşuna görə Yupiterə bənzəyir.

Müşahidəçiyə mavi-yaşıl tonlarda görünən bu planetin özəlliyi onun fırlanmasındadır. Planetin fırlanma oxu demək olar ki, ekliptikanın müstəvisinə paraleldir. Gündəlik dildə desək, Uran yan tərəfində yatır. Lakin bu, onun ən məşhurları Oberon, Titania, Ariel, Umbriel olan 13 halqa və 27 peyk əldə etməsinə mane olmadı.

Uran kimi, Neptun da su, ammonyak və metan daxil olmaqla qazdan ibarətdir. Sonuncu, atmosferdə cəmləşərək planetə mavi rəng verir. Planetin 5 halqası və 13 peyki var. Əsas:, Proteus, Larissa, Nereid.

Cırtdan planetlərin ən böyüyü. Buz təbəqəsi ilə örtülmüş qayalı nüvədən ibarətdir. Yalnız 2015-ci ildə kosmik gəmi Plutona uçdu və ətraflı şəkillər çəkdi. Onun əsas yoldaşı Harondur.

Kiçik obyektlər

Kuiper kəməri. 30 ilə 50 AB arasında planet sistemimizin bir hissəsi. e) Burada kiçik cisimlər, buz kütləsi cəmləşmişdir. Onlar metan, ammonyak və sudan ibarətdir, lakin süxurlar və metallar olan obyektlər var.

Bu daş və ya metal blokların orbitləri əsasən ekliptikanın müstəvisinin yaxınlığında yerləşir. Bəzi asteroidlərin yolları yerin orbiti ilə kəsişir. Və arzuolunmaz görüşün ehtimalı cüzi olsa da, lakin ... 65 milyon il əvvəl, yəqin ki, hələ də baş verib.

Rəvayətə görə, ulduzun ətrafında dinc şəkildə fırlanan müəyyən bir planet Phaethon, Yupiterin cazibə qüvvəsi ilə parçalandı. Və gözəl bir asteroid qurşağı olduğu ortaya çıxdı. Əslində, elm bunu təsdiq etmir.

Bu sözü yunan dilindən tərcümə etsəniz, "uzun saçlı" olarsınız. Və belədir. Buz sərgərdanı Günəşə yaxınlaşdıqda, buxarlanan qazların uzun quyruğu yüz milyonlarla kilometrə yayılır. Kometin də nüvə və komadan ibarət başı var. Nüvə silikatların və metal hissəciklərin əlavə edilməsi ilə donmuş qazlardan ibarət buz blokudur. Bəzi üzvi maddələrin də olması mümkündür. Koma kometin qaz və toz mühitidir.

Jan Oort hələ 1950-ci ildə buzlu ammonyak, metan və sudan olan cisimlərlə dolu buludun mövcudluğunu irəli sürmüşdü. Hələ sübut olunmayıb, lakin ola bilər ki, bulud 2 - 5 min AU-dan başlayır, 50 min AU-ya qədər uzanır. e) Kometlərin əksəriyyəti Oort buludundan gəlir.

Yerin günəş sistemindəki yeri

Onun tutduğundan daha uğurlu mövqe düşünmək mümkün deyil. Qalaktikamızın bir hissəsi olduqca sakitdir. Günəş daimi, vahid parıltı verir. O, həyatın yaranması və inkişafı üçün lazım olan qədər istilik, radiasiya və enerji yayır. Eyni Yer, sanki əvvəlcədən düşünülmüşdür. Atmosferin ideal tərkibi və geoloji quruluşu. İstədiyiniz radiasiya fonu və temperatur rejimi. Suyun varlığı heyrətamiz xüsusiyyətləri ilə. Mövcudluq, sadəcə belə bir kütlə və tələb olunan məsafədə. Planetdə əlverişli həyat üçün həlledici olan daha çox təsadüflər var. Və demək olar ki, hər hansı birinin pozulması həyatın yaranması və mövcudluğunu çətinləşdirərdi.

Sistem sabitliyi

Planetlərin Günəş ətrafında fırlanması bir (birbaşa) istiqamətdə baş verir. Planetlərin orbitləri demək olar ki, dairəvidir və təyyarələri Laplas müstəvisinə yaxındır. Bu, günəş sisteminin əsas müstəvisidir. Həyatımız mexanika qanunlarına tabedir və Günəş sistemi də istisna deyil. Planetlər bir-biri ilə universal cazibə qanunu ilə bağlıdır. Ulduzlararası fəzada sürtünmənin olmamasına əsaslanaraq, əminliklə güman edə bilərik ki, planetlərin bir-birinə nisbətən hərəkəti dəyişməyəcək. Hər halda, növbəti milyon ildə. Bir çox elm adamları sistemimizdəki planetlərin gələcəyini hesablamağa çalışdılar. Ancaq hər kəsin, hətta Eynşteynin də bir şeyi var: planetlər günəş sistemi həmişə sabit olacaq.

Bəzi maraqlı faktlar

• Günəş tacının temperaturu. Günəşə yaxın temperatur onun səthindən daha yüksəkdir. Bu tapmaca hələ də həllini tapmayıb. Ola bilsin ki, ulduzun atmosferinin maqnit qüvvələri işləyir.
• Titanın atmosferi. Bu, atmosferə malik planetlərin yeganə peykidir. Və əsasən azotdan ibarətdir. Demək olar ki, torpaq kimi.
• Günəşin müəyyən tezlik və zamanla fəaliyyətinin niyə baş verdiyi sirr olaraq qalır.

Planet sistemimiz uzun müddət uğurla tədqiq edilmişdir. Ay, Venera, Mars, Merkuri, Yupiter və Saturn daimi müşahidə altındadır. Peykimizdə insanların və bütün relyef maşınlarının izləri qalıb. Avtonom rovers Mars ətrafında səyahət edərək qiymətli məlumatları ötürür. Əfsanəvi Voyager artıq bütün Günəş sistemini keçərək onun sərhədlərini keçib. Hətta bir kometaya. Və artıq Marsa insanlı səyahət hazırlanır.

Kainatın belə bir yerində məskunlaşdığımız üçün inanılmaz dərəcədə şanslıyıq. Baxmayaraq ki, başqa dünyalar olub-olmadığını hələ heç kim sübut etməyib. Ancaq gözəl planetlər sistemimiz haqqında hələ də çox az şey bilirik. İndi isə biz sakit, işgüzarıq. Və bəlkə də Oort buludundan bir çınqıl artıq buraxılıb və tam olaraq Yupiterə uçur. Yoxsa, buna baxmayaraq, bu dəfə bizə?

Yaşadığımız günəş sistemi nədir? Cavab belə olacaq: bu, bizim mərkəzi ulduzumuz, Günəş və onun ətrafında fırlanan bütün kosmik cisimlərdir. Bunlar böyük və kiçik planetlər, həmçinin onların peykləri, kometləri, asteroidləri, qazları və kosmik tozlarıdır.

Günəş sisteminin adı onun ulduzunun adı ilə verilmişdir. Geniş mənada "günəş" çox vaxt hər hansı bir ulduz sistemi kimi başa düşülür.

Günəş sistemi necə yaranıb?

Alimlərin fikrincə, Günəş sistemi nəhəng ulduzlararası toz və qaz buludundan onun ayrı bir hissəsində cazibə qüvvəsinin çökməsi nəticəsində əmələ gəlib. Nəticədə, mərkəzdə bir protostar meydana gəldi, sonra bir ulduza - Günəşə və yuxarıda sadalanan günəş sisteminin bütün komponentlərinin sonradan əmələ gəldiyi nəhəng protoplanetar diskə çevrildi. Prosesin təxminən 4,6 milyard il əvvəl başladığı güman edilir. Bu fərziyyə dumanlı hipotez adlanır. 18-ci əsrdə bunu təklif edən Emmanuel Swedenborg, Immanuel Kant və Pierre-Simon Laplace sayəsində sonda ümumi qəbul olundu, lakin bir çox onilliklər ərzində o, təkmilləşdirildi, bilik nəzərə alınmaqla ona yeni məlumatlar daxil edildi. müasir elmlər. Belə ki, güman edilir ki, hissəciklərin bir-biri ilə toqquşmasının artması və intensivləşməsi nəticəsində cismin temperaturu artıb və bir neçə min kelvin dəyərə çatdıqdan sonra protostar parıltı əldə edib. Temperatur göstəricisi milyonlarla kelvinə çatdıqda, gələcək Günəşin mərkəzində termonüvə birləşmə reaksiyası - hidrogenin heliuma çevrilməsi başladı. Ulduza çevrildi.

Günəş və onun xüsusiyyətləri

Korifey alimlərimiz spektral təsnifata görə sarı cırtdanların (G2V) tipinə istinad edirlər. Bu, bizə ən yaxın ulduzdur, onun işığı planetin səthinə cəmi 8,31 saniyəyə çatır. Yerdən radiasiya sarı rəngə malikdir, baxmayaraq ki, əslində demək olar ki, ağdır.

İşıqlandırıcımızın əsas komponentləri helium və hidrogendir. Bundan əlavə, spektral analiz sayəsində Günəşdə dəmir, neon, xrom, kalsium, karbon, maqnezium, kükürd, silisium və azotun olduğu aşkar edilmişdir. Dərinliklərində davamlı olaraq gedən termonüvə reaksiyası sayəsində Yerdəki bütün canlılar lazımi enerjini alır. Günəş işığı oksigen istehsal edən fotosintezin tərkib hissəsidir. Günəş işığı olmadan mümkün deyildi, buna görə də zülal canlısı üçün uyğun bir atmosfer meydana gələ bilməzdi.

Merkuri

Bu, ulduzumuza ən yaxın planetdir. Yer, Venera və Mars ilə birlikdə yer qrupu deyilən planetlərə aiddir. Merkuri, miflərə görə, donanma ayaqlı qədim tanrını fərqləndirən yüksək hərəkət sürətinə görə adını aldı. Merkuri ili 88 gündür.

Planet kiçikdir, radiusu cəmi 2439,7-dir və ölçüsünə görə nəhəng planetlərin, Qanymede və Titanların bəzi böyük peyklərindən kiçikdir. Lakin onlardan fərqli olaraq, Merkuri kifayət qədər ağırdır (3,3 10 23 kq) və onun sıxlığı yerdən bir qədər geridədir. Bu, planetdə ağır, sıx dəmir nüvəsinin olması ilə bağlıdır.

Planetdə fəsillərin dəyişməsi yoxdur. Onun səhra səthi Ayın səthinə bənzəyir. O, həmçinin kraterlərlə örtülüdür, lakin daha az yaşayış üçün əlverişlidir. Belə ki, Merkurinin gündüz tərəfində temperatur +510 °C, gecə tərəfində isə -210 °C-ə çatır. Bunlar bütün günəş sistemindəki ən kəskin damcılardır. Planetin atmosferi çox nazik və nadirdir.

Venera

Qədim yunan məhəbbət ilahəsinin adını daşıyan bu planet fiziki parametrlərinə - kütləsinə, sıxlığına, ölçüsünə, həcminə görə Günəş sistemindəki digər planetlərdən daha çox Yerə bənzəyir. Uzun müddət onları əkiz planetlər hesab edirdilər, lakin zaman keçdikcə onların fərqlərinin böyük olduğu üzə çıxdı. Beləliklə, Veneranın ümumiyyətlə peykləri yoxdur. Onun atmosferi demək olar ki, 98% karbon qazından ibarətdir və planetin səthindəki təzyiq yerinkindən 92 dəfə yüksəkdir! Planetin səthinin üstündəki sulfat turşusu buxarından ibarət buludlar heç vaxt dağılmır və burada temperatur +434 °C-ə çatır. Planetdə turşu yağışları yağır, tufanlar şiddətlənir. Burada yüksək vulkanik aktivlik var. Bizim anlayışımıza görə, Venerada həyat mövcud ola bilməz, üstəlik, enən kosmik gəmilər belə atmosferə uzun müddət tab gətirə bilməzlər.

Bu planet gecə səmasında aydın görünür. Bu, yer üzündəki müşahidəçi üçün üçüncü ən parlaq obyektdir, ağ işıqla parlayır və parlaqlığına görə bütün ulduzları üstələyir. Günəşə olan məsafə 108 milyon km-dir. O, Günəş ətrafında 224 Yer günündə, öz oxu ətrafında isə 243-də bir inqilabı tamamlayır.

Yer və Mars

Bunlar yerüstü qrupun son planetləridir, onların nümayəndələri bərk səthin olması ilə xarakterizə olunur. Onların strukturunda nüvə, mantiya və qabıq fərqlənir (yalnız Merkuridə yoxdur).

Marsın kütləsi Yerin kütləsinin 10%-nə bərabərdir ki, bu da öz növbəsində 5,9726 10 24 kq təşkil edir. Onun diametri 6780 km-dir, demək olar ki, planetimizin diametrinin yarısıdır. Mars Günəş sistemində yeddinci ən böyük planetdir. Səthinin 71%-ni okeanlar əhatə edən Yerdən fərqli olaraq, Mars tamamilə quru qurudur. Planetin səthinin altında nəhəng buz təbəqəsi şəklində su qorunub saxlanılıb. Magemit şəklində dəmir oksidinin çox olması səbəbindən səthi qırmızımtıl rəngə malikdir.

Marsın atmosferi çox nadirdir və planetin səthindəki təzyiq bizim öyrəşdiyimizdən 160 dəfə azdır. Planetin səthində zərbə kraterləri, vulkanlar, çökəkliklər, səhralar və dərələr, qütblərdə isə Yerdəki kimi buz örtükləri var.

Mars günü Yer günündən bir qədər uzundur və il 668,6 gündür. Bir peyki olan Yerdən fərqli olaraq, planetin iki nizamsız peyki var - Phobos və Deimos. Onların hər ikisi, Yerə Ay kimi, daim eyni tərəfdə Marsa çevrilir. Phobos tədricən öz planetinin səthinə yaxınlaşır, spiral şəklində hərəkət edir və çox güman ki, sonda onun üzərinə düşəcək və ya parçalanacaq. Deimos isə tədricən Marsdan uzaqlaşır və uzaq gələcəkdə orbitini tərk edə bilər.

Marsın orbitləri ilə növbəti planet olan Yupiter arasında kiçik göy cisimlərindən ibarət asteroid qurşağı var.

Yupiter və Saturn

Ən böyük planet hansıdır? Günəş sistemində dörd qaz nəhəngi var: Yupiter, Saturn, Uran və Neptun. Yupiter onların ən böyüyüdür. Onun atmosferi, Günəş atmosferi kimi, əsasən hidrogendən ibarətdir. Göy gurultusu tanrısının adını daşıyan beşinci planetin orta radiusu 69.911 km və kütləsi yerinkindən 318 dəfə çoxdur. Planetin maqnit sahəsi Yerdən 12 dəfə güclüdür. Onun səthi qeyri-şəffaf buludların altında gizlənir. Hələlik alimlər bu sıx pərdə altında hansı proseslərin baş verə biləcəyini dəqiq söyləməkdə çətinlik çəkirlər. Ehtimal olunur ki, Yupiterin səthində qaynayan hidrogen okeanı var. Astronomlar parametrlərində bəzi oxşarlıqlara görə bu planeti “uğursuz ulduz” hesab edirlər.

Yupiterin 39 peyki var, onlardan 4-ü - İo, Avropa, Qanymede və Callisto - Qalileo tərəfindən kəşf edilmişdir.

Saturn Yupiterdən bir qədər kiçikdir, planetlər arasında ikinci ən böyükdür. Bu, helium çirkləri olan hidrogen, az miqdarda ammonyak, metan, sudan ibarət olan altıncı, növbəti planetdir. Burada sürəti 1800 km/saata çata bilən qasırğalar tüğyan edir! Saturnun maqnit sahəsi Yupiterinki qədər güclü deyil, Yerdən daha güclüdür. Həm Yupiter, həm də Saturn fırlanma səbəbindən qütblərdə bir qədər yastılaşmışdır. Saturn Yerdən 95 dəfə ağırdır, lakin onun sıxlığı sudan azdır. Sistemimizdə ən az sıx olan göy cismidir.

Saturnda bir il 29,4 Yer günü, bir gün 10 saat 42 dəqiqə davam edir. (Yupiterin bir ili var - 11.86 Yer, bir gün - 9 saat 56 dəqiqə). Müxtəlif ölçülü bərk hissəciklərdən ibarət üzüklər sisteminə malikdir. Ehtimallara görə, bunlar planetin çökmüş peykinin qalıqları ola bilər. Ümumilikdə Saturnun 62 peyki var.

Uran və Neptun sonuncu planetlərdir

Günəş sisteminin yeddinci planeti Urandır. Günəşdən 2,9 milyard km məsafədədir. Uran Günəş sisteminin planetləri arasında üçüncü (orta radius - 25362 km) və dördüncü (yeri 14,6 dəfə üstələyir) böyüklüyünə malikdir. Burada bir il 84 Yer saatı, bir gün - 17,5 saat davam edir. Bu planetin atmosferində, hidrogen və heliumdan əlavə, əhəmiyyətli bir həcmi metan tutur. Buna görə də, yer üzündəki bir müşahidəçi üçün Uranın solğun mavi rəngi var.

Uran günəş sistemindəki ən soyuq planetdir. Onun atmosferinin temperaturu unikaldır: -224 °C. Nə üçün Uranın temperaturu Günəşdən uzaq olan planetlərdən daha aşağıdır, alimlərə məlum deyil.

Bu planetin 27 peyki var. Uranın nazik, düz üzükləri var.

Günəşdən səkkizinci planet olan Neptun ölçüsünə görə dördüncü (orta radius - 24,622 km) və kütləsinə görə üçüncü yeri (17 Yer) tutur. Qaz nəhəngi üçün nisbətən kiçikdir (Yerdən cəmi dörd dəfə böyükdür). Onun atmosferi də əsasən hidrogen, helium və metandan ibarətdir. Üst qatlarındakı qaz buludları rekord sürətlə hərəkət edir, günəş sistemində ən yüksək - 2000 km/saat! Bəzi elm adamları hesab edirlər ki, planetin səthinin altında, donmuş qazların və suyun qalınlığı altında, öz növbəsində, atmosfer tərəfindən gizlədilmiş möhkəm bir daş nüvə gizlənə bilər.

Tərkibinə görə bu iki planet yaxındır və buna görə də onları bəzən ayrıca bir kateqoriyaya - buz nəhənglərinə aid edirlər.

Kiçik planetlər

Kiçik planetlərə göy cisimləri deyilir, onlar da öz orbitləri üzrə Günəş ətrafında hərəkət edirlər, lakin digər planetlərdən əhəmiyyətsiz ölçüləri ilə fərqlənirlər. Əvvəllər onlara yalnız asteroidlər daxil idisə, son zamanlar, daha doğrusu, 2006-cı ildən əvvəllər Günəş sistemindəki planetlər siyahısına daxil edilmiş və sonuncu, onuncu olan Pluton onlara məxsusdur. Bu, terminologiyadakı dəyişikliklərlə bağlıdır. Beləliklə, indi kiçik planetlərə təkcə asteroidlər deyil, həm də cırtdan planetlər - Eris, Ceres, Makemake daxildir. Onlar Plutonun şərəfinə plutoidlər adlandırıldı. Bütün məlum cırtdan planetlərin orbitləri Neptunun orbitindən kənarda, asteroid qurşağından daha geniş və kütləsi olan sözdə Kuiper qurşağında yerləşir. Baxmayaraq ki, onların təbiəti, alimlərin hesab etdiyi kimi, eynidir: bu, günəş sisteminin formalaşmasından sonra qalan "istifadə olunmamış" materialdır. Bəzi alimlər asteroid qurşağının qlobal fəlakət nəticəsində ölmüş doqquzuncu planet Faytonun dağıntıları olduğunu irəli sürürlər.

Plutonun əsasən buz və bərk qayadan ibarət olduğu bilinir. Onun buz təbəqəsinin əsas komponenti azotdur. Onun dirəkləri əbədi qarlarla örtülmüşdür.

Müasir fikirlərə görə Günəş sisteminin planetlərinin sırası belədir.

Planetlərin paradı. Paradların növləri

Bu, astronomiya ilə maraqlananlar üçün çox maraqlı bir hadisədir. Planetlərin paradını günəş sistemində belə bir mövqe adlandırmaq adətdir, onlardan bəziləri öz orbitləri boyunca davamlı olaraq hərəkət edərək, qısa müddətə yer üzündəki bir müşahidəçi üçün bir xətt boyunca düzülmüş kimi müəyyən bir mövqe tutduqda.

Astronomiyada planetlərin görünən paradı, onları Yerdən görən insanlar üçün Günəş sisteminin beş ən parlaq planetinin - Merkuri, Venera, Mars, həmçinin iki nəhəng - Yupiter və Saturnun xüsusi mövqeyidir. Bu zaman aralarındakı məsafə nisbətən kiçikdir və onlar səmanın kiçik sektorunda aydın görünür.

İki növ parad var. Böyük olanı, beş göy cisminin bir cərgədə düzüldüyü zaman onun görünüşüdür. Kiçik - onlardan yalnız dördü olduqda. Bu hadisələr müxtəlif sahələrdən görünə və ya görünməz ola bilər. Qlobus. Eyni zamanda, böyük bir parad olduqca nadirdir - bir neçə onillikdə bir dəfə. Kiçik olanı bir neçə ildə bir dəfə müşahidə etmək olar və yalnız üç planetin iştirak etdiyi sözdə mini parad demək olar ki, hər il keçirilir.

Planet sistemimiz haqqında maraqlı faktlar

Günəş sistemindəki bütün böyük planetlərdən yeganə olan Venera öz oxu ətrafında Günəş ətrafında fırlanmasına əks istiqamətdə fırlanır.

Günəş sisteminin əsas planetlərində ən yüksək dağ Marsda sönmüş vulkan olan Olimpdir (21,2 km, diametri - 540 km). Bir müddət əvvəl, ulduz sistemimizdəki ən böyük asteroid olan Vestada parametrlərinə görə Olympus-u bir qədər üstələyən bir zirvə kəşf edildi. Ola bilsin ki, bu, Günəş sistemində ən yüksəkdir.

Yupiterin dörd Qaliley peyki Günəş sistemindəki ən böyüyüdür.

Saturndan əlavə, bütün qaz nəhənglərinin, bəzi asteroidlərin və Saturnun peyki Rheanın halqaları var.

Hansı ulduz sistemi bizə ən yaxındır? Günəş sistemi Alpha Centauri üçlü ulduzunun (4,36 işıq ili) ulduz sisteminə ən yaxındır. Orada Yerə bənzər planetlərin ola biləcəyi güman edilir.

