Saulės sistema

Įvadas

Saulės sistemą sudaro pati saulė, devynios didžiosios planetos (žemės grupės planetos: merkurijus, venera, žemė, marsas; didžiosios planetos: jupiteris, saturnas, uranas, neptūnas; prie šių tipų nepriskiriamas – plutonas), daugybė mažų planetų (asteroidų), kometoidų, meteorinių kūnų, dulkių ir dujų.

Be didžiųjų planetų, aplink Saulę skrieja apie 5000 (1-1000km) mažųjų planetų, arba asteroidų. Daugelis jų yra tarp Marso ir Jupiterio orbitų. Asteroidų skersmuo ne didesnis nei 1000 km. Didieji asteroidai beveik apskriti, o mažesni – netaisiklingos formos. Yra 3 lietuviški asteroidai: Lietuva, Čiurlionis, Vilnius.

Mažesnio nei 1 km. skersmens asteroidai vadinami meeteoroidais. Įlėkę į Žemės atmosferą, jie virsta meteorais arba bolidais. Daugelis jų sudega ore. Nukritę ant žemės meteorai vadinami meteoritais, jų išmuštos duobės – astroblemomis (Mizarų – 5km; Veprių – 8km). Jie skirstomi į akmeninius, geležinius, akmeninius-geležinius. Taškas, iš kurio skrieja meteoritas – radiantas.
Kometomis vadinami mažų asteroidų dydžio Saulės sistemos kūnai, kurių išvaizda prilauso nuo atstumo iki Saulės. Jų skersmuo nuo 1 km. iki 50km. Kometos branduolys, arba kometoidas, sudarytas iš sušalusių į ledą dujų, dulkių ir mažų meteoroidų. Priartėjusios prie Saulės, kometos atšyla ir įgyja ilgas dujų irr dulkių uodegas.

Merkurijus

Merkurijus, arčiausiai Saulės esanti Saulės sistemos planeta, ilgą laiką buvo astronomams tikra mįsle. Nebuvo tiksliai išmatuotas jo sukimosi aplink savo ašį periodas. Dėl to, kad Merkurijus neturi palydovų, nebuvo tiksliai žinoma masė. Artumas prie Saulės trukdė vykdyti paviršiaus ty

yrinėjimus. Tuo metu, kai planetos spektrai teigė apie tai, kad planeta neturi atmosferos, kai kurie stebėtojai retkarčiais pastebėdavo kažkokius “rūkus”, slėpusius tamsių ir šviesių dėmių konfiguraciją, sunkiai įžvelgiamą planetos diske. Poliarimetriniai O. Dolfiuso stebėjimai 1950 m. parodė, kad yra labai silpna atmosfera, 300 kartų mažiau elektrizuota už Žemės atmosferą. Bet pilno tikrumo nebuvo.
Ir staiga, per kokius penkeris metus, viskas pasikeitė, ir Merkurijus dabar ištirtas ne mažiau už kitas Saulės sistemos planetas. Didelę reikšmę Merkurijaus mįslių sprendimui turėjo kosminio aparato “Mariner-10” skrydis 1974-75 mm. Bet tai ne vienintelis šaltinis: daug apir Merkurijų mes sugebėjome sužinoti ir antžeminių astronominių stebėjimų pagalba. Radiolokacija padėjo nustatyti Merkurijaus sukimosi periodą. Dar 1882 m. Dž. Skiaparelis iš vizualinių stebėjimų padarė išvadą, kad šis periodas lygus Merkurijaus apsisukimo aplink Saulę periodui (888 parų), t.y. kad Merkurijus pasisukęs į Saulę viena puse, kaip Mėnulis į Žemę. Apie 50 metų šis periodas buvo tik spėjamas, o vėliau, 30-ais praeito šimtmečio metais klaustukas šalia periodo reikšmės buvo panaikintas visose lentelėse ir enciklopedijose:
nuotrauka patvirtino Skiaparelio periodą. Bet vis dėlto jis pasirodė esąs neteisingas.
1965 m. amerikiečiai astronomai R. Daisas ir G. Pettendžilas 300-metrinio radioteleskopo pagalba Aresibo observatorijoje nustatė, kad Merkurijaus apsisukimo aplink savo ašį periodas lygus 59,3 paroms, t.y. jis lygus 2/3 orbitalinio periodo. Šis atradimas uždavė astronomams du visiškai skirtingus klausimus:
1. Kodėl vi
izualiniai ir nuotraukiniai stebėjimai 80 metų bėgyje rodė į 88 parų periodą?
2. Kodėl apsisukimo periodas lygus 2/3 orbitalinio planetso periodo? Atsakymas į šiuos klausimus pasirodė gana paprastas. Tris apsisukimus aplink ašį Merkurijus baigė per 176 paras. Per tą patį laiką planeta padaro du apsisukimus aplink Saulę. Tokiu būdu, Merkurijus užima tokią pačią padėti orbitoje Saulės atžvilgiu ir rutulio orientavimas lieka tuo pačiu.
Toks judųjimas, kaip rodo teorija, yra stabilus. Sukimasis yra rezonanse su orbitaliniu judėjimu.
Tai ir pasirodė astronomų klaidos priežastimi. Vizualiniai ir nuotraukiniai Merkurijaus stebėjimai galimi tik elogancijų epochu metu, o jos kartojasi kas 116 paras (sinodinis Merkurijaus periodas). Bet planetos stebėjimams palanki ne kiekviena elogancija: tarp vakarinių – tos, kurios yra žiemą arba pavasarį, o iš rytinių – tos, kurios yra vasarą ir rudenį. Tokios elogancijos kartojasi kartą į metus, tiksliau, kartą į 348 paras. Bet šis periodas artimas Merkurijaus sukimosi periodui, padaugintam iš 6, t.y. 352 paroms. Stebėdami kartą į 348 paras Merkurijų, mes jame pamatysime tas pačias detales, kokias matėme prieš metus. Bet praeities astronomai (Skiaparelis ir Antoniadis), susidūrę su šiuo faktu ir turėję prieš savo akis Mėnulio pavyzdį, galvojo, kad per tą laiką Merkurijus padarė keturis apsisukimus aplink ašį, o ne šešis.
Po to, kai nesusipratimas buvo išspręstas, buvo padaryta eilė svarbių patikslinimų. Merkurijaus ašis pasirodė beveik statmena jo orbitos plokštumai. Buvo ilgumų skaičiavimo sistema: nu
uo 0 iki 360 laipsnių prieš planetos sukimosi kryptį. Pradiniu meridianu buvo paskirtas tas, kuris praėjo per posaulinį tašką Merkurijaus perėjimo per perigelijų 1950 m. momentu (tai buvo 1950 m. sausio 11 dieną). Šios koordinačių sistemos pagalba amerikiečiai astronomai K. Čepmenas ir D. Krukženkas, iš vienos pusės, ir prancūzų astronomai O. Dolfiusas ir A. Kamišelis, – iš kitos, nubrėžė planetos žemėlapius, pagrįstus ilgamečiais vizualiniais ir nuotraukiniais tyrinėjimais. Abu žemėlapiai beveik sutapo ir, kaip vėliau įrodė sovietų planetologas Katerfeldas, beveik nesiskyrė nuo Skiaparelio ir Antoniadžio žemėlapių. Jau tada Merkurijaus paviršiuje buvo pastebėti apskričios tamsios dėmės, panašios į Mėnulio “jūras”. Bet bendras Merkurijaus albedo pasirodė labai mažas, apie 0,05.
Temperatūrinis planetos režimas
Planetos radiotyrinėjimai dar 1962 metais parodė gana nedidelį skirtumą tarp dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūrų. 1966 m. buvo nustatyta, kad vidutinė Merkurijaus disko temperatūra 11 cm bangoje kinta su fazės kampu. Tai reiškė, kad planetos naktinio pusrutulio temperatūra toli gražu ne tokia maža, kaip buvo spėjama anksčiau. 1970 m. T. Mardokas ir E. Nėjus iš Minesotos universiteto tyrinėjimų infraraudonuose spinduliuose bangose nuo 3,75 iki 12 mkm metu nustatė, kad vidutinė naktinio pusrutulio temperatūra lygi 111 laipsniams pagal Kelviną. Iš kitos pusės, posaulinio taško temperatūra vidutiniame atstume nuo Merkurijaus iki Saulės lygi 620 laipsniams pagal Kelviną. Perigelyje ji gali siekti 690 laipsnius, o afelijoje sumažėja iki 560 laipsnių. Toks Me
erkurijaus paviršiaus temperatūrų diapazonas.
Dienos ir nakties kaita
Įdomu, kaip vyksta dienos ir nakties kaita Merkuryje. Saulinė para ten lygi 176 Žemės paroms. Diena ir naktis tęsiasi po 88 paras, t.y. lygūs planetos metams! Saulė kyla rytuose, kyla labai lėtai (vidutiniškai po 1 laipsnį kas 12 valandų), pasiekia aukščiausią kulminaciją (ekvatoriuje – zenitą) ir taip pat lėtai leidąiasi. Bet taip tai vyksta ne visose ilgumose. Ilgumose, artimose prie 90 ir 270 laipsnių, galima stebėti gana keistą ir turbūt analogų Saulės sistemoje neturintį vaizdą. Šiose ilgumose saulėtekis ir saulėlydis sutampa pagal laiką su Merkurijaus judėjimu per perigelijų, kai trumpam laikui (8 paroms) kampinis orbitinio planetos judėjimo greitis viršija kampinį jos sukimosi greitį. Saulė danguje padaro kilpą, kaip pats Merkurijus Žemės danguje. Pažymėtose ilgumose Saulė po saulėtekio staiga sustoja, apsisuka ir leidžiasi beveik tame pat taške, kur ir patekėjo. Bet po kelių Žemės parų Saulė vėl teka tame pačiame taške ir jau ilgam. Šalia saulėlydžio vaizdas kartojasi atvirkštine tvarka.
Bet įdomiausia, ką pavyko sužinoti apie Merkurijų,- tai jo paviršiaus vaizdas. Kai kosminis aparatas “Mariner-10” perdavė pirmąsias Merkurijaus nuotraukas, darytas iš arti, astronomų nustebimui nebuvo ribų: prieš juos buvo antras Mėnulis! Merkurijaus paviršius pasirodė pilnas įvairaus dydžio kraterių, visiškai kaip Mėnulio paviršius. Jų pasiskirstymas pagal dydžius taip pat buvo analogiškas mėnuliškam. Planetos paviršiuje buvo rastos apvalios lygumos, dėl panašumo į Mėnulio “jūras” gavusios baseinų vardą. Didžiausio baseino, Kalorio, skersmuo siekia 1300 km (Audrų okeanas Mėnulyje – 1800 km).
Išanalizavę Merkurijaus nuotraukas amerikiečiai geologai P. Šulcas ir D. Gaultas pasiūlė tokią jo paviršiaus evoliucijos schemą. Po akumuliacijos ir planetos formavimosi procesų pabaigos jos paviršius buvo lygus. Toliau atėjo intensyvaus planetos bombardavimo procesas, kurio metu ir “gimė” tokie baseinai, kaip Kaloris, o taip pat krateriai, panašūs į Koperniko kraterį Mėnulyje. Sekantis periodas charakterizavosi intensyviu vulkanizmu ir lavos srovės, kuri užpildė didelius baseinus, išėjimu. Šis periodas baigėsi kažkur prieš 3 mlrd. metų (Saulės sistemos planetų amžius žinomas gana tiksliai ir lygus 4,6 mlrd. metų).
“Marinero-10” prietaisai aptiko silpną planetos magnetinį lauką – apie 100 gamų 450 km nuotolyje. Intensyvus lauko tyrinėjimas parodė, kad jis turį sudėtingesnę struktūrą, negu Žemės magnetinis laukas. Iš Saulės pusės Merkurijaus magnitosfera labai suspausta dėl Saulės vėjo poveikio.
“Marinero-10” skrydžiai šalia Merkurijaus padėjo patikslinti jo masę. Ji sudaro 1/6 023 600 Saulės masės arba 0,054 Žemės masės. O taip pat patikslintas vidutinis tankis (5,45 g/cm3). Pagal tankį Merkurijus užima antrą vietą Saulės sistemoje, nusileisdamas tik Žemei. Merkurijaus skersmuo lygus 4879 km.
Didelis tankis ir magnetinio lauko turėjimas rodo, kad Merkurijus turi turėti ir stiprų geležinį branduolį. S. Kozlovskajos skaičiavimais, Merkurijaus viduje tankis turi siekti 9,8 g/cm3. Branduolio radiusas, amerikiečių mokslininkų duomenimis, lygus 1800 km (75% planetos radiuso). Branduolio masė sudaro 80% Merkurijaus masės. Nepaisant lėto planetos sukimosi, dauguma specialistų teigia, kad jos magnetinis laukas “įsijungia” su to paties dinamo mechanizmo pagalba, kaip ir Žemės magnetinis laukas.

