V lednu 2016 vědci oznámili, že ve sluneční soustavě může být další planeta. Hledá ji mnoho astronomů, dosavadní studie vedou k nejednoznačným závěrům. Přesto jsou objevitelé planety X přesvědčeni o její existenci. hovoří o nejnovějších výsledcích práce v tomto směru.

O možné detekci planety X za oběžnou dráhou Pluta astronomové a Konstantin Batygin z California Institute of Technology (USA). Devátá planeta Sluneční Soustava, pokud existuje, je asi 10x těžší než Země a svými vlastnostmi připomíná Neptun - plynného obra, nejvzdálenější známou planetu obíhající kolem naší hvězdy.

Doba rotace planety X kolem Slunce je podle autorů 15 tisíc let, její dráha je značně protáhlá a nakloněná vůči rovině oběžné dráze země. Maximální vzdálenost od Slunce planety X se odhaduje na 600-1200 astronomických jednotek, čímž se její dráha dostává za Kuiperův pás, ve kterém se nachází Pluto. Původ planety X není znám, ale Brown a Batygin věří, že tomu tak je vesmírný objekt Před 4,5 miliardami let byl vyražen z protoplanetárního disku poblíž Slunce.

Astronomové objevili tuto planetu teoreticky analýzou gravitační poruchy, kterou působí na jiná nebeská tělesa v Kuiperově pásu – trajektorie šesti velkých transneptunských objektů (tj. nacházejících se za oběžnou dráhou Neptunu) se ukázaly být spojeny do jedné kupy ( s podobnými argumenty perihelia, délkou a sklonem vzestupného uzlu). Brown a Batygin zpočátku odhadovali pravděpodobnost chyby ve svých výpočtech na 0,007 procenta.

Kde přesně je planeta X - není známo, jakou část nebeské sféry by měly dalekohledy sledovat - není jasné. Nebeské těleso se nachází tak daleko od Slunce, že můžete vidět jeho záření moderní prostředky nesmírně obtížné. A důkazy o existenci planety X, založené na jejím gravitačním vlivu na nebeská tělesa v Kuiperově pásu, jsou pouze nepřímé.

Video: Caltech / YouTube

V červnu 2017 astronomové z Kanady, Spojeného království, Tchaj-wanu, Slovenska, USA a Francie hledali planetu X pomocí katalogu transneptunských objektů OSSOS (Ouer Solar System Origins Survey). Byly studovány prvky dráhy osmi transneptunských objektů, jejichž pohyb by Planeta X musela ovlivňovat – objekty by se určitým způsobem seskupovaly (seskupovaly) podle svých sklonů. Mezi osmi objekty jsou čtyři zvažovány vůbec poprvé, všechny jsou od Slunce vzdáleny více než 250 astronomických jednotek. Ukázalo se, že parametry jednoho objektu, 2015 GT50, nezapadají do shlukování, což zpochybňuje existenci Planety X.

Objevitelé Planety X se však domnívají, že GT50 2015 není v rozporu s jejich výpočty. Jak poznamenal Batygin, numerické modelování dynamiky sluneční soustavy, včetně planety X, ukazuje, že dvě kupy by měly existovat mimo hlavní poloosu 250 astronomických jednotek. nebeská těla, jejíž oběžné dráhy jsou zarovnány s planetou X: jedna je stabilní, druhá je metastabilní. Přestože objekt GT50 z roku 2015 není zahrnut v žádném z těchto shluků, je stále reprodukován simulací.

Batygin věří, že takových objektů může být několik. Pravděpodobně s nimi souvisí poloha vedlejší poloosy planety X. Astronom zdůrazňuje, že od zveřejnění údajů o planetě X její existenci naznačuje ne šest, ale 13 transneptunských objektů, z nichž 10 nebeských těles patří stabilní cluster.

Zatímco někteří astronomové pochybují o planetě X, jiní nacházejí nové důkazy v její prospěch. Španělští vědci Carlos a Raul de la Fuente Marcosové zkoumali parametry drah komet a asteroidů v Kuiperově pásu. Zjištěné anomálie v pohybu objektů (korelace mezi zeměpisnou délkou vzestupného uzlu a sklonem) lze podle autorů snadno vysvětlit přítomností masivního tělesa ve sluneční soustavě, hlavní poloosy oběžné dráhy což je 300-400 astronomických jednotek.

Navíc ve sluneční soustavě nemusí být devět, ale deset planet. Nedávno astronomové z University of Arizona (USA) objevili další nebeské těleso v Kuiperově pásu s rozměry a hmotností blízko Marsu. Výpočty ukazují, že hypotetická desátá planeta je od hvězdy vzdálena 50 astronomických jednotek a její dráha je skloněna k rovině ekliptiky o osm stupňů. Nebeské těleso narušuje známé objekty z Kuiperova pásu a s největší pravděpodobností bylo v dávných dobách blíže Slunci. Odborníci poznamenávají, že pozorované účinky nejsou vysvětleny vlivem planety X, která se nachází mnohem dále než „druhý Mars“.

V současné době je známo asi dva tisíce transneptunských objektů. Se zavedením nových observatoří, zejména LSST (Large Synoptic Survey Telescope) a JWST (James Webb Space Telescope), vědci plánují zvýšit počet známých objektů v Kuiperově pásu a dále na 40 000. To umožní nejen určit přesné parametry trajektorií transneptunských objektů a v důsledku toho nepřímo dokázat (nebo vyvrátit) existenci planety X a „druhého Marsu“, ale také je přímo detekovat.

Sluneční soustava, ve které žijeme, je postupně stále více studována pozemskými badateli.

Zvážíme fáze a výsledky výzkumu:

• Rtuť
• Venuše,
• měsíc,
• Mars
• Jupiter
• Saturn
• uran,
• Neptune.

Terestrické planety a satelit Země

Rtuť.

Merkur je nejbližší planeta ke Slunci.

V roce 1973 byla vypuštěna americká sonda Mariner 10, s jejíž pomocí se poprvé podařilo nakreslit dostatečně spolehlivé mapy povrchu Merkuru. V roce 2008 byla poprvé vyfotografována východní polokoule planety.

Merkur však zůstává v době roku 2018 nejméně prozkoumanou planetou pozemské skupiny – Venuše, Země a Mars. Rtuť je malá, má neúměrně velké roztavené jádro a má méně oxidovaného materiálu než její sousedé.

V říjnu 2018 se očekává start mise Bepi Colombo k Merkuru, společného projektu Evropské a Japonské vesmírné agentury. Výsledkem sedmileté cesty by mělo být studium všech rysů Merkuru a rozbor důvodů vzniku takových rysů.

Venuše.

Venuši prozkoumalo více než 20 kosmických lodí, většinou sovětských a amerických. Reliéf planety bylo možné vidět pomocí radarového sondování povrchu planety sondami Pioneer-Venus (USA, 1978), Venera-15 a -16 (SSSR, 1983-84) a Magellan (USA, 1990). -94 let).

Pozemní radar vám umožňuje „vidět“ pouze 25 % povrchu a s mnohem nižším rozlišením detailů, než jaké jsou schopny kosmické lodě. Magellan například získal snímky celého povrchu s rozlišením 300 m. Ukázalo se, že většinu povrchu Venuše zabírají kopcovité pláně.

Z nejnovějších studií Venuše si všímáme mise Evropské vesmírné agentury Venus Express studovat planetu a rysy její atmosféry. Pozorování Venuše probíhalo v letech 2006 až 2015, v roce 2015 zařízení shořelo v atmosféře. Díky těmto studiím byl získán snímek jižní polokoule Venuše a také byly získány informace o nedávné vulkanické činnosti obří sopky Idunn, která má průměr 200 kilometrů.

Měsíc.

Prvním předmětem pozornosti pozemšťanů byl Měsíc.

V letech 1959 a 1965 sovětské sondy Luna-3 a Zond-3 poprvé vyfotografovaly „temnou“ polokouli satelitu, neviditelnou ze Země.

V roce 1969 lidé poprvé přistáli na Měsíci. Nejznámějším americkým astronautem, který se prošel po Měsíci, je Neil Armstrong. Celkem navštívilo Měsíc 12 amerických expedic s pomocí kosmické lodi Apollo. Výsledkem výzkumu bylo na Zemi přivezeno asi 400 kilogramů měsíční horniny.

Následně kvůli gigantickým nákladům na lunární program ustaly pilotované lety na Měsíc. Lunární průzkum se začal provádět pomocí automatických a Zemí řízených kosmických lodí.

V posledním čtvrtstoletí nastává nová etapa ve studiu Měsíce. V důsledku studií kosmické lodi „Clementine“ v roce 1994, „Lunar Prospector“ v letech 1998-1999 a „Smart-1“ v letech 2003-2006 byli pozemní výzkumníci schopni získat novější a přesnější data. Zejména byla objevena ložiska pravděpodobně vodního ledu. Velké množství těchto ložisek bylo objeveno v blízkosti měsíčních pólů.

A v roce 2007 přišly na řadu čínské kosmické lodě. Takovým zařízením se stal Chanye-1, který byl vypuštěn 24. října. 8. listopadu 2008 byla na oběžnou dráhu Měsíce vypuštěna indická kosmická loď Chandrayan 1. Měsíc je jedním z hlavních cílů ve vývoji blízkého vesmíru lidstvem.

Mars.

Dalším cílem pro pozemské průzkumníky je planeta Mars. Prvním výzkumným vozidlem, které položilo základ pro studium Rudé planety, byla sovětská sonda Mars-1. Podle údajů amerického aparátu "Mariner - 9" získaných v roce 1971 bylo možné sestavit podrobné mapy povrchu Marsu.

S ohledem na moderní výzkum si všimneme následujícího výzkumu. Takže v roce 2008 se sondě Phoenix podařilo poprvé provrtat povrch a detekovat led.

A v roce 2018 byl radar MARSIS, který je instalován na palubě orbitální sondy Mars Express Evropské vesmírné agentury, schopen poskytnout první důkaz, že na Marsu je kapalná voda. Tento závěr vyplývá z jezera značné velikosti objeveného na jižním pólu, skrytého pod ledem.

obří planety

Jupiter.

Jupiter byl poprvé prozkoumán zblízka v roce 1973 pomocí sovětské sondy Pioneer 10. Lety byly také důležité pro studium Jupiteru. Americká zařízení Voyager, uskutečněný v 70. letech 20. století.

Z moderních výzkumů si této skutečnosti všímáme. V roce 2017 tým amerických astronomů pod vedením Scotta S. Shepparda, hledající potenciální devátou planetu mimo oběžnou dráhu Pluta, náhodně objevil nové měsíce kolem Jupiteru. Takových měsíců bylo 12. V důsledku toho se počet Jupiterových satelitů zvýšil na 79.

Saturn.

V roce 1979 byla sonda Pioneer 11, zkoumající okolí Saturnu, schopna detekovat nový prstenec kolem planety, změřit teplotu atmosféry a odhalit hranice magnetosféry planety.

V roce 1980 Voyager 1 poprvé vyslal jasné snímky Saturnových prstenců. Z těchto snímků bylo jasné, že prstence Saturnu jsou složeny z tisíců jednotlivých úzkých prstenců. Také bylo nalezeno 6 nových satelitů Saturnu.

Největší příspěvek ke studiu obří planety měla sonda Cassini, která v letech 2004 až 2017 pracovala na oběžné dráze Saturnu. S jeho pomocí bylo možné zjistit zejména to, z čeho se skládá horní atmosféra Saturnu a vlastnosti její chemické interakce s materiály, které pocházejí z prstenců.

Uran.

Planetu Uran objevil v roce 1781 astronom V. Herschel. Uran je ledový obr.

V roce 1977 bylo zjištěno, že Uran má také své vlastní prstence.

Poznámka 1

Voyager 2 byla jediná kosmická loď, která navštívila Uran v roce 1986. Vyfotografoval planetu, našel 2 nové prstence a 10 nových měsíců Uranu.

Neptune.

Neptun je obří planeta a první planeta objevená pomocí matematických výpočtů.

Voyager 2 je jediná kosmická loď, která tam byla doposud. V roce 1989 prošel poblíž Neptunu a odhalil některé podrobnosti o atmosféře planety a také obří anticyklonu velikosti Země na jižní polokouli.

Trpasličí planety

Trpasličí planety jsou ta nebeská tělesa, která se točí kolem Slunce a mají dostatečnou hmotnost, aby si udržela svůj vlastní kulový tvar. Takové planety nejsou satelity jiných planet, ale na rozdíl od planet nemohou vyčistit svou dráhu od jiných vesmírných objektů.

Mezi trpasličí planety patří Pluto, Makemake, Ceres, Haumea a Eris vyřazené ze seznamu.

Poznámka 2

Všimněte si, že o Plutu se stále diskutuje, zda ho považovat za planetu nebo za trpasličí planetu.

Planeta devět

Astronomové z Caltechu Konstantin Batygin a Michael Brown 20. ledna 2016 předpokládali existenci masivní transneptunské planety za oběžnou dráhou Pluta. Planeta Devět však dosud nebyla objevena.

Po průzkumu Měsíce se učení přesunulo ke studiu planet sluneční soustavy. 12. února 1961 byla sovětská automatická stanice Venera-1 vyslána na nejbližší planetu – Venuši. Oběžnou dráhu planety dosáhl za tři měsíce.

