2016. aasta jaanuaris teatasid teadlased, et päikesesüsteemis võib olla veel üks planeet. Paljud astronoomid otsivad seda, senised uuringud viivad mitmetähenduslike järeldusteni. Sellegipoolest on planeedi X avastajad selle olemasolus kindlad. räägib sellesuunalise töö viimastest tulemustest.

Planeet X võimaliku tuvastamise kohta väljaspool Pluuto orbiidi, astronoomid ja Konstantin Batygin California Tehnoloogiainstituudist (USA). Üheksas planeet Päikesesüsteem, kui see on olemas, on Maast umbes 10 korda raskem ja oma omadustelt sarnaneb Neptuuniga - gaasihiiglasele, kõige kaugemale teadaolevale planeedile, mis tiirleb ümber meie tähe.

Autorite sõnul on planeedi X pöördeperiood ümber Päikese 15 tuhat aastat, selle orbiit on väga piklik ja tasapinna suhtes kaldu. Maa orbiit. Planeedi X maksimaalseks kauguseks Päikesest hinnatakse 600–1200 astronoomilist ühikut, mis toob oma orbiidi kaugemale Kuiperi vööst, milles Pluuto asub. Planeedi X päritolu pole teada, kuid Brown ja Batygin usuvad, et see kosmoseobjekt 4,5 miljardit aastat tagasi löödi Päikese lähedal asuvast protoplanetaarsest kettast välja.

Astronoomid avastasid selle planeedi teoreetiliselt, analüüsides gravitatsioonihäireid, mida see avaldab teistele Kuiperi vöö taevakehadele - kuue suure trans-Neptuuni objekti (st Neptuuni orbiidist kaugemal asuva) trajektoorid osutusid üheks kobaraks ( sarnaste periheeli argumentidega, tõusva sõlme pikkuskraad ja kalle). Brown ja Batygin hindasid oma arvutustes algselt vea tõenäosuseks 0,007 protsenti.

Kus täpselt on planeet X – pole teada, millist osa taevasfäärist peaks teleskoopidega jälgima – pole selge. Taevakeha asub Päikesest nii kaugel, et on näha selle kiirgust kaasaegsed vahendidäärmiselt raske. Ja tõendid planeedi X olemasolu kohta, mis põhinevad selle gravitatsioonilisel mõjul Kuiperi vöö taevakehadele, on vaid kaudsed.

Video: caltech / YouTube

2017. aasta juunis otsisid Kanada, Ühendkuningriigi, Taiwani, Slovakkia, USA ja Prantsusmaa astronoomid planeeti X, kasutades Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) Trans-Neptuuni objektide kataloogi. Uuriti kaheksa trans-Neptuuni objekti orbiidi elemente, mille liikumist planeet X peaks mõjutama - objektid rühmitataks teatud viisil (klastrisse) vastavalt nende kalduvusele. Kaheksa objekti hulgast on esmakordselt vaatluse all neli, mis kõik asuvad Päikesest enam kui 250 astronoomilise ühiku kaugusel. Selgus, et ühe objekti, 2015. aasta GT50 parameetrid ei sobitu klastrisse, mis seab kahtluse alla Planet X olemasolu.

Planet X avastajad usuvad aga, et 2015. aasta GT50 ei lähe nende arvutustega vastuollu. Nagu Batõgin märkis, näitab Päikesesüsteemi, sealhulgas planeedi X dünaamika numbriline modelleerimine, et väljaspool 250 astronoomilisest ühikust koosnevat poolpeatelge peaks eksisteerima kaks klastrit. taevakehad, mille orbiidid on joondatud planeediga X: üks on stabiilne, teine ​​on metastabiilne. Kuigi 2015. aasta GT50 objekt ei sisaldu üheski neist klastritest, reprodutseeritakse see siiski simulatsiooni abil.

Batõgin usub, et selliseid objekte võib olla mitu. Tõenäoliselt on nendega seotud ka planeedi X väiksema pooltelje asend.Astronoom rõhutab, et planeedi X kohta andmete avaldamisest alates ei viita selle olemasolule mitte kuus, vaid 13 trans-Neptuuni objekti, millest 10 taevakeha kuuluvad a. stabiilne klaster.

Kui mõned astronoomid kahtlevad planeedis X, leiavad teised selle kasuks uusi tõendeid. Hispaania teadlased Carlos ja Raul de la Fuente Marcos uurisid Kuiperi vöö komeetide ja asteroidide orbiitide parameetreid. Objektide liikumises tuvastatud kõrvalekaldeid (korrelatsioonid tõusva sõlme pikkuskraadi ja kalde vahel) on autorite sõnul lihtne seletada massiivse keha olemasoluga Päikesesüsteemis, mis on orbiidi poolpeatelg. mis on 300-400 astronoomilist ühikut.

Pealegi võib päikesesüsteemis olla mitte üheksa, vaid kümme planeeti. Hiljuti avastasid Arizona ülikooli (USA) astronoomid Kuiperi vööst veel ühe taevakeha, mille mõõtmed ja mass on Marsi lähedal. Arvutused näitavad, et hüpoteetiline kümnes planeet asub tähest 50 astronoomilise ühiku kaugusel ja selle orbiit on ekliptika tasandi suhtes kaheksa kraadi kallutatud. Taevakeha häirib Kuiperi vööst pärit teadaolevaid objekte ja suure tõenäosusega oli iidsetel aegadel Päikesele lähemal. Eksperdid märgivad, et täheldatud mõjusid ei seleta "teisest Marsist" palju kaugemal asuva planeet X mõju.

Praegu on teada umbes kaks tuhat trans-Neptuuni objekti. Uute vaatluskeskuste, eelkõige LSST (Large Synoptic Survey Telescope) ja JWST (James Webbi kosmoseteleskoop) kasutuselevõtuga kavatsevad teadlased viia Kuiperi vöös ja kaugemalgi teadaolevate objektide arvu 40 000-ni. See võimaldab mitte ainult määrata Neptuuni-üleste objektide trajektooride täpseid parameetreid ja selle tulemusena kaudselt tõestada (või ümber lükata) planeedi X ja "teise Marsi" olemasolu, vaid ka neid otseselt tuvastada.

Päikesesüsteemi, milles me elame, hakkavad maised uurijad tasapisi üha rohkem uurima.

Vaatleme uuringu etappe ja tulemusi:

• elavhõbe
• Veenus,
• kuu,
• Marss
• Jupiter
• Saturn
• uraan,
• Neptuun.

Maapealsed planeedid ja Maa satelliit

Elavhõbe.

Merkuur on Päikesele lähim planeet.

1973. aastal lasti teele Ameerika sond Mariner 10, mille abil õnnestus esmakordselt joonistada Merkuuri pinnast piisavalt usaldusväärseid kaarte. 2008. aastal pildistati esimest korda planeedi idapoolkera.

Merkuur jääb aga 2018. aasta seisuga maapealse rühma – Veenus, Maa ja Marss – kõige vähem uuritud planeediks. Elavhõbe on väike, sellel on ebaproportsionaalselt suur sulasüdamik ja selles on vähem oksüdeerunud materjale kui tema naabritel.

2018. aasta oktoobris on oodata Euroopa ja Jaapani kosmoseagentuuri ühisprojekti Bepi Colombo missiooni Mercurysse starti. Seitsmeaastase teekonna tulemuseks peaks olema Merkuuri kõigi tunnuste uurimine ja selliste tunnuste ilmnemise põhjuste analüüs.

Veenus.

Veenust on uurinud enam kui 20 kosmoseaparaati, peamiselt Nõukogude ja Ameerika. Planeedi reljeefi oli võimalik näha planeedi pinna radarsondeerimisega kosmoseaparaadil Pioneer-Venus (USA, 1978), Venera-15 ja -16 (NSVL, 1983-84) ning Magellan (USA, 1990). -94 aastat).

Maapealne radar võimaldab "näha" vaid 25% pinnast ja palju väiksema detailiresolutsiooniga, kui kosmoseaparaat on võimeline. Näiteks sai Magellan kogu pinnast pilte eraldusvõimega 300 m Selgus, et suurema osa Veenuse pinnast hõivavad künklikud tasandikud.

Viimastest Veenuse uuringutest märgime Euroopa Kosmoseagentuuri Venus Expressi missiooni uurida planeeti ja selle atmosfääri iseärasusi. Veenuse vaatlus toimus aastatel 2006–2015, 2015. aastal põles seade atmosfääris ära. Tänu nendele uuringutele saadi pilt Veenuse lõunapoolkerast, samuti saadi infot 200kilomeetrise läbimõõduga hiiglasliku Idunni vulkaani hiljutise vulkaanilise tegevuse kohta.

Kuu.

Maalaste esimene tähelepanuobjektiks oli Kuu.

Aastatel 1959 ja 1965 pildistasid Nõukogude kosmoseaparaadid Luna-3 ja Zond-3 esmakordselt satelliidi "tumedat" poolkera, mis oli Maalt nähtamatu.

1969. aastal maandusid inimesed esimest korda Kuule. Kuulsaim Kuu peal kõndinud Ameerika astronaut on Neil Armstrong. Kokku külastas Apollo kosmoselaeva abil Kuud 12 Ameerika ekspeditsiooni. Uuringute tulemusena toodi Maale umbes 400 kilogrammi Kuu kivimit.

Seejärel lakkasid Kuu programmi hiiglaslike kulude tõttu mehitatud lennud Kuule. Kuu uurimist hakati läbi viima automaatsete ja Maa poolt juhitavate kosmoselaevade abil.

Viimasel veerandsajandil on Kuu uurimises toimumas uus etapp. Kosmoselaeva "Clementine" 1994. aastal, "Lunar Prospector" 1998-1999 ja "Smart-1" 2003-2006 uuringute tulemusena õnnestus maapealsetel uurijatel saada uuemaid ja täpsemaid andmeid. Eelkõige avastati arvatavasti vesijää ladestused. Suur hulk neid maardlaid on avastatud Kuu pooluste lähedalt.

Ja 2007. aastal oli kord Hiina kosmoselaevadel. Selliseks seadmeks sai Chanye-1, mis käivitati 24. oktoobril. 8. novembril 2008 saadeti Kuu orbiidile India kosmoselaev Chandrayan 1. Kuu on inimkonna lähikosmose arendamise üks peamisi eesmärke.

Marss.

Maapealsete uurijate järgmine sihtmärk on planeet Marss. Esimene uurimissõiduk, mis pani aluse Punase planeedi uurimisele, oli Nõukogude sond Mars-1. 1971. aastal saadud Ameerika aparaadi "Mariner - 9" andmetel oli võimalik koostada üksikasjalikud kaardid Marsi pind.

Seoses kaasaegse uurimistööga märgime järgmist uurimistööd. Nii õnnestus 2008. aastal Phoenixi kosmoselaeval esimest korda pinda puurida ja jää tuvastada.

Ja 2018. aastal suutis Euroopa Kosmoseagentuuri Mars Expressi orbiidi pardale paigaldatud radar MARSIS anda esimesed tõendid selle kohta, et Marsil on vedel vesi. See järeldus tuleneb jää alla peidetud lõunapooluselt avastatud märkimisväärse suurusega järvest.

hiiglaslikud planeedid

Jupiter.

Jupiterit uuriti esmakordselt lähedalt 1973. aastal, kasutades Nõukogude Pioneer 10 sondi. Jupiteri uurimisel olid olulised ka lennud. Ameerika seadmed Voyager, viidi läbi 1970. aastatel.

Kaasaegsete uuringute põhjal märgime selle fakti. 2017. aastal avastas Scott S. Sheppardi juhitud Ameerika astronoomide meeskond, kes otsis potentsiaalset üheksandat planeeti väljaspool Pluuto orbiiti, Jupiteri ümber kogemata noorkuud. Selliseid kuud oli 12. Selle tulemusena kasvas Jupiteri satelliitide arv 79-ni.

Saturn.

1979. aastal suutis Saturni ümbrust uuriv kosmoselaev Pioneer 11 tuvastada planeedi ümber uue rõnga, mõõta atmosfääri temperatuuri ja paljastada planeedi magnetosfääri piirid.

1980. aastal edastas Voyager 1 esimest korda selgeid pilte Saturni rõngastest. Nende piltide põhjal sai selgeks, et Saturni rõngad koosnevad tuhandetest üksikutest kitsastest rõngastest. Samuti leiti 6 uut Saturni satelliiti.

Suurima panuse hiidplaneedi uurimisse andis Cassini kosmoseaparaat, mis töötas Saturni orbiidil aastatel 2004–2017. Selle abil oli võimalik eelkõige kindlaks teha, millest koosneb Saturni ülemine atmosfäär ja millised on selle keemilise koostoime tunnused rõngastest pärinevate materjalidega.

Uraan.

Planeedi Uraan avastas 1781. aastal astronoom V. Herschel. Uraan on jäähiiglane.

1977. aastal avastati, et ka Uraanil on oma rõngad.

Märkus 1

Ainus kosmoselaev Maal, mis on Uraani lähedal olnud, on Voyager 2, mis lendas sellest mööda juba 1986. aastal. Ta pildistas planeeti, leidis 2 uut rõngast ja 10 Uraani noorkuud.

Neptuun.

Neptuun on hiiglaslik planeet ja esimene matemaatiliste arvutuste abil avastatud planeet.

Voyager 2 on seni ainus kosmoselaev, mis seal viibinud on. See möödus 1989. aastal Neptuuni lähedalt, paljastades mõned detailid planeedi atmosfäärist, aga ka hiiglasliku Maa-suuruse antitsükloni lõunapoolkeral.

Kääbusplaneedid

Kääbusplaneedid on need taevakehad, mis tiirlevad ümber Päikese ja millel on piisavalt massi, et säilitada oma sfääriline kuju. Sellised planeedid ei ole teiste planeetide satelliidid, kuid erinevalt planeetidest ei saa nad oma orbiiti teistest kosmoseobjektidest puhastada.

Kääbusplaneetide hulka kuuluvad nimekirjast kustutatud Pluuto, Makemake, Ceres, Haumea ja Eris.

Märkus 2

Pange tähele, et endiselt vaieldakse Pluuto üle, kas pidada seda planeediks või kääbusplaneediks.

Planeet üheksa

20. jaanuaril 2016 püstitasid Caltechi astronoomid Konstantin Batygin ja Michael Brown hüpoteesi, et Pluuto orbiidist kaugemal on massiivne trans-Neptuuni planeet. Planeeti üheksa pole aga tänaseni avastatud.

Pärast Kuu uurimist liikusid õpetused edasi Päikesesüsteemi planeetide uurimisele. 12. veebruaril 1961 saadeti Nõukogude automaatjaam Venera-1 lähimale planeedile - Veenusele. See jõudis planeedi orbiidile kolme kuuga.

1962. aastal toimus Pariisis rahvusvaheline kosmosekonverents, kus muuhulgas arutati küsimust: kas kosmosejaama oleks võimalik Marsile saata enne 1980. aastat või mitte. Marsile oli võimalik rakett saata palju varem – samal 1962. aastal. Nõukogude rakett sai nimeks "Mars-1". Vastuseks Maa päringutele võeti vastu 61 signaali, mis edastasid Maale kõikvõimalikku teavet planeedi kohta. 1963. aasta märtsis aga side raketiga katkes ja seda enam ei taastatud.

1971. aasta mais lasti välja veel kaks Nõukogude raketti: Mars-2 ja Mars-3. Nad pidid läbi viima põhjaliku uuringu planeedi pinna ja seda ümbritseva ruumi kohta. Mars-3-lt saadeti alla laskuv sõiduk, mis esimest korda ajaloos tegi planeedi pinnale pehme maandumise. Ta edastas teabe Mars-3-le ja sealt saadeti see Maale.

Seejärel saatsid Nõukogude teadlased sellele planeedile automaatjaamad "Mars-4", "Mars-5", "Mars-6" ja "Mars-7". Tänu nendele jaamadele tehti ka esimesed fotod Marsi pinnast.

Fotosid uurides selgus, et Marsi pind on ebatasane. See jaguneb heledateks aladeks, nn mandriteks ja tumedateks hallrohelisteks "mereks". Maa-alad hõivavad umbes 75% kogu planeedi pinnast. Kõrguste vahe on 14-16 km, kuid leidub ka vulkaanilisi mägesid, mis ulatuvad 27 km kõrgusele.

Nagu Kuu pind, on see kaetud arvukate kraatritega, millel on väga erinevad suurused ja kujundid. Nad ei ole ikka veel nii sügaval kui Kuul, kuid pidutsevad märkimisväärselt. Suurimad kraatrid ulatuvad enam kui kahekümne kilomeetri kõrgusele ja neil on 500–600 km läbimõõduga alused. Teadlased usuvad, et Marsil toimus aktiivne vulkaaniline tegevus, mis lõppes mitusada miljonit aastat tagasi, st planeedi vanusega võrreldes suhteliselt hiljuti.

Kraatrite vahelt leiti volte, vigu ja pragusid. Keskmiselt on need mitusada kilomeetrit pikad ja kümneid kilomeetreid laiad. Sügavus ulatub mitme meetrini.

Tänu kosmoselaevadele sai teatavaks, et planeedi pind on kõrb, millel pole elumärke. Sageli on tugevad tormid, mis tõstavad liivapilvi. Juhtub, et tuule kiirus ulatub sadade meetriteni sekundis.

Laskumissõiduki "Mars-6" eesmärk oli uurida planeedi pinna kohal asuvat ruumi. Ta läbis atmosfääri ja kogus selle struktuuri kohta andmeid, mis kanti automaatlabori pardale ja sealt edasi Maale.

Marsi atmosfäär on haruldases olekus. See koosneb 95% süsinikdioksiid, 3% lämmastikku, 1,5% argooni, 0,15% hapnikku ja väga vähe auru. Mõned Marsi pinnavormid – pikad kanjonid, mis meenutavad jõesänge, ja tasased pinnad, mis on justkui liustike poolt silutud, võimaldavad teadlastel järeldada, et planeedil oli vett. Tõenäoliselt on see praegu planeedi pinnal igikeltsa kujul, mis on kaetud liiva ja tolmuga. Mõned teadlased väidavad isegi, et vesi võib planeedi soolestikus vedelal kujul püsida. Seda pole aga seni leitud, hoolimata sellest, et ka Marsi siseehitust on enam-vähem uuritud.

Samaaegselt Marsi uurimisega saatsid Nõukogude teadlased Veenusele automaatjaamad. Kõigepealt saadeti Venera 1, seejärel Venera 2. Kuid need seadmed ei suutnud planeedi pinna kohta palju teatada. Veenus oli teadlaste jaoks jätkuvalt kõige salapärasem planeet, kuna selle pinna kohta läbi tiheda pilvkatte ei saa midagi öelda. Esimest korda jõudis Veenuse pinnale Venera-3 aparaat ja järgmine, Venera-4, tegi oma esimese sujuva laskumise atmosfääris.

Atmosfääriuuringuid viis läbi Venera-7 uurimisjaam. Tänu saadud andmetele sai teatavaks, et planeedil on tekkinud väga rasked tingimused: temperatuur tõuseb 750 ° K-ni, rõhk ulatub 100 atmosfäärini. Atmosfäär koosneb 97% süsinikdioksiidist, 3% lämmastikust, väga vähesest veeaurust ja hapnikust. Lisaks on atmosfäärist leitud SO2, H2S, CO, HF. Suurimat veeauru kontsentratsiooni - umbes 1% - täheldatakse umbes 50 km kõrgusel. Veenuse pilved on 75% väävelhappest. Kasvuhooneefekti tõttu pole Veenuse pinnal veest märkigi.

Paljud teadlased olid pärast nende andmete saamist pettunud, kuna lootsid, et just Veenusel võis eksisteerida maaga sarnane taimestik ja isegi loomastik. Lootus: leida planeedilt elu aga ei täitunud.

1975. aastal lasti orbiidile kaks Nõukogude automaatset satelliiti Venera-9 ja Venera-10. Laskumissõidukitel õnnestus teha pehme maandumine planeedi pinnale. Kolm aastat hiljem saadeti planeedile veel kaks sõidukit: Venera-11 ja Venera-12 ning aastatel 1981-1982 - Venera-13 ja Venera-14.

1983. aastal käivitati planeetidevahelised automaatjaamad Venera-15 ja Venera-16. Orbiidile jõudes muutusid nad planeedi satelliitideks, jätkates atmosfääri ja planeedi pinna põhjalikke uuringuid. Üks uurimismeetodeid oli Veenuse põhjapoolkera pinna radarkaardistamine.

Lisaks atmosfääriandmetele tehti Maal fotosid planeedi pinna- ja pinnaseproovidest. Selgus, et Veenusel, nagu ka Marsil, on mägesid, kraatreid ja rikkeid, kuid need on suhteliselt haruldased. Umbes 90% pinnast moodustavad erineva suurusega kivide ja tahvlitega kaetud tasandikud. Ülejäänud 10% moodustavad kolm vulkaanilist piirkonda: Ištari vulkaaniline platoo, mis hõlmab maa-ala, mis on võrdne Austraalia mandriosaga. kõrgeim punkt on Maxwelli mägi (selle kõrgus on 12 km). Mis puutub pinnasesse, siis selle koostis ei erine palju maismaa settekivimite koostisest.

Tänu kuueteistkümnele jaamale õnnestus teadlastel palju teada saada Veenuse atmosfääri, pinna ja sisemise struktuuri kohta. Saadud andmed on aga endiselt ebapiisavad, et teha lõplikke järeldusi selle planeedi arengu kohta. Seetõttu Veenuse uurimine tõenäoliselt jätkub.

Ameerika teadlased osalesid ka meile kahe lähima planeedi – Veenuse ja Marsi – uurimisel. 1962. aastal saadeti jaam Mariner-2 Veenusele ja aastatel 1964-1965 Mariner-4 Marsile.

Veenusele suunatud jaam lähenes oma pinnani 35 km kaugusele. Seadmed ei registreerinud kangete jälgi magnetväli ja kiirgusvööd. Täpsustati planeedi mass (selgus, et see on 0,81 Maa massi). Ka ameeriklased otsisid Veenuse pealt jälge: vähemalt valgulisi eluvorme, aga ei leidnud.

Mariner 4 tegi pinnast pilte ja uuris Marsi atmosfääri. Esialgu ei leitud fotodelt nende kanalite jälgi, mis 19. sajandi astronoomide hinnangul olid märgiks arenenud tsivilisatsioonide olemasolust. Põhjuseks oli see, et fotod olid madala kontrastsusega, lisaks mõjutasid võimalikud häired raadioseadmete töös.

Pärast Maal tehtud fotode tegemist kulus umbes kaks aastat, enne kui need suudeti defektidest puhastada ja Marsi pind ilmus astronoomide ette sellisena, nagu see tegelikult oli. Pärast seda tulid fotodel selgelt nähtavale arvukad kanalid ja kummalised reljeefsed detailid, mille päritolu pole seni selgunud.

Tänapäeval on kõige vastuolulisem Marsi pinnalt leitud kuulus "nägu". Mõned usuvad, et selle tegid kohalikud või tulnukad, et teatada mingisuguse maavälise tsivilisatsiooni olemasolust. Enamik teadlasi arvab aga, et see on vaid üks veidratest pinnavormidest, mis sellele langenud varju tõttu fotol hiiglasliku näona tundus.

Mis puutub Marsi elusse, siis isegi XX sajandi 70ndatel ei loobunud paljud saadud andmetest hoolimata lootusest avastada mitte ainult elu "punasel planeedil", vaid ka kõrgelt arenenud tsivilisatsiooni. Arvukad fotod kõrbeplaneedist, millel pole jälgegi arukate olendite tegevusest, ei võetud piisavaks tõendiks.

Üks Ameerika astronoomidest ütles, et Mariner 4 tegi fotosid mitte ainult Marsi pinnast, vaid ka Maast ja neil oli sama skaala. Samal ajal võis inimtegevuse jälgi leida vaid ühelt Maa fotolt: lagendikult metsas. Seetõttu on Ameerika teadlaste sõnul tsivilisatsiooni olemasolu või puudumise Marsil tõestamiseks vaja vähemalt kümnekordse kasvuga tehtud fotosid.

1969. aastal läksid jaamad Mariner 6 ja Mariner 7 taas Marsile, et jätkata selle planeedi uurimist ja teha rohkem fotosid. Kõrge kvaliteet. Seekord olid nende tähelepanu keskpunktis jäämütsid. Juba enne seda ekspeditsiooni väljendasid paljud teadlased kahtlust, et tegemist on jääga, kuna nii suure koguse jäise vee olemasolu ei seleta Marsi atmosfääri kuivust ja haruldast. On oletatud, et polaarsed Marsi kaustad koosnevad tegelikult külmutatud süsinikdioksiidist. Kuid sel juhul oleks pidanud moodustuma kuiva jääga sarnane aine: see on ebastabiilne ja muutub juba -78 ° juures kiiresti gaasiks. Temperatuur Marsil aga tõuseb sellest märgist kõrgemale ja Marsi kaustad oma kuju ei muuda.

Pärast andmete saamist Marsi lõunakausta paksuse kohta lisati veel üks mõistatus, mida teadlased lahendada ei suutnud.

Samal ajal leiti, et Marsi atmosfäär ei sisalda lämmastiku lisandit, elementi, mis siseneb Maa atmosfääri. Huvitaval kombel on seal palju rohkem hapnikku kui Maal. See andis teadlastele võimaluse järeldada, et kunagi kasvas Marss ja võib-olla on nüüd taimi, mis eraldavad intensiivselt hapnikku. Maal viidi spetsiaalses laboris läbi isegi edukas katse maapealsete taimede – rukki, riisi, maisi ja kurkide – kasvatamisega atmosfääris, mis ei sisalda lämmastikku.

Marss ja Veenus on meie päikesesüsteemi lähimad planeedid. Neil on Maaga kõige sarnasemad füüsilised tingimused ja seetõttu on nad uurimise jaoks kõige huvitavamad objektid. Kuid need pole ainsad, mis on astronoomidele sajandeid suurt huvi pakkunud.

Astronoomid on uurinud ka teisi planeete. 1974. aastal saadeti Merkuurile kosmosejaam Mariner 10. Planeedi pinnast 700 km kaugusel lennates tegi ta fotosid, mille põhjal saab hinnata selle väikese ja Päikesele lähima planeedi reljeefi. Seni lasid astronoomid Maalt võimsate teleskoopidega fotosid teha.

Tänu kosmosejaama tehtud fotodele sai teatavaks, et Merkuuri pind on kaetud kraatritega ja meenutab kuud. Kraatrid vahelduvad küngaste ja orgudega, kuid kõrguste vahe pole nii suur kui Kuul.

Järgmiseks uurimisobjektiks oli Jupiter. 1977. aastal saadeti sellele Ameerika kosmoselaevad Voyager 1 ja Voyager 2. Nad tegid fotosid Jupiterist ja Galilea satelliitidest.

Praeguseks on astronoomid avastanud 16 Jupiteri kuud. Neist neli: Io, Europa, Ganymedes ja Callisto avastas Galileo. Ülejäänud avastati hiljem. Astronoomid usuvad, et hiidplaneet püüab kinni väikesed asteroidid ja muudab need oma satelliitideks.

Enamik satelliite, sealhulgas kaks planeedile kõige lähemat satelliiti, avastati juba 20. sajandil planeetidevaheliste lendude ajastu alguses. Ma ei näinud neid teleskoobiga. Teave nende satelliitide kohta saadi kosmosejaamade Pioneer (saadeti Jupiterile 1973. aastal), Voyager 1 ja Voyager 2 abil.

Jupiter on ebatavaline planeet. Paljud selle saladused on tänaseni lahendamata. Tõsi, tänu sinna lendavatele kosmosejaamadele saadi Jupiteri kohta palju uut teada.

Tänapäeval teame, et Jupiter on palju suurem kui teised planeedid. Kui see oleks kaheksakümmend korda massiivsem, algaksid selle sügavuses tuumasünteesi reaktsioonid, mis muudaksid selle täheks. Kuid seda ei juhtunud ja ta jäi planeediks.

Jupiteri koostis erineb teistest päikesesüsteemi planeetidest. Domineerivad elemendid, nagu Päikeselgi, on vesinik ja heelium, seetõttu pole planeedil tahket pinda. Sellegipoolest ümbritseb seda justkui õhkkond. Selle koostis sisaldab lisaks vesinikule ammoniaaki, metaani, väikeses koguses veemolekule ja muid elemente.

Jupiteril on punakas toon. Arvatakse, et see tekkis punase fosfori olemasolu tõttu atmosfääris ja võimalik, et orgaaniliste molekulide tõttu, mis võivad tekkida sagedaste elektrilahenduste tõttu.

Jupiteril on mitmevärvilised paralleelsed heledad ja tumedad pilveribad ning nn Suur Punane Laik. Pilved muudavad pidevalt oma kuju ja on värvitud erinevates värvides: punane, pruun, oranž, mis näitab keemiliste ühendite olemasolu atmosfääris. Need on üsna tihedad, kuid läbi nende on siiski näha planeedi pinda, mis on jagatud sektoriteks. Nende liikumise järgi määrati pöörlemiskiirus: ekvatoriaalsektor pöörleb kiirusega 9 tundi 50 minutit 30 sekundit.

Voyageri tehtud fotol on näha Great Red Spot. Astronoomid on seda vaadelnud rohkem kui kolmsada aastat, kuid selle salapärase nähtuse olemust pole siiani täielikult mõistetud. Arvatakse, et see koht on tohutu atmosfääri keeris. On täheldatud, et aja jooksul muudab see suurust, värvi ja heledust. Lisaks pöörleb Suur Punane Laik vastupäeva.

Laskumissõidukeid on planeedile võimatu saata. Seetõttu tuli ebasõbraliku planeedi uurimine läbi viia kosmosest. Koos Jupiteriga tegid Voyagers satelliitide vaatlusi. Kõigist vanim näeb Callisto välja. Selle pind on kaetud kraatritega, mis tekkisid meteoriitide löökidest.

Järgmine planeet, kuhu kosmoselaevad Pioneer ja Voyager saadeti, oli Saturn. Selle planeedi ehitus sarnaneb paljuski Jupiteriga: ka sellel pole tahket pinda ja see on kaetud pilvedega. Need on palju tihedamad kui Jupiteril, mistõttu on planeedi pinda läbi nende peaaegu võimatu näha. Sarnasus ulatub selleni, et Saturnil on ka täpp, kuid see on palju väiksem kui Jupiteril ja sellel on tumedam värv. Seda nimetatakse suureks pruuniks täpiks.

Saturni ümber tiirleb 17 satelliiti, millest enamik avastati alles tänu kosmoselaevade lendudele. Suurim neist, Titan, on suurem kui Merkuur ja sellel on oma atmosfäär. Peaaegu kõik teised satelliidid on valmistatud jääst, mõnel on kivimite segu.

Saturni ümbert on avastatud 7 rõngast. Neile anti nimed D, C, B, A, F, G, E (planeetide pinnast kauguse järjekorras). Neist kolm, A, B ja C, on Maalt teleskoobiga näha, need on ammu teada. Ülejäänud avastati 20. sajandil. 1979. aastal avastas kosmosejaam Pioneer 11 F-rõnga, mis koosnes kolmest eraldiseisvast rõngast. Järgmisel aastal leidis kinnitust astronoomide oletus, et planeedil võiks olla veel kaks rõngast: Voyager 1 avastas D- ja E-rõngaste olemasolu.Lisaks registreeris sama jaam G-rõnga olemasolu.

1986. aastal lendas Voyager 2 Neptuunist mööda ja edastas Maale umbes 9000 fotot planeedi pinnast. Tänu sellele kosmosejaam on laekunud uut infot Neptuuni kohta. Eelkõige registreeriti selle magnetvälja pöörlemine, tänu millele suutsid astronoomid tõestada planeedi enda pöörlemist.

Selgus, et Neptuun ületab tiheduse poolest teisi hiidplaneete. See on ilmselt tingitud kohalolekust selle sügavuses rasked elemendid. Atmosfäär koosneb heeliumist ja vesinikust. Teadlased usuvad, et suure või isegi terve Neptuuni pinna hõivab ioonidega küllastunud veeookean. Samuti arvatakse, et vahevöö on valmistatud jääst ja moodustab 70% planeedi kogumassist.

Voyager lähenes Neptuunile 4900 km kaugusel pilvekihist ja avastas arusaamatu tumeda moodustise, mida hiljem hakati nimetama Suureks Pimeduseks. Jaama kasutati ka meteoroloogilisteks uuringuteks ja satelliitide uurimiseks. Lisaks tol ajal tuntud Tritonile ja Nereidile avastati veel kuus satelliiti, millest ühel, Proteusel, on üsna suured suurused: läbimõõt 400 km, ülejäänud suurused jäävad vahemikku 50–190 km.

Voyageri abiga tehti veel üks avastus: Neptuun on ümbritsetud lahtiste rõngastega, mida astronoomid on nimetanud kaarteks. Täpsemat teavet nende moodustiste kohta aga veel ei ole.

Astronoomid ei uuri mitte ainult planeete, vaid ka teisi Päikesesüsteemi kehasid. Kosmosesse on saadetud spetsiaalsed seadmed, mis viivad pidevalt läbi ühe huvitavaima ja salapäraseima objekti – Halley komeedi – vaatlusi. See on päikesesüsteemi eredaim perioodiline komeet. Nagu teate, ilmub see taevasse sagedusega 76 aastat.

Paljude sajandite jooksul on inimestel olnud võimalus seda taevakeha jälgida, kuid isegi tänapäeval pole selle kohta kõike teada. Astronoomid on seda vaadelnud juba 29 korda. Loodetavasti on järgmisel, kolmekümnendal korral võimalus selle kohta rohkem infot saada.

See tekitab küsimuse, miks pakub Halley komeet astronoomidele nii suurt huvi? Milleks kõik need keerulised arendused ja ettevalmistused? Fakt on see, et teadlaste sõnul võisid komeedi kehas säilida gaasi-tolmu udukogu jäänused - aine, millest, nagu oletatakse, moodustusid kõik päikesesüsteemi kehad. Seetõttu võimaldaks komeedi ehituse ja koostise üksikasjalikum uurimine, nagu kosmogonistid uskusid, lõpuks sõnastada hüpoteesi päikesesüsteemi tekke kohta, saada teavet planeetide tekke algfaasi kohta. , selle käigus toimunud protsesside kohta.

Töötati välja eriprogramm, mille järgi lasti 1984. aastal Veenuse suunas teele kaks planeetidevahelist jaama, mille pardal olid planeedi- ja komeedisondid. Umbes kuus kuud hiljem jõudsid jaamad meile lähimale planeedile.

Seejärel eraldus sond AUS-ist. Pärast atmosfääri läbimist edastasid nad teabe kosmoselaevale, mis jätkas liikumist kavandatud trajektoori pidi, lähenedes Halley komeedile.

Teadlased, eriti biokeemikud, on avastanud, et kogu Maa eluvormide tohutu mitmekesisuse aluseks on vaid mõned molekulid, mida saab laboris luua. Aatomeid, molekule ja isegi aminohappeid on juba leitud tähtede koostisest, tähtedevahelistest tolmupilvedest ja kivimeteoriidid. Seda ainet ei saa aga veel nimetada elavaks, mis on võimeline teostama ainevahetust ja paljunemist.

1976. aastal saatsid ameeriklased sel eesmärgil taas Marsile kaks automaatset Vikingi planeetidevahelist jaama. Maandurid jõudsid planeedi pinnale ja viisid süsinikul põhinevate mikroobide avastamiseks läbi pinnaseuuringud. Saadud andmed osutusid nii ebakindlaks, et bioloogid ei suuda siiani lõplikke järeldusi teha.

Bakterite või ebatavalise taimestiku otsimine võib aga huvi pakkuda vaid teadlastele. Enamik inimesi Maal unistab kontaktist maavälise tsivilisatsiooniga, pidades silmas vendi. Sellel teemal on kirjutatud palju fantastilisi raamatuid ja filmitud on haige hulk filme. Inimesed on teadlikud, et tsivilisatsioon, millega nad kokku puutuvad, võib osutuda mitte sõbralikuks, vaid vaenulikuks ja siis võib maalastele tekitada korvamatut kahju.

Ja ometi otsivad maalased jätkuvalt kosmoses teisi tsivilisatsioone.

Kui suur on tõenäosus, et universumis on teisigi elamiskõlblikke planeete? On teada, et Päike, mille ümber Maa tiirleb, on vaid üks süsteemi 100 miljardist tähest. Linnutee". Lisaks sellele on täna Maa pealt vaadeldav umbes 1 miljardit galaktikat. Kui palju intelligentseid tsivilisatsioone saab universumis eksisteerida? Teadlased K. Sagan, F. Drake ja I. Shklovsky otsustasid selle arvutuse teha. Nad loendasid tähtede arvu galaktikas. Siis jätsid nad välja need, mille ümber planeedid ei tiirle. Pärast ülejäänud planeedisüsteemide uurimist arvutasid teadlased välja nende planeetide ligikaudse arvu, millel on eluks sobivad tingimused. Seejärel leidsid nad, kui paljudel planeetidel võib elu areneda tsiviliseeritud intelligentsete organismide tasemele, mis võiksid maalastega kokku puutuda.

Iosif Samuilovich Shklovsky (1916-1985) tegeles selle probleemiga pikka aega. Ta uskus, et teadus ei suuda sellele küsimusele ühemõtteliselt vastata, kuna enne seda oli ainult üks näide - maapealne tsivilisatsioon. Seda on täpsete järelduste tegemiseks liiga vähe.

Vaatamata planeetide suhtelisele lähedusele (kosmiliste standardite järgi), on neist enam-vähem hästi uuritud ainult kaks: Veenus ja Marss. Mis puudutab ülejäänud planeete, siis kaks nende mõistatust pole veel lahendatud. Täpselt samade planeedisüsteemide olemasolu kohta saavad astronoomid teha vaid oletusi, kuid pikka aega ei avastatud ühtegi neist.

Shklovsky uskus, et pärast 2,4 m peegli läbimõõduga orbitaalse optilise teleskoobi töö alustamist on võimalik alustada planeedisüsteemide uurimist. Tõepoolest, 20. sajandi lõpus suutsid Ameerika astronoomid tuvastada planeete, mis tiirlesid ümber Barnardi, tähe, mis asub Päikesest suhteliselt väikesel kaugusel. Selle kohta, kas need eluks sobivad, pole aga veel midagi teada.

Parim viis tsivilisatsioonide leidmiseks kosmoses oleks lennata teiste tähtede juurde. Kuid kulub veel palju aastakümneid ja võib-olla ka sajandeid, kuni need tõeliseks saavad. Tänased tehnilised võimalused seda ei võimalda. Isegi kui oleks võimalik saata laev lähima tähe – Alpha Centauri – juurde, kestaks teekond tuhandeid aastaid.

1987. aastal saadeti piiritusse kosmosesse kosmoseaparaadid Pioneer-10 ja Pioneer-11. Nende külgedel on plaadid sõnumiga maaväliste intelligentsete tsivilisatsioonide esindajatele.

Kosmoselaevade viimine tähtede poole on jätkuvalt ülemäära kulukas, hoolimata asjaolust, et selline lend annab palju uusi teaduslikke andmeid, mida Maale edastatakse. Seetõttu on tänapäeval kõige kättesaadavamad vahendid maaväliste tsivilisatsioonide jälgede tuvastamiseks raadioteleskoobid. Nende abiga ei looda astronoomid mitte ainult oma sõnumeid saada, vaid saadavad ka ise signaale kosmosesse.

Inimkond on just asunud maaväliste tsivilisatsioonide otsimise teele. Varustus muutub iga aastaga aina täiuslikumaks ja võimalik, et kaugel pole päev, mil võetakse vastu ja dešifreeritakse signaale teiselt planeedilt (kui neid vaid saadeti).

Programmi üksikasjalik väljatöötamine universumis intelligentsete olendite otsimiseks algas 70ndate alguses. Siis sai alguse projekt Cyclops. Nendel eesmärkidel kasutati hiiglaslikku teleskoopi, mis koosnes suurest hulgast raadioteleskoopidest. Kogu süsteem oli arvutistatud.

80ndate keskel tegid astronoomid ettepaneku viia läbi tõsine rahvusvaheline maaväliste tsivilisatsioonide otsing. Siis peaksid Rashi kulud olema mitu miljardit dollarit. Seejärel tekkisid säästlikumad võimalused signaalide otsimiseks 100 sv piires. Aastaid vajati Maalt vaid raadioteleskoopi ja arvutit. Arvatakse, et suurim tõenäosus signaali tuvastamiseks eksisteerib sagedusvahemikus 1400–1730 MHz.

Cyclopsi projektis kasutatud hiiglaslike teleskoopide abil on võimalik otsida signaale 1000 ly raadiuses. aastat. Tulevikus paigaldatakse signaalide vastuvõtuantennid mitte ainult Maale, vaid ka Kuule.

Päikesesüsteemi planeetide uurimine

Kuni 20. sajandi lõpuni oli üldtunnustatud seisukoht, et Päikesesüsteemis on üheksa planeeti: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun, Pluuto. Kuid viimasel ajal on Neptuuni orbiidilt avastatud palju objekte, millest mõned on Pluuto sarnased ja teised sellest isegi suuremad. Seetõttu täpsustasid astronoomid 2006. aastal klassifikatsiooni: 8 suurimat keha - Merkuurist Neptuunini - peetakse klassikalisteks planeetideks ja Pluutost sai uue objektide klassi - kääbusplaneetide - prototüüp. 4 Päikesele kõige lähemal asuvat planeeti nimetatakse maapealseteks planeetideks ja 4 järgmist massiivset gaasikeha nimetatakse hiidplaneetideks. Kääbusplaneedid asustavad peamiselt Neptuuni orbiidist kaugemal asuvat ala – Kuiperi vööd.

Kuu

Kuu on Maa looduslik satelliit ja kõige särav objektöötaevas. Formaalselt ei ole Kuu planeet, kuid see on oluliselt suurem kui kõik kääbusplaneedid, enamik planeetide satelliite, ega jää oma suuruse poolest Merkuurile palju alla. Kuul puudub meile tuttav atmosfäär, puuduvad jõed ja järved, taimestik ja elusorganismid. Kuu gravitatsioonijõud on kuus korda väiksem kui Maal. Päev ja öö koos temperatuurilangusega kuni 300 kraadi kestavad kaks nädalat. Sellest hoolimata meelitab Kuu maaelanikke üha enam ligi võimalusega kasutada oma ainulaadseid tingimusi ja ressursse. Seetõttu on Kuu meie esimene samm päikesesüsteemi objektide tundmaõppimisel.

Kuud on hästi uuritud nii maapealsete teleskoopide abil kui ka tänu enam kui 50 kosmoselaeva ja laeva lendudele astronautidega. Nõukogude automaatjaamad "Luna-3" (1959) ja "Zond-3" (1965) pildistasid esimest korda Kuu poolkera ida- ja lääneosa, mis on Maalt nähtamatud. Kuu tehissatelliidid uurisid selle gravitatsioonivälja ja reljeefi. Iseliikuvad sõidukid "Lunokhod-1 ja -2" edastasid Maale palju pilte ja teavet pinnase füüsikaliste ja mehaaniliste omaduste kohta. Kaksteist Ameerika astronauti Apollo kosmoseaparaadi abiga aastatel 1969-1972. külastasid Kuul, kus viidi läbi pinnauuringud kuues erinevas maandumispaigas nähtaval küljel, paigaldati sinna teadusaparatuur ja toodi Maale tagasi umbes 400 kg Kuu kivimeid. Sondid "Luna-16, -20 ja -24" teostasid puurimist automaatrežiimis ja toimetasid Maale Kuu pinnase. Uue põlvkonna kosmoselaevad Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) ja Smart-1 (2003-06) said täpsemat teavet Kuu reljeefi ja gravitatsioonivälja kohta, samuti leiti vesiniku pinnaseldestustelt. laagrimaterjalid, võimalik, et vesijää. Eelkõige on nende materjalide suurenenud kontsentratsioon leitud pooluste lähedal asuvates püsivalt varjutatud süvendites.

24. oktoobril 2007 käivitatud Hiina aparaat "Change-1" pildistas Kuu pinda ja kogus andmeid selle reljeefi digitaalse mudeli koostamiseks. 1. märtsil 2009 kukutati seade Kuu pinnale. 8. novembril 2008 saadeti selenotsentrilisele orbiidile India kosmoseaparaat Chandrayan 1. 14. novembril eraldus sond sellest, tehes raske maandumise Kuu lõunapooluse lähedal. Seade töötas 312 päeva ja edastas leviandmeid keemilised elemendid reljeefi pinnal ja kõrgustel. Jaapani AMS "Kaguya" ja kaks täiendavat mikrosatelliiti "Okina" ja "Oyuna", mis tegutsesid aastatel 2007-2009, lõpetasid Kuu uurimise teadusliku programmi ja edastasid andmeid reljeefi kõrguste ja gravitatsiooni jaotuse kohta selle pinnal. täpsust.

uus verstapost Kuu uurimisel käivitati 18. juunil 2009 kaks Ameerika AMS-i "Lunar Reconnaissance Orbiter" (Lunar Orbital Reconnaissance) ja "LCROSS" (satelliit Kuu kraatrite vaatlemiseks ja tuvastamiseks). 9. oktoober 2009 AMS "LCROSS" saadeti Cabeo kraatrisse. 2,2 tonni kaaluva raketi Atlas-V kulunud aste kukkus esmalt kraatri põhja, umbes neli minutit hiljem kukkus sinna LCROSS AMS (kaal 891 kg), mis enne kukkumist kihutas läbi kalda tõstetud tolmupilve. etapil, olles jõudnud teha vajalikud uuringud kuni aparaadi surmani. Ameerika teadlased usuvad, et neil õnnestus Kuu tolmupilvest siiski veidi vett leida. Lunar Reconnaissance Orbiter jätkab Kuu uurimist polaarselt Kuu orbiidilt. Kosmoselaeva pardal on Vene instrument LEND (Kuu-uuringute neutronidetektor), mis on mõeldud külmunud vee otsimiseks. Lõunapooluse piirkonnast avastas ta suure koguse vesinikku, mis võib olla märk vee olemasolust seal seotud olekus.

Lähiajal alustatakse Kuu uurimisega. Juba praegu töötatakse üksikasjalikult välja projekte, et luua selle pinnale püsiv elamiskõlblik baas. Sellise baasi asendusmeeskondade pikaajaline või püsiv viibimine Kuul võimaldab lahendada keerukamaid teaduslikke ja rakenduslikke probleeme.

Kuu liigub gravitatsiooni mõjul, peamiselt kahe taevakeha – Maa ja Päikese – mõjul Maast keskmiselt 384 400 km kaugusel. Apogees suureneb see vahemaa 405 500 km-ni ja perigees väheneb 363 300 km-ni. Kuu tiirlemise periood ümber Maa kaugete tähtede suhtes on umbes 27,3 päeva (sideerkuu), kuid kuna Kuu tiirleb koos Maaga ümber Päikese, kordub selle asend Päikese-Maa joone suhtes pärast veidi pikem ajavahemik - umbes 29,5 päeva (sünoodiline kuu). Sel perioodil toimub täielik kuufaaside vahetumine: noorkuust esimese veerandini, siis täiskuuni, viimase veerandini ja uuesti noorkuuni. Kuu pöörlemine ümber oma telje toimub konstantse nurkkiirusega samas suunas, milles see tiirleb ümber Maa, ja sama perioodiga 27,3 päeva. Sellepärast näeme Maalt ainult ühte Kuu poolkera, mida me nimetame nii - nähtavaks; ja teine ​​poolkera on alati meie silmade eest varjatud. Seda poolkera, mida Maalt ei näe, nimetatakse tagakülg Kuu. Kuu füüsilise pinna moodustatud kujund on väga lähedal korrapärasele sfäärile, mille keskmine raadius on 1737,5 km. Kuu palli pindala on umbes 38 miljonit km 2, mis on vaid 7,4% pindalast maa pind ehk umbes veerand Maa mandrite pindalast. Kuu ja Maa masside suhe on 1:81,3. Kuu keskmine tihedus (3,34 g / cm 3) on palju väiksem kui Maa keskmine tihedus (5,52 g / cm 3). Kuu gravitatsioonijõud on kuus korda väiksem kui Maal. Suvisel pärastlõunal soojeneb pind ekvaatori lähedal kuni +130°C, kohati isegi kõrgemalt; ja öösel langeb temperatuur -170 °C-ni. Pinna kiiret jahtumist täheldatakse ka kuuvarjutuste ajal. Kuul eristatakse kahte tüüpi piirkondi: heledad - mandrilised, mis hõlmavad 83% kogu pinnast (kaasa arvatud tagakülg), ja tumedad piirkonnad, mida nimetatakse meredeks. Selline jaotus tekkis juba 17. sajandi keskpaigas, kui eeldati, et Kuul tõesti on vett. Mineroloogilise koostise ja üksikute keemiliste elementide sisalduse poolest on Kuu kivimid pinna tumedates piirkondades (meredes) väga lähedased maapealsetele kivimitele, nagu basaltid, ja heledates piirkondades (mandritel) - anortosiitidele.

Kuu päritolu küsimus pole siiani päris selge. Kuu kivimite keemilise koostise tunnused viitavad sellele, et Kuu ja Maa tekkisid Päikesesüsteemi samas piirkonnas. Kuid nende koostise ja sisemise struktuuri erinevus paneb meid mõtlema, et need mõlemad kehad ei olnud minevikus ühtne tervik. Enamik suuri kraatreid ja tohutuid lohke (mitme rõngaga nõgusid) tekkisid Kuu palli pinnale maapinna tugeva pommitamise perioodil. Umbes 3,5 miljardit aastat tagasi valgus Kuu sisikonnast sisemise kuumenemise tulemusena pinnale basaltlaavad, mis täitsid madalikud ja ümarad lohud. Nii tekkisid Kuu mered. Tagaküljel oli paksema koore tõttu märgatavalt vähem efusioone. Nähtaval poolkeral hõivavad mered 30% pinnast ja tagaküljel ainult 3%. Seega lõppes Kuu pinna areng põhimõtteliselt umbes 3 miljardit aastat tagasi. Meteoride pommitamine jätkus, kuid väiksema intensiivsusega. Pinna pikaajalise töötlemise tulemusena tekkis Kuu kivimite ülemine lahtine kiht - mitme meetri paksune regoliit.

elavhõbe

Päikesele lähim planeet on oma nime saanud iidse jumala Hermese (roomlaste seas Merkuuri) järgi – jumalate sõnumitooja ja koidujumala järgi. Merkuur on keskmiselt 58 miljoni km ehk 0,39 AU kaugusel. päikese käest. Liikudes piki väga piklikku orbiiti, läheneb see Päikesele periheelil 0,31 AU kaugusel ja maksimaalsel kaugusel 0,47 AU kaugusel, tehes täieliku pöörde 88. maapäevad. 1965. aastal tehti Maalt radarimeetoditega kindlaks, et selle planeedi pöörlemisperiood on 58,6 päeva, see tähendab, et 2/3 aastast sooritab see täieliku tiiru ümber oma telje. Aksiaalsete ja orbitaalsete liikumiste lisandumine viib selleni, et Päikese-Maa joonel olles pöörab Merkuur alati sama külje meie poole. Päikesepäev (ajavahemik Päikese ülemise või alumise kulminatsiooni vahel) jätkub planeedil 176 Maa päeva.

19. sajandi lõpus püüdsid astronoomid joonistada Merkuuri pinnal täheldatud tumedaid ja heledaid detaile. Tuntuimad on Schiaparelli (1881-1889) ja Ameerika astronoomi Percival Lovelli (1896-1897) tööd. Huvitaval kombel teatas astronoom T. J. C. 1901. aastal isegi, et on Merkuuril kraatreid näinud. Vähesed inimesed uskusid sellesse, kuid hiljem osutus 625-kilomeetrine kraater (Beethoven) Xi tähistatud kohas. 1934. aastal kaardistas prantsuse astronoom Eugène Antoniadi Merkuuri "nähtava poolkera", kuna siis arvati, et ainult üks poolkera on alati valgustatud. Üksikud üksikasjad sellel kaardil andis Antoniadi nimed, mida tänapäevastel kaartidel osaliselt kasutatakse.

Esimest korda oli võimalik teha planeedist tõeliselt usaldusväärseid kaarte ja näha pinna topograafia peeneid detaile tänu 1973. aastal välja lastud Ameerika kosmosesondile Mariner-10. See lähenes Merkuurile kolm korda ja edastas telepilte erinevatest osadest. selle pinnast Maale. Kokku filmiti 45% planeedi pinnast, peamiselt läänepoolkera. Nagu selgus, on kogu selle pind kaetud paljude erineva suurusega kraatritega. Võimalik selgitada planeedi raadiuse (2439 km) ja selle massi väärtust. Temperatuuriandurid võimaldasid kindlaks teha, et päeval tõuseb planeedi pinnatemperatuur 510 ° C-ni ja öösel langeb see -210 ° C-ni. Selle magnetvälja tugevus on umbes 1% maapinna tugevusest. magnetväli. Kolmanda lähenemise käigus tehtud enam kui 3 tuhande foto eraldusvõime oli kuni 50 m.

Mercury vabalangemise kiirendus on 3,68 m/s 2 . Sellel planeedil olev astronaut kaaluks peaaegu kolm korda vähem kui Maal. Kuna selgus, et Merkuuri keskmine tihedus on peaaegu sama, mis Maal, siis eeldatakse, et Merkuuril on rauast tuum, mis võtab enda alla umbes poole planeedi mahust, mille kohal paiknevad vahevöö ja silikaatkest. Merkuur saab 6 korda rohkem päikesevalgust pindalaühiku kohta kui Maa. Pealegi neeldub suurem osa päikeseenergiast, kuna planeedi pind on tume, peegeldades vaid 12–18 protsenti langevast valgusest. Planeedi pinnakiht (regoliit) on väga purustatud ja toimib suurepärase soojusisolatsioonina, nii et mitmekümne sentimeetri sügavusel pinnast on temperatuur konstantne - umbes 350 kraadi K. Merkuuril on loodud äärmiselt haruldane heeliumi atmosfäär. "päikesetuule" poolt, mis planeeti puhub. Sellise atmosfääri rõhk pinnal on 500 miljardit korda väiksem kui Maa pinnal. Lisaks heeliumile tuvastati ebaoluline kogus vesinikku, argooni ja neooni jälgi.

3. augustil 2004 startinud Ameerika AMS "Messenger" (Messenger – inglise keelest Courier) tegi oma esimese lennu ümber Merkuuri 14. jaanuaril 2008 planeedi pinnast 200 km kaugusel. Ta pildistas planeedi varem pildistamata poolkera idapoolt. Merkuuri uuringud viidi läbi kahes etapis: esimene uuring möödalennu trajektoorilt kahe planeediga kohtumise ajal (2008) ja seejärel (30. september 2009) - üksikasjalik. Uuriti kogu planeedi pind erinevates spektrivahemikes ja saadi maastiku värvipildid, määrati kivimite keemiline ja mineraloloogiline koostis ning mõõdeti maapinnalähedases mullakihis lenduvate elementide sisaldust. Laserkõrgusmõõtur mõõtis Merkuuri pinnareljeefi kõrgusi. Selgus, et reljeefi kõrguste vahe sellel planeedil on alla 7 km. Neljanda kohtumise ajal, 18. märtsil 2011, peaks AMS "Messenger" sisenema Merkuuri tehissatelliidi orbiidile.

Vastavalt Rahvusvahelise Astronoomialiidu otsusele on Merkuuri kraatrid nimetatud figuuride järgi: kirjanikud, poeedid, kunstnikud, skulptorid, heliloojad. Näiteks suurimad kraatrid läbimõõduga 300–600 km kandsid nimesid Beethoven, Tolstoi, Dostojevski, Shakespeare jt. Sellel reeglil on erandeid – üks 60 km läbimõõduga kiirtesüsteemiga kraater on saanud nime kuulsa astronoomi Kuiperi järgi ja teine ​​ekvaatori lähedal asuv 1,5 km läbimõõduga kraater, mida peetakse Merkuuri pikkuskraadide lähtekohaks, on nimega Hun Kal, mis on iidsete maiade keeles tähendab kakskümmend. Lepiti kokku tõmmata läbi selle kraatri meridiaan pikkusega 20°.

Tasandikele on antud planeedi Merkuur nimed erinevaid keeli, nagu Sobkow Plain või Odin Plain. Nende asukoha järgi on nimetatud kaks tasandikku: Põhjatasandik ja Zhara tasandik, mis asuvad 180° pikkuskraadi maksimumtemperatuuri piirkonnas. Selle tasandikuga piirnevaid mägesid nimetati Kuumuse mägedeks. Mercury reljeefi eripäraks on pikendatud servad, mis said mereuuringute laevade nimed. Orud on oma nime saanud raadioastronoomia vaatluskeskuste järgi. Selle planeedi esimesed kaardid koostanud astronoomide auks on nimetatud kaks seljandikku Antoniadi ja Schiaparelli.

Veenus

Veenus on Maale kõige lähemal asuv planeet, ta on Päikesele lähemal kui me ja seetõttu valgustatakse teda eredamalt; lõpuks peegeldab see päikesevalgust väga hästi. Fakt on see, et Veenuse pind on kaetud võimsa atmosfäärikattega, mis varjab planeedi pinna meie vaate eest täielikult. Nähtavas piirkonnas pole seda näha isegi Veenuse tehissatelliidi orbiidilt ja sellegipoolest on meil pinnast "pildid", mis saadi radari abil.

Teine planeet Päikesest on oma nime saanud iidse armastuse- ja ilujumalanna Aphrodite järgi (roomlaste seas - Veenus). Veenuse keskmine raadius on 6051,8 km ja mass moodustab 81% Maa massist. Veenus tiirleb ümber Päikese teiste planeetidega samas suunas, tehes täieliku pöörde 225 päevaga. Selle ümber oma telje pöörlemise periood (243 päeva) määrati kindlaks alles 1960. aastate alguses, mil planeetide pöörlemiskiiruste mõõtmiseks hakati kasutama radarimeetodeid. Seega on Veenuse igapäevane pöörlemine kõigi planeetide seas kõige aeglasem. Lisaks toimub see vastupidises suunas: erinevalt enamikust planeetidest, mille tiirlemise ja pöörlemise suunad ümber telje langevad kokku, pöörleb Veenus ümber telje orbiidi liikumisele vastupidises suunas. Kui vaadata formaalselt, siis pole see Veenuse ainulaadne omadus. Näiteks Uraan ja Pluuto pöörlevad samuti vastupidises suunas. Kuid nad pöörlevad peaaegu "küljel lamades" ja Veenuse telg on orbiidi tasapinnaga peaaegu risti, nii et see on ainus, mis "tõeliselt" pöörleb vastupidises suunas. Seetõttu on päikesepäev Veenusel lühem kui selle ümber telje pöörlemise aeg ja on 117 Maa päeva (teistel planeetidel on päikesepäev pikem kui pöörlemisperiood). Aasta Veenusel on vaid kaks korda pikem kui päikesepäev.

Veenuse atmosfäär koosneb 96,5% süsinikdioksiidist ja peaaegu 3,5% lämmastikust. Muud gaasid – veeaur, hapnik, vääveloksiid ja -dioksiid, argoon, neoon, heelium ja krüptoon – moodustavad kokku alla 0,1%. Kuid tuleb meeles pidada, et Veenuse atmosfäär on meie omast umbes 100 korda massiivsem, seega on seal massiliselt näiteks viis korda rohkem lämmastikku kui Maa atmosfääris.

Udune udu Veenuse atmosfääris ulatub ülespoole 48-49 km kõrgusele. Edasi kuni 70 km kõrguseni on pilvekiht, mis sisaldab kontsentreeritud väävelhappe tilka, ülemistes kihtides leidub ka vesinikkloriid- ja vesinikfluoriidhapet. Veenuse pilved peegeldavad 77% neile langevast päikesevalgusest. Veenuse kõrgeimate mägede – Maxwelli mägede (umbes 11 km kõrgused) tipus on õhurõhk 45 baari ja Diana kanjoni põhjas 119 baari. Nagu teate, surve maa atmosfäär planeedi pinnal on ainult 1 bar. Süsinikdioksiidist koosnev Veenuse võimas atmosfäär neelab ja läbib osaliselt pinnale umbes 23%. päikesekiirgus. See kiirgus soojendab planeedi pinda, kuid pinnalt tulev termiline infrapunakiirgus läbib atmosfääri suurte raskustega tagasi kosmosesse. Ja ainult siis, kui pind on kuumutatud umbes 460-470 ° C-ni, on väljaminev energiavoog võrdne pinnale siseneva energiavooga. Just selle kasvuhooneefekti tõttu hoiab Veenuse pind kõrget temperatuuri olenemata piirkonna laiuskraadist. Kuid mägedes, mille kohal on atmosfääri paksus väiksem, on temperatuur mitukümmend kraadi madalam. Veenust uuris enam kui 20 kosmoselaeva: Venus, Mariners, Pioneer Venus, Vega ja Magellan. 2006. aastal töötas Venera Expressi sond selle ümber orbiidil. Teadlased suutsid Veenuse pinna reljeefi globaalseid iseärasusi näha tänu Pioneer-Venuse (1978), Venera-15 ja -16 (1983-84) ning Magellani (1990-94) radari helidele. . Maapealne radar võimaldab "näha" vaid 25% pinnast ja palju väiksema detailiresolutsiooniga, kui kosmoseaparaat on võimeline. Näiteks sai Magellan kogu pinnast pilte eraldusvõimega 300 m Selgus, et suurema osa Veenuse pinnast hõivavad künklikud tasandikud.

Kõrgused moodustavad vaid 8% pinnast. Kõik reljeefi märgatavad detailid said oma nimed. Teadlased kasutasid Veenuse pinna teatud piirkondade esimestel maapealsetel radaripiltidel erinevaid pealkirju, millest on nüüdseks jäänud kaartidele - Maxwelli mäed (nimi peegeldab radiofüüsika rolli Veenuse uurimisel), Alfa ja Beeta piirkonnad (Veenuse reljeefi kaks eredamat detaili radaripiltidel on oma nime saanud esimese kreeka tähestiku tähed). Kuid need nimed on erandid Rahvusvahelise Astronoomialiidu vastu võetud nimede andmise reeglitest: astronoomid on otsustanud nimetada Veenuse pinna reljeefi üksikasju naisenimedega. Suured kõrgendatud alad nimetati: Aphrodite maa, Ištari maa (assüüria armastuse ja ilu jumalanna auks) ja Lada maa (slaavi armastuse ja ilu jumalanna). Suured kraatrid on saanud nime kõigi aegade ja rahvaste silmapaistvate naiste järgi ning väikesed kraatrid on isiklikud naisenimed. Veenuse kaartidelt võib leida selliseid nimesid nagu Kleopatra (Egiptuse viimane kuninganna), Daškova (Peterburi Teaduste Akadeemia direktor), Ahmatova (Vene poetess) ja teisi kuulsaid nimesid. Venekeelsetest nimedest on Antonina, Galina, Zina, Zoja, Lena, Maša, Tatjana jt.

Marss

Päikesest neljas planeet, mis on saanud nime sõjajumala Marsi järgi, asub Päikesest 1,5 korda kaugemal kui Maa. Üks tiirlemine ümber Marsi võtab aega 687 Maa päeva. Marsi orbiidil on märgatav ekstsentrilisus (0,09), mistõttu selle kaugus Päikesest varieerub 207 miljonist km periheelis kuni 250 miljoni km-ni afeelis. Marsi ja Maa orbiidid asuvad peaaegu samal tasapinnal: nendevaheline nurk on vaid 2°. Iga 780 päeva järel on Maa ja Marss teineteisest minimaalsel kaugusel, mis võib ulatuda 56–101 miljoni km kaugusele. Neid planeetide kohtumisi nimetatakse opositsioonideks. Kui praegu on planeetide vaheline kaugus alla 60 miljoni km, siis nimetatakse vastasseisu suureks. Suured vastasseisud toimuvad iga 15-17 aasta tagant.

Marsi ekvatoriaalne raadius on 3394 km, mis on 20 km rohkem kui polaarraadius. Massi poolest on Marss Maast kümme korda väiksem, pindalalt aga 3,5 korda väiksem. Marsi aksiaalse pöörlemise periood määrati maapealsete pinna kontrastsete detailide teleskoopvaatlustega: see on 24 tundi 39 minutit ja 36 sekundit. Marsi pöörlemistelg kaldub orbiidi tasapinnaga risti nurgaga 25,2°. Seetõttu toimub ka Marsil aastaaegade vaheldumine, kuid aastaajad on peaaegu kaks korda pikemad kui Maal. Orbiidi pikenemise tõttu on aastaajad põhja- ja lõunapoolkeral erineva kestusega: põhjapoolkeral kestab suvi 177 Marsi päeva, lõunapoolkeral aga 21 päeva lühem, kuid soojem kui põhjapoolkeral suvi.

Suurema kauguse tõttu Päikesest saab Marss vaid 43% energiast, mis langeb samale maapinna alale. Aasta keskmine temperatuur Marsi pinnal on umbes -60 °C. Maksimaalne temperatuur ei ületa seal mõnda kraadi üle nulli ning miinimum registreeriti põhjapolaarmütsi juures ja on –138 °C. Päeva jooksul muutub pinnatemperatuur oluliselt. Näiteks lõunapoolkeral 50° laiuskraadil on tüüpiline temperatuur sügise keskpaigas vahemikus -18°C keskpäeval kuni -63°C öösel. Kuid juba 25 cm sügavusel maapinnast on temperatuur peaaegu konstantne (umbes -60 ° C), olenemata kellaajast ja aastaajast. Suured temperatuurimuutused pinnal on seletatavad asjaoluga, et Marsi atmosfäär on väga haruldane ning öösel jahtub pind kiiresti ja päeval soojendab seda kiiresti Päike. Marsi atmosfäär koosneb 95% ulatuses süsinikdioksiidist. Muud koostisosad: 2,5% lämmastikku, 1,6% argooni, vähem kui 0,4% hapnikku. Atmosfääri keskmine rõhk maapinnal on 6,1 mbar, s.o 160 korda väiksem kui maapinna õhurõhk merepinnal (1 bar). Marsi sügavaimates lohkudes võib see ulatuda 12 mbar-ni. Planeedi atmosfäär on kuiv, veeauru selles praktiliselt pole.

Marsi polaarkübarad on mitmekihilised. Alumise, mitme kilomeetri paksuse põhikihi moodustab tavaline tolmuga segatud vesijää; see kiht on säilinud suveperiood, moodustades püsivad korgid. Ja täheldatud sesoonsed muutused polaarmütsides tekivad alla 1 meetri paksuse ülemise kihi tõttu, mis koosneb tahkest süsinikdioksiidist ehk nn kuivast jääst. Selle kihiga kaetud ala kasvab talvel kiiresti, ulatudes 50° paralleelini ja mõnikord isegi ületades seda joont. Kevadel, kui temperatuur tõuseb, ülemine kiht aurustub ja alles jääb vaid püsiv kork. Aastaaegade vahetumisel täheldatud pindalade “tumenevat lainet” seletatakse tuulte suuna muutumisega, mis puhuvad pidevalt ühelt pooluselt teisele. Tuul kannab ära pealmise lahtise materjali kihi – kerge tolmu, paljastades tumedamate kivimite kohad. Periheeli läbimise perioodidel suureneb pinna ja atmosfääri kuumenemine ning Marsi keskkonna tasakaal on häiritud. Tuule kiirus tõuseb 70 km/h, algavad keeristormid ja tormid. Mõnikord tõuseb üle miljardi tonni tolmu ja seda hoitakse suspensioonis, samal ajal kui kliimaolukord kogu Marsi maakeral muutub dramaatiliselt. Tolmutormide kestus võib ulatuda 50–100 päevani. Marsi uurimine kosmoselaevade abil algas 1962. aastal sondi Mars-1 väljalennuga. Esimesed pildid Marsi pinna aladest edastasid 1965. aastal Mariner-4 ning seejärel 1969. aastal Mariner-6 ja -7. Mars-3 laskumissõidukil õnnestus sooritada pehme maandumine. Mariner 9 (1971) piltide põhjal koostati planeedi üksikasjalikud kaardid. Ta edastas Maale 7329 pilti Marsist eraldusvõimega kuni 100 m, samuti fotosid oma satelliitidest - Phobosest ja Deimosest. 1973. aastal välja lastud terve neljast kosmoseaparaadist Mars-4, -5, -6, -7 koosnev flotill jõudis Marsi lähedusse 1974. aasta alguses. Pardapidurisüsteemi rikke tõttu möödus Mars-4 umbes kauguselt. 2200 km kaugusel planeedi pinnast, olles teinud ainult selle pildistamist. "Mars-5" viis tehissatelliidi orbiidilt läbi pinna ja atmosfääri kauguuringuid. Mars 6 maandur tegi lõunapoolkeral pehme maandumise. Maale edastati andmed atmosfääri keemilise koostise, rõhu ja temperatuuri kohta. "Mars-7" möödus maapinnast 1300 km kaugusel oma programmi täitmata.

Kõige produktiivsemad olid 1975. aastal startinud kahe Ameerika viikingi lennud, mille pardal olid telekaamerad, infrapunaspektromeetrid atmosfääris leiduva veeauru registreerimiseks ja radiomeetrid temperatuuriandmete saamiseks. Maanduja Viking-1 tegi pehme maandumise Chris Plainile 20. juulil 1976 ja Viking-2 Utopia Plainile 3. septembril 1976. Maandumispaikades viidi läbi ainulaadsed katsed, et avastada Marsi elumärke. mulda. Spetsiaalne seade püüdis mullaproovi ja asetas selle ühte anumasse, mis sisaldas vett või toitaineid. Kuna kõik elusorganismid muudavad oma elupaika, pidid instrumendid selle salvestama. Kuigi tihedalt suletud anumas täheldati mõningaid muutusi keskkonnas, võib tugeva oksüdeeriva aine olemasolu pinnases viia samade tulemusteni. Seetõttu ei ole teadlased suutnud neid muutusi kindlalt bakteritele omistada. Orbitaaljaamad tegid Marsi ja selle satelliitide pinnast üksikasjalikke fotosid. Saadud andmete põhjal koostati planeedi pinna üksikasjalikud kaardid, geoloogilised, termilised ja muud erikaardid.

Pärast 13-aastast pausi startinud Nõukogude jaamade "Phobos-1, -2" ülesanne hõlmas Marsi ja selle satelliidi Phobose uurimist. Maalt antud vale käsu tulemusena kaotas Phobos-1 orientatsiooni ja sidet sellega ei õnnestunud taastada. "Phobos-2" sisenes Marsi tehissatelliidi orbiidile jaanuaris 1989. Andmed temperatuurimuutuste kohta Marsi pinnal ja uut teavet Phobose moodustavate kivimite omaduste kohta saadi kaugmeetoditel. Kuni 40 m resolutsiooniga saadi 38 pilti, mõõdeti selle pinna temperatuuri, mis kõige kuumemates kohtades on 30 °C. Kahjuks ei olnud võimalik Phobose uurimise põhiprogrammi läbi viia. Side seadmega katkes 27. märtsil 1989. Rikete jada sellega ei lõppenud. Oma ülesannet ei täitnud ka 1992. aastal teele saadetud Ameerika kosmoselaev "Mars-Observer". Side sellega katkes 21. augustil 1993. Vene jaama Mars-96 ei olnud võimalik Marsi lennutrajektoorile panna.

NASA üks edukamaid projekte on Mars Global Surveyor, mis käivitati 7. novembril 1996 Marsi pinna üksikasjalikuks kaardistamiseks. Seade toimib ka Spirit ja Opportunity kulguritele, mis tarniti 2003. aastal ja töötab tänaseni. 1997. aasta juulis toimetas Mars Pathfinder planeedile esimese alla 11 kg kaaluva robotkulguri Sojerneri, mis uuris edukalt pinnakeemiat ja meteoroloogilisi tingimusi. Kulgur säilitas kontakti Maaga läbi maanduri. NASA automaatne planeetidevaheline jaam "Mars Reconnaissance Satellite" alustas orbiidil tööd 2006. aasta märtsis. Kasutades Marsi pinnal kõrglahutusega kaamerat, oli võimalik eristada 30 cm suuruseid detaile. "Mars Odyssey", "Mars - Express" ja "Marsi luuresatelliit jätkavad uurimistööd orbiidilt. Seade "Phoenix" töötas polaarpiirkonnas 25. maist 2. novembrini 2008. Ta oli esimene, kes puuris pinnast ja avastas jää. "Phoenix" toimetas planeedile digitaalse raamatukogu Ulme. Arendatakse programme astronautide Marsile lendamiseks. Selline ekspeditsioon võtab aega üle kahe aasta, sest naasmiseks peavad nad ootama Maa ja Marsi mugavat suhtelist asendit.

Kaasaegsetel Marsi kaartidel kasutatakse koos satelliidipiltidelt tuvastatavate pinnavormide nimedega ka Schiaparelli pakutud vanu geograafilisi ja mütoloogilisi nimesid. Suurim kõrgendatud ala, läbimõõduga umbes 6000 km ja kõrgusega kuni 9 km, sai nimeks Tharsis (nagu kutsuti Iraani iidsetel kaartidel) ja lõunas asuvale tohutule rõngasõõnde, mille läbimõõt oli üle 2000 km. sai nimeks Hellas (Kreeka). Tihedalt kraatritega kaetud alasid kutsuti maadeks: Prometheuse maa, Noa maa ja teised. Orgudele on antud planeedi Marsi nimed erinevate rahvaste keeltest. Suured kraatrid on saanud nime teadlaste järgi, väikesed kraatrid aga Maa asulate järgi. Neli hiiglaslikku kustunud vulkaani kõrguvad ümbritseva ala kohal kuni 26 m kõrgusele, neist suurimal, Arsida mägede läänepoolsel äärealal asuval Olümpose mäel on 600 km läbimõõduga alus ja kaldeera (kraater). ) tipus läbimõõduga 60 km. Kolm vulkaani – Askriiskaja mägi, Pavlina mägi ja Arsia mägi – asuvad samal sirgel Tharsise mägede tipus. Vulkaanid ise kõrguvad Tharsise kohal veel 17 km. Lisaks neile neljale on Marsilt leitud üle 70 kustunud vulkaani, kuid need on pindalalt ja kõrguselt palju väiksemad.

Ekvaatorist lõuna pool on kuni 6 km sügav ja üle 4000 km pikkune hiiglaslik org. Seda kutsuti Meremeeste oruks. Samuti on tuvastatud palju väiksemaid orge, aga ka vaod ja praod, mis näitavad, et iidsetel aegadel oli Marsil vesi ja seetõttu oli atmosfäär tihedam. Marsi pinna all peaks mõnel pool olema mitme kilomeetri paksune igikeltsa kiht. Sellistes piirkondades on kraatrite lähedal pinnal nähtavad maapealsete planeetide jaoks ebatavalised külmunud voolud, mille põhjal saab hinnata maa-aluse jää olemasolu.

Kui tasandikud välja arvata, on Marsi pind tugevalt kraatriline. Kraatrid näevad tavaliselt välja rohkem erodeeritud kui Merkuuril ja Kuul asuvad kraatrid. Kõikjal on näha tuuleerosiooni jälgi.

Phobos ja Deimos on Marsi looduslikud satelliidid

Marsi satelliidid avastas 1877. aasta suure vastuseisu ajal Ameerika astronoom A. Hall. Neid nimetati Phobos (tõlkes kreeka keelest Hirm) ja Deimos (Õudus), kuna iidsetes müütides saatsid sõjajumalat alati tema lapsed - hirm ja õudus. Satelliidid on väga väikesed ja neil on ebakorrapärane kuju. Phobose poolsuurtelg on 13,5 km ja väiketelg 9,4 km; Deimosel vastavalt 7,5 ja 5,5 km. Mariner 7 sond pildistas Phobost Marsi taustal 1969. aastal ning Mariner 9 edastas mõlemast satelliidist palju pilte, mis näitavad, et nende pinnad on ebatasased, rohkelt kraatritega kaetud. Sondid Viking ja Phobos-2 tegid satelliitidele mitu lähilähenemist. Phobose parimatel fotodel on kuni 5 meetri suurused reljeefsed detailid.

Satelliitide orbiidid on ringikujulised. Phobos tiirleb ümber Marsi 6000 km kaugusel pinnast perioodiga 7 tundi 39 minutit. Deimos asub planeedi pinnast 20 000 km kaugusel ning selle tiirlemisperiood on 30 tundi ja 18 minutit. Satelliitide ümber telje pöörlemise perioodid langevad kokku nende pöörde perioodidega ümber Marsi. Satelliitide figuuride suuremad teljed on alati suunatud planeedi keskpunkti poole. Phobos tõuseb läänes ja loojub idas 3 korda Marsi päevas. Phobose keskmine tihedus on alla 2 g/cm 3 ja vaba langemise kiirendus selle pinnal on 0,5 cm/s 2 . Inimene kaaluks Phobosel vaid mõnikümmend grammi ja võiks käega kivi visates panna selle igaveseks kosmosesse lendama (eralduskiirus Phobose pinnal on umbes 13 m/s). Phobose suurima kraatri läbimõõt on 8 km, mis on võrreldav satelliidi enda väikseima läbimõõduga. Deimosel on suurima lohu läbimõõt 2 km. Väikesed kraatrid satelliitide pindadel on täpilised umbes samamoodi nagu Kuu. Üldise sarnasuse, satelliitide pindu katva peeneks killustatud materjali rohkuse tõttu näeb Phobos välja “räbalam” ja Deimosel on tolmuga kaetud siledam pind. Phobosel on avastatud salapärased vaod, mis läbivad peaaegu kogu satelliidi. Vaod on 100-200 m laiad ja ulatuvad kümneid kilomeetreid. Nende sügavus on 20–90 meetrit. Nende vagude päritolu kohta on mitmeid, kuid seni pole piisavalt veenvat selgitust, nagu ka seletust satelliitide endi päritolu kohta. Tõenäoliselt on need Marsi püütud asteroidid.

Jupiter

Jupiterit kutsutakse põhjusega "planeetide kuningaks". See on Päikesesüsteemi suurim planeet, ületades Maad läbimõõdult 11,2 korda ja massilt 318 korda. Jupiteri keskmine tihedus on madal (1,33 g / cm 3), kuna see koosneb peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumist. See asub Päikesest keskmiselt 779 miljoni km kaugusel ja veedab orbiidil umbes 12 aastat. Vaatamata oma hiiglaslikule suurusele pöörleb see planeet väga kiiresti – kiiremini kui Maa või Marss. Kõige üllatavam on see, et Jupiteril pole üldtunnustatud mõistes kindlat pinda – tegemist on gaasihiiglasega. Jupiter juhib hiidplaneetide rühma. Nimetatud antiikmütoloogia kõrgeima jumala (muistsed kreeklased - Zeus, roomlased - Jupiter) järgi, asub see Päikesest viis korda kaugemal kui Maa. Tänu kiirele pöörlemisele on Jupiter tugevalt lamestunud: tema ekvaatori raadius (71 492 km) on polaaralast 7% suurem, mida on teleskoobiga vaadates hästi näha. Gravitatsioonijõud planeedi ekvaatoril on 2,6 korda suurem kui Maal. Jupiteri ekvaator on oma orbiidi suhtes kallutatud vaid 3°, seega pole planeedil aastaaegu. Orbiidi kalle ekliptika tasapinna suhtes on veelgi väiksem - ainult 1 °. Iga 399 päeva järel kordub Maa ja Jupiteri vastandus.

Vesinik ja heelium on selle planeedi põhikomponendid: mahu järgi on nende gaaside suhe vastavalt 89% vesinikku ja 11% heeliumi ning massi järgi vastavalt 80% ja 20%. Kogu Jupiteri nähtav pind on tihedad pilved, mis moodustavad tumedate vööde ja heledate tsoonide süsteemi ekvaatorist põhjas ja lõunas kuni 40 ° põhja- ja lõunalaiuskraadini. Pilved moodustavad pruunikate, punaste ja sinakate toonide kihte. Nende pilvekihtide pöörlemisperioodid ei olnud samad: mida lähemal nad ekvaatorile on, seda lühema perioodi jooksul nad pöörlevad. Nii sooritavad nad ekvaatori lähedal pöörde ümber planeedi telje 9 tunni ja 50 minutiga ning keskmistel laiuskraadidel 9 tunni ja 55 minutiga. Vööd ja tsoonid on atmosfääri alla- ja ülesvoolu alad. Ekvaatoriga paralleelseid atmosfäärihoovusi toetavad planeedi sügavustest lähtuvad soojusvood, aga ka Jupiteri kiire pöörlemine ja Päikese energia. Tsoonide nähtav pind asub umbes 20 km kõrgusel vöödest. Vööde ja tsoonide piiridel täheldatakse gaaside tugevat turbulentset liikumist. Jupiteri vesinik-heeliumi atmosfääril on tohutu ulatus. Pilvekate asub umbes 1000 km kõrgusel "pinnast", kus gaasiline olek muutub kõrgrõhu mõjul vedelaks.

Juba enne kosmoselaevade lende Jupiterisse tehti kindlaks, et Jupiteri soolte soojusvoog on kaks korda suurem kui planeedile vastuvõetava päikesesoojuse sissevool. See võib olla tingitud aeglasest sukeldumisest rohkem planeedi keskpunkti poole rasked ained ja kergemate tekkimine. Energiaallikaks võib olla ka meteoriitide langemine planeedile. Vööde värv on seletatav erinevate keemiliste ühendite olemasoluga. Planeedi poolustele lähemal, kõrgetel laiuskraadidel, moodustavad pilved pideva välja kuni 1000 km laiuste pruunide ja sinakate laikudega. Jupiteri kuulsaim tunnus on Suur Punane Laik, erineva suurusega ovaalne moodustis, mis asub lõunapoolses troopilises vööndis. Praegu on selle mõõtmed 15 000 × 30 000 km (see tähendab, et see mahutab vabalt kaks gloobus) ja sada aastat tagasi märkisid vaatlejad, et Täpp oli kaks korda suurem. Mõnikord pole see eriti selgelt nähtav. Suur Punane Laik on Jupiteri atmosfääri pikaealine keeris, mis teeb 6 Maa päevaga ümber oma keskpunkti täieliku pöörde. Esimene Jupiteri uurimine lähedalt (130 000 km) viidi läbi 1973. aasta detsembris, kasutades Pioneer-10 sondi. Selle aparaadi ultraviolettkiirguse vaatlused näitasid, et planeedil on laiendatud vesiniku ja heeliumi kroon. Ülemine pilvekiht näib olevat tsirrusammoonium, allpool aga vesiniku, metaani ja külmutatud ammoniaagikristallide segu. Infrapunaradiomeeter näitas, et välise pilvkatte temperatuur on umbes –133 °C. Avastati võimas magnetväli ja kõige intensiivsema kiirgusega tsoon registreeriti planeedist 177 tuhande km kaugusel. Jupiteri magnetosfääri tulva on märgatav isegi Saturni orbiidist kaugemal.

1974. aasta detsembris Jupiterist 43 000 km kaugusele lennanud Pioneer 11 teekond arvutati teisiti. Ta läbis kiirgusvööde ja planeedi enda vahelt, vältides elektroonikaseadmetele ohtlikku kiirgusdoosi. Fotopolarimeetriga saadud pilvekihi värvipiltide analüüs võimaldas paljastada pilvede tunnused ja struktuuri. Pilvede kõrgus osutus vööndites ja vööndites erinevaks. Juba enne Pioneer-10 ja -11 lende Maalt suudeti lennukil lendava astronoomilise observatooriumi abil määrata Jupiteri atmosfääri teiste gaaside sisaldus. Ootuspäraselt tuvastati fosfiini, fosfori ja vesiniku gaasilise ühendi (PH 3) olemasolu, mis annab pilvekatele värvi. Kuumutamisel laguneb see punase fosfori eraldumisega. Aastatel 1976–1978 toimunud ainulaadset vastastikust paigutust Maa ja hiidplaneetide orbiitidel kasutati Jupiteri, Saturni, Uraani ja Neptuuni järjestikuseks uurimiseks Voyager 1 ja 2 sondide abil. Nende marsruudid arvutati välja nii, et planeetide endi gravitatsiooni abil oli võimalik kiirendada ja pöörata lennutrajektoori ühelt planeedilt teisele. Selle tulemusena kestis lend Uraanile 9 aastat, mitte 16, nagu see oleks olnud traditsioonilise skeemi järgi, ja lend Neptuuni - 12 aastat 20 aasta asemel. Selline planeetide vastastikune paigutus kordub alles pärast seda, kui 179 aastat.

Kosmosesondide abil saadud andmete ja teoreetiliste arvutuste põhjal konstrueeritakse Jupiteri pilvkatte matemaatilised mudelid ja täpsustatakse ideid selle sisemise struktuuri kohta. Mõnevõrra lihtsustatud kujul võib Jupiterit kujutada kestadena, mille tihedus suureneb planeedi keskpunkti suunas. Atmosfääri põhjas paksusega 1500 km, mille tihedus kasvab kiiresti sügavusega, on umbes 7000 km paksune gaas-vedel vesinikukiht. Planeedi raadiuse 0,9 tasemel, kus rõhk on 0,7 Mbar ja temperatuur umbes 6500 K, läheb vesinik vedel-molekulaarsesse olekusse ja veel 8000 km pärast - vedelasse metallilisse olekusse. Koos vesiniku ja heeliumiga sisaldab kihtide koostis vähesel määral raskeid elemente. 25 000 km läbimõõduga sisemine südamik on metallsilikaat, sealhulgas vesi, ammoniaak ja metaan. Temperatuur keskuses on 23 000 K ja rõhk 50 Mbar. Saturnil on sarnane struktuur.

Jupiteri ümber tiirleb 63 teadaolevat satelliiti, mille võib jagada kahte rühma – sise- ja välis- ehk korrapärased ja ebaregulaarsed; esimesse rühma kuulub 8 satelliiti, teise - 55. Sisemise rühma satelliidid tiirlevad peaaegu ringikujulistel orbiitidel, asudes praktiliselt planeedi ekvaatori tasapinnal. Nelja planeedile kõige lähemal asuva satelliidi – Adrastea, Metis, Amalthea ja Theba – läbimõõt on 40–270 km ja need asuvad planeedi keskpunktist 2–3 raadiuses Jupiterist. Need erinevad järsult neljast neile järgnevast satelliidist, mis asuvad Jupiterist 6–26 raadiuse kaugusel ja mille mõõtmed on palju suuremad, Kuu suuruse lähedal. Need suured satelliidid – Io, Europa, Ganymedes ja Callisto avastati 17. sajandi alguses. peaaegu samaaegselt Galileo Galilei ja Simon Marius. Neid nimetatakse tavaliselt Jupiteri Galilei satelliitideks, kuigi esimesed tabelid nende satelliitide liikumise kohta koostas Marius.

Välimine rühm koosneb väikestest – läbimõõduga 1–170 km – satelliitidest, mis liiguvad piklike ja tugevalt kaldus orbiitidel Jupiteri ekvaatori poole. Samal ajal liiguvad viis Jupiterile lähemal olevat satelliiti mööda oma orbiite Jupiteri pöörlemissuunas ja peaaegu kõik kaugemad satelliidid liiguvad vastupidises suunas. Üksikasjalikku teavet satelliitide pindade olemuse kohta saadi kosmoselaevade abil. Vaatleme üksikasjalikumalt Galilei satelliite. Jupiterile lähima satelliidi Io läbimõõt on 3640 km ja keskmine tihedus 3,55 g/cm 3 . Io sooled kuumenevad Jupiteri loodete mõju ja naabrite – Europa ja Ganymedese – Io liikumisse tekitatud häirete tõttu. Loodejõud deformeerivad Io välimisi kihte ja soojendavad neid. Sel juhul puhkeb kogunenud energia vulkaanipursete kujul pinnale. Vulkaanide suudmest paiskub vääveldioksiid ja väävliaurud kiirusega umbes 1 km/s sadade kilomeetrite kõrgusele satelliidi pinnast. Kuigi Io ekvatoriaalpiirkonna keskmine väärtus on umbes –140 °C, leidub seal 75–250 km suurusi kuumi kohti, kus temperatuur ulatub 100–300 °C-ni. Io pind on kaetud pursetega ja sellel on oranž värv. Sellel olevate detailide keskmine vanus on väike - umbes 1 miljon aastat. Io reljeef on enamasti tasane, kuid seal on mitu 1–10 km kõrgust mäge. Io atmosfäär on väga haruldane (praktiliselt on see vaakum), kuid satelliidi taga laiub gaasisaba: Io orbiidil tuvastati hapniku, naatriumi ja väävli aurude, vulkaanipurske saaduste kiirgus.

Galilea satelliitidest teine, Europa, on mõõtmetelt Kuust mõnevõrra väiksem, selle läbimõõt on 3130 km ja aine keskmine tihedus on umbes 3 g/cm3. Satelliidi pind on täpiline heledate ja tumedate joonte võrgustikuga: ilmselt on tegemist tektooniliste protsesside tagajärjel tekkinud pragudega jääkoores. Nende rikete laius varieerub mõnest kilomeetrist sadade kilomeetriteni ja pikkus ulatub tuhandete kilomeetriteni. Maakoore paksuse hinnangud ulatuvad mõnest kilomeetrist kümnete kilomeetriteni. Euroopa soolestikus eraldub ka loodete vastasmõju energia, mis hoiab vahevöö vedelal kujul – jääaluses ookeanis, võib-olla isegi soojas. Seetõttu pole üllatav, et selles ookeanis on olemas oletus kõige lihtsamate eluvormide olemasolu kohta. Satelliidi keskmise tiheduse põhjal peaks ookeani all olema silikaatkivimid. Kuna Euroopas on üsna sileda pinnaga kraatreid väga vähe, siis selle oranžikaspruuni pinna detailide vanuseks hinnatakse sadu tuhandeid ja miljoneid aastaid. Galileo tehtud kõrge eraldusvõimega piltidel on näha üksikuid ebakorrapärase kujuga väljasid piklike paralleelsete harjade ja orgudega, mis meenutavad kiirteid. Mitmel pool paistavad silma tumedad laigud, tõenäoliselt on tegemist jääkihi alt välja võetud aineladestustega.

Ameerika teadlase Richard Greenbergi sõnul tuleks Euroopas eluks tingimusi otsida mitte sügavast jääalusest ookeanist, vaid arvukatest pragudest. Mõõnaefekti mõjul praod perioodiliselt kitsenevad ja laienevad 1 m laiuseks.Mõra ahenemisel läheb ookeanivesi allapoole, paisuma hakates tõuseb vesi mööda seda peaaegu maapinnani. Läbi jääkorgi, mis takistab vee jõudmist pinnale, tungivad päikesekiired, mis kannavad elusorganismidele vajalikku energiat.

Jupiteri süsteemi suurima satelliidi - Ganymedese läbimõõt on 5268 km, kuid selle keskmine tihedus on vaid kaks korda suurem kui vee tihedus; see viitab sellele, et umbes 50% satelliidi massist on jää. Arvukad tumepruuni värvi alasid katvad kraatrid annavad tunnistust selle pinna iidsest vanusest, umbes 3–4 miljardist aastast. Nooremad alad on kaetud paralleelsete soonte süsteemidega, mis moodustuvad jääkooriku venimisel kergemast materjalist. Nende vagude sügavus on mitusada meetrit, laius kümneid kilomeetreid ja pikkus võib ulatuda mitme tuhande kilomeetrini. Mõnel Ganymedese kraatril pole mitte ainult valguskiirte süsteeme (sarnaselt Kuule), vaid mõnikord ka tumedaid.

Callisto läbimõõt on 4800 km. Satelliidi keskmise tiheduse (1,83 g / cm 3) põhjal eeldatakse, et vesijää moodustab umbes 60% selle massist. Jääkooriku paksuseks, nagu Ganymedeselgi, hinnatakse kümneid kilomeetreid. Kogu selle satelliidi pind on üleni täis erineva suurusega kraatreid. Sellel ei ole laiendatud tasandike ega vagude süsteeme. Callisto kraatritel on nõrgalt väljendunud võll ja madal sügavus. Reljeefi unikaalne detail on kümnest kontsentrilisest rõngast koosnev 2600 km läbimõõduga mitmerõngaline struktuur. Pinnatemperatuur Callisto ekvaatoril ulatub keskpäeval -120 °C-ni. Satelliidil on oma magnetväli.

30. detsembril 2000 möödus sond Cassini Jupiteri lähedalt, suundus Saturni poole. Samal ajal viidi "planeetide kuninga" läheduses läbi mitmeid katseid. Üks neist oli suunatud Galilei satelliitide väga haruldaste atmosfääride tuvastamisele nende varjutuse ajal Jupiteri poolt. Teine katse seisnes Jupiteri kiirgusvööde kiirguse registreerimises. Huvitaval kombel registreerisid paralleelselt Cassini tööga sama kiirgust maapealsete teleskoopide abil USA kooliõpilased ja üliõpilased. Nende uurimistöö tulemusi kasutati koos Cassini andmetega.

Galilei satelliitide uurimise tulemusena püstitati huvitav hüpotees, et hiidplaneedid kiirgasid oma evolutsiooni algfaasis kosmosesse tohutuid soojusvoogusid. Jupiteri kiirgus võib kolme Galilea satelliidi pinnal oleva jää sulatada. Neljandal - Callisto - poleks tohtinud seda juhtuda, kuna see on Jupiterist 2 miljoni km kaugusel. Seetõttu on selle pind nii erinev planeedile lähemal asuvate satelliitide pindadest.

Saturn

Hiidplaneetide seas paistab Saturn silma oma tähelepanuväärse rõngasüsteemi poolest. Nagu Jupiter, on see tohutu, kiiresti pöörlev kuul, mis koosneb peamiselt vedelast vesinikust ja heeliumist. Maast 10 korda kaugemal ümber Päikese tiirlev Saturn teeb peaaegu ringikujulisel orbiidil täieliku pöörde 29,5 aastaga. Orbiidi kaldenurk ekliptika tasapinna suhtes on vaid 2 °, samas kui Saturni ekvatoriaaltasand on oma orbiidi tasapinna suhtes 27 ° kallutatud, seega on aastaaegade vaheldumine sellele planeedile omane.

Saturni nimi pärineb iidse titaani Kronose, Uraani ja Gaia poja Rooma vastest. See suuruselt teine ​​planeet ületab Maad mahult 800 korda ja massilt 95 korda. On lihtne arvutada, et selle keskmine tihedus (0,7 g/cm 3 ) on väiksem kui vee tihedus – Päikesesüsteemi planeetide jaoks ainulaadselt madal. Saturni ekvatoriaalne raadius piki pilvekihi ülemist piiri on 60 270 km ja polaarraadius mitu tuhat kilomeetrit väiksem. Saturni pöörlemisperiood on 10 tundi 40 minutit. Saturni atmosfäär sisaldab 94% vesinikku ja 6% heeliumi (mahu järgi).

Neptuun

Neptuun avastati 1846. aastal täpse teoreetilise ennustuse tulemusena. Pärast Uraani liikumise uurimist tegi prantsuse astronoom Le Verrier kindlaks, et seitsmendat planeeti mõjutab sama massiivse tundmatu keha külgetõmme, ja arvutas välja selle asukoha. Sellest prognoosist juhindudes avastasid Saksa astronoomid Halle ja D'Arrest Neptuuni, hiljem selgus, et Galileost alustades märkisid astronoomid kaartidele Neptuuni asukoha, kuid pidasid seda täheks.

Neptuun on hiidplaneetidest neljas, iidses mütoloogias merejumala järgi nimetatud. Neptuuni ekvatoriaalraadius (24 764 km) on peaaegu 4 korda suurem Maa raadiusest ja massi poolest on Neptuun meie planeedist 17 korda suurem. Neptuuni keskmine tihedus on 1,64 g/cm3. See tiirleb ümber Päikese 4,5 miljardi km (30 AU) kaugusel, tehes täieliku tsükli peaaegu 165 Maa-aastaga. Planeedi orbiidi tasapind on ekliptika tasandi suhtes kaldu 1,8°. Ekvaatori kalle orbiidi tasapinna suhtes on 29,6°. Päikesest suure kauguse tõttu on Neptuuni valgustus 900 korda väiksem kui Maal.

1989. aastal Neptuuni pilvekihi pinnast 5000 km raadiuses läbinud Voyager 2 edastatud andmed paljastasid planeedi pilvkatte üksikasju. Neptuuni triibud on nõrgalt väljendunud. Meie planeedi suurune suur tume laik, mis avastati Neptuuni lõunapoolkeral, on hiiglaslik antitsüklon, mis teeb pöörde 16 Maa päevaga. See on kõrge rõhu ja temperatuuri ala. Erinevalt Jupiteri Suurest Punasest Laigust, mis triivib kiirusega 3 m/s, liigub Neptuuni Suur Tume Laik läände kiirusega 325 m/s. Väiksem tume laik, mis asub 74° S. sh., on nädalaga nihkunud 2000 km põhja poole. Üsna kiire liikumisega eristus ka kerge moodustis atmosfääris, nn tõukeratas. Kohati ulatub tuule kiirus Neptuuni atmosfääris 400-700 m/s.

Nagu teistelgi hiidplaneetidel, koosneb ka Neptuuni atmosfäär enamasti vesinikust. Heelium moodustab umbes 15% ja 1% metaanist. Nähtav pilvekiht vastab rõhule 1,2 baari. Eeldatakse, et Neptuuni atmosfääri põhjas on mitmesuguste ioonidega küllastunud veeookean. Märkimisväärne kogus metaani näib olevat sügavamal planeedi jäises mantlis. Isegi tuhande kraadise temperatuuri juures, rõhul 1 Mbar, võib tekkida vee, metaani ja ammoniaagi segu tahke jää. Kuum jäine vahevöö moodustab tõenäoliselt 70% kogu planeedi massist. Umbes 25% Neptuuni massist peaks arvutuste kohaselt kuuluma planeedi tuuma, mis koosneb räni, magneesiumi, raua ja selle ühendite oksiididest, aga ka kivimitest. Planeedi siseehituse mudel näitab, et rõhk selle keskmes on umbes 7 Mbar ja temperatuur umbes 7000 K. Erinevalt Uraanist on Neptuuni sisemuse soojusvoog peaaegu kolm korda suurem kui Päikeselt saadav soojus . Seda nähtust seostatakse soojuse eraldumisega suure aatommassiga ainete radioaktiivse lagunemise käigus.

Neptuuni magnetväli on kaks korda nõrgem kui Uraanil. Magnetdipooli telje ja Neptuuni pöörlemistelje vaheline nurk on 47°. Dipooli kese on nihkunud 6000 km võrra lõunapoolkerale, seega on magnetinduktsioon lõunapoolkera lähedal. magnetpoolus 10 korda kõrgem kui põhjas.

Neptuuni rõngad on üldiselt sarnased Uraani rõngastega, ainsaks erinevuseks on see, et Neptuuni rõngaste aine kogupindala on 100 korda väiksem kui Uraani rõngastel. Neptuuni ümbritsevate rõngaste eraldiseisvad kaared avastati planeedi tähtede varjamise ajal. Voyager 2 piltidel on Neptuuni ümber avatud moodustised, mida nimetatakse kaarteks. Need asuvad madala tihedusega tugeval välimisel ringil. Välisrõnga läbimõõt on 69,2 tuhat km ja kaare laius umbes 50 km. Teised ringid, mis asuvad 61,9 tuhande km kuni 62,9 tuhande km kaugusel, on suletud. Maalt tehtud vaatluste käigus leiti kahekümnenda sajandi keskpaigaks 2 Neptuuni satelliiti - Triton ja Nereid. Voyager 2 avastas veel 6 satelliiti suurusega 50–400 km ning täpsustas Tritoni (2705 km) ja Nereidi (340 km) läbimõõdud. Aastatel 2002-03 Maalt tehtud vaatluste käigus avastati veel 5 kaugemat Neptuuni satelliiti.

Neptuuni suurim satelliit - Triton tiirleb ümber planeedi 355 tuhande km kaugusel umbes 6-päevase perioodiga ringikujulisel orbiidil, mis on planeedi ekvaatori suhtes 23 ° kaldega. Samas on see ainuke Neptuuni sisesatelliitidest, mis tiirleb vastassuunas. Tritoni aksiaalne pöörlemisperiood langeb kokku selle orbitaalperioodiga. Tritoni keskmine tihedus on 2,1 g/cm3. Pinna temperatuur on väga madal (38 K). Satelliidipiltidel on suurem osa Tritoni pinnast paljude pragudega tasandik, mistõttu meenutab see meloni koort. Lõunapoolust ümbritseb hele polaarkübar. Tasandikust leiti mitmeid süvendeid läbimõõduga 150-250 km. Tõenäoliselt töödeldi satelliidi jääkoorekihti tektoonilise aktiivsuse ja meteoriitide langemise tagajärjel korduvalt. Ilmselt on Tritonil kivisüdamik, mille raadius on umbes 1000 km. Eeldatakse, et umbes 180 km paksune jääkoor katab umbes 150 km sügavust ammoniaagi, metaani, soolade ja ioonidega küllastunud ookeani. Tritoni haruldane atmosfäär koosneb enamasti lämmastikust, vähesel määral metaani ja vesinikuga. Lumi Tritoni pinnal on lämmastiku härmatis. Polaarkübar moodustub samuti lämmastiku härmatisest. Polaarkübaralt leitud hämmastavad moodustised - kirde suunas piklikud tumedad laigud (neist leiti umbes viiskümmend). Need osutusid gaasigeisriteks, mis tõusid kuni 8 km kõrgusele ja muutusid seejärel umbes 150 km pikkusteks tibudeks.

Erinevalt ülejäänud sisemistest satelliitidest liigub Nereid väga piklikul orbiidil, oma ekstsentrilisusega (0,75) sarnaneb rohkem komeetide orbiidile.

Pluuto

Pluutot peeti pärast selle avastamist 1930. aastal Päikesesüsteemi väikseimaks planeediks. 2006. aastal võeti Rahvusvahelise Astronoomialiidu otsusega see ilma klassikalise planeedi staatusest ja temast sai uue objektide klassi - kääbusplaneetide - prototüüp. Seni kuuluvad kääbusplaneetide rühma lisaks sellele ka asteroid Ceres ja mitmed hiljuti avastatud objektid Kuiperi vööst, Neptuuni orbiidi taga; üks neist ületab isegi Pluuto suuruse. Pole kahtlust, et Kuiperi vööst leitakse teisigi sarnaseid objekte; seega võib Päikesesüsteemis olla päris palju kääbusplaneete.

Pluuto tiirleb ümber päikese 245,7 aastaga. Avastamise ajal asus see Päikesest üsna kaugel, hõivates Päikesesüsteemi üheksanda planeedi koha. Kuid Pluuto orbiidil, nagu selgub, on märkimisväärne ekstsentrilisus, nii et igas orbitaaltsüklis on see 20 aastat Päikesele lähemal kui Neptuun. 20. sajandi lõpus oli just selline periood: 23. jaanuaril 1979 ületas Pluuto Neptuuni orbiidi, nii et see osutus Päikesele lähemale ja sai formaalselt kaheksandaks planeediks. See püsis selles staatuses kuni 15. märtsini 1999. Olles 1989. aasta septembris läbinud oma orbiidi periheeli (29,6 AÜ), liigub Pluuto nüüd afeeli (48,8 AÜ) poole, milleni ta jõuab 2112. aastal ja esimene täielik revolutsioon. Päikese ümber pärast selle avastamist lõpeb alles 2176. aastal.

Et mõista astronoomide huvi Pluuto vastu, peate meeles pidama selle avastamise ajalugu. 20. sajandi alguses märkasid astronoomid Uraani ja Neptuuni liikumist jälgides nende käitumises mõningast veidrust ja pakkusid välja, et väljaspool nende planeetide orbiite on veel üks, seni avastamata gravitatsiooniline mõju, mis mõjutab teadaolevate hiidplaneetide liikumist. Astronoomid on välja arvutanud isegi selle planeedi oletatava asukoha - "Planeet X" - kuigi mitte eriti kindlalt. Pärast pikki otsinguid avastas Ameerika astronoom Clyde Tombaugh 1930. aastal üheksanda planeedi, mis sai nime allilmajumala – Pluuto – järgi. Kuid avastus oli ilmselt juhuslik: hilisemad mõõtmised näitasid, et Pluuto mass on liiga väike, et selle gravitatsioon Neptuuni ja eriti Uraani liikumist märgatavalt mõjutaks. Pluuto orbiit osutus palju piklikumaks kui teistel planeetidel ja oli märgatavalt kaldu (17 °) ekliptika suhtes, mis pole samuti planeetidele tüüpiline. Mõned astronoomid kipuvad pidama Pluutot "valeks" planeediks, pigem steroidiks või Neptuuni kadunud kuuks. Pluutol on aga oma satelliidid ja kohati ka atmosfäär, mil selle pinda kattev jää aurustub orbiidi periheeli piirkonnas. Üldiselt on Pluutot väga halvasti uuritud, kuna sinna pole veel lennanud ühtegi sondi; Kuni viimase ajani pole isegi selliseid katseid tehtud. Kuid 2006. aasta jaanuaris startis Pluutole kosmoselaev New Horizons (NASA), mis peaks planeedist mööda lendama 2015. aasta juulis.

Mõõtes Pluuto peegelduva päikesevalguse intensiivsust, on astronoomid leidnud, et planeedi näiv heledus muutub perioodiliselt. Seda perioodi (6,4 päeva) võeti Pluuto teljesuunalise pöörlemise perioodiks. 1978. aastal juhtis Ameerika astronoom J. Christie parima nurklahutusvõimega tehtud fotodel tähelepanu Pluuto kujutise ebakorrapärasele kujule: pildil olev udune laik kattis sageli ühelt poolt eendit; selle positsioon muutus samuti 6,4-päevase perioodiga. Christie järeldas, et Pluutol on üsna suur satelliit, mis sai nime Charoni müütilise paadimehe järgi, kes vedas surnute hingi mööda jõgesid maa-aluses surnute kuningriigis (selle kuningriigi valitseja oli teatavasti Pluuto). Charon ilmub Pluutost kas põhjast või lõunast, mistõttu sai selgeks, et satelliidi orbiit, nagu ka planeedi enda pöörlemistelg, on tugevalt kaldu oma orbiidi tasapinnale. Mõõtmised on näidanud, et Pluuto pöörlemistelje ja tema orbiidi tasapinna vaheline nurk on umbes 32° ning pöörlemine on vastupidine. Charoni orbiit asub Pluuto ekvatoriaaltasandil. 2005. aastal avastati veel kaks väikest satelliiti – Hydra ja Nix, mis tiirlevad Charonist kaugemal, kuid samas tasapinnas. Seega meenutab Pluuto oma satelliitidega Uraani, mis pöörleb, "lamab külili".

Charoni pöörlemisperiood, mis on 6,4 päeva, langeb kokku tema liikumise perioodiga ümber Pluuto. Nagu Kuu, on ka Charon alati planeediga ühel küljel. See on iseloomulik kõigile planeedi lähedale liikuvatele satelliitidele. Üllataval kombel on ka Pluuto Charoniga silmitsi alati sama poolega; selles mõttes on nad võrdsed. Pluuto ja Charon on ainulaadne kahendsüsteem, väga kompaktne ja millel on enneolematu kõrge suhtumine satelliidi ja planeedi massid (1:8). Näiteks Kuu ja Maa masside suhe on 1:81, teistel planeetidel on sarnased suhted palju vähem. Põhimõtteliselt on Pluuto ja Charon topeltkääbusplaneet.

Pluuto-Charoni süsteemi parimad pildid on tehtud Hubble'i kosmoseteleskoobiga. Nad suutsid määrata satelliidi ja planeedi vahelise kauguse, mis osutus vaid umbes 19 400 km-ks. Kasutades Pluuto tähtede varjutusi, aga ka planeedi vastastikust varjutust selle satelliidi abil, oli võimalik nende suurusi täpsustada: Pluuto läbimõõt on hiljutiste hinnangute kohaselt 2300 km ja Charoni läbimõõt on 1200 km. Pluuto keskmine tihedus on vahemikus 1,8–2,1 g / cm3 ja Charoni keskmine tihedus 1,2–1,3 g / cm3. Ilmselt erineb Pluuto kivimitest ja veejääst koosnev siseehitus Charoni struktuurist, mis sarnaneb pigem hiidplaneetide jääsatelliitidega. Charoni pind on 30% tumedam kui Pluutol. Ka planeedi ja satelliidi värvus on erinev. Ilmselt tekkisid nad üksteisest sõltumatult. Vaatlused on näidanud, et orbiidi periheelis suureneb Pluuto heledus märgatavalt. See andis aluse eeldada ajutise atmosfääri välimust Pluuto lähedal. Tähe varjamise ajal Pluuto poolt 1988. aastal vähenes selle tähe heledus järk-järgult mitme sekundi jooksul, mille põhjal tehti lõpuks kindlaks, et Pluutol oli atmosfäär. Selle põhikomponent on tõenäoliselt lämmastik ja teised komponendid võivad sisaldada metaani, argooni ja neooni. Hägukihi paksus on hinnanguliselt 45 km ja atmosfäär ise 270 km. Metaanisisaldus peaks muutuma olenevalt Pluuto asukohast tema orbiidil. Pluuto läbis periheeli 1989. aastal. Arvutused näitavad, et osa tema pinnal jää ja härmatise kujul olevaid jäätunud metaani, lämmastiku ja süsinikdioksiidi ladestusi satuvad planeedi Päikesele lähenedes atmosfääri. Pluuto maksimaalne pinnatemperatuur on 62 K. Charoni pinna näib olevat moodustanud vesijää.

Niisiis on Pluuto ainus planeet (ehkki kääbus), mille atmosfäär kas ilmub või kaob, nagu komeet Päikese ümber liikumise ajal. 2005. aasta mais Hubble'i kosmoseteleskoobi abil avastati kaks uut kääbusplaneedi Pluuto satelliiti, Nix ja Hydra. Nende satelliitide orbiidid asuvad Charoni orbiidist kaugemal. Nyx asub Pluutost umbes 50 000 km ja Hydra umbes 65 000 km kaugusel. 2006. aasta jaanuaris käivitatud New Horizonsi missioon on mõeldud Pluuto ja Kuiperi vöö ümbruse uurimiseks.

Universum on uskumatult suur paik, nii uskumatu, et isegi inimese kujutlusvõime ei suuda hoomata universumi tohutut sügavust. Mis puutub meie päikesesüsteemi, siis universumi standardite järgi on see vaid väike osa sellest. Kui meie, väikese planeedi Maa, lihtsurelike elanike jaoks on päikesesüsteem väga suur koht ja seda vaatamata kõigile astronoomia suurtele saavutustele Viimastel aastatel, palju on veel teadmata, me alles hakkame lähenema oma kohaliku päikesesüsteemi piiridele.

Päikesesüsteemi uurimise ajalugu

Iidsetest aegadest on inimesed vaadanud tähti, uudishimulikud meeled on mõtisklenud nende päritolu ja olemuse üle. Peagi märgati, et mõned tähed muudavad tähistaevas oma asukohta, mistõttu avastati esimesed planeedid. Sõna "planeet" ise on vanakreeka keelest tõlgitud kui "rändur". Planeedid said iidse panteoni jumalate nimed: Marss, Veenus ja nii edasi. Nende liikumist ja päritolu seletati kaunite poeetiliste müütidega, mis esinevad kõigis antiikaja rahvastes.

Samal ajal uskusid mineviku inimesed, et Maa on universumi keskpunkt, planeedid, muud tähed, kõik tiirleb ümber Maa. Kuigi loomulikult oli juba iidsetel aegadel teadlasi, nagu näiteks Samose Aristarhos (teda nimetatakse ka antiikaja Kopernikuks), kes uskusid, et kõik on mõnevõrra erinev. Kuid tõeline läbimurre päikesesüsteemi uurimisel toimus renessansi ajal ja seda seostatakse silmapaistvate astronoomide Nicolaus Copernicuse, Giordano Bruno, Johannes Kepleri nimedega. Just siis kinnistus idee, et meie Maa ei ole Universumi keskpunkt, vaid ainult tühine osa sellest, et Maa tiirleb ümber Päikese, mitte vastupidi.

Järk-järgult avastati kõik tänapäeval teadaolevad päikesesüsteemi planeedid, samuti nende arvukad satelliidid ja palju muud.

Päikesesüsteemi ehitus ja koostis

Päikesesüsteemi struktuuri võib jagada järgmisteks elementideks:

• Päike, selle kese ja peamine energiaallikas, see on võimas Päike, mis hoiab planeedid paigal ja paneb need oma orbiitidel pöörlema.
• Maapealsed planeedid. Teadlased jagasid astronoomid päikesesüsteemi kaheks osaks: sisemine päikesesüsteem ja välimine päikesesüsteem. Sisemisse päikesesüsteemi kuulus neli lähedalasuvat kivist planeeti: Veenus, Maa ja Marss.
• Asteroidivöö, mis asub Marsist kaugemal. Arvatakse, et see tekkis meie päikesesüsteemi kaugetel sünniaegadel ja koosneb erinevatest kosmilistest prahist.
• Hiiglaslikud planeedid on ka gaasihiiglased, mis asuvad päikesesüsteemi välisosas. Need on Jupiter, Saturn ja Neptuun. Erinevalt maapealsetest planeetidest, millel on vahevöö ja südamikuga tahke pind, on gaasihiiglased täidetud peamiselt vesiniku ja heeliumi seguga. Täpsema uurimise korral võib Päikesesüsteemi planeetide koostis varieeruda.
• Coileri vöö ja aordipilv. Need asuvad Neptuuni taga ja seal elavad kääbusplaneedid, millest kuulsaimad on arvukad. Kuna need alad on meist väga kaugel, siis kaasaegne teadus on nende kohta väga vähe teavet. Üldiselt on paljud Päikesesüsteemi struktuuri tunnused endiselt halvasti mõistetavad.

Päikesesüsteemi ehituse skeem

Siin on pildil selgelt näha päikesesüsteemi struktuuri visuaalne mudel.

Päikesesüsteemi päritolu ja areng

Teadlaste sõnul tekkis meie päikesesüsteem 4,5 miljardit aastat tagasi heeliumist, vesinikust ja mitmetest raskematest keemilistest elementidest koosneva hiiglasliku molekulaarpilve suure gravitatsioonilise kokkuvarisemise tagajärjel. Suurem osa sellest pilvest kogunes keskele, tugeva klastrite tõttu tõusis temperatuur ja selle tulemusena tekkis meie Päike.

Kõrge temperatuuri tõttu vastsündinud tähe lähedal ainult tahked kehad, ja seega ilmusid esimesed tahked planeedid, sealhulgas meie oma emamaa. Kuid planeedid, mis on gaasihiiglased, tekkisid Päikesest kaugemal, sealne temperatuur ei olnud nii kõrge, mistõttu moodustasid suured jäämassid sealsete planeetide hiiglaslikud suurused.

Sellel pildil on näha, kuidas Päikesesüsteemi areng toimus etapiviisiliselt.

Päikesesüsteemi uurimine

Maailmakosmose ja päikesesüsteemi uurimisega seotud tõeline buum algas eelmise sajandi keskel, eriti endiste kosmoseprogrammidega. Nõukogude Liit ja USA: esimese käivitamine tehissatelliite, esimeste astronautide lend, Ameerika astronautide kuulus maandumine Kuule (mis on tõsi, mõned skeptikud peavad võltsinguks) jne. Kuid enamik tõhus meetod Päikesesüsteemi uurimisel siis ja praegu on spetsiaalsete uurimissondide saatmine.

Esimene tehislik Nõukogude kosmoselaev Sputnik 1 (pildil) saadeti orbiidile juba 1957. aastal, kus see kogus mitu kuud andmeid Maa atmosfääri ja ionosfääri kohta. 1959. aastal liitus sellega Ameerika satelliit Explorer, just tema tegi meie planeedist esimesed kosmosefotod. Seejärel startisid NASA ameeriklased terve rida uurimissondid teistele planeetidele:

• Mariner lendas Veenusele 1964. aastal.
• Mariner 4 saabus Marsile 1965. aastal ja möödus seejärel edukalt Mercuryst 1974. aastal.
• 1973. aastal saadeti sond Pioneer 10 Jupiterisse ja algas välisplaneetide teaduslik uurimine.
• 1974. aastal saadeti esimene sond Saturnile.
• Eelmise sajandi 80ndatel sai tõeliseks läbimurdeks kosmoselaevad Voyager, mis lendasid esimestena ümber gaasihiiglaste ja nende satelliitide.

Aktiivne avakosmose uurimine jätkub meie ajal, nii et üsna hiljuti, 2017. aasta septembris, suri Saturni atmosfääris 1997. aastal teele saadetud kosmoselaev Casini. Oma kahekümneaastase uurimismissiooni jooksul tegi ta palju huvitavaid tähelepanekuid Saturni atmosfääri, selle satelliitide ja loomulikult kuulsate rõngaste kohta. NASA tegi otseülekande Casini elu viimased tunnid ja minutid.