Глава 5
Слънчева система

5.1  Увод

Основните данни за физическите характеристики на планетите от Слънчевата система са дадени в таблица
Таблица 1. Физически характерисики на планетите
Планета D в км D в RЕ Маса в kg Маса в MЕr в kg/m3
Меркурий 4 878 0.38 3,3.1023 0.065430
Венера 12 100 0.95 4,87.1026 0.815250
Земя 12 756 1.00 5,98.1024 1.005520
Марс 6 786 0.53 6,42.1023 0.815250
Юпитер 142 984 11.211,90.1027 317.941330
Сатурн 120 536 9.455,69.1026 95.18690
Уран 51 118 4.018,68.1025 14.531290
Нептун 49 528 3.88 1,02.1026 17.141640
Плутон 2 300 0.18 1,29.1022 0.0022030

5.1.1  Нови експериментални данни за Слънчевата система

В последните 30 години, считано от 1970 г. американски и руски (или съветски) космически апарати изследваха планетите от Меркурий до Нептун, без Плутон. Бяхя изучени кратерите на Меркурий и огромни каньони и угаснали вулкани на Марс. Надникнаха под облаците на Венера, които се състоят от CO2, CO. Бяха направени снимки на действуващи вулкани на Йо, един от спътниците на Юпитер, пръстените на Юпитер, Сатурн, Уран. Бе изучена активната атмосфера на Нептун. Астронавтите от космическите кораби Аполо донесоха образци от Луната. Тази нова информация видоизмени теорията за образуване и еволюция на Слънчевата система. Стана ясно, че външния вид на повърхностите на планетите и техните спътници е следствие на ударите с други скални обекти, каквито са метеорите. Кратерите на Луната, планетите и другите спътници са неми свидетели на безброй такива удари в миналото. Възможно е даже самата Луна да е резултат от катострафичен удар на първичната Земя с друга планета, вседствие на което Луната се откъсва от първичната Земя.

5.1.2  Класификация на планетите

По китематичен признак се делят на вътрешни планети, които имат голяма полуос на орбитата си по малка от 1 а.е., т.е. a < 1 а.е., каквито са Меркурий и Венера. Външните планети имат голяма полуос на орбитите си a > 1 а.е. По-важна е класификацията по физичен принцип на две групи:
1. Земна група - имат повърхност от скален масив, богат на Fe,Si, S, Ni и средна плътност, прибизитело равна на Земята, към която принадлежат Меркурий, Венера, Земя и Марс. Поради малката си маса и ниско гравитационно ускорение на техните повърности и в техните атмосфери, липсва H и He. Освен това планетите от земната група имат относително високи температури поради което кинетичните скорости на молекулите в атмосферите се дава с уравнрнието
vg =   ж
Ц

2RT

m
 
,
(5.1)
когато сроросите на молекулите са приблизително 1/7 от втората космическа скорост на планетата, която се дава с уравнението
vp =   ж
Ц

2GM

R
 
,
(5.2)
молекулите не могат да се задържат в атмосферата и те отлитат в космическото пространство.
2. Гиганти - имат ниска средна плътност, приблизително равна или по-малка от тази на водата. Според съвремените модели те имат скални ядра и обширна газова атмосфера с ниска плътност с характерен размер » 104 km, която се състои предимно от газове Н и Не. Към тази група принадлежат Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Планетата Плутон има размери характерни за планетите от земната група, но по средна плътност тази планета e подобна на планетите гиганти. Тя заема междинно положение между Юпитер и Слънцето. Нейният състав е лед и скали. Поради ниската си темтература, голяма маса и силна гравитация планетите гиганти задържат леките елементи като Н и Не.
Таблица 2. Температури на планетите
Планета Температура в К Температура в C
Меркурий 600 327
Венера 753 480
Земя 293 20
Марс30 27
Юпитер 150 -127
Нептун 63 -346

5.1.3  Спътници на планетите

Меркурий и Венера нямат спътници. Останалите планети от слънчевата система имат повече от 50 спътника. Всяка от планетите гиганти Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун има около 15 спътника. Те се делят на два класа:
1. Тип Меркурий с диаметър 3 - 5.103 km.
2. Малки спътници с диаметър < 2.103 km.
Ксмическите станции изследваха големите спътници от първия тип, основните данни за които са дадени в таблица. Те установиха следните факти:
1. Спътникът Йо на Юпитер има действуващи вулкани, богати на сяра.
2. Титан e най-големия спътник на Сатурн има два пъти по-плътна атмосфера от земната.
Седемте големи спътника в Слънчевата система имат твърди повърхности от скали или лед.
Таблица 3. Големите спътници на планетите
Спътник Планета ДиаметърD в км r в kg/m3
Луна Земя 3476 3340
Йо Юпитер 3630 3570
Европа Юпитер 3138 2970
Ганимед Юпитер 5262 1940
Калисто Юпитер 4800 1860
Титан Сатурн 5150 1880
Тритон Нептун 2700 2070
По големина на своите размери спътниците в Слънчевата система се подреждат както следва:
1. Ганимед, 2. Титан, 3. Калисто, 4. Йо, 5. Луната, 6. Европа, 7. Тритон.

5.1.4  Астероиди и комети. Произход на телата в Слънчевата система

Точното определяне на химическия състав на планетните атмосфери и техните повърхности е извършено от космически апарати на Венера, Луната и Марс. На останалите планети от слънчевата система химичния състав е определен чрез спектрален анализ. Планетите от земната група и планетите гиганти се различават по химичен състав. Атмосферите на планетите гиганти се състоят от леки елементи Н и Не и молекули като метан и CO2, докато планетите от земнатата група са богати на по-тежки елементи. Между орбитите на планетите Марс и Юпитер са открити тела с маси, много по-малки от тези на планетите, които са наречени астероиди. Когато Уилям Хершел открива седмата планета Уран през 1781 г., млад немски астроном открива правило, на което са подчинени средните разстояния до планетите, което по-късно получава наименованието закон на Тициус-Боде. В съвременна форма този закон можем да го запишем с уравнението
a = 0,3.2n+0,4(a.u.)
където а е средното разстояние до планетите в а.е, а n е число на планетата, като на планетите от Таблица 1. съответстват числа n n=-Ґ, 0, 1, 2, 4, 5, 6, 7, 8 , съответно на планетите Меркурий, Венера, Земя, Марс, астероидите, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. За отдалечените планети законът не много точен, но фактът, който оздачава някога астрономите е, че на числото n = 3, a= 2.8 a.u. не съоветстствувала известна планета. Предполага се, че трябва да има нова планета на разстояние около 3а.е. След упорити търсения астрономите откриват малкo небеснo тяло, наречено Церера, с диаметър 900 км., което е твърде малко за планета. Скоро биват открити следващити подобни тела Палада и Веста с диаметър около 500 км и са наречени астероиди. Оказва се, че на разсояние от 2 до 3,5 а.е. има пояс от астероиди, между орбитите на планетите Марс и Юпитер. Около 30 астероида имат диаметри от 200 и 300 км и около 200 астероида са с диаметри по-големи от 100 км. Броят на астероидите с диаметър 1 км се оценява на 1000. Олберс предполага, че този пояс от астероиди е са остатъци от разрушила се планета. Обаче, изглежда по-вероятно асрероидния пояс да са остатъци от тела на мястото на необразувала се планета при образуване на планетите от Слънчевата система, поради гравитационните смущения на планетата-гигант Юпитер. Кометите са също малки тела, остатъци от ледени фрагменти при образуването на Слънчевата система. Афелия на техните орбити е разположен на разтояния по-големи от орбитата на Плутон. Ако такива ледени фрагменти са имали орбити сред вътрешните планети на Слънчевата система, те са са стопили и расеяли от слънчевата топлина, докато онези фрагмети от лед, които имат орбити зад Плутон са се съхранили в продължение на 1010 г. Химичния състав на Слънчевата система е свързан с началния състав на Вселената, който се е оформил при Големия взрив на Вселената преди 15.109 г. Той е около 70% Н, 28% Не и 2 % тежки елементи. Тежките елементи са се образували от термоядрените реакции в звездните ядра от взривовете на свръхнови звезди след Големия взрив. Първото поколение звезди са били бедни на тежки елементи, но те обогатяват междузвездната среда на тежки елементи като С, О, Si, Fe, които са продукт на термоядрените реакции в звездните ядра на масивните звезди. Химичните елементи с по-висока атомна маса от Fe са се образували при взривовете на свъхновите звезди. Съвремения химичен състав на междузвездната среда се е оформил преди 1010 г. Слънчевата система се е образувала от т. нар. слънчева маглявина, състояща се от газ и прах. Преди образуването на Слънцето протомаглявината се състои от газ и малки прашинки и ледени часици. Първоначално чрез взаимни удари прашинките образуват по-големи зърна, подобни на камачета, които елекричните и гравитационните сили ги правят твърди частици . Вследствие взаимни удари за около 106 г. те се сливат в по-големи тела с размер около 10 км. Тези тела се наричат платезмали. Гравитационните сили ги обединяват в още по-големи тела с характерни размери на Луната. Това обединение на платезнемалите се нарича акреция. Протопланетите с размер на Луната се обединяват чрез удари в планети от земната група. Компютарните симулации показват че за 108 г. се образуват 4 планети на разстояние 0,3 - 1,6 а.е. Копютарната симулация започва със 100 платезмали с маса 1,2.1023 кг и след 30.106 г. от тях се образуват 22 платезмали. След още 1,5.108 г. се образуват 4 планети. В Таблица 1 са приведени основните харатеристики на планетите от Слънчевата система. Земята е една от планетите на Слънчевата система. Радиусът на Земята и нейната маса са основни единици, в които определяме размерите и масите на планетите. С нейния вътрешен строеж, структура и химичен състав на атмосферата сравняваме другие планети. Затова е важно да разгледаме Земята като космическо тяло, покрито с океани, вулканични скали, нейните електрични, магнитни свойства в земните недра с висока плътност, които пораждат земното магнитно поле. Земната кора е активна и се променя бавно, но непрекъснато, поради което възникват земетресенията, вулканите, океанските рифове и разломи. Структурата на Земята се изучава от геофизиката, но от астрофизична гледна точка е важно да погледнем на Земята като космическо тяло, с което ще сравним другите тела в Слънчевата система.

5.2  Земята като космическо тяло

5.2.1  Земна кора

От Космоса Земята изглежда синя, защото 71% от нейната повърхност е покрита от океани и морета, за разлика от планетите Меркурий, Венера и Марс, които в най-благоприятния случай са сравними с пустинята Сахара. Контитентите от Космоса изглеждат кафяви. Земната кора се изучава от геофизиката, а скалите се изследват от геолозите. От тези изседвания става ясно, че Земята е покрита от остатъци от древни морета и вулканична лава. Скалите се състоят от химичните елементи от периодичната таблица на Менделеев, но те почти не се срещат в чист вид, каквито са златна жила, С във вид на диамант, чиста сяра. Земната кора съдържа много минерали. Геолозите класифицират скалите и минералите отделно, тъй като скалите са смес от минерали. Напимер, гранита съдържа различни кварцови кристали по цвят и твърдост. Геолозите класифицират скалите в зависимост от начина на образуване. Вулканичните скали са изтинала и втърдена магма и лава, които изтичат от вулканите по земната повърхност. Най-често срещаните са гранит и базалт. Утаечните скали са резултат от разрушителното действие на вятъра,водата и леда, които превръщат скалите в пясък. Песеченките се смесват и образуват пясачник. Например, когато лимонита метаморфозира се превръща в мрамор.

5.2.2  Вътрешен стоеж на Земята

Скслите нс земната кора имат средна плътност r » 3-4.103 kg m-3, докато средната пътхост на Земята като коскическо тяло е rЕ » 5,5.103 kg m-3. Следователно в земните недра се очаква плътността да е много по-висока от земната кора. Такъв химичен елемент, който може да доведе до висока средна плътност на Земята е Fe. Поради своите електеични и мафнитни той може да причини земното магнитно поле. Fe e разпространен химичен елемент в метеоритите, а следователно се предполага, че е в изобилие и в платезмалите, от които се е образувала Земята. Геолозите смятат, че при формирането се протоземята преди около 4,5.109 г. все още не е била разтопена маса. По всяка вероятност отделената енергия вседствие ударите на платезмали, метеори и астероиди, а също така и топлинната енергия отделена от радиоактивния разпад на изотопи, са разтопили твъдия материал на протоземята, образуван от платезмалите. Тежкото желязо под действие на гравитацията е падало бавно към центъра на Земята, докато материалите с по-ниска плъност са изплували към повърхността на протоземята. Тези процеси са оформили вътрешния строеж на Земята. Централното ядро е съставено от почти чисто Fe, a най-външната област, от която се образува земната кора е обогатена на минерали. Така се получава слоевата структура във вътрешния строеж на Земята. Вътрешната структура на Земята се изучава с помощта на земетресенията.
Земетресенията са източник на вибрации. Самият източник на сеизмични вълни е разположен дълбоко под земната повърхност и се нарича епицентър. Сеизмичните вълни се разпространяват в различни посоки с различни скорости. Сеизмографите регистрират сеизмичните вълни от земната кора. Люлеенето на земната повърхност е с най голяма амплитуда в близост до епицентъра, но сеизмичните вълни се разпростират по земната кора като напречни вълни (подобно на морските вълни). Има два вида сеизмични вълни: първични (надлъжни), наречени Р вълни и вторични (напречни), наречени S вълни. Поради променливата плътност в недрата на Земята, вълните се отклоняват и пречупват от посоката на първоначалното разпространение, откъдето геофизиците правят изводи за структурните особености във вътршния строеж на Земята. Сеизмографите, раположени на различни места по земната повърсност регистрират сеизмични вълни. На противоположната страна спрямо епицентъра на земната повърхност сеизмографите регистрират само Р вълни. S вълните (напречни) нямат голям пробег през течности, поради което не достигат до противоположната, спрямо ядрото на Земята, страна на епицентъра. Този факт се интерпретира, че ядрото на Земята е течно. Има области от земната повърхност, където не дотигат нито Р, нито S вълни, т. нар. сенчести зони. Слоят от недрата на Земята, където се отразяват Р вълните е между разтопеното външно ядро твърдата мантия. Ако приемем диаметъра на Земята DЕ » 12700km , външното ядро съотвествува на слой с диаметърD » 7 000 km , а върешното - D » 2 500 km . Течното външно ярро е сандвич между твърдо Fe ядро и твърда мантия. Земната кора има дебелина 30 км и температура около 20°C. В недрата на Земята температурата расте с дълбочината, като достига до 5000 °C в центъра. Мантията е слой от феромагнезиеви минерали на дълбочина 2 900 км. Тя е твърда компонента с точка на топене 1000°C. Точката на топене на определен слой от вътрешността на Земята зависи от температурата и налягането. Колкото по-високо е налягането, толкова по-висока е температурата на топене, поради което мантията и вътрешното ядро са твърди, а вънното ядро е течно. Между външното ядро и мантията със скок се изменя химичнния състав - от желязно богата на минерали мантия се преминава в течно, почти от чисто желязо течно външно ядро с незначителен примес от Ni, поради което се нарича желязно-никелово ядро. То има по-ниска точка на топене от минералите от чисто Fe в вътрешното ядро. На дълбочина 5 100 км вътрешното ядро има налягане P » 1011N m-2, при което температурата на вътрешното ядро се оказва по-ниска от температурата на топене.

5.2.3  Тектонични платформи

Земната кора се дели на платформи, които се притискат една към друга, ппоради което възникват земетресенията, вулканите, ореанските рифове и разломи. Континентите се преместват един спрямо друг.Южна Америка се премества срещу Африка. Съместяването на континенталните шелфове е забележително явление. Според една гефизична хипотеза нягога е съществувал суперконтинент Pangaea (всички земи), масивните плочи, от които се състоял, започнали да се отдалечават една от друга преди 2.108 г. Отместванията са били » sm yr -1. През 1950 г. е открита дълга планинска верига на дъното на Атлантическия океан. Прецизните изследвания през 1960 г. откиват на океанското дъно откриват, че скали от мантията образуват дългата планинска верига на дъното на океана. Мантията се стопила и издигнала нагоре във вид на вулкани, които са образували средно атлантическата верига от подводни вулкани. Източното дъно на Атлатическия океан се отмества на изток, а западното дъно - на запад. Това явление е отдалечило Америка от Африка. От 1960 г. геофизиците привеждат доказателства за движението на плочи, а не континенти. Така се ражда теорията за тектоничните платформи. Според тази теория земетресенията стават между границите на платформите, които се притискат или отдалечават. Границите на платформите съвпадат с епицентровете на земетресенията.

5.2.4  Земна атмосфера

Таблица 4. Химичен състав на атмосферите на три планети, изразен в %
Химичен елемент Венера Земя Марс
N 4% 77% 3%
O » 0 % 21 % » 0 %
CO2 96 % » 0 % 95 %
O2 » 0 % 21 % » 0 %
Други газове » 0 % 2 % 2 %
Атмосферите на съседните планети на Земята - Венера и Марс са много богати на CO2, докато в земната атмосфера е само 0.03 %. Земната атмосфера е много богата на азот и кислород. Тези два елемента по съдържание са в отношение 4:1. Първичната атмосфера на Земята, подобно на планетите Венера и Марс е била много богата на CO2, но той се е разтворил в океаните и в скалите като лимонит и мрамор. Кислородът в земната атмосфера е нарастнал в резултат на биологичните процеси на земната кора. Слънчевата енергия и химичните процеси при фотосинтезата превръщат CO2 в O2. Геологичните вкаменелости на водорасли се оценяват на 3 милиарда години. За този период от време поради фотосинтезата химичния състав на пъвичната земна атмосфера се променя до съвремения. Налягането в земната атмосфера на земната повърхност е приблизитело 1 atm, като 1 atm = 1,01.105Nm-2. Налягането в земната атмосфера се изменя с височината h, мерена от земната поввърхност по барометричната формула
P = Po e-[(mgh)/(kT)].
(5.3)
Po е началното налягане на земната повърхност P, е налягането на височина h, a H=[(kT)/(mg)] е височина на еднородната атмосфера, която е важна характеристика в астрофизиката. На височина h = 5,5 км атмосферното налягане намалява приблизително на половина. Тропосферата се простира на височина около h = 11км. Тропосферата съдържа около 75 % от пълата маса на атмосферата. В нея се наблюдават метеорологичните явления като облаци, дъждове и снеговалежи. Темпераурата в атмосферата се променя с височината. На горната граница на тропосферата се наблюдава температурен минимум T » -55°C. Стратосферата се простира от 11 до 50 км височина. Молекулите на озона O3 поглъщат слъчевата ултравиолетова радиация и предпазват биосферата от пълна стерилизация. Температурата в страросферата нараства до околоT » 0 °C. Над йоносферата лежи мезосферата. Тук температурата отново намалява като на височина 80 км е T » -75°C. От 80 км нагоре се простира йоносферата. Поради ултравиолеовата радиация тази област на атмосферата е богата на йони и електрони.
Ако земната атмосфера не участвуваше в околоосното въртене на Земята, горещият въздух би се издигал в екваториалната област и би се спускал право надолу в полюсите, след което ще се насочи към екватора. Такъв тип циркулация съществува в атмосферата на Венера, поради бавното и околоосно въртене.

5.2.5  Магнитно поле. Магнитосфера

Магнитното поле на Земята е причинено от токове в нйното течно ядро. Поради околосното въртене на Земята, елетричен ток създава магнитно поле, което простира до 10 000 км от Земята. То взаимодействува със слъчевия вятър, който се състои от постоянен поток протони и електрони, който представлява разширяваща се слънчева корона, която достигайки до Земята, т.е. 1 а.е. от Слънцето има скорост 400 км/сек. Тази скорост е по-голяма от скоростта на звука, което означва, че слъчевия вятър създава удана вълна. Слънчевата плазма обтича Земята, като създава области с понижена плътност, които се наричат магнитосфера. Около Земята се образуват два пръстена с повишена плътност на протони и електрони, наречени пръстени на ван Ален, които бяха открити през 1958 г. от първия изкуствен спътник на Земята на САЩ. Първата граница между магнитосферата и слънчевия вятър е ударния фронт. Зад него се простира магнитопаузата, в която област налягането на слънчевия вятър се дава с уравнението
PSW= H

8p
» rv2,
(5.4)
където Н и v са съответно напрегността на земно магнитно поле и скоростта на звездния вятър в областта на магнитопаузата. Частиците, които предоляват магнитопаузата попадат като в капан в пръстените на ван Ален. Вътрешния пръстен е на височина от 2 000 до 5 000 км от земната повърхност и се състои предимно от протони. Външния пръстен е на височина 16 000 км, има дебелина 6000 км и се състои предимно от електрони. Слънчевия вятър обхваща като електричен ток магнитосферата и северния и южния полюси на Земята и горната атмосфера. Колкото по-висока е скоростта на протоните и електроните от слънчевия вятър, толкова по-интензивно флурисцират слоевете от горната атмосфера. Това явление е подобно на явлението в електонно-лъчева тръба и се нарича полярно сияние. В епохи на слънчеви избухвания полярните сияния са особено ярки. subsectionЖивотът на Земята Биосферата се простира в океаните, моретата, континентите и няколко километра от тропосферата над тях. Фотопланктонът, свободно плаващи растения в океаните и моретата, растенията и животните обуславят живота на Земята. От дейността на цивилизацията се изхвърля 2.1010 тона CO2 годишно в атмосферата, което е повече от количеството, което може да преработят растенията. CO2 е позрачен за слънчевата радиация, която преминава земната атмосфера, но е непрозрачен за инфрачервеното излъчване. Слънчевото излъчване след като нагрее земната кора и океаните се излъчва в инфрачервения диапазон, но то не може да се излъчи изцяло обратно в Космоса поради повишеното съдържание на CO2, което води до бавно, но непрекъснато увеличение на температурата в атмосрерата, т. нар. парников ефект. Това явление може да доведе до стопяване на полярните области.

5.3  Луна

Таблица 5. Основни данни за Луната
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Луната384 000 km
Разстояние до Луната в перигея 363 300 km
Разстояние до Луната в апогея 405 500 km
Средна орбитална скорост 2,38 kms-1
Орбитален период 27,32 d
Синодичен период29,53d
Диаметър 3476 km
Маса 7.1022kg » 0,0123MЕ
Средна плътност 3340 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,166gЕ
Средна орбитална скорост 2,38 kms-1
Средна дневна температура +130 °C
Средна нощна температура -180 °C

5.3.1  Лунната повърхност

Сиви, тъмни и светли площи покриват лунната повърхност Кратерите са симетрични кръгови възвишения, по-голямата част от които са с метеотитен произход. Образувани са от бързи метеорити, които при удар с лунната повърхност предизвикват газови експлозии. Големите кратери имат централен пик, което се очаква от удари с особено високи скорости. Поради равенството на орбиталния и ротационния период, т. нар. синхронна ротация, от Земята вижда само едната полусфера, наречена видима. На видимата страна се наблюдават светли площи - континенти и тъмни - морета . На обратната невидима полусфера има само едно море. Изследванията на астронавтите от космическите кораби Аполо показаха, че моретата са от 2 до 5 км под средното ниво на лунната повърност (еквивалент на надморска височина), докато кратерите на обратната страна са 4-5 км над средното лунно ниво. Континентите на видимата страна са подобни на високи земни плата, докато моретата са по-ниски и заемат 15 % от лунната повърхност. Останалите 85 % са светло планински кратери. Лунните планини са подредени като ограда на огромните морсси заливи, което предполага, че те са образувани от много по-мощни удари от обикновените кратери. Планинските вериги имат земни наименования, като Апенини, Карпати и т.н. Земните планински вериги са създадени от взаимодействието на литосферните платформи, докато лунните вериги са следствие от падането на огромни метеорити, които са издълбали моретата.

5.3.2  Мисии на космическите кораби Аполо

Космическия апарат Орбитер през 1967 г. картографира лунната повърхност с разделителна способност 1м. Тези карти баха предназначени за търсене на площадки за прилуняването на космическите кораби Аполо. Космическите апарати Сървейр извършиха меко кацане на Луната през 1966 - 1968 г. Космическите кораби Аполо са най-голямата научна аватюра не само на САЩ, но и на цивилизацията изобщо. Бяха осъществени 6 мисии на астронавти на лунната повърхност - на Аполо 11 и12 на лунни морета, Аполо 14 - 17 на планини. Тези полети бяха осъшествени през 1969 -1972 г. Мисията на космическия кораб Аполо 13 бе неуспешна.

5.3.3  Магнитно поле на Луната

Луната няма магнитно поле, което означава, че е няма течно ядро в момента, но преди 109 г. тя е имала малко течно ядро от Fe магнитно поле. След това течното ядро се втвърдило, а магнитното поле изчезнало. Твърдото Fe ядро на Луната има диаметър 700 км. За една година на Луната са регистрирани 3000 лунотресения,емята се регистрират 100 000 земетресения от същата степен. Лунната литосфера има дебелина 800 км. Годишно на Луната падат 80 - 150 метерита с маса 100 гр. - 1000 кг.

5.3.4  Приливи и отливи

Приливите и отливите периодично се повтарят през 24h52m поради видимото преместване на Луната по небесната сфера с 13° на изток всеки ден. Това е интервалът между две послледователни кулминации на Луната. Гравитационните ускорения на Луната в най-близката, най-отдалечената точки и в центъра на масите на Земята означаваме с a1,a2 и ao.
Приливното ускорение на Земята от Луната
DaЕ = a1 - ao = ao-a2 » 2RЕ GML

rL3
,
(5.5)
където RЕ е радиусът на Земята, а rL е разстоянието Земя-Луна. Приливното триене на приливите и отливите забавя денонощния период на Земята с 0.0014 сек. за 100 г. Максималната величина на лунните приливите е 10 - 16 м. Приливното ускорение на Луната от Земята е:
Damoon = a1 - ao = ao-a2 » 2RL GMЕ

rL3
.
(5.6)
Отношението на приливните ускорения върху Луната и Земята е
Damoon

DaЕ
= » 22.
(5.7)
Поради приливните сили околосният и орбиталният период са равни.

5.3.5  Граница на Рош


DaRosh = a1 - a2 = » 4RS GMP

rS3
.
(5.8)

rR = RP ж
и
2rP

rS
ц
ш
1/3

 
(5.9)

5.4  Меркурий

Таблица 6. Основни данни за Мекурий
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Меркурий0.39 a.u.
Средна орбитална скорост на Меркурий 47,9 kms-1
Орбитален период 88 d
Диаметър 0,38DЕ
Маса 3.1023kg » 0,055MЕ
Средна плътност 5430 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,39gЕ
Средна дневна температура +350 °C
Средна нощна температура -170 °C
Меркурий има ротационенен период 58,65 денонощия, който е равен на 2/3 от орбиталния период и е установен от радиолокационни наблюдния. Този слуучай е различен от т. нар. синхронна ротация, която още се нарича спин-орбитална зависимост 1:1, която имат Луната, спътниците на Марс - Фобос и Деймос, два спътника на Юпитер, два спътника на Сатурн, при които ротационения период е равен на орбиталния им период. Планета Меркурий прави три ротации за два орбитални периода, т.е. спин-орбиталнота зависимост е 3:2, което означава, че на всеки трети оборот, една и съща полусфера е обърната към Слънцето. Наблюдавано от Меркурий Слънцето изгрява от изток и залязва на запад, докато Меркурий достигне по своята орбита до перихелия, където орбнитална скорост нараства на 59 км/сек, поради бавното околосно въртене видимото преместване се от запад кън изток се прекъсва за няколко часа и започва да се премества обратно. Интересен е залезът, когато Меркурий е в перихелия. Слънцето залязва на запад, след което изгрява от запад, а след ден или два отново залязва на запад, т.е два залеза за един ден на Меркурий.

5.4.1  Кратери на Меркурий

През 1974- 75 г.космическата станция Маринер 10 минава три пъти край Меркурий и получава няколко хиляди снимки, повърхността на Меркурий се оказва осеяна с кратери, подобни на лунните. За разлика от Луната има обширни равнинни области с размери от ститици до хиляди км и високи 2-3 км. Има силно разредена газова обвивка от Не, но всеки атом се задържа около планетата средно около 200 дни, което озачава, че Мекурий няма стациорна атносфера, а силно разредена газова временна обвивка, около с плътност 500 милиарда пъти по-ниска плътност от земната атмосфера. Сравнението с Луната показва наличието на литосферни структури. подобно на Луната има много ударни кратери с изтинала лава от преди 3,5-4,5 милиарда години, може би малко по-млада от лунните скали, които са оценени по пробите на астронавтите от космическите кораби Аполо. Меркурий е малка планета по размери подобна на Луната, а по средна плътност на - Земята. Тя е изтинала бързо, има тънка литосфета и нейната повърхност показва следи на тектонична активост, по-висока от Луната. Меркурий има магнитно поле с напрегнатост Н около 1% от земното. Магнитната ос е наклонена на 7° спрямо ротационната. Магнитно поле е причинено от Fe течно ядро. За съществуването на ядро от Fe говори и 1,7 пъти по-високата средна плътност на планетата от тази на Луната. Следва извода, че големите и по-масивни космически тела изглежда, че имат по-млади и активни повърхности от по-малките тела с по-ниска плътност.

5.5  Венера

Таблица 7. Основни данни за Венера
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Венера 0.723 a.u.
Средна орбитална скорост на Венера 35,0 kms-1
Орбитален период 224.7 d
Диаметър 0,95DЕ
Маса » 0,815MЕ
Средна плътност 5250 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,88 gЕ
Втора комическа скрост 10,4 km/s
Средна температура +480 °C
Средна нощна температура -170 °C

5.5.1  Атмосфера на Венера

Венера е енин от най-ярките звездобразни обекти на небето, но нейната повърхност е невидима за визуални наблюдения, поради непрозрачната за оптическия диапазон атмосфера, която се състои от плътна непрекъсната облачна покривка. Радиолокационните изследвания от 1961 г. доказват нейното обратно околоосно въртене. Повчето планети, както и спътниците им, наблюдавани от север N извършват околосното си въртене обратно на часовниковата стрелка. Предполага се, че такава е била посоката на въртене на прародителската маглявина, от която е произлязла Слънчевата система. Инерчният момент на маглявината е нараствал към протослънцето. Повечето от планетите и спътниците са запазили инерчния момент и посоката на първоначалното въртене. Една хипотеза предполага, че огромен платинезмал се е ударил във Венера и е обърнал посоката на околосното и въртене. Звездният период на Венера е 243 d, орбиталният и период е 224,7 d. Слънчевият период на Венера, т.е. интервалът между две последователни кулминации на Слънцето, е 116,8 d. Синодичният период на Венера е S=584 d » 5. 116 d. е равен на около 5 слънчеви денонощия на Венера, което означава, че при всяко съединение на Венера със Слънцето, винаги една и съща страна на Венера е обърната към Земята, което се обяснява с приливното влияние на Земята.

5.5.2  Космически апарати

През 1970 г. кoсмическата станция Венера-7 прави първото меко кацане на Венера. Температурата наповърхността се оказва твърде висока за очакванията на астрономите +480 °C. Съставът на атмосферата е 96 % CO2, 4% N, Атмосферното налягане е 90 атмосфери. На височина 48-68 км се простира плътна облачна покривка. Под 20 км има лека мъгла, подобна на мараня. На повърхността има много ясна видимост. Има жълт или жълто-оранжев цвят, който се получава от найвисоките облаци от сяра. В атмосферата има капки от сярна киселина. Поради високото атмосферно налягане няма дъждове, а аерозоли. Поради химичните реакции със скалите от F, Cl се получава солна и други кисилини, които силно рушат скалите на Венера. Космическата станция Pioner-Venus orbiter установи денонощен ретрограден период (по часниковата стрелка, гледано от север) 4 d на облачната покривка на Венера и установи т.нар. полярна ковекция, при която горещите маси се издигат нагоре в областта на екватора, след което се охлаждат и като студени в полярните области се потапят към повърхността на планетата. Космическата станция Магелан през 1980 - 1990 г. направи тримерна радарна карта на повърхността на Венера, която дава представа за вълканични кратери на планетата. През 1980 г. избухва вулкан на планината Хеленс. Най-младият вулкан е оценен на 10 милиона години по отражателната способост на неговата лава. Неговата околност е богатa на сярна кисилина, както и облаците в атмосферата. В атмосферата на Венера също така е открита и вулканична пепел. Венера е много богата на CO2 и много суха, бедна на вода. В началото на шетдесетте години на XX век учени в Принстън правят модели на земната атмосфера с различно кличество CO2. Увеличаването на количеството на CO2 в моделите водело до повишаване на температурата, което е известно като глобално затопляне на Земята или парников ефект. Учените предполагат, че преди милиони години ВЕнера е била богата не само на CO2, но и на вода, която по количевство е била сравнима с земните океани. Изпаренията на водата вседствие лъчението на Слънцето са довели до силен парников ефект, който повишава нялягянето до 300 атм, а температурата до 1800 К. При тези условия са се стопили скалите на Венера до дълбочина 450 км. Ултравиолетовото излъчване на Слънцето е рапушило водата, която се разпада на Н и О. Лекият Н е напуснал атмосферата на Венера. Обаче О, който е химически много активен е влезал в химични реакции с другите евлементи от разтопените скали и се е образувал CO2 в съвремените количества. Според изследванията на Венера-13 планетата е суха, а скалите около космическата станция са оранжеви, защото атмосферата поглъща сините лъчи. Повърхността около станцията е тънък слой лава, който е напукан от температурните промени. Скалите са подобни на базалта на Земята и Луната. Поизмерване съдържанието на SO2 от космичеките апарати се прави извода за наличието на активни вулкани сега.

5.5.3  Планини и континенти

Космическата станция Магелан през 1980 - 1990 г. направи радарна карта на повърхността на Венера, върху която се виждат височини и низини. Венера е забележително равнинна планета. Има два континента над средното ниво на планетата. Ищар е континент в северната полусфера, който е висока плато, оградено с млада планинска верига. Най-високата планина е Максуел.висока 11 км. Афродита е най-големия континент, който представлява огромна светла повърърхност с размери 16 000 х 2 000 км подобен е на Африка. Няма доказателства за тектонични плафрми като земните.Венера има много по-малко вулкани от Земята.Голяма част от кратерите са създадени от протоплазмалите. Старите кратери на Венера са вулканични. Колкото повече метеоритни кратери има, толкова по-голяма е възрастта на планетата. Повърхността на Венера е по-стара от Земята и по-млада от Луната и Меркурий. По коствени данни средната възраст се оценява на 400 милиона години.

5.6  Марс

Таблица 8. Основни данни за Марс
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Марс 1.52 a.u.
Средна орбитална скорост на Марс 24,1 kms-1
Орбитален период 687 d » 1.88 г.
Диаметър 0,532DЕ
Маса » 0,107MЕ
Средна плътност 3950 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,38 gЕ
Втора комическа скрост 5,0 km/s
Максимална температура +20 °C
Минимална температура -140 °C

5.6.1  Оптически наблюдения

Великите противосъояния на Марс са благоприятни за оптически наблюдения. През 1877 г. Скиапарели отбелязва 62 детайла от повърхността на Марс, които като дълги тъмни ивици пресичат северната полусфера, които той нарича канали, без да влага мисъл, че това са за съоражения oт изкуствен произход на разумни същества. Обаче веднага се намират привърженици на идеята за съществуването на разумни същества, наречени "братя по разум" на Марс, които са създали ирагационна напоителна система. Най-известният от тези привържевници е популязираторът по асрономия Никола Фламерион. Той написва книга "Животът на Марс и условията на живот на нея". В нея той пише "ние чувстваме, че неивестни братя живееят там на други родни сетове, зареяни някаде в безкрайността". Намират се милиони почитатели на неговата идея за разумни обитатели на планетата Марс.

5.6.2  Космически изследвания

Първите космически апарати Маринър изпратени към Марс през 1964 годинa и Викинг през 1980 г. направиха успешни фотографии на планетата, на които отсъствуваха канали, които в действителност се оказаха оптическа илюзия. Снимките на планетата Марс регистрираха огромно количество кратери, които бяха оценени на възраст 3.8 милиарда години, колкото и на лунните кратери. За разлика от Луната марсианските кратери са плоски, защото дъната им са запълнени с прах от марсианските бури. Планетата Марс има атмосфера, но с много ниска плътност. Атмосферното налягане е от порядака 5-10 mbars, което съотвествува на налягане на височина 30 км в земната атмосфера. През 1971 г. Космическия апарат Маринър-9 бе изведен в орбита около Марс. Той откри най-големият връх от вулканичен произход с кратер Olimpus, на височина над околните равнини около 24 км, почти три пъти по-висок от Еверест. Сега активни вулкани на Марс няма. Тектонични платформи като земните няма. Марс е планета, която е изстинала много бързо. Литосферата е останала дебела и здрава. Маринър-9 откри стари речни корита, които са покрити от метеоритни кратери, образували са се по-късно.Следите от ерозия на вода са от преди 4 милиарда години. Сега на Марс няма вода. Полярните шапки на Марс, устатовени от визуалните наблюдения са съставени от смес вода и CO2 в замръзнало състояние.

5.6.3  Атмосфера

Химичният състав на марсианската атмосфера е 95 % CO2, 5 % N и Ar и др. Съществуването на речни корита, пресъхнали езера, показват че преди 4 милиарда години природата на Марс е била подобна на тази на Земята. Как е изчезнала водата на Марс? Парниковият ефект е играл значителна роля в еволюцията на марсианската атмосферата. Ако протоатмосферата на Марс е създадена от вулканична дейност, тя се е състояла предимно от CO2 и водни пари и е била с плътност и налягане приблизително като на съвремената земната атмосфера. Подобна е била и първичната атмосфера на Земята. Но процесите, които протичат на Земята и Марс са различни. На Земята водата е в океаните, а N не е бил химичеси активен (реактивен) и се запазва в атмосферата, докато CO2 се ратваря във водата на океаните и преминава в скалите. Чрез тектоничните платформи CO2 се връща в атмосферата. Дъждовете биха го измили за 1 000 години, но чрез фотосинтезата на растенията той се превръща в O2. На Марс CO2 също преминава в скалите, но на Марс няма тектонични платформи, поради коетоCO2 не се рециклира в атмосферата чрез действуващи вулкани. Изчерпването на CO2 става непрекъснато, поради което на Марс се формира атмосфера от CO2 с налягане от 10 -100 mbars. Поради намаляването на CO2 и липсата на вода на Марс не се създава значителен парников ефект. Ултравиолетовата радиация прониква в тънката атмосфера на Марс и е разрушила N2 на атоми N, водата на атоми Н и О, а CO2 - на атоми С и О. Поради малката маса на Марс и неголямата втора космическа скрост 5 км/сек, от кинетичните (топлинните) скорости на молекулите са дотигали до 1/7 от втората космическа скорост за Марс и те са напуснали атмосферата.

5.6.4  Мисия Викинг

Първите космически апарати Маринър изпратени към Марс през 1964 годинa не дават основания за да се очаква намирането на расителност или микроорганизми на Марс, а още повече висши форми на живот. Търсенето на микроорганизми бе основна задача на мисиите Викинг. Космическите апарати Викинг-1 и Викинг-2 бяха изпратени през 1975 г., а пристигнаха на Марс през 1976 г. в два модула - orbiter + lander. Последният бе спуснат с парашут и е имал размери на малък автомобил. Викинг-1 кацна в скалист район, богат на кратери. След един месец открива слой прах, който покрива скалите, което се обяснява от праховите бури, наблюдавани от Земята. Сезонните бури отнасят чевен ситен прах и покиват тъмните скали, което променя цвета им. По-рано привържениците на идеята за населеност на Марс с разумни същества го считали като сезонна промяна в растителната покривка на планетата. Викинг-2 каца в близост до северния полюс в зона без кратери. На мястото на кацане и на двета апарата налягането се променя от 5 до 7 милибара. През зимата на полюса става много студено, при което CO2 от атмосферата кодензира и покрива повърхността със сух лед. Този процес отнема CO2 от атмосферата и налягането спада. Няколк месеца по-късно сухият лед сублимира и налягането на атмосферата възстановява предишната си стойност. Налягането и температурата на Марс се менят съшествено със сезонните промени. През лятото южния полюс е най-близо до Слънцето. На границата на оттеглящата се полярна шапка се топи, а овърхността дополярната шапка се загрява от слънчевите лъчи. Температурният градиент между топящия се сух лед и затоплената повърхност причинява силни ветрове и прашни бури. Космическите апарати Викинг-1 и Викинг-2 откриха с Х - спетрометър, че реголита на Марс е обогатен на Fe, обогатен с примеси на Si и S. Богатото съдържание на железни окиси обяснява червения цвят на планетата. Средната плътност на Марс е по-ниска от тази на Меркурий, Венера и Земята. Магнитно поле на Марс не бе регестрирано. Вероятно Марс няма Fe ядро, а Fe е разпределено равномерно по планетата. Проведени са три биологични експеримента, които не са открили следи от растителност и микроорганизми.

5.7  Юпитер

Таблица 9. Основни данни за Юпитер
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Юпитер 5,2 a.u.
Средна орбитална скорост на Юпитер 13,1 kms-1
Орбитален период d » 11.86 г.
Екваториален диаметър 11,21DЕ
Полярен диаметър 10,44DЕ
Маса » 318 MЕ
Средна плътност 1330 kg m-3
Гравитационно ускорение 2,34 gЕ
Втора комическа скoрост 60 km/s
Средна температура -110 °C
Минимална температура -140 °C
Юпитер е планