2016. gada janvārī zinātnieki paziņoja, ka Saules sistēmā varētu būt vēl kāda planēta. Daudzi astronomi to meklē, līdzšinējie pētījumi noved pie neviennozīmīgiem secinājumiem. Neskatoties uz to, planētas X atklājēji ir pārliecināti par tās esamību. stāsta par jaunākajiem darba rezultātiem šajā virzienā.

Par iespējamo planētas X noteikšanu ārpus Plutona orbītas, astronomi un Konstantīns Batigins no Kalifornijas Tehnoloģiju institūta (ASV). Devītā planēta Saules sistēma, ja tāda eksistē, ir aptuveni 10 reizes smagāka par Zemi un pēc īpašībām atgādina Neptūnu – gāzes milzi, visattālāko zināmo planētu, kas riņķo ap mūsu zvaigzni.

Pēc autoru domām, planētas X apgriezienu periods ap Sauli ir 15 tūkstoši gadu, tās orbīta ir ļoti iegarena un slīpa attiecībā pret plakni. zemes orbītā. Tiek lēsts, ka planētas X maksimālais attālums no Saules ir 600-1200 astronomiskās vienības, kas savu orbītu izved aiz Kuipera jostas, kurā atrodas Plutons. Planētas X izcelsme nav zināma, taču Brauns un Batigins uzskata, ka šī kosmosa objekts Pirms 4,5 miljardiem gadu tika izsists no protoplanetārā diska netālu no Saules.

Astronomi atklāja šo planētu teorētiski, analizējot gravitācijas traucējumus, ko tā iedarbojas uz citiem Koipera jostas debess ķermeņiem - sešu lielu trans-Neptūna objektu (tas ir, kas atrodas aiz Neptūna orbītas) trajektorijas izrādījās apvienotas vienā klasterī ( ar līdzīgiem perihēlija argumentiem, augošā mezgla garums un slīpums). Brauns un Batigins kļūdas iespējamību savos aprēķinos sākotnēji novērtēja uz 0,007 procentiem.

Kur īsti atrodas planēta X – nav zināms, kāda debess sfēras daļa būtu jāseko ar teleskopiem – nav skaidrs. Debess ķermenis atrodas tik tālu no Saules, ka var redzēt tā starojumu mūsdienīgi līdzekļiārkārtīgi grūti. Un pierādījumi par planētas X esamību, pamatojoties uz tās gravitācijas ietekmi uz debess ķermeņiem Kuipera joslā, ir tikai netieši.

Video: caltech / YouTube

2017. gada jūnijā astronomi no Kanādas, Apvienotās Karalistes, Taivānas, Slovākijas, ASV un Francijas meklēja planētu X, izmantojot Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) trans-Neptūna objektu katalogu. Tika pētīti astoņu transneptūna objektu orbītas elementi, kuru kustība planētai X būtu jāietekmē - objekti tiktu noteiktā veidā sagrupēti (grupēti) atbilstoši to slīpumiem. No astoņiem objektiem pirmo reizi aplūkoti četri, tie visi atrodas vairāk nekā 250 astronomisko vienību attālumā no Saules. Izrādījās, ka viena objekta, 2015 GT50, parametri neiekļaujas klasterizācijā, kas liek šaubīties par planētas X esamību.

Tomēr planētas X atklājēji uzskata, ka 2015. gada GT50 nav pretrunā ar viņu aprēķiniem. Kā atzīmēja Batigins, Saules sistēmas, tostarp planētas X, dinamikas skaitliskā modelēšana parāda, ka ārpus 250 astronomisko vienību daļēji galvenās ass vajadzētu pastāvēt divām kopām. debess ķermeņi, kuras orbītas ir saskaņotas ar planētu X: viena ir stabila, otra ir metastabila. Lai gan 2015. gada GT50 objekts nav iekļauts nevienā no šīm kopām, tas joprojām tiek reproducēts ar simulāciju.

Batigins uzskata, ka šādi objekti varētu būt vairāki. Iespējams, ar tiem saistīts planētas X mazās pusass novietojums.Astronoms uzsver, ka kopš datu publicēšanas par planētu X par tās esamību liecina nevis seši, bet 13 trans-Neptūna objekti, no kuriem 10 debess ķermeņi pieder pie a. stabils klasteris.

Lai gan daži astronomi šaubās par planētu X, citi atrod jaunus pierādījumus par labu tai. Spāņu zinātnieki Karloss un Rauls de la Fuente Markosi pētīja komētu un asteroīdu orbītu parametrus Kuipera joslā. Konstatētās objektu kustības anomālijas (korelācijas starp augšupejošā mezgla garumu un slīpumu), pēc autoru domām, ir viegli izskaidrojamas ar masīva ķermeņa klātbūtni Saules sistēmā, kas ir orbītas daļēji galvenā ass. kas ir 300-400 astronomiskās vienības.

Turklāt Saules sistēmā var būt nevis deviņas, bet desmit planētas. Nesen astronomi no Arizonas Universitātes (ASV) Koipera joslā atklāja vēl vienu debess ķermeni, kura izmēri un masa ir tuvu Marsam. Aprēķini liecina, ka hipotētiskā desmitā planēta atrodas 50 astronomisko vienību attālumā no zvaigznes, un tās orbīta ir par astoņiem grādiem nosliece pret ekliptikas plakni. Debess ķermenis traucē zināmus objektus no Kuipera jostas un, visticamāk, senos laikos atradās tuvāk Saulei. Speciālisti atzīmē, ka novērotās sekas nav izskaidrojamas ar planētas X ietekmi, kas atrodas daudz tālāk par "otro Marsu".

Pašlaik ir zināmi aptuveni divi tūkstoši trans-Neptūna objektu. Ieviešot jaunas observatorijas, jo īpaši LSST (Lielais sinoptiskā apsekojuma teleskops) un JWST (Džeimsa Veba kosmosa teleskops), zinātnieki plāno palielināt zināmo objektu skaitu Kuipera joslā un tālāk līdz 40 000. Tas ļaus ne tikai noteikt precīzus trans-Neptūna objektu trajektoriju parametrus un rezultātā netieši pierādīt (vai atspēkot) planētas X un “otrā Marsa” esamību, bet arī tieši tos atklāt.

Saules sistēmu, kurā mēs dzīvojam, pamazām arvien vairāk pēta zemes pētnieki.

Mēs apsvērsim pētījuma posmus un rezultātus:

• Merkurs
• Venera,
• mēness,
• Marss
• Jupiters
• Saturns
• urāns,
• Neptūns.

Zemes planētas un Zemes pavadonis

Merkurs.

Merkurs ir Saulei tuvākā planēta.

1973. gadā tika palaista amerikāņu zonde Mariner 10, ar kuras palīdzību pirmo reizi izdevās uzzīmēt pietiekami ticamas Merkura virsmas kartes. 2008. gadā pirmo reizi tika fotografēta planētas austrumu puslode.

Tomēr 2018. gada laikā Merkurs joprojām ir vismazāk pētītā zemes grupas planēta - Venera, Zeme un Marss. Dzīvsudrabs ir mazs, tam ir nesamērīgi liels izkusis kodols, un tajā ir mazāk oksidēta materiāla nekā tā kaimiņos.

2018. gada oktobrī gaidāma Eiropas un Japānas Kosmosa aģentūras kopprojekta Bepi Colombo misijas uz Mercury uzsākšana. Septiņu gadu ceļojuma rezultātam vajadzētu būt visu Merkura pazīmju izpētei un šādu pazīmju parādīšanās iemeslu analīzei.

Venera.

Venēru ir izpētījuši vairāk nekā 20 kosmosa kuģi, galvenokārt padomju un amerikāņu. Planētas reljefu varēja redzēt, izmantojot planētas virsmas radara zondēšanu ar kosmosa kuģi Pioneer-Venus (ASV, 1978), Venera-15 un -16 (PSRS, 1983-84) un Magellan (ASV, 1990). -94 gadi).

Uz zemes izvietots radars ļauj "redzēt" tikai 25% virsmas, turklāt ar daudz zemāku detaļu izšķirtspēju, nekā spēj kosmosa kuģi. Piemēram, Magelāns ieguva visas virsmas attēlus ar izšķirtspēju 300 m. Izrādījās, ka lielāko daļu Venēras virsmas aizņem pauguraini līdzenumi.

No jaunākajiem Venēras pētījumiem mēs atzīmējam Eiropas Kosmosa aģentūras Venus Express misiju pētīt planētu un tās atmosfēras īpatnības. Veneras novērošana notika no 2006. līdz 2015. gadam, 2015. gadā ierīce sadega atmosfērā. Pateicoties šiem pētījumiem, tika iegūts Veneras dienvidu puslodes attēls, kā arī iegūta informācija par 200 kilometru diametrā esošā milzu Idunas vulkāna neseno vulkānisko darbību.

Mēness.

Pirmais zemes iedzīvotāju uzmanības objekts bija Mēness.

Vēl 1959. un 1965. gadā padomju kosmosa kuģi Luna-3 un Zond-3 pirmo reizi fotografēja no Zemes neredzamo satelīta "tumšo" puslodi.

1969. gadā cilvēki pirmo reizi nolaidās uz Mēness. Slavenākais amerikāņu astronauts, kurš staigājis uz Mēness, ir Nīls Ārmstrongs. Kopumā ar kosmosa kuģa Apollo palīdzību Mēnesi apmeklēja 12 amerikāņu ekspedīcijas. Pētījumu rezultātā uz Zemi tika nogādāti aptuveni 400 kilogrami Mēness iežu.

Pēc tam Mēness programmas milzīgo izmaksu dēļ pilotēti lidojumi uz Mēnesi tika pārtraukti. Mēness izpēti sāka veikt ar automātisku un Zemes kontrolētu kosmosa kuģu palīdzību.

Pēdējā gadsimta ceturksnī notiek jauns posms Mēness izpētē. Kosmosa kuģa "Clementine" 1994.gadā, "Lunar Prospector" 1998.-1999.gadā un "Smart-1" 2003.-2006.gadā pētījumu rezultātā sauszemes pētniekiem izdevās iegūt jaunākus un precīzākus datus. Jo īpaši tika atklātas, iespējams, ūdens ledus nogulsnes. Liels skaits šo atradņu ir atklātas netālu no Mēness poliem.

Un 2007. gadā pienāca kārta Ķīnas kosmosa kuģiem. Chanye-1, kas tika palaists 24. oktobrī, kļuva par šādu ierīci. 2008. gada 8. novembrī Indijas kosmosa kuģis Chandrayan 1 tika palaists Mēness orbītā. Mēness ir viens no galvenajiem mērķiem cilvēces tuvās kosmosa attīstībā.

Marss.

Nākamais zemes pētnieku mērķis ir planēta Marss. Pirmais pētniecības transportlīdzeklis, kas lika pamatus Sarkanās planētas izpētei, bija padomju zonde Mars-1. Pēc 1971. gadā iegūtajiem amerikāņu aparāta "Mariner - 9" datiem bija iespējams sastādīt detalizētas kartes Marsa virsma.

Attiecībā uz mūsdienu pētījumiem mēs atzīmējam šādus pētījumus. Tātad 2008. gadā kosmosa kuģim Phoenix pirmo reizi izdevās urbt virsmu un atklāt ledu.

Un 2018. gadā MARSIS radars, kas uzstādīts uz Eiropas Kosmosa aģentūras Mars Express orbītas, spēja sniegt pirmos pierādījumus tam, ka uz Marsa atrodas šķidrs ūdens. Šāds secinājums izriet no ievērojama izmēra ezera, kas atklāts dienvidu polā, paslēpts zem ledus.

milzu planētas

Jupiters.

Jupiters pirmo reizi tika pētīts no tuva attāluma 1973. gadā, izmantojot padomju zondi Pioneer 10. Lidojumi bija svarīgi arī Jupitera izpētē. Amerikāņu ierīces Voyager, kas tika veikts 1970. gados.

No mūsdienu pētījumiem mēs atzīmējam šo faktu. 2017. gadā amerikāņu astronomu komanda Skota S. Šeparda vadībā, meklējot potenciālo devīto planētu ārpus Plutona orbītas, nejauši atklāja jaunus pavadoņus ap Jupiteru. Tādu pavadoņu bija 12. Rezultātā Jupitera pavadoņu skaits pieauga līdz 79.

Saturns.

1979. gadā kosmosa kuģis Pioneer 11, pētot Saturna apkaimi, spēja atklāt jaunu gredzenu ap planētu, izmērīt atmosfēras temperatūru un atklāt planētas magnetosfēras robežas.

1980. gadā Voyager 1 pirmo reizi pārraidīja skaidrus Saturna gredzenu attēlus. No šiem attēliem kļuva skaidrs, ka Saturna gredzeni sastāv no tūkstošiem atsevišķu šauru gredzenu. Tika atrasti arī 6 jauni Saturna pavadoņi.

Lielāko ieguldījumu milzu planētas izpētē sniedza kosmosa kuģis Cassini, kas Saturna orbītā strādāja no 2004. līdz 2017. gadam. Ar tās palīdzību bija iespējams noskaidrot, no kā sastāv Saturna augšējā atmosfēra un kādas ir tā ķīmiskās mijiedarbības iezīmes ar materiāliem, kas nāk no gredzeniem.

Urāns.

Planētu Urāns 1781. gadā atklāja astronoms V. Heršels. Urāns ir ledus gigants.

1977. gadā tika atklāts, ka arī Urānam ir savi gredzeni.

1. piezīme

Vienīgais kosmosa kuģis uz Zemes, kas atradies netālu no Urāna, ir Voyager 2, kas tam garām lidoja 1986. gadā. Viņš fotografēja planētu, atrada 2 jaunus gredzenus un 10 jaunus Urāna pavadoņus.

Neptūns.

Neptūns ir milzu planēta un pirmā planēta, kas atklāta ar matemātisku aprēķinu palīdzību.

Voyager 2 ir vienīgais kosmosa kuģis, kas līdz šim tur bijis. Tas pagāja netālu no Neptūna 1989. gadā, atklājot dažas planētas atmosfēras detaļas, kā arī milzu Zemes lieluma anticiklonu dienvidu puslodē.

Rūķu planētas

Pundurplanētas ir tie debess ķermeņi, kas riņķo ap Sauli un kuriem ir pietiekami daudz masas, lai saglabātu savu sfērisko formu. Šādas planētas nav citu planētu pavadoņi, taču atšķirībā no planētām tās nevar attīrīt savu orbītu no citiem kosmosa objektiem.

Pie pundurplanētām pieder no saraksta izslēgtais Plutons, Makemake, Cerera, Haumea un Erisa.

2. piezīme

Ņemiet vērā, ka joprojām notiek diskusijas par Plutonu, vai to uzskatīt par planētu vai pundurplanētu.

Devītā planēta

2016. gada 20. janvārī Caltech astronomi Konstantīns Batigins un Maikls Brauns izvirzīja hipotēzi par masīvas trans-Neptūna planētas eksistenci aiz Plutona orbītas. Tomēr līdz šim planēta Nine nav atklāta.

Pēc Mēness izpētes mācības pārgāja uz Saules sistēmas planētu izpēti. 1961. gada 12. februārī padomju automātiskā stacija Venera-1 tika nosūtīta uz tuvāko planētu - Venēru. Tas sasniedza planētas orbītu trīs mēnešu laikā.

1962. gadā Parīzē notika Starptautiskā kosmosa konference, kurā cita starpā tika apspriests jautājums: vai kosmosa staciju būs iespējams nosūtīt uz Marsu pirms 1980. gada vai nē. Raķeti uz Marsu bija iespējams palaist daudz agrāk - tajā pašā 1962. gadā. Padomju raķete tika nosaukta par "Mars-1". Atbildot uz Zemes pieprasījumiem, tika saņemts 61 signāls, kas pārraidīja uz Zemi visa veida informāciju par planētu. Tomēr 1963. gada martā sakari ar raķeti tika pārtraukti un vairs netika atjaunoti.