Uşaqlara planetlər haqqında

Uşaqlara günəş sisteminin nə olduğunu necə izah etmək olar? Onun uşaqlarla birlikdə hazırlana bilən modeli burada kömək edəcək. Planetlər yaratmaq üçün aşağıda göstərildiyi kimi plastilin və ya hazır plastik (rezin) toplardan istifadə edə bilərsiniz. Eyni zamanda, "planetlərin" ölçüləri arasındakı nisbəti müşahidə etmək lazımdır ki, günəş sisteminin modeli həqiqətən uşaqlarda kosmos haqqında düzgün təsəvvürlərin formalaşmasına kömək etsin.

Sizə həmçinin səmavi bədənlərimizi saxlayacaq diş çubuqlarına ehtiyacınız olacaq və fon kimi üzərində boya ilə boyanmış ulduzları təqlid edən kiçik nöqtələri olan tünd karton vərəqdən istifadə edə bilərsiniz. Belə interaktiv oyuncağın köməyi ilə uşaqlar üçün günəş sisteminin nə olduğunu başa düşmək daha asan olacaq.

Günəş sisteminin gələcəyi

Məqalədə günəş sisteminin nə olduğu ətraflı təsvir edilmişdir. Görünən sabitliyinə baxmayaraq, təbiətdəki hər şey kimi Günəşimiz də inkişaf edir, lakin bu proses bizim standartlarımıza görə çox uzundur. Bağırsaqlarında hidrogen yanacağının tədarükü çox böyükdür, lakin sonsuz deyil. Belə ki, alimlərin fərziyyələrinə görə, 6,4 milyard ildən sonra sona çatacaq. Söndükcə günəş nüvəsi daha sıx və istiləşəcək, ulduzun xarici qabığı isə daha geniş və geniş olacaq. Ulduzun parlaqlığı da artacaq. Güman edilir ki, 3,5 milyard ildən sonra bu səbəbdən Yerdəki iqlim Veneraya bənzəyəcək və orada bizim üçün adi mənada həyat artıq mümkün olmayacaq. Heç bir su qalmayacaq, yüksək temperaturun təsiri altında kosmosa buxarlanacaq. Sonradan alimlərin fikrincə, Yer Günəş tərəfindən udularaq onun dərinliklərində həll olunacaq.

Görünüş çox parlaq deyil. Bununla belə, tərəqqi hələ də dayanmır və ola bilsin ki, o vaxta qədər yeni texnologiyalar bəşəriyyətə başqa günəşlərin parladığı başqa planetləri də mənimsəməyə imkan verəcək. Axı, dünyada nə qədər "günəş" sistemi var, elm adamları hələ bilmirlər. Yəqin ki, onların sayı-hesabı yoxdur və onların arasında insan məskəni üçün uyğun olanı tapmaq olduqca mümkündür. Hansı "günəş" sisteminin yeni evimizə çevriləcəyi o qədər də vacib deyil. Bəşər sivilizasiyası qorunub saxlanılacaq və onun tarixində daha bir səhifə başlayacaq...

Məqalənin məzmunu

GÜNƏŞ SİSTEMİ, Günəş və onun ətrafında fırlanan göy cisimləri - 8 planet (Pluton 2006-cı ildə Beynəlxalq Astronomiya İttifaqının 26-cı Assambleyasında cırtdan planet kimi tanınıb.), 63-dən çox peyk, nəhəng planetlərdə dörd halqa sistemi, on minlərlə asteroidlərdən, daşlardan tutmuş toz hissəciklərinə qədər ölçüləri dəyişən saysız-hesabsız meteoroidlər, həmçinin milyonlarla kometlər. Onların arasındakı boşluqda günəş küləyinin hissəcikləri - elektronlar və protonlar hərəkət edir. Bütün Günəş sistemi hələ tədqiq edilməyib: məsələn, planetlərin və onların peyklərinin əksəriyyəti uçan trayektoriyalardan yalnız qısa müddətə tədqiq edilib, Merkurinin yalnız bir yarımkürəsinin fotoşəkili çəkilib və hələ də Plutona ekspedisiyalar aparılmayıb. Ancaq yenə də teleskopların və kosmik zondların köməyi ilə çoxlu vacib məlumatlar artıq toplanıb.

Günəş sisteminin demək olar ki, bütün kütləsi (99,87%) günəşdə cəmləşib. Günəşin ölçüsü də sistemindəki istənilən planeti xeyli üstələyir: hətta Yerdən 11 dəfə böyük olan Yupiter də günəşdən 10 dəfə kiçik radiusa malikdir. Günəş adi bir ulduzdur və səthin yüksək temperaturu səbəbindən öz-özünə parlayır. Planetlər isə özləri kifayət qədər soyuq olduqları üçün əks olunan günəş işığı (albedo) ilə parlayırlar. Onlar Günəşdən bu sıradadırlar: Merkuri, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun və cırtdan planet Pluton. Günəş sistemindəki məsafələr adətən astronomik vahid adlanan Yerin Günəşdən orta məsafəsinin vahidləri ilə ölçülür (1 AU = 149,6 milyon km). Məsələn, Plutonun Günəşdən orta məsafəsi 39 AB-dir, lakin bəzən 49 AB uzaqlaşdırılır. Kometlərin 50.000 AU-da uçduğu bilinir. Yerdən ən yaxın ulduza qədər olan məsafə a Centauri 272.000 AU və ya 4.3 işıq ili (yəni 299.793 km/s sürətlə hərəkət edən işıq bu məsafəni 4.3 ildə qət edir). Müqayisə üçün qeyd edək ki, işıq Günəşdən Yerə 8 dəqiqəyə, Plutona isə 6 saata keçir.

Planetlər Yerin şimal qütbündən baxıldığında təxminən eyni müstəvidə, saat əqrəbinin əksi istiqamətində, demək olar ki, dairəvi orbitlərdə Günəş ətrafında fırlanır. Yer orbitinin müstəvisi (ekliptikanın müstəvisi) planetlərin orbitlərinin orta müstəvisinə yaxındır. Buna görə də planetlərin, Günəşin və Ayın səmada görünən yolları ekliptika xəttinin yaxınlığından keçir və onlar özləri də həmişə Bürc bürcləri fonunda görünür. Orbital meyllər ekliptikanın müstəvisindən ölçülür. 90°-dən az əyilmə bucaqları irəli orbital hərəkətə (saat əqrəbinin əksinə), 90°-dən böyük bucaqlar isə tərs hərəkətə uyğun gəlir. Günəş sistemindəki bütün planetlər irəli istiqamətdə hərəkət edir; Pluton ən yüksək orbit meylinə malikdir (17°). Bir çox kometlər əks istiqamətdə hərəkət edir, məsələn, Halley kometinin orbital meyli 162°-dir.

Yerdəki müşahidəçinin nöqteyi-nəzərindən Günəş sisteminin planetləri iki qrupa bölünür. Günəşə Yerdən daha yaxın olan Merkuri və Venera aşağı (daxili), daha uzaqda olanlar (Marsdan Plutona qədər) yuxarı (xarici) planetlər adlanır. Aşağı planetlərin Günəşdən məhdudlaşdırıcı uzaqlaşma bucağı var: Merkuri üçün 28 ° və Venera üçün 47 °. Belə bir planet Günəşdən mümkün qədər qərbdə (şərqdə) olduqda, onun ən böyük qərb (şərq) uzanmasında olduğu deyilir. Günəşin birbaşa qarşısında aşağı səviyyəli bir planet göründükdə, onun aşağı birləşmədə olduğu deyilir; birbaşa Günəşin arxasında olduqda - üstün birləşmədə. Ay kimi, bu planetlər də sinodik dövrdə Günəş tərəfindən işıqlanmanın bütün mərhələlərini keçirlər. Ps- Yerdəki müşahidəçinin nöqteyi-nəzərindən planetin Günəşə nisbətən ilkin vəziyyətinə qayıtdığı vaxt. Planetin əsl orbital dövrü ( P) ulduz adlanır. Aşağı planetlər üçün bu dövrlər nisbətlə əlaqələndirilir:

1/Ps = 1/P – 1/P o

harada P o Yerin orbital dövrüdür. Üst planetlər üçün bu nisbət fərqli bir forma malikdir:

1/S s= 1/P o– 1/S

Üst planetlər məhdud faza diapazonu ilə xarakterizə olunur. Maksimum faza bucağı (Günəş-planet-Yer) Mars üçün 47°, Yupiter üçün 12° və Saturn üçün 6°-dir. Günəşin arxasında yuxarı planet görünəndə birləşir, Günəşə əks istiqamətdə olanda isə əks mövqedədir. Günəşdən 90° açısal məsafədə müşahidə edilən planet kvadratdadır (şərq və ya qərb).

Mars və Yupiterin orbitləri arasından keçən asteroid qurşağı Günəşin planet sistemini iki qrupa ayırır. Onun içərisində yerüstü planetlər (Merkuri, Venera, Yer və Mars), kiçik, qayalı və kifayət qədər sıx cisimlərə bənzəyir: onların orta sıxlığı 3,9 ilə 5,5 q / sm 3 arasındadır. Onlar öz oxları ətrafında nisbətən yavaş fırlanır, halqaları yoxdur və təbii peykləri azdır: Yerin Ayı və Mars Fobosu və Deimos. Asteroid qurşağından kənarda nəhəng planetlər var: Yupiter, Saturn, Uran və Neptun. Onlar böyük radiuslar, aşağı sıxlıq (0,7-1,8 q/sm3) və hidrogen və heliumla zəngin dərin atmosferlərlə xarakterizə olunur. Yupiter, Saturn və bəlkə də digər nəhənglərin möhkəm səthi yoxdur. Onların hamısı sürətlə fırlanır, çoxlu peyklərə malikdir və halqalarla əhatə olunub. Uzaqdakı kiçik Pluton və nəhəng planetlərin böyük peykləri bir çox cəhətdən yer planetlərinə bənzəyirlər.

Qədim insanlar çılpaq gözlə görünən planetləri bilirdilər, yəni. Saturna qədər bütün daxili və xarici. V.Herşel 1781-ci ildə Uranı kəşf etmişdir. İlk asteroid 1801-ci ildə J. Piazzi tərəfindən kəşf edilmişdir. Uranın hərəkətindəki kənarlaşmaları təhlil edərək, W. Le Verrier və J. Adams Neptunu nəzəri olaraq kəşf etdilər; hesablanmış yerdə onu 1846-cı ildə İ.Qalle kəşf etmişdir. Ən uzaqda yerləşən Plutonu 1930-cu ildə P.Lovelin təşkil etdiyi qeyri-Neptun planeti üçün uzunmüddətli axtarışlar nəticəsində K.Tombo kəşf etmişdir. Yupiterin dörd böyük peyki 1610-cu ildə Qalileo tərəfindən kəşf edilmişdir. O vaxtdan bəri teleskopların və kosmik zondların köməyi ilə bütün xarici planetlər üçün çoxsaylı peyklər aşkar edilmişdir. H.Hüygens 1656-cı ildə Saturnun bir halqa ilə əhatə olunduğunu müəyyən etdi. Uranın qaranlıq halqaları 1977-ci ildə bir ulduzun okkultasiyası müşahidə edilərkən Yerdən aşkar edilmişdir. Yupiterin şəffaf daş halqaları 1979-cu ildə Voyager 1 planetlərarası zondu tərəfindən kəşf edilmişdir. 1983-cü ildən ulduzların tıxanması anlarında Neptun yaxınlığında qeyri-bərabər halqaların əlamətləri qeyd olunur; 1989-cu ildə bu üzüklərin təsviri Voyager 2 tərəfindən ZODIAC-a ötürüldü; SPACE PROBE; Səmavi Sfera).

GÜNƏŞ

Günəş Günəş sisteminin mərkəzində yerləşir - radiusu təxminən 700.000 km və kütləsi 2×10 30 kq olan tipik tək ulduz. Günəşin görünən səthinin temperaturu - fotosfer - təqribən. 5800 K. Fotosferdə qazın sıxlığı Yer səthinə yaxın olan havanın sıxlığından minlərlə dəfə azdır. Günəşin daxilində temperatur, sıxlıq və təzyiq dərinlik artdıqca artır, mərkəzdə müvafiq olaraq 16 milyon K, 160 q/sm 3 və 3,5×10 11 bara çatır (otaqdakı hava təzyiqi təxminən 1 bardır). Günəşin nüvəsində yüksək temperaturun təsiri altında hidrogen böyük miqdarda istilik ayrılması ilə heliuma çevrilir; bu, Günəşi öz cazibə qüvvəsi altında çökməkdən qoruyur. Nüvədə ayrılan enerji Günəşi əsasən fotosferdən 3,86 x 10 26 Vt gücündə şüalanma şəklində tərk edir. Belə bir intensivliklə Günəş 4,6 milyard ildir ki, bu müddət ərzində öz hidrogeninin 4%-ni heliuma çevirib; eyni zamanda Günəşin kütləsinin 0,03%-i enerjiyə çevrildi. Ulduzların təkamülü modelləri Günəşin indi həyatının ortasında olduğunu göstərir.

Günəşdə müxtəlif kimyəvi elementlərin bolluğunu müəyyən etmək üçün astronomlar günəş işığının spektrində udma və emissiya xətlərini öyrənirlər. Absorbsiya xətləri spektrdə müəyyən bir tezlik tərəfindən udulmuş müəyyən bir tezlikdə fotonların olmamasını göstərən qaranlıq boşluqlardır. kimyəvi element. Emissiya xətləri və ya emissiya xətləri, kimyəvi element tərəfindən buraxılan fotonların çoxluğunu göstərən spektrin daha parlaq hissələridir. Spektral xəttin tezliyi (dalğa uzunluğu) onun yaranmasına hansı atom və ya molekulun cavabdeh olduğunu göstərir; xəttin kontrastı işıq yayan və ya udan maddənin miqdarını göstərir; xəttin eni onun temperaturunu və təzyiqini mühakimə etməyə imkan verir.

Günəşin nazik (500 km) fotosferinin tədqiqi onun daxili hissəsinin kimyəvi tərkibini təxmin etməyə imkan verir, çünki Günəşin xarici bölgələri konveksiya ilə yaxşı qarışır, Günəşin spektrləri yüksək keyfiyyətlidir və onlara cavabdeh olan fiziki proseslər olduqca aydındır. Bununla belə, qeyd etmək lazımdır ki, indiyədək günəş spektrində xətlərin yalnız yarısı müəyyən edilib.

Günəşin tərkibində hidrogen üstünlük təşkil edir. İkinci yerdə helium dayanır, onun adı (yunan dilində "Günəş" mənasını verən "helios") Yerdən daha tez (1899) Günəşdə spektroskopik olaraq kəşf edildiyini xatırladır. Helium inert bir qaz olduğundan, digər atomlarla reaksiya verməkdə son dərəcə istəksizdir və eyni zamanda Günəşin optik spektrində özünü göstərməkdən çəkinir - yalnız bir xətt, baxmayaraq ki, Günəşin spektrində daha az bol elementlər çoxsaylı atomlarla təmsil olunur. xətlər. “Günəş” maddəsinin tərkibi belədir: 1 milyon hidrogen atomu üçün 98.000 helium atomu, 851 oksigen, 398 karbon, 123 neon, 100 azot, 47 dəmir, 38 maqnezium, 35 silikon, 16 kükürd, 4ar var. alüminium, nikel, natrium və kalsiumun 2 atomuna görə, eləcə də bütün digər elementlərdən bir az. Beləliklə, kütləyə görə Günəş təxminən 71% hidrogen və 28% heliumdan ibarətdir; qalan elementlər 1%-dən bir qədər çox təşkil edir. Planetologiya nöqteyi-nəzərindən diqqətəlayiqdir ki, Günəş sisteminin bəzi obyektləri Günəşlə demək olar ki, eyni tərkibə malikdir ( aşağıya baxın meteoritlər bölməsi).

Necə ki, hava dəyişir görünüş planetar atmosferlər, günəş səthinin görünüşü də xarakterik vaxtla saatlardan onilliklərə qədər dəyişir. Bununla belə, planetlərin atmosferləri ilə Günəş arasında mühüm fərq var ki, bu da qazların Günəşdə hərəkətinin onun güclü maqnit sahəsi ilə idarə olunmasıdır. Günəş ləkələri işığın səthinin şaquli maqnit sahəsinin o qədər güclü olduğu (200-3000 qauss) qazın üfüqi hərəkətinə mane olan və bununla da konveksiyanı boğduğu sahələrdir. Nəticədə, bu bölgədə temperatur təxminən 1000 K azalır və ləkənin qaranlıq mərkəzi hissəsi - daha isti keçid bölgəsi ilə əhatə olunmuş "kölgə" - "penumbra" görünür. Tipik günəş ləkəsinin ölçüsü Yerin diametrindən bir qədər böyükdür; bir neçə həftədir belə bir ləkə var. Günəşdəki ləkələrin sayı dövrünün müddəti ilə 7 ildən 17 ilə qədər ya artır, ya da azalır, orta hesabla 11,1 ildir. Adətən, bir dövrədə nə qədər çox ləkə görünsə, dövrün özü də bir o qədər qısa olur. Ləkələrin maqnit polaritesinin istiqaməti dövrədən dövrəyə dəyişir, buna görə də günəş ləkələrinin aktivliyinin əsl dövrü 22,2 ildir. Hər dövrün əvvəlində yüksək enliklərdə ilk ləkələr görünür, təqribən. 40 ° və tədricən onların doğulduğu zona təxminən ekvatora keçir. 5°. GÜNƏŞ.

Günəş sistemində 5 nəhəng fırlanan hidrogen-helium topu var: Günəş, Yupiter, Saturn, Uran və Neptun. Birbaşa tədqiqat üçün əlçatmaz olan bu nəhəng göy cisimlərinin dərinliklərində günəş sisteminin demək olar ki, bütün maddələri cəmləşmişdir. Yerin daxili hissəsi də bizim üçün əlçatmazdır, lakin zəlzələlərlə planetin gövdəsində həyəcanlanan seysmik dalğaların (uzun dalğa uzunluqlu səs dalğaları) yayılma vaxtını ölçməklə seysmoloqlar Yerin daxili hissəsinin ətraflı xəritəsini tərtib etdilər: ölçüləri öyrəndilər və Yerin nüvəsinin və onun mantiyasının sıxlıqları, həmçinin onun qabığının hərəkət edən plitələrinin üçölçülü seysmik tomoqrafiya şəkilləri əldə edilmişdir. Bənzər üsullar Günəşə də tətbiq oluna bilər, çünki onun səthində təqribən müddətli dalğalar var. 5 dəqiqə, onun bağırsaqlarında yayılan çoxlu seysmik vibrasiyanın səbəb olduğu. Bu prosesləri heliseysmologiya öyrənir. Qısa dalğa partlayışları yaradan zəlzələlərdən fərqli olaraq, Günəşin daxili hissəsində güclü konveksiya daimi seysmik səs-küy yaradır. Heliosesmoloqlar kəşf ediblər ki, Günəş radiusunun xarici 14%-ni tutan konvektiv zonanın altında maddə 27 günlük dövrlə sinxron fırlanır (Günəş nüvəsinin fırlanması haqqında hələ heç nə məlum deyil). Yuxarıda, konvektiv zonanın özündə fırlanma yalnız bərabər enlikli konuslar boyunca sinxron şəkildə baş verir və ekvatordan nə qədər uzaq olsa, bir o qədər yavaş olur: ekvator bölgələri 25 gün müddətində fırlanır (Günəşin orta fırlanmasından qabaq) və qütb bölgələri - 36 gün müddətində (orta fırlanmadan geri qalır) . Qaz nəhəngi planetlərə seysmoloji üsulların tətbiqi üzrə son cəhdlər nəticə vermədi, çünki alətlər hələ yaranan salınımları düzəltmək iqtidarında deyil.

Günəşin fotosferasının üstündə atmosferin nazik isti təbəqəsi var ki, onu yalnız nadir hallarda görmək olur. günəş tutulmaları. Bu, bir neçə min kilometr qalınlığında bir xromosferdir, hidrogen H a emissiya xəttinə görə qırmızı rənginə görə belə adlandırıldı. Temperatur fotosferdən yuxarı xromosferə qədər demək olar ki, iki dəfə artır, hansısa naməlum səbəblərdən Günəşi tərk edən enerji istilik kimi oradan ayrılır. Xromosferin üstündə qaz 1 milyon K-yə qədər qızdırılır. Tac adlanan bu bölgə Günəşin təxminən 1 radiusuna qədər uzanır. Tacda qaz sıxlığı çox aşağıdır, lakin temperatur o qədər yüksəkdir ki, tac güclü rentgen şüaları mənbəyidir.

Bəzən Günəşin atmosferində nəhəng birləşmələr - püskürən çıxıntılar görünür. Onlar fotosferdən günəş radiusunun yarısına qədər yüksəkliyə qalxan tağlara bənzəyirlər. Müşahidələr aydın göstərir ki, çıxıntıların forması maqnit sahəsi xətləri ilə müəyyən edilir. Digər maraqlı və son dərəcə aktiv hadisə günəş alovları, iki saata qədər davam edən enerji və hissəciklərin güclü atılmasıdır. Belə bir günəş alışması nəticəsində yaranan foton axını Yerə işıq sürəti ilə 8 dəqiqəyə, elektron və proton axını isə bir neçə günə çatır. Günəş ləkələri maddənin hərəkəti nəticəsində yaranan maqnit sahəsinin istiqamətinin kəskin dəyişdiyi yerlərdə günəş partlayışları baş verir. Günəşin maksimum alovlanma fəaliyyəti adətən günəş ləkələri dövrünün maksimumundan bir il əvvəl baş verir. Bu cür proqnozlaşdırıla bilənlik çox vacibdir, çünki güclü günəş partlayışından yaranan yüklü hissəciklərin tələsikliyi hətta astronavtları və kosmik texnologiyanı nəzərə almasaq, yerüstü rabitə və enerji şəbəkələrinə də zərər verə bilər.