Venera

Venera, kaip ir Merkurijus, atsiskleidė mums per paskutiniuosius 40 metų. Ilgą laiką mes nežinojome nei atmosferos slėgio planetos paviršiuje, nei jos radiuso. Astronominiai stebėjimai davė tik debesų sluoksnio, supančio planetą, radiusą.
Veneros atmosfera buvo atrasta 1761 m. Tai padarė M.V. Lomonosovas, stebėdamas Veneros judėjimą prieš Saulės diską. Beveik 200 metų Veneros atmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui ir sukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 80 bandymų nustatyti šį periodą optiniais metodais patyrė visišką nesekmę. Nesisekė nustatyti ir kampo tarp Veneros ašies ir jos orbitos plokštumos.
Pirmą kartą kieto Veneros rutulio radiusą pavyko tiksliai nustatyti 1965 m. Radioastronominių stebėjimų dėka su radiointerferometro “Ouensas Vilis” pagalba sovietų mokslininkui A. Kuzminui ir amerikos mokslininkui B. Klarkui pavyko gauti 6057 km reikšmę. Toliau sekė didelė radiolokacinių matavimų serija TSRS ir JAV, kurių metu Veneros radiusas dar buvo tikslinamas. Galutinė jo reikšmė 6050 km.
Veneros masė buvo patikslinta kosminių aparatų “Mariner-2”, “Mariner-5” bei “Mariner-10” praskridimų šalia planetos metu. Ji sudaro 1 : 408 524 Saulės masės arba 84.5% Žemės masės. Pagal masę ir kitus išmatavimus buvo patikslintas vidutinis Veneros tankis (5,27 g/cm3) ir nustatytas sunkio jėgos pagreitis jos paviršiuje, jis lygus 885 cm/s2.
Radiolokaciniai tyrimai, vykę, pradedant nuo 1961 m. TSRS, JAV ir Anglijoje, pagaliau padėjo nustatyti jos sukimosi periodą. Jis pasirodė didžiausiu Saulės sistemoje: 243,16 parų esant atbuliniai sukimosi krypčiai. Kitaip tariant, jei žiūrėti iš Veneros šiaurės ašigalio, planeta sukasi pagal laikrodžio rodyklę, bet ne prieš ją, kaip Žemė ir kitos planetos (išskyrus Uraną). Dėl to Saulės para Veneroje yra trumpesnė už žvagždžių parą ir lygi 117 Žemės paroms. Taigi diena ir naktis Veneroje trunka po 58,5 paras. Nepaisant to, dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūros mažai skiriasi.
Atmosferos slėgis Veneros paviršiuje pasirodė lygus 90 atmosferoms! Tokios reikšmės niekas nesitikėjo. Veneros atmosferos modeliuose, sukurtuose iki 1967 m., slėgis paviršiuje buvo laikomas nuo 5 iki 20 atmosferų.
Aukšta žemutinių atmosferos sluoksnių temperatūra pagrindžiama taip vadinamuoju “šiltnamių efektu”. Planetos atmosfera praleidžia Saulės spinduliavimą, tiesa, tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, o daugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma. Veneros debesų sluoksnis turi gana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliai Saulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina žemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jei Marso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemės atmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šis skaičius lygus 400!
Veneros atmosferos cheminė sudėtis
Venera net 97% susideda iš anglies dvideginio (CO2). Ne daugiau kaip 2% yra azoto ir inertinių dujų (pirmoje eilėje argono) dalis. Deguonies atžvilgiu įvairūs metodai kolkas duoda skirtingus rezultatus, bet bet kuriuo atveju jo yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodai padėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimų Veneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių. 1927 m. antžeminės Veneros nuotraukų ultravioletiniuose spinduliuose pagalba pavyko aptikti planetos diske visą tamsių ir šviesių detalių sistemą. 1960 m. Prancūzijos astronomai Š. Buaitė ir A. Kamišelis nepriklausomai vienas nuo kito nustatė, kad kai kurių detalių, fotografuojamų ultravioletiniuose spinduliuose, išsidėstymas kartojasi kas keturias paras. Suvieniję savo tyrinėjimus, jie priėjo prie išvados, kad Veneros viršutinis sluoksnis turi atvirkštinią apsisukimo kryptį su tuo pačiu periodu.
Šis rezultatas vėliau gavo visišką patvirtinimą. Sukimosi greitis viršutinės ribos lygyje skiriasi nuo pačios planetos sukimosi greičio. Tai reiškia, kad virš Veneros ekvatoriaus, 65-70 km aukštyje vyrauja vėjas, visą laiką pučiantis planetos judėjimo kryptimi. To vėjo greitis 100 m/s (uragano greitis). Tokia atmosferos cirkuliacijos sistema buvo atspėta dar prieš 250 metų. Tai padarė anglų meteorologas Gadlėjus. Žemėje ją nuslopia kiti faktoriai (temperatūrų skirtumas, okeanų poveikis), Veneroje gi nėra okeanų, o temperatūros sulygintos karščio perdavimo žemutiniose sluoksniose dėka.
Viršutinio Veneros debesų sluoksnio nuotraukos iš artimo nuotolio buvo gautos 1974 m. amerikiečių kosminio laivo “Mariner-10” dėka. Jos taip pat patvirtino, kad sukimosi periodas debesų lygyje yra lygus 4 paroms.
Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninios koncentracijos maksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtas elektroninios koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega iš elektrizuotų dalelių, kurios ilgis siekia 3500 km esant elektronų koncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei su silpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10 000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susideda daugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 km aukščio. Antžeminiai amerikiečių tyrimai suteikė galimybę ištirti planetos priekvatorinę sritį. Buvo aptikta apie 10 ratinių strukturų, panašių į Mėnulio ir Merkurijaus meteoritinius kraterius, su skersmenimi nuo 35 iki 150 km, bet stipriai sulygintas. Pavyko aptikti milžinišką lužimą planetos paviršiuje . Be to, aptiktas lanko pavidalo kalnų masyvas, kurį kertą kitas masyvas. Rastas apie 1 km aukščio ugnikalnis su pagrindo skersmenimi 300-400 km. Amerikiečių mokslininkai aptiko planetos šiaurės pusrutulyje milžinišką apvalų baseiną, kuris driekiasi per 1500 km iš šiaurės į pietus bei per 100 km iš vakarų į rytus. Buvo ištirtas 55 Veneros rajonų reljefas. Tarp jų yra ir kalnuotų vietovių, su aukščio kaita tarp 2 ir 3 km, ir pakankamai lygių. Taip pat aptikta lyguma, kurios ilgis apie 800 km. Jos paviršius dar lygesnis, nei Mėnulio jūrų paviršius. Ir apskritai Veneros paviršius lygesnis nei Mėnulio.