1971. gada maijā tika palaistas vēl divas padomju raķetes: Mars-2 un Mars-3. Viņiem bija paredzēts veikt visaptverošu planētas virsmas un tās apkārtējās telpas izpēti. No Mars-3 tika nosūtīts nolaišanās transportlīdzeklis, kas pirmo reizi vēsturē veica mīkstu nosēšanos uz planētas virsmas. Viņš pārsūtīja informāciju uz Mars-3, un no turienes tā tika nosūtīta uz Zemi.

Tad padomju zinātnieki nosūtīja uz šo planētu automātiskās stacijas "Mars-4", "Mars-5", "Mars-6" un "Mars-7". Pateicoties šīm stacijām, tika uzņemtas pirmās Marsa virsmas fotogrāfijas.

Pētot fotogrāfijas, tika konstatēts, ka Marsa virsma ir nelīdzena. Tas ir sadalīts gaišos apgabalos, tā sauktajos kontinentos un tumšās, pelēkzaļās "jūrās". Zemes platības aizņem apmēram 75% no visas planētas virsmas. Augstuma starpība ir no 14 līdz 16 km, taču ir arī vulkāniskie kalni, kuru augstums sasniedz 27 km.

Tāpat kā Mēness virsma, tā ir klāta ar daudziem krāteriem, kuriem ir ļoti dažādi izmēri un formas. Tie joprojām nav tik dziļi kā uz Mēness, bet ievērojami mielojas. Lielākie no krāteriem sasniedz vairāk nekā divus desmitus kilometru augstumu, un tiem ir bāzes ar diametru 500-600 km. Zinātnieki uzskata, ka uz Marsa aktīvi norisinājās vulkāniskā darbība, kas beidzās pirms vairākiem simtiem miljonu gadu, tas ir, salīdzinoši nesen, salīdzinot ar planētas vecumu.

Starp krāteriem tika konstatētas krokas, vainas un plaisas. Vidēji tie ir vairākus simtus kilometru gari un desmitiem kilometru plati. Dziļums sasniedz vairākus metrus.

Pateicoties kosmosa kuģiem, kļuva zināms, ka planētas virsma ir tuksnesis, uz kura nav dzīvības pazīmju. Bieži ir spēcīgas vētras, kas rada smilšu mākoņus. Gadās, ka vēja ātrums sasniedz simtiem metru sekundē.

Nolaišanās transportlīdzekļa "Mars-6" mērķis bija izpētīt telpu virs planētas virsmas. Viņš izgāja cauri atmosfērai un savāca datus par tās struktūru, kas tika pārnesti uz automātisko laboratoriju un no turienes uz Zemi.

Atmosfēra uz Marsa ir retinātā stāvoklī. Tas sastāv no 95% oglekļa dioksīds, 3% slāpekļa, 1,5% argona, 0,15% skābekļa un ļoti maz tvaika. Dažas Marsa reljefa formas – gari kanjoni, kas atgādina upju gultnes, un plakanas virsmas, it kā nogludinātas ar ledājiem, ļauj zinātniekiem secināt, ka uz planētas ir bijis ūdens. Iespējams, šobrīd tas atrodas uz planētas virsmas mūžīgā sasaluma veidā, kas klāts ar smiltīm un putekļiem. Daži zinātnieki pat liek domāt, ka ūdens var palikt šķidrā veidā planētas zarnās. Taču līdz šim tas nav atrasts, neskatoties uz to, ka vairāk vai mazāk ir pētīta arī Marsa iekšējā uzbūve.

Vienlaikus ar Marsa izpēti padomju zinātnieki nosūtīja uz Venēru automātiskās stacijas. Vispirms tika nosūtīta Venera 1, pēc tam Venera 2. Tomēr šīs ierīces nevarēja daudz ziņot par planētas virsmu. Zinātniekiem Venera joprojām bija visnoslēpumainākā planēta, jo par tās virsmu caur blīvu mākoņu segumu neko nevar teikt. Pirmo reizi Veneras virsmu sasniedza Venera-3 aparāts, un nākamais Venera-4 veica pirmo gludo nolaišanos atmosfērā.

Atmosfēras pētījumus veica izpētes stacija Venera-7. Pateicoties iegūtajiem datiem, kļuva zināms, ka uz planētas ir izveidojušies ļoti smagi apstākļi: temperatūra paaugstinās līdz 750 ° K, spiediens sasniedz 100 atmosfēras. Atmosfēra sastāv no 97% oglekļa dioksīda, 3% slāpekļa, ļoti maz ūdens tvaiku un skābekļa. Turklāt atmosfērā ir atrasti SO2, H2S, CO, HF. Vislielākā ūdens tvaiku koncentrācija – aptuveni 1% – novērojama aptuveni 50 km augstumā. Veneras mākoņos 75% ir sērskābe. Siltumnīcas efekta dēļ uz Veneras virsmas nav ne miņas no ūdens.

Daudzi zinātnieki pēc šo datu saņemšanas bija vīlušies, jo cerēja, ka tieši uz Veneras varētu pastāvēt zemei ​​līdzīga flora un pat fauna. Tomēr cerība: atrast dzīvību uz planētas nepiepildījās.

1975. gadā tika palaisti divi padomju automātiskie pavadoņi Venera-9 un Venera-10. Nolaišanās transportlīdzekļiem izdevās veikt mīkstu nosēšanos uz planētas virsmas. Trīs gadus vēlāk uz planētu tika nosūtīti vēl divi transportlīdzekļi: Venera-11 un Venera-12, bet 1981.-1982.gadā - Venera-13 un Venera-14.

1983. gadā tika palaistas automātiskās starpplanētu stacijas Venera-15 un Venera-16. Sasniedzot orbītu, tie pārvērtās par planētas satelītiem, turpinot veikt visaptverošus atmosfēras un planētas virsmas pētījumus. Viena no izpētes metodēm bija Veneras ziemeļu puslodes virsmas radara kartēšana.

Papildus atmosfēras datiem uz Zemes tika uzņemtas planētas virsmas un augsnes paraugu fotogrāfijas. Izrādījās, ka uz Veneras, tāpat kā uz Marsa, ir kalni, krāteri un lūzumi, taču tie ir salīdzinoši reti. Apmēram 90% virsmas ir līdzenumi, kas klāti ar dažāda izmēra akmeņiem un plāksnēm. Atlikušie 10% ir trīs vulkāniskie apgabali: Ištaras vulkāniskais plato, kas aptver platību, kas vienāda ar Austrālijas kontinentālo daļu. augstākais punkts ir Maksvela kalns (tā augstums ir 12 km). Kas attiecas uz augsni, tās sastāvs daudz neatšķiras no sauszemes nogulumiežu sastāva.

Pateicoties sešpadsmit stacijām, zinātniekiem izdevās daudz uzzināt par Venēras atmosfēru, virsmu un iekšējo struktūru. Tomēr iegūtie dati joprojām ir nepietiekami, lai izdarītu galīgos secinājumus par šīs planētas attīstību. Tāpēc pētījumi par Veneru, visticamāk, turpināsies.

Amerikāņu zinātnieki piedalījās arī divu mums tuvāko planētu: Venēras un Marsa izpētē. 1962. gadā Mariner-2 stacija tika nosūtīta uz Venēru, bet 1964.-1965. gadā Mariner-4 uz Marsu.

Stacija, kas virzīta uz Venēru, tuvojās 35 km attālumā no tās virsmas. Iekārta nefiksēja nekādas spēcīgas pēdas magnētiskais lauks un radiācijas jostas. Tika precizēta planētas masa (izrādījās, ka tā ir 0,81 Zemes masa). Amerikāņi arī meklēja pēdas uz Veneras: vismaz olbaltumvielu dzīvības formas, bet neatrada.

Mariner 4 fotografēja virsmu un pētīja Marsa atmosfēru. Sākumā fotogrāfijās netika atrastas to kanālu pēdas, kas, pēc 19. gadsimta astronomu domām, liecināja par attīstītu civilizāciju pastāvēšanu. Iemesls bija tas, ka fotogrāfijās bija zems kontrasts, turklāt ietekmēti iespējamie traucējumi radioiekārtu darbības laikā.

Pēc fotogrāfiju uzņemšanas uz Zemes pagāja aptuveni divi gadi, līdz tās varēja attīrīt no defektiem un Marsa virsma parādījās astronomu priekšā tāda, kāda tā bija patiesībā. Pēc tam fotogrāfijās kļuva skaidri redzami neskaitāmi kanāli un dīvainas reljefa detaļas, kuru izcelsme vēl nav noskaidrota.

Vispretrunīgākā šodien ir slavenā "seja", kas atrasta uz Marsa virsmas. Daži uzskata, ka to veidojuši vietējie iedzīvotāji vai citplanētieši, lai ziņotu par kaut kādas ārpuszemes civilizācijas esamību. Tomēr lielākā daļa pētnieku uzskata, ka šī ir tikai viena no dīvainajām reljefa formām, kas fotogrāfijā izskatījās kā milzu seja, pateicoties uz tās kritušajai ēnai.

Runājot par dzīvi uz Marsa, pat XX gadsimta 70. gados, neskatoties uz iegūtajiem datiem, daudzi neatmeta cerības atklāt ne tikai dzīvību uz "sarkanās planētas", bet arī augsti attīstītu civilizāciju. Daudzas tuksneša planētas fotogrāfijas bez jebkādām saprātīgu būtņu darbības pēdām netika uzskatītas par pietiekamu pierādījumu.

Viens no amerikāņu astronomiem teica, ka Mariner 4 fotografēja ne tikai Marsa virsmu, bet arī Zemi, un tām bija vienāds mērogs. Tajā pašā laikā cilvēka darbības pēdas varēja atrast tikai vienā Zemes fotogrāfijā: izcirtumā mežā. Tāpēc, lai pierādītu civilizācijas esamību vai neesamību uz Marsa, pēc amerikāņu zinātnieku domām, ir nepieciešamas fotogrāfijas, kas uzņemtas vismaz ar desmitkārtīgu pieaugumu.

1969. gadā stacijas Mariner 6 un Mariner 7 atkal devās uz Marsu, lai turpinātu šīs planētas izpēti un uzņemtu vairāk fotogrāfiju. Augstas kvalitātes. Šoreiz viņu uzmanības centrā bija ledus cepures. Jau pirms šīs ekspedīcijas daudzi zinātnieki pauda šaubas, ka tas ir ledus, jo tik liela ledaina ūdens daudzuma klātbūtne neizskaidro Marsa atmosfēras sausumu un retumu. Ir ierosināts, ka polārās Marsa mapes patiesībā sastāv no sasaluša oglekļa dioksīda. Taču šajā gadījumā vajadzēja veidoties vielai, kas līdzīga sausajam ledus: tā ir nestabila un jau pie -78° ātri pārvēršas gāzē. Tomēr temperatūra uz Marsa paceļas virs šīs atzīmes, un Marsa mapes nemaina savu formu.

Pēc tam, kad tika iegūti dati par Marsa dienvidu mapes biezumu, tika pievienots vēl viens noslēpums, ko zinātnieki nevarēja atrisināt.

Tajā pašā laikā tika konstatēts, ka Marsa atmosfērā nav slāpekļa piejaukuma, elementa, kas nonāk Zemes atmosfērā. Interesanti, ka tur ir daudz vairāk skābekļa nekā uz Zemes. Tas deva iespēju zinātniekiem secināt, ka Marss kādreiz ir izaudzis, un, iespējams, tagad ir augi, kas intensīvi izdala skābekli. Uz Zemes īpašā laboratorijā pat tika veikts veiksmīgs eksperiments ar sauszemes augu - rudzu, rīsu, kukurūzas un gurķu audzēšanu atmosfērā, kas nesatur slāpekli.

Marss un Venera ir tuvākās planētas mūsu Saules sistēmā. Viņiem ir Zemei līdzīgākie fiziskie apstākļi, un tāpēc tie ir visinteresantākie izpētes objekti. Tomēr tie nav vienīgie, kas gadsimtiem ilgi interesējuši astronomus.

Astronomi ir pētījuši arī citas planētas. 1974. gadā kosmosa stacija Mariner 10 tika nosūtīta uz Mercury. Lidojot 700 km attālumā no planētas virsmas, viņš uzņēma fotogrāfijas, pēc kurām var spriest par šīs mazās un Saulei vistuvākās planētas reljefu. Līdz tam astronomi bija fotografējuši no Zemes ar jaudīgiem teleskopiem.

Pateicoties kosmosa stacijas uzņemtajām fotogrāfijām, kļuva zināms, ka Merkura virsmu klāj krāteri un tā atgādina mēnesi. Krāteri mijas ar pakalniem un ielejām, taču augstuma starpība nav tik liela kā uz Mēness.

Nākamais izpētes objekts bija Jupiters. 1977. gadā uz to tika nosūtīti amerikāņu kosmosa kuģi Voyager 1 un Voyager 2. Viņi uzņēma Jupitera un Galilejas pavadoņu fotogrāfijas.

Līdz šim astronomi ir atklājuši 16 Jupitera pavadoņus. Četrus no tiem: Io, Eiropu, Ganimēdu un Kalisto atklāja Galileo. Pārējie tika atklāti vēlāk. Astronomi uzskata, ka milzu planēta notver mazus asteroīdus un pārvērš tos savos pavadoņos.

Lielākā daļa satelītu, tostarp divi planētai tuvākie, tika atklāti jau 20. gadsimtā, sākoties starpplanētu lidojumu ērai. Es tos nevarēju redzēt ar teleskopu. Informācija par šiem satelītiem tika iegūta, izmantojot kosmosa stacijas Pioneer (nosūtītas uz Jupiteru 1973. gadā), Voyager 1 un Voyager 2.

Jupiters ir neparasta planēta. Daudzi tās noslēpumi joprojām nav atrisināti līdz šai dienai. Tiesa, pateicoties uz to lidojošajām kosmosa stacijām, par Jupiteru tika uzzināts daudz jauna.

Šodien mēs zinām, ka Jupiters ir daudz lielāks par citām planētām. Ja tas būtu astoņdesmit reizes masīvāks, tad tā dziļumos sāktos kodolsintēzes reakcijas, kas to pārvērstu par zvaigzni. Bet tas nenotika, un viņš palika planēta.

Jupitera sastāvs atšķiras no citām Saules sistēmas planētām. Dominējošie elementi, tāpat kā Saulē, ir ūdeņradis un hēlijs, tāpēc planētai nav cietas virsmas. Tomēr to ieskauj atmosfēras līdzība. Tā sastāvā papildus ūdeņradim ir amonjaks, metāns, neliels daudzums ūdens molekulu un citi elementi.

Jupiteram ir sarkanīga nokrāsa. Tiek uzskatīts, ka tas radās sarkanā fosfora klātbūtnes dēļ atmosfērā un, iespējams, organisko molekulu dēļ, kas varētu parādīties biežu elektrisko izlāžu dēļ.

Jupiteram ir daudzkrāsainas paralēlas gaišas un tumšas mākoņu joslas un tā sauktais Lielais sarkanais plankums. Mākoņi pastāvīgi maina savu formu un ir krāsoti dažādās krāsās: sarkanā, brūnā, oranžā krāsā, kas norāda uz ķīmisko savienojumu klātbūtni atmosfērā. Tie ir diezgan blīvi, bet caur tiem joprojām var redzēt planētas virsmu, kas sadalīta sektoros. Pēc to kustības tika noteikts griešanās ātrums: ekvatoriālais sektors griežas ar ātrumu 9 stundas 50 minūtes 30 sekundes.

Voyager uzņemtajā fotoattēlā redzams Lielais sarkanais plankums. Astronomi to ir novērojuši vairāk nekā trīs simtus gadu, taču šīs noslēpumainās parādības būtība joprojām nav pilnībā izprasta. Tiek uzskatīts, ka vieta ir milzīgs atmosfēras virpulis. Ir novērots, ka laika gaitā tas maina izmēru, krāsu un spilgtumu. Turklāt Lielais sarkanais plankums griežas pretēji pulksteņrādītāja virzienam.

Uz planētu nav iespējams nosūtīt nolaišanās transportlīdzekļus. Tāpēc neviesmīlīgās planētas izpēte bija jāveic no kosmosa. Kopā ar Jupiteru Voyagers veica satelītu novērojumus. Senākais no visiem izskatās Callisto. Tās virsmu klāj krāteri, kas veidojušies meteorītu trieciena rezultātā.

Nākamā planēta, uz kuru tika nosūtīti Pioneer un Voyager kosmosa kuģi, bija Saturns. Šīs planētas uzbūve daudzējādā ziņā atgādina Jupiteru: tai arī nav cietas virsmas un tā ir pārklāta ar mākoņiem. Tie ir daudz blīvāki nekā uz Jupitera, tāpēc caur tiem ir gandrīz neiespējami redzēt planētas virsmu. Līdzība ir tāda, ka uz Saturna ir arī plankums, taču tas ir daudz mazāks nekā uz Jupitera, un tam ir tumšāka krāsa. To sauc par Lielo brūno plankumu.

Ap Saturnu riņķo 17 satelīti, no kuriem lielākā daļa tika atklāti, tikai pateicoties kosmosa kuģu lidojumiem. Lielākais no tiem, Titāns, ir lielāks par Merkuru, un tam ir sava atmosfēra. Gandrīz visi pārējie satelīti ir izgatavoti no ledus, dažiem ir akmeņu piejaukums.

Ap Saturnu ir atklāti 7 gredzeni. Viņiem tika doti vārdi D, C, B, A, F, G, E (attāluma secībā no planētu virsmas). Trīs no tiem, A, B un C, ir redzami no Zemes ar teleskopu, tie ir zināmi jau sen. Pārējie tika atklāti 20. gadsimtā. 1979. gadā kosmosa stacija Pioneer 11 atklāja F gredzenu, kas sastāvēja no trim atsevišķiem gredzeniem. Nākamajā gadā apstiprinājās astronomu pieņēmums, ka planētai varētu būt vēl divi gredzeni: Voyager 1 atklāja D un E gredzenu esamību.Turklāt šī pati stacija fiksēja G gredzena klātbūtni.

1986. gadā Voyager 2 lidoja garām Neptūnam un nosūtīja uz Zemi aptuveni 9000 planētas virsmas fotogrāfiju. Pateicoties tam kosmosa stacija saņemta jauna informācija par Neptūnu. Jo īpaši tika reģistrēta tās magnētiskā lauka rotācija, pateicoties kurai astronomi varēja pierādīt pašas planētas rotāciju.

Izrādījās, ka Neptūns blīvumā pārspēj citas milzu planētas. Acīmredzot tas ir saistīts ar klātbūtni tās dziļumos smagie elementi. Atmosfēra sastāv no hēlija un ūdeņraža. Zinātnieki uzskata, ka lielu vai pat visu Neptūna virsmu aizņem ar joniem piesātināts ūdens okeāns. Tiek uzskatīts, ka mantija ir izgatavota arī no ledus un veido 70% no planētas kopējās masas.

Voyager pietuvojās Neptūnam 4900 km attālumā no mākoņu slāņa un atklāja nesaprotamu tumšo veidojumu, kas vēlāk tika nosaukts par Lielo tumšo plankumu. Stacija tika izmantota arī meteoroloģiskajiem pētījumiem un satelītu izpētei. Papildus tajā laikā zināmajiem Tritonam un Nereidam tika atklāti vēl seši pavadoņi, un vienam no tiem, Proteusam, ir diezgan lieli izmēri: 400 km diametrā, savukārt pārējo izmēri svārstās no 50 līdz 190 km.

Ar Voyager palīdzību tika veikts vēl viens atklājums: Neptūnu ieskauj atvērti gredzeni, kurus astronomi nosaukuši par arkām. Taču precīzāka informācija par šiem veidojumiem vēl nav pieejama.

Astronomi pēta ne tikai planētas, bet arī citus Saules sistēmas ķermeņus. Kosmosā palaistas īpašas ierīces, kas pastāvīgi veic viena no interesantākajiem un noslēpumainākajiem objektiem - Halija komētas - novērojumus. Tā ir spožākā periodiskā komēta Saules sistēmā. Kā jūs zināt, tas parādās debesīs ar biežumu 76 gadi.

Jau daudzus gadsimtus cilvēkiem ir bijusi iespēja novērot šo debess ķermeni, tomēr arī mūsdienās par to nav zināms viss. Astronomi to novērojuši jau 29 reizes. Cerams, ka nākamreiz, trīsdesmito reizi, par to būs iespēja iegūt plašāku informāciju.

Tas liek uzdot jautājumu, kāpēc Halija komēta tik ļoti interesē astronomus? Kāpēc visas šīs sarežģītās izstrādes un sagatavošanās darbi? Fakts ir tāds, ka, pēc zinātnieku domām, komētas ķermenī varēja saglabāties gāzes-putekļu miglāja atliekas - viela, no kuras, kā tiek pieņemts, veidojās visi Saules sistēmas ķermeņi. Tāpēc detalizētāka komētas uzbūves un sastāva izpēte, kā uzskatīja kosmogonisti, ļautu beidzot formulēt Saules sistēmas izcelsmes hipotēzi, iegūt informāciju par planētu veidošanās sākuma stadiju. , par procesiem, kas notika šajā laikā.

Tika izstrādāta īpaša programma, saskaņā ar kuru 1984. gadā Veneras virzienā tika palaists divas starpplanētu stacijas, uz kurām atradās planētu un komētu zondes. Apmēram sešus mēnešus vēlāk stacijas sasniedza mums tuvāko planētu.

Tad zonde atdalījās no AUS. Izgājuši cauri atmosfērai, viņi nosūtīja informāciju kosmosa kuģim, kurš turpināja kustību pa plānoto trajektoriju, tuvojoties Halija komētai.

Zinātnieki, jo īpaši bioķīmiķi, ir atklājuši, ka visu milzīgo dzīvības formu daudzveidību uz Zemes pamatā ir tikai dažas molekulas, kuras var izveidot laboratorijā. Atomi, molekulas un pat aminoskābes jau ir atrastas zvaigžņu sastāvā, starpzvaigžņu putekļu mākoņos un akmens meteorīti. Tomēr šo matēriju vēl nevar saukt par dzīvu, kas spēj vingrināt vielmaiņu un vairoties.

1976. gadā šiem nolūkiem amerikāņi vēlreiz nosūtīja uz Marsu divas automātiskās vikingu starpplanētu stacijas. Piezemētāji sasniedza planētas virsmu un veica augsnes apsekojumus, lai atklātu mikrobus, kuru pamatā ir ogleklis. Iegūtie dati izrādījās tik neskaidri, ka biologi joprojām nevar izdarīt galīgos secinājumus.

Tomēr baktēriju vai neparastas floras meklēšana var interesēt tikai zinātniekus. Lielākā daļa cilvēku uz Zemes sapņo par saskarsmi ar ārpuszemes civilizāciju, domājot par brāļiem. Par šo tēmu ir uzrakstītas daudzas fantastiskas grāmatas un uzņemts slims skaits filmu. Cilvēki apzinās, ka sastaptā civilizācija var izrādīties nevis draudzīga, bet naidīga, un tad zemiešiem var tikt nodarīts neatgriezenisks kaitējums.

Un tomēr zemes iedzīvotāji turpina kosmosā meklēt citas civilizācijas.

Kāda ir varbūtība, ka Visumā ir citas apdzīvojamas planētas? Ir zināms, ka Saule, ap kuru griežas Zeme, ir tikai viena no 100 miljardiem zvaigžņu sistēmā. piena ceļš". Papildus tam šodien no Zemes var novērot aptuveni 1 miljardu galaktiku. Cik daudz saprātīgu civilizāciju var pastāvēt Visumā? Zinātnieki K. Sagans, F. Dreiks un I. Šklovskis nolēma veikt šo aprēķinu. Viņi saskaitīja zvaigžņu skaitu galaktikā. Tad viņi izslēdza tās no tām, ap kurām planētas negriežas. Pēc atlikušo planētu sistēmu izpētes zinātnieki aprēķināja aptuveno planētu skaitu, kurām ir piemēroti dzīvības apstākļi. Tad viņi izdomāja, uz cik planētām dzīvība varētu attīstīties līdz civilizētu viedo organismu līmenim, kas varētu nonākt saskarē ar zemes iedzīvotājiem.

Iosifs Samuilovich Shklovsky (1916-1985) ilgu laiku nodarbojās ar šo jautājumu. Viņš uzskatīja, ka zinātne nespēs viennozīmīgi atbildēt uz šo jautājumu, jo pirms tam bija tikai viens piemērs - zemes civilizācija. Tas ir pārāk maz, lai izdarītu precīzus secinājumus.

Neskatoties uz planētu relatīvo tuvumu (pēc kosmiskajiem standartiem), tikai divas no tām ir vairāk vai mazāk labi izpētītas: Venera un Marss. Kas attiecas uz pārējām planētām, tad divi to noslēpumi vēl nav atrisināti. Astronomi var izteikt tikai pieņēmumus par tieši tādu pašu planētu sistēmu esamību, taču ilgu laiku neviena no tām netika atklāta.

Šklovskis uzskatīja, ka pēc orbitālā optiskā teleskopa ar 2,4 m spoguļa diametru darbības sākšanas būs iespējams uzsākt planētu sistēmu izpēti. Patiešām, 20. gadsimta beigās amerikāņu astronomi spēja atklāt planētas, kas riņķo ap Barnardu, zvaigzni, kas atrodas salīdzinoši nelielā attālumā no Saules. Tomēr vēl nekas nav zināms par to, vai tie ir piemēroti dzīvei.

Labākais veids, kā atrast civilizācijas kosmosā, būtu lidot uz citām zvaigznēm. Bet paies vēl daudzas desmitgades un, iespējams, gadsimtus, līdz tie kļūs reāli. Mūsdienās esošās tehniskās iespējas to neļauj. Pat ja būtu iespējams nosūtīt kuģi uz tuvāko zvaigzni - Alfa Centauri, ceļojums aizņemtu tūkstošiem gadu.

1987. gadā kosmosa kuģi Pioneer-10 un Pioneer-11 tika palaisti neierobežotajā kosmosā. To sānos ir plāksnītes ar vēstījumu ārpuszemes inteliģento civilizāciju pārstāvjiem.

Kosmosa kuģu palaišana uz zvaigznēm joprojām ir pārmērīgi dārga, neskatoties uz to, ka šāds lidojums sniedz daudz jaunu zinātnisku datu, kas tiek pārraidīti uz Zemi. Tāpēc mūsdienās vispieejamākais līdzeklis ārpuszemes civilizāciju pēdu noteikšanai ir radioteleskopi. Ar viņu palīdzību astronomi ne tikai cer saņemt savus ziņojumus, bet arī paši sūta signālus kosmosā.

Cilvēce tikko ir uzsākusi ārpuszemes civilizāciju meklēšanas ceļu. Iekārtas ar katru gadu kļūst arvien perfektākas, un iespējams, ka vairs nav tālu tā diena, kad tiks saņemti un atšifrēti signāli no citas planētas (ja nu vienīgi tie būtu sūtīti).

Detalizēta programmas izstrāde saprātīgu būtņu meklēšanai Visumā sākās 70. gadu sākumā. Toreiz sākās projekts Cyclops. Šiem nolūkiem tika izmantots milzu teleskops, kas sastāvēja no liela skaita radioteleskopu. Visa sistēma bija datorizēta.

80. gadu vidū astronomi izvirzīja priekšlikumu veikt nopietnu starptautisku ārpuszemes civilizāciju meklēšanu. Tad izmaksām Rash vajadzētu būt vairākiem miljardiem dolāru. Pēc tam parādījās ekonomiskākas iespējas signālu meklēšanai 100 sv robežās. Gadiem ilgi no Zemes bija nepieciešams tikai radioteleskops un dators. Tiek uzskatīts, ka vislielākā signāla noteikšanas iespējamība pastāv frekvenču diapazonā no 1400 līdz 1730 MHz.

Izmantojot projektā Cyclops izmantotos milzu teleskopus, signālus varēs meklēt 1000 ly rādiusā. gadiem. Nākotnē antenas signālu uztveršanai tiks uzstādītas ne tikai uz Zemes, bet arī uz Mēness.

Saules sistēmas planētu izpēte

Līdz 20. gadsimta beigām tika pieņemts, ka Saules sistēmā ir deviņas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns, Plutons. Taču nesen ārpus Neptūna orbītas ir atklāti daudzi objekti, daži no tiem ir līdzīgi Plutonam, bet citi pat lielāki par to. Tāpēc 2006. gadā astronomi precizēja klasifikāciju: 8 lielākie ķermeņi – no Merkūrija līdz Neptūnam – tiek uzskatīti par klasiskām planētām, un Plutons kļuva par jaunas objektu klases – pundurplanētu – prototipu. 4 Saulei vistuvāk esošās planētas sauc par zemes planētām, bet nākamās 4 masīvās gāzes ķermeņus sauc par milzu planētām. Pundurplanētas galvenokārt apdzīvo apgabalu aiz Neptūna orbītas – Kuipera joslas.

Mēness

Mēness ir Zemes dabiskais pavadonis un visvairāk spilgts objekts nakts debesīs. Formāli Mēness nav planēta, taču tas ir ievērojami lielāks par visām pundurplanētām, lielāko daļu planētu pavadoņu, un pēc izmēra nav daudz zemāks par Merkuru. Uz Mēness nav mums pazīstamas atmosfēras, nav upju un ezeru, veģetācijas un dzīvo organismu. Smaguma spēks uz Mēness ir sešas reizes mazāks nekā uz Zemes. Diena un nakts ar temperatūras pazemināšanos līdz 300 grādiem ilgst divas nedēļas. Neskatoties uz to, Mēness arvien vairāk piesaista zemes iedzīvotājus ar iespēju izmantot savus unikālos apstākļus un resursus. Tāpēc Mēness ir mūsu pirmais solis Saules sistēmas objektu iepazīšanā.

Mēness ir labi izpētīts gan ar zemes teleskopu palīdzību, gan pateicoties vairāk nekā 50 kosmosa kuģu un kuģu lidojumiem ar astronautiem. Padomju automātiskās stacijas "Luna-3" (1959) un "Zond-3" (1965) pirmo reizi fotografēja no Zemes neredzamās Mēness puslodes austrumu un rietumu daļas. Mākslīgie Mēness pavadoņi pētīja tā gravitācijas lauku un reljefu. Pašpiedziņas transportlīdzekļi "Lunokhod-1 un -2" nosūtīja uz Zemi daudz attēlu un informācijas par augsnes fizikālajām un mehāniskajām īpašībām. Divpadsmit amerikāņu astronauti ar kosmosa kuģa Apollo palīdzību 1969.-1972. apmeklēja Mēnesi, kur veica virsmas pētījumus sešās dažādās nolaišanās vietās redzamajā pusē, uzstādīja tur zinātnisko aprīkojumu un atveda uz Zemi apmēram 400 kg Mēness iežu. Zondes "Luna-16, -20 un -24" veica urbšanu automātiskajā režīmā un nogādāja uz Zemi Mēness augsni. Jaunās paaudzes kosmosa kuģi Clementine (1994), Lunar Prospector (1998-99) un Smart-1 (2003-06) saņēma precīzāku informāciju par Mēness reljefu un gravitācijas lauku, kā arī tika atrasti uz ūdeņraža virsmas nogulsnēm. -nesošie materiāli, iespējams ūdens ledus. Jo īpaši palielināta šo materiālu koncentrācija ir konstatēta pastāvīgi ēnotās padziļinājumos pie poliem.

Ķīniešu aparāts "Change-1", kas tika palaists 2007. gada 24. oktobrī, fotografēja Mēness virsmu un apkopoja datus, lai sastādītu tā reljefa digitālo modeli. 2009. gada 1. martā ierīce tika nomesta uz Mēness virsmas. 2008. gada 8. novembrī Indijas kosmosa kuģis Chandrayan 1 tika palaists selenocentriskā orbītā. 14. novembrī zonde no tās atdalījās, veicot smagu piezemēšanos netālu no Mēness dienvidu pola. Ierīce strādāja 312 dienas un pārsūtīja izplatīšanas datus ķīmiskie elementi uz virsmas un reljefa augstumos. Japānas AMS "Kaguya" un divi papildu mikrosatelīti "Okina" un "Oyuna", kas darbojās 2007.-2009.gadā, pabeidza Mēness izpētes zinātnisko programmu un ar augstu pārsūtīja datus par reljefa augstumiem un gravitācijas sadalījumu uz tā virsmas. precizitāte.

jauns pagrieziena punkts Mēness izpētē 2009. gada 18. jūnijā tika palaists divi amerikāņu AMS "Lunar Reconnaissance Orbiter" (Lunar Orbital Reconnaissance) un "LCROSS" (satelīts Mēness krāteru novērošanai un noteikšanai). 2009. gada 9. oktobris AMS "LCROSS" tika nosūtīts uz Cabeo krāteri. 2,2 tonnas smagā raķetes Atlas-V izlietotā stadija vispirms nokrita krātera dibenā.Apmēram četras minūtes vēlāk tur nokrita LCROSS AMS (svars 891 kg), kas pirms krišanas metās cauri krātera paceltajam putekļu mākonim. posmā, paspējis veikt nepieciešamos pētījumus līdz ierīces nāvei. Amerikāņu pētnieki uzskata, ka Mēness putekļu mākonī viņiem tomēr izdevies atrast nedaudz ūdens. Lunar Orbital Reconnaissance turpina pētīt Mēnesi no polārās riņķveida orbītas. Uz kosmosa kuģa atrodas Krievijas instruments LEND (Mēness neitronu detektors), kas paredzēts sasaluša ūdens meklēšanai. Dienvidpola reģionā viņš atklāja lielu daudzumu ūdeņraža, kas var liecināt par ūdens klātbūtni tur saistītā stāvoklī.

Tuvākajā laikā sāksies Mēness izpēte. Jau šobrīd tiek detalizēti izstrādāti projekti, lai uz tās virsmas izveidotu pastāvīgu apdzīvojamu bāzi. Šādas bāzes rezerves ekipāžu ilgstoša vai pastāvīga atrašanās uz Mēness ļaus atrisināt sarežģītākas zinātniskas un lietišķas problēmas.

Mēness gravitācijas ietekmē pārvietojas galvenokārt divi debess ķermeņi - Zeme un Saule vidēji 384 400 km attālumā no Zemes. Apogejā šis attālums palielinās līdz 405 500 km, bet perigejā tas samazinās līdz 363 300 km. Mēness apgriezienu periods ap Zemi attiecībā pret tālajām zvaigznēm ir aptuveni 27,3 dienas (sidēriskais mēnesis), bet, tā kā Mēness riņķo ap Sauli kopā ar Zemi, tā atrašanās vieta attiecībā pret Saules-Zemes līniju atkārtojas pēc a. nedaudz ilgāks laika posms - apmēram 29,5 dienas (sinodiskais mēnesis). Šajā periodā notiek pilnīga Mēness fāžu maiņa: no jauna mēness līdz pirmajam ceturksnim, tad līdz pilnmēness, uz pēdējo ceturksni un atkal uz jauno mēnesi. Mēness griešanās ap savu asi notiek ar nemainīgu leņķisko ātrumu tajā pašā virzienā, kurā tas griežas ap Zemi, un ar tādu pašu 27,3 dienu periodu. Tāpēc no Zemes mēs redzam tikai vienu Mēness puslodi, kuru saucam tā – redzamā; un otra puslode vienmēr ir paslēpta no mūsu acīm. Šo puslodi, kas nav redzama no Zemes, sauc otrā puse Mēness. Mēness fiziskās virsmas veidotā figūra ir ļoti tuvu regulārai sfērai ar vidējo rādiusu 1737,5 km. Mēness bumbiņas virsmas laukums ir aptuveni 38 miljoni km 2, kas ir tikai 7,4% no platības zemes virsma jeb apmēram ceturtdaļu no Zemes kontinentu platības. Mēness un Zemes masu attiecība ir 1:81,3. Vidējais Mēness blīvums (3,34 g / cm 3) ir daudz mazāks nekā vidējais Zemes blīvums (5,52 g / cm 3). Smaguma spēks uz Mēness ir sešas reizes mazāks nekā uz Zemes. Vasaras pēcpusdienā pie ekvatora virsma sasilst līdz +130°C, vietām pat augstāk; un naktī temperatūra pazeminās līdz -170 °C. Strauja virsmas atdzišana vērojama arī Mēness aptumsumu laikā. Uz Mēness tiek izdalīti divu veidu apgabali: gaišie - kontinentālie, kas aizņem 83% no visas virsmas (ieskaitot aizmuguri), un tumšie apgabali, ko sauc par jūrām. Šāds dalījums radās jau 17. gadsimta vidū, kad tika pieņemts, ka uz Mēness patiešām ir ūdens. Pēc mineraloģiskā sastāva un atsevišķu ķīmisko elementu satura Mēness ieži tumšajos virsmas apgabalos (jūrās) ir ļoti tuvi sauszemes iežiem, piemēram, bazaltiem, bet gaišajos apgabalos (kontinentos) - anortozītiem.

Jautājums par Mēness izcelsmi joprojām nav pilnībā skaidrs. Mēness iežu ķīmiskā sastāva iezīmes liecina, ka Mēness un Zeme veidojušies vienā Saules sistēmas reģionā. Taču to sastāva un iekšējās struktūras atšķirība liek domāt, ka abi šie ķermeņi pagātnē nebija viens veselums. Lielākā daļa lielo krāteru un milzīgo ieplaku (daudzgredzenu baseini) parādījās uz Mēness bumbas virsmas intensīvas virsmas bombardēšanas periodā. Apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu iekšējās sildīšanas rezultātā no Mēness zarnām uz virsmas izlija bazalta lavas, piepildot zemienes un apaļas ieplakas. Tādējādi izveidojās Mēness jūras. Reversā pusē biezākas garozas dēļ bija ievērojami mazāk izsvīdumu. Uz redzamās puslodes jūras aizņem 30% no virsmas, bet otrā pusē - tikai 3%. Tādējādi Mēness virsmas evolūcija būtībā tika pabeigta apmēram pirms 3 miljardiem gadu. Meteoru bombardēšana turpinājās, taču ar mazāku intensitāti. Virsmas ilgstošas ​​apstrādes rezultātā izveidojās Mēness iežu augšējais irdenais slānis - vairāku metru biezs regolīts.

Merkurs

Saulei tuvākā planēta ir nosaukta senā dieva Hermesa (romiešu vidū Merkūrija) - dievu vēstneša un rītausmas dieva vārdā. Dzīvsudrabs atrodas vidēji 58 miljonu km vai 0,39 AU attālumā. no saules. Pārvietojoties pa ļoti iegarenu orbītu, tas tuvojas Saulei 0,31 AU attālumā perihēlijā un 0,47 AU attālumā no maksimālā attāluma, veicot pilnīgu apgriezienu 88. zemes dienas. 1965. gadā ar radara metodēm no Zemes tika noteikts, ka šīs planētas griešanās periods ir 58,6 dienas, tas ir, 2/3 gada tā pabeidz pilnīgu rotāciju ap savu asi. Aksiālo un orbitālo kustību pievienošana noved pie tā, ka, atrodoties uz Saules-Zemes līnijas, Merkurs vienmēr pagriežas uz vienu un to pašu pusi pret mums. Saules diena (laika intervāls starp Saules augšējo vai apakšējo kulmināciju) uz planētas turpinās 176 Zemes dienas.

19. gadsimta beigās astronomi mēģināja uzzīmēt tumšās un gaišās detaļas, kas novērotas uz Merkura virsmas. Slavenākie ir Šiaparelli (1881-1889) un amerikāņu astronoma Persivala Lovela (1896-1897) darbi. Interesanti, ka astronoms T. J. C. 1901. gadā pat paziņoja, ka uz Merkura ir redzējis krāterus. Tikai daži cilvēki tam ticēja, taču vēlāk izrādījās, ka 625 kilometrus garais krāteris (Bēthovens) atrodas Sji iezīmētajā vietā. 1934. gadā franču astronoms Ežēns Antoniadi kartēja Merkura "redzamo puslodi", jo tad tika uzskatīts, ka tikai viena no tā puslodēm vienmēr ir apgaismota. Atsevišķas detaļas šajā kartē Antoniadi deva vārdus, kas daļēji tiek izmantoti mūsdienu kartēs.

Pirmo reizi bija iespējams izveidot patiešām uzticamas planētas kartes un redzēt smalkās virsmas topogrāfijas detaļas, pateicoties 1973. gadā palaitajai amerikāņu kosmosa zondei Mariner-10. Tā trīs reizes tuvojās Merkūrijam un pārraidīja dažādu daļu televīzijas attēlus. no tās virsmas uz Zemi. Kopumā tika filmēti 45% planētas virsmas, galvenokārt rietumu puslode. Kā izrādījās, visa tā virsma ir klāta ar daudziem dažāda izmēra krāteriem. Bija iespējams noskaidrot planētas rādiusa (2439 km) vērtību un tās masu. Temperatūras sensori ļāva noteikt, ka dienas laikā planētas virsmas temperatūra paaugstinās līdz 510 ° C, bet naktī nokrītas līdz -210 ° C. Tās magnētiskā lauka stiprums ir aptuveni 1% no Zemes stipruma. magnētiskais lauks. Vairāk nekā 3 tūkstošiem fotogrāfiju, kas uzņemtas trešās piegājiena laikā, bija līdz 50 m izšķirtspēja.

Brīvā kritiena paātrinājums uz Mercury ir 3,68 m/s 2 . Astronauts uz šīs planētas svērs gandrīz trīs reizes mazāk nekā uz Zemes. Tā kā izrādījās, ka Merkura vidējais blīvums ir gandrīz tāds pats kā Zemei, tiek pieņemts, ka Merkūram ir dzelzs kodols, kas aizņem apmēram pusi no planētas tilpuma, virs kura atrodas mantija un silikāta apvalks. Dzīvsudrabs uz laukuma vienību saņem 6 reizes vairāk saules gaismas nekā Zeme. Turklāt lielākā daļa saules enerģijas tiek absorbēta, jo planētas virsma ir tumša, atspoguļojot tikai 12-18 procentus no krītošās gaismas. Planētas virsmas slānis (regolīts) ir ļoti drupināts un kalpo kā lieliska siltumizolācija, lai vairāku desmitu centimetru dziļumā no virsmas temperatūra būtu nemainīga - aptuveni 350 grādi K. Dzīvsudrabam ir izveidota ārkārtīgi reta hēlija atmosfēra. ar "saules vēju", kas pūš planētu. Šādas atmosfēras spiediens uz virsmas ir 500 miljardus reižu mazāks nekā uz Zemes virsmas. Papildus hēlijam tika atklāts nenozīmīgs ūdeņraža daudzums, argona un neona pēdas.

Amerikāņu AMS "Messenger" (Messenger - no angļu valodas Courier), kas palaists 2004. gada 3. augustā, pirmo lidojumu ap Merkuru veica 2008. gada 14. janvārī 200 km attālumā no planētas virsmas. Viņa fotografēja iepriekš nefotografētās planētas puslodes austrumu pusi. Dzīvsudraba pētījumi tika veikti divos posmos: vispirms apsekojums no garāmlidojuma trajektorijas divu tikšanās ar planētu laikā (2008), un pēc tam (2009. gada 30. septembrī) - detalizēts. Tika apsekota visa planētas virsma dažādos spektra diapazonos un iegūti reljefa krāsu attēli, noteikts iežu ķīmiskais un mineraloģiskais sastāvs, kā arī mērīts gaistošo elementu saturs virszemes augsnes slānī. Lāzera altimetrs mērīja Mercury virsmas reljefa augstumus. Izrādījās, ka reljefa augstuma starpība uz šīs planētas ir mazāka par 7 km. Ceturtās tikšanās reizē, 2011. gada 18. martā, AMS "Messenger" vajadzētu nonākt Merkura mākslīgā pavadoņa orbītā.

Saskaņā ar Starptautiskās Astronomijas savienības lēmumu krāteri uz Merkura ir nosaukti figūru vārdā: rakstnieki, dzejnieki, mākslinieki, tēlnieki, komponisti. Piemēram, lielākie krāteri ar diametru no 300 līdz 600 km tika nosaukti par Bēthovenu, Tolstoju, Dostojevski, Šekspīru un citiem. Šim noteikumam ir izņēmumi - viens krāteris ar 60 km diametru ar staru sistēmu ir nosaukts slavenā astronoma Kuipera vārdā, bet cits krāteris ar 1,5 km diametru netālu no ekvatora, kas ņemts par Merkura garuma izcelsmi, ir. nosaukts Hun Kal, kas seno maiju valodā nozīmē divdesmit. Tika panākta vienošanās caur šo krāteri novilkt meridiānu, kura garums ir 20°.

Līdzenumiem ir doti planētas Merkurs nosaukumi dažādās valodās, piemēram, Sobkow Plain vai Odin Plain. Ir divi līdzenumi, kas nosaukti to atrašanās vietas dēļ: Ziemeļu līdzenums un Žaras līdzenums, kas atrodas maksimālās temperatūras reģionā 180° garuma grādos. Kalnus, kas robežojas ar šo līdzenumu, sauca par Karstuma kalniem. Atšķirīga Merkura reljefa iezīme ir pagarinātās dzegas, kas saņēma jūras pētniecības kuģu nosaukumus. Ielejas ir nosauktas radioastronomijas observatoriju vārdā. Divas grēdas ir nosauktas Antoniadi un Schiaparelli, par godu astronomiem, kuri izveidoja pirmās šīs planētas kartes.

Venera

Venera ir Zemei vistuvāk esošā planēta, tā atrodas tuvāk Saulei nekā mēs un tāpēc to apgaismo spožāk; visbeidzot, tas ļoti labi atspoguļo saules gaismu. Fakts ir tāds, ka Veneras virsmu klāj spēcīgs atmosfēras pārsegs, kas pilnībā slēpj planētas virsmu no mūsu skata. Redzamajā diapazonā to nevar redzēt pat no mākslīgā Veneras pavadoņa orbītas, un, neskatoties uz to, mums ir virsmas "attēli", kas iegūti ar radaru.

Otrā planēta no Saules ir nosaukta senās mīlestības un skaistuma dievietes Afrodītes vārdā (romiešu vidū - Venēra). Vidējais Veneras rādiuss ir 6051,8 km, un tās masa ir 81% no Zemes masas. Venera riņķo ap Sauli tādā pašā virzienā kā pārējās planētas, veicot pilnīgu apgriezienu 225 dienās. Tās griešanās ap savu asi periods (243 dienas) tika noteikts tikai 60. gadu sākumā, kad planētu rotācijas ātrumu mērīšanai sāka izmantot radara metodes. Tādējādi Veneras ikdienas rotācija ir vislēnākā starp visām planētām. Turklāt tas notiek pretējā virzienā: atšķirībā no vairuma planētu, kurās orbītas un rotācijas virzieni ap asi sakrīt, Venera griežas ap asi virzienā, kas ir pretējs orbītas kustībai. Ja paskatās formāli, tad tas nav unikāls Veneras īpašums. Piemēram, Urāns un Plutons arī griežas pretējā virzienā. Bet tie griežas gandrīz "guļot uz sāniem", un Veneras ass ir gandrīz perpendikulāra orbitālajai plaknei, tāpēc tā ir vienīgā, kas "pa īstam" griežas pretējā virzienā. Tāpēc Saules diena uz Veneras ir īsāka par tās rotācijas laiku ap asi un ir 117 Zemes dienas (citām planētām Saules diena ir garāka par rotācijas periodu). Gads uz Veneras ir tikai divreiz ilgāks par Saules dienu.

Veneras atmosfērā 96,5% oglekļa dioksīda un gandrīz 3,5% slāpekļa. Citas gāzes – ūdens tvaiki, skābeklis, sēra oksīds un dioksīds, argons, neons, hēlijs un kriptons – kopā veido mazāk nekā 0,1%. Taču jāņem vērā, ka Venēras atmosfēra ir aptuveni 100 reižu masīvāka par mūsējo, tāpēc masā ir, piemēram, piecas reizes vairāk slāpekļa nekā Zemes atmosfērā.

Miglainā dūmaka Venēras atmosfērā stiepjas uz augšu līdz 48-49 km augstumam. Tālāk līdz 70 km augstumam ir mākoņu slānis, kurā ir koncentrētas sērskābes pilieni, un augšējos slāņos ir arī sālsskābe un fluorūdeņražskābe. Veneras mākoņi atspoguļo 77% no saules gaismas, kas uz tiem krīt. Venēras augstāko kalnu virsotnē - Maksvela kalnos (apmēram 11 km augstumā) - atmosfēras spiediens ir 45 bāri, bet Diānas kanjona apakšā - 119 bāri. Kā jūs zināt, spiediens zemes atmosfēra uz planētas virsmas ir tikai 1 bārs. Venēras spēcīgā atmosfēra, kas sastāv no oglekļa dioksīda, absorbē un daļēji iziet uz virsmu aptuveni 23% saules radiācija. Šis starojums silda planētas virsmu, bet termiskais infrasarkanais starojums no virsmas ar lielām grūtībām caur atmosfēru iziet atpakaļ kosmosā. Un tikai tad, kad virsma tiek uzkarsēta līdz aptuveni 460-470 ° C, izejošā enerģijas plūsma ir vienāda ar ienākošo uz virsmu. Tieši šī siltumnīcas efekta dēļ Veneras virsma uztur augstu temperatūru neatkarīgi no apgabala platuma. Bet kalnos, virs kuriem atmosfēras biezums ir mazāks, temperatūra ir par vairākiem desmitiem grādu zemāka. Venēru izpētīja vairāk nekā 20 kosmosa kuģi: Venus, Mariners, Pioneer Venus, Vega un Magellan. 2006. gadā ap to orbītā strādāja Venera Express zonde. Zinātnieki varēja redzēt Venēras virsmas reljefa globālās iezīmes, pateicoties radara zondēšanai no Pioneer-Venus (1978), Venera-15 un -16 (1983-84) un Magellan (1990-94) orbītām.) . Uz zemes izvietots radars ļauj "redzēt" tikai 25% virsmas, turklāt ar daudz zemāku detaļu izšķirtspēju, nekā spēj kosmosa kuģi. Piemēram, Magelāns ieguva visas virsmas attēlus ar izšķirtspēju 300 m. Izrādījās, ka lielāko daļu Venēras virsmas aizņem pauguraini līdzenumi.

Paaugstinājumi veido tikai 8% no virsmas. Visas pamanāmās reljefa detaļas ieguva savus nosaukumus. Pētnieki izmantoja pirmos uz zemes esošos radara attēlus no noteiktiem Veneras virsmas apgabaliem dažādi nosaukumi, no kuriem tagad palikuši kartēs - Maksvela kalni (nosaukums atspoguļo radiofizikas lomu Venēras izpētē), Alfa un Beta reģioni (divas spilgtākās Veneras reljefa detaļas radara attēlos nosauktas pēc pirmās grieķu alfabēta burti). Taču šie nosaukumi ir izņēmumi no Starptautiskās Astronomijas savienības pieņemtajiem nosaukšanas noteikumiem: astronomi nolēmuši Veneras virsmas reljefa detaļas saukt sieviešu vārdos. Tika nosauktas lielas paaugstinātas teritorijas: Afrodītes zeme, Ištaras zeme (par godu asīriešu mīlestības un skaistuma dievietei) un Ladas zeme (slāvu mīlestības un skaistuma dieviete). Lielie krāteri ir nosaukti izcilu visu laiku un tautu sieviešu vārdā, un mazie krāteri ir personiski sieviešu vārdi. Veneras kartēs atrodami tādi vārdi kā Kleopatra (Ēģiptes pēdējā karaliene), Daškova (Sanktpēterburgas Zinātņu akadēmijas direktore), Akhmatova (krievu dzejniece) un citi slaveni vārdi. No krievu vārdiem ir Antoņina, Gaļina, Zina, Zoja, Ļena, Maša, Tatjana un citi.

Marss

Ceturtā planēta no Saules, kas nosaukta kara dieva Marsa vārdā, atrodas 1,5 reizes tālāk no Saules nekā Zeme. Viena orbīta ap Marsu aizņem 687 Zemes dienas. Marsa orbītai ir ievērojama ekscentriskums (0,09), tāpēc tās attālums no Saules svārstās no 207 miljoniem km perihēlijā līdz 250 miljoniem km afēlijā. Marsa un Zemes orbītas atrodas gandrīz vienā plaknē: leņķis starp tām ir tikai 2°. Ik pēc 780 dienām Zeme un Marss atrodas minimālā attālumā viens no otra, kas var būt no 56 līdz 101 miljonam km. Šīs planētu tikšanās tiek sauktas par opozīcijām. Ja šajā brīdī attālums starp planētām ir mazāks par 60 miljoniem km, tad pretestību sauc par lielu. Lielas konfrontācijas notiek ik pēc 15-17 gadiem.

Marsa ekvatoriālais rādiuss ir 3394 km, kas ir par 20 km vairāk nekā polārais. Masas ziņā Marss ir desmit reizes mazāks par Zemi, bet pēc virsmas laukuma tas ir 3,5 reizes mazāks. Marsa aksiālās rotācijas periods tika noteikts ar virsmas kontrastējošu detaļu teleskopiskiem novērojumiem: tas ir 24 stundas 39 minūtes un 36 sekundes. Marsa rotācijas ass ir novirzīta par 25,2° leņķi no perpendikula pret orbītas plakni. Tāpēc arī Marss piedzīvo gadalaiku maiņu, taču gadalaiki ir gandrīz divreiz garāki nekā uz Zemes. Orbītas pagarinājuma dēļ gadalaiki ziemeļu un dienvidu puslodē ir atšķirīgi: vasara ziemeļu puslodē ilgst 177 Marsa dienas, bet dienvidu puslodē tā ir par 21 dienu īsāka, bet siltāka nekā vasara ziemeļu puslodē.

Tā kā Marss atrodas lielā attālumā no Saules, tas saņem tikai 43% no enerģijas, kas nokrīt tajā pašā zemes virsmas laukumā. Gada vidējā temperatūra uz Marsa virsmas ir aptuveni -60 °C. Maksimālā temperatūra tur nepārsniedz dažus grādus virs nulles, bet minimums reģistrēts ziemeļu polārajā cepurē un ir -138 °C. Dienas laikā virsmas temperatūra būtiski mainās. Piemēram, dienvidu puslodē 50° platuma grādos tipiskā temperatūra rudens vidū svārstās no -18°C pusdienlaikā līdz -63°C naktī. Tomēr jau 25 cm dziļumā zem virsmas temperatūra ir gandrīz nemainīga (apmēram -60 ° C), neatkarīgi no diennakts laika un gadalaika. Lielas temperatūras izmaiņas uz virsmas ir izskaidrojamas ar to, ka Marsa atmosfēra ir ļoti reta, un naktī virsma ātri atdziest, bet dienā to ātri uzsilda Saule. Marsa atmosfērā 95% ir oglekļa dioksīds. Citas sastāvdaļas: 2,5% slāpekļa, 1,6% argona, mazāk nekā 0,4% skābekļa. Vidējais atmosfēras spiediens uz virsmas ir 6,1 mbar, t.i., 160 reizes mazāks par zemes gaisa spiedienu jūras līmenī (1 bar). Marsa dziļākajās ieplakās tas var sasniegt 12 mbar. Planētas atmosfēra ir sausa, tajā praktiski nav ūdens tvaiku.

Marsa polārie vāciņi ir daudzslāņu. Apakšējo, galveno slāni vairāku kilometru biezumā veido parasts ūdens ledus, kas sajaukts ar putekļiem; šis slānis ir saglabāts vasaras periods, veidojot pastāvīgus vāciņus. Un novērotās sezonālās izmaiņas polārajos vāciņos rodas, jo augšējais slānis ir mazāks par 1 metru un sastāv no cieta oglekļa dioksīda, tā sauktā "sausā ledus". Šī slāņa klātā platība ziemā strauji aug, sasniedzot 50° paralēli un dažkārt pat šķērsojot šo līniju. Pavasarī, paaugstinoties temperatūrai, augšējais slānis iztvaiko, un paliek tikai pastāvīgs vāciņš. Līdz ar gadalaiku maiņu novērotais virsmas laukumu “tumšošanas vilnis” skaidrojams ar vēju virziena maiņu, nepārtraukti pūšot virzienā no viena pola uz otru. Vējš aiznes virsējo irdenā materiāla slāni – vieglus putekļus, atsedzot tumšāku iežu vietas. Periodos, kad Marss šķērso perihēliju, palielinās virsmas un atmosfēras sasilšana, tiek izjaukts Marsa vides līdzsvars. Vēja ātrums palielinās līdz 70 km/h, sākas viesuļi un vētras. Dažreiz vairāk nekā miljards tonnu putekļu paceļas un tiek turēti suspensijā, savukārt klimatiskā situācija uz visas Marsa zemeslodes krasi mainās. Putekļu vētru ilgums var sasniegt 50 - 100 dienas. Marsa izpēte ar kosmosa kuģiem sākās 1962. gadā ar zondes Mars-1 palaišanu. Pirmos Marsa virsmas apgabalu attēlus 1965. gadā pārraidīja Mariner-4, bet pēc tam 1969. gadā Mariner-6 un -7. Marsa-3 nolaišanās transportlīdzeklim izdevās veikt vieglu nosēšanos. Pamatojoties uz Mariner 9 (1971) attēliem, tika sastādītas detalizētas planētas kartes. Viņš pārsūtīja uz Zemi 7329 Marsa attēlus ar izšķirtspēju līdz 100 m, kā arī savu satelītu - Fobosa un Deimos - fotogrāfijas. Vesela flotile ar četriem Mars-4, -5, -6, -7 kosmosa kuģiem, kas tika palaisti 1973. gadā, sasniedza Marsa apkaimi 1974. gada sākumā. Borta bremžu sistēmas nepareizas darbības dēļ Mars-4 paskrēja garām aptuveni attālumā. 2200 km no planētas virsmas, veicot tikai tās fotografēšanu. "Mars-5" veica attālinātus virsmas un atmosfēras pētījumus no mākslīgā pavadoņa orbītas. Mars 6 nolaišanās aparāts veica mīkstu nosēšanos dienvidu puslodē. Uz Zemi tika pārraidīti dati par atmosfēras ķīmisko sastāvu, spiedienu un temperatūru. "Mars-7" pagāja 1300 km attālumā no virsmas, neizpildot savu programmu.

Visproduktīvākie bija 1975. gadā uzsāktie divu amerikāņu vikingu lidojumi, kuros atradās televīzijas kameras, infrasarkanie spektrometri ūdens tvaiku fiksēšanai atmosfērā un radiometri temperatūras datu iegūšanai. Nosēšanās lidmašīna Viking-1 veica vieglu nosēšanos Krisa līdzenumā 1976. gada 20. jūlijā un Viking-2 uz Utopia Plain 1976. gada 3. septembrī. Nosēšanās vietās tika veikti unikāli eksperimenti, lai atklātu dzīvības pazīmes Marsā. augsne. Speciāla ierīce paņēma augsnes paraugu un ievietoja to vienā no traukiem, kas saturēja ūdens vai barības vielu krājumus. Tā kā visi dzīvie organismi maina savu dzīvotni, instrumentiem tas bija jāreģistrē. Lai gan tika novērotas dažas izmaiņas vidē cieši noslēgtā traukā, spēcīga oksidētāja klātbūtne augsnē var radīt tādus pašus rezultātus. Tāpēc zinātnieki nav spējuši pārliecinoši šīs izmaiņas attiecināt uz baktērijām. Orbitālās stacijas uzņēma detalizētas Marsa un tā pavadoņu virsmas fotogrāfijas. Pamatojoties uz iegūtajiem datiem, tika sastādītas detalizētas planētas virsmas kartes, ģeoloģiskās, termiskās un citas speciālās kartes.

Padomju staciju "Phobos-1, -2", kas tika palaists pēc 13 gadu pārtraukuma, uzdevums ietvēra Marsa un tā pavadoņa Fobosa izpēti. Nepareizas komandas no Zemes rezultātā Fobos-1 zaudēja orientāciju, un saziņu ar to nevarēja atjaunot. Marsa mākslīgā pavadoņa orbītā "Fobos-2" iegāja 1989. gada janvārī. Ar attālinātām metodēm iegūti dati par temperatūras izmaiņām uz Marsa virsmas un jauna informācija par Fobosu veidojošo iežu īpašībām. Iegūti 38 attēli ar izšķirtspēju līdz 40 m, izmērīta tās virsmas temperatūra, kas karstākajos punktos ir 30 °C. Diemžēl nebija iespējams īstenot galveno Fobosa izpētes programmu. Sakari ar ierīci pārtrūka 1989. gada 27. martā. Ar to neveiksmju sērija nebeidzās. Savu uzdevumu nepildīja arī 1992. gadā palaists amerikāņu kosmosa kuģis "Mars-Observer". Sakari ar to pazuda 1993. gada 21. augustā. Krievijas staciju Mars-96 nebija iespējams novietot lidojuma trajektorijā uz Marsu.

Viens no NASA veiksmīgākajiem projektiem ir Mars Global Surveyor, kas tika palaists 1996. gada 7. novembrī, lai detalizēti kartētu Marsa virsmu. Ierīce kalpo arī kā telekomunikāciju satelīts Spirit un Opportunity roveriem, kas tika piegādāti 2003. gadā un darbojas joprojām. 1997. gada jūlijā Mars Pathfinder uz planētu nogādāja pirmo robotizēto roveru Sojerner, kura svars bija mazāks par 11 kg, kas veiksmīgi veica virsmas ķīmijas un meteoroloģisko apstākļu zondēšanu. Roveris uzturēja kontaktu ar Zemi caur nolaišanās ierīci. NASA automātiskā starpplanētu stacija "Mars Reconnaissance Satellite" darbu orbītā sāka 2006. gada martā. Izmantojot augstas izšķirtspējas kameru uz Marsa virsmas, bija iespējams atšķirt 30 cm lielas detaļas."Mars Odyssey", "Mars - Ekspresis" un "Marsa izlūkošanas satelīts turpina izpēti no orbītas. Ierīce "Phoenix" darbojās polārajā reģionā no 2008.gada 25.maija līdz 2.novembrim. Viņš bija pirmais, kurš urbja virsmu un atklāja ledu. "Fēnikss" nogādāja planētai digitālo bibliotēku zinātniskā fantastika. Tiek izstrādātas programmas astronautu lidojumam uz Marsu. Šāda ekspedīcija prasīs vairāk nekā divus gadus, jo, lai atgrieztos, būs jāgaida ērts Zemes un Marsa relatīvais novietojums.

Mūsdienu Marsa kartēs kopā ar nosaukumiem, kas piešķirti reljefa formām, kuras identificētas no satelītattēliem, tiek izmantoti arī senie Šiaparelli piedāvātie ģeogrāfiskie un mitoloģiskie nosaukumi. Lielākā paaugstinātā teritorija, kuras diametrs ir aptuveni 6000 km un augstums līdz 9 km, tika nosaukta par Tharsis (kā Irānu sauca senajās kartēs), un milzīgs gredzenu ieplakas dienvidos ar diametru vairāk nekā 2000 km. tika nosaukts Hellas (Grieķija). Blīvi krāterveida virsmas apgabalus sauca par zemēm: Prometeja zeme, Noas zeme un citas. Ielejām ir doti planētas Marsa nosaukumi no dažādu tautu valodām. Lielie krāteri ir nosaukti zinātnieku vārdā, bet mazie krāteri nosaukti pēc apmetnēm uz Zemes. Virs apkārtnes paceļas četri milzu izdzisuši vulkāni līdz 26 m augstumā.Lielākais no tiem, Olimpa kalns, kas atrodas Arsīdas kalnu rietumu nomalē, ir ar 600 km diametru un kalderu (krāteri) ) augšpusē ar diametru 60 km. Trīs vulkāni - Askriyskaya, Pavlina un Arsia kalns - atrodas vienā taisnā līnijā Tarsis kalnu virsotnē. Paši vulkāni paceļas virs Tharsis vēl 17 km. Papildus šiem četriem uz Marsa ir atrasti vairāk nekā 70 izdzisuši vulkāni, taču tie ir daudz mazāki pēc platības un augstuma.

Uz dienvidiem no ekvatora atrodas milzu ieleja līdz 6 km dziļa un vairāk nekā 4000 km gara. To sauca par Jūrnieku ieleju. Ir konstatētas arī daudzas mazākas ielejas, kā arī vagas un plaisas, kas liecina, ka senatnē uz Marsa bija ūdens un līdz ar to atmosfēra bija blīvāka. Zem Marsa virsmas dažos apgabalos vajadzētu būt mūžīgā sasaluma slānim, kas ir vairākus kilometrus biezs. Šādos reģionos uz virsmas pie krāteriem ir redzamas sauszemes planētām neparastas sasalušas plūsmas, pēc kurām var spriest par pazemes ledus klātbūtni.

Izņemot līdzenumus, Marsa virsma ir stipri krāteri. Krāteri mēdz izskatīties vairāk erodēti nekā tie, kas atrodas uz Merkura un Mēness. Visur redzamas vēja erozijas pēdas.

Foboss un Deimos ir dabiski Marsa pavadoņi

Marsa pavadoņus atklāja amerikāņu astronoms A. Hols lielās opozīcijas laikā 1877. gadā. Viņus sauca par Fobosu (tulkojumā no grieķu Bailes) un Deimos (Šausmas), jo senajos mītos kara dievu vienmēr pavadīja viņa bērni - Bailes un Šausmas. Satelīti ir ļoti mazi un tiem ir neregulāra forma. Fobosas daļēji lielākā ass ir 13,5 km, bet mazākā ass ir 9,4 km; pie Deimos attiecīgi 7,5 un 5,5 km. Zonde Mariner 7 1969. gadā fotografēja Fobosu uz Marsa fona, un Mariner 9 pārraidīja daudzus abu satelītu attēlus, kas liecina, ka to virsmas ir nelīdzenas, bagātīgi klātas ar krāteriem. Vairākas tuvas pieejas satelītiem veica zondes Viking un Phobos-2. Labākajās Phobos fotogrāfijās redzamas reljefa detaļas līdz 5 metriem.

Satelītu orbītas ir apļveida. Fobs griežas ap Marsu 6000 km attālumā no virsmas ar laika periodu 7 stundas 39 minūtes. Deimos atrodas 20 000 km attālumā no planētas virsmas, un tās orbītas periods ir 30 stundas un 18 minūtes. Satelītu rotācijas periodi ap asi sakrīt ar to apgriezienu periodiem ap Marsu. Satelītu figūru galvenās asis vienmēr ir vērstas uz planētas centru. Foboss paceļas rietumos un riet austrumos 3 reizes Marsa dienā. Fobosa vidējais blīvums ir mazāks par 2 g/cm 3 , un brīvā kritiena paātrinājums uz tā virsmas ir 0,5 cm/s 2 . Cilvēks uz Fobosa svērtu tikai dažus desmitus gramu un, ar roku metot akmeni, varētu likt tam uz visiem laikiem lidot kosmosā (atdalīšanās ātrums uz Fobosa virsmas ir aptuveni 13 m/s). Lielākā Fobos krātera diametrs ir 8 km, kas ir salīdzināms ar paša satelīta mazāko diametru. Uz Deimos lielākās ieplakas diametrs ir 2 km. Mazie krāteri uz satelītu virsmām ir punktēti līdzīgi kā Mēness. Ar vispārēju līdzību, smalki sadrumstalota materiāla pārpilnība, kas pārklāj satelītu virsmas, Foboss izskatās “sagrauztāks”, un Deimos virsma ir gludāka, kas pārklāta ar putekļiem. Uz Fobos ir atklātas noslēpumainas vagas, kas šķērso gandrīz visu satelītu. Vagas ir 100-200 m platas un stiepjas desmitiem kilometru. To dziļums ir no 20 līdz 90 metriem. Ir vairāki par šo vagu izcelsmi, taču pagaidām nav pietiekami pārliecinoša skaidrojuma, kā arī skaidrojuma par pašu pavadoņu izcelsmi. Visticamāk, tie ir Marsa notvertie asteroīdi.

Jupiters

Jupiteru iemesla dēļ sauc par "planētu karali". Tā ir lielākā planēta Saules sistēmā, kas pārsniedz Zemi diametrā 11,2 reizes un masu 318 reizes. Jupiteram ir zems vidējais blīvums (1,33 g / cm 3), jo tas gandrīz pilnībā sastāv no ūdeņraža un hēlija. Tas atrodas vidēji 779 miljonu km attālumā no Saules un pavada aptuveni 12 gadus uz vienu orbītu. Neskatoties uz savu gigantisko izmēru, šī planēta griežas ļoti ātri – ātrāk nekā Zeme vai Marss. Pārsteidzošākais ir tas, ka Jupiteram nav cietas virsmas vispārpieņemtā izpratnē – tas ir gāzes gigants. Jupiters vada milzu planētu grupu. Nosaukts senās mitoloģijas augstākā dieva vārdā (senie grieķi - Zevs, romieši - Jupiters), tas atrodas piecas reizes tālāk no Saules nekā Zeme. Ātrās rotācijas dēļ Jupiters ir stipri noliekts: tā ekvatoriālais rādiuss (71 492 km) ir par 7% lielāks nekā polārais, kas ir labi saskatāms, skatoties caur teleskopu. Gravitācijas spēks pie planētas ekvatora ir 2,6 reizes lielāks nekā uz Zemes. Jupitera ekvators ir sasvērts tikai par 3° pret savu orbītu, tāpēc uz planētas nav gadalaiku. Orbītas slīpums pret ekliptikas plakni ir vēl mazāks - tikai 1 °. Ik pēc 399 dienām atkārtojas Zemes un Jupitera opozīcija.

Ūdeņradis un hēlijs ir šīs planētas galvenās sastāvdaļas: pēc tilpuma šo gāzu attiecība ir attiecīgi 89% ūdeņraža un 11% hēlija un pēc masas attiecīgi 80% un 20%. Visa Jupitera redzamā virsma ir blīvi mākoņi, kas veido tumšu jostu un spilgtu zonu sistēmu uz ziemeļiem un dienvidiem no ekvatora līdz 40 ° ziemeļu un dienvidu platuma paralēlēm. Mākoņi veido brūnganu, sarkanu un zilganu nokrāsu slāņus. Izrādījās, ka šo mākoņu slāņu rotācijas periodi nav vienādi: jo tuvāk tie atrodas ekvatoram, jo ​​īsāku periodu tie rotē. Tātad netālu no ekvatora viņi apgriezienu ap planētas asi veic 9 stundās un 50 minūtēs, bet vidējos platuma grādos - 9 stundās un 55 minūtēs. Jostas un zonas ir zonas, kurās atmosfērā notiek lejupslīde un augšupplūsma. Atmosfēras straumes, kas ir paralēlas ekvatoram, atbalsta siltuma plūsmas no planētas dzīlēm, kā arī Jupitera straujā rotācija un Saules enerģija. Zonu redzamā virsma atrodas aptuveni 20 km virs jostām. Jostu un zonu robežās tiek novērotas spēcīgas gāzu turbulentas kustības. Jupitera ūdeņraža-hēlija atmosfērai ir milzīgs apjoms. Mākoņu sega atrodas aptuveni 1000 km augstumā virs "virsmas", kur augsta spiediena ietekmē gāzveida stāvoklis mainās uz šķidrumu.

Jau pirms kosmosa kuģu lidojumiem uz Jupiteru tika konstatēts, ka siltuma plūsma no Jupitera zarnām ir divreiz lielāka par saules siltuma pieplūdumu, ko saņem planēta. Tas var būt saistīts ar lēnu iegremdēšanu planētas centra virzienā smagas vielas un vieglāku rašanos. Arī meteorītu krišana uz planētas var būt enerģijas avots. Jostu krāsa ir izskaidrojama ar dažādu ķīmisko savienojumu klātbūtni. Tuvāk planētas poliem augstos platuma grādos mākoņi veido nepārtrauktu lauku ar brūniem un zilganiem plankumiem līdz 1000 km diametrā. Jupitera slavenākā iezīme ir Lielais sarkanais plankums, dažāda izmēra ovāls veidojums, kas atrodas dienvidu tropiskajā zonā. Pašlaik tā izmēri ir 15 000 × 30 000 km (t.i., tajā var brīvi ievietot divus globuss), un pirms simts gadiem novērotāji atzīmēja, ka Plankuma izmērs bija divreiz lielāks. Dažreiz tas nav ļoti skaidri redzams. Lielais sarkanais plankums ir ilgmūžīgs virpulis Jupitera atmosfērā, kas 6 Zemes dienās veic pilnīgu apgriezienu ap savu centru. Pirmais Jupitera pētījums tuvā attālumā (130 000 km) notika 1973. gada decembrī, izmantojot zondi Pioneer-10. Šī aparāta veiktie novērojumi ultravioletajos staros parādīja, ka planētai ir paplašināts ūdeņraža un hēlija vainags. Šķiet, ka augšējais mākoņu slānis ir cirrus amonjaks, bet zemāk ir ūdeņraža, metāna un saldētu amonjaka kristālu maisījums. Infrasarkanais radiometrs rādīja, ka ārējā mākoņu segas temperatūra ir aptuveni -133 °C. Tika atklāts spēcīgs magnētiskais lauks un reģistrēta visintensīvākā starojuma zona 177 tūkstošu km attālumā no planētas. Jupitera magnetosfēras spārns ir pamanāms pat aiz Saturna orbītas.

Pioneer 11 ceļš, kas 1974. gada decembrī lidoja 43 000 km attālumā no Jupitera, tika aprēķināts citādi. Viņš izgāja starp radiācijas jostām un pašu planētu, izvairoties no elektroniskām iekārtām bīstamas radiācijas devas. Ar fotopolarimetru iegūto mākoņu slāņa krāsu attēlu analīze ļāva atklāt mākoņu īpašības un struktūru. Mākoņu augstums joslās un zonās izrādījās atšķirīgs. Jau pirms Pioneer-10 un -11 lidojumiem no Zemes ar astronomiskās observatorijas palīdzību, kas lidoja ar lidmašīnu, bija iespējams noteikt citu gāzu saturu Jupitera atmosfērā. Kā gaidīts, tika konstatēta fosfīna, gāzveida fosfora savienojuma ar ūdeņradi (PH 3) klātbūtne, kas piešķir krāsu mākoņu segai. Sildot, tas sadalās, izdalot sarkano fosforu. Unikālais savstarpējais izkārtojums Zemes un milzu planētu orbītās, kas notika no 1976. līdz 1978. gadam, tika izmantots, lai secīgi pētītu Jupiteru, Saturnu, Urānu un Neptūnu, izmantojot Voyager 1 un 2 zondes. Viņu maršruti tika aprēķināti tā, ka bija iespējams izmantot pašu planētu gravitāciju, lai paātrinātu un pagrieztu lidojuma trajektoriju no vienas planētas uz otru. Rezultātā lidojums uz Urānu prasīja 9 gadus, nevis 16, kā tas būtu bijis pēc tradicionālās shēmas, un lidojums uz Neptūnu - 12, nevis 20. Šāda savstarpēja planētu izkārtošanās atkārtosies tikai pēc 179 gadiem.

Pamatojoties uz kosmosa zondēs iegūtajiem datiem un teorētiskajiem aprēķiniem, tiek konstruēti Jupitera mākoņu segas matemātiskie modeļi un precizētas idejas par tā iekšējo struktūru. Nedaudz vienkāršotā veidā Jupiteru var attēlot kā čaulas ar blīvumu, kas palielinās virzienā uz planētas centru. Atmosfēras apakšā ar biezumu 1500 km, kuras blīvums strauji palielinās līdz ar dziļumu, atrodas gāzveida šķidra ūdeņraža slānis, kura biezums ir aptuveni 7000 km. 0,9 planētas rādiusa līmenī, kur spiediens ir 0,7 Mbar un temperatūra ir aptuveni 6500 K, ūdeņradis pāriet šķidrā molekulārā stāvoklī, bet vēl pēc 8000 km - šķidrā metāliskā stāvoklī. Kopā ar ūdeņradi un hēliju slāņu sastāvā ir neliels daudzums smago elementu. Iekšējais kodols, kura diametrs ir 25 000 km, ir metalsilikāts, ieskaitot ūdeni, amonjaku un metānu. Temperatūra centrā ir 23 000 K un spiediens ir 50 Mbar. Saturnam ir līdzīga struktūra.

Ap Jupiteru riņķo 63 zināmi pavadoņi, kurus var iedalīt divās grupās – iekšējā un ārējā jeb regulārajā un neregulārajā; pirmajā grupā ietilpst 8 pavadoņi, otrajā - 55. Iekšējās grupas pavadoņi cirkulē gandrīz apļveida orbītās, praktiski guļot planētas ekvatora plaknē. Četri planētai tuvākie pavadoņi - Adrastea, Metis, Amalthea un Theba ir ar diametru no 40 līdz 270 km un atrodas 2-3 rādiusos no Jupitera no planētas centra. Tie krasi atšķiras no četriem tiem sekojošajiem pavadoņiem, kas atrodas 6 līdz 26 Jupitera rādiusu attālumā un kuru izmēri ir daudz lielāki, tuvu Mēness izmēram. Šie lielie satelīti – Io, Eiropa, Ganimēds un Kalisto tika atklāti 17.gadsimta sākumā. gandrīz vienlaikus Galileo Galilejs un Simons Mariuss. Tos parasti sauc par Jupitera Galilejas satelītiem, lai gan pirmās šo satelītu kustības tabulas ir sastādījis Mariuss.

Ārējo grupu veido mazi - ar diametru no 1 līdz 170 km - pavadoņiem, kas pārvietojas pa iegarenām un stipri slīpām orbītām uz Jupitera ekvatoru. Tajā pašā laikā pieci Jupiteram tuvāki pavadoņi pārvietojas pa savām orbītām Jupitera rotācijas virzienā, un gandrīz visi tālākie satelīti pārvietojas pretējā virzienā. Detalizētu informāciju par satelītu virsmu raksturu ieguva kosmosa kuģi. Pakavēsimies sīkāk pie Galilejas satelītiem. Jupiteram tuvākā satelīta Io diametrs ir 3640 km, un tā vidējais blīvums ir 3,55 g/cm 3 . Io zarnas tiek uzkarsētas Jupitera plūdmaiņu ietekmes un traucējumu dēļ, ko Io kustībā ieviesa tā kaimiņi - Eiropa un Ganimēds. Paisuma spēki deformē Io ārējos slāņus un uzsilda tos. Šajā gadījumā uzkrātā enerģija izlaužas uz virsmas vulkāna izvirdumu veidā. No vulkānu mutēm sēra dioksīds un sēra tvaiki tiek izmesti ar ātrumu aptuveni 1 km / s līdz simtiem kilometru augstumam virs satelīta virsmas. Lai gan Io ekvatoriālajā reģionā vidēji ir aptuveni -140°C, ir karstie punkti, kuru izmērs ir no 75 līdz 250 km, kur temperatūra sasniedz 100-300°C. Io virsma ir pārklāta ar izvirdumiem, un tai ir oranža krāsa. Vidējais detaļu vecums uz tā ir mazs - aptuveni 1 miljons gadu. Io reljefs lielākoties ir līdzens, taču ir vairāki kalni, kuru augstums ir no 1 līdz 10 km. Io atmosfēra ir ļoti reta (praktiski tas ir vakuums), bet aiz satelīta stiepjas gāzes aste: pa Io orbītu tika konstatēts skābekļa, nātrija un sēra tvaiku, vulkāna izvirduma produktu starojums.

Otrais no Galilejas pavadoņiem Eiropa ir nedaudz mazāks par Mēnesi, tā diametrs ir 3130 km, un vidējais vielas blīvums ir aptuveni 3 g/cm3. Satelīta virsma ir punktēta ar gaišu un tumšu līniju tīklu: acīmredzot tās ir plaisas ledus garozā, kas radušās tektonisku procesu rezultātā. Šo defektu platums svārstās no dažiem kilometriem līdz simtiem kilometru, un garums sasniedz tūkstošiem kilometru. Aplēses par garozas biezumu svārstās no dažiem kilometriem līdz desmitiem kilometru. Eiropas zarnās izdalās arī plūdmaiņu mijiedarbības enerģija, kas uztur mantiju šķidrā veidā - subglaciālajā okeānā, iespējams, pat siltu. Tāpēc nav pārsteidzoši, ka pastāv pieņēmums par vienkāršāko dzīvības formu pastāvēšanas iespējamību šajā okeānā. Pamatojoties uz satelīta vidējo blīvumu, zem okeāna jābūt silikāta akmeņiem. Tā kā Eiropā, kam ir diezgan gluda virsma, ir ļoti maz krāteru, šīs oranži brūnās virsmas detaļu vecums tiek lēsts simtiem tūkstošu un miljonu gadu. Galileo uzņemtajos augstas izšķirtspējas attēlos redzami atsevišķi neregulāras formas lauki ar iegarenām paralēlām grēdām un ielejām, kas atgādina šosejas. Vairākās vietās izceļas tumši plankumi, visticamāk, tās ir no ledus slāņa izvilktas vielas nogulsnes.

Pēc amerikāņu zinātnieka Ričarda Grīnberga domām, apstākļi dzīvībai uz Eiropas ir jāmeklē nevis dziļajā subglaciālajā okeānā, bet gan daudzās plaisās. Paisuma efekta ietekmē plaisas periodiski sašaurinās un izplešas līdz 1 m platumam.Kad plaisa sašaurinās, okeāna ūdens iet uz leju, un, kad tas sāk paplašināties, ūdens paceļas pa to gandrīz līdz pašai virsmai. Caur ledus korķi, kas neļauj ūdenim nokļūt virspusē, iekļūst saules stari, nesot dzīviem organismiem nepieciešamo enerģiju.

Jupitera sistēmas lielākā satelīta – Ganimīda diametrs ir 5268 km, bet tā vidējais blīvums ir tikai divas reizes lielāks nekā ūdens; tas liecina, ka aptuveni 50% no satelīta masas ir ledus. Daudzi krāteri, kas klāj tumši brūnas krāsas apgabalus, liecina par šīs virsmas seno vecumu, apmēram 3-4 miljardus gadu. Jaunākās vietas ir pārklātas ar paralēlu rievu sistēmām, kuras ledus garozas stiepšanās laikā veido vieglāks materiāls. Šo vagu dziļums ir vairāki simti metru, platums ir desmitiem kilometru, un garums var sasniegt pat vairākus tūkstošus kilometru. Dažiem Ganimēda krāteriem ir ne tikai gaismas staru sistēmas (līdzīgas Mēnesim), bet dažreiz arī tumšas.

Callisto diametrs ir 4800 km. Pamatojoties uz satelīta vidējo blīvumu (1,83 g / cm 3), tiek pieņemts, ka ūdens ledus veido aptuveni 60% no tā masas. Ledus garozas biezums, tāpat kā Ganimēdam, tiek lēsts desmitiem kilometru. Visa šī satelīta virsma ir pilnībā izraibināta ar dažāda izmēra krāteriem. Tam nav paplašinātu līdzenumu vai vagu sistēmu. Kalisto krāteriem ir vāji izteikta vārpsta un mazs dziļums. Unikāla reljefa detaļa ir vairāku gredzenu konstrukcija ar diametru 2600 km, kas sastāv no desmit koncentriskiem gredzeniem. Virsmas temperatūra pie Kalisto ekvatora pusdienlaikā sasniedz -120 °C. Satelītam ir savs magnētiskais lauks.

2000. gada 30. decembrī Cassini zonde pagāja garām Jupitera tuvumā, virzoties uz Saturnu. Tajā pašā laikā “planētu karaļa” tuvumā tika veikti vairāki eksperimenti. Viena no tām bija paredzēta, lai atklātu ļoti reto Galilejas satelītu atmosfēru Jupitera aptumsuma laikā. Vēl viens eksperiments sastāvēja no Jupitera starojuma jostu starojuma reģistrēšanas. Interesanti, ka paralēli Cassini darbam tādu pašu starojumu, izmantojot uz zemes izvietotus teleskopus, reģistrēja ASV skolēni un studenti. Viņu pētījumu rezultāti tika izmantoti kopā ar Cassini datiem.

Galilejas pavadoņu izpētes rezultātā tika izvirzīta interesanta hipotēze, ka savas evolūcijas sākumposmā milzu planētas kosmosā izstaroja milzīgas siltuma plūsmas. Jupitera starojums varētu izkausēt ledu uz trīs Galilejas satelītu virsmas. Ceturtajā - Kalisto - tam nevajadzēja notikt, jo tas atrodas 2 miljonu km attālumā no Jupitera. Tāpēc tā virsma tik ļoti atšķiras no satelītu virsmām, kas atrodas tuvāk planētai.

Saturns

Starp milzu planētām Saturns izceļas ar savu ievērojamo gredzenu sistēmu. Tāpat kā Jupiters, tā ir milzīga, ātri griežama bumbiņa, kas sastāv galvenokārt no šķidrā ūdeņraža un hēlija. Riņķojoties ap Sauli 10 reizes tālāk par Zemi, Saturns pabeidz pilnīgu apgriezienu gandrīz apļveida orbītā 29,5 gados. Orbītas slīpuma leņķis pret ekliptikas plakni ir tikai 2 °, savukārt Saturna ekvatoriālā plakne ir sasvērta par 27 ° pret orbītas plakni, tāpēc gadalaiku maiņa ir raksturīga šai planētai.

Saturna nosaukums cēlies uz senā titāna Kronosa, Urāna un Gajas dēla, romiešu līdzinieku. Šī otrā lielākā planēta pārsniedz Zemi pēc tilpuma 800 reizes un pēc masas 95 reizes. Ir viegli aprēķināt, ka tā vidējais blīvums (0,7 g/cm 3 ) ir mazāks par ūdens blīvumu – Saules sistēmas planētām unikāli zems. Saturna ekvatoriālais rādiuss gar mākoņu slāņa augšējo robežu ir 60 270 km, bet polārais rādiuss ir par vairākiem tūkstošiem kilometru mazāks. Saturna rotācijas periods ir 10 stundas 40 minūtes. Saturna atmosfērā ir 94% ūdeņraža un 6% hēlija (pēc tilpuma).

Neptūns

Neptūns tika atklāts 1846. gadā precīzas teorētiskas prognozes rezultātā. Izpētījis Urāna kustību, franču astronoms Le Verjē konstatēja, ka septīto planētu ietekmē tikpat masīva nezināma ķermeņa pievilkšanās, un aprēķināja tās atrašanās vietu. Vadoties pēc šīs prognozes, vācu astronomi Halle un D'Arests atklāja Neptūnu.Vēlāk izrādījās, ka, sākot no Galileo, astronomi kartēs atzīmēja Neptūna atrašanās vietu, taču to sajauca ar zvaigzni.

Neptūns ir ceturtā no milzu planētām, kas senajā mitoloģijā nosaukta jūru dieva vārdā. Neptūna ekvatoriālais rādiuss (24 764 km) ir gandrīz 4 reizes lielāks par Zemes rādiusu, un masas ziņā Neptūns ir 17 reizes lielāks par mūsu planētu. Vidējais Neptūna blīvums ir 1,64 g/cm3. Tas riņķo ap Sauli 4,5 miljardu km (30 AU) attālumā, veicot pilnu ciklu gandrīz 165 Zemes gados. Planētas orbītas plakne ir par 1,8° slīpa pret ekliptikas plakni. Ekvatora slīpums pret orbītas plakni ir 29,6°. Pateicoties lielajam attālumam no Saules, Neptūna apgaismojums ir 900 reizes mazāks nekā uz Zemes.

Dati, ko pārraidīja Voyager 2, kas 1989. gadā šķērsoja 5000 km no Neptūna mākoņu slāņa virsmas, atklāja detaļas par planētas mākoņu segumu. Neptūna svītras ir vāji izteiktas. Liels tumšs plankums mūsu planētas lielumā, kas atklāts Neptūna dienvidu puslodē, ir milzīgs anticiklons, kas pabeidz revolūciju 16 Zemes dienās. Šī ir augsta spiediena un temperatūras zona. Atšķirībā no Lielā sarkanā plankuma uz Jupitera, kas dreifē ar ātrumu 3 m/s, Neptūna Lielais tumšais plankums virzās uz rietumiem ar ātrumu 325 m/s. Mazāks tumšs plankums, kas atrodas 74° S. sh., nedēļas laikā nobīdījies 2000 km uz ziemeļiem. Viegls veidojums atmosfērā, tā sauktais "skūteris", izcēlās arī ar diezgan ātru kustību. Vietām vēja ātrums Neptūna atmosfērā sasniedz 400-700 m/s.

Tāpat kā citas milzu planētas, Neptūna atmosfērā pārsvarā ir ūdeņradis. Hēlijs veido aptuveni 15%, bet 1% metāna. Redzamais mākoņu slānis atbilst 1,2 bāru spiedienam. Tiek pieņemts, ka Neptūna atmosfēras apakšā atrodas ūdens okeāns, kas piesātināts ar dažādiem joniem. Šķiet, ka planētas ledainajā apvalkā dziļāk glabājas ievērojams daudzums metāna. Pat tūkstošiem grādu temperatūrā pie 1 Mbar spiediena var veidoties ūdens, metāna un amonjaka maisījums ciets ledus. Karstā ledus mantija, iespējams, veido 70% no visas planētas masas. Apmēram 25% no Neptūna masas, pēc aprēķiniem, vajadzētu piederēt planētas kodolam, kas sastāv no silīcija, magnija, dzelzs un tā savienojumu oksīdiem, kā arī akmeņiem. Planētas iekšējās struktūras modelis parāda, ka spiediens tās centrā ir aptuveni 7 Mbar, bet temperatūra ir aptuveni 7000 K. Atšķirībā no Urāna siltuma plūsma no Neptūna iekšpuses gandrīz trīs reizes pārsniedz siltumu, ko saņem no Saules. . Šī parādība ir saistīta ar siltuma izdalīšanos vielām ar lielu atommasu radioaktīvās sabrukšanas laikā.

Neptūna magnētiskais lauks ir divreiz vājāks nekā Urāna magnētiskais lauks. Leņķis starp magnētiskā dipola asi un Neptūna rotācijas asi ir 47°. Dipola centrs ir nobīdīts par 6000 km uz dienvidu puslodi, tāpēc magnētiskā indukcija pie dienvidu puslodes magnētiskais pols 10 reizes augstāks nekā ziemeļos.

Neptūna gredzeni kopumā ir līdzīgi Urāna gredzeniem, ar vienīgo atšķirību, ka kopējais matērijas laukums Neptūna gredzenos ir 100 reizes mazāks nekā Urāna gredzenos. Atsevišķi Neptūnu apņemošo gredzenu loki tika atklāti planētas zvaigžņu aizsegšanas laikā. Voyager 2 attēlos redzami atklāti veidojumi ap Neptūnu, ko sauc par arkām. Tie atrodas uz cieta tālākā zema blīvuma gredzena. Ārējā gredzena diametrs ir 69,2 tūkstoši km, bet arku platums ir aptuveni 50 km. Citi gredzeni, kas atrodas attālumā no 61,9 tūkstošiem km līdz 62,9 tūkstošiem km, ir slēgti. Veicot novērojumus no Zemes, līdz divdesmitā gadsimta vidum tika atrasti 2 Neptūna pavadoņi - Tritons un Nereids. Voyager 2 atklāja vēl 6 satelītus ar izmēru no 50 līdz 400 km un precizēja Triton (2705 km) un Nereid (340 km) diametrus. 2002.-03 veicot novērojumus no Zemes, tika atklāti vēl 5 tālāki Neptūna pavadoņi.

Lielākais Neptūna satelīts - Tritons griežas ap planētu 355 tūkstošu km attālumā ar aptuveni 6 dienu periodu apļveida orbītā, kas par 23 ° slīpi pret planētas ekvatoru. Tajā pašā laikā tas ir vienīgais no Neptūna iekšējiem satelītiem, kas riņķo pretējā virzienā. Tritona aksiālās rotācijas periods sakrīt ar tā orbītas periodu. Tritona vidējais blīvums ir 2,1 g/cm3. Virsmas temperatūra ir ļoti zema (38 K). Satelītattēlos lielākā daļa Tritona virsmas ir līdzenums ar daudzām plaisām, tāpēc tas atgādina melones garozu. Dienvidpolu ieskauj spilgts polārais vāciņš. Līdzenumā atrastas vairākas ieplakas ar diametru 150 - 250 km. Iespējams, satelīta ledus garoza vairākkārt tika apstrādāta tektoniskās aktivitātes un meteorītu krišanas rezultātā. Acīmredzot Tritonam ir akmens kodols, kura rādiuss ir aptuveni 1000 km. Tiek pieņemts, ka aptuveni 180 km bieza ledus garoza klāj apmēram 150 km dziļu ūdens okeānu, kas piesātināts ar amonjaku, metānu, sāļiem un joniem. Tritona retinātajā atmosfērā pārsvarā ir slāpeklis ar nelielu metāna un ūdeņraža daudzumu. Sniegs uz Tritona virsmas ir slāpekļa sals. Polāro cepuri veido arī slāpekļa sals. Apbrīnojami veidojumi, kas atrasti uz polārā cepures - tumši plankumi, iegareni uz ziemeļaustrumiem (no tiem tika atrasti apmēram piecdesmit). Tie izrādījās gāzes geizeri, kas paceļas līdz 8 km augstumam un pēc tam pārvēršas par plūmēm, kas stiepjas aptuveni 150 km garumā.

Atšķirībā no pārējiem iekšējiem satelītiem Nereids pārvietojas pa ļoti iegarenu orbītu, ar savu ekscentriskumu (0,75) vairāk līdzinās komētu orbītai.

Plutons

Plutons pēc tā atklāšanas 1930. gadā tika uzskatīts par mazāko planētu Saules sistēmā. 2006. gadā ar Starptautiskās Astronomijas savienības lēmumu tai tika atņemts klasiskās planētas statuss un tā kļuva par jaunas objektu klases - pundurplanētu - prototipu. Līdz šim pundurplanētu grupā papildus tai ietilpst arī asteroīds Cerera un vairāki nesen atklāti objekti Kuipera joslā aiz Neptūna orbītas; viens no tiem pat pārsniedz Plutona izmēru. Nav šaubu, ka Koipera joslā tiks atrasti arī citi līdzīgi objekti; tāpēc Saules sistēmā var būt diezgan daudz pundurplanētu.

Plutons ap Sauli riņķo 245,7 gados. Atklāšanas brīdī tā atradās diezgan tālu no Saules, ieņemot devītās planētas vietu Saules sistēmā. Bet Plutona orbītai, kā izrādās, ir ievērojama ekscentriskums, tāpēc katrā orbitālajā ciklā tas 20 gadus atrodas tuvāk Saulei nekā Neptūns. 20. gadsimta beigās bija tieši tāds periods: 1979. gada 23. janvārī Plutons šķērsoja Neptūna orbītu, tā ka tas izrādījās tuvāk Saulei un formāli kļuva par astoto planētu. Tas saglabājās šajā statusā līdz 1999. gada 15. martam. Izbraucis cauri savas orbītas perihēlijai (29,6 AU) 1989. gada septembrī, Plutons tagad virzās uz afēliju (48,8 AU), kuru tas sasniegs 2112. gadā, un pirmo pilnīgo revolūciju. ap Sauli pēc tās atklāšanas tiks pabeigta tikai 2176. gadā.

Lai saprastu astronomu interesi par Plutonu, jums jāatceras tā atklāšanas vēsture. 20. gadsimta sākumā, novērojot Urāna un Neptūna kustību, astronomi pamanīja zināmas dīvainības viņu uzvedībā un ierosināja, ka ārpus šo planētu orbītām ir vēl viena, neatklāta gravitācijas ietekme, kas ietekmē zināmo milzu planētu kustību. Astronomi pat ir aprēķinājuši šīs planētas - "Planētas X" - iespējamo atrašanās vietu, lai gan ne pārāk pārliecinoši. Pēc ilgiem meklējumiem 1930. gadā amerikāņu astronoms Klaids Tombo atklāj devīto planētu, kas nosaukta pazemes dieva - Plutona vārdā. Tomēr atklājums, acīmredzot, bija nejaušs: turpmākie mērījumi parādīja, ka Plutona masa ir pārāk maza, lai tā gravitācija ievērojami ietekmētu Neptūna un jo īpaši Urāna kustību. Plutona orbīta izrādījās daudz iegarenāka nekā citām planētām un manāmi slīpa (17 °) pret ekliptiku, kas arī nav raksturīga planētām. Daži astronomi Plutonu mēdz uzskatīt par "nepareizu" planētu, vairāk kā steroīdu vai pazaudētu Neptūna pavadoni. Taču Plutonam ir savi pavadoņi, un brīžiem ir arī atmosfēra, kad tā virsmu klājošais ledus orbītas perihēlija rajonā iztvaiko. Kopumā Plutons ir pētīts ļoti slikti, jo uz to vēl nav lidojusi neviena zonde; Vēl nesen pat šādi mēģinājumi nav bijuši. Taču 2006. gada janvārī uz Plutonu startēja kosmosa kuģis New Horizons (NASA), kuram 2015. gada jūlijā vajadzētu lidot garām planētai.

Mērot Plutona atstarotās saules gaismas intensitāti, astronomi ir atklājuši, ka planētas šķietamais spilgtums periodiski mainās. Šis periods (6,4 dienas) tika uzskatīts par Plutona aksiālās rotācijas periodu. 1978. gadā amerikāņu astronoms Dž.Kristi vērsa uzmanību uz Plutona attēla neregulāro formu fotogrāfijās, kas uzņemtas ar labāko leņķisko izšķirtspēju: attēla izplūdušais plankums bieži vien aizsedza izvirzījumu vienā pusē; tā pozīcija arī mainījās ar 6,4 dienām. Kristijs secināja, ka Plutonam ir diezgan liels pavadonis, kuru nosauca par Haronu pēc mītiskā laivinieka, kurš pa upēm pārvadāja mirušo dvēseles pazemes mirušo valstībā (šīs valstības valdnieks, kā zināms, bija Plutons). Šarons parādās vai nu no Plutona ziemeļiem vai dienvidiem, tāpēc kļuva skaidrs, ka satelīta orbīta, tāpat kā pašas planētas rotācijas ass, ir stipri nosliece uz tās orbītas plakni. Mērījumi ir parādījuši, ka leņķis starp Plutona rotācijas asi un tā orbītas plakni ir aptuveni 32°, un rotācija ir apgriezta. Šarona orbīta atrodas Plutona ekvatoriālajā plaknē. 2005. gadā tika atklāti vēl divi mazi pavadoņi - Hidra un Nikss, kas riņķo tālāk par Šaronu, bet tajā pašā plaknē. Tādējādi Plutons ar saviem pavadoņiem atgādina Urānu, kas griežas, "guļot uz sāniem".

Šarona rotācijas periods, kas ir 6,4 dienas, sakrīt ar tā pārvietošanās periodu ap Plutonu. Tāpat kā Mēness, arī Šarons vienmēr ir vērsts pret planētu vienā pusē. Tas ir raksturīgs visiem satelītiem, kas pārvietojas tuvu planētai. Pārsteidzoši, ka arī Plutons vienmēr ir pretī Šaronam ar vienu un to pašu pusi; šajā ziņā viņi ir vienlīdzīgi. Plutons un Šarons ir unikāla bināra sistēma, ļoti kompakta un tai ir vēl nebijuša sistēma augsta attieksme satelīta un planētas masas (1:8). Piemēram, Mēness un Zemes masu attiecība ir 1:81, savukārt citām planētām līdzīgas attiecības ir daudz mazākas. Būtībā Plutons un Šarons ir dubultā pundurplanēta.

Labākos Plutona-Šarona sistēmas attēlus uzņēma Habla kosmiskais teleskops. Viņiem izdevās noteikt attālumu starp satelītu un planētu, kas izrādījās tikai aptuveni 19 400 km. Izmantojot Plutona zvaigžņu aptumsumus, kā arī planētas savstarpējos tā satelīta aptumsumus, bija iespējams precizēt to izmērus: Plutona diametrs saskaņā ar jaunākajiem aprēķiniem ir 2300 km, bet Charon diametrs ir 1200 km. Plutona vidējais blīvums ir robežās no 1,8 līdz 2,1 g / cm 3, bet Charon - no 1,2 līdz 1,3 g / cm 3. Acīmredzot Plutona iekšējā struktūra, kas sastāv no akmeņiem un ūdens ledus, atšķiras no Charon struktūras, kas vairāk līdzinās milzu planētu ledus pavadoņiem. Šarona virsma ir par 30% tumšāka nekā Plutona virsma. Arī planētas un satelīta krāsa ir atšķirīga. Acīmredzot viņi veidojās neatkarīgi viens no otra. Novērojumi liecina, ka orbītas perihēlijā Plutona spilgtums ievērojami palielinās. Tas deva pamatu pieņemt pagaidu atmosfēras izskatu netālu no Plutona. Plutonam 1988. gadā aizsegot zvaigzni, šīs zvaigznes spilgtums pakāpeniski samazinājās vairāku sekunžu laikā, no kā beidzot tika noskaidrots, ka Plutonam ir atmosfēra. Tā galvenā sastāvdaļa, visticamāk, ir slāpeklis, un citas sastāvdaļas var saturēt metānu, argonu un neonu. Tiek lēsts, ka dūmakas slāņa biezums ir 45 km, bet pati atmosfēra - 270 km. Metāna saturam vajadzētu mainīties atkarībā no Plutona stāvokļa orbītā. Plutons šķērsoja perihēliju 1989. gadā. Aprēķini liecina, ka daļa no sasalušā metāna, slāpekļa un oglekļa dioksīda nogulsnēm, kas atrodas uz tā virsmas ledus un sarma veidā, nonāk atmosfērā, planētai tuvojoties Saulei. Plutona maksimālā virsmas temperatūra ir 62 K. Šķiet, ka Šarona virsmu veido ūdens ledus.

Tātad, Plutons ir vienīgā planēta (kaut arī punduris), kuras atmosfēra vai nu parādās vai pazūd, piemēram, komēta tās kustības laikā ap Sauli. Izmantojot Habla kosmisko teleskopu 2005. gada maijā, tika atklāti divi jauni pundurplanētas Plutona pavadoņi ar nosaukumu Nikss un Hidra. Šo satelītu orbītas atrodas aiz Charon orbītas. Nyx atrodas aptuveni 50 000 km attālumā no Plutona, un Hidra ir aptuveni 65 000 km attālumā. Misija New Horizons, kas tika uzsākta 2006. gada janvārī, ir paredzēta Plutona un Kuipera jostas apkārtnes izpētei.

Visums ir neticami plaša vieta, tik neticama, ka pat cilvēka iztēle nespēj aptvert visu Visuma bezgalības dziļumu. Kas attiecas uz mūsu Saules sistēmu, pēc Visuma standartiem tā ir tikai niecīga tās daļa. Tā kā mums, mazas planētas, ko sauc par Zemi, mirstīgajiem iedzīvotājiem, Saules sistēma ir ļoti liela vieta, un, neskatoties uz visiem lielajiem astronomijas sasniegumiem pēdējos gados, daudz kas vēl joprojām nav zināms, mēs tikai sākam tuvoties mūsu dzimtās Saules sistēmas robežām.

Saules sistēmas izpētes vēsture

Kopš seniem laikiem cilvēki ir skatījušies uz zvaigznēm, zinātkāri prāti ir pārdomājuši to izcelsmi un dabu. Drīz vien tika pamanīts, ka dažas zvaigznes maina savu pozīciju zvaigžņotajās debesīs, tāpēc tika atklātas pirmās planētas. Pats vārds "planēta" ir tulkots no sengrieķu valodas kā "klejotājs". Planētas saņēma senā panteona dievu vārdus: Marss, Venera utt. To pārvietošanās un izcelsme tika skaidrota ar skaistiem poētiskiem mītiem, kas ir sastopami visās senatnes tautās.

Tajā pašā laikā pagātnes cilvēki uzskatīja, ka Zeme ir Visuma centrs, planētas, citas zvaigznes, viss griežas ap Zemi. Lai gan, protams, jau senos laikos bija zinātnieki, piemēram, Samos Aristarhs (viņu sauc arī par senatnes Koperniku), kuri uzskatīja, ka viss ir nedaudz savādāk. Bet īsts izrāviens Saules sistēmas izpētē notika renesanses laikā un ir saistīts ar izcilo astronomu Nikolaja Kopernika, Džordano Bruno, Johannesa Keplera vārdiem. Tieši tad tika nostiprināta doma, ka mūsu Zeme nav Visuma centrs, bet tikai nenozīmīgi neliela tā daļa, ka Zeme griežas ap Sauli, nevis otrādi.

Pamazām tika atklātas visas šodien zināmās Saules sistēmas planētas, kā arī daudzi to pavadoņi un daudz kas cits.

Saules sistēmas uzbūve un sastāvs

Saules sistēmas struktūru var iedalīt šādos elementos:

• Saule, tās centrs un galvenais enerģijas avots, tā ir spēcīgā Saule, kas notur planētas savās vietās un liek tām griezties savās orbītās.
• Zemes planētas. Zinātnieki astronomi sadalīja Saules sistēmu divās daļās: iekšējā Saules sistēmā un ārējā Saules sistēmā. Četras tuvumā esošās akmeņainās planētas tika iekļautas iekšējā Saules sistēmā: Venera, Zeme un Marss.
• Asteroīdu josla, kas atrodas aiz Marsa. Tiek uzskatīts, ka tas veidojies tālajā mūsu Saules sistēmas dzimšanas laikā un sastāv no dažādām kosmiskām atkritumiem.
• Milzu planētas, tās ir arī gāzes giganti, kas atrodas Saules sistēmas ārējā daļā. Tie ir Jupiters, Saturns un Neptūns. Atšķirībā no sauszemes planētām, kurām ir cieta virsma ar apvalku un kodolu, gāzes milži ir piepildīti galvenokārt ar ūdeņraža un hēlija maisījumu. Veicot detalizētāku pētījumu, Saules sistēmas planētu sastāvs var atšķirties.
• Spoles josta un Aortas mākonis. Tie atrodas aiz Neptūna, un tur dzīvo pundurplanētas, no kurām slavenākās ir daudzas. Tā kā šīs teritorijas ir ļoti tālu no mums, tad mūsdienu zinātne ir ļoti maz informācijas par tiem. Kopumā daudzas Saules sistēmas struktūras iezīmes joprojām ir slikti izprotamas.

Saules sistēmas uzbūves diagramma

Šeit attēlā skaidri redzams Saules sistēmas struktūras vizuālais modelis.

Saules sistēmas izcelsme un evolūcija

Pēc zinātnieku domām, mūsu Saules sistēma parādījās pirms 4,5 miljardiem gadu milzu molekulārā mākoņa, kas sastāv no hēlija, ūdeņraža un vairākiem smagākiem ķīmiskiem elementiem, liela gravitācijas sabrukšanas rezultātā. Lielākā daļa no šī mākoņa pulcējās centrā, pateicoties spēcīgajai klasterizācijas pakāpei, temperatūra paaugstinājās, un rezultātā izveidojās mūsu Saule.

Augstās temperatūras dēļ jaundzimušās zvaigznes tuvumā tikai cietie ķermeņi, un tādējādi parādījās pirmās cietās planētas, starp kurām arī mūsu dzimtene. Bet planētas, kas ir gāzes milži, veidojās tālākā attālumā no Saules, temperatūra tur nebija tik augsta, kā rezultātā lielas ledus masas veidoja tur esošo planētu gigantiskos izmērus.

Šajā attēlā redzams, kā Saules sistēmas evolūcija notika pakāpeniski.

Saules sistēmas izpēte

Īstais uzplaukums, kas saistīts ar kosmosa un Saules sistēmas izpēti, sākās pagājušā gadsimta vidū, īpaši ar bijušo kosmosa programmām. Padomju savienība un ASV: pirmā palaišana mākslīgie pavadoņi, pirmo astronautu lidojums, slavenā amerikāņu astronautu nolaišanās uz Mēness (kas ir taisnība, daži skeptiķi uzskata par viltojumu) un tā tālāk. Bet lielākā daļa efektīva metode Saules sistēmas izpētē toreiz un tagad ir speciālu izpētes zondes nosūtīšana.

Pirmais mākslīgais padomju kosmosa kuģis Sputnik 1 (attēlā) orbītā tika palaists tālajā 1957. gadā, kur tas vairākus mēnešus vāca datus par Zemes atmosfēru un jonosfēru. 1959. gadā tam pievienojās amerikāņu satelīts Explorer, tieši viņš uzņēma pirmās mūsu planētas kosmosa fotogrāfijas. Tad amerikāņi no NASA startēja visa rinda izpētes zondes uz citām planētām:

• Mariner lidoja uz Venēru 1964. gadā.
• Mariner 4 ieradās Marsā 1965. gadā un pēc tam veiksmīgi šķērsoja Mercury 1974. gadā.
• 1973. gadā Pioneer 10 zonde tika nosūtīta uz Jupiteru, un sākās ārējo planētu zinātniskā izpēte.
• 1974. gadā pirmā zonde tika nosūtīta uz Saturnu.
• Pagājušā gadsimta 80. gados kosmosa kuģi Voyager, kas pirmie aplidoja gāzes gigantus un to pavadoņus, kļuva par īstu izrāvienu.

Aktīva kosmosa izpēte turpinās arī mūsu laikā, tāpēc pavisam nesen, šī 2017. gada septembrī, Saturna atmosfērā gāja bojā 1997. gadā palaists kosmosa kuģis Casini. Savas divdesmit gadus ilgās pētniecības misijas laikā viņš veica daudz interesantu novērojumu par Saturna atmosfēru, tā pavadoņiem un, protams, slavenajiem gredzeniem. Kazini dzīves pēdējās stundas un minūtes tiešraidē pārraidīja NASA.