V roce 1962 se v Paříži konala Mezinárodní vesmírná konference, na které se mimo jiné probírala otázka, zda by bylo možné vyslat na Mars před rokem 1980 vesmírnou stanici či nikoliv. Raketu na Mars bylo možné vypustit mnohem dříve - ve stejném roce 1962. Sovětská raketa byla pojmenována „Mars-1“. V reakci na žádosti ze Země bylo přijato 61 signálů, které přenášely na Zemi nejrůznější informace o planetě. V březnu 1963 však byla komunikace s raketou přerušena a již nebyla obnovena.

V květnu 1971 byly vypuštěny další dvě sovětské rakety: Mars-2 a Mars-3. Měli provést komplexní studii povrchu planety a prostoru, který ji obklopuje. Z Marsu-3 bylo vysláno sestupové vozidlo, které poprvé v historii provedlo měkké přistání na povrchu planety. Předal informace na Mars-3 a odtud byly odeslány na Zemi.

Poté sovětští vědci vyslali na tuto planetu automatické stanice "Mars-4", "Mars-5", "Mars-6" a "Mars-7". Díky těmto stanicím byly pořízeny první fotografie povrchu Marsu.

Při studiu fotografií bylo zjištěno, že povrch Marsu je nerovný. Dělí se na světlé oblasti, tzv. kontinenty, a tmavá, šedozelená „moře“. Oblasti pevniny zabírají asi 75 % celého povrchu planety. Výškový rozdíl je od 14 do 16 km, ale jsou zde i vulkanická pohoří dosahující výšky 27 km.

Stejně jako povrch Měsíce je pokryt četnými krátery, které mají širokou škálu velikostí a tvarů. Stále nejsou tak hluboké jako na Měsíci, ale výrazně hodují. Největší z kráterů dosahují výšky více než dvou desítek kilometrů a mají základny o průměru 500-600 km. Vědci se domnívají, že na Marsu aktivně probíhala vulkanická činnost, která skončila před několika stovkami milionů let, tedy relativně nedávno ve srovnání se stářím planety.

Mezi krátery byly nalezeny záhyby, zlomy a praskliny. V průměru jsou několik set kilometrů dlouhé a desítky kilometrů široké. Hloubka dosahuje několika metrů.

Díky kosmickým lodím se ukázalo, že povrch planety je poušť, na které nejsou žádné známky života. Často jsou silné bouřky, které zvednou mraky písku. Stává se, že rychlost větru dosahuje stovek metrů za sekundu.

Účelem sestupového vozidla "Mars-6" bylo studovat prostor nad povrchem planety. Prošel atmosférou a sbíral údaje o její struktuře, které byly přeneseny na palubu automatické laboratoře a odtud na Zemi.

Atmosféra na Marsu je ve vzácném stavu. Skládá se z 95% oxid uhličitý, 3 % dusíku, 1,5 % argonu, 0,15 % kyslíku a velmi málo páry. Některé tvary Marsu – dlouhé kaňony, připomínající koryta řek, a ploché povrchy, jakoby vyhlazené ledovci, umožňují vědcům dospět k závěru, že na planetě byla voda. Pravděpodobně se v současnosti vyskytuje na povrchu planety ve formě permafrostu, který je pokrytý pískem a prachem. Někteří vědci dokonce naznačují, že voda může v útrobách planety zůstat v kapalné formě. Doposud však nebyl nalezen, a to i přesto, že vnitřní struktura Marsu je také víceméně studována.

Sovětští vědci současně se studiem Marsu vyslali k Venuši automatické stanice. Nejprve byla odeslána Venera 1, poté Venera 2. Tato zařízení však nemohla o povrchu planety příliš informovat. Venuše byla pro vědce i nadále nejzáhadnější planetou, protože o jejím povrchu přes hustou oblačnost nelze nic říci. Poprvé se povrchu Venuše dostal přístroj Venera-3 a další, Venera-4, provedla svůj první hladký sestup v atmosféře.

Atmosférické studie byly provedeny výzkumnou stanicí Venera-7. Díky získaným údajům bylo známo, že na planetě se vytvořily velmi těžké podmínky: teplota stoupá na 750 ° K, tlak dosahuje 100 atmosfér. Atmosféra se skládá z 97 % oxidu uhličitého, 3 % dusíku, velmi málo vodní páry a kyslíku. Kromě toho byly v atmosféře nalezeny SO2, H2S, CO, HF. Nejvyšší koncentrace vodní páry – asi 1 % – je pozorována ve výšce kolem 50 km. Mraky Venuše jsou ze 75 % tvořeny kyselinou sírovou. Kvůli skleníkovému efektu není na povrchu Venuše ani stopa po vodě.

Mnoho vědců bylo po obdržení těchto údajů zklamáno, protože doufali, že právě na Venuši by mohla existovat flóra a dokonce i fauna podobná Zemi. Naděje: najít život na planetě se však nenaplnila.

V roce 1975 byly vypuštěny dvě sovětské automatické družice Venera-9 a Venera-10. Sestupovým vozidlům se podařilo provést měkké přistání na povrchu planety. O tři roky později byla na planetu vyslána další dvě vozidla: Venera-11 a Venera-12 a v letech 1981-1982 - Venera-13 a Venera-14.

V roce 1983 byly spuštěny automatické meziplanetární stanice Venera-15 a Venera-16. Po dosažení oběžné dráhy se proměnili v satelity planety a pokračovali v provádění komplexních studií atmosféry a povrchu planety. Jednou z výzkumných metod bylo radarové mapování povrchu severní polokoule Venuše.

Kromě atmosférických dat byly na Zemi pořízeny fotografie povrchu planety a vzorky půdy. Ukázalo se, že na Venuši, stejně jako na Marsu, jsou hory, krátery a zlomy, ale jsou poměrně vzácné. Asi 90 % povrchu tvoří pláně pokryté kameny a deskami různých velikostí. Zbývajících 10 % tvoří tři vulkanické oblasti: vulkanická plošina Ishtar, která pokrývá plochu rovnající se pozemské pevninské Austrálii. nejvyšší bod je Mount Maxwell (jeho výška je 12 km). Pokud jde o půdu, její složení se příliš neliší od složení suchozemských sedimentárních hornin.

Díky šestnácti stanicím se vědcům podařilo mnohé dozvědět o atmosféře, povrchu a vnitřní struktuře Venuše. Získaná data jsou však stále nedostatečná pro vyvození konečných závěrů o vývoji této planety. Výzkum Venuše proto bude pravděpodobně pokračovat.

Američtí vědci se také podíleli na studiu dvou nám nejbližších planet: Venuše a Marsu. V roce 1962 byla stanice Mariner-2 poslána na Venuši a v letech 1964-1965 Mariner-4 na Mars.

Stanice směřující k Venuši se přiblížila na vzdálenost 35 km k jejímu povrchu. Zařízení nezaznamenalo žádné stopy silné magnetické pole a radiační pásy. Byla upřesněna hmotnost planety (ukázalo se, že je to 0,81 hmotnosti Země). Američané také hledali stopu na Venuši: alespoň bílkovinné formy života, ale nenašli ji.

Mariner 4 pořídil snímky povrchu a studoval atmosféru Marsu. Zpočátku nebyly na fotografiích nalezeny žádné stopy těchto kanálů, které byly podle astronomů 19. století známkami existence vyspělých civilizací. Důvodem bylo, že fotografie byly málo kontrastní, kromě toho bylo ovlivněno možné rušení při provozu rádiového zařízení.

Poté, co byly fotografie pořízeny na Zemi, trvalo asi dva roky, než je bylo možné očistit od defektů a povrch Marsu se astronomům ukázal takový, jaký ve skutečnosti byl. Poté se na fotografiích jasně objevily četné kanály a podivné reliéfní detaily, jejichž původ nebyl dosud objasněn.

Nejkontroverznější je dnes známá „tvář“ nalezená na povrchu Marsu. Někteří věří, že jej vyrobili místní nebo mimozemšťané, aby nahlásili existenci nějaké mimozemské civilizace. Většina výzkumníků se však domnívá, že se jedná pouze o jeden z bizarních tvarů terénu, který na fotografii vypadal jako obří obličej kvůli stínu, který na něj dopadl.

Pokud jde o život na Marsu, ani v 70. letech 20. století se navzdory získaným údajům mnozí nevzdávali naděje, že objeví nejen život na „rudé planetě“, ale vysoce rozvinutou civilizaci. Četné fotografie pouštní planety bez jakékoli stopy po aktivitě inteligentních bytostí nebyly brány jako dostatečný důkaz.

Jeden z amerických astronomů řekl, že Mariner 4 pořídil fotografie nejen povrchu Marsu, ale i Země, a měly stejné měřítko. Stopy lidské činnosti přitom bylo možné nalézt pouze na jedné fotografii Země: mýtině v lese. K prokázání přítomnosti či nepřítomnosti civilizace na Marsu jsou proto podle amerických vědců potřeba fotografie pořízené minimálně s desetinásobným nárůstem.

V roce 1969 se stanice Mariner 6 a Mariner 7 opět vydaly na Mars, aby pokračovaly ve studiu této planety a pořídily další fotografie. Vysoká kvalita. Tentokrát byly středem jejich pozornosti ledové čepice. Mnoho vědců již před touto expedicí vyjádřilo pochybnosti, že se jedná o led, protože přítomnost tak velkého množství ledové vody nevysvětluje suchost a řídkost atmosféry Marsu. Bylo navrženo, že polární marťanské složky jsou ve skutečnosti složeny ze zmrzlého oxidu uhličitého. V tomto případě by však měla vzniknout látka podobná suchému ledu: je nestabilní a rychle se mění v plyn již při -78 °. Teplota na Marsu však stoupá nad tuto značku a marťanské složky nemění svůj tvar.

Poté, co byly získány údaje o tloušťce jižní složky Marsu, přibyla další záhada, kterou vědci nedokázali vyřešit.

Zároveň bylo zjištěno, že atmosféra Marsu neobsahuje příměs dusíku, prvku, který se dostává do zemské atmosféry. Zajímavé je, že je tam mnohem více kyslíku než na Zemi. To dalo vědcům příležitost dojít k závěru, že Mars kdysi rostl a možná nyní existují rostliny, které intenzivně uvolňují kyslík. Na Zemi byl ve speciální laboratoři dokonce proveden úspěšný experiment s pěstováním suchozemských rostlin – žita, rýže, kukuřice a okurek v atmosféře, která neobsahuje dusík.

Mars a Venuše jsou nejbližší planety naší sluneční soustavy. Mají nejpodobnější fyzikální podmínky jako Země, a proto jsou nejzajímavějšími objekty pro studium. Nejsou však jediné, o které je po staletí velký zájem astronomů.

Jiné planety byly také studovány astronomy. V roce 1974 byla k Merkuru vyslána vesmírná stanice Mariner 10. Při letu ve vzdálenosti 700 km od povrchu planety pořídil fotografie, které lze použít k posouzení reliéfu této malé a Slunci nejbližší planety. Do té doby měli astronomové fotografie pořízené ze Země výkonnými dalekohledy.

Díky fotografiím pořízeným vesmírnou stanicí vešlo ve známost, že povrch Merkuru je pokrytý krátery a připomíná Měsíc. Krátery se střídají s kopci a údolími, ale výškový rozdíl není tak velký jako na Měsíci.

Dalším předmětem studia byl Jupiter. V roce 1977 k němu byly vyslány americké kosmické lodě Voyager 1 a Voyager 2. Pořídili fotografie Jupiteru a galilejských satelitů.

K dnešnímu dni astronomové objevili 16 měsíců Jupiteru. Čtyři z nich: Io, Europa, Ganymede a Callisto byly objeveny Galileem. Zbytek byl objeven později. Astronomové věří, že obří planeta zachycuje malé asteroidy a mění je na své satelity.

Většina satelitů, včetně dvou nejbližších planetě, byla objevena již ve 20. století s počátkem éry meziplanetárních letů. Dalekohledem jsem je neviděl. Informace o těchto satelitech byly získány pomocí vesmírných stanic Pioneer (vyslané k Jupiteru v roce 1973), Voyager 1 a Voyager 2.

Jupiter je neobvyklá planeta. Mnoho z jeho záhad zůstává dodnes nevyřešeno. Pravda, díky vesmírným stanicím, které k němu létaly, se o Jupiteru dozvědělo mnoho nového.

Dnes víme, že Jupiter je mnohem větší než ostatní planety. Pokud by byl osmdesátkrát hmotnější, pak by v jeho hlubinách začaly reakce jaderné fúze, které by z něj udělaly hvězdu. To se ale nestalo a on zůstal planetou.

Složení Jupiteru se liší od ostatních planet sluneční soustavy. Převládajícími prvky, stejně jako na Slunci, jsou vodík a helium, kvůli tomu nemá planeta pevný povrch. Přesto je obklopena zdáním atmosféry. Jeho složení kromě vodíku zahrnuje amoniak, metan, malé množství molekul vody a další prvky.

Jupiter má načervenalý odstín. Předpokládá se, že vznikl v důsledku přítomnosti červeného fosforu v atmosféře a je možné, že organických molekul, které by se mohly objevit v důsledku častých elektrických výbojů.

Jupiter má vícebarevné paralelní světlé a tmavé pásy mraků a takzvanou Velkou červenou skvrnu. Mraky neustále mění svůj tvar a jsou malovány v různých barvách: červená, hnědá, oranžová, což naznačuje přítomnost chemických sloučenin v atmosféře. Jsou poměrně husté, ale přesto je přes ně vidět povrch planety rozdělený do sektorů. Podle jejich pohybu byla určena rychlost rotace: rovníkový sektor se otáčí rychlostí 9 hodin 50 minut 30 sekund.

Fotografie pořízená Voyagerem ukazuje Velkou červenou skvrnu. Astronomové jej pozorují již více než tři sta let, ale povaha tohoto záhadného jevu stále není zcela objasněna. Předpokládá se, že skvrna je obrovský atmosférický vír. Bylo pozorováno, že v průběhu času mění velikost, barvu a jas. Velká rudá skvrna se navíc otáčí proti směru hodinových ručiček.

Je nemožné poslat na planetu sestupová vozidla. Studium nehostinné planety proto muselo být provedeno z vesmíru. Spolu s Jupiterem provedly Voyagery pozorování satelitů. Nejstarší ze všech vypadá Callisto. Jeho povrch je pokryt krátery, které vznikly dopady meteoritů.

Další planetou, na kterou byly vyslány sondy Pioneer a Voyager, byl Saturn. Struktura této planety v mnohém připomíná Jupiter: také nemá pevný povrch a je pokryta mraky. Jsou mnohem hustší než na Jupiteru, takže je přes ně téměř nemožné vidět povrch planety. Podobnost vede k tomu, že na Saturnu je také skvrna, ale je mnohem menší než na Jupiteru a má tmavší barvu. Říká se tomu Velká hnědá skvrna.

Kolem Saturnu se točí 17 satelitů, z nichž většina byla objevena pouze díky letům kosmických lodí. Největší z nich, Titan, je větší než Merkur a má svou vlastní atmosféru. Téměř všechny ostatní satelity jsou vyrobeny z ledu, některé mají příměs hornin.

Kolem Saturnu bylo objeveno 7 prstenců. Dostali jména D, C, B, A, F, G, E (v pořadí vzdálenosti od povrchu planet). Tři z nich, A, B a C, lze ze Země vidět dalekohledem, jsou známé již dlouho. Zbytek byl objeven ve 20. století. V roce 1979 objevila vesmírná stanice Pioneer 11 prstenec F, který se skládal ze tří samostatných prstenců. Následující rok se potvrdil předpoklad astronomů, že by planeta mohla mít další dva prstence: Voyager 1 objevil existenci prstenců D a E. Stejná stanice navíc zaznamenala přítomnost prstence G.

V roce 1986 proletěl Voyager 2 kolem Neptunu a na Zemi přenesl asi 9 000 fotografií povrchu planety. Díky tomuto vesmírná stanice byly obdrženy nové informace o Neptunu. Zaznamenala se zejména rotace jejího magnetického pole, díky které mohli astronomové prokázat rotaci samotné planety.

Ukázalo se, že Neptun svou hustotou předčí ostatní obří planety. To je zřejmě způsobeno přítomností v jeho hlubinách těžké prvky. Atmosféru tvoří helium a vodík. Vědci se domnívají, že velký nebo dokonce celý povrch Neptunu zabírá oceán vody nasycený ionty. Také se předpokládá, že plášť je tvořen ledem a tvoří 70 % celkové hmotnosti planety.

Voyager se k Neptunu přiblížil na vzdálenost 4900 km od vrstvy oblačnosti a objevil nepochopitelný temný útvar, který byl později pojmenován jako Velká temná skvrna. Stanice sloužila také pro meteorologický výzkum a studium družic. Kromě v té době známých Triton a Nereid bylo objeveno dalších šest satelitů a jeden z nich, Proteus, má docela velké velikosti: 400 km v průměru, zatímco velikosti zbytku se pohybují od 50 do 190 km.

S pomocí Voyageru byl učiněn další objev: Neptun je obklopen otevřenými prstenci, které astronomové nazývali oblouky. Přesnější informace o těchto útvarech však zatím nejsou k dispozici.

Astronomové studují nejen planety, ale i další tělesa sluneční soustavy. Do vesmíru byla vypuštěna speciální zařízení, která provádějí neustálá pozorování jednoho z nejzajímavějších a nejzáhadnějších objektů – Halleyovy komety. Je to nejjasnější periodická kometa ve sluneční soustavě. Jak víte, na obloze se objevuje s frekvencí 76 let.

Po mnoho staletí měli lidé možnost toto nebeské těleso pozorovat, nicméně ani dnes o něm není vše známo. Astronomové ji pozorovali již 29krát. Doufáme, že příště, po třicáté, bude příležitost získat o něm více informací.

To vyvolává otázku, proč je Halleyova kometa tak velkým zájmem astronomů? Proč celý tento složitý vývoj a přípravy? Faktem je, že podle vědců se v tělese komety mohly uchovat pozůstatky plynoprachové mlhoviny – látky, z níž, jak se předpokládá, vznikla všechna tělesa sluneční soustavy. Proto podrobnější studium struktury a složení komety, jak se kosmogonisté domnívali, by umožnilo konečně formulovat hypotézu původu sluneční soustavy, získat informace o počáteční fázi formování planet. , o procesech, které během toho proběhly.

Byl vyvinut speciální program, podle kterého byly v roce 1984 ve směru k Venuši vypuštěny dvě meziplanetární stanice s planetárními a kometárními sondami na palubě. Asi o šest měsíců později stanice dosáhly planety nejblíže k nám.

Poté se sonda oddělila od AUS. Po průchodu atmosférou přenesli informace do kosmické lodi, která se dále pohybovala po plánované trajektorii a přibližovala se k Halleyově kometě.

Vědci, zejména biochemici, zjistili, že základem celé obrovské rozmanitosti forem života na Zemi je jen několik molekul, které lze vytvořit v laboratoři. Atomy, molekuly a dokonce i aminokyseliny již byly nalezeny ve složení hvězd, v oblacích mezihvězdného prachu a kamenné meteority. Tuto hmotu však ještě nelze nazvat živou, schopnou uplatňovat metabolismus a rozmnožovat se.

V roce 1976 pro tyto účely Američané opět vyslali na Mars dvě automatické meziplanetární stanice Viking. Přistávací moduly dosáhly povrchu planety a provedly průzkumy půdy, aby detekovaly mikroby na bázi uhlíku. Získaná data se ukázala být natolik nejistá, že biologové stále nemohou dělat konečné závěry.

Pátrání po bakteriích nebo neobvyklé flóře však může zajímat jen vědce. Většina lidí na Zemi sní o kontaktu s mimozemskou civilizací, přičemž myslí na bratry. Na toto téma bylo napsáno mnoho fantastických knih a natočeno mnoho filmů. Lidé si uvědomují, že civilizace, kterou potkají, se může ukázat jako ne přátelská, ale nepřátelská, a pak mohou být na pozemšťanech způsobeny nenapravitelné škody.

A přesto pozemšťané pokračují v hledání dalších civilizací ve vesmíru.

Jaká je pravděpodobnost, že ve vesmíru existují další obyvatelné planety? Je známo, že Slunce, kolem kterého se Země točí, je pouze jednou ze 100 miliard hvězd v systému. mléčná dráha". Kromě ní lze dnes ze Země pozorovat asi 1 miliardu galaxií. Kolik inteligentních civilizací může existovat ve vesmíru? K tomuto výpočtu se rozhodli vědci K. Sagan, F. Drake a I. Shklovsky. Spočítali počet hvězd v galaxii. Pak vyloučili ty z nich, kolem kterých se planety netočí. Po prostudování zbývajících planetárních systémů vědci vypočítali přibližný počet planet, které mají vhodné podmínky pro život. Pak přišli na to, na kolika planetách by se mohl život vyvinout na úroveň civilizovaných inteligentních organismů, které by mohly přijít do kontaktu s pozemšťany.

Touto problematikou se dlouhodobě zabýval Iosif Samuilovič Shklovsky (1916-1985). Věřil, že věda nebude schopna na tuto otázku jednoznačně odpovědět, protože před ní byl jediný příklad - pozemská civilizace. To je příliš málo na vyvození přesných závěrů.

Navzdory relativní blízkosti (podle kosmických standardů) planet jsou pouze dvě z nich více či méně dobře prozkoumány: Venuše a Mars. Pokud jde o zbytek planet, dvě jejich záhady ještě nebyly vyřešeny. Astronomové se mohou pouze domnívat, že existují úplně stejné planetární systémy, ale po dlouhou dobu nebyl žádný z nich objeven.

Shklovsky věřil, že po zahájení provozu orbitálního optického dalekohledu s průměrem zrcadla 2,4 m bude možné zahájit studium planetárních systémů. Na konci 20. století byli američtí astronomové schopni detekovat planety obíhající kolem Barnarda, hvězdy nacházející se v relativně malé vzdálenosti od Slunce. O tom, zda jsou vhodné pro život, se však zatím nic neví.

Nejlepší způsob, jak najít civilizace ve vesmíru, by bylo letět k jiným hvězdám. Než se však stanou skutečnými, bude to trvat ještě mnoho desetiletí a možná i staletí. Technické možnosti, které dnes existují, to neumožňují. I kdyby bylo možné poslat loď k nejbližší hvězdě – Alfa Centauri, cesta by trvala tisíce let.

V roce 1987 byly do nekonečného vesmíru vypuštěny kosmické lodě Pioneer-10 a Pioneer-11. Po jejich stranách jsou desky se vzkazem zástupcům mimozemských inteligentních civilizací.

Vypouštění kosmických lodí ke hvězdám je i nadále neúměrně drahé, a to navzdory skutečnosti, že takový let poskytuje spoustu nových vědeckých dat, která jsou přenášena na Zemi. Nejdostupnějším prostředkem k odhalování stop mimozemských civilizací jsou proto dnes radioteleskopy. S jejich pomocí astronomové nejen doufají, že obdrží jejich zprávy, ale sami vysílají signály do vesmíru.

Lidstvo se právě vydalo na cestu hledání mimozemských civilizací. Zařízení je rok od roku dokonalejší a je možné, že není daleko den, kdy budou přijímány a dešifrovány signály z jiné planety (pokud by byly jen vyslány).

Podrobný vývoj programu pro hledání inteligentních bytostí ve vesmíru začal na počátku 70. let. Tehdy začal projekt Cyclops. Pro tyto účely byl použit obří dalekohled složený z velkého množství radioteleskopů. Celý systém byl počítačově upraven.

V polovině 80. let astronomové předložili návrh na provedení seriózního mezinárodního pátrání po mimozemských civilizacích. Pak by náklady měly být několik miliard dolarů. Následně se objevily ekonomičtější možnosti vyhledávání signálů do 100 sv. Po léta byly od Země vyžadovány pouze radioteleskop a počítač. Předpokládá se, že nejvyšší pravděpodobnost detekce signálu existuje ve frekvenčním rozsahu od 1400 do 1730 MHz.

Pomocí obřích dalekohledů používaných pro projekt Cyclops bude možné vyhledávat signály v okruhu 1000 ly. let. Antény pro příjem signálů budou v budoucnu instalovány nejen na Zemi, ale i na Měsíci.

Zkoumání planet sluneční soustavy

Až do konce 20. století bylo obecně přijímáno, že ve sluneční soustavě je devět planet: Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun, Pluto. Nedávno však bylo objeveno mnoho objektů za oběžnou dráhou Neptunu, některé z nich podobné Plutu a jiné dokonce větší než ono. V roce 2006 proto astronomové klasifikaci zpřesnili: 8 největších těles – od Merkuru po Neptun – je považováno za klasické planety a Pluto se stalo prototypem nové třídy objektů – trpasličích planet. 4 planety nejblíže Slunci se nazývají terestrické planety a další 4 masivní plynná tělesa se nazývají obří planety. Trpasličí planety obývají především oblast za oběžnou dráhou Neptunu – Kuiperův pás.

Měsíc

Měsíc je přirozený satelit Země a nejvíce světlý objekt na noční obloze. Formálně není Měsíc planetou, ale je výrazně větší než všechny trpasličí planety, většina satelitů planet, a velikostí není o moc menší než Merkur. Na Měsíci není žádná nám známá atmosféra, nejsou zde žádné řeky a jezera, vegetace a živé organismy. Gravitační síla na Měsíci je šestkrát menší než na Zemi. Den a noc s poklesy teplot až o 300 stupňů trvají dva týdny. Přesto Měsíc stále více přitahuje pozemšťany možností využívat jeho jedinečné podmínky a zdroje. Proto je Měsíc naším prvním krokem k poznávání objektů Sluneční soustavy.

Měsíc byl dobře studován jak pomocí pozemních dalekohledů, tak díky letům více než 50 kosmických lodí a lodí s astronauty. Sovětské automatické stanice "Luna-3" (1959) a "Zond-3" (1965) poprvé vyfotografovaly východní a západní části polokoule Měsíce, neviditelné ze Země. Umělé družice Měsíce zkoumaly jeho gravitační pole a reliéf. Samohybná vozidla "Lunokhod-1 a -2" přenášela na Zemi spoustu obrázků a informací o fyzikálních a mechanických vlastnostech půdy. Dvanáct amerických astronautů s pomocí kosmické lodi Apollo v letech 1969-1972. navštívili Měsíc, kde provedli povrchové studie na šesti různých místech přistání na viditelné straně, nainstalovali tam vědecké zařízení a přivezli zpět na Zemi asi 400 kg měsíčních hornin. Sondy "Luna-16, -20 a -24" prováděly vrtání v automatickém režimu a dodávaly na Zemi měsíční půdu. Kosmické sondy nové generace Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) a Smart-1 (2003-06) získaly přesnější informace o reliéfu a gravitačním poli Měsíce, stejně jako nalezené na povrchových usazeninách vodíku. ložiskové materiály, případně vodní led. Zejména zvýšená koncentrace těchto materiálů se nachází v trvale zastíněných prohlubních v blízkosti pólů.

Čínský aparát "Change-1", vypuštěný 24. října 2007, vyfotografoval měsíční povrch a shromáždil data pro sestavení digitálního modelu jeho reliéfu. 1. března 2009 bylo zařízení svrženo na povrch Měsíce. 8. listopadu 2008 byla na selenocentrickou dráhu vypuštěna indická sonda Chandrayan 1. 14. listopadu se od něj sonda oddělila a tvrdě přistála poblíž jižního pólu Měsíce. Zařízení pracovalo 312 dní a přenášelo distribuční data chemické prvky na povrchu a na výškách reliéfu. Japonský AMS „Kaguya“ a dva další mikrosatelity „Okina“ a „Oyuna“, působící v letech 2007-2009, dokončily vědecký program průzkumu Měsíce a předaly údaje o výškách reliéfu a rozložení gravitace na jeho povrchu s vysokými přesnost.

Nový milník ve studii Měsíce byl 18. června 2009 start dvou amerických AMS „Lunar Reconnaissance Orbiter“ (Lunar Orbital Reconnaissance) a „LCROSS“ (satelit pro pozorování a detekci měsíčních kráterů). 9. října 2009 byl AMS "LCROSS" poslán do kráteru Cabeo. Na dno kráteru nejprve dopadl vyčerpaný stupeň rakety Atlas-V o hmotnosti 2,2 tuny, přibližně o čtyři minuty později tam dopadl LCROSS AMS (hmotnost 891 kg), který se před pádem řítil oblakem prachu zvednutým od etapa, když se podařilo provést nezbytný výzkum až do smrti zařízení. Američtí vědci se domnívají, že se jim v oblaku měsíčního prachu ještě podařilo najít trochu vody. Lunar Reconnaissance Orbiter pokračuje ve zkoumání Měsíce z polární oběžné dráhy. Na palubě kosmické lodi je ruský přístroj LEND (lunární výzkumný neutronový detektor) určený k vyhledávání zmrzlé vody. V oblasti jižního pólu objevil velké množství vodíku, což může být známkou přítomnosti vody tam ve vázaném stavu.

V blízké budoucnosti začne průzkum Měsíce. Již dnes se do detailu rozpracovávají projekty, které mají na jeho povrchu vytvořit trvalou obyvatelnou základnu. Dlouhodobá či trvalá přítomnost náhradních posádek takové základny na Měsíci umožní řešit složitější vědecké i aplikované problémy.

Měsíc se pohybuje vlivem gravitace především dvou nebeských těles – Země a Slunce v průměrné vzdálenosti 384 400 km od Země. V apogeu se tato vzdálenost zvětší na 405 500 km a v perigeu se zmenší na 363 300 km. Období oběhu Měsíce kolem Země vzhledem ke vzdáleným hvězdám je asi 27,3 dne (hvězdný měsíc), ale protože Měsíc obíhá kolem Slunce společně se Zemí, jeho poloha vůči linii Slunce-Země se po chvíli opakuje. delší časové období - cca 29,5 dne (synodický měsíc). V tomto období dochází k úplné změně měsíčních fází: od novoluní do první čtvrti, poté do úplňku, do poslední čtvrti a znovu do novoluní. Rotace Měsíce kolem své osy probíhá při konstantní úhlové rychlosti ve stejném směru, ve kterém se otáčí kolem Země, a se stejnou periodou 27,3 dne. Proto ze Země vidíme pouze jednu polokouli Měsíce, kterou nazýváme tak - viditelnou; a druhá hemisféra je našim očím vždy skryta. Tato polokoule neviditelná ze Země se nazývá opačná strana Měsíc. Obrazec tvořený fyzickým povrchem Měsíce je velmi blízký pravidelné kouli s průměrným poloměrem 1737,5 km. Plocha měsíční koule je asi 38 milionů km 2, což je pouze 7,4 % plochy povrch Země nebo asi čtvrtinu rozlohy pozemských kontinentů. Poměr hmotností Měsíce a Země je 1:81,3. Průměrná hustota Měsíce (3,34 g / cm 3) je mnohem menší než průměrná hustota Země (5,52 g / cm 3). Gravitační síla na Měsíci je šestkrát menší než na Zemi. V letním odpoledni se v blízkosti rovníku povrch ohřeje až na +130°C, místy i výše; a v noci teplota klesá na -170 °C. Rychlé ochlazení povrchu je také pozorováno při zatmění Měsíce. Na Měsíci se rozlišují dva typy oblastí: světlá – kontinentální, zabírající 83 % celého povrchu (včetně zadní strany), a tmavé oblasti, zvané moře. Takové rozdělení vzniklo již v polovině 17. století, kdy se předpokládalo, že na Měsíci skutečně je voda. Z hlediska mineralogického složení a obsahu jednotlivých chemických prvků jsou měsíční horniny v tmavých oblastech povrchu (moře) velmi blízké pozemským horninám, jako jsou čediče, a ve světlých oblastech (kontinentech) - anorthozitům.

Otázka původu Měsíce stále není zcela jasná. Vlastnosti chemického složení měsíčních hornin naznačují, že Měsíc a Země vznikly ve stejné oblasti sluneční soustavy. Ale rozdíl v jejich složení a vnitřní struktuře nás nutí si myslet, že obě tato tělesa nebyla v minulosti jedním celkem. Většina velkých kráterů a obrovských prohlubní (multiprstencových pánví) se objevila na povrchu měsíční koule v období silného bombardování povrchu. Zhruba před 3,5 miliardami let se v důsledku vnitřního ohřevu vylily na povrch z útrob Měsíce čedičové lávy, které zaplnily nížiny a oblé prohlubně. Tak vznikla měsíční moře. Na rubové straně bylo díky silnější krustě výrazně méně výpotků. Na viditelné polokouli zabírají moře 30 % povrchu a na opačné straně pouze 3 %. Evoluce měsíčního povrchu byla tedy v podstatě dokončena asi před 3 miliardami let. Meteorické bombardování pokračovalo, ale s menší intenzitou. V důsledku dlouhodobého zpracování povrchu vznikla svrchní sypká vrstva hornin Měsíce - regolit o mocnosti několika metrů.

Rtuť

Planeta nejblíže Slunci je pojmenována po starověkém bohu Hermesovi (u Římanů Merkur) – poslu bohů a bohu úsvitu. Merkur je v průměrné vzdálenosti 58 milionů km neboli 0,39 AU. ze slunce. Pohybuje se po vysoce protáhlé oběžné dráze a přibližuje se ke Slunci na vzdálenost 0,31 AU v perihéliu a na vzdálenost 0,47 AU ve své maximální vzdálenosti, čímž provede úplnou revoluci v roce 88 pozemské dny. V roce 1965 bylo radarovými metodami ze Země zjištěno, že doba rotace této planety je 58,6 dne, to znamená, že za 2/3 roku dokončí úplnou rotaci kolem své osy. Přidání axiálních a orbitálních pohybů vede k tomu, že Merkur na linii Slunce-Země se vždy otáčí stejnou stranou k nám. Sluneční den (časový interval mezi horní a dolní kulminací Slunce) trvá na planetě 176 pozemských dnů.

Na konci 19. století se astronomové pokusili nakreslit tmavé a světlé detaily pozorované na povrchu Merkuru. Nejznámější jsou díla Schiaparelliho (1881-1889) a amerického astronoma Percivala Lovella (1896-1897). Zajímavé je, že astronom T. J. C. dokonce v roce 1901 oznámil, že na Merkuru viděl krátery. Málokdo tomu věřil, ale následně se ukázalo, že 625kilometrový kráter (Beethoven) je v místě označeném Xi. V roce 1934 francouzský astronom Eugène Antoniadi zmapoval „viditelnou polokouli“ Merkuru, protože se tehdy věřilo, že vždy je osvětlena pouze jedna z jeho polokoulí. Jednotlivé detaily na této mapě Antoniadi dal jména, která se částečně používají na moderních mapách.

Poprvé bylo možné vytvořit skutečně spolehlivé mapy planety a vidět jemné detaily povrchové topografie díky americké vesmírné sondě Mariner-10, vypuštěné v roce 1973. Třikrát se přiblížila k Merkuru a přenesla televizní snímky různých částí jeho povrchu k Zemi. Celkem bylo natočeno 45 % povrchu planety, hlavně západní polokoule. Jak se ukázalo, celý jeho povrch je pokryt mnoha krátery různých velikostí. Podařilo se objasnit hodnotu poloměru planety (2439 km) a její hmotnosti. Teplotní senzory umožnily zjistit, že ve dne povrchová teplota planety stoupá na 510 °C a v noci klesá na -210 °C. Síla jejího magnetického pole je asi 1 % síly zemského magnetické pole. Více než 3 tisíce fotografií pořízených při třetím přiblížení mělo rozlišení až 50 m.

Zrychlení volného pádu na Merkuru je 3,68 m/s 2 . Astronaut na této planetě bude vážit téměř třikrát méně než na Zemi. Protože se ukázalo, že průměrná hustota Merkuru je téměř stejná jako na Zemi, předpokládá se, že Merkur má železné jádro, které zabírá asi polovinu objemu planety, nad nímž se nachází plášť a silikátový obal. Merkur dostává 6krát více slunečního světla na jednotku plochy než Země. Navíc je většina sluneční energie absorbována, protože povrch planety je tmavý a odráží pouze 12-18 procent dopadajícího světla. Povrchová vrstva planety (regolit) je velmi rozdrcená a slouží jako vynikající tepelná izolace, takže v hloubce několika desítek centimetrů od povrchu je teplota konstantní - asi 350 stupňů K. Merkur má vytvořenou extrémně řídkou atmosféru helia "slunečním větrem", který fouká planetu. Tlak takové atmosféry na povrchu je 500 miliardkrát menší než na povrchu Země. Kromě helia bylo zjištěno nevýznamné množství vodíku, stopy argonu a neonu.

Americký AMS „Messenger“ (Messenger – z anglického Courier), vypuštěný 3. srpna 2004, uskutečnil svůj první let kolem Merkuru 14. ledna 2008 ve vzdálenosti 200 km od povrchu planety. Vyfotila východní polovinu dosud nefotografované polokoule planety. Studie Merkuru byly provedeny ve dvou fázích: nejprve průzkum z průletové trajektorie letu během dvou setkání s planetou (2008) a poté (30. září 2009) - podrobný. Byl prozkoumán celý povrch planety v různých rozsazích spektra a byly získány barevné snímky terénu, stanoveno chemické a mineralogické složení hornin a změřen obsah těkavých prvků v připovrchové vrstvě půdy. Laserový výškoměr měřil výšky povrchového reliéfu Merkuru. Ukázalo se, že výškový rozdíl reliéfu na této planetě je necelých 7 km. Během čtvrtého setkání, 18. března 2011, by měl AMS „Messenger“ vstoupit na oběžnou dráhu umělé družice Merkur.

Podle rozhodnutí Mezinárodní astronomické unie jsou krátery na Merkuru pojmenovány podle postav: spisovatelů, básníků, umělců, sochařů, skladatelů. Například největší krátery o průměru 300 až 600 km byly pojmenovány Beethoven, Tolstoj, Dostojevskij, Shakespeare a další. Z tohoto pravidla existují výjimky - jeden kráter o průměru 60 km s paprskovým systémem je pojmenován po slavném astronomovi Kuiperovi a další kráter o průměru 1,5 km poblíž rovníku, braný jako počátek zeměpisných délek na Merkuru, je jménem Hun Kal, což v jazyce starých Mayů znamená dvacet. Bylo dohodnuto nakreslit tímto kráterem poledník o délce 20°.

Pláním jsou dána jména planety Merkur různé jazyky, jako je Sobkovská pláň nebo Odinská pláň. Existují dvě pláně pojmenované podle jejich polohy: Severní pláň a pláň Zhara, které se nacházejí v oblasti maximálních teplot na 180° zeměpisné délky. Hory ohraničující tuto rovinu byly nazývány horami tepla. Charakteristickým rysem reliéfu Merkuru jsou rozšířené římsy, které dostaly jména námořních výzkumných plavidel. Údolí jsou pojmenována po radioastronomických observatořích. Dva hřebeny se jmenují Antoniadi a Schiaparelli, na počest astronomů, kteří vytvořili první mapy této planety.

Venuše

Venuše je planeta nejblíže Zemi, je blíže Slunci než my a proto je jím osvětlena jasněji; konečně velmi dobře odráží sluneční světlo. Faktem je, že povrch Venuše je pokryt mocným krytem atmosféry, který před naším zrakem zcela skrývá povrch planety. Ve viditelné oblasti není vidět ani z oběžné dráhy umělé družice Venuše, a přesto máme k dispozici „snímky“ povrchu, které pořídil radar.

Druhá planeta od Slunce je pojmenována po antické bohyni lásky a krásy Afroditě (u Římanů - Venuši). Průměrný poloměr Venuše je 6051,8 km a hmotnost je 81 % hmotnosti Země. Venuše obíhá kolem Slunce ve stejném směru jako ostatní planety, takže úplnou revoluci udělá za 225 dní. Doba jeho rotace kolem své osy (243 dní) byla stanovena až na počátku 60. let, kdy se k měření rychlostí rotace planet začaly používat radarové metody. Denní rotace Venuše je tedy nejpomalejší ze všech planet. Navíc se vyskytuje v opačném směru: na rozdíl od většiny planet, u kterých se směry oběhu a rotace kolem osy shodují, se Venuše otáčí kolem osy ve směru opačném k orbitálnímu pohybu. Pokud se podíváte formálně, pak to není jedinečná vlastnost Venuše. Opačným směrem rotují například také Uran a Pluto. Ale rotují téměř „vleže na boku“ a osa Venuše je téměř kolmá k rovině oběžné dráhy, takže se jako jediná „opravdu“ otáčí opačným směrem. Proto je sluneční den na Venuši kratší než doba její rotace kolem osy a činí 117 pozemských dní (u ostatních planet je sluneční den delší než doba rotace). Rok na Venuši je jen dvakrát delší než sluneční den.

Atmosféru Venuše tvoří 96,5 % oxidu uhličitého a téměř 3,5 % dusíku. Ostatní plyny – vodní pára, kyslík, oxid sírový a oxid, argon, neon, helium a krypton – tvoří méně než 0,1 %. Je ale třeba si uvědomit, že atmosféra Venuše je asi 100krát hmotnější než naše, takže v hmotě je například pětkrát více dusíku než v atmosféře Země.

Mlžný opar v atmosféře Venuše se táhne vzhůru do výšky 48-49 km. Dále až do výšky 70 km je vrstva oblačnosti obsahující kapičky koncentrované kyseliny sírové, v nejsvrchnějších vrstvách jsou také kyseliny chlorovodíkové a fluorovodíkové. Mraky Venuše odrážejí 77 % slunečního záření, které na ně dopadá. Na vrcholu nejvyšších hor Venuše - Maxwell Mountains (asi 11 km vysokých) - je atmosférický tlak 45 barů a na dně kaňonu Diana - 119 barů. Jak víte, tlak zemskou atmosféru na povrchu planety je pouze 1 bar. Silná atmosféra Venuše, skládající se z oxidu uhličitého, absorbuje a částečně přechází na povrch asi 23% solární radiace. Toto záření ohřívá povrch planety, ale tepelné infračervené záření z povrchu prochází atmosférou zpět do vesmíru s velkými obtížemi. A teprve když se povrch zahřeje na cca 460-470 °C, odcházející energetický tok se rovná příchozímu na povrch. Právě kvůli tomuto skleníkovému efektu si povrch Venuše udržuje vysokou teplotu bez ohledu na zeměpisnou šířku oblasti. Ale v horách, kde je tloušťka atmosféry menší, je teplota o několik desítek stupňů nižší. Venuši zkoumalo více než 20 kosmických lodí: Venus, Mariners, Pioneer Venus, Vega a Magellan. V roce 2006 na oběžné dráze kolem něj pracovala sonda Venera Express. Vědci byli schopni vidět globální rysy reliéfu povrchu Venuše díky radarovým sondám z orbiterů Pioneer-Venus (1978), Venera-15 a -16 (1983-84) a Magellan (1990-94). . Pozemní radar vám umožňuje „vidět“ pouze 25 % povrchu a s mnohem nižším rozlišením detailů, než jaké jsou schopny kosmické lodě. Magellan například získal snímky celého povrchu s rozlišením 300 m. Ukázalo se, že většinu povrchu Venuše zabírají kopcovité pláně.

Nadmořské výšky tvoří pouze 8 % povrchu. Všechny znatelné detaily reliéfu dostaly svá jména. Na prvních pozemních radarových snímcích určitých oblastí povrchu Venuše, které výzkumníci použili různé tituly, z nichž nyní na mapách zůstávají - Maxwellovy hory (název odráží roli radiofyziky ve výzkumu Venuše), oblasti Alfa a Beta (dva nejjasnější detaily reliéfu Venuše na radarových snímcích jsou pojmenovány po prvním písmena řecké abecedy). Tato jména jsou však výjimkou z pravidel pojmenování přijatých Mezinárodní astronomickou unií: astronomové se rozhodli nazývat detaily reliéfu povrchu Venuše ženskými jmény. Velké vyvýšené oblasti byly pojmenovány: Země Afrodity, Země Ištar (na počest asyrské bohyně lásky a krásy) a Země Lada (slovanská bohyně lásky a krásy). Velké krátery jsou pojmenovány po vynikajících ženách všech dob a národů a malé krátery jsou osobní ženská jména. Na mapách Venuše můžete najít taková jména jako Kleopatra (poslední královna Egypta), Dašková (ředitelka Petrohradské akademie věd), Achmatovová (ruská básnířka) a další slavná jména. Z ruských jmen jsou to Antonina, Galina, Zina, Zoya, Lena, Masha, Tatyana a další.

Mars

Čtvrtá planeta od Slunce, pojmenovaná po bohu války Marsovi, je 1,5krát dále od Slunce než Země. Jeden oběh kolem Marsu trvá 687 pozemských dnů. Dráha Marsu má znatelnou excentricitu (0,09), takže jeho vzdálenost od Slunce kolísá od 207 milionů km v perihéliu do 250 milionů km v aféliu. Dráhy Marsu a Země leží téměř ve stejné rovině: úhel mezi nimi je pouhé 2°. Každých 780 dní jsou Země a Mars od sebe v minimální vzdálenosti, která se může pohybovat od 56 do 101 milionů km. Tato planetární setkání se nazývají opozice. Pokud je v tuto chvíli vzdálenost mezi planetami menší než 60 milionů km, pak se opozice nazývá velká. K velkým konfrontacím dochází každých 15-17 let.

Rovníkový poloměr Marsu je 3394 km, což je o 20 km více než polární. Z hlediska hmotnosti je Mars desetkrát menší než Země a z hlediska povrchu je 3,5krát menší. Doba axiální rotace Marsu byla určena pozemním teleskopickým pozorováním kontrastních detailů povrchu: je to 24 hodin 39 minut a 36 sekund. Osa rotace Marsu je vychýlena o úhel 25,2° od kolmice k rovině oběžné dráhy. Mars proto také zažívá změnu ročních období, ale roční období jsou téměř dvakrát delší než na Zemi. Vzhledem k prodloužení oběžné dráhy mají roční období na severní a jižní polokouli různé trvání: léto na severní polokouli trvá 177 marťanských dní a na jižní polokouli je o 21 dní kratší, ale teplejší než léto na severní polokouli.

Mars díky své větší vzdálenosti od Slunce přijímá pouze 43 % energie, která dopadá na stejnou plochu zemského povrchu. Průměrná roční teplota na povrchu Marsu je asi -60 °C. Maximální teplota tam nepřesahuje pár stupňů nad nulou a minimum bylo zaznamenáno na severní polární čepičce a je -138 °C. Během dne se povrchová teplota výrazně mění. Například na jižní polokouli v zeměpisné šířce 50° se typická teplota v polovině podzimu pohybuje od -18°C v poledne do -63°C v noci. Již v hloubce 25 cm pod povrchem je však teplota téměř konstantní (asi -60 °C), bez ohledu na denní dobu a roční období. Velké teplotní změny na povrchu se vysvětlují tím, že atmosféra Marsu je velmi řídká a v noci se povrch rychle ochlazuje a přes den se rychle zahřívá Sluncem. Atmosféru Marsu tvoří z 95 % oxid uhličitý. Další složky: 2,5 % dusíku, 1,6 % argonu, méně než 0,4 % kyslíku. Průměrný tlak atmosféry na povrchu je 6,1 mbar, tedy 160krát menší než tlak zemského vzduchu na hladině moře (1 bar). V nejhlubších prohlubních na Marsu může dosáhnout 12 mbar. Atmosféra planety je suchá, prakticky v ní není žádná vodní pára.

Polární čepičky Marsu jsou vícevrstvé. Spodní, hlavní vrstvu, silnou několik kilometrů, tvoří obyčejný vodní led smíchaný s prachem; tato vrstva je zachována v letní období, tvořící trvalé čepice. A k pozorovaným sezónním změnám polárních čepiček dochází díky svrchní vrstvě o tloušťce menší než 1 metr, tvořené pevným oxidem uhličitým, tzv. „suchým ledem“. Plocha pokrytá touto vrstvou v zimě rychle roste, dosahuje 50° rovnoběžky a někdy i překračuje tuto hranici. Na jaře, jak teplota stoupá, vrchní vrstva se odpařuje a zůstává pouze trvalá čepice. „Vlna stmívání“ povrchových oblastí pozorovaná se změnou ročních období se vysvětluje změnou směru větrů, které neustále vanou ve směru od jednoho pólu k druhému. Vítr odnáší vrchní vrstvu sypkého materiálu – světlý prach, obnažuje plochy tmavších hornin. V obdobích, kdy Mars prochází perihéliem, se zahřívání povrchu a atmosféry zvyšuje a rovnováha marťanského prostředí je narušena. Rychlost větru se zvyšuje na 70 km/h, začínají vichřice a bouřky. Někdy se zvedne více než miliarda tun prachu a je držen v suspenzi, zatímco klimatická situace na celé marťanské planetě se dramaticky mění. Doba trvání prachových bouří může dosáhnout 50 - 100 dní. Průzkum Marsu kosmickými loděmi začal v roce 1962 vypuštěním sondy Mars-1. První snímky oblastí povrchu Marsu byly přeneseny Marinerem-4 v roce 1965 a poté Marinerem-6 a -7 v roce 1969. Vozidlo pro sestup Mars-3 zvládlo měkké přistání. Na základě snímků Mariner 9 (1971) byly sestaveny podrobné mapy planety. Na Zemi předal 7329 snímků Marsu s rozlišením až 100 m a také fotografie svých satelitů - Phobos a Deimos. Celá flotila čtyř kosmických lodí Mars-4, -5, -6, -7, vypuštěných v roce 1973, se dostala do blízkosti Marsu počátkem roku 1974. Kvůli poruše palubního brzdového systému proletěl Mars-4 ve vzdálenosti asi 2200 km od povrchu planety, přičemž provedl pouze její fotografování. "Mars-5" provedl vzdálené studie povrchu a atmosféry z oběžné dráhy umělé družice. Přistávací modul Mars 6 provedl měkké přistání na jižní polokouli. Na Zemi byly přenášeny údaje o chemickém složení, tlaku a teplotě atmosféry. "Mars-7" prošel ve vzdálenosti 1300 km od povrchu, aniž by splnil svůj program.

Nejproduktivnější byly lety dvou amerických Vikingů vypuštěných v roce 1975. Na palubě vozidel byly televizní kamery, infračervené spektrometry pro záznam vodní páry v atmosféře a radiometry pro získávání teplotních údajů. Přistávací modul Viking-1 provedl měkké přistání na Chris Plain 20. července 1976 a Viking-2 na Utopia Plain 3. září 1976. Na místech přistání byly provedeny unikátní experimenty za účelem zjištění známek života na Marsu. půda. Speciální zařízení zachytilo vzorek půdy a umístilo jej do jedné z nádob se zásobou vody nebo živin. Protože jakékoli živé organismy mění své stanoviště, musely to přístroje zaznamenat. Přestože byly pozorovány určité změny prostředí v těsně uzavřené nádobě, přítomnost silného oxidačního činidla v půdě by mohla vést ke stejným výsledkům. To je důvod, proč vědci nebyli schopni s jistotou připsat tyto změny bakteriím. Orbitální stanice pořídily detailní fotografie povrchu Marsu a jeho satelitů. Na základě získaných dat byly sestaveny podrobné mapy povrchu planety, geologické, termální a další speciální mapy.

Úkol sovětských stanic "Phobos-1, -2", zahájených po 13leté přestávce, zahrnoval studium Marsu a jeho satelitu Phobos. V důsledku nesprávného příkazu ze Země Phobos-1 ztratil orientaci a komunikaci s ním nebylo možné obnovit. „Phobos-2“ vstoupil na oběžnou dráhu umělé družice Mars v lednu 1989. Data o změnách teploty na povrchu Marsu a nové informace o vlastnostech hornin, které tvoří Phobos, byly získány vzdálenými metodami. Bylo získáno 38 snímků s rozlišením až 40 m, byla změřena teplota jeho povrchu, která je v nejžhavějších bodech 30 °C. Bohužel nebylo možné uskutečnit hlavní program pro studium Phobosu. Komunikace se zařízením byla ztracena 27. března 1989. Tím série poruch neskončila. Svůj úkol nesplnila ani americká kosmická loď „Mars-Observer“, vypuštěná v roce 1992. Komunikace s ní byla ztracena 21. srpna 1993. Ruskou stanici Mars-96 se nepodařilo uvést na letovou dráhu k Marsu.

Jedním z nejúspěšnějších projektů NASA je Mars Global Surveyor, který byl spuštěn 7. listopadu 1996 a měl podrobně zmapovat povrch Marsu. Zařízení také slouží jako telekomunikační satelit pro vozítka Spirit a Opportunity, dodané v roce 2003 a fungující dodnes. V červenci 1997 Mars Pathfinder dopravil na planetu první robotický rover o hmotnosti menší než 11 kg, Sojerner, který úspěšně zkoumal povrchovou chemii a meteorologické podmínky. Rover udržoval kontakt se Zemí přes lander. Automatická meziplanetární stanice NASA „Mars Reconnaissance Satellite" zahájila svou práci na oběžné dráze v březnu 2006. Pomocí kamery s vysokým rozlišením na povrchu Marsu bylo možné rozlišit detaily o velikosti 30 cm. „Mars Odyssey", „Mars - Express“ a „Marsová průzkumná družice pokračují ve výzkumu z oběžné dráhy. Zařízení „Phoenix“ pracovalo v polární oblasti od 25. května do 2. listopadu 2008. Jako první provrtal povrch a objevil led. "Phoenix" dopravil na planetu digitální knihovnu sci-fi. Vyvíjejí se programy pro let astronautů na Mars. Taková výprava bude trvat déle než dva roky, protože aby se mohli vrátit, budou muset počkat na vhodnou relativní polohu Země a Marsu.

Na moderních mapách Marsu jsou spolu se jmény přiřazenými k tvarům terénu, které jsou identifikovány ze satelitních snímků, také použity staré geografické a mytologické názvy navržené Schiaparellim. Největší vyvýšená oblast o průměru asi 6000 km a výšce až 9 km se jmenovala Tharsis (jak se Írán nazýval na starověkých mapách) a obrovská prstencová prohlubeň na jihu o průměru více než 2000 km byl pojmenován Hellas (Řecko). Oblasti povrchu s hustými krátery se nazývaly země: Země Prométheova, Země Noemova a další. Údolím jsou dána jména planety Mars z jazyků různých národů. Velké krátery jsou pojmenovány po vědcích a malé krátery jsou pojmenovány podle osad na Zemi. Čtyři obří vyhaslé sopky se tyčí nad okolím do výšky až 26 m. Největší z nich, hora Olymp, ležící na západním okraji pohoří Arsida, má základnu o průměru 600 km a kalderu (kráter ) na vrcholu o průměru 60 km. Tři sopky - Mount Askriyskaya, Mount Pavlina a Mount Arsia - se nacházejí na stejné přímce na vrcholu pohoří Tharsis. Samotné sopky se tyčí nad Tharsis dalších 17 km. Kromě těchto čtyř bylo na Marsu nalezeno více než 70 vyhaslých sopek, které jsou však rozlohou a výškou mnohem menší.

Na jih od rovníku je obří údolí hluboké až 6 km a dlouhé přes 4000 km. Říkalo se mu Údolí námořníků. Bylo také identifikováno mnoho menších údolí, stejně jako brázdy a trhliny, což naznačuje, že v dávných dobách byla na Marsu voda, a proto byla atmosféra hustší. Pod povrchem Marsu by v některých oblastech měla být vrstva permafrostu o tloušťce několika kilometrů. V takových oblastech, na povrchu poblíž kráterů, jsou viditelné zmrzlé toky neobvyklé pro pozemské planety, které lze použít k posouzení přítomnosti podpovrchového ledu.

S výjimkou plání je povrch Marsu silně posetý krátery. Krátery mají tendenci vypadat více erodované než ty na Merkuru a Měsíci. Všude jsou vidět stopy po větrné erozi.

Phobos a Deimos jsou přirozené satelity Marsu

Družice Marsu byly objeveny během velké opozice v roce 1877 americkým astronomem A. Hallem. Jmenovali se Phobos (přeloženo z řečtiny Strach) a Deimos (Hrůza), protože ve starověkých mýtech bůh války vždy doprovázely jeho děti - Strach a Hrůza. Satelity jsou velmi malé a mají nepravidelný tvar. Hlavní poloosa Phobos je 13,5 km a vedlejší osa 9,4 km; u Deimosu, respektive 7,5 a 5,5 km. Sonda Mariner 7 vyfotografovala Phobos na pozadí Marsu v roce 1969 a Mariner 9 přenesl mnoho snímků obou satelitů, které ukazují, že jejich povrchy jsou nerovné, hojně pokryté krátery. Několik blízkých přiblížení k satelitům bylo provedeno sondami Viking a Phobos-2. Nejlepší fotografie Phobosu ukazují detaily reliéfu o velikosti až 5 metrů.

Dráhy satelitů jsou kruhové. Phobos obíhá kolem Marsu ve vzdálenosti 6000 km od povrchu s periodou 7 hodin 39 minut. Deimos je od povrchu planety vzdálen 20 000 km a jeho oběžná doba je 30 hodin a 18 minut. Období rotace satelitů kolem osy se shodují s obdobími jejich rotace kolem Marsu. Hlavní osy obrazců satelitů směřují vždy ke středu planety. Phobos vychází na západě a zapadá na východě 3x za marťanský den. Průměrná hustota Phobosu je menší než 2 g/cm 3 a zrychlení volného pádu na jeho povrchu je 0,5 cm/s 2 . Člověk by na Phobosu vážil jen pár desítek gramů a hozením kamene by ho mohl přimět navždy letět do vesmíru (oddělovací rychlost na povrchu Phobosu je asi 13 m/s). Největší kráter na Phobosu má průměr 8 km, srovnatelný s nejmenším průměrem samotného satelitu. Na Deimosu má největší proláklina průměr 2 km. Malé krátery na povrchu satelitů jsou tečkované v podstatě stejně jako Měsíc. S obecnou podobností, množstvím jemně fragmentovaného materiálu pokrývajícího povrchy satelitů, vypadá Phobos více „otrhaně“ a Deimos má hladší povrch pokrytý prachem. Na Phobosu byly objeveny záhadné brázdy, které protínají téměř celý Měsíc. Brázdy jsou široké 100-200 m a táhnou se na desítky kilometrů. Jejich hloubka je od 20 do 90 metrů. O původu těchto brázd existuje několik, ale zatím neexistuje žádné dostatečně přesvědčivé vysvětlení, stejně jako vysvětlení původu samotných satelitů. S největší pravděpodobností se jedná o asteroidy zachycené Marsem.

Jupiter

Jupiter je z nějakého důvodu nazýván „králem planet“. Je to největší planeta ve sluneční soustavě, přesahuje Zemi o 11,2 krát v průměru a 318 krát v hmotnosti. Jupiter má nízkou průměrnou hustotu (1,33 g/cm 3 ), protože se téměř výhradně skládá z vodíku a hélia. Nachází se v průměrné vzdálenosti 779 milionů km od Slunce a na jeden oběh stráví asi 12 let. Navzdory své gigantické velikosti se tato planeta otáčí velmi rychle – rychleji než Země nebo Mars. Nejpřekvapivější je, že Jupiter nemá pevný povrch v obecně přijímaném smyslu – je to plynný obr. Jupiter vede skupinu obřích planet. Pojmenován po nejvyšším bohu antické mytologie (staří Řekové - Zeus, Římané - Jupiter) je pětkrát dále od Slunce než Země. Jupiter je díky rychlé rotaci silně zploštělý: jeho rovníkový poloměr (71 492 km) je o 7 % větší než polární, což je dobře vidět při pohledu dalekohledem. Gravitační síla na rovníku planety je 2,6krát větší než na Zemi. Jupiterův rovník je nakloněn pouze o 3° k jeho oběžné dráze, takže na planetě nejsou žádná roční období. Sklon oběžné dráhy k rovině ekliptiky je ještě menší - pouze 1°. Každých 399 dní se opozice Země a Jupiteru opakuje.

Vodík a helium jsou hlavními složkami této planety: objemově je poměr těchto plynů 89 % vodíku a 11 % helia a hmotnostně 80 % a 20 %. Celý viditelný povrch Jupiteru je hustá oblačnost, tvořící systém tmavých pásů a světlých zón na sever a na jih od rovníku k rovnoběžkám 40° severní a jižní šířky. Mraky tvoří vrstvy nahnědlých, červených a namodralých odstínů. Ukázalo se, že periody rotace těchto vrstev mraků nejsou stejné: čím blíže jsou k rovníku, tím kratší periodu rotují. Takže v blízkosti rovníku dokončí revoluci kolem osy planety za 9 hodin a 50 minut a ve středních zeměpisných šířkách - za 9 hodin a 55 minut. Pásy a zóny jsou oblasti sestupných a vzestupných proudů v atmosféře. Atmosférické proudy rovnoběžné s rovníkem jsou podporovány tepelnými toky z hlubin planety a také rychlou rotací Jupiteru a energií Slunce. Viditelná plocha zón se nachází přibližně 20 km nad pásy. Na hranicích pásů a zón jsou pozorovány silné turbulentní pohyby plynů. Vodíková-heliová atmosféra Jupiteru má obrovský rozsah. Oblačnost se nachází ve výšce asi 1000 km nad „povrchem“, kde se plynné skupenství vlivem vysokého tlaku mění na kapalné.

Ještě před lety kosmických lodí k Jupiteru bylo zjištěno, že tepelný tok z útrob Jupiteru je dvakrát větší než příliv slunečního tepla přijatého planetou. To může být způsobeno pomalým ponořením směrem ke středu planety více těžkých látek a vznik lehčích. Zdrojem energie může být i pád meteoritů na planetu. Barva pásů se vysvětluje přítomností různých chemických sloučenin. Blíže k pólům planety, ve vysokých zeměpisných šířkách, tvoří mraky souvislé pole s hnědými a namodralými skvrnami o průměru až 1000 km. Nejznámějším útvarem Jupiteru je Velká rudá skvrna, oválný útvar různé velikosti nacházející se v jižní tropické zóně. V současnosti má rozměry 15 000 × 30 000 km (tj. volně pojme dva zeměkoule), a před sto lety pozorovatelé zaznamenali, že velikost skvrny byla dvakrát větší. Někdy to není vidět příliš jasně. Velká rudá skvrna je dlouhotrvající vír v atmosféře Jupiteru, který během 6 pozemských dnů provede úplnou revoluci kolem svého středu. První studie Jupiteru na blízko (130 000 km) proběhla v prosinci 1973 pomocí sondy Pioneer-10. Pozorování tohoto přístroje v ultrafialovém záření ukázala, že planeta má rozšířenou vodíkovou a heliovou korónu. Zdá se, že horní vrstva mraku je cirrový amoniak, zatímco dole je směs vodíku, metanu a zmrzlých krystalů amoniaku. Infračervený radiometr ukázal, že teplota vnější oblačnosti je asi -133 °C. Bylo objeveno silné magnetické pole a byla zaregistrována zóna nejintenzivnějšího záření ve vzdálenosti 177 tisíc km od planety. Oblak Jupiterovy magnetosféry je patrný i za oběžnou dráhou Saturnu.

Dráha Pioneeru 11, který v prosinci 1974 proletěl ve vzdálenosti 43 000 km od Jupiteru, byla vypočtena jinak. Prošel mezi radiačními pásy a samotnou planetou a vyhnul se dávce radiace nebezpečné pro elektronická zařízení. Analýza barevných snímků vrstvy mraků získaných fotopolarimetrem umožnila odhalit rysy a strukturu mraků. Ukázalo se, že výška mraků je různá v pásech a zónách. Ještě před lety Pioneer-10 a -11 ze Země se s pomocí astronomické observatoře létající na letadle podařilo určit obsah dalších plynů v atmosféře Jupiteru. Podle očekávání byla zjištěna přítomnost fosfinu, plynné sloučeniny fosforu s vodíkem (PH 3), která dává oblačnosti barvu. Při zahřívání se rozkládá za uvolňování červeného fosforu. Unikátní vzájemné uspořádání na drahách Země a obřích planet, ke kterému došlo v letech 1976 až 1978, bylo využito k sekvenčnímu studiu Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu pomocí sond Voyager 1 a 2. Jejich trasy byly vypočítány tak, aby bylo možné využít gravitaci samotných planet k urychlení a otočení dráhy letu z jedné planety na druhou. V důsledku toho let k Uranu trval 9 let, nikoli 16, jak by to bylo podle tradičního schématu, a let k Neptunu - 12 let místo 20. Takové vzájemné uspořádání planet se bude opakovat až po 179 let.

Na základě dat získaných kosmickými sondami a teoretických výpočtů jsou konstruovány matematické modely oblačnosti Jupiteru a zpřesňovány představy o její vnitřní struktuře. V poněkud zjednodušené podobě lze Jupiter znázornit jako skořápky s hustotou, která se směrem ke středu planety zvyšuje. Na dně atmosféry o tloušťce 1500 km, jejíž hustota s hloubkou rychle roste, se nachází vrstva plynně-kapalného vodíku o tloušťce asi 7000 km. Na úrovni 0,9 poloměru planety, kde je tlak 0,7 Mbar a teplota asi 6500 K, přechází vodík do kapalného molekulárního stavu a po dalších 8000 km - do tekutého kovového stavu. Spolu s vodíkem a heliem obsahuje složení vrstev malé množství těžkých prvků. Vnitřní jádro o průměru 25 000 km je metalosilikátové, včetně vody, čpavku a metanu. Teplota ve středu je 23 000 K a tlak 50 Mbar. Saturn má podobnou strukturu.

Kolem Jupiteru se točí 63 známých satelitů, které lze rozdělit do dvou skupin – vnitřní a vnější, nebo pravidelné a nepravidelné; první skupina zahrnuje 8 satelitů, druhá - 55. Satelity vnitřní skupiny obíhají po téměř kruhových drahách, prakticky ležících v rovině rovníku planety. Čtyři satelity nejblíže k planetě - Adrastea, Metis, Amalthea a Theba mají průměry od 40 do 270 km a jsou v okruhu 2-3 poloměrů Jupiteru od středu planety. Ostře se liší od čtyř satelitů, které je následují a nacházejí se ve vzdálenosti 6 až 26 poloměrů Jupitera a mají mnohem větší rozměry, blízké velikosti Měsíce. Tyto velké satelity - Io, Europa, Ganymede a Callisto byly objeveny na počátku 17. století. téměř současně Galileo Galilei a Simon Marius. Obvykle se jim říká Galileovské satelity Jupitera, ačkoli první tabulky pohybu těchto satelitů sestavil Marius.

Vnější skupinu tvoří malé – o průměru 1 až 170 km – satelity pohybující se po protáhlých a silně nakloněných drahách k Jupiterovu rovníku. Pět satelitů blíže Jupiteru se přitom pohybuje po svých drahách ve směru rotace Jupiteru a téměř všechny vzdálenější satelity se pohybují v opačném směru. Podrobné informace o povaze povrchů satelitů získala kosmická loď. Zastavme se podrobněji u Galileových satelitů. Průměr nejbližšího satelitu k Jupiteru, Io, je 3640 km a jeho průměrná hustota je 3,55 g/cm 3 . Útroby Io jsou zahřívány vlivem slapového vlivu Jupitera a poruch, které do pohybu Io vnesli jeho sousedé – Europa a Ganymede. Slapové síly deformují vnější vrstvy Io a zahřívají je. V tomto případě nahromaděná energie vyráží na povrch v podobě sopečných erupcí. Z ústí sopek jsou oxid siřičitý a sirné páry vyvrhovány rychlostí asi 1 km/s do výšky stovek kilometrů nad povrchem družice. I když je v rovníkové oblasti Io průměrně asi -140 °C, existují horká místa o velikosti od 75 do 250 km, kde teploty dosahují 100-300 °C. Povrch Io je pokryt erupcemi a má oranžovou barvu. Průměrné stáří detailů na něm je malé - asi 1 milion let. Reliéf Io je převážně plochý, ale je zde několik hor vysokých od 1 do 10 km. Atmosféra Io je velmi řídká (prakticky je to vakuum), ale za družicí se táhne plynový ohon: podél oběžné dráhy Io bylo detekováno záření par kyslíku, sodíku a síry, produkty sopečné erupce.

Druhý z Galileových satelitů, Europa, je o něco menší než Měsíc, jeho průměr je 3130 km a průměrná hustota hmoty je asi 3 g/cm3. Povrch satelitu je posetý sítí světlých a tmavých čar: zjevně se jedná o praskliny v ledové kůře vzniklé v důsledku tektonických procesů. Šířka těchto zlomů se pohybuje od několika kilometrů do stovek kilometrů a délka dosahuje tisíců kilometrů. Odhady tloušťky kůry se pohybují od několika kilometrů do desítek kilometrů. V útrobách Evropy se také uvolňuje energie slapové interakce, která udržuje plášť v kapalné formě - subglaciální oceán, možná i teplý. Není proto divu, že existuje předpoklad o možnosti existence nejjednodušších forem života v tomto oceánu. Na základě průměrné hustoty satelitu by pod oceánem měly být silikátové horniny. Vzhledem k tomu, že na Europě, která má poměrně hladký povrch, je velmi málo kráterů, odhaduje se stáří detailů tohoto oranžovohnědého povrchu na stovky tisíc a miliony let. Snímky s vysokým rozlišením pořízené Galileem ukazují jednotlivá nepravidelně tvarovaná pole s protáhlými rovnoběžnými hřebeny a údolími, připomínající dálnice. Na řadě míst vystupují tmavé skvrny, nejspíš se jedná o nánosy hmoty vytažené zpod ledové vrstvy.

Podle amerického vědce Richarda Greenberga je třeba podmínky pro život na Evropě hledat nikoli v hlubokém subglaciálním oceánu, ale v četných trhlinách. Vlivem slapového efektu se trhliny periodicky zužují a rozšiřují do šířky 1 m. Když se trhlina zúží, voda oceánu klesá, a když se začne roztahovat, voda podél ní stoupá až téměř k samotnému povrchu. Skrze ledovou zátku, která brání vodě dostat se na povrch, pronikají sluneční paprsky nesoucí energii nezbytnou pro živé organismy.

Největší satelit v soustavě Jupiter – Ganymede má průměr 5268 km, ale jeho průměrná hustota je pouze dvakrát větší než hustota vody; to naznačuje, že asi 50 % hmotnosti satelitu tvoří led. Četné krátery pokrývající oblasti tmavě hnědé barvy svědčí o dávném stáří tohoto povrchu, asi 3-4 miliardy let. Mladší oblasti jsou pokryty soustavami rovnoběžných rýh tvořených lehčím materiálem při natahování ledové krusty. Hloubka těchto rýh je několik set metrů, šířka desítky kilometrů a délka může dosáhnout až několika tisíc kilometrů. Některé krátery Ganymede mají nejen systémy světelných paprsků (podobné Měsíci), ale někdy i tmavé.

Průměr Callisto je 4800 km. Na základě průměrné hustoty satelitu (1,83 g / cm 3) se předpokládá, že vodní led tvoří asi 60 % jeho hmoty. Tloušťka ledové kůry, podobně jako u Ganymedu, se odhaduje na desítky kilometrů. Celý povrch tohoto satelitu je zcela posetý krátery různých velikostí. Nemá rozšířené pláně ani systémy brázd. Krátery na Callisto mají slabě vyjádřenou šachtu a malou hloubku. Unikátním detailem reliéfu je víceprstencová struktura o průměru 2600 km, složená z deseti soustředných prstenců. Povrchová teplota na rovníku Callisto dosahuje v poledne -120 °C. Satelit má své vlastní magnetické pole.

30. prosince 2000 prošla sonda Cassini poblíž Jupiteru a zamířila k Saturnu. Zároveň byla v blízkosti „krále planet“ provedena řada experimentů. Jeden z nich byl zaměřen na detekci velmi řídké atmosféry galileovských satelitů během jejich zatmění Jupiterem. Další experiment spočíval v záznamu záření z radiačních pásů Jupiteru. Zajímavé je, že souběžně s prací Cassini bylo totéž záření zaznamenáno pomocí pozemních dalekohledů školáky a studenty ve Spojených státech. Výsledky jejich výzkumu byly použity společně s daty Cassini.

Výsledkem studia Galileových satelitů byla zajímavá hypotéza, že v raných fázích svého vývoje obří planety vyzařovaly obrovské tepelné toky do vesmíru. Jupiterovo záření by mohlo rozpustit led na povrchu tří Galileových satelitů. Na čtvrté - Callisto - by se to nemělo stát, protože je od Jupiteru vzdáleno 2 miliony km. Proto je jeho povrch tak odlišný od povrchů satelitů blíže k planetě.

Saturn

Mezi obřími planetami vyniká Saturn svým pozoruhodným prstencovým systémem. Stejně jako Jupiter je to obrovská, rychle rotující koule složená převážně z kapalného vodíku a helia. Saturn, který obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti 10krát větší než Země, dokončí úplnou revoluci na téměř kruhové dráze za 29,5 roku. Úhel sklonu oběžné dráhy k rovině ekliptiky je pouze 2 °, zatímco rovníková rovina Saturnu je nakloněna o 27 ° k rovině jeho oběžné dráhy, takže střídání ročních období je této planetě vlastní.

Jméno Saturn pochází z římského protějšku starověkého titána Krona, syna Urana a Gaie. Tato druhá největší planeta přesahuje objem Země 800krát a hmotnost 95krát. Je snadné spočítat, že jeho průměrná hustota (0,7 g/cm 3 ) je menší než hustota vody – jedinečně nízká pro planety sluneční soustavy. Rovníkový poloměr Saturnu podél horní hranice vrstvy oblačnosti je 60 270 km a polární poloměr je o několik tisíc kilometrů menší. Doba rotace Saturnu je 10 hodin 40 minut. Atmosféra Saturnu obsahuje 94 % vodíku a 6 % hélia (objemově).

Neptune

Neptun byl objeven v roce 1846 jako výsledek přesné teoretické předpovědi. Po studiu pohybu Uranu francouzský astronom Le Verrier určil, že sedmá planeta je ovlivněna přitažlivostí stejně hmotného neznámého tělesa, a vypočítal její polohu. Podle této předpovědi objevili němečtí astronomové Halle a D'Arrest Neptun.Později se ukázalo, že počínaje Galileem astronomové na mapách označili polohu Neptunu, ale spletli si ji s hvězdou.

Neptun je čtvrtá z obřích planet, pojmenovaná po bohu moří ve starověké mytologii. Rovníkový poloměr Neptunu (24 764 km) je téměř 4krát větší než poloměr Země a z hlediska hmotnosti je Neptun 17krát větší než naše planeta. Průměrná hustota Neptunu je 1,64 g/cm3. Obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti 4,5 miliardy km (30 AU), takže kompletní cyklus za téměř 165 pozemských let. Rovina oběžné dráhy planety je skloněna o 1,8° k rovině ekliptiky. Sklon rovníku k rovině oběžné dráhy je 29,6°. Vzhledem k velké vzdálenosti od Slunce je osvětlení na Neptunu 900krát menší než na Zemi.

Data přenášená sondou Voyager 2, která v roce 1989 proletěla do vzdálenosti 5 000 km od povrchu Neptunovy vrstvy oblačnosti, odhalila podrobnosti o oblačnosti planety. Pruhy na Neptunu jsou slabě vyjádřeny. Velká tmavá skvrna o velikosti naší planety, objevená na jižní polokouli Neptunu, je obří anticyklóna, která dokončí revoluci za 16 pozemských dnů. Toto je oblast vysokého tlaku a teploty. Na rozdíl od Velké rudé skvrny na Jupiteru, která se pohybuje rychlostí 3 m/s, se Velká tmavá skvrna na Neptunu pohybuje směrem na západ rychlostí 325 m/s. Menší tmavá skvrna nacházející se na 74° S. sh., se za týden posunul o 2000 km na sever. Docela rychlým pohybem se vyznačoval i světelný útvar v atmosféře, tzv. „koloběžka“. Na některých místech dosahuje rychlost větru v atmosféře Neptunu 400-700 m/s.

Stejně jako ostatní obří planety je atmosféra Neptunu převážně vodíková. Helium tvoří asi 15 % a 1 % metan. Viditelná vrstva oblačnosti odpovídá tlaku 1,2 baru. Předpokládá se, že na dně neptunské atmosféry je oceán vody nasycený různými ionty. Zdá se, že značné množství metanu je uloženo hlouběji v ledovém plášti planety. I při teplotě tisíců stupňů, při tlaku 1 Mbar se může tvořit směs vody, metanu a čpavku pevný led. Žhavý ledový plášť pravděpodobně tvoří 70 % hmotnosti celé planety. Asi 25 % hmoty Neptunu by podle výpočtů mělo patřit k jádru planety, sestávajícímu z oxidů křemíku, hořčíku, železa a jeho sloučenin a také hornin. Model vnitřní struktury planety ukazuje, že tlak v jejím středu je asi 7 Mbar a teplota asi 7000 K. Na rozdíl od Uranu je tepelný tok z nitra Neptunu téměř trojnásobkem tepla přijatého ze Slunce. . Tento jev je spojen s uvolňováním tepla při radioaktivním rozpadu látek s velkou atomovou hmotností.

Magnetické pole Neptunu je dvakrát slabší než magnetické pole Uranu. Úhel mezi osou magnetického dipólu a osou rotace Neptunu je 47°. Střed dipólu je posunut o 6000 km na jižní polokouli, takže magnetická indukce v blízkosti jižní magnetický pól 10krát vyšší než na severu.

Prstence Neptunu jsou obecně podobné prstencům Uranu, pouze s tím rozdílem, že celková plocha hmoty v prstencích Neptunu je 100krát menší než v prstencích Uranu. Samostatné oblouky prstenců obklopujících Neptun byly objeveny během zákrytů hvězd planetou. Snímky Voyageru 2 ukazují otevřené útvary kolem Neptunu, které se nazývají oblouky. Jsou umístěny na pevném vnějším prstenci nízké hustoty. Průměr vnějšího prstence je 69,2 tisíc km a šířka oblouků je asi 50 km. Ostatní okruhy nacházející se ve vzdálenostech od 61,9 tis. km do 62,9 tis. km jsou uzavřeny. Během pozorování ze Země byly v polovině dvacátého století nalezeny 2 satelity Neptunu - Triton a Nereid. Voyager 2 objevil 6 dalších satelitů o velikosti od 50 do 400 km a upřesnil průměry Triton (2705 km) a Nereid (340 km). V letech 2002-03 při pozorováních ze Země bylo objeveno 5 vzdálenějších satelitů Neptunu.

Největší satelit Neptunu - Triton obíhá kolem planety ve vzdálenosti 355 tisíc km s periodou asi 6 dnů na kruhové dráze skloněné o 23° k rovníku planety. Zároveň je to jediný z vnitřních satelitů Neptunu, který obíhá v opačném směru. Tritonova axiální rotační perioda se shoduje s jeho orbitální periodou. Průměrná hustota Tritonu je 2,1 g/cm3. Povrchová teplota je velmi nízká (38 K). Na satelitních snímcích je většina povrchu Tritonu rovina s mnoha trhlinami, a proto připomíná kůru melounu. Jižní pól je obklopen jasnou polární čepičkou. Na pláni bylo nalezeno několik prohlubní o průměru 150 - 250 km. Pravděpodobně byla ledová kůra satelitu opakovaně zpracovávána v důsledku tektonické aktivity a pádu meteoritů. Triton má zřejmě kamenné jádro o poloměru asi 1000 km. Předpokládá se, že ledová kůra o tloušťce asi 180 km pokrývá vodní oceán hluboký asi 150 km, nasycený čpavkem, metanem, solemi a ionty. Tritonova řídká atmosféra je většinou dusík, s malým množstvím metanu a vodíku. Sníh na povrchu Tritonu je dusíková námraza. Polární čepice je také tvořena mrazem dusíku. Úžasné útvary nalezené na polární čepičce - tmavé skvrny, protáhlé k severovýchodu (bylo jich nalezeno asi padesát). Ukázalo se, že jsou to plynové gejzíry, stoupající do výšky až 8 km a poté se měnící v oblaky táhnoucí se asi 150 km.

Na rozdíl od zbytku vnitřních satelitů se Nereid pohybuje po velmi protáhlé dráze a svou excentricitou (0,75) spíše připomíná dráhu komet.

Pluto

Pluto bylo po svém objevení v roce 1930 považováno za nejmenší planetu sluneční soustavy. V roce 2006 byla rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie zbavena statutu klasické planety a stala se prototypem nové třídy objektů – trpasličích planet. Do skupiny trpasličích planet zatím kromě ní patří asteroid Ceres a několik nedávno objevených objektů v Kuiperově pásu za oběžnou dráhou Neptunu; jeden z nich dokonce přesahuje velikost Pluta. Není pochyb o tom, že v Kuiperově pásu budou nalezeny další podobné předměty; takže ve sluneční soustavě může být docela hodně trpasličích planet.

Pluto oběhne kolem Slunce za 245,7 let. V době svého objevu byl poměrně daleko od Slunce a zaujímal místo deváté planety sluneční soustavy. Jenže oběžná dráha Pluta, jak se ukazuje, má značnou excentricitu, takže v každém oběžném cyklu je na 20 let blíže Slunci než Neptun. Na konci 20. století právě takové období nastalo: 23. ledna 1979 Pluto překročilo dráhu Neptunu, takže se ukázalo, že je blíže Slunci a formálně se stalo osmou planetou. V tomto stavu zůstalo až do 15. března 1999. Poté, co v září 1989 Pluto prošlo perihéliem své dráhy (29,6 AU), nyní směřuje k aféliu (48,8 AU), kterého dosáhne v roce 2112, a první úplné revoluci kolem Slunce po jeho objevu bude dokončen až v roce 2176.

Abyste pochopili zájem astronomů o Pluto, musíte si připomenout historii jeho objevu. Na začátku 20. století si astronomové při pozorování pohybu Uranu a Neptunu všimli v jejich chování určité zvláštnosti a navrhli, že za drahami těchto planet existuje další, dosud neobjevený, gravitační vliv, který ovlivňuje pohyb známých obřích planet. Astronomové dokonce vypočítali předpokládanou polohu této planety – „planety X“ – i když ne příliš sebevědomě. Po dlouhém hledání objevil v roce 1930 americký astronom Clyde Tombaugh devátou planetu, pojmenovanou po bohu podsvětí – Pluto. Objev však byl zjevně náhodný: následná měření ukázala, že hmotnost Pluta je příliš malá na to, aby jeho gravitace znatelně ovlivnila pohyb Neptunu a zejména Uranu. Dráha Pluta se ukázala být mnohem protáhlejší než u jiných planet a znatelně nakloněná (17°) k ekliptice, což také není pro planety typické. Někteří astronomové mají tendenci považovat Pluto za „nesprávnou“ planetu, spíše jako steroid nebo ztracený měsíc Neptunu. Pluto má ale své družice a občas i atmosféru, kdy se led pokrývající jeho povrch vypařuje v oblasti perihélia oběžné dráhy. Obecně bylo Pluto prozkoumáno velmi špatně, protože k němu dosud neletěla jediná sonda; Donedávna ani takové pokusy nebyly. V lednu 2006 ale k Plutu odstartovala sonda New Horizons (NASA), která by kolem planety měla proletět v červenci 2015.

Měřením intenzity slunečního světla odraženého Plutem astronomové zjistili, že zdánlivá jasnost planety se periodicky mění. Toto období (6,4 dne) bylo bráno jako období axiální rotace Pluta. V roce 1978 upozornil americký astronom J. Christie na nepravidelný tvar obrazu Pluta na fotografiích pořízených s nejlepším úhlovým rozlišením: rozmazaná skvrna na snímku často zakrývala výstupek na jedné straně; změnila se i její pozice s obdobím 6,4 dne. Christie dospěla k závěru, že Pluto má poměrně velký satelit, který byl pojmenován Charon po mýtickém lodníkovi, který přepravoval duše mrtvých po řekách v podzemním království mrtvých (vládcem tohoto království, jak víte, byl Pluto). Charon se objevuje buď ze severu, nebo z jihu od Pluta, takže bylo jasné, že dráha satelitu, stejně jako osa rotace planety samotné, je silně nakloněna k rovině její dráhy. Měření ukázala, že úhel mezi osou rotace Pluta a rovinou jeho oběžné dráhy je asi 32° a rotace je obrácená. Charonova dráha leží v rovníkové rovině Pluta. V roce 2005 byly objeveny další dva malé satelity – Hydra a Nix, obíhající dále než Charon, ale ve stejné rovině. Pluto se svými satelity tedy připomíná Uran, který rotuje, „ležící na boku“.

Doba rotace Charona, která je 6,4 dne, se shoduje s dobou jeho pohybu kolem Pluta. Stejně jako Měsíc je i Charon vždy otočen k planetě z jedné strany. To je charakteristické pro všechny satelity pohybující se blízko planety. Kupodivu i Pluto čelí Charonovi vždy stejnou stranou; v tomto smyslu jsou si rovni. Pluto a Charon jsou unikátní binární systém, velmi kompaktní a mající bezprecedentní vysoký postoj hmotnosti satelitu a planety (1:8). Poměr hmotností Měsíce a Země je například 1:81, zatímco jiné planety mají podobné poměry mnohem méně. Pluto a Charon jsou v podstatě dvojitá trpasličí planeta.

Nejlepší snímky systému Pluto-Charon pořídil Hubbleův vesmírný dalekohled. Podařilo se jim určit vzdálenost mezi satelitem a planetou, která se ukázala být jen asi 19 400 km. Pomocí zatmění hvězd Plutem a také vzájemným zatměním planety jeho satelitem bylo možné zpřesnit jejich velikosti: průměr Pluta je podle posledních odhadů 2300 km a průměr Charonu 1200 km. Průměrná hustota Pluta je v rozmezí od 1,8 do 2,1 g / cm3 a Charon - od 1,2 do 1,3 g / cm3. Vnitřní struktura Pluta, sestávající z kamenů a vodního ledu, se zjevně liší od struktury Charonu, který připomíná spíše ledové satelity obřích planet. Povrch Charonu je o 30 % tmavší než povrch Pluta. Odlišná je i barva planety a satelitu. Zřejmě vznikly nezávisle na sobě. Pozorování ukázala, že v perihéliu oběžné dráhy se jas Pluta výrazně zvyšuje. To dalo důvod předpokládat výskyt dočasné atmosféry poblíž Pluta. Během zákrytu hvězdy Plutem v roce 1988 jasnost této hvězdy postupně během několika sekund klesala, z čehož bylo nakonec zjištěno, že Pluto má atmosféru. Jeho hlavní složkou je s největší pravděpodobností dusík a další složky mohou obsahovat metan, argon a neon. Tloušťka vrstvy oparu se odhaduje na 45 km a samotná atmosféra - na 270 km. Obsah metanu by se měl měnit v závislosti na poloze Pluta na jeho oběžné dráze. Pluto prošlo perihéliem v roce 1989. Výpočty ukazují, že část nánosů zmrzlého metanu, dusíku a oxidu uhličitého přítomných na jeho povrchu ve formě ledu a jinovatky přechází do atmosféry, když se planeta přibližuje ke Slunci. Maximální povrchová teplota Pluta je 62 K. Zdá se, že povrch Charonu je tvořen vodním ledem.

Pluto je tedy jedinou planetou (i když trpasličí), jejíž atmosféra se buď objevuje, nebo mizí, jako kometa při jejím pohybu kolem Slunce. Pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu byly v květnu 2005 objeveny dva nové satelity trpasličí planety Pluto, nazvané Nix a Hydra. Dráhy těchto satelitů se nacházejí za dráhou Charonu. Nyx je asi 50 000 km od Pluta a Hydra asi 65 000 km. Mise New Horizons, která byla zahájena v lednu 2006, je navržena tak, aby prozkoumala okolí Pluta a Kuiperův pás.

Vesmír je neuvěřitelně rozlehlé místo, tak neuvěřitelné, že ani lidská představivost nedokáže pojmout celou hloubku nesmírnosti vesmíru. Pokud jde o naši sluneční soustavu, je podle měřítek vesmíru jen její nepatrná část. Zatímco pro nás, pouhé smrtelné obyvatele malé planety zvané Země, je sluneční soustava velmi velkým místem a navzdory všem velkým úspěchům astronomie v posledních letech, stále zůstává mnoho neznámého, teprve se začínáme blížit k hranicím naší rodné sluneční soustavy.

Historie průzkumu sluneční soustavy

Od pradávna se lidé dívali na hvězdy, zvídavé mysli přemýšlely o jejich původu a povaze. Brzy bylo zjištěno, že některé hvězdy mění svou polohu na hvězdné obloze, takže byly objeveny první planety. Samotné slovo "planeta" je přeloženo ze starověké řečtiny jako "tulák". Planety dostaly jména bohů starověkého panteonu: Mars, Venuše a tak dále. Jejich pohyb a původ byl vysvětlen krásnými poetickými mýty, které jsou přítomny u všech národů starověku.

Přitom lidé minulosti věřili, že Země je středem vesmíru, planety, jiné hvězdy, vše se točí kolem Země. I když samozřejmě již ve starověku existovali vědci, jako například Aristarchos ze Samosu (říká se mu také starověký Koperník), kteří věřili, že všechno je poněkud jinak. Ale skutečný průlom ve studiu sluneční soustavy nastal během renesance a je spojen se jmény vynikajících astronomů Mikuláše Koperníka, Giordana Bruna, Johannese Keplera. Tehdy vznikla myšlenka, že naše Země není středem Vesmíru, ale jen jeho nepatrně malou částí, že Země obíhá kolem Slunce a ne naopak.

Postupně byly objeveny všechny dnes známé planety sluneční soustavy, jejich četné satelity a mnoho dalšího.

Struktura a složení sluneční soustavy

Strukturu sluneční soustavy lze rozdělit do následujících prvků:

• Slunce, jeho centrum a hlavní zdroj energie, je to mocné Slunce, které udržuje planety na jejich místech a nutí je rotovat na svých drahách.
• Terestrické planety. Vědci astronomové rozdělili sluneční soustavu na dvě části: vnitřní sluneční soustavu a vnější sluneční soustavu. Čtyři blízké kamenné planety byly zahrnuty do vnitřní sluneční soustavy: Venuše, Země a Mars.
• Pás asteroidů, který leží za Marsem. Předpokládá se, že vznikl ve vzdálených dobách zrodu naší sluneční soustavy a skládá se z různých kosmických trosek.
• Obří planety, to jsou také plynní obři, kteří se nacházejí ve vnější části sluneční soustavy. Jsou to Jupiter, Saturn a Neptun. Na rozdíl od terestrických planet, které mají pevný povrch s pláštěm a jádrem, jsou plynní obři naplněni převážně směsí vodíku a helia. Při podrobnějším studiu se složení planet sluneční soustavy může lišit.
• Coiler belt a Aorta cloud. Nacházejí se za Neptunem a žijí tam trpasličí planety, z nichž nejznámější jsou četné. Protože tyto oblasti jsou od nás velmi vzdálené moderní věda má o nich velmi málo informací. Obecně je mnoho rysů struktury sluneční soustavy stále špatně pochopeno.

Schéma struktury sluneční soustavy

Zde je na obrázku názorně vidět vizuální model struktury sluneční soustavy.

Vznik sluneční soustavy a její vývoj

Podle vědců se naše sluneční soustava objevila před 4,5 miliardami let v důsledku velkého gravitačního kolapsu obřího molekulárního mračna složeného z helia, vodíku a řady těžších chemických prvků. Většina tohoto mraku se shromáždila ve středu, díky silnému shlukování se teplota zvýšila a v důsledku toho vzniklo naše Slunce.

Pouze kvůli vysoké teplotě v blízkosti novorozené hvězdy pevná tělesa, a tak se objevily první pevné planety, mezi nimi i naše vlast. Ale planety, což jsou plynní obři, vznikly ve větší vzdálenosti od Slunce, teplota tam nebyla tak vysoká, v důsledku toho velké masy ledu vytvořily gigantické velikosti tamních planet.

Tento obrázek ukazuje, jak po etapách probíhal vývoj sluneční soustavy.

Průzkum sluneční soustavy

Skutečný boom spojený se studiem vesmíru a sluneční soustavy začal v polovině minulého století, zejména s vesmírnými programy býv. Sovětský svaz a USA: spuštění prvního umělé družice, let prvních astronautů, slavné přistání amerických astronautů na Měsíci (což je pravda, někteří skeptici považují za fejk) a tak dále. Ale nejvíce účinná metoda při studiu sluneční soustavy tehdy a nyní je vysílání speciálních výzkumných sond.

První umělá sovětská kosmická loď Sputnik 1 (na obrázku) byla vypuštěna na oběžnou dráhu již v roce 1957, kde několik měsíců sbírala data o zemské atmosféře a ionosféře. V roce 1959 se k ní přidal americký satelit Explorer, byl to on, kdo pořídil první vesmírné fotografie naší planety. Poté odstartovali Američané z NASA celá řada výzkumné sondy k jiným planetám:

• Mariner letěl na Venuši v roce 1964.
• Mariner 4 dorazil k Marsu v roce 1965 a poté úspěšně minul Merkur v roce 1974.
• V roce 1973 byla k Jupiteru vyslána sonda Pioneer 10 a začalo vědecké studium vnějších planet.
• V roce 1974 byla vyslána první sonda k Saturnu.
• V 80. letech minulého století se kosmická loď Voyager, která jako první proletěla kolem plynných obrů a jejich satelitů, stala skutečným průlomem.

Aktivní průzkum vesmíru pokračuje i v naší době, takže poměrně nedávno, v září tohoto roku 2017, zemřela v atmosféře Saturnu kosmická loď Casini, která byla vypuštěna v roce 1997. Během své dvacetileté výzkumné mise provedl mnoho zajímavých pozorování atmosféry Saturnu, jeho satelitů a samozřejmě slavných prstenců. Poslední hodiny a minuty Casiniho života vysílala živě NASA.