Taigi Venera yra planeta su aktyvaus vulkanizmo bei tektoninės veiklos pėdsakais, bet tuo pat metu yra ir praeityje vykusio meteoritinio bombardavimo pėdsakų.

Žemė

Žemė yra didžiausia ir masyviausia tarp vidinių planetų. Žemės masė yra 5,974 • 1024 Kg. Mažiausiai skiriasi Žemė ir Venera – jų masės santykis 1:0,82. Žemės tankis yra 5520 kg/m3, skersmuo – 12 756,3 km.
Lyginant Žemę ir gretimas planetas, randama ne tik bendrų bruožų, bet ir žymių skirtumų. Pirmiausia Žemė iš kitų planetų išsiskiria savo atmosfera, kurioje gausu deguonies, azoto, ir temperatūra, tinkama mums žinomai gyvybės formai. Atstumas nuo Žemės iki Saulės yra vidutiniškai 149,6 mln. km. Jeigu Žemė būtų šiek tiek toliau nuo Saulės arba šiek tiek toliau nuo jos, gyvybė nebūtų galėjusi plėtotis.
Žemės rutuly sudaro keletas koncentrinių apvalkalų. Pačiame Žemės centre yra branduolys, dalijamas į vidinį ir išorinį. Vidinis yra kietas, sudarytas daugiausia iš geležies ir nikelio, o išorinis – skystas. Žemės branduolį supa silikatų mantija, slūgsanti po kietu apvalkalu – pluta, kurią sudaro sustingusios lavos produktai (granitai ir bazaltai). Žemės rutulį gaubia dujų apvalkalas, vadinamas atmosfera. Ją sudaro 78% azoto, 21% deguonies ir tik truputis kitų dujų. Savo ruožtu atmosfera dalijama į tris sluoksnius: troposferą, stratosfera ir jonosferą. Žemės sukimosi ašis su statmeniu sukimosi plokštumai, vadinamai ekliptika (gr. ekleiptike – užtemimas) sudaro 23,5o kampą, dėl to atsiranda metų laikai. Žemės nuotolio nuo Saulės kitimas beveik neturi reikšmės metų laikų kaitai.
Evoliucija
Žemė susidarė iš prosaulinio ūko, kuris iš pradžių buvo netaisyklingos formos. Žemei padidėjus iki dabartinės, pirminę vandenilio atmosferą pakeitė nauja, susidariusi iš dujų ir garų, kurie išsiskyrė iš Žemės gelmių. Žemėje atsirado ir vystėsi gyvybė. Dabar Žemė pastovia orbita skrieja aplink nuostovią žvaigždę. Bet taip visą laiką nebus. Kai Saulė taps raudonąja milžine, Žemė smarkiai įkais, vandenynai išgaruos, atmosfera išsisklaidys. Galiausia Žemė suirs.
Ekosfera
Žemės ekosfera, arba erdvės dalis, kurioje Saulės spinduliavimas sudaro sąlygas, tinkamas gyvybei, prasideda beveik ties Veneros orbita ir tęsiasi iki Marso orbitos. Iki 1960m. manyta, kad žemiška gyvybė gali egzistuoti visoje šioje erdvės dalyje. Ši galimybė menka Marse, kurio masė gerokai mažesnė negu Žemės, o atmosfera reta. O į Venerą buvo žiūrima kaip į Žemės dvynę seserį. Būdama beveik tokio pat tankio, dydžio ir masės kaip Žemė, Venera gauna beveik tiek pat Saulės energijos, nes daug jos atspindi atgal į erdvę nuo Veneros debesų. Tiktai 1967m. paaiškėjo, kad Veneros paviršiuje 485 oC karštis, ir teko pripažinti, jog sudėtinga žemiška gyvybė gali plėtotis tik siauroje erdvės dalyje.
Kita gyvybei būtina sąlyga yra atmosfera, reikalinga ne tik kvėpuoti, bet ir apsaugoti nuo pražūtingo trumpabangio spinduliavimo, sklindančio iš kosmoso. Žemės paviršiuje tokio pavojaus nėra, nes šį spinduliavimą sugeria išoriniai atmosferos sluoksniai, tačiau Mėnulio arba Merkurijaus niekas nesaugo. Jei Žemė būtų masyvesnė, ji tikriausiai būtų išlaikiusi bent dalį pirminio vandenilio, ir jos atmosfera galbūt netiktų gyvybei. Jei planetos masė būtų mažesnė, į gaubiančią erdvę pasklistų ne tik vandenilis, bet ir kitos dujos, taigi žemiškajai gyvybei atsirasti ir plėtotis padėjo laimingas aplinkybių sutapimas.
Be to svarbus veiksnys yra temperatūra, kuri priklauso ne tik nuo planetos nuotolio nuo Saulės bei jos atmosferos sudėties; čia taip pat turi įtakos planetos sukimosi apie ašį periodas. Žemė vieną kartą apsisuka apie ašį maždaug per 24 valandas, Marso apsisukimo periodas yra 37 minutėmis ilgesnis, tuo tarpu Merkurijuje ir Veneroje situacija visai kitokia: jų apsisukimo periodai atitinkamai 58,6 ir 243 paros, taigi – šiose planetose “kalendoriai” būtų labai savotiški. Jei Žemė suktųsi lėčiau, klimato sąlygos joje skirtųsi nuo dabartinių ir būtų nepalankios gyvybei.
Žemės magnetinis laukas
Žemės magnetinį lauką sukuria masyvus, daug geležies turintis jos branduolys, taigi ir šiuo požiūriu ją galima lyginti su kitomis planetomis. Ir vėl daug neaiškumų kelia Venera. Pagal dydį ir masę Venera turėtų turėti panašų kaip Žemės branduolį ir stiprų magnetinį lauką. Tačiau kosminiai aparatai neatrado jokio magnetizmo reiškinių, ir dabar aišku, kad jei Venera ir turi magnetinį lauką, tai jis labai silpnas. Nedaug skiriasi ir Marsas, bet štai Merkurijus turi juntamą magnetinį lauką ir netgi magnetosferą. Tam, matyt, turi reikšmės didžiausias Merkurijaus ir Žemės vidutinis tankis – 5,5 g/cm3 ( t.y. 5,5, karto didesnis negu vandens).
Vandens planeta
Žemė ypatinga dar tuo, kad didžiausią jos paviršiaus dalį dengia vanduo. Nors žemė didžiausia iš keturių vidinių planetų, jos sausumos plotas yra daug mažesnis negu Veneros paviršiaus ir prilygsta Marso paviršiaus plotui. Vandenynų ir ežerų Marse negali būti dėl mažo jo atmosferos slėgio, juo labiau – Mėnulyje ir Merkurijuje, kurie atmosferos išvis neturi. Veneros paviršiuje pernelyg karšta, kad galėtų egzistuoti skystas vanduo, taigi senas viliojantis akmens amžiaus Veneros vaizdas su vešlia augalija drėgnoje pelkėtoje aplinkoje pasirodė klaidingas.
Kadangi Žemė tokia savita, spėliota, kad ji susidarė kitaip negu kitos planetos. Iš tikrųjų taip nėra. Žemės amžius nustatytas radioaktyviuoju metodu, lygus maždaug 4,6 milijardo metų. Mėnulio uolienų tyrimai rodo, kad jo amžius toks pat. Nėra pagrindo abejoti, kad Žemė ir visi kiti Saulės sistemos kūnai susidarė iš prosaulinio ūko to paties proceso metu maždaug vienu laiku. Dažnai sakoma, kad Marsas yra labiau evoliucionavęs negu Žemė, ir tai ko gero tiesa. Bet absoliutinis jų amžius maždaug vienodas, taigi Marsas paprasčiausiai greičiau paseno.
Žemės padėtis ekosferos viduryje, ypač jos dydis ir masė, turėjo didžiulę reikšmę jos unikaliai atmosferai. Saulės sistemoje nėra kitos planetos, kurioje žmogus galėtų dirbti be dirbtinės aplinkos.