Günəş ətrafındakı ulduzlararası mühitdə günəş küləyinin təzyiqi altında nəhəng bir mağara - heliosfer əmələ gəldi. Onun sərhədində - heliopozda - günəş küləyinin və ulduzlararası qazın toqquşduğu və bir-birinə bərabər təzyiq göstərdiyi bir şok dalğası olmalıdır. Dörd kosmik zond indi heliopozaya yaxınlaşır: Pioneer 10 və 11, Voyager 1 və 2. Onların heç biri onunla 75 AU məsafədə görüşmədi. günəşdən. Bu, zamana qarşı çox dramatik bir yarışdır: Pioneer 10 1998-ci ildə fəaliyyətini dayandırdı, digərləri isə batareyalarının enerjisi bitməmiş heliopoza çatmağa çalışırlar. Hesablamalara görə, “Voyacer 1” tam olaraq ulduzlararası küləyin əsdiyi istiqamətdə uçur və buna görə də heliopauzaya birinci çatacaq.

PLANETLƏR: TƏSVİRİ

Merkuri.

Merkurini Yerdən teleskopla müşahidə etmək çətindir: o, 28°-dən çox bucaq altında Günəşdən uzaqlaşmır. O, Yerdən gələn radardan istifadə edərək tədqiq edilib və “Mariner 10” planetlərarası zondu onun səthinin yarısının şəklini çəkib. Merkuri Günəş ətrafında 88 Yer günündə 0,31 AB perihelionunda Günəşdən məsafədə kifayət qədər uzun bir orbitdə fırlanır. və apelionda 0,47 a.u. O, ox ətrafında 58,6 gün müddətində fırlanır, tam olaraq orbital dövrünün 2/3 hissəsinə bərabərdir, buna görə də səthindəki hər bir nöqtə 2 Merkuri ilində yalnız bir dəfə Günəşə doğru fırlanır, yəni. orada günəşli bir gün 2 il davam edir!

Böyük planetlərdən yalnız Pluton Merkuridən kiçikdir. Amma orta sıxlığa görə Merkuri Yerdən sonra ikinci yerdədir. Çox güman ki, planetin radiusunun 75% -ni təşkil edən böyük bir metal nüvəyə malikdir (Yer radiusunun 50% -ni tutur). Merkurinin səthi ayın səthinə bənzəyir: qaranlıq, tamamilə quru və kraterlərlə örtülmüşdür. Merkurinin səthinin orta işıq əks etdirmə qabiliyyəti (albedo) təxminən 10% -dir ki, bu da Ay ilə eynidir. Yəqin ki, onun səthi də reqolitlə örtülmüşdür - sinterlənmiş əzilmiş material. Merkuriyə ən böyük təsir formalaşması Ay dənizlərinə bənzəyən 2000 km ölçüsündə Kaloris hövzəsidir. Bununla belə, Aydan fərqli olaraq, Merkuridə özünəməxsus strukturlar var - bir neçə kilometr hündürlükdə, yüzlərlə kilometrə qədər uzanan çıxıntılar. Ola bilsin ki, onlar planetin böyük metal nüvəsinin soyuması zamanı sıxılması və ya güclü günəş gelgitlərinin təsiri altında əmələ gəliblər. Gün ərzində planetin səthinin temperaturu təxminən 700 K, gecə isə təxminən 100 K-dir. Radar məlumatlarına görə, əbədi qaranlıq və soyuq şəraitdə buz qütb kraterlərinin dibində ola bilər.

Merkurinin praktiki olaraq heç bir atmosferi yoxdur - yalnız 200 km yüksəklikdə yer atmosferinin sıxlığı olan son dərəcə nadir helium qabığı. Ehtimal ki, helium planetin bağırsaqlarında radioaktiv elementlərin parçalanması zamanı əmələ gəlir. Merkurinin zəif maqnit sahəsi var və peykləri yoxdur.

Venera.

Bu, Günəşdən ikinci planet və Yerə ən yaxın planetdir – səmamızda ən parlaq “ulduz”dur; bəzən hətta gündüzlər də görünür. Venera bir çox cəhətdən Yerə bənzəyir: onun ölçüsü və sıxlığı Yerinkindən cəmi 5% azdır; yəqin ki, Veneranın bağırsaqları yerin bağırsaqlarına bənzəyir. Veneranın səthi həmişə sarımtıl-ağ buludların qalın təbəqəsi ilə örtülmüşdür, lakin radarların köməyi ilə o, bir qədər təfərrüatı ilə tədqiq edilmişdir. Ox ətrafında Venera əks istiqamətdə (şimal qütbündən baxıldığında saat əqrəbi istiqamətində) 243 Yer günü müddətində fırlanır. Onun orbital dövrü 225 gündür; buna görə də Venera günü (günəşin doğuşundan növbəti günəşin çıxmasına qədər) 116 Yer günü davam edir.

Veneranın atmosferi əsasən karbon qazından (CO 2 ) az miqdarda azot (N 2 ) və su buxarından (H 2 O ) ibarətdir. Xlorid turşusu (HCl) və hidroflorik turşusu (HF) kiçik çirklər kimi aşkar edilmişdir. Səthdəki təzyiq 90 bardır (yerin dənizlərində 900 m dərinlikdə olduğu kimi); temperatur həm gündüz, həm də gecə bütün səthdə təxminən 750 K-dir. Veneranın səthinə yaxın bu qədər yüksək temperaturun səbəbi tam olaraq "istixana effekti" adlandırılmayan şeydir: günəş şüaları nisbətən asanlıqla atmosfer buludlarından keçir və planetin səthini qızdırır, lakin termal infraqırmızı şüalanma. səthinin özü atmosferdən keçərək böyük çətinliklə kosmosa qaçır.

Veneranın buludları konsentratlaşdırılmış sulfat turşusunun (H 2 SO 4) mikroskopik damcılarından ibarətdir. Buludların üst təbəqəsi səthdən 90 km uzaqdadır, orada temperatur təqribəndir. 200 K; aşağı təbəqə - 30 km üçün, temperatur təqribən. 430 K. Hətta aşağı o qədər istidir ki, buludlar yoxdur. Təbii ki, Veneranın səthində maye su yoxdur. Üst bulud təbəqəsi səviyyəsində Veneranın atmosferi planetin səthi ilə eyni istiqamətdə fırlanır, lakin daha sürətli, 4 gündə bir inqilab edir; bu fenomen superrotasiya adlanır və bunun üçün hələ heç bir izahat tapılmamışdır.

Avtomatik stansiyalar Veneranın gecə və gündüz tərəflərinə enirdi. Gün ərzində planetin səthi Yerdəki buludlu bir gündə olduğu kimi təxminən eyni intensivliklə səpələnmiş günəş işığı ilə işıqlandırılır. Gecələr Venerada çoxlu ildırım çaxıb. Venera stansiyaları qayalıq yerin göründüyü eniş yerlərində kiçik ərazilərin görüntülərini ötürürdü. Ümumiyyətlə, Veneranın topoqrafiyası Pioneer-Venera (1979), Venera-15 və -16 (1983) və Magellan (1990) orbitləri tərəfindən ötürülən radar şəkillərindən öyrənilmişdir. Onların ən yaxşısı üzərindəki ən kiçik detalların ölçüsü təxminən 100 m-dir.

Yerdən fərqli olaraq, Venerada fərqli kontinental plitələr yoxdur, lakin bir neçə qlobal yüksəkliklər var, məsələn, Avstraliya ölçüsündə İştar torpağı. Veneranın səthində çoxlu meteorit kraterləri və vulkanik günbəzlər var. Aydındır ki, Veneranın qabığı nazikdir, ona görə də ərimiş lava səthə yaxınlaşır və meteoritlərin düşməsindən sonra onun üzərinə asanlıqla tökülür. Veneranın səthinə yaxın yağış və ya güclü küləklər olmadığı üçün səthin aşınması çox yavaş baş verir və geoloji strukturlar yüz milyonlarla il ərzində kosmosdan görünən şəkildə qalır. Veneranın daxili hissəsi haqqında çox az şey məlumdur. Çox güman ki, onun radiusunun 50%-ni tutan metal nüvəsi var. Amma planetin çox yavaş fırlanması səbəbindən maqnit sahəsi yoxdur. Veneranın peykləri yoxdur.

Yer.

Planetimiz yeganə planetdir ki, səthinin çox hissəsi (75%) maye su ilə örtülüdür. Yer aktiv planetdir və bəlkə də yeganə planetdir ki, onun səthinin yenilənməsi plitələrin tektonikası hesabına baş verir və özünü okeanın ortası silsilələri, ada qövsləri və bükülmüş dağ kəmərləri kimi göstərir. Yerin bərk səthinin hündürlüklərinin paylanması bimodaldır: okean dibinin orta səviyyəsi dəniz səviyyəsindən 3900 m aşağıda, qitələr isə orta hesabla ondan 860 m yuxarı qalxır.

Seysmik məlumatlar yerin daxili hissəsinin aşağıdakı strukturunu göstərir: qabıq (30 km), mantiya (2900 km dərinliyə qədər), metal nüvə. Nüvənin bir hissəsi əridilir; orada günəş küləyinin yüklü hissəciklərini (protonlar və elektronlar) tutan və Yer ətrafında onlarla dolu iki toroidal bölgə - 4000 və 17 000 km yüksəkliklərdə lokallaşdırılmış radiasiya kəmərləri (Van Allen kəmərləri) meydana gətirən yerüstü maqnit sahəsi yaranır. Yer səthindən (GEOMAQNETİZM).

Yerin iqliminin qısa (10.000 il) və uzun (100 milyon il) miqyasında dəyişdiyini göstərən əlamətlər var. Bunun səbəbi Yerin orbital hərəkətindəki dəyişikliklər, fırlanma oxunun əyilməsi, vulkan püskürmələrinin tezliyi ola bilər. Günəş radiasiyasının intensivliyindəki dalğalanmalar istisna edilmir. Bizim eramızda iqlimə insan fəaliyyəti də təsir edir: atmosferə qazların və tozların atılması HAVANIN ÇİRKLƏNMƏSİ; SUYUN ÇİRKLƏNMƏSİ; ƏTRAF MÜHITİN DEQRADASİYA). Yerin bir peyki var - mənşəyi hələ açılmamış Ay.

Ay.

Ən böyük peyklərdən biri olan Ay, peykin və planetin kütlələrinə görə Charondan (Plutonun peyki) sonra ikinci yerdədir. Onun radiusu 3,7, kütləsi isə Yerinkindən 81 dəfə azdır. Ayın orta sıxlığı 3,34 q/sm3 təşkil edir ki, bu da onun əhəmiyyətli metal nüvəyə malik olmadığını göstərir. Ayın səthindəki cazibə qüvvəsi yerin cazibə qüvvəsindən 6 dəfə azdır.

Ay Yer ətrafında 0,055 ekssentriklik ilə orbitdə fırlanır. Orbit müstəvisinin yerin ekvatoru müstəvisinə meyli 18,3°-dən 28,6°-dək, ekliptikaya görə isə 4°59°-dən 5°19°-ə qədər dəyişir. Ayın gündəlik fırlanması və orbital dövranı sinxronlaşdırılır, buna görə də biz həmişə onun yarımkürələrindən yalnız birini görürük. Doğrudur, Ayın kiçik tərpənmələri (librasiyaları) bir ay ərzində onun səthinin təxminən 60%-ni görməyə imkan verir. Librasiyaların əsas səbəbi odur ki, Ayın gündəlik fırlanması sabit sürətlə baş verir, orbital dövriyyə isə dəyişkəndir (orbitin ekssentrikliyinə görə).

Ay səthinin hissələri çoxdan şərti olaraq "dəniz" və "kontinental" bölünür. Dənizlərin səthi kontinental səthə nisbətən daha qaranlıq görünür, daha alçaqda yerləşir və meteorit kraterləri ilə daha az örtülüdür. Dənizlər bazalt lavaları ilə doludur, qitələr isə feldispatlarla zəngin anortozitik süxurlardan ibarətdir. Çoxlu sayda kraterlərə görə, kontinental səthlər dənizdən daha qədimdir. Güclü meteorit bombardmanı Ay qabığının üst qatını incə parçaladı və xarici bir neçə metri reqolit adlı toz halına gətirdi.

Astronavtlar və robot zondlar Aydan qayalı torpaq və reqolit nümunələri gətirdilər. Təhlil göstərdi ki, dəniz səthinin yaşı təxminən 4 milyard ildir. Nəticədə, intensiv meteorit bombardmanı dövrü 4,6 milyard il əvvəl Ayın yaranmasından sonrakı ilk 0,5 milyard ilə düşür. Sonra meteoritlərin vurma tezliyi və krater əmələ gəlməsi faktiki olaraq dəyişməz qaldı və hələ də 10 5 ildə diametri 1 km olan bir krater təşkil edir.

Ay süxurları uçucu elementlər (H 2 O, Na, K və s.) və dəmir baxımından zəifdir, lakin odadavamlı elementlərlə (Ti, Ca və s.) zəngindir. Yalnız Ayın qütb kraterlərinin dibində Merkuridəki kimi buz yataqları ola bilər. Ayda faktiki olaraq heç bir atmosfer yoxdur və Ay torpağının nə vaxtsa maye suya məruz qaldığına dair heç bir dəlil yoxdur. Orada da üzvi maddə yoxdur - yalnız meteoritlərlə birlikdə düşən karbonlu xondritlərin izləri var. Su və havanın olmaması, həmçinin səthin temperaturunun güclü dəyişməsi (gündüz 390 K, gecə 120 K) Ayı yaşayış üçün yararsız edir.

Aya çatdırılan seysmometrlər Ayın daxili hissəsi haqqında nəsə öyrənməyə imkan verdi. Orada tez-tez zəif "ay zəlzələləri" baş verir, ehtimal ki, Yerin gelgit təsiri ilə əlaqədardır. Ay kifayət qədər homojendir, kiçik bir sıx nüvəyə və daha yüngül materiallardan hazırlanmış təxminən 65 km qalınlığa malik qabığa malikdir, qabığın yuxarı 10 km-i 4 milyard il əvvəl meteoritlər tərəfindən əzilmişdir. Böyük zərbə hövzələri Ayın səthində bərabər paylanmışdır, lakin Ayın görünən tərəfindəki qabığın qalınlığı daha azdır, buna görə də dəniz səthinin 70% -i onun üzərində cəmləşmişdir.

Ayın səthinin tarixi ümumiyyətlə məlumdur: 4 milyard il əvvəl intensiv meteorit bombardmanı mərhələsi başa çatdıqdan sonra, təxminən 1 milyard il ərzində daxili olduqca isti idi və dənizlərə bazalt lavaları töküldü. Sonra yalnız nadir meteoritlərin düşməsi peykimizin simasını dəyişdi. Ancaq ayın mənşəyi hələ də müzakirə olunur. O, öz-özünə yarana və sonra Yer tərəfindən tutula bilərdi; onun peyki kimi Yerlə birlikdə yarana bilərdi; nəhayət, formalaşma dövründə Yerdən ayrıla bildi. İkinci ehtimal yaxın vaxtlara qədər məşhur idi, lakin indi son illər böyük göy cismi ilə toqquşma zamanı proto-Yerin atdığı maddədən Ayın əmələ gəlməsi fərziyyəsi ciddi şəkildə nəzərdən keçirilir.

Mars.

Mars Yerə bənzəyir, lakin ölçüsünün demək olar ki, yarısıdır və bir qədər aşağı orta sıxlığa malikdir. Dövr gündəlik fırlanma(24 saat 37 dəq) və eksenel əyilmə (24°) Yerdəkilərdən demək olar ki, fərqlənmir.

Yerdəki müşahidəçiyə Mars qırmızımtıl bir ulduz kimi görünür, parlaqlığı nəzərəçarpacaq dərəcədə dəyişir; iki ildən bir qədər artıq müddətdə təkrarlanan qarşıdurma dövrlərində (məsələn, 1999-cu ilin aprelində və 2001-ci ilin iyununda) maksimumdur. Mars, qarşıdurma zamanı perihelion yaxınlığından keçərsə, baş verən böyük müxalifət dövrlərində xüsusilə yaxın və parlaqdır; bu hər 15-17 ildən bir baş verir (növbəti 2003-cü ilin avqustunda).

Marsdakı teleskop parlaq narıncı bölgələri və fəsillərə uyğun olaraq tonunu dəyişən qaranlıq bölgələri göstərir. Qütblərdə parlaq ağ qar örtükləri uzanır. Planetin qırmızı rəngi ilə əlaqələndirilir böyük məbləğ onun torpağında dəmir oksidləri (pas). Qaranlıq bölgələrin tərkibi, ehtimal ki, yer bazaltlarına bənzəyir, işıqlı bölgələr isə incə dispers materialdan ibarətdir.

Əsasən Mars haqqında məlumatımız avtomatik stansiyalar tərəfindən əldə edilir. Ən məhsuldar, 20 iyul və 3 sentyabr 1976-cı ildə Marsa Chris (22 ° N, 48 ° W) və Utopia (48 ° Ş) ərazilərində enən Vikinq ekspedisiyasının iki orbiteri və iki eniş aparatı idi. ., 226° W), Viking 1 1982-ci ilin noyabr ayına qədər fəaliyyət göstərdi. Onların hər ikisi klassik işıqlı ərazilərə endi və qaranlıq daşlarla səpələnmiş qırmızımtıl qumlu səhrada sona çatdı. 4 iyul 1997-ci ildə Mars Pathfinder zondu (ABŞ) qarışıq qayaları aşkar edən və ehtimal ki, su ilə dönmüş və qumla qarışmış Ares Vadisinə (19 ° N, 34 ° W) ilk avtomatik özüyeriyən avtomobili çatdırdı. və gil çınqılları, Mars iqlimində güclü dəyişiklikləri və keçmişdə çoxlu suyun mövcudluğunu göstərir.

Marsın nadir atmosferi 95% karbon qazı və 3% azotdan ibarətdir. Az miqdarda su buxarı, oksigen və arqon var. Səthdəki orta təzyiq 6 mbardır (yəni yerin 0,6%-i). Belə aşağı təzyiqdə maye su ola bilməz. Orta sutkalıq temperatur 240 K, yayda isə maksimumu ekvatorda 290 K-ə çatır. Gündəlik temperaturun dəyişməsi təqribən 100 K-dir. Beləliklə, Marsın iqlimi soyuq, susuzlaşdırılmış yüksək dağ səhrasının iqlimidir.

Marsın yüksək enliklərində qışda temperatur 150 K-dən aşağı düşür və atmosferdəki karbon qazı (CO 2 ) donaraq ağ qar kimi səthə düşür və qütb qapağı əmələ gətirir. Qütb qapaqlarının dövri kondensasiyası və sublimasiyası atmosfer təzyiqində 30% mövsümi dalğalanmalara səbəb olur. Qışın sonunda qütb qapağının sərhədi 45°–50° enliyə enir, yayda isə ondan kiçik bir sahə (cənub qütbündə diametri 300 km, şimal qütbündə 1000 km) qalır, ehtimal ki, qalınlığı 1-2 km-ə çata bilən su buzu.

Bəzən Marsda güclü küləklər əsir, nazik qum buludlarını havaya qaldırır. Xüsusilə güclü toz fırtınaları yazın sonunda cənub yarımkürəsində, Mars orbitin perihelionundan keçdiyi və günəş istiliyinin xüsusilə yüksək olduğu zaman baş verir. Həftələrlə və hətta aylarla atmosfer sarı tozla qeyri-şəffaf olur. Vikinqlərin orbitləri böyük kraterlərin dibində güclü qum təpələrinin şəkillərini ötürdü. Toz çöküntüləri Marsın səthinin görünüşünü mövsümdən mövsümə o qədər dəyişdirir ki, teleskopla baxanda hətta Yerdən də nəzərə çarpır. Keçmişdə səth rəngindəki bu mövsümi dəyişikliklər bəzi astronomlar tərəfindən Marsda bitki örtüyünün əlamətləri kimi düşünülürdü.

Marsın geologiyası çox müxtəlifdir. Cənub yarımkürəsinin böyük genişlikləri qədim meteorit bombardmanı dövründən (4 milyard il əvvəl) qalan köhnə kraterlərlə örtülmüşdür. Şimal yarımkürəsinin çox hissəsi gənc lava axınları ilə örtülüdür. Bir neçə nəhəng vulkanik dağların yerləşdiyi Tarsis Dağları (10° Ş., 110° W) xüsusilə maraqlıdır. Onların arasında ən hündür olan Olimp dağının diametri 600 km, hündürlüyü isə 25 km-dir. Hazırda vulkanik fəaliyyət əlamətləri olmasa da, lava axınının yaşı 100 milyon ildən çox deyil ki, bu da planetin yaşı 4,6 milyard illə müqayisədə kiçikdir.

Qədim vulkanlar Marsın daxili hissəsinin bir vaxtlar güclü aktivliyinə işarə etsə də, plitələrin tektonikası əlamətləri yoxdur: bükülmüş dağ kəmərləri və yer qabığının sıxılmasının digər göstəriciləri yoxdur. Bununla belə, güclü rift qırılmaları var ki, onlardan ən böyüyü - Mariner Vadisi Tarsisdən şərqə doğru 4000 km uzunluğunda maksimum eni 700 km və dərinliyi 6 km-dir.

Fotoşəkillərdən əldə edilən ən maraqlı geoloji kəşflərdən biri kosmik gəmi, yer üzündəki çayların qurumuş kanallarını xatırladan yüzlərlə kilometr uzunluğunda şaxələnmiş dolama vadilərə çevrilmişdir. Bu, keçmişdə temperatur və təzyiqlərin daha yüksək olduğu və çayların Marsın səthindən axdığı vaxtlarda daha əlverişli iqlim olduğunu göstərir. Düzdür, Marsın cənub, çox kraterli bölgələrində vadilərin yerləşməsi onu göstərir ki, Marsda çox uzun müddət əvvəl, ehtimal ki, təkamülünün ilk 0,5 milyard ilində çaylar olub. Su indi qütb qapaqlarında buz kimi səthdə və ehtimal ki, daimi donmuş təbəqə kimi səthin altında yerləşir.

Marsın daxili quruluşu zəif başa düşülür. Onun aşağı orta sıxlığı əhəmiyyətli bir metal nüvənin olmadığını göstərir; hər halda ərimir, bu da Marsda maqnit sahəsinin olmamasından irəli gəlir. “Vikinq-2” aparatının eniş blokundakı seysmometr 2 illik istismar müddətində planetin seysmik aktivliyini qeyd etməyib (seysmometr “Vikinq-1”də işləməyib).

Marsın Phobos və Deimos adlı iki kiçik peyki var. Hər ikisi qeyri-müntəzəm formadadır, meteorit kraterləri ilə örtülüdür və çox güman ki, planetin uzaq keçmişdə tutduğu asteroidlərdir. Fobos planetin ətrafında çox aşağı orbitdə fırlanır və gelgitlərin təsiri altında Marsa yaxınlaşmağa davam edir; daha sonra planetin cazibə qüvvəsi ilə məhv olacaqdı.

Yupiter.

Günəş sisteminin ən böyük planeti olan Yupiter Yerdən 11 dəfə, kütləsi isə ondan 318 dəfə böyükdür. Onun aşağı orta sıxlığı (1,3 q/sm 3) günəşinkinə yaxın tərkibə işarə edir: o, əsasən hidrogen və heliumdan ibarətdir. Yupiterin öz oxu ətrafında sürətli fırlanması onun 6,4% qütb sıxılmasına səbəb olur.

Yupiterdəki teleskop ekvatora paralel bulud zolaqlarını göstərir; onlarda işıq zonaları qırmızımtıl kəmərlərlə kəsişir. Çox güman ki, işıq zonaları ammonyak buludlarının zirvələrinin göründüyü yuxarı axının sahələridir; qırmızımtıl zolaqlar parlaq rəngi ammonium hidrosulfat, həmçinin qırmızı fosfor, kükürd və üzvi polimerlərin birləşmələri ilə müəyyən edilən aşağı axınlarla əlaqələndirilir. Yupiterin atmosferində hidrogen və heliumdan başqa, CH 4 , NH 3 , H 2 O, C 2 H 2 , C 2 H 6 , HCN, CO, CO 2, PH 3 və GeH 4 spektroskopik olaraq aşkar edilmişdir. Ammonyak buludlarının zirvələrində temperatur 125 K-dir, lakin dərinliklə 2,5 K/km artır. 60 km dərinlikdə su buludları təbəqəsi olmalıdır.

Zonalarda və qonşu qurşaqlarda buludların hərəkət sürəti əhəmiyyətli dərəcədə fərqlənir: məsələn, ekvator qurşağında buludlar qonşu zonalara nisbətən şərqə 100 m/s sürətlə hərəkət edir. Sürətlərdəki fərq zonaların və kəmərlərin sərhədlərində güclü turbulentliyə səbəb olur ki, bu da onların formasını çox mürəkkəb edir. Bunun təzahürlərindən biri oval fırlanan ləkələrdir ki, onların ən böyüyü - Böyük Qırmızı Ləkə 300 ildən çox əvvəl Cassini tərəfindən kəşf edilmişdir. Bu ləkə (25.000-15.000 km) Yerin diskindən daha böyükdür; spiral siklon quruluşa malikdir və 6 gündə öz oxu ətrafında bir dövrə edir. Qalan ləkələr daha kiçikdir və nədənsə hamısı ağdır.

Yupiterin bərk səthi yoxdur. Radiusun 25% uzunluğunda olan planetin yuxarı təbəqəsi maye hidrogen və heliumdan ibarətdir. Aşağıda, təzyiqin 3 milyon bardan çox olduğu və temperaturun 10.000 K olduğu yerlərdə hidrogen metal vəziyyətinə keçir. Planetin mərkəzinin yaxınlığında daha ağır elementlərdən ibarət maye nüvənin olması mümkündür ümumi çəki təxminən 10 Yer kütləsi. Mərkəzdə təzyiq təxminən 100 milyon bar və temperatur 20-30 min K-dir.

Maye metalın daxili hissəsi və planetin sürətli fırlanması onun yerdən 15 dəfə güclü olan güclü maqnit sahəsinə səbəb oldu. Yupiterin güclü radiasiya kəmərlərinə malik nəhəng maqnitosferi dörd böyük peykinin orbitlərindən kənara çıxır.

Yupiterin mərkəzindəki temperatur həmişə termonüvə reaksiyalarının baş verməsi üçün lazım olandan aşağı olmuşdur. Lakin Yupiterin formalaşma epoxasından qalmış daxili istilik ehtiyatları böyükdür. Hətta indi, 4,6 milyard il sonra, Günəşdən aldığı istilik miqdarı ilə təxminən eyni miqdarda istilik yayır; təkamülün ilk milyon ilində Yupiterin radiasiya gücü 10 4 dəfə yüksək idi. Bu, planetin böyük peyklərinin formalaşması dövrü olduğundan, onların tərkibinin Yupiterə olan məsafədən asılı olması təəccüblü deyil: ona ən yaxın olan ikisi - Io və Avropa - kifayət qədər yüksək sıxlığa malikdir (3,5 və 3,0 q / sm 3) və daha uzaq olanlar - Ganymede və Callisto - çoxlu su buzu ehtiva edir və buna görə də daha az sıxdır (1,9 və 1,8 q / sm 3).

Peyklər.

Yupiterin ən azı 16 peyki və zəif halqası var: o, yuxarı bulud təbəqəsindən 53 000 km uzaqdadır, eni 6 000 km-dir və görünür, kiçik və çox tünd bərk hissəciklərdən ibarətdir. Yupiterin dörd ən böyük peyki Qaliley adlanır, çünki onlar 1610-cu ildə Qaliley tərəfindən kəşf edilmişdir; ondan asılı olmayaraq, həmin il alman astronomu Marius tərəfindən kəşf edildi və onlara indiki adlarını verdi - Io, Europa, Ganymede və Callisto. Peyklərin ən kiçiyi - Avropa - Aydan bir qədər kiçik, Qanimed isə Merkuridən böyükdür. Onların hamısı durbinlə görünür.

İo səthində Voyagers bir neçə aktiv vulkan aşkar edərək, materialı yüzlərlə kilometr havaya atdı. Io-nun səthi qırmızımtıl kükürd yataqları və vulkan püskürmələrinin məhsulları olan kükürd dioksidin yüngül ləkələri ilə örtülmüşdür. Qaz halında kükürd dioksidi son dərəcə nadirləşdirilmiş Io atmosferini əmələ gətirir. Vulkanik fəaliyyətin enerjisi planetin peykdəki gelgit təsirindən götürülür. İo-nun orbiti Yupiterin radiasiya kəmərlərindən keçir və çoxdan müəyyən edilib ki, peyk maqnitosferlə güclü qarşılıqlı əlaqədə olur və onun içərisində radio partlamalarına səbəb olur. 1973-cü ildə Io-nun orbiti boyunca parlaq natrium atomlarının bir torusu kəşf edildi; sonralar orada kükürd, kalium və oksigen ionları aşkar edilmişdir. Bu maddələr ya birbaşa Io səthindən, ya da vulkanların qazlı şleyflərindən radiasiya kəmərlərinin enerjili protonları tərəfindən sökülür.

Yupiterin Avropaya gelgit təsiri Io-dan daha zəif olsa da, onun daxili hissəsi də qismən əriyə bilər. Spektral tədqiqatlar göstərir ki, Avropanın səthində su buzu var və onun qırmızı rəngi çox güman ki, Io-dan kükürdün çirklənməsi ilə bağlıdır. Zərbə kraterlərinin demək olar ki, tam olmaması səthin geoloji gəncliyini göstərir. Avropanın buz səthinin qırışları və qırılmaları yerin qütb dənizlərinin buz sahələrinə bənzəyir; yəqin ki, Avropada buz qatının altında maye su var.

Qanymede Günəş sistemindəki ən böyük peykdir. Onun sıxlığı azdır; yəqin ki, yarısı qaya və yarısı buzdur. Onun səthi qəribə görünür və yeraltı diferensiallaşma prosesini müşayiət edən yer qabığının genişlənməsi əlamətlərini göstərir. Qədim krater səthinin sahələri bir-birindən 10-20 km məsafədə yerləşən yüzlərlə kilometr uzunluğunda və 1-2 km enində olan daha gənc xəndəklərlə ayrılır. Çox güman ki, bu, təxminən 4 milyard il əvvəl diferensiasiyadan dərhal sonra suyun çatlardan axması nəticəsində əmələ gələn daha gənc buzdur.

Kallisto Qanymede bənzəyir, lakin onun səthində nasazlıq əlamətləri yoxdur; hamısı çox köhnə və ağır kraterlidir. Hər iki peykin səthi reqolit tipli süxurlarla səpələnmiş buzla örtülmüşdür. Ancaq Qanymede-də buz təxminən 50% -dirsə, Callisto-da 20% -dən azdır. Qanymede və Callisto süxurlarının tərkibi yəqin ki, karbonlu meteoritlərin tərkibinə bənzəyir.

Yupiterin peyklərində Io-da nadirləşdirilmiş SO 2 vulkanik qazı istisna olmaqla, atmosfer yoxdur.

Yupiterin onlarla kiçik peykindən dördü Qaliley peyklərindən daha çox planetə yaxındır; onlardan ən böyüyü Amalthea qeyri-düzgün formalı kraterli obyektdir (ölçüləri 270-166-150 km). Onun tünd səthi - çox qırmızı - ehtimal ki, Io-dan boz rənglə örtülmüşdür. Yupiterin xarici kiçik peykləri orbitlərinə uyğun olaraq iki qrupa bölünür: planetə yaxın olan 4-ü irəli (planetin fırlanmasına nisbətən) istiqamətdə, 4-ü daha uzaqda - əks istiqamətdə. Onların hamısı kiçik və qaranlıqdır; yəqin ki, onlar Yupiter tərəfindən Troya qrupunun asteroidləri arasından tutulurlar ( santimetr. ASTEROİD).

Saturn.

İkinci ən böyük nəhəng planet. Bu, hidrogen-helium planetidir, lakin Saturnda heliumun nisbi bolluğu Yupiterinkindən azdır; aşağıda və onun orta sıxlığı. Saturnun sürətli fırlanması onun böyük şişkinliyinə (11%) gətirib çıxarır.

Teleskopda Saturnun diski Yupiter qədər möhtəşəm görünmür: qəhvəyi-narıncı rəngə və zəif tələffüz edilmiş kəmərlərə və zonalara malikdir. Səbəb onun atmosferinin yuxarı hissələrinin işıq saçan ammonyak (NH 3) dumanı ilə dolu olmasıdır. Saturn Günəşdən daha uzaqdadır, ona görə də onun yuxarı atmosferinin temperaturu (90 K) Yupiterdən 35 K aşağıdır, ammonyak isə qatılaşdırılmış vəziyyətdədir. Dərinliklə atmosferin temperaturu 1,2 K/km artır, ona görə də bulud quruluşu Yupiterin quruluşuna bənzəyir: ammonium hidrosulfat bulud təbəqəsinin altında su buludları təbəqəsi var. Saturnun atmosferində hidrogen və heliumdan başqa CH 4 , NH 3 , C 2 H 2 , C 2 H 6 , C 3 H 4 , C 3 H 8 və PH 3 spektroskopik olaraq aşkar edilmişdir.

Daxili quruluş baxımından Saturn da Yupiterə bənzəyir, baxmayaraq ki, daha kiçik kütləsi səbəbindən mərkəzdə daha aşağı təzyiq və temperatura malikdir (75 milyon bar və 10.500 K). Saturnun maqnit sahəsi Yerin maqnit sahəsi ilə müqayisə edilə bilər.

Yupiter kimi, Saturn da Günəşdən aldığından iki dəfə çox daxili istilik yaradır. Düzdür, bu nisbət Yupiterdən böyükdür, çünki iki dəfə uzaqda yerləşən Saturn Günəşdən dörd dəfə az istilik alır.

Saturnun üzükləri.

Saturn 2,3 planet radiusuna qədər olan unikal güclü halqalar sistemi ilə əhatə olunub. Teleskopla baxdıqda onları asanlıqla ayırd etmək olar və yaxın məsafədən öyrənildikdə müstəsna müxtəliflik nümayiş etdirirlər: kütləvi halqadan B dar halqaya F, spiral sıxlıq dalğalarından Voyagers tərəfindən kəşf edilən tamamilə gözlənilməz radial uzunsov "dişlər"ə qədər.

Saturnun halqalarını dolduran hissəciklər işığı Uran və Neptunun qaranlıq halqalarının materialından daha yaxşı əks etdirir; onların müxtəlif spektral diapazonlarda tədqiqi göstərir ki, bunlar bir metr ölçülərində olan "çirkli qartopu"lardır. Saturnun üç klassik halqası xaricidən içəriyə doğru hərflərlə işarələnir. A, B Və C. Üzük B olduqca sıx idi: Voyagerdən gələn radio siqnalları oradan keçməkdə çətinlik çəkirdi. Halqalar arasında 4000 km boşluq A Və B, Cassini-nin bölünməsi (və ya boşluğu) adlanır, əslində boş deyil, lakin sıxlığına görə solğun bir halqa ilə müqayisə edilə bilər. C, əvvəllər krep üzük adlanırdı. Üzüyün xarici kənarına yaxın A daha az görünən Encke boşluğu var.

1859-cu ildə Maksvell belə nəticəyə gəldi ki, Saturnun halqaları planetin ətrafında fırlanan fərdi hissəciklərdən ibarət olmalıdır. 19-cu əsrin sonlarında bu halqaların daxili hissələrinin xarici hissələrdən daha sürətli fırlandığını göstərən spektral müşahidələrlə təsdiqləndi. Üzüklər planetin ekvatorunun müstəvisində yerləşdiyindən, yəni orbit müstəvisinə 27° meylli olduqları üçün Yer 29,5 ildə iki dəfə üzüklərin müstəvisinə düşür və biz onları kənardan müşahidə edirik. Bu anda üzüklər "yoxa çıxır", bu da onların çox kiçik qalınlığını sübut edir - bir neçə kilometrdən çox deyil.

Pioneer 11 (1979) və Voyagers (1980 və 1981) tərəfindən çəkilmiş üzüklərin təfərrüatlı şəkilləri gözləniləndən çox daha mürəkkəb bir quruluş göstərdi. Üzüklər tipik eni bir neçə yüz kilometr olan yüzlərlə fərdi ringletlərə bölünür. Hətta Cassini boşluğunda ən azı beş üzük var idi. Ətraflı təhlil göstərdi ki, üzüklər həm ölçüdə, həm də ola bilsin ki, hissəcik tərkibində qeyri-homogendir. Üzüklərin mürəkkəb quruluşu, yəqin ki, onlara yaxın olan və əvvəllər şübhələnməyən kiçik peyklərin qravitasiya təsiri ilə bağlıdır.

Yəqin ki, ən qeyri-adi ən nazik üzükdür F, 1979-cu ildə Pioneer tərəfindən halqanın xarici kənarından 4000 km məsafədə kəşf edilmişdir. A. Voyager 1 üzüyü kəşf etdi F hörük kimi bükülmüş və hörülmüş, lakin 9 ay uçur. daha sonra Voyager 2 halqanın quruluşunu tapdı F daha sadə: maddənin "telləri" artıq bir-biri ilə iç-içə deyildi. Bu quruluş və onun sürətli təkamülü qismən bu halqanın xarici və daxili kənarlarında hərəkət edən iki kiçik peykin (Prometey və Pandora) təsiri ilə bağlıdır; adlanırlar" gözətçi köpəkləri". Bununla belə, halqanın özündə daha kiçik cisimlərin və ya müvəqqəti maddə yığılmasının olması istisna edilmir. F.

Peyklər.

Saturnun ən azı 18 peyki var. Çox güman ki, buzludur. Bəzilərinin çox maraqlı orbitləri var. Məsələn, Yanus və Epimetey demək olar ki, eyni orbital radiuslara malikdir. Dione orbitində, ondan 60 ° qabaqda (bu mövqe aparıcı Laqranj nöqtəsi adlanır), daha kiçik peyk Helena hərəkət edir. Tetis orbitinin aparıcı və arxadakı Laqranj nöqtələrində iki kiçik peyk - Telesto və Kalipso ilə müşayiət olunur.

Saturnun yeddi peykinin (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rea, Titan və Iapetus) radiusları və kütlələri yaxşı dəqiqliklə ölçüldü. Onların hamısı əsasən buzlu olur. Daha kiçik olanların sıxlığı 1-1,4 q/sm3 təşkil edir ki, bu da süxurların az və ya çox qarışığı olan su buzunun sıxlığına yaxındır. Onların tərkibində metan və ammonyak buzunun olub-olmadığı hələ aydın deyil. Titanın daha yüksək sıxlığı (1,9 q/sm 3) onun böyük kütləsinin nəticəsidir ki, bu da daxili hissənin sıxılmasına səbəb olur. Diametri və sıxlığı ilə Titan Ganymede çox oxşardır; yəqin ki, eyni daxili quruluşa malikdirlər. Titan Günəş sistemində ikinci ən böyük peykdir və unikaldır ki, o, əsasən azot və az miqdarda metandan ibarət daimi güclü atmosferə malikdir. Onun səthində təzyiq 1,6 bar, temperatur 90 K. Belə şəraitdə maye metan Titan səthində ola bilər. Atmosferin 240 km hündürlüyə qədər yuxarı təbəqələri, ehtimal ki, Günəşin ultrabənövşəyi şüalarının təsiri altında sintez edilmiş üzvi polimerlərin hissəciklərindən ibarət narıncı buludlarla doludur.

Saturnun peyklərinin qalan hissəsi atmosferə sahib olmaq üçün çox kiçikdir. Onların səthi buzla örtülmüş və ağır kraterlər əmələ gəlmişdir. Yalnız Enceladus səthində əhəmiyyətli dərəcədə az krater var. Yəqin ki, Saturnun gelgit təsiri onun bağırsaqlarını ərimiş vəziyyətdə saxlayır və meteoritlərin təsirləri suyun tökülməsinə və kraterlərin dolmasına səbəb olur. Bəzi astronomlar Enseladın səthindən çıxan hissəciklərin geniş halqa əmələ gətirdiyinə inanırlar. E orbiti boyunca uzanır.

İapetus peyki çox maraqlıdır ki, onun arxa yarımkürəsi (orbital hərəkət istiqamətinə nisbətən) buzla örtülüdür və düşən işığın 50%-ni əks etdirir, ön yarımkürə isə o qədər qaranlıqdır ki, işığın yalnız 5%-ni əks etdirir. ; karbonlu meteoritlərin maddəsi kimi bir şeylə örtülmüşdür. Saturnun xarici peyki Phoebe-nin səthindən meteorit zərbələrinin təsiri altında atılan materialın İapetusun ön yarımkürəsinə düşməsi mümkündür. Prinsipcə, bu mümkündür, çünki Phoebe orbitdə əks istiqamətdə hərəkət edir. Bundan əlavə, Phoebe-nin səthi kifayət qədər qaranlıqdır, lakin hələlik bu barədə dəqiq məlumat yoxdur.

Uran.

Uran akvamarindir və əlamətsiz görünür, çünki onun yuxarı atmosferi dumanla doludur, 1986-cı ildə onun yaxınlığında uçan Voyager 2 zondu çətin ki, bir neçə bulud görə bilirdi. Planetin oxu orbital oxuna 98,5° meyllidir, yəni. demək olar ki, orbit müstəvisində yerləşir. Buna görə də qütblərin hər biri bir müddət birbaşa Günəşə çevrilir, sonra isə yarım il ərzində (42 Yer ili) kölgəyə keçir.

Uranın atmosferi əsasən hidrogen, 12-15% helium və bir neçə başqa qazdan ibarətdir. Atmosferin temperaturu təqribən 50 K-dir, baxmayaraq ki, yuxarı nadir təbəqələrdə gündüz 750 K, gecə isə 100 K-ə qədər yüksəlir. Uranın maqnit sahəsi səthdə yerin gücündən bir qədər zəifdir və oxu planetin fırlanma oxuna 55 ° meyllidir. Planetin daxili quruluşu haqqında çox az şey məlumdur. Bulud təbəqəsi ehtimal ki, 11 000 km dərinliyə qədər uzanır, ardınca 8 000 km dərinlikdə isti su okeanı və onun altında 7 000 km radiuslu ərimiş daş nüvəsi gəlir.

Üzüklər.

1976-cı ildə ən genişinin qalınlığı 100 km olan ayrı-ayrı nazik halqalardan ibarət Uranın unikal halqaları aşkar edilmişdir. Üzüklər planetin mərkəzindən 1,5-dən 2,0 radiusuna qədər olan məsafələr diapazonunda yerləşir. Saturnun halqalarından fərqli olaraq, Uranın halqaları iri tünd qayalardan ibarətdir. Hesab olunur ki, kiçik bir peyk, hətta iki peyk də halqada olduğu kimi hər halqada hərəkət edir. F Saturn.

Peyklər.

Uranın 20 peyki kəşf edilib. Ən böyüyü - Titania və Oberon - diametri 1500 km. Daha 3 böyük var, ölçüsü 500 km-dən çox, qalanları çox kiçikdir. Beş böyük peykin səth spektrləri böyük miqdarda su buzunu göstərir. Bütün peyklərin səthi meteorit kraterləri ilə örtülmüşdür.

Neptun.

Xarici olaraq, Neptun Urana bənzəyir; onun spektrində də metan və hidrogen zolaqları üstünlük təşkil edir. Neptundan gələn istilik axını onun üzərinə düşən günəş istiliyinin gücünü əhəmiyyətli dərəcədə üstələyir ki, bu da daxili enerji mənbəyinin mövcudluğunu göstərir. Ola bilsin ki, daxili istiliyin çox hissəsi 14,5 planet radiusu məsafədə əks istiqamətdə fırlanan kütləvi ay Tritonun yaratdığı gelgitlər nəticəsində buraxılır. 1989-cu ildə bulud təbəqəsindən 5000 km məsafədə uçan Voyager 2 Neptun yaxınlığında daha 6 peyk və 5 halqa kəşf etdi. Atmosferdə Böyük Qaranlıq Ləkə və mürəkkəb burulğanlar sistemi aşkar edilmişdir. Tritonun çəhrayı səthi heyrətamiz geoloji təfərrüatları, o cümlədən güclü geyzerləri üzə çıxardı. Voyager tərəfindən kəşf edilən Proteus peykinin hələ 1949-cu ildə Yerdən kəşf edilən Nereiddən daha böyük olduğu ortaya çıxdı.

Pluton.

Pluton çox uzanmış və əyilmiş orbitə malikdir; perihelionda Günəşə 29,6 AB-də yaxınlaşır. və 49.3 AU-da apelionda çıxarılır. Pluton 1989-cu ildə periheliondan keçdi; 1979-cu ildən 1999-cu ilə qədər Günəşə Neptundan daha yaxın idi. Lakin Plutonun orbitinin böyük meylinə görə onun yolu heç vaxt Neptunla kəsişmir. Plutonun səthinin orta temperaturu 50 K-dir, o, afeldən periheliona 15 K dəyişir, bu belə aşağı temperaturda olduqca nəzərə çarpır. Xüsusilə, bu, planetin periheliondan keçməsi dövründə nadirləşdirilmiş metan atmosferinin meydana gəlməsinə səbəb olur, lakin onun təzyiqi yer atmosferinin təzyiqindən 100 min dəfə azdır. Pluton Aydan kiçik olduğu üçün atmosferi uzun müddət saxlaya bilməz.

Plutonun peyki Charon planetə yaxın orbitə 6,4 günə çatır. Onun orbiti ekliptikaya çox güclü meyllidir, ona görə də tutulmalar yalnız Yerin Xaron orbitinin müstəvisindən keçdiyi nadir dövrlərdə baş verir. Plutonun parlaqlığı 6,4 gün müddətində müntəzəm olaraq dəyişir. Buna görə də, Pluton Xaron ilə sinxron fırlanır və səthində böyük ləkələr var. Planetin ölçüsünə görə Charon çox böyükdür. Pluto-Xaronu tez-tez "ikili planet" adlandırırlar. Bir vaxtlar Pluton Neptunun "qaçan" peyki hesab olunurdu, lakin Xaronun kəşfindən sonra bu, çətin görünür.

PLANETLƏR: MÜQAYISƏLİ TƏHLİL

Daxili quruluş.

Günəş sisteminin obyektlərini daxili quruluşuna görə 4 kateqoriyaya bölmək olar: 1) kometlər, 2) kiçik cisimlər, 3) yer planetləri, 4) qaz nəhəngləri. Kometalar xüsusi tərkibi və tarixi olan sadə buzlu cisimlərdir. Kiçik cisimlər kateqoriyasına radiusu 200 km-dən az olan bütün digər göy cisimləri daxildir: planetlərarası toz dənələri, planetar halqaların hissəcikləri, kiçik peyklər və əksər asteroidlər. Günəş sisteminin təkamülü zamanı onların hamısı ilkin yığılma zamanı ayrılan istiliyi itirmiş və soyumuş, onlarda baş verən radioaktiv parçalanma səbəbindən qızdırmaq üçün kifayət qədər böyük olmamışdır. Yer tipli planetlər çox müxtəlifdir: "dəmir" Merkuridən tutmuş sirli buz sistemi Pluto-Harona qədər. Ən böyük planetlərə əlavə olaraq, Günəş bəzən qaz nəhəngi kimi təsnif edilir.

Planetin tərkibini təyin edən ən mühüm parametr orta sıxlıqdır (ümumi kütlə ümumi həcmə bölünür). Onun dəyəri dərhal planetin nə olduğunu göstərir - "daş" (silikatlar, metallar), "buz" (su, ammonyak, metan) və ya "qaz" (hidrogen, helium). Merkuri və Ayın səthləri heyrətamiz dərəcədə oxşar olsa da, onların daxili tərkibi tamamilə fərqlidir, çünki Merkurinin orta sıxlığı Aydan 1,6 dəfə yüksəkdir. Eyni zamanda, Merkurinin kütləsi kiçikdir, bu o deməkdir ki, onun yüksək sıxlığı əsasən cazibə qüvvəsinin təsiri altında maddənin sıxılması ilə deyil, xüsusi kimyəvi tərkiblə bağlıdır: Civə 60-70% metal və 30% ehtiva edir. – Kütləvi silikatların 40%-i. Merkurinin vahid kütləsinə düşən metal miqdarı hər hansı digər planetinkindən əhəmiyyətli dərəcədə yüksəkdir.

Venera o qədər yavaş fırlanır ki, onun ekvatorial şişməsi yalnız metrin fraksiyaları ilə ölçülür (Yerdə - 21 km) və planetin daxili quruluşu haqqında heç nə deyə bilməz. Onun qravitasiya sahəsi qitələrin “üzən” olduğu Yerdən fərqli olaraq, səthin topoqrafiyası ilə əlaqələndirilir. Mümkündür ki, Veneranın qitələri mantiyanın sərtliyi ilə sabitlənmişdir, lakin ola bilər ki, Veneranın topoqrafiyası onun mantiyasında güclü konveksiya ilə dinamik şəkildə saxlanılır.

Yerin səthi Günəş sistemindəki digər cisimlərin səthlərindən xeyli gəncdir. Bunun səbəbi əsasən plitə tektonikası nəticəsində yer qabığının materialının intensiv işlənməsidir. Maye suyun təsiri altında yaranan eroziya da nəzərə çarpan təsir göstərir. Əksər planetlərin və ayların səthlərində zərbə kraterləri və ya vulkanlarla əlaqəli halqa strukturları üstünlük təşkil edir; Yer kürəsində plitələrin tektonikası onun əsas dağlıq və düzənliklərinin xətti olmasına səbəb olmuşdur. Məsələn, iki lövhənin toqquşduğu yerlərdə yüksələn dağ silsilələri; bir plitənin digərinin altına keçdiyi yerləri qeyd edən okean xəndəkləri (subduksiya zonaları); eləcə də mantiyadan çıxan gənc qabığın təsiri altında iki lövhənin ayrıldığı yerlərdə orta okean silsilələri (yayılma zonası). Beləliklə, yer səthinin relyefi onun daxili hissəsinin dinamikasını əks etdirir.

Yerin yuxarı mantiyasının kiçik nümunələri maqmatik süxurların bir hissəsi kimi səthə qalxdıqda laboratoriya tədqiqatı üçün əlçatan olur. Tərkibində yalnız yüksək təzyiqdə əmələ gələn minerallar (məsələn, almaz), eləcə də yalnız yüksək təzyiqdə əmələ gələrsə, bir yerdə mövcud ola bilən qoşalaşmış minerallar olan ultrabazik daxilolmalar məlumdur (ultrabazik, silikatlarda zəif və Mg və Fe ilə zəngindir). Bu daxiletmələr yuxarı mantiyanın tərkibini təqribən bir dərinliyə qədər kifayət qədər dəqiqliklə qiymətləndirməyə imkan verdi. 200 km. Dərin mantiyanın mineraloji tərkibi yaxşı məlum deyil, çünki dərinliklə temperaturun paylanması haqqında hələ dəqiq məlumat yoxdur və dərin mineralların əsas fazaları laboratoriyada təkrar istehsal edilməmişdir. Yerin nüvəsi xarici və daxili bölünür. Xarici nüvə eninə seysmik dalğaları ötürmür, buna görə də mayedir. Bununla belə, 5200 km dərinlikdə əsas maddə yenidən eninə dalğaları keçirməyə başlayır, lakin aşağı sürətlə; bu o deməkdir ki, daxili nüvə qismən "donmuşdur". Nüvənin sıxlığı, yəqin ki, kükürdün qarışığına görə təmiz dəmir-nikel mayesindən daha aşağıdır.

Marsın səthinin dörddə birini planetin orta radiusuna nisbətən 7 km yüksəlmiş Tarsis təpəsi tutur. Vulkanların çoxu məhz onun üzərində yerləşir, onların əmələ gəlməsi zamanı lava uzun məsafələrə yayılır ki, bu da dəmirlə zəngin ərimiş süxurlar üçün xarakterikdir. Mars vulkanlarının nəhəng ölçülərinin (Günəş sistemindəki ən böyüyü) səbəblərindən biri ondan ibarətdir ki, Yerdən fərqli olaraq, Marsda mantiyadakı isti ciblərə nisbətən hərəkət edən plitələr yoxdur, buna görə də vulkanların bir yerdə böyüməsi çox vaxt aparır. . Marsın maqnit sahəsi yoxdur və seysmik aktivlik aşkar edilməyib. Onun torpağında çoxlu dəmir oksidləri var idi ki, bu da içərinin zəif fərqləndiyini göstərir.

Daxili istilik.

Bir çox planet günəşdən aldıqları istilikdən daha çox istilik yayır. Planetin bağırsaqlarında əmələ gələn və yığılan istilik miqdarı onun tarixindən asılıdır. İnkişaf etməkdə olan bir planet üçün meteorit bombardmanı əsas istilik mənbəyidir; daha sonra dəmir və nikel kimi ən sıx komponentlər mərkəzə doğru yerləşərək nüvəni əmələ gətirən zaman interyerin diferensasiyası zamanı istilik ayrılır. Yupiter, Saturn və Neptun (ancaq nədənsə Uran deyil) hələ də 4,6 milyard il əvvəl əmələ gələndə topladıqları istiliyi yayırlar. Yer planetləri üçün indiki dövrdə mühüm istilik mənbəyi ilkin xondrit (günəş) tərkibinə az miqdarda daxil edilmiş radioaktiv elementlərin - uran, torium və kaliumun çürüməsidir. Gelgit deformasiyalarında hərəkət enerjisinin yayılması - sözdə "gelgit dağılması" - Io-nun istiləşməsinin əsas mənbəyidir və fırlanması (məsələn, Merkuri) yavaşlamış bəzi planetlərin təkamülündə mühüm rol oynayır. gelgitlər tərəfindən aşağı.

Mantiyada konveksiya.

Maye kifayət qədər güclü qızdırılırsa, onda konveksiya inkişaf edir, çünki istilik keçiriciliyi və radiasiya yerli olaraq verilən istilik axınının öhdəsindən gələ bilməz. Yer planetlərinin daxili hissələrinin maye kimi konveksiya ilə örtüldüyünü söyləmək qəribə görünə bilər. Məgər biz bilmirik ki, seysmoloji məlumatlara görə, yerin mantiyasında köndələn dalğalar yayılır və deməli, mantiya maye deyil, bərk süxurlardan ibarətdir? Ancaq adi şüşə macununu götürək: yavaş təzyiqlə özünü viskoz maye kimi aparır, kəskin təzyiqlə elastik bir cisim kimi davranır və zərbə ilə daş kimi davranır. Bu o deməkdir ki, maddənin necə davrandığını başa düşmək üçün hansı zaman miqyasında proseslərin baş verdiyini nəzərə almalıyıq. Transvers seysmik dalğalar bir neçə dəqiqə ərzində yerin bağırsaqlarından keçir. Milyonlarla illərlə ölçülən geoloji zaman şkalasında, süxurlara əhəmiyyətli gərginlik daim tətbiq olunarsa, plastik deformasiyaya uğrayır.

Bu heyrətamizdir Yer qabığı hələ də düzlənir, 10.000 il əvvəl sona çatan son buzlaşmadan əvvəl olduğu əvvəlki formasına qayıdır. Skandinaviyanın yuxarı qalxan sahillərinin yaşını tədqiq edən N.Haskel 1935-ci ildə hesablamışdır ki, yer mantiyasının özlülüyü maye suyun özlülüyündən 10 23 dəfə çoxdur. Amma eyni zamanda riyazi analiz yer mantiyasının intensiv konveksiya vəziyyətində olduğunu göstərir (yerin daxili hissəsinin belə hərəkətini sürətləndirilmiş filmdə görmək olardı, burada bir saniyədə milyon il keçir). Oxşar hesablamalar göstərir ki, Venera, Mars və daha az dərəcədə Merkuri və Ay da yəqin ki, konvektiv mantiyalara malikdir.

Biz qaz nəhəng planetlərində konveksiyanın təbiətini yenicə açmağa başlayırıq. Məlumdur ki, konvektiv hərəkətlərə nəhəng planetlərdə mövcud olan sürətli fırlanma güclü təsir göstərir, lakin mərkəzi cazibə ilə fırlanan sferada konveksiyanı eksperimental olaraq öyrənmək çox çətindir. İndiyə qədər bu cür ən dəqiq təcrübələr Yerə yaxın orbitdə mikroqravitasiyada aparılıb. Bu təcrübələr nəzəri hesablamalar və ədədi modellərlə birlikdə göstərdi ki, konveksiya planetin fırlanma oxu boyunca uzanan və onun sferikliyinə uyğun olaraq əyilmiş borularda baş verir. Belə konvektiv hüceyrələr formalarına görə "banan" adlanır.

Qaz nəhəngi planetlərin təzyiqi buludların zirvələri səviyyəsində 1 bardan mərkəzdə təxminən 50 Mbara qədər dəyişir. Buna görə də, onların əsas komponenti - hidrogen - müxtəlif fazalarda müxtəlif səviyyələrdə yaşayır. 3 Mbar-dan yuxarı təzyiqlərdə adi molekulyar hidrogen litium kimi maye metala çevrilir. Hesablamalar göstərir ki, Yupiter əsasən metal hidrogendən ibarətdir. Və Uran və Neptun, yəqin ki, maye suyun uzadılmış mantiyasına malikdir, bu da yaxşı bir keçiricidir.

Maqnit sahəsi.

Planetin xarici maqnit sahəsi onun daxili hissəsinin hərəkəti haqqında mühüm məlumatlar daşıyır. Nəhəng planetin buludlu atmosferində küləyin sürətinin ölçüldüyü istinad çərçivəsini təyin edən maqnit sahəsidir; bu, Yerin maye metal nüvəsində güclü axınların olduğunu, Uran və Neptunun su mantiyalarında aktiv qarışmanın baş verdiyini göstərir. Əksinə, Venera və Marsda güclü maqnit sahəsinin olmaması onların daxili dinamikasına məhdudiyyətlər qoyur. Yer planetləri arasında Yerin maqnit sahəsi aktiv dinamo effektini göstərən görkəmli intensivliyə malikdir. Venerada güclü maqnit sahəsinin olmaması onun nüvəsinin bərkiməsi demək deyil: çox güman ki, planetin yavaş fırlanması dinamo effektinin qarşısını alır.

Uran və Neptun eyni maqnit dipollarına malikdir, planetlərin oxlarına böyük meyl və onların mərkəzlərinə nisbətən yerdəyişmə; bu, onların maqnitliyinin nüvələrdə deyil, mantiyalarda yarandığını göstərir. Yupiterin peykləri İo, Avropa və Qanimed öz maqnit sahələrinə malikdir, Kallistonun isə yoxdur. Ayda qalan maqnit tapıldı.

Atmosfer.

Günəş, doqquz planetin səkkizi və altmış üç peykdən üçünün atmosferi var. Hər bir atmosferin özünəməxsus kimyəvi tərkibi və "hava" adlanan davranışı var. Atmosferlər iki qrupa bölünür: yerüstü planetlər üçün materiklərin və ya okeanların sıx səthi atmosferin aşağı sərhədindəki şəraiti müəyyən edir, qaz nəhəngləri üçün isə atmosfer praktiki olaraq dibsizdir.

Yer planetləri üçün atmosferin səthə yaxın nazik (0,1 km) təbəqəsi daim ondan isinir və ya soyuyur, hərəkət zamanı isə sürtünmə və turbulentlik (relyefin qeyri-bərabər olması səbəbindən); bu təbəqə səth və ya sərhəd qatı adlanır. Səthin yaxınlığında molekulyar özlülük atmosferi yerə "yapışdırmağa" meyllidir, belə ki, hətta yüngül meh turbulentliyə səbəb ola biləcək güclü şaquli sürət qradiyenti yaradır. Hava istiliyinin hündürlüklə dəyişməsi konvektiv qeyri-sabitliklə idarə olunur, çünki aşağıdan hava isti səthdən qızdırılır, yüngülləşir və üzür; aşağı təzyiqli ərazilərə qalxdıqca genişlənir və kosmosa istilik yayır, onun soyumasına, sıxlaşmasına və batmasına səbəb olur. Konveksiya nəticəsində atmosferin aşağı təbəqələrində adiabatik şaquli temperatur qradiyenti yaranır: məsələn, Yer atmosferində havanın temperaturu hündürlüklə 6,5 K/km azalır. Bu vəziyyət atmosferin troposfer adlanan aşağı təbəqəsini məhdudlaşdıran tropopauzaya (yun. “tropo” – dönmə, “pauza” – bitmə) qədər mövcuddur. Burada hava dediyimiz dəyişikliklər baş verir. Yerin yaxınlığında tropopoz 8–18 km yüksəklikdən keçir; ekvatorda qütblərdən 10 km yüksəkdir. Hündürlüklə sıxlığın eksponensial azalması səbəbindən Yer atmosferinin kütləsinin 80%-i troposferdə qapalıdır. O, həmçinin demək olar ki, bütün su buxarını və buna görə də havanı yaradan buludları ehtiva edir.

Venerada karbon qazı və su buxarı, kükürd turşusu və kükürd dioksidi ilə birlikdə səthdən yayılan demək olar ki, bütün infraqırmızı şüaları udur. Bu, güclü istixana effektinə səbəb olur, yəni. Bu, Veneranın səthinin temperaturunun infraqırmızı şüalara şəffaf bir atmosferdə olacağından 500 K yüksək olmasına gətirib çıxarır. Yerdəki əsas "istixana" qazları temperaturu 30 K qaldıran su buxarı və karbon dioksiddir. Marsda karbon qazı və atmosfer tozu cəmi 5 K zəif istixana effektinə səbəb olur. Veneranın isti səthi onun sərbəst buraxılmasına mane olur. kükürdü atmosferdən səth süxurlarına bağlayaraq. Veneranın aşağı atmosferi kükürd dioksidi ilə zəngindir, buna görə də 50-dən 80 km-ə qədər yüksəklikdə sulfat turşusu buludlarının sıx bir təbəqəsi var. Xüsusilə güclü vulkan püskürmələrindən sonra yerin atmosferində cüzi miqdarda kükürd tərkibli maddələrə də rast gəlinir. Marsın atmosferində kükürd qeydə alınmamışdır, ona görə də onun vulkanları indiki dövrdə qeyri-aktivdir.

Yer kürəsində troposferdə hündürlüklə temperaturun sabit azalması tropopozun üstündən hündürlüklə temperaturun artmasına dəyişir. Buna görə də stratosfer (lat. stratum - qat, döşəmə) adlanan son dərəcə sabit təbəqə mövcuddur. Daimi nazik aerozol təbəqələrinin mövcudluğu və radioaktiv elementlərin orada uzun müddət qalması nüvə partlayışları stratosferdə qarışmanın olmamasının birbaşa sübutu kimi xidmət edir. Quru stratosferində temperatur təqribən hündürlükdən keçərək stratopauzaya qədər yüksəlməyə davam edir. 50 km. Stratosferdəki istilik mənbəyi ozonun fotokimyəvi reaksiyalarıdır, konsentrasiyası təqribən yüksəklikdə maksimumdur. 25 km. Ozon ultrabənövşəyi radiasiyanı udur, ona görə də 75 km-dən aşağıda demək olar ki, hamısı istiliyə çevrilir. Stratosferin kimyası mürəkkəbdir. Ozon əsasən ekvatorial bölgələrdə əmələ gəlir, lakin onun ən yüksək konsentrasiyası qütblərdə olur; bu onu göstərir ki, ozonun tərkibinə təkcə kimya deyil, həm də atmosferin dinamikası təsir edir. Mars da qütblərdə, xüsusən qış qütbündə daha yüksək ozon konsentrasiyasına malikdir. Marsın quru atmosferində ozonu məhv edən nisbətən az hidroksil radikalı (OH) var.

Nəhəng planetlərin atmosferlərinin temperatur profilləri ulduzların planetar okkultasiyasının yerdəki müşahidələri və zond məlumatlarından, xüsusən də zond planetə daxil olan zaman radio siqnallarının zəifləməsindən müəyyən edilir. Hər bir planetin tropopauzası və stratosferi var, onların üstündə termosfer, ekzosfer və ionosfer yerləşir. Yupiter, Saturn və Uranın termosferlərinin temperaturu müvafiq olaraq təqribəndir. 1000, 420 və 800 K. Urandakı yüksək temperatur və nisbətən aşağı çəkisi atmosferin halqalara qədər uzanmasına imkan verir. Bu, toz hissəciklərinin yavaşlamasına və sürətlə düşməsinə səbəb olur. Uranın halqalarında hələ də toz zolaqları olduğu üçün orada toz mənbəyi olmalıdır.

Müxtəlif planetlərin atmosferlərində troposfer və stratosferin temperatur quruluşu çoxlu ümumi cəhətlərə malik olsa da, onların kimyəvi tərkibi çox fərqlidir. Venera və Marsın atmosferləri əsasən karbon qazından ibarətdir, lakin onlar atmosfer təkamülünün iki ifrat nümunəsini təmsil edir: Veneranın sıx və isti atmosferi, Marsın isə soyuq və nazik atmosferi var. Yer atmosferinin nəhayət bu iki tipdən birinə gələcəyini və bu üç atmosferin həmişə bu qədər fərqli olub-olmadığını anlamaq vacibdir.

Planetdəki orijinal suyun taleyi deyteriumun tərkibini hidrogenin yüngül izotopuna nisbətdə ölçməklə müəyyən edilə bilər: D / H nisbəti planeti tərk edən hidrogenin miqdarına məhdudiyyət qoyur. Veneranın atmosferindəki suyun kütləsi indi Yer okeanlarının kütləsinin 10-5-i qədərdir. Lakin Venerada D/H nisbəti Yerdəkindən 100 dəfə yüksəkdir. Əgər əvvəlcə Yerdə və Venerada bu nisbət eyni idisə və onun təkamülü zamanı Venerada su ehtiyatı yenilənməyibsə, onda Venerada D/H nisbətinin yüz dəfə artması o deməkdir ki, bir vaxtlar Venerada əvvəlkindən yüz dəfə çox su olub. İndi. Bunun izahı adətən Veneranın səthində suyun kondensasiyası üçün heç vaxt kifayət qədər soyuq olmadığını ifadə edən "istixanaların uçuculaşması" nəzəriyyəsi çərçivəsində axtarılır. Əgər su həmişə atmosferi buxar şəklində doldururdusa, o zaman su molekullarının fotodissosiasiyası hidrogenin buraxılmasına gətirib çıxardı ki, onun işıq izotopu atmosferdən kosmosa qaçdı və qalan su deuteriumla zənginləşdi.

Yer və Veneranın atmosferləri arasında güclü fərq böyük maraq doğurur. Yer planetlərinin müasir atmosferlərinin bağırsaqların deqazasiyası nəticəsində əmələ gəldiyinə inanılır; bu zaman əsasən su buxarı və karbon qazı ayrılmışdır. Yer kürəsində su okeanda cəmləşib, karbon qazı isə çöküntü süxurlarında birləşib. Amma Venera Günəşə daha yaxındır, orada istidir və həyat yoxdur; Beləliklə, karbon qazı atmosferdə qaldı. Günəş işığının təsiri altında su buxarı hidrogen və oksigenə parçalanır; hidrogen kosmosa qaçdı (yerin atmosferi də hidrogeni tez itirir) və oksigenin süxurlarda bağlandığı ortaya çıxdı. Düzdür, bu iki atmosfer arasındakı fərq daha dərin ola bilər: Veneranın atmosferində Yer atmosferindən qat-qat çox arqon olmasının hələ də izahı yoxdur.

Marsın səthi indi soyuq və quru səhradır. Günün ən isti vaxtında temperatur suyun normal donma nöqtəsindən bir qədər yuxarı ola bilər, lakin aşağı atmosfer təzyiqi Marsın səthindəki suyun maye vəziyyətdə olmasına imkan vermir: buz dərhal buxara çevrilir. Bununla belə, Marsda quru çay yataqlarına bənzəyən bir neçə kanyon var. Onlardan bəziləri qısamüddətli, lakin fəlakətli dərəcədə güclü su axınları ilə kəsilmiş kimi görünür, digərləri isə dərin yarğanları və geniş dərələr şəbəkəsini göstərir ki, bu da Marsın tarixinin ilk dövrlərində aran çaylarının uzunmüddətli mövcudluğunu göstərir. Morfoloji əlamətlər də var ki, Marsın köhnə kraterləri eroziya nəticəsində gənc kraterlərdən qat-qat çox məhv olur və bu, yalnız Marsın atmosferinin indikindən qat-qat sıx olduğu halda mümkündür.

1960-cı illərin əvvəllərində Marsın qütb qapaqlarının su buzundan ibarət olduğu düşünülürdü. Lakin 1966-cı ildə R. Leighton və B. Murray planetin istilik balansını nəzərdən keçirdilər və göstərdilər ki, karbon qazı qütblərdə böyük miqdarda kondensasiya edilməli və qütb qapaqları ilə qaz halında olan karbon qazı tarazlığı qorunmalıdır. atmosfer. Maraqlıdır ki, qütb qapaqlarının mövsümi böyüməsi və azalması Mars atmosferində təzyiqin 20% dəyişməsinə səbəb olur (məsələn, köhnə reaktiv laynerlərin kabinələrində uçuş və eniş zamanı təzyiq düşməsi də təxminən 20% idi). Marsın qütb qapaqlarının kosmik fotoşəkilləri Mars Polar Lander (1999) zondunun tədqiq etməli olduğu heyrətamiz spiral naxışları və pilləli terrasları göstərir, lakin eniş uğursuz oldu.

Mars atmosferinin təzyiqinin niyə bu qədər aşağı düşdüyü, yəqin ki, ilk milyard ildə bir neçə bardan indi 7 mbar-a düşdüyü dəqiq bilinmir. Mümkündür ki, səth süxurlarının aşınması atmosferdən karbon qazını çıxardı, karbonat süxurlarında karbonu tutdu, Yerdə olduğu kimi. 273 K səth temperaturunda bu proses cəmi 50 milyon il ərzində Marsın karbon dioksid atmosferini bir neçə bar təzyiqlə məhv edə bilər; Günəş sisteminin tarixi boyu Marsda isti və rütubətli iqlimi saxlamaq çox çətin olmuşdur. Bənzər bir proses də yer atmosferindəki karbon tərkibinə təsir göstərir. İndi yerin karbonat süxurlarında təxminən 60 bar karbon birləşir. Aydındır ki, keçmişdə yer atmosferində indikindən qat-qat çox karbon qazı var idi və atmosferin temperaturu daha yüksək idi. Yer və Mars atmosferinin təkamülü arasında əsas fərq ondan ibarətdir ki, Yerdə plitə tektonikası karbon dövranını dəstəkləyir, Marsda isə qayalarda və qütb qapaqlarında “bağlıdır”.

dairəvi halqalar.

Maraqlıdır ki, nəhəng planetlərin hər birinin halqa sistemləri var, lakin heç bir yer planetində yoxdur. Saturna ilk dəfə teleskopla baxanlar tez-tez onun heyrətamiz dərəcədə parlaq və aydın üzüklərini görərək deyirlər: “Yaxşı, şəkildəki kimi!”. Bununla belə, qalan planetlərin halqaları teleskopda demək olar ki, görünməzdir. Yupiterin solğun halqası onunla sirli bir əlaqə yaşayır maqnit sahəsi. Uran və Neptun hər biri bir neçə nazik halqa ilə əhatə olunmuşdur; bu halqaların strukturu onların yaxınlıqdakı peyklərlə rezonans qarşılıqlı təsirini əks etdirir. Neptunun üç həlqəvi qövsü tədqiqatçılar üçün xüsusilə maraqlıdır, çünki onlar həm radial, həm də azimutal istiqamətlərdə açıq şəkildə məhduddurlar.

1977-ci ildə bir ulduzun əhatə dairəsinin müşahidəsi zamanı Uranın dar halqalarının tapılması böyük sürpriz oldu. Fakt budur ki, bir neçə onillikdə dar halqaları nəzərəçarpacaq dərəcədə genişləndirə bilən çoxlu hadisələr var: bunlar hissəciklərin qarşılıqlı toqquşmasıdır. , Poynting-Robertson effekti (radiativ əyləc) və plazma əyləci. Praktik nöqteyi-nəzərdən mövqeyi yüksək dəqiqliklə ölçülə bilən dar halqalar hissəciklərin orbital hərəkətinin çox əlverişli göstəricisi olub. Uranın halqalarının presesiyası planet daxilində kütlənin paylanmasını aydınlaşdırmağa imkan verdi.

Ön şüşəsi tozlu olan avtomobili günəşin doğuşuna və ya batmasına doğru idarə etməli olanlar bilirlər ki, toz hissəcikləri işığı onun düşdüyü istiqamətə güclü şəkildə səpələyir. Buna görə də planetar halqalarda tozları Yerdən müşahidə etməklə aşkar etmək çətindir, yəni. günəş tərəfdən. Lakin kosmik zond hər dəfə xarici planetin yanından keçib geriyə “baxdıqda” ötürülən işıqda üzüklərin təsvirlərini əldə etdik. Uran və Neptunun belə görüntülərində əvvəllər məlum olmayan toz halqaları aşkar edilib ki, onlar uzun müddətdir məlum olan dar halqalardan xeyli genişdir.

Fırlanan disklər müasir astrofizikanın ən vacib mövzusudur. Qalaktikaların quruluşunu izah etmək üçün hazırlanmış bir çox dinamik nəzəriyyələr planetar halqaları öyrənmək üçün də istifadə edilə bilər. Beləliklə, Saturnun halqaları öz-özünə cazibədar disklər nəzəriyyəsinin sınaqdan keçirilməsi üçün obyektə çevrilib. Bu halqaların öz çəkisi xüsusiyyəti, ətraflı təsvirlərdə görünən həm spiral sıxlıq dalğalarının, həm də onlarda spiral əyilmə dalğalarının olması ilə göstərilir. Saturnun halqalarında tapılan dalğa paketi, Cassini xarici bölməsində spiral sıxlıq dalğalarını həyəcanlandıran planetin peyki İapetus ilə güclü üfüqi rezonansla əlaqələndirildi.

Üzüklərin mənşəyi ilə bağlı çoxlu fərziyyələr irəli sürülüb. Onların Roche zonasının içərisində olması vacibdir, yəni. zərrəciklərin qarşılıqlı cazibəsinin planet tərəfindən onlar arasındakı cazibə qüvvələrindəki fərqdən az olduğu planetdən elə bir məsafədə. Roş zonasının daxilində səpələnmiş hissəciklər planetin peykini yarada bilməz. Ola bilsin ki, planetin özü yaranandan bəri üzüklərin mahiyyəti “iddiasız” qalıb. Ancaq bəlkə də bunlar son fəlakətin izləridir - iki peykin toqquşması və ya planetin gelgit qüvvələri tərəfindən bir peykin məhv edilməsi. Saturnun halqalarının bütün maddələrini toplasanız, təqribən radiuslu bir bədən alırsınız. 200 km. Digər planetlərin halqalarında daha az maddə var.

GÜNƏŞ SİSTEMİNİN KİÇİK CİSİMLƏRİ

Asteroidlər.

Bir çox kiçik planetlər - asteroidlər - Günəş ətrafında əsasən Mars və Yupiter orbitləri arasında fırlanır. Astronomlar "asteroid" adını aldılar, çünki teleskopda zəif ulduzlara bənzəyirlər ( aster yunanca "ulduz" deməkdir). Əvvəlcə onlar fikirləşdilər ki, bunlar bir vaxtlar mövcud olmuş böyük planetin parçalarıdır, lakin sonra məlum oldu ki, asteroidlər heç vaxt tək bir cisim əmələ gətirmirlər; çox güman ki, bu maddə Yupiterin təsiri ilə planetə birləşə bilmədi. Hesablamalara görə, eramızdakı bütün asteroidlərin ümumi kütləsi Ayın kütləsinin cəmi 6%-ni təşkil edir; bu kütlənin yarısı üç ən böyük - 1 Ceres, 2 Pallas və 4 Vestadadır. Asteroid təyinatındakı rəqəm onun kəşf olunma ardıcıllığını göstərir. Dəqiq bilinən orbitləri olan asteroidlərə yalnız seriya nömrələri deyil, həm də adlar verilir: 3 Juno, 44'Nisa, 1566 Icarus. Bu günə qədər aşkar edilmiş 33.000 asteroiddən 8000-dən çoxunun orbitlərinin dəqiq elementləri məlumdur.

Radiusu 50 km-dən çox və minə yaxın - 15 km-dən çox olan ən azı iki yüz asteroid var. Təxminən bir milyon asteroidin radiusunun 0,5 km-dən çox olduğu təxmin edilir. Onların ən böyüyü Ceresdir, kifayət qədər qaranlıq və müşahidə etmək çətin olan obyektdir. Yerüstü teleskoplardan istifadə edərək hətta böyük asteroidlərin səth detallarını ayırd etmək üçün adaptiv optikanın xüsusi üsulları tələb olunur.

Əksər asteroidlərin orbitlərinin radiusu 2,2 ilə 3,3 AB arasındadır, bu bölgə "asteroid qurşağı" adlanır. Lakin o, tamamilə asteroid orbitləri ilə dolu deyil: 2.50, 2.82 və 2.96 AU məsafələrində. Onlar burada deyillər; bu "pəncərələr" Yupiterdən gələn həyəcanların təsiri altında əmələ gəlmişdir. Bütün asteroidlər irəli istiqamətdə orbitdə fırlanır, lakin onların bir çoxunun orbitləri nəzərəçarpacaq dərəcədə uzanır və əyilir. Bəzi asteroidlərin çox maraqlı orbitləri var. Bəli, qrup Troyantsev Yupiterin orbitində hərəkət edir; bu asteroidlərin əksəriyyəti çox tünd və qırmızıdır. Amur qrupunun asteroidlərinin Marsın orbitinə uyğun gələn və ya keçən orbitləri var; onların arasında 433 Eros. Apollon qrupunun asteroidləri Yerin orbitindən keçir; onların arasında 1533 İkar, Günəşə ən yaxındır. Aydındır ki, gec-tez bu asteroidlər planetlərə təhlükəli yaxınlaşma ilə üzləşirlər ki, bu da toqquşma və ya orbitdə ciddi dəyişikliklə başa çatır. Nəhayət, Aton qrupunun asteroidləri bu yaxınlarda xüsusi bir sinif kimi seçildi, onların orbitləri demək olar ki, tamamilə Yerin orbitində yerləşir. Onların hamısı çox kiçikdir.

Bir çox asteroidin parlaqlığı vaxtaşırı dəyişir, bu da nizamsız cisimlərin fırlanması üçün təbiidir. Onların fırlanma dövrləri 2,3 ilə 80 saat arasındadır və orta hesabla 9 saata yaxındır.Asteroidlər nizamsız formalarını çoxsaylı qarşılıqlı toqquşmalara borcludurlar. Ekzotik formaya misal olaraq oxların uzunluqlarının nisbəti 2,5-ə çatan 433 Eros və 643 Hektordur.

Keçmişdə Günəş sisteminin bütün daxili hissəsi, ehtimal ki, əsas asteroid qurşağına bənzəyirdi. Bu qurşağın yaxınlığında yerləşən Yupiter öz cazibəsi ilə asteroidlərin hərəkətini güclü şəkildə pozur, sürətini artırır və toqquşmaya səbəb olur və bu, onları birləşdirəndən daha çox məhv edir. Yarımçıq bir planet kimi, asteroid kəməri bizə strukturun hissələrini planetin hazır gövdəsində yoxa çıxmazdan əvvəl görmək üçün unikal imkan verir.

Asteroidlərin əks etdirdiyi işığı öyrənməklə onların səthinin tərkibi haqqında çox şey öyrənmək olar. Əksər asteroidlər, əks etdirmə qabiliyyətinə və rənginə görə meteorit qruplarına oxşar üç qrupa bölünür: tipli asteroidlər. C karbonlu xondritlər kimi qaranlıq bir səthə malikdir ( aşağıya baxın Meteoritlər), növü S daha parlaq və qırmızı və yazın M dəmir-nikel meteoritlərinə bənzəyir. Məsələn, 1 Ceres karbonlu xondritlərə, 4 Vesta isə bazalt eukritlərinə bənzəyir. Bu, meteoritlərin mənşəyinin asteroid qurşağı ilə əlaqəli olduğunu göstərir. Asteroidlərin səthi incə əzilmiş qaya - reqolitlə örtülmüşdür. Meteoritlərin təsirindən sonra onun səthdə saxlanması olduqca qəribədir - axırda 20 km-lik asteroidin cazibə qüvvəsi 10 -3 q, səthi tərk etmə sürəti isə cəmi 10 m/s-dir.

Rəngdən əlavə, bir çox xarakterik infraqırmızı və ultrabənövşəyi spektral xətlərin asteroidləri təsnif etmək üçün istifadə edildiyi məlumdur. Bu məlumatlara görə 5 əsas sinif fərqləndirilir: A, C, D, S Və T. 4 Vesta, 349 Dembowska və 1862 Apollon asteroidləri bu təsnifata uyğun gəlmədi: onların hər biri xüsusi mövqe tutdu və müvafiq olaraq yeni siniflərin prototipinə çevrildi. V, R Və Q, indi digər asteroidləri ehtiva edir. Böyük bir qrupdan FROM-asteroidlər sinifləri daha da fərqləndirir B, F Və G. Müasir təsnifatda hərflərlə təyin edilmiş (üzvlərin sayının azaldılması qaydasında) 14 növ asteroid var. S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Çünki albedo FROM- asteroidlərdən daha aşağıdır S-asteroidlər, müşahidə seçimi baş verir: qaranlıq FROM-Asteroidləri aşkar etmək daha çətindir. Bunu nəzərə alaraq, ən çox sayda növ dəqiqdir FROM- asteroidlər.

Müxtəlif növ asteroidlərin spektrlərinin təmiz mineralların nümunələrinin spektrləri ilə müqayisəsindən üç böyük qrup meydana gəldi: primitiv ( C, D, P, Q), metamorfik ( F, G, B, T) və maqmatik ( S, M, E, A,V, R). İbtidai asteroidlərin səthi karbon və su ilə zəngindir; metamorfik olanlar ibtidai olanlara nisbətən daha az su və uçucu maddələr ehtiva edir; maqmatiklər, ehtimal ki, ərimə nəticəsində əmələ gələn mürəkkəb minerallarla örtülüdür. Əsas asteroid qurşağının daxili bölgəsi maqmatik asteroidlərlə zəngindir, qurşağın orta hissəsində metamorfik asteroidlər, periferiyada isə primitiv asteroidlər üstünlük təşkil edir. Bu, Günəş sisteminin formalaşması zamanı asteroid qurşağında kəskin temperatur qradiyenti olduğunu göstərir.

Asteroidlərin spektrlərinə görə təsnifatı cisimləri səth tərkibinə görə qruplaşdırır. Lakin onların orbitlərinin elementlərini (yarım böyük ox, ekssentriklik, meyl) nəzərə alsaq, asteroidlərin dinamik ailələri fərqləndirilir, ilk dəfə 1918-ci ildə K. Hirayama təsvir etmişdir. Onlardan ən çox məskunlaşan Femida ailələridir, Eos və Koronidlər. Yəqin ki, hər bir ailə nisbətən yaxınlarda baş vermiş toqquşmaların bir dəstəsidir. Günəş sisteminin sistematik tədqiqi bizi başa düşməyə vadar edir ki, böyük toqquşmalar istisna deyil, qaydadır və Yer kürəsi də onlardan immun deyil.

Meteoritlər.

Meteoroid günəş ətrafında fırlanan kiçik bir cisimdir. Meteor, planetin atmosferinə uçan və qırmızı-isti parıldayan bir meteoroiddir. Əgər onun qalığı planetin səthinə düşübsə, ona meteorit deyilir. Atmosferdə onun uçuşunu müşahidə edən şahidlər varsa, meteorit "düşmüş" sayılır; əks halda “tapılmış” adlanır.

Düşmüş meteoritlərdən daha çox "tapılmış" meteoritlər var. Çox vaxt onları tarlada işləyən turistlər və ya kəndlilər tapırlar. Meteoritlərin rəngi tünd olduğundan və qarda asanlıqla göründüyündən, artıq minlərlə meteoritin tapıldığı Antarktika buz sahələri onları axtarmaq üçün əla yerdir. İlk dəfə Antarktidada meteorit 1969-cu ildə buzlaqları tədqiq edən bir qrup yapon geoloqu tərəfindən aşkar edilib. Onlar yan-yana uzanan, lakin dörd fərqli meteorit növünə aid olan 9 parça tapdılar. Məlum olub ki, müxtəlif yerlərdə buzların üzərinə düşən meteoritlər dağ silsilələrində dayanaraq ildə bir neçə metr sürətlə hərəkət edən buz sahələrinin dayandığı yerdə toplanır. Külək buzun yuxarı təbəqələrini məhv edir və qurudur (quru sublimasiya baş verir - ablasiya), meteoritlər isə buzlaqın səthində cəmləşir. Belə buz mavi rəngə malikdir və havadan asanlıqla fərqlənir, alimlər meteoritlərin toplanması üçün perspektivli yerləri öyrənərkən bundan istifadə edirlər.

1969-cu ildə Çihuahuada (Meksika) mühüm meteorit düşməsi baş verdi. Bir çox böyük fraqmentlərdən birincisi Pueblito de Allende kəndindəki evin yaxınlığında tapıldı və ənənəyə uyğun olaraq, bu meteoritin bütün tapılan parçaları Allende adı altında birləşdirildi. Allende meteoritinin düşməsi Apollon Ay proqramının başlanğıcı ilə üst-üstə düşdü və elm adamlarına yerdən kənar nümunələrin təhlili üsullarını işləmək imkanı verdi. Son illərdə daha tünd ana qayaya gömülmüş ağ parçaları olan bəzi meteoritlərin Ay parçaları olduğu aşkar edilmişdir.

Allende meteoriti daşlı meteoritlərin mühüm alt qrupu olan xondritlərə aiddir. Onlar xondrulları (yunanca xondros, toxumdan) - protoplanet dumanlığında qatılaşan və sonradan sonrakı süxurların bir hissəsinə çevrilən ən qədim sferik hissəcikləri ehtiva etdikləri üçün belə adlanırlar. Belə meteoritlər günəş sisteminin yaşını və onun ilkin tərkibini təxmin etməyə imkan verir. Yüksək qaynama nöqtəsinə görə ilk dəfə qatılaşan kalsium və alüminiumla zəngin olan Allende meteoritinin daxilolmalarının radioaktiv parçalanma ilə ölçülən yaşı 4,559 ± 0,004 milyard ildir. Bu, Günəş sisteminin yaşının ən dəqiq təxminidir. Bundan əlavə, bütün meteoritlər qalaktik kosmik şüaların, günəş radiasiyasının və günəş küləyinin onlara uzunmüddətli təsiri nəticəsində yaranan “tarixi qeydlər” daşıyır. Kosmik şüaların vurduğu zərərləri araşdıraraq, meteoritin yer atmosferinin mühafizəsi altına düşməzdən əvvəl orbitdə nə qədər qaldığını deyə bilərik.

Meteoritlərlə Günəş arasında birbaşa əlaqə ondan irəli gəlir ki, ən qədim meteoritlərin - xondritlərin elementar tərkibi günəş fotosferinin tərkibini tam olaraq təkrarlayır. Tərkibində fərqlənən yeganə elementlər soyuduqları zaman meteoritlərdən bolca buxarlanan hidrogen və helium kimi uçucu maddələr, həmçinin Günəşdə qismən “yanmış” litiumdur. nüvə reaksiyaları. "Günəş tərkibi" və "xondrit tərkibi" terminləri yuxarıda qeyd olunan "günəş maddəsi üçün resept"i təsvir edərkən bir-birini əvəz edir. Tərkibinə görə günəşdən fərqli olan daş meteoritlərə axondritlər deyilir.

Kiçik qırıntılar.

Günəşə yaxın məkan kiçik hissəciklərlə doludur, onların mənbələri kometaların dağılan nüvələri və əsasən asteroid qurşağında cisimlərin toqquşmasıdır. Poyntinq-Robertson effekti nəticəsində ən kiçik hissəciklər tədricən Günəşə yaxınlaşır (bu ondan ibarətdir ki, günəş işığının hərəkət edən hissəcik üzərindəki təzyiqi tam olaraq Günəş-hissəcik xətti boyunca deyil, işığın aberrasiyası nəticəsində geri əyilir və buna görə də hissəciyin hərəkətini ləngidir). Kiçik hissəciklərin Günəşə düşməsi onların daimi çoxalması ilə kompensasiya edilir, belə ki, ekliptikanın müstəvisində həmişə günəş şüalarını səpələyən toz yığılması olur. Ən qaranlıq gecələrdə qərbdə gün batdıqdan sonra və şərqdə günəş doğmadan əvvəl ekliptika boyunca geniş bir zolaqda uzanan zodiacal işıq kimi görünür. Günəşin yaxınlığında zodiacal işıq yalançı taca keçir ( F-tac, yalandan - yalan), yalnız tam tutulma zamanı görünən. Günəşdən açısal məsafənin artması ilə zodiacal işığın parlaqlığı sürətlə azalır, lakin ekliptikanın antigünəş nöqtəsində yenidən artaraq əks şüalanma meydana gətirir; bu, kiçik toz hissəciklərinin işığı intensiv şəkildə əks etdirməsi ilə bağlıdır.

Zaman zaman meteoroidlər Yer atmosferinə daxil olur. Onların hərəkət sürəti o qədər yüksəkdir (orta hesabla 40 km/s) ki, ən kiçik və ən böyüyü istisna olmaqla, demək olar ki, hamısı təxminən 110 km hündürlükdə yanıb, uzun işıqlı quyruqlar - meteorlar və ya axan ulduzlar qoyur. . Bir çox meteoroidlər ayrı-ayrı kometlərin orbitləri ilə əlaqələndirilir, buna görə də ilin müəyyən vaxtlarında Yer belə orbitlərin yaxınlığından keçəndə meteorlar daha çox müşahidə olunur. Məsələn, hər il avqustun 12-də Yer 1862 III kometasının itirdiyi hissəciklərlə əlaqəli Perseid yağışını keçərkən çoxlu meteorlar var. Oktyabrın 20-də başqa bir axın olan Orionidlər Halley kometindən gələn tozla əlaqələndirilir.

30 mikrondan kiçik hissəciklər atmosferdə yavaşlaya və yandırılmadan yerə düşə bilər; belə mikrometeoritlər laboratoriya analizi üçün toplanır. Ölçüsü bir neçə santimetr və ya daha çox olan hissəciklər kifayət qədər sıx maddədən ibarətdirsə, o zaman onlar da tamamilə yanmır və meteoritlər şəklində Yer səthinə düşür. Onların 90%-dən çoxu daşdır; onları yer süxurlarından yalnız mütəxəssis ayıra bilər. Meteoritlərin qalan 10%-i dəmirdir (əslində onlar dəmir və nikel ərintisindən ibarətdir).

Meteoritlər asteroidlərin fraqmentləri hesab olunur. Dəmir meteoritlər bir vaxtlar bu cisimlərin nüvələrinin tərkibində olub, toqquşmalar nəticəsində məhv olublar. Mümkündür ki, bəzi boş və uçucu meteoritlər kometalardan əmələ gəlib, lakin bu mümkün deyil; çox güman ki, kometlərin böyük hissəcikləri atmosferdə yanır və yalnız kiçikləri qalır. Kometlərin və asteroidlərin Yerə çatmasının nə qədər çətin olduğunu nəzərə alsaq, Günəş sisteminin dərinliklərindən müstəqil şəkildə planetimizə “gəlmiş” meteoritlərin öyrənilməsinin nə qədər faydalı olduğu aydın görünür.

Kometlər.

Adətən kometalar Günəş sisteminin uzaq periferiyasından gəlir və qısa müddət ərzində olduqca möhtəşəm işıqlandırıcılara çevrilirlər; bu zaman hər kəsin diqqətini çəkirlər, lakin onların təbiətinin çox hissəsi hələ də aydın deyil. Yeni kometa adətən gözlənilmədən peyda olur və buna görə də onu qarşılamaq üçün kosmik zond hazırlamaq demək olar ki, mümkün deyil. Təbii ki, orbitləri yaxşı məlum olan yüzlərlə dövri kometadan biri ilə görüşmək üçün yavaş-yavaş bir zond hazırlayıb göndərə bilərsiniz; lakin bütün bu kometlər dəfələrlə Günəşə yaxınlaşaraq artıq qocalmış, uçucu maddələrini demək olar ki, tamamilə itirmiş, solğun və fəaliyyətsiz hala gəlmişlər. Yalnız bir dövri komet hələ də aktivdir - Halley kometi. Onun 30 çıxışı eramızdan əvvəl 240-cı ildən bəri müntəzəm olaraq qeydə alınıb. və kometi 1758-ci ildə onun görünüşünü proqnozlaşdıran astronom E. Halley-in şərəfinə adlandırdı.

Halley kometasının orbital dövrü 76 il, perihelion məsafəsi 0,59 AB təşkil edir. və aphelion 35 AU 1986-cı ilin martında o, ekliptikanın müstəvisini keçərkən, əlli elmi aləti olan bir kosmik gəmi onu qarşılamağa tələsdi. Xüsusilə mühüm nəticələr iki sovet zondları "Vega" və ilk dəfə kometa nüvəsinin şəkillərini ötürən Avropa "Giotto" tərəfindən əldə edildi. Onlar kraterlərlə örtülmüş çox qeyri-bərabər səthi və nüvənin günəşli tərəfində fışqıran iki qaz axını göstərirlər. Halley kometinin nüvəsi gözləniləndən daha böyük idi; düşən işığın yalnız 4%-ni əks etdirən səthi Günəş sistemindəki ən qaranlıq yerlərdən biridir.

Hər il təxminən on komet müşahidə edilir, onlardan yalnız üçdə biri əvvəllər kəşf edilmişdir. Çox vaxt orbital dövrünün uzunluğuna görə təsnif edilirlər: qısa dövr (3 P P P

Son illərdə nəhəng planetlərin orbitlərindən bir qədər kənarda disk şəklində uzanan günəş sisteminin kifayət qədər zəngin əhalisi aşkar edilmişdir; ona Kuiper qurşağı deyilir aşağıya baxın). O, həmçinin çoxlu komet nüvələrini ehtiva edə bilər.

Kometin üç hissəsini ayırmaq adətdir: kiçik (1-10 km) bərk nüvə, onu əhatə edən qaz-toz buludu - baş və ya koma, ölçüsü təxminən 100 min km və ondan təxminən uzanan quyruq. Günəşdən yönəldilmiş 100 milyon km. Kometin nüvəsi bərk süxurların qarışığı olan buzlu bir cisimdir. Günəşə yaxınlaşdıqca nüvə qızdırır və onun səthindən çıxan qaz axınları kometin başını təşkil edən toz və buz hissəciklərini aparır. Başın spektrində molekulların və radikalların CN, CH, NH, OH, C 2, C 3 lentləri adətən görünür, günəş radiasiyası ilə məhv edilmiş daha mürəkkəb nüvə molekullarının "parçalarını" təmsil edir. Bəzi molekullar ionlaşır və günəş küləyi ilə aktiv şəkildə qarşılıqlı əlaqədə olmağa başlayır, plazma və ya ion quyruğu (I tip) əmələ gətirir; onun spektri CO +, OH + və N 2 + ionlarının emissiya xətlərini göstərir. Toz hissəcikləri spektri səpələnmiş günəş işığı olan əyri toz quyruğu (II tip) əmələ gətirir.

Qazlar buxarlandıqca, kometin nüvəsi də incə tozunu itirir, lakin onun arxasında daha böyük zibil qoyub getmədiyi bəlli deyil. O da maraqlıdır ki, bütün uçucu maddələr itirildikdən sonra nüvənin taleyi necədir: o, adi asteroid kimi olur? Maraqlıdır ki, Apollon qrupunun kiçik asteroidləri qısamüddətli kometlərin orbitlərini çox xatırladan uzunsov orbitlərdə hərəkət edir.

Günəş sistemində planetləri axtarın.

Bir dəfədən çox Günəşə Merkuridən daha yaxın olan planetin mövcud olması ehtimalı ilə bağlı fərziyyələr irəli sürülüb. Neptunun kəşfini proqnozlaşdıran Le Verrier (1811-1877) Merkuri orbitinin perihelionunun hərəkətindəki anomaliyaları araşdırdı və bunun əsasında onun orbitində yeni naməlum planetin mövcudluğunu proqnozlaşdırdı. Tezliklə onun müşahidəsi haqqında bir mesaj gəldi və planetə hətta bir ad verildi - Vulkan. Lakin kəşf təsdiqini tapmadı.

1977-ci ildə amerikalı astronom Kouell "onuncu planet" adlandırılan çox zəif bir obyekt kəşf etdi. Lakin obyektin planet üçün çox kiçik olduğu ortaya çıxdı (təxminən 200 km). O, Chiron adlandırıldı və asteroidlərə aid edildi, o zamanlar arasında ən uzaq olanı idi: orbitinin afelionu 18,9 AU tərəfindən çıxarıldı. və demək olar ki, Uranın orbitinə toxunur və perihelion 8,5 AB məsafəsində Saturnun orbitindən bir qədər kənarda yerləşir. günəşdən. Cəmi 7° orbit mailliyi ilə o, həqiqətən də Saturn və Urana yaxınlaşa bilər. Hesablamalar belə bir orbitin qeyri-sabit olduğunu göstərir: Xiron ya planetlə toqquşacaq, ya da günəş sistemindən atılacaq.

Zaman-zaman Plutonun orbitindən kənarda böyük planetlərin mövcudluğu ilə bağlı nəzəri proqnozlar dərc edilir, lakin indiyədək onlar təsdiqini tapmayıb. Kometa orbitlərinin təhlili 75 AU məsafəyə qədər olduğunu göstərir. Plutondan kənarda Yerdən böyük planetlər yoxdur. Ancaq bu ərazidə çoxlu sayda kiçik planetlərin mövcudluğu tamamilə mümkündür, onları aşkar etmək asan deyil. Qeyri-Neptun cisimlərinin bu çoxluğunun mövcudluğu çoxdan şübhələnirdi və hətta məşhur Amerika planet tədqiqatçısının şərəfinə Kuiper kəməri adını aldı. Ancaq bu yaxınlarda orada ilk obyektlər tapıldı. 1992-1994-cü illərdə Neptunun orbitindən kənarda 17 kiçik planet kəşf edildi. Bunlardan 8-i 40-45 AU məsafədə hərəkət edir. Günəşdən, yəni. hətta Plutonun orbitindən kənarda.

Böyük məsafəyə görə bu obyektlərin parlaqlığı son dərəcə zəifdir; yalnız onların axtarışı üçün uyğundur ən böyük teleskoplar sülh. Buna görə də, bu günə qədər yalnız təxminən 3 kvadrat dərəcə sistematik olaraq skan edilmişdir. göy sferası, yəni. ərazisinin 0,01%-ni təşkil edir. Buna görə də, Neptunun orbitindən kənarda kəşf edilənlərə bənzər on minlərlə obyektin və diametri 5-10 km olan milyonlarla kiçik obyektin ola biləcəyi gözlənilir. Hesablamalara görə, kiçik cisimlərdən ibarət bu çoxluq Yupiter və Mars arasında yerləşən asteroid qurşağından yüz dəfələrlə böyükdür, lakin kütlə baxımından nəhəng Oort kotara buludundan daha aşağıdır.

Neptundan kənarda olan obyektləri Günəş sistemindəki kiçik cisimlərin hər hansı sinfinə - asteroidlərə və ya kometa nüvələrinə aid etmək hələ də çətindir. Yeni kəşf edilmiş cəsədlərin ölçüsü 100-200 km və kifayət qədər qırmızı səthə malikdir ki, bu da onun qədim tərkibini və üzvi birləşmələrin mümkün mövcudluğunu göstərir. "Kuiper qurşağı" nın cəsədləri son vaxtlar tez-tez aşkar edilir (1999-cu ilin sonunda onlardan 200-ə yaxını aşkar edilmişdir). Bəzi planetoloqlar hesab edirlər ki, Plutonu “ən kiçik planet” deyil, “Kuiper qurşağının ən böyük cismi” adlandırmaq daha düzgün olardı.

DİGƏR PLANET SİSTEMLERİ

Ulduzların yaranmasına dair müasir baxışlardan belə nəticə çıxır ki, günəş tipli ulduzun doğulması planetar sistemin formalaşması ilə müşayiət olunmalıdır. Bu, yalnız Günəşə tamamilə bənzəyən ulduzlara (yəni, spektral sinifin tək ulduzlarına) aid olsa belə. G), onda bu halda Qalaktikadakı ulduzların ən azı 1%-i (və bu, təxminən 1 milyard ulduzdur) planet sistemlərinə malik olmalıdır. Daha ətraflı təhlil göstərir ki, planetlər bütün ulduzlar üçün spektral tipdən daha soyuq ola bilər. F, və hətta ikili sistemlərdə.

Həqiqətən də, son illərdə başqa ulduzların ətrafında planetlərin kəşf edilməsi ilə bağlı məlumatlar yayılıb. Eyni zamanda, planetlərin özləri də görünmür: onların mövcudluğu ulduzun planetə cəlb edilməsindən qaynaqlanan yüngül hərəkəti ilə müəyyən edilir. Planetin orbital hərəkəti ulduzun "tərpənməsinə" və onun radial sürətinin vaxtaşırı dəyişməsinə səbəb olur ki, bu da ulduzun spektrindəki xətlərin mövqeyindən (Doppler effekti) ölçülə bilər. 1999-cu ilin sonunda, 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u Və, 16 Cyg və s. Bütün bunlar Günəşə yaxın ulduzlardır və onlardan ən yaxınına olan məsafə (Gliese 876) cəmi 15 sv-dir. illər. İki radio pulsarı (PSR 1257+12 və PSR B1628–26) da Yerin sırasına uyğun olaraq kütlələri olan planet sistemlərinə malikdir. Optik texnologiyanın köməyi ilə normal ulduzlarda belə işıqlı planetləri müşahidə etmək hələlik mümkün deyil.

Hər bir ulduzun ətrafında, planetin səthinin temperaturunun maye suyun mövcudluğuna imkan verdiyi ekosferi təyin edə bilərsiniz. Günəş ekosferi 0,8 ilə 1,1 AB arasında uzanır. O, Yeri ehtiva edir, lakin Venera (0,72 AB) və Mars (1,52 AB) düşmür. Yəqin ki, hər hansı bir planet sistemində həyat üçün əlverişli şərait olan ekosferə 1-2-dən çox planet düşmür.

ORBİTAL HƏRƏKƏTİN DİNAMİKASI

Planetlərin yüksək dəqiqliklə hərəkəti müşahidələrdən əldə etdiyi İ.Keplerin (1571–1630) üç qanununa tabedir:

1) Planetlər ellips şəklində hərəkət edir, fokuslarından birində Günəşdir.

2) Günəşlə planeti birləşdirən radius-vektor planetin orbitinin bərabər zaman intervallarında bərabər sahələri süpürür.

3) Orbital dövrünün kvadratı elliptik orbitin yarım böyük oxunun kubu ilə mütənasibdir.

Keplerin ikinci qanunu birbaşa bucaq momentumunun qorunması qanunundan irəli gəlir və üçünün ən ümumisidir. Nyuton aşkar etdi ki, Keplerin birinci qanunu iki cisim arasındakı cazibə qüvvəsi onların arasındakı məsafənin kvadratına tərs mütənasibdirsə, üçüncü qanun isə - əgər bu qüvvə də cisimlərin kütlələrinə mütənasibdirsə, etibarlıdır. 1873-cü ildə J. Bertrand sübut etdi ki, ümumiyyətlə, yalnız iki halda cisimlər bir-birinin ətrafında spiral şəklində hərəkət etməyəcəklər: əgər onlar Nyutonun tərs kvadrat qanununa görə və ya Hukun düz mütənasiblik qanununa (bu, elastikliyini təsvir edən) uyğun olaraq cəlb edilərsə. yaylar). Günəş sisteminin diqqətəlayiq xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, mərkəzi ulduzun kütləsi planetlərin hər hansı birinin kütləsindən çox böyükdür, ona görə də planet sisteminin hər bir üzvünün hərəkəti problemi çərçivəsində yüksək dəqiqliklə hesablana bilər. iki qarşılıqlı cazibə cisminin - Günəşin və onun yanındakı yeganə planetin hərəkəti. Onun riyazi həlli məlumdur: əgər planetin sürəti çox yüksək deyilsə, o zaman qapalı dövri orbitdə hərəkət edir, bunu dəqiq hesablamaq olar.

1867-ci ildə ilk dəfə D.Kirkvud qeyd etdi ki, asteroid qurşağındakı boş yerlər (“lyuklar”) Günəşdən belə məsafələrdə yerləşir, burada orta hərəkət Yupiterin hərəkəti ilə mütənasibdir (tam ədədlərlə). Başqa sözlə desək, asteroidlər Günəş ətrafında fırlanma dövrünün Yupiterin fırlanma dövrünün dəfələrlə olacağı orbitlərdən qaçırlar. Kirkvudun iki ən böyük lyukları 3:1 və 2:1 nisbətlərinə düşür. Bununla belə, 3:2 nisbətinin yaxınlığında, bu xüsusiyyətə görə Gilda qrupuna qruplaşdırılmış asteroidlərin çoxluğu var. Yupiterin orbitində 60° qabaqda və 60° arxasında hərəkət edən 1:1 nisbətində Troya qrupuna aid asteroidlərin çoxluğu da var. Troyanlarla vəziyyət başa düşüləndir - onlar Yupiterin orbitində sabit Laqranj nöqtələrinin (L 4 və L 5) yaxınlığında tutulur, lakin Kirkwood lyuklarını və Gilda qrupunu necə izah etmək olar?

Əgər mütənasibliklərdə yalnız lyuklar olsaydı, o zaman Kirkvudun özünün təklif etdiyi sadə izahı qəbul etmək olar ki, asteroidlər Yupiterin dövri təsiri ilə rezonans bölgələrindən atılır. Amma indi bu şəkil çox sadə görünür. Rəqəmsal hesablamalar göstərdi ki, xaotik orbitlər kosmosun 3:1 rezonansına yaxın bölgələrə nüfuz edir və bu bölgəyə düşən asteroid fraqmentləri öz orbitlərini dairəvidən uzunsov elliptik orbitlərə dəyişdirərək müntəzəm olaraq Günəş sisteminin mərkəzi hissəsinə gətirirlər. Belə planetlərarası orbitlərdə meteoroidlər Marsa və ya Yerə çırpılana qədər qısa ömür (cəmi bir neçə milyon il) olur və kiçik bir itki ilə Günəş sisteminin periferiyasına atılır. Belə ki, Yerə düşən meteoritlərin əsas mənbəyi asteroid parçalarının xaotik orbitlərinin keçdiyi Kirkvud lyuklarıdır.

Təbii ki, Günəş sistemində yüksək nizamlı rezonans hərəkətlərinin çoxlu nümunələri var. Planetlərə yaxın olan peyklər məhz belə hərəkət edir, məsələn, həmişə eyni yarımkürə ilə Yer kürəsinə baxan Ay, çünki orbital dövrü eksenel ilə üst-üstə düşür. Daha yüksək sinxronizasiya nümunəsi, təkcə peykdə deyil, həm də planetdə "bir gün bir aya bərabərdir" olan Pluto-Charon sistemi tərəfindən verilir. Merkurinin hərəkəti aralıq xarakter daşıyır, onun eksenel fırlanması və orbital dövranı 3:2 rezonans nisbətindədir. Bununla belə, bütün cisimlər özlərini belə sadə aparmırlar: məsələn, sferik olmayan Hiperionda Saturnun cazibəsinin təsiri altında fırlanma oxu təsadüfi olaraq çevrilir.

Peyk orbitlərinin təkamülü bir sıra amillərdən təsirlənir. Planetlər və peyklər nöqtə kütlələri deyil, uzadılmış cisimlər olduğundan və bundan əlavə, cazibə qüvvəsi məsafədən asılı olduğundan, peykin gövdəsinin müxtəlif məsafələrdə planetdən uzaqda olan müxtəlif hissələri ona müxtəlif yollarla cəlb olunur; eyni şey planetdə peyk tərəfdən hərəkət edən cazibə üçün də keçərlidir. Qüvvələrdəki bu fərq dənizin gelgitlərinə səbəb olur və sinxron fırlanan peyklərə bir az yastı forma verir. Peyk və planet bir-birlərində gelgit deformasiyalarına səbəb olur və bu, onların orbital hərəkətinə təsir göstərir. Yupiterin peykləri İo, Avropa və Qanimedin 4:2:1 orta hərəkət rezonansı ilk dəfə Laplas tərəfindən təfərrüatlı şəkildə tədqiq edilmişdir. Səma mexanikası(Cild 4, 1805), Laplas rezonansı adlanır. Voyager 1-in Yupiterə yaxınlaşmasından cəmi bir neçə gün əvvəl, 1979-cu il martın 2-də astronomlar Peale, Cassin və Reynolds "Io's Melting by Tidal Dissipation" kitabını nəşr etdilər. :1 rezonans. Voyager 1 həqiqətən də Io-da aktiv vulkanlar kəşf etdi, o qədər güclü idi ki, peykin səthi görüntülərində bir dənə də olsun meteorit krateri görünmür: onun səthi o qədər tez püskürmələrlə örtülmüşdür.

GÜNƏŞ SİSTEMİNİN FƏALİYYƏTİ

Günəş sisteminin necə əmələ gəldiyi sualı bəlkə də planetşünaslıqda ən çətin məsələdir. Buna cavab vermək üçün hələ o uzaq dövrdə baş verən mürəkkəb fiziki və kimyəvi prosesləri bərpa etməyə kömək edəcək çox az məlumatımız var. Günəş sisteminin formalaşması nəzəriyyəsi onun mexaniki vəziyyəti, kimyəvi tərkibi və izotop xronologiyası məlumatları daxil olmaqla bir çox faktları izah etməlidir. Bu zaman formalaşan və gənc ulduzların yaxınlığında müşahidə olunan real hadisələrə etibar etmək arzu edilir.

mexaniki vəziyyət.

Planetlər Günəş ətrafında eyni istiqamətdə, demək olar ki, eyni müstəvidə uzanan demək olar ki, dairəvi orbitlərdə fırlanır. Onların əksəriyyəti öz oxu ətrafında Günəşlə eyni istiqamətdə fırlanır. Bütün bunlar göstərir ki, Günəş sisteminin sələfi fırlanan disk olub, təbii olaraq bucaq impulsunun saxlanması və nəticədə bucaq sürətinin artması ilə özünü qravitasiya edən sistemin sıxılması nəticəsində əmələ gəlir. (Planetin bucaq impulsu və ya bucaq impulsu onun kütləsi ilə Günəşdən olan məsafəsi ilə orbital sürətinin hasilidir. Günəşin impulsu onun eksenel fırlanması ilə müəyyən edilir və təxminən onun kütləsinin hasilinə bərabərdir. onun radiusunun fırlanma sürətinin çarpımı; planetlərin eksenel momentləri əhəmiyyətsizdir.)

Günəş Günəş sisteminin kütləsinin 99%-ni ehtiva edir, lakin yalnız təqribən. Onun bucaq momentumunun 1%-i. Nəzəriyyə izah etməlidir ki, nə üçün sistemin kütləsinin böyük hissəsi Günəşdə cəmləşib və bucaq momentumunun böyük əksəriyyəti xarici planetlərdədir. Günəş sisteminin formalaşması üçün mövcud nəzəri modellər göstərir ki, Günəş əvvəlcə indikindən daha sürətli fırlanır. Sonra gənc Günəşdən gələn bucaq momentumu günəş sisteminin xarici hissələrinə köçürüldü; astronomlar hesab edirlər ki, qravitasiya və maqnit qüvvələri Günəşin fırlanmasını ləngitmiş və planetlərin hərəkətini sürətləndirmişdir.

Artıq iki əsrdir ki, Günəşdən planetar məsafələrin müntəzəm paylanmasının təxmini qaydası (Titius-Bode qaydası) məlumdur, lakin bunun heç bir izahı yoxdur. Xarici planetlərin peyk sistemlərində bütövlükdə planet sistemində olduğu kimi eyni qanunauyğunluqları izləmək olar; yəqin ki, onların formalaşma proseslərində çoxlu ümumi cəhətlər var idi.

Kimyəvi birləşmə.

Günəş sistemində kimyəvi tərkibdə güclü qradiyent (fərq) var: Günəşə yaxın olan planetlər və peyklər odadavamlı materiallardan ibarətdir və uzaq cisimlərin tərkibində çoxlu uçucu elementlər var. Bu o deməkdir ki, Günəş sisteminin formalaşması zamanı böyük temperatur qradiyenti olub. Kimyəvi kondensasiyanın müasir astrofiziki modelləri onu deməyə əsas verir ki, protoplanetar buludun ilkin tərkibi ulduzlararası mühitin və Günəşin tərkibinə yaxın olub: kütlə baxımından 75%-ə qədər hidrogen, 25%-ə qədər helium və 1%-dən az. bütün digər elementlərdən. Bu modellər günəş sistemində kimyəvi tərkibdə müşahidə edilən dəyişiklikləri uğurla izah edir.

Uzaq cisimlərin kimyəvi tərkibi onların orta sıxlığına, eləcə də səthinin və atmosferinin spektrlərinə əsasən qiymətləndirilə bilər. Bunu planetar maddə nümunələrinin təhlili ilə daha dəqiq etmək olardı, lakin indiyə qədər bizdə yalnız Ay və meteoritlərdən nümunələr var. Meteoritləri öyrənməklə biz ilkin dumanlıqdakı kimyəvi prosesləri anlamağa başlayırıq. Bununla belə, böyük planetlərin kiçik hissəciklərdən yığılması prosesi hələ də aydın deyil.

izotopik məlumatlar.

Ulduz formalaşması.

Ulduzlar ulduzlararası qaz və toz buludlarının çökməsi (sıxılması) prosesində doğulur. Bu proses hələ ətraflı öyrənilməyib. Fövqəlnova partlayışlarından gələn şok dalğalarının ulduzlararası maddəni sıxışdıra və buludların ulduzlara çevrilməsinə təkan verə biləcəyinə dair müşahidə sübutları var.

Gənc ulduz sabit vəziyyətə çatmazdan əvvəl ilk ulduz dumanlığından cazibə qüvvəsinin büzülməsi mərhələsindən keçir. Ulduzların təkamülünün bu mərhələsi haqqında əsas məlumatlar gənc T Tauri ulduzlarını öyrənməklə əldə edilir. Göründüyü kimi, bu ulduzlar hələ də sıxılma vəziyyətindədirlər və onların yaşı 1 milyon ildən çox deyil. Adətən onların kütlələri 0,2 ilə 2 günəş kütləsi arasında olur. Güclü maqnit fəaliyyətinin əlamətlərini göstərirlər. Bəzi T Tauri ulduzlarının spektrləri yalnız aşağı sıxlıqlı qazda görünən qadağan edilmiş xətləri ehtiva edir; Bunlar yəqin ki, ulduzu əhatə edən protostular dumanlığın qalıqlarıdır. T Tauri ulduzları ultrabənövşəyi və sürətli dalğalanmalarla xarakterizə olunur rentgen şüalanması. Onların bir çoxunda güclü infraqırmızı şüalanma və silikon spektral xətlər var - bu, ulduzların toz buludları ilə əhatə olunduğunu göstərir. Nəhayət, T Tauri ulduzlarının güclü ulduz küləkləri var. Ehtimal olunur ki, təkamülünün ilk dövründə Günəş də T Buğa mərhələsindən keçib və məhz bu dövrdə uçucu elementlər günəş sisteminin daxili bölgələrindən sıxışdırılıb çıxarılıb.

Bəzi orta kütləli ulduzlar bir ildən az müddətdə parlaqlıq və qabıq atmada güclü artım göstərir. Belə hadisələrə FU Orion alovları deyilir. Ən azı bir dəfə belə bir partlayış T Tauri ulduzu tərəfindən yaşandı. Çox gənc ulduzların FU Orion alovlanma mərhələsindən keçdiyinə inanılır. Çoxları partlayışın səbəbini onunla əhatə edən qaz-toz diskindən maddənin gənc ulduzuna toplanma sürətinin zaman-zaman artmasında görür. Əgər Günəş də təkamülünün əvvəlində bir və ya bir neçə Orion FU tipli alovla qarşılaşıbsa, bu, mərkəzi Günəş sistemindəki uçucu maddələrə güclü təsir göstərmiş olmalıdır.

Müşahidələr və hesablamalar göstərir ki, yaranan ulduzun yaxınlığında həmişə protostlar maddənin qalıqları olur. Bir yoldaş ulduz və ya planet sistemi yarada bilər. Həqiqətən, bir çox ulduz ikili və çoxlu sistemlər təşkil edir. Ancaq yoldaşın kütləsi Günəşin kütləsinin 1% -dən çox deyilsə (Yupiterin 10 kütləsi), onda onun nüvəsindəki temperatur heç vaxt termonüvə reaksiyalarının baş verməsi üçün lazım olan dəyərə çatmayacaq. Belə bir göy cisminə planet deyilir.

formalaşma nəzəriyyələri.

Günəş sisteminin formalaşması ilə bağlı elmi nəzəriyyələri üç kateqoriyaya bölmək olar: gelgit, akkresiya və dumanlıq. Sonuncular hazırda ən çox maraq doğurur.

İlk dəfə Buffon (1707-1788) tərəfindən irəli sürülmüş gelgit nəzəriyyəsi ulduz və planetlərin əmələ gəlməsini birbaşa əlaqələndirmir. Güman edilir ki, Günəşin yanından uçan başqa bir ulduz, gelgit qarşılıqlı təsiri nəticəsində ondan (yaxud özündən) planetlərin əmələ gəldiyi materiya jetini çıxarıb. Bu fikir bir çox fiziki problemlərlə üzləşir; məsələn, bir ulduz tərəfindən atılan isti maddə qatılaşdırılmamalı, püskürtülməlidir. İndi gelgit nəzəriyyəsi populyar deyil, çünki o, günəş sisteminin mexaniki xüsusiyyətlərini izah edə bilmir və onun doğulmasını təsadüfi və olduqca nadir bir hadisə kimi təqdim edir.

Akkresiya nəzəriyyəsi gənc Günəşin sıx ulduzlararası buluddan keçərək gələcək planet sisteminin materialını tutduğunu göstərir. Həqiqətən, gənc ulduzlar adətən böyük ulduzlararası buludların yaxınlığında olur. Bununla belə, akkresiya nəzəriyyəsi çərçivəsində planet sistemindəki kimyəvi tərkibin qradiyentini izah etmək çətindir.

18-ci əsrin sonlarında Kant tərəfindən irəli sürülmüş dumanlı hipoteza hazırda ən inkişaf etmiş və ümumi qəbul edilmiş fərziyyədir. Onun əsas ideyası Günəş və planetlərin eyni vaxtda tək fırlanan buluddan əmələ gəlməsidir. Büzülən bir diskə çevrildi, onun mərkəzində Günəş, periferiyada isə planetlər yarandı. Qeyd edək ki, bu fikir Laplasın fərziyyəsindən fərqlənir, ona görə Günəş əvvəlcə buluddan əmələ gəlib, sonra daraldıqca mərkəzdənqaçma qüvvəsi ekvatordan qaz halqalarını qoparıb, sonradan planetlərə çevrilib. Laplas fərziyyəsi 200 ildir aradan qaldırılmayan fiziki çətinliklərlə üzləşir.

Dumanlıq nəzəriyyəsinin ən uğurlu müasir versiyası A. Cameron və həmkarları tərəfindən yaradılmışdır. Onların modelində protoplanetar dumanlıq indiki planet sistemindən təxminən iki dəfə böyük idi. İlk 100 milyon il ərzində əmələ gələn Günəş ondan maddəni aktiv şəkildə atdı. Bu cür davranış prototipin adına görə T Tauri ulduzları adlandırılan gənc ulduzlar üçün xarakterikdir. Kemeronun modelində dumanlıq maddənin təzyiqi və temperaturu paylanması günəş sisteminin kimyəvi tərkibinin qradiyenti ilə yaxşı uyğunlaşır.

Beləliklə, çox güman ki, Günəş və planetlər tək, çökən buluddan əmələ gəliblər. Sıxlığının və temperaturunun daha yüksək olduğu mərkəzi hissəsində yalnız odadavamlı maddələr, periferiyada da uçucu maddələr saxlanılmışdır; bu kimyəvi tərkibin gradientini izah edir. Bu modelə görə, planet sisteminin formalaşması Günəş kimi bütün ulduzların erkən təkamülünü müşayiət etməlidir.

Planet böyüməsi.

Planetlərin böyüməsi üçün bir çox ssenari var. Ola bilsin ki, planetlər təsadüfi toqquşmalar və planetesimal adlanan kiçik cisimlərin bir-birinə yapışması nəticəsində yaranıb. Lakin, bəlkə də, cazibə qüvvəsinin qeyri-sabitliyi nəticəsində kiçik cisimlər böyük qruplarda bir anda daha böyüklərə birləşdi. Planetlərin qazlı və ya qazsız mühitdə toplandığı bəlli deyil. Qaz dumanlığında temperatur düşmələri hamarlanır, lakin qazın bir hissəsi toz hissəciklərinə çevrildikdə və qalan qaz ulduz küləyi tərəfindən süpürüldükdə, dumanlığın şəffaflığı kəskin şəkildə artır və atmosferdə güclü temperatur gradienti yaranır. sistemi. Qazın toz hissəciklərinə kondensasiyasının, toz dənələrinin planetlərdə toplanmasının və planetesmalların planetlərə və onların peyklərinə yığılmasının xarakterik dövrlərinin nə olduğu hələ də tam aydın deyil.

GÜNƏŞ SİSTEMİNDƏ HƏYAT

Günəş sistemində həyatın bir vaxtlar Yerdən kənarda mövcud olduğu və bəlkə də indi də mövcud olduğu irəli sürülür. Kosmik texnologiyanın yaranması bu fərziyyənin birbaşa sınaqlarına başlamağa imkan verdi. Merkuri həddindən artıq isti idi və atmosferdən və sudan məhrum idi. Venera da çox istidir - onun səthində qurğuşun əriyir. Şərait daha mülayim olan Veneranın yuxarı bulud təbəqəsində həyatın mümkünlüyü fantaziyadan başqa bir şey deyil. Ay və asteroidlər tamamilə steril görünür.

Marsa böyük ümidlər bağlanmışdı. 100 il əvvəl teleskopla görünən nazik düz xətlərdən ibarət sistemlər - "kanallar" o zaman Marsın səthində süni suvarma qurğuları haqqında danışmağa əsas verdi. Amma indi biz bilirik ki, Marsda şərait həyat üçün əlverişsizdir: soyuq, quru, çox seyrəkləşmiş hava və nəticədə Günəşdən gələn güclü ultrabənövşəyi şüalanma planetin səthini sterilizasiya edir. Alətlər "Vikinqlər" eniş blokları tapılmadı üzvi maddələr Marsın torpağında.

Düzdür, Marsın iqliminin əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdiyini və bir vaxtlar həyat üçün daha əlverişli olduğunu göstərən əlamətlər var. Məlumdur ki, uzaq keçmişdə Marsın səthində su olub, çünki planetin ətraflı təsvirlərində yarğanları və quru çay yataqlarını xatırladan su eroziyasının izləri var. Marsın iqlimindəki uzunmüddətli dəyişikliklər qütb oxunun meylinin dəyişməsi ilə əlaqələndirilə bilər. Planetin temperaturunun bir qədər artması ilə atmosfer 100 dəfə sıxlaşa bilər (buzun buxarlanması səbəbindən). Beləliklə, Marsda həyatın bir vaxtlar mövcud olması mümkündür. Bu suala yalnız Mars torpaq nümunələrinin ətraflı tədqiqindən sonra cavab verə biləcəyik. Lakin onların Yerə çatdırılması çətin işdir.

Xoşbəxtlikdən, Yerdə tapılan minlərlə meteoritdən ən azı 12-nin Marsdan gəldiyinə dair güclü sübutlar var. Onlara SNC meteoritləri deyilir, çünki birinciləri yaxınlıqda tapılıb yaşayış məntəqələri Shergotty (Şerqotti, Hindistan), Nakhla (Nakla, Misir) və Chassigny (Chassigny, Fransa). Antarktidada tapılan ALH 84001 meteoriti digərlərindən daha qədimdir və polisiklik aromatik karbohidrogenlər bioloji mənşəli ola bilər. Onun Marsdan Yerə gəldiyi güman edilir, çünki içindəki oksigen izotoplarının nisbəti yer süxurlarında və ya qeyri-SNC meteoritlərində olduğu kimi deyil, qabarcıqların daxil olduğu eynəkləri ehtiva edən EETA 79001 meteoritindəki kimidir. , burada nəcib qazların tərkibi yerdən fərqlidir, lakin Marsın atmosferinə uyğundur.

Nəhəng planetlərin atmosferlərində çoxlu üzvi molekullar olsa da, bərk səth olmadığı təqdirdə orada həyatın mövcud ola biləcəyinə inanmaq çətindir. Bu mənada, Saturnun peyki Titan daha maraqlıdır, o, təkcə üzvi komponentləri olan atmosferə deyil, həm də füzyon məhsullarının toplana biləcəyi möhkəm səthə malikdir. Doğrudur, bu səthin temperaturu (90 K) oksigenin mayeləşdirilməsi üçün daha uyğundur. Buna görə də, bioloqların diqqətini daha çox Yupiterin peyki Europa cəlb edir, atmosferdən məhrum olsa da, görünür, buzlu səthinin altında maye su okeanı var.

Bəzi kometlərdə, demək olar ki, günəş sisteminin formalaşmasına qədər uzanan mürəkkəb üzvi molekullar var. Amma kometada həyatı təsəvvür etmək çətindir. Beləliklə, günəş sistemində həyatın Yerdən kənarda hər hansı bir yerdə mövcud olduğuna dair sübut əldə edənə qədər.

Suallar vermək olar: Yerdən kənar həyatın axtarışı ilə əlaqədar elmi cihazların imkanları nələrdir? Müasir kosmik zond uzaq bir planetdə həyatın mövcudluğunu aşkar edə bilərmi? Məsələn, “Galileo” kosmik gəmisi cazibə manevrləri ilə onun yanından iki dəfə keçərkən Yer kürəsində həyat və zəka aşkar edə bilərdimi? Zond tərəfindən ötürülən Yerin görüntülərində ağıllı həyatın əlamətlərini görmək mümkün deyildi, lakin Galileo qəbulediciləri tərəfindən tutulan radio və televiziya stansiyalarımızın siqnalları onun mövcudluğunun bariz sübutu oldu. Onlar təbii radiostansiyaların şüalanmasından - auroralardan, yerin ionosferindəki plazma rəqslərindən, günəş alovlarından tamamilə fərqlidirlər və dərhal Yerdə texniki sivilizasiyanın mövcudluğuna xəyanət edirlər. Bəs məntiqsiz həyat özünü necə göstərir?

Galileo televiziya kamerası Yer kürəsinin altı dar diapazonda təsvirlərini çəkdi. 0,73 və 0,76 µm filtrlərdə səhralar və qayalar üçün xarakterik olmayan qırmızı işığın güclü udulması səbəbindən torpağın bəzi sahələri yaşıl görünür. Bunu izah etməyin ən asan yolu planetin səthində qırmızı işığı udan qeyri-mineral piqmentin hansısa daşıyıcısının olmasıdır. Biz dəqiq bilirik ki, işığın bu qeyri-adi udulması bitkilərin fotosintez üçün istifadə etdiyi xlorofillə bağlıdır. Günəş sistemindəki heç bir cismin belə yaşıl rəngi yoxdur. Bundan əlavə, Galileo infraqırmızı spektrometri yer atmosferində molekulyar oksigen və metanın mövcudluğunu qeydə alıb. Yer atmosferində metan və oksigenin olması planetdə bioloji aktivlikdən xəbər verir.

Beləliklə, belə nəticəyə gələ bilərik ki, bizim planetlərarası zondlarımız planetlərin səthində aktiv həyatın əlamətlərini aşkar etməyə qadirdir. Amma Avropanın buz qabığının altında həyat gizlənirsə, o zaman yanından keçən avtomobil çətin ki, onu aşkar etsin.



Günəş sistemi mərkəzi ulduzdan - Günəşdən və onun ətrafında fırlanan göy cisimlərindən ibarət topludur.

Günəş sisteminə daxildir:

• Günəş (Günəş sistemindəki yeganə ulduz);
• 8 planet (Yer daxildir);
• 415 peyk;
• on və ya yüz minlərlə müxtəlif kiçik cisimlər (kometlər, meteoroidlər, kosmik toz və s.).

Planetlər Günəşdən sıra ilə:

• ilk planet Merkuridir;
• ikinci planet Veneradır;
• üçüncü planet Yerdir;
• dördüncü planet - Mars;
• beşinci (nəhəng planet) - Yupiter;
• altıncı (nəhəng planet) - Saturn;
• yeddinci (nəhəng planet) - Uran;
• səkkizinci (nəhəng planet) Neptundur;
• (əvvəllər Günəşdən doqquzuncu, ən uzaq planet hesab edilirdi, lakin 2006-cı ildə "cırtdan planet" kimi təsnif edildi) - Pluton.

Günəş sisteminin planetləri qruplara birləşdirilir:

Daxili planetlər (yer planetləri):

• Merkuri;
• Venera;
• Yer (qrupdakı ən kütləvi planet);
• Mars.

Xarici planetlər (nəhəng planetlər):

• Yupiter;
• Saturn;
• Uran;
• Neptun.

2006-cı ildə günəş sisteminə "adlı yeni bir obyekt növü təqdim edildi. cırtdan planetlər". Bunlara daxildir:

• Ceres;
• Pluton;
• Haumea;
• Makemake;
• Eris.

Günəş sisteminin planetləri (cırtdan planetlərlə birlikdə)

Daxili planetlər və ya yer planetləri

Yer planeti silikat süxurlarından (silikon dioksid əsasında olanlar) və ya metallardan ibarət olan və sərt səth qatına malik olan göy cismidir.

Günəşə daha yaxındırlar. Bu qrupda - Merkuri, Venera, Yer və Mars. Hamısı kiçik kütlələrə və ölçülərə malikdir.

Yer planetləri də bir neçə ay (peyklər) və ya onlar deyil:

• aylar yoxdur - Venera və Merkuridə;
• biri - Yerdə (Ayda);
• iki - Marsın yaxınlığında (Phobos və Deimos).

Günəşə ən yaxın planet- Merkuri. Onun Günəşdən orta məsafəsi 57,9 milyon km-dir, lakin bəzən bu məsafə cəmi 46 milyon km ola bilər, lakin Merkuri də 69,8 milyon km uzaqda ola bilər.

Həmçinin, Merkuri günəş sistemindəki ən kiçik planet. 2012-ci ildə isə alimlər orada üzvi materialın izlərini müşahidə ediblər.

Yer tipində ən böyük planet Yerdir.

Xarici planetlər və ya nəhəng planetlər

Günəş Günəş sistemindəki ən böyük cisimdir, ondan sonra nəhəng planetlər gəlir: Yupiter, Saturn, Uran və Neptun. Onlara “qaz nəhəngləri” də deyirlər.

Qaz nəhəngi, əsasən hidrogen və helium kimi qazlardan ibarət olan nisbətən kiçik nüvəli böyük bir planetdir.

Qaz nəhəngləri, qayalı planetlərdən (Yer kimi) fərqli olaraq, dəqiq müəyyən edilmiş səthə malik deyillər, yəni atmosferin bitdiyi yerlə səthin başladığı yer arasında sərhəd yoxdur, buna görə də bu planetlərə enmək mümkün deyil.

Onların atmosferi tədricən nüvəyə doğru sıxlaşır (atmosferlə nüvə arasında maye və ya maye kimi halların hələ də mövcud olması mümkündür).

Buz nəhəngləri

Başqa bir ayrıca sinif (və ya qaz nəhənglərinin alt sinfi) var - bunlar buz nəhəngləridir. Günəş sistemində iki planet var: Uran və Neptun.

Digər iki qaz nəhəngi planetinin (Yupiter və Saturn) kütləsinin böyük hissəsi hidrogen və helium, buz nəhənglərində isə buz var. Uranda temperatur -220ºC-ə çatır, Neptunda isə orta temperatur -230ºC-dir.

Günəş sistemimizdəki ən böyük planet Yupiterdir.

Günəş sisteminin planetlərinin ölçüləri

Budur NASA kosmik agentliyinin məlumatları: Günəş sistemimizdəki səkkiz planetin təxmini radiusları (ölçüsü: ən kiçikdən böyüyə), Yerə nisbətən radiusun yuvarlaqlaşdırılmış faizi.

Bizim qalaktikamız

Qalaktikamız Süd Yolu adlanır. Alimlərin fikrincə, Süd Yolu təxminən 100 min işıq ili diametri və 1 işıq ili qalınlığı olan spiral sistemdir.

Həmçinin, onların hesablamalarına görə, onun tərkibində 150-200 milyard ulduz və çoxlu sayda başqa, çox müxtəlif kosmik obyektlər var.

Nəzəri olaraq, dünyanın istənilən yerində Süd Yolunu ilin istənilən vaxtında görə bilərsiniz, lakin baxmaq üçün ən yaxşı aylar təxminən martın ortalarından oktyabrın ortalarına qədərdir.

İşıq çirkliliyinə görə şəhərlərdən, hətta kəndlərdən də Süd yolunu görmək mümkün deyil. Buna görə də, yaşayış məntəqələrindən mümkün qədər uzaqlaşmaq lazımdır.

Digər günəş sistemləri

Yalnız bizim planet sistemimiz rəsmi olaraq “günəş” adlanır. Amma davam Bu an astronomlar artıq bizim qalaktikada planetlərin ətrafında fırlanan 2500-dən çox başqa ulduz kəşf ediblər.

Günəşimiz qalaktikamızda olan 200 milyard ulduzdan yalnız biridir. Beləliklə, alimlərin ekzoplanetləri (Günəş sistemimizdən kənarda olan planetlər) axtarmaq üçün çoxlu yeri var.