Marsas

Marsas – išorinė planeta, esanti arčiausiai Žemės. Jam skiriama itin daug dėmesio. Šio amžiaus pradžioje daugelis astronomų buvo įsitikinę, kad Marse yra išsivysčiusi civilizacija. Dabar šis mitas yra sugriautas. Jau nebetikima, kad egzistuoja net ir primityvi organinė medžiaga.
Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomis ašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmės nekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijjonai kilometrų. Marso metai trunka 678 Žemės paras, o Marso para – 24 h 37 min. Negana to, Marso ašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigi čia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubai ilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis atsisukęs į Saulę. Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams, nes marso orbita labiau ištęsta. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti su šiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos ir trumpos, o žiemos ilgesnės ir šaltesnės. Ties marso pusiauju vasaros vidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labai šaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėra visai sustingusi nuo šalčio planeta.
Marso atmosfera
Marso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794 km), dėl to pabėgimo greitis irgi yra mažas – 5 km/s. Todėl tokia plona ir reta Marso atmosfera.
Marso paviršiuje nėra skysto vandens, tačiau baltos jos ašigalių kepurės veikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio anglies dvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kinta priklausomai nuo metų laikų; kai kepurės didžiausios, jas galima pamatyti proe nedidelį teleskopą.
Marso paviršius
Nustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilo mintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki “Marinerio-4” skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkart sėkmingai nuskriejo į Marsą. Paaiškėjo, kad tamsios sritys – tai neįdubos. Dalis jų yra didingos plokštikalnės su šlaitais iš visų pusių.
Didžioji marso paviršiaus dalis yra raudonos ochros spalvos. Šios sritys vadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkių audros.
Kosminiai aparatai “Vikingai”pateikė duomenų, kad kažkada Marso paviršiumi tekėjo daug vandens. Rasta vingiuotų darinių, primenančių išdžiuvusias upių vagas. Čia yra ir pirminių uplienų “salų”; jos turi pasroviui nutįsusias uodegas. Beje, vėliau iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalus išrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.

Marso panorama
Marso amžius beveik toks pat kaip ir Žemės (apie 4,7 milijardo metų), bet jo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Tai leido manyti, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveikti erozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, et vis vien jos negalima nepaisyti.
Senos ir naujos teorijos
Įdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, ką astronomai galvojo apie Marsą iki 1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas “Marineris – 4” atsiuntė duomenis iš marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūt senų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai – Elados arba Argyro lygumos yra plynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus – be aukštų kalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas yra kitaip. Jau pirmosios “Marinerio – 4” nuotraukos parodė, kad Marse yra kraterių, o stočiai priartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinai paaiškėjo paviršiaus pobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labai gruoblėtas. Vien “Maineris – 4” parodė, kad įvarios vietos smarkiai skiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip pat paaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, ir spėliojimams apie augalijč Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.
1969 m. “Marineris – 6” ir “Marineris – 7” pateikė gan panašų Marso paveikslą; paaiškejo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokių sričių, kurios buvo apibūdintos kaip “chaotiškos” t.y. be kokio nors būdingo rašto.
Skrydžiai į Marsą
Palankiausias laikas skireiti į Marsą būna kas 25 – 26 mėnesiai, kai Marsas atsiduria opozicijoje. Pagal vieną JAV projektą, atidėtą dėl pernelyg didelės kainos, dar šiame amžiuje buvo planuota ekspedicijos į Marsą. Du kosminiai laivai, varomi atominiu kuru, kiekvienas 82,3 m ilgio, galėtų gabenti po šešis žmones. Buvo netgi pradėtas projektuoti specialus raketinis variklis, varomas skystu vandeniliu. Astronautai turėtų apskrieti Saulę ir pasiekti tą erdvės taškč, kuriame po 9 mėnesių nuo starto būtų Marsas. Didžiąją kelio dalį abu kosminiai laivai skrietų susijungę priekiniais galais ir atsiskirtų tik prieš pat atvykimą. 80 parų jie skrietų aplink Marsą, per tą laiką po tris astronautus iš kiekvieno laivo nusileistų į planetos paviršių.
Didžiulė tokio skrydžio kaina (1969 m. duomenimis 80 milijardų dolerių), sudėtinga technika ir ilga trukmė lemia, kad šiame amžiuje pilotuojamų skrydžių į Marsą nebus.

Jupiteris

Jupiteris – didžiausia ir masiviausia saulės šeimos planeta. Jupiterio masė didesnė už visų kitų didžiųjų planetų bendrą masę net pustrečio karto. Tačiau iki Saulės masės jam dar toli gražu: iš vienos Saulės būtų galima padaryti beveik 1050 tokių kosminių kūnų kaip Jupiteris. Vidutiniškas Jupiterio tankis – pats artimiausias Saulės tankiui: 0,08 g/cm3 mažesnis už jos tankį.
Nepaisant didumo, Jupiteris yra mikliausia planeta, pustrečio karto greičiau negu Žemė apsisukanti apie savo ašį. Viršutiniai atmosferos sluoksniai sukasi nevienodu kampiniu greičiu: prie pusiaujo apsisukimo periodas 5m11s trumpesnis kaip vidurinėse platumose. Dėl greito sukimosi planeta labai susiplojusi: jos ašigalinis spindulys 4400 km trumpesnis kaip pusiaujinis, taigi paplokštumas lygus net 0,06.
Jupiteris – stiprus kosminis magnetas: šiauriniame poliuje jo stiprumas lygus 14 Oe, pietiniame – 11 Oe ir prie pusiaujo 4,2 Oe. Magnetinis poliarumas priešingas Žemės magnetiniam poliarumui. Magnetinis laukas panašus į Žemės magnetinį lauką, bet už jį daug kartų stipresnis ir toliau siekia. Suprantama, kad Saulės vėjo dalelės, susidūrusios su Jupiterio magnetiniu lauku, patenka kaip į spąstus. Aplink Jupiterį, skirtingai negu apie Žemę, susidaro ne radiacijos žiedas, bet elektringas diskas. Elektringos dalelės turi savo magnetinį lauką, kuris deformuoja Jupiterio lauką. Į Saulę atgręžtoje pusėje 50 – 100 Jupiterio spindulių nuotoliu susidaro frontas, o priešingoje laukas nutįsta net už Saturno orbitos.
JAV kosminės stotys, praskriejusios arti Jupiterio, aptiko labai sudėtingą ir įvairiaspalvę viršutinę planetos atmosferą. Atogrąžų sritys gauna daugiau Saulės energijos, labiau įkaista, ir oras čia kyla aukštyn, užleisdamos vietą vėsesnėms masėms iš ašigalių sričių. Tačiau Jupiteryje vėjai pučia ne išilgai dienovidinių: veikiami Koralio jėgų, kurios šioje planetoje dėl greito sukimosi apie ašį daug veiksmingesnės negu Žemėje, nukrypsta išilgai lygiagrečių. Vėjų greitis atogrąžuose apie – 100 m/s į rytų pusę, apie +20o, -20o platumų zonoje – apie 50 m/s į vakarų pasę. Šiaurės pusrutulyje dar labiau stiprus rytys tarp 20o ir 30o platumos pučia daugiau kaip 100 m/s greičiu. Arčiau ašigalių atmosfera ramesnė.
Jupiterio oras lekia ne tik horizontalia, bet ir vertikalia kryptimi. Atmosfera daugaiu kaista nuo vidinių energijos šaltinių negu nuo Saulės. Todėl atmosferoje stipri konvekcija. Kylančios masės yra karštesnės ir šviesesnės, slūgstančios – tamsesnės. Šviesiosios zonos ir tamsesnės juostos ištįsusios lygiagrečiai pusiaujui. Dėl nevienodo temperatūrospasiskirstymo atmosferoje, dėl vėjų ir konvekcijos regimasis Jupiterio paviršius atrodo labai audringas, sūkuringas. Jis ypač ryškus spalvotuose televizijos vaizduose. Jupiterio debesų spalvotumas priklauso nuo įvairių sudėtingesnių cheminių junginių ir smulkių dalelių priemaišų. Viršutinėje debesuotoje atmosferoje rasta etano ( C2H6 ), acetileno ( C2H2 ), fosfino ( PH3 ), anglies monoksido ( CO ) ir kitų junginių.
Žymiausias Jupiterio sūkurys, primenantis žemiškus ciklonus ir anticiklonus, yra garsioji Didžioji raudonoji dėmė. Ji matoma per teleskopus nuo Žemės ir jau stebima apie 300 metų. Itin įspūdinga ši dėmė spalvotuose Jupiterio debesų televizijos panoramose.
Raudonoji dėmė susidariusi į pietus nuo pusiaujo. Tai rausvas ovalas, kurio ilgiausias skersmuo – apie 30 000 km, trumpiausias – apie 10 000 km. Kinta dėmės dydis, pavidalas ir vieta Jupiteryje. Arčiau pakrasčio dėmę sudarantys debesys skrieja spiralėmis pagal laikrodžio rodyklę. Dar toliau į pietus regima mažesnė balta dėmė, kurios masės juda priešinga kryotimi. Toliau nuo Raudonosios dėmės taip pat randama baltų dėmių, kurios primena vandens paviršiuje susidarančius sūkurius.
Raudonoji dėmė labai patvari. Ir kiti, daug mažesni, sūkuriai tveria ištisus metus ir dešimtmečius, o analogiški Žemės atmosferos sūkuriai – po kelias ar keliolika dienų. Tik mažesni sūkuriai laikosi kur kas trumpiau: po keliasdešimt ir daugiau kaip po 100 dienų. Žemiausia temperatūra ( apie 130 K ) yra sluoksnyje, kuriame slėgis 100 – 120 mb. Apie 100 km virš to sluoksnio temperatūra pakyla iki 160 K. Daug sparčiau ji kyla einant gilyn: 50 km gylyje nuo žemiausios temperatūros sluoksnio vyrauja amoniako debesys, kurių temperatūra 180 K, 70 km gylyje – amonio hidrosulfido ( NH4SH ) 200 – 220 K temperatūros debesys ir 100 km gylyje – 240 – 280 K temperatūros vandens garų bebesys.
Daugiausia palydovų turistambiosios planetos milžinės – Jupiteris ir Saturnas. Šių planetų šeimų gausumas ypač paaiškėjo, kai į jų rajoną nuskriejo kosminės stotys. Be stambiųjų palydovų, atrastų teleskopais iš Žemės, kosminės stotys nufotografavo daug nedidelių palydovu, skriejančių paprastai skirtingomis, įvairiai pasvirusiomis į planetos orbitą plokštumomis.
Jupiterio šeima
Pirmuosius keturis Jupiterio palydovus atrado Galilėjus. Pirmą kartą astronomijos istorijoje pasigaminęs nedidelį teleskopą, jis išvydo tartum sumažinta Saulės šeimos vaizdą. Tie keturi palydovai pavadinti mitologiniais vardais: Ijo, Europa, Ganimedu, Kalista. Jie vadinami ir Galilėjaus palydovais. Dar devyni Jupiterio palydovai atrasti vėliau, nuo 1877 iki 1951 metų. Jų vardai taip pat mitologiniai, be to, taip parinkti, kad galūnė nurodo skriejimo orbitos kryptį: jei vardas baigiasi garsu a, tai palydovas skrieja tiesiogine kryptimi, jei – ė, – skrieja priešinga kryptimi, kitaip sakant, jo posvyrio kampas didesnis kaip 90 laipsnis.
Taigi Ijo, Ganimedas ir Kalista didesni kaip Mėnulis. Nedaug nuo jų tesiskiria ir Europa. Visi kiti palydovai, išskyrus Amaltėją, prilygstančią stambiam asteroidui, labai maži, giminingi Marso palydovams.

Saturnas

Atmosfera ir debesų sluoksnis
Kiekvienas, kas stebėjo planetas per teleskopą, žino, kad Saturno paviršiuje pastebima mažai detalių ir jų kontrastas su aplinkiniu fonu nedidelis. Tuo Saturnas skiriasi nuo Jupiterio, kur yra daug kontrastinių detalių, t.y. tamsių ir šviesių juostų, bangų, Šios detalės byloja apie Jupiterio atmosferos aktyvumą.
“Vojadžeriams” pavyko gauti Saturno debesų nuotraukas, kuriose tiksliai atvaizduota atmosferos cirkuliacija: dešimtys debesų juostų, o taip pat atskiri uraganiniai vėjai. Tarp kitų aptiktas ir Jupiterio Didelės Raudonos Dėmės analogas, nors ir mažesnis. Nustatyta, kad vėjų greitis čia net aukštesnis, negu Jupiteryje. Taigi bebesuotumo nuotraukos demonstruoja Saturno atmosferos savitumą. Ši atmosfera net aktyvesnė už esančią Jupiteryje.
Kosminiai aparatai nuodugniai ištyrė Saturno viršdebesinės atmosferos cheminę sudėtį. Jos 89% sudaro vandenilis. Antroje vietoje – helis (apie 11% pagal masę). Pažymėtina, kad Jupiterio atmosferoje jo 19%. Kitos dujos atmosferoje – metanas, amiakas, etanas, acetilenas, fosfidas – sutinkamos mažais kiekiais.
Duomenys, gauti iš “Vojadžerio-1” padėjo su dideliu tikslumu nustatyti ekvatorialinį Saturno radiusą. Debesų sluoksnio viršūnės lygyje ekvatorialinis radiusas lygus 60330 km, t.y. jis 9,46 kartų didesnis už Žemės radiusą. Patikslintas taip pat ir apsisukimo aplink ašį periodas (10 val. 39 min. – 2,25 kartų greičiau už Žemę). Toks greitas sukimasis privedė prie to, kad Saturno susispaudimas daug didesnis, negu Žemės.
Magnetinės Saturno savybės
Duomenų apie magnetinį lauką išvis nebuvo iki to laiko, kol pirmieji kosminiai aparatai pasiekė Saturną. Dėl to, kad Saturnas pagal fizines savybes gana panašus į Jupiterį, astronomai galvojo, kad pastebimą magnetinį lauką turi ir Saturnas. Ši hipotezė pasitvirtino.
Apskritai Saturno magnetosfera gana panaši į Žemės, bet, aišku, daug didesnė. Išorinis magnetosferos radiusas lygus 23 ekvatorialiniams planetos radiusams (Žemės – 10 planetos radiusų).
Radiacinės Saturno juostos tokios plačios, kad tiesiasi ne tik per žiedus, bet ir per kai kurių vidinių planetos palydovų orbitas.
Visos planetos dalelės sukasi su vienodu periodu – tai tuo pat metu yra didesnės planetos masės sukimosi periodas (išskyrus atmosferą, kuri sukasi ne kaip kietas kūnas).

Žiedai
Iš Žemės su teleskopo pagalba gerai matomi trys žiedai: išorinis žiedas A, vidutinio ryškumo; vidurinis, ryškiausias žiedas B ir vidinis neryškus pusiaupermatomas žiedas C. Žiedai šiek tiek baltesni už gelsvą Saturno diską. Jie yra planetos ekvatoriuje ir yra labai ploni: jų bendras plotis apie 60 000 km, o storis mažiau nei 3 km. Žiedai sukasi ne taip, kaip kietas kūnas, – kuo toliau nuo Saturno, tuo mažesnis greitis. Šiaip Saturno žiedai – tai gigantiška mažų dalelių “krūva”, besisukanti aplink planetą. Dalelės tokios mažos, kad jų nesimato ne tik iš Žemės, bet ir iš kosminio aparato borto. Žiedų sandaros ypatybė – tamsios žiedų “skylės”, kur medžiagos labai mažai. Didžiausia iš jų (3500 km) skiria žiedą B nuo žiedo A.
Be žiedų A, B ir C “Vojadžeriai” aptiko dar keturis: D, E, F bei G. Visi jie labai neryškūs.Žiedai D ir E sunkiai matosi iš Žemės esant labai geroms sąlygoms, o žiedai F ir G aptikti pirmą kartą. Žiedų išsidėstymo tvarka nesutampa su abėcėlės tvarka. Pagal nutolimą nuo Saturno tvarka yra tokia: D, C, B, A, F, G, E.
Saturno žiedų dalelės yra turbūt ledinės, viršuje padengti šerkšnu. Tai jau buvo žinoma iš stebėjimų nuo Žemės, o kosminių aparatų skrydžiai tik tai patvirtino. Dalelių dydis buvo spėjamas nuo centimetrų iki metrų (aišku, dalelės negali būti vienodos; gali būti, kad ir skirtinguose žieduose šis dydis skirtingas).
Buvo pastebėta, kad žiedai turi savo dujinę atmosferą iš neutralaus atominio vandenilio. Pridursiu, kad jau iki kosminių aparatų skrydžių daug mokslininkų atspėjo šios atmosferos egzistavimą.
Taip pat “Vojadžeriai” pabandė išmatuoti žiedų masę. Tai buvo gana keblu, nes jų masė bent milijoną kartų mažesnė už Saturno masę. Bet apytiksliai šį skaičių nustatyti pavyko: žiedų masė lygi 17/10 000 000 planetos masės.
Saturno palydovai
Dar iki kosminių aparatų skrydžių buvo žinomi 10 planetos palydovų, dabar jau žinome 17. Nauji septyni palydovai labai maži, bet kai kurie iš jų įtakoja Saturno sistemos dinamikos dėsnius. Toks yra mažas palydovas, judantis prie išorinio žiedo A krašto; jis neduoda žiedo dalelėms išeiti už šios ribos.
Atlasas. Atlasas (graikų mitologijoje daugiaakis milžinas, saugantis pagal Heros įsakymą Dzeuso mylimąją. Perkeltine prasme – budrus sargas).
Titanas. Titanas – tai antras pagal dydį palydovas visoje Saulės sistemoje. Jo radiusas lygus 2575 kilometrų, o vidutinis tankis lygus 1,881 g/cm3. Tai vienintelis palydovas, turintis žymią atmosferą, o be to, ši atmosfera tankesnė už bet kurios Saulės sistemos planetos atmosferą (išskyrus Venerą). Pagrindinis atmosferos komponentas -azotas.
Japetas. Turbūt pats paslaptingiausias Saturno palydovas. Buvo užregistruotas tamsus žiedas, kurio skersmuo – 300 km. Vojadžeriniai tyrinėjimai rodo, kad šviesi pusė stipriai kraterizuota (kas 10 km – 205 kraterių, kurių skersmuo didesnis nei 30 km ir 2000 kraterių, kurių skersmuo didesnis nei 10 km). Japeto tankis (1,16 g/cm3) būdingas lediniams Saturno palydovams.
Rėja. Pagal dydį – šis palydovas beveik identiškas Japetui. Rėja – tai gana paprastas ledinio Saulės sistemos palydovo prototipas. Skersmuo – 1530 km, o tankis – 1,24 g/cm3. Geometrinis albedo lygus 0,6. Paaiškėjo, kad vidurinių Saturno palydovų (nuo Mimaso iki Rėjos, o taip pat Japeto) tankiai artimi vandens tankiui – nuo 1,0 iki 1,4 g/cm3. Yra pagrindas manyti, kad šie palydovai susideda pagrinde iš vandens (aišku, ne skysto, nes temperatūra -180 laipsnių).
“Vojadžeriai” buvo taip priartėję prie palydovų, kad pavyko sužinoti ne tik jų skersmenis, bet ir perduoti į Žemę jų paviršiaus atvaizdus. Jau yra pirmi palydovų žemėlapiai. Labiausiai paplitę dalykai ten – apskriti krateriai, panašūs į esančius Mėnulyje. Kai kuriuos iš jų reikia paminėti atskirai. Pavyzdžiui, tai didelis krateris mažame Mimase. Kraterio skersmuo – 130 km, arba trečdalis palydovo skersmens.

Uranas

Uranas – septinta nuo Saulės planeta ir trečia pagal dydį. Įdomu, kad Uranas yra lengvesnis už Neptūną, nors jo skersmuo ir didesnis. Uranas kartais vos matomas labai šviesiomis naktimis. Nedidelis teleskopas parodys nedidelį diską.
Nuotolis nuo Saulės 2870990000 km (19,218 a.e.), ekvatorinis skersmuo 51 118 km (4 kartus didesnis už Žemės), masė 14 kartų didesnė už Žemės masę. Vidutinė temperatūra Urane – apie 60 kelvinų.
Atradimo istorija
Uranas buvo netyčia aptiktas V. Geršelio, kai jis žiūrėjo į dangų pro teleskopą 1781 m. kovo 13 dieną. Pradžioje jis pagalvojo, kad tai kometa. Ankščiau, kaip vėliau paaiškėjo, planeta buvo ne vieną kartą stebima, bet buvo laikyta žvaigžde (pats anksčiausias “žvaigždės” aprašas buvo padarytas 1690 metais). Urano vardas buvo duotas tik 1850 m. Uranas buvo aplankytas tik vienu kosminiu laivu: netoli praskriejo “Vojadžeris-2”. Laivas 81500 kilometrų nuotolyje nuo Urano 1986 m. sausio 24-ąją. Jis perdavė tūkstančius vaizdų ir kitų mokslinių duomenų apie planetą, jos palydovus, žiedus, atmosferą. Įvairūs aparatai tyrinėjo žiedų sistemą. Tyrinėjimai parodė, kad planeta sukasi su 17 minučių 14 sekundžių periodu. Taip pat laivas aptiko ir magnetosferą.
Cheminė Urano sudėtis ir fizinės sąlygos
Uranas iš pradžių formavosi iš kietųjų kūnų ir įvairių ledų. Jis tik 15% susideda iš vandenilio, o helio beveik visai nėra (Jupiterio ir Saturno kontrastas, juk jie susideda daugiausiai iš vandenilio). Metanas, acetilenas ir kiti angliavandeniai egzistuoja daug didesniais kiekiais, negu Jupiteryje ir Saturne.
Mėlyna Urano spalva – tai raudonos spalvos sugėrimo metanu rezultatas atmosferos aukštesnėje dalyje. Turbūt yra ir kitų spalvų debesys, bet jie slepiasi nuo stebėtojų po metano sluoksniu. Urano atmosfera (bet ne pats Uranas!) susideda 83% iš vandenilio, 15% iš helio ir 2% iš metano.
Pasirodo, kas Uranas neturi kietojo branduolio. Tai atskiria Uraną (o taip pat ir Neptūną) nuo didesnių jo giminaičių.
Urano žiedai
Kaip ir kitos dujinės planetos, Uranas turi žiedus. Žiedų sistema buvo aptikta 1977 m., kai Uraną dengė žvaigždė. Tolesni stebėjimai parodė, kad yra 9 žiedai. Jei perrinkti juos, pradedant arčiausiu prie planetos, jie pavadinti 6, 5, 4, Alfa, Beta, Gama, Delta ir Epsilonas. “Vojadžerio” kameros taip pat aptiko keletą papildomų žiedų, ir parodė, kad devyni pagrindiniai žiedai skendi smulkiose dulkėse. Kaip ir Jupiterio žiedai, jie labai neryškūs, bet, kaip ir Saturno žiedai, Urano žiedai turi savyje gana stambių dalelių, jų dydžiai yra nuo 10 m skersmens iki smulkių dulkių. Urano žiedai buvo atrasti pirmi po Saturno žiedų. Tai turėjo didelę reikšmę, nes buvo galima teigti, kad žiedai – bendra planetų charakteristiką, kad juos turi ne vien Saturnas. Tai dar viena didelė Urano reikšmė astronomijai.
Žinomų žiedų kiekis gali padidėti, kaip parodė “Vojadžerio-2” stebėjimai. Prietaisai rodė, kad egzistuoja daug siaurų žiedų (arba, gali būti, nepilnų žiedų arba žiedinių lankų), kurių plotis yra apie 50 metrų.
Urano žiedų struktūros tyrinėjimui gali padėti ir tai, kad du nedideli palydovai – Kordelija ir Ofelija – yra Epsilono žiedo viduryje. Tai paaiškina netolygų dalelių išsidėstymą žiede: palydovai sulaiko medžiagą aplink save. Taip, pritaikius šią teoriją, buvo spėjama, kad šiame žiede dar galima rasti 16(!) palydovų.
Magnetosfera
Sritis aplink dangaus kūną, kur jo magnetinis laukas lieka stipresnis už visų kitų arti ir toli esančių kūnų magnetinių laukų sumą, vadinamas šio dangaus kūno magnetosfera. Uranas, kaip ir daugelis planetų, turi magnetosferą. Ji neįprasta tuo, kad jos simetrijos ašis su sukimosi ašimi sudaro 60 laipsnių kampą (Žemėje šis kampas sudaro 12 laipsnių). Lauko intensyvumas Urano paviršiuje bendrais bruožais yra palyginamas su Žemės lauku, nors Urane laukas ir labiau kinta įvairiuose paviršiaus taškuose dėl didelio lauko simetrijos ašies poslinkio nuo Urano centro.
Kaip ir Žemė, Jupiteris ir Saturnas, Uranas turi savo magnetinę uodegą, sudarytą iš elektrizuotų dalelių. Jis tęsiasi per milijonus kilometrų už Urano nuo Saulės. “Vojadžeris” “jautė” lauką, bent 10 mln. kilometrų nuo planetos.
Urano palydovai
Uranas turi 17 palydovų. Iki netolimų laikų jų buvo atrasta 15. Jie formavo dvi ryškias klases: 10 nedidelių vidinių, labai silpnų pagal ryškumą, palydovų, kurie buvo aptikti “Vojadžerio-2”, ir 5 didelių išorinių. 1997 m. penkiametrinio Palomaro teleskopo pagalba Kanados mokslininkų grupė aptiko dar du mažus ir silpnus pagal ryškumą palydovus. Visų Urano palydovų vardai buvo paimti iš Šekspyro pjesių.
Penkių didžiausių palydovų nuotraukos parodė sudėtingus paviršius, charakterizuojančius audringą geologinę šių kosminių kūnų praeitį. Išankstinė analizė rodo, kad penki didžiausi palydovai – tai ledinių akmenų “krūva”. Didieji Urano palydovai 50% sudaryti iš vandeningo ledo, 20% – iš anglies ir azoto junginių, 30% – iš įvairių silikatų. Jų paviršiai, beveik monotoniškai tamsiai-pilki, rodo apie geologinę istoriją.
Titanija, pavyzdžiui, išsiskiria savo didžiulėmis skylių ir kanjonų sistemomis. Tai rodo, kad praeityje šis palydovas buvo geologiškai aktyvus. Šios detalės gali būti paviršiaus tektoninių judėjimų pasėkme.
Arielis turi ryškiausią ir galbūt geologiškai jauniausią paviršių Urano palydovų sistemoje. Jis beveik neturi kraterių, kurių skersmuo būtų didesnis už 50 km.
Uranas skaičiuose
Masė – 14, 53 Žemės masės;
Skersmuo – 4 Žemės skersmenys;
Tankis 1,29 g/cm3;
Paviršiaus temperatūra – 220 laipsnių pagal Celsijų;
Žvaigždinės paros trukmė – 15,35 valandų (atbulas sukimasis);
Vidutinis atstumas nuo Saulės – 19,19 a.e. (2871 mln. km);
Apsisukimo aplink orbitą periodas – 84,01 Žemės metų;
Vidutinis judėjimo pagal orbitą greitis – 6,81 km/s;
Atstumas nuo Žemės – nuo 2,6 iki 3,2 mlrd. km;
Palydovų skaičius – 17.
Neptūnas

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta, jis priskiriamas prie planetų-gigančių. Jo orbita kai kur kerta Plutono orbitą. Dar Neptūno orbitą kerta Galilėjo kometa.
Jo vidutinis atstumas nuo Saulės lygus apie 4500 mln. km. Tai reiškia, kad šviesa nuo Saulės iki Neptūno eina daugiau nei 4 valandas. Vieneri metai ten tęsiasi 164,8 Žemės metų.
Ekvatorinis planetos radiusas 24750 km, jis beveik 4 kartus didesnis už Žemės radiusą. Tuo pat metu planetos sukimasis toks greitas, kad para Neptūne tęsiasi tik 17,8 valandų. Nors vidutinis tankis (1,67 g/cm3) tris kartus mažesnis už Žemės tankį, Neptūno masė dėl jo didumo 17,2 didesnė už Žemės masę. Danguje Neptūnas atrodo kaip žvaigždė, esant dideliam ryškumui turi žalsvo disko pavidalą. Bet jokių detalių nesimato.
Neptūnas turi magnetinį lauką, jo stiprumas ašigaliuose du kartus didesnis, negu Žemėje.
Cheminė sudėtis ir fizinės sąlygos
Neptūno “ingredientai” panašūs į Urano: įvairūs “ledai” arba sukietėjusios dujos, yra šiek tiek vandenilio ir helio. Neptūnas turi nedidelį kietą branduolį (pagal masę lygų Žemei). Neptūno atmosfera – tai daugiausiai vandenilis, helis ir šiek tiek metano.
Neptūne pučia greičiausi Saulės sistemoje vėjai, jų greitis siekia 2200 km/val. Jie pučia Vakarų kryptimi, priešingai planetos sukimuisi. Panašiai, kaip Jupiteris ir Saturnas, Neptūnas turi vidinį šilumos šaltinį – jis išskiria du su puse karto didesnę energiją, nei gauna iš Saulės.
Atradimo istorija
Po to, kai Geršelis atrado Uraną ir apskaičiavo jo orbitos parametrus, gana greitai pasirodė mįslingos anomalijos šios planetos judėjime. Ji tai “vėlavo”, tai “skubėjo”, lyginant su apskaičiuotu grafiku. Urano orbita neatitiko Niutono dėsnio. Tai ir privedė prie minties apie dar vienos planetos egzistavimą. Ir pagal apskaičiavimus Neptūno egzistavimas buvo įrodytas 19 a. pabaigoje. Tai padarė du astronomai: anglas Adamsas ir prancūzas Leverjė. Iš pradžių jie veikė atskirai, o po to susiejo savo tyrinėjimus į vieną.
Neptūno palydovai
Neptūnas turi 8 žinomus palydovus: keturis mažus, tris vidutinio dydžio ir vieną didelį.
Tritonas. Didžiausias iš palydovų, atrastas Laselo (Maltos saloje, 1846 m.). Atstumas nuo Neptūno 394700 km, skersmuo apie 3200 km. Galbūt, turi atmosferą. Jo dydis beveik lygus Mėnulio dydžiui, o pagal masę jis nusileidžia Mėnuliui 3,5 karto. Tai beveik vienintelis palydovas Saulės sistemoje, besisukantis aplink savo planetą kryptimi, priešinga pačios planetos sukimosi aplink savo ašį krypčiai. Daugelis įtaria, kad Tritonas – kažkada Neptūno “užgrobta” savarankiška planeta.
Nereida. Tai antras pagal dydį Neptūno palydovas. Vidutinis atstumas nuo Neptūno – 6,2 mln. km., skersmuo apie 200 km. Tai pats tolimiausias nuo Neptūno palydovas iš žinomų. Jis daro vieną apsisukimą aplink planetą per 360 dienų, t.y. beveik per Žemės metus. Nereida buvo atrasta 1949 metais. Tai padarė Koiperas (JAV).
Proteusas. Tai trečias pagal dydį palydovas. Be to, jis trečias pagal nuotolį nuo planetos: toliau yra tik Tritonas ir Nereida. Negalima pasakyti, kad šis palydovas kažkuo ypatingas, bet jis buvo išrinktas mokslininkų, ir su kompiuterio pagalba buvo padarytas jo trimatis modelis.
Turbūt apie kitus palydovus atskirai kalbėti neverta, nes duomenys apie juos kalba kaip apie mažas planetėles, kurių pilna Saulės sistemoje.
Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta ir ketvirta pagal dydį tarp visų Saulės sistemos planetų. Nepaisant šios ketvirtos vietos, Uranas nusileidžia Neptūnui pagal masę. Neptūnas gali būti pastebėtas su žiūronais (jeigu jūs tiksliai žinote, kur žiūrėti), bet netgi su didelio teleskopo pagalba vargu ar galima pamatyti ką nors daugiau už nedidelį diską.
Neptūnas nutolęs nuo Saulės per 30 a.v., planetos skersmuo – 49,5 tūkst. km., tai yra apie 4 Žemės skersmenis. Masė apie 17 kartų didesnė už Žemės masę. Apsisukimo aplink Saulę periodas – 165 nepilnų metų. Vidutinė temperatūra – 55 laipsnių pagal Kelvino skalę.
Didžioji Tamsioji dėmė
Po “Vojadžerio-2” praskridimo šalia planetos labiausiai žinoma detale Neptūne tapo Didžioji Tamsioji Dėmė pietiniame pusrutulyje. Ji du kartus didesnė už Jupiterio Didžiąją Raudoną Dėmę. Neptūno vėjai nešė Didžiąją Tamsiąją Dėmę į vakarus 300 m/s greičiu. “Vojadžeris-2” taip pat pastebėjo mažesnę tamsią dėmę ir nedidelį baltą debesį.
Neptūno žiedai
Neptūnas taip pat turi žiedus. Jie buvo atrasti 1981 metais. Stebėjimai leido pastebėti tik silpnus lankus vietoj pilnų žiedų, bet 1989 m. “Vojadžerio-2” nuotraukos parodė juos iki pilnai. Vienas iš žiedų turi įdomią kreivą struktūrą. Kaip ir Urano ir Jupiterio žiedai, Neptūno žiedai labai tamsūs ir jų sandara nežinoma.
Magnetosfera
Neptūno, kaip ir Urano, magnetosfera keistai orientuota ir turbūt yra sudaroma medžiagos judėjimu. Magnetinė ašis sudaro 47 laipsnių kampą su sukimosi ašimi.

Plutonas

Plutonas – tolimiausia Saulės sistemos planeta. Ir mažiausiai išstudijuota. Ji buvo atrasta 1930 metų kovą. Tai padarė amerikietis astronomas K. Tombo. Vėliau Plutonas buvo rastas ir ankstesnėse dangaus nuotraukose, pradedant nuo 1914 metų.
Nuostabi Neptūno ir Urano atradimo istorija iš tikrųjų prasideda nuo Urano atradimo, nes jei nebūtų Urano stebėjimų, du vėlesni atradimai galėjo užsitęsti ilgus metus.
Plutonas pagal dydį yra panašus į Marsą. Planetos skersmuo lygus 5900 km.
Žiūrint į Saulės sistemos planą, gali susidaryti vaizdas, kad Neptūno ir Plutono orbitos susikerta, bet toks įspūdis klaidingas. Be to, atstumas tarp šių dviejų planetų niekada negali būti mažesnis už 18 a.v. Arčiau prie Plutono, kaip tai bebūtų keista, gali priartėti Uranas – atstumas tarp jų gali kartais sumažėti iki 14 a.v. Bet visgi šis atstumas per didelis.
Plutono masė – 1,1 * 1025 g arba maždaug 1/500 Žemės masės! Neįtikėtina, ar ne? Planetos skersmuo lygus 2600 km. Kitaip tariant, būtent Plutonas, o ne Merkurijus, yra mažiausia planeta Saulės sistemoje. Plutono tankis lygus 1,4 g/cm3, beveik kaip ir Jupiterio palydovo Kalisto. Teigiama, kad dauguma planetos paviršiaus padengta ledu arba šerkšnu.
Temperatūra ten turi būti apie 400 K. Ši reikšmė mažesnė už metano kondensacijos temperatūrą esant labai mažiems slėgiams (500 K). Todėl planetos paviršiuje gali būti metaninio ledo. Be to, pagal tyrinėjimus buvo nustatyta, kad planeta turtinga geležimi.
1955 m. amerikiečiai astronomai Uokeris ir Hardis paskaičiavo planetos sukimosi aplink savo ašį periodą – 6 paros 9 valandos ir 16,9 minučių. Po 12 metų sovietų astronomas Kiladzė patvirtino šį periodą pagal savo tyrinėjimus.
Astronomas Tombo nustatė, kad 13-colinio teleskopo akiračio ribose daugiau planetų nėra. Jei jos ir egzistuoja, tai arba yra daug toliau, arba yra daug mažesnės. Todėl tolesnių už Plutoną planetų atradimas yra gana sunkus reikalas, jei tik neturės rolės koks nors laimingas atsitiktinumas arba nebus naudojami nauji paieškos metodai. Daug astronomų iš viso abejoja, kad paieškos gali pasibaigti sėkmingai.
Tarp planetų-gigančių Plutonas atrodo kaip liliputas. Mūsų duomenys apie Plutoną gana riboti: žinoma orbita ir atstumas, spalva ir spindesys, bet tiksli jo masė nežinoma. Dėl to, kad Plutone gana žema temperatūra, dauguma planetos paviršiuje esančių dujų turėtų pereiti į skystą pavidalą arba užšalti.
Turbūt, Plutonas – tai “bevaisis” šaltas nedidelis rutulys. Jo skersmuo šiek tiek mažesnis už pusę Žemės skersmens, o albedo lygus apie 0,15, t.y. du kartus didesnis už Mėnulio albedo. Be abejo, ši planeta nesvetinga žmogui: mirtinai šalta naktis tęsiasi ten 76,5 valandų, o po jos ateina tokia pat ilga diena, bet ir dieną Saulės spindesys 1600 kartų silpnesnis negu Žemėje.
Buvo net versija, kad Plutonas – tai iš viso netikra planeta, o tik palydovas, kurį “prarado” Neptūnas. Bet šis klausimas negali būti pilnai išspręstas, kol mes neturime didelių žinių apie palydovų atsiradimą.

Leave a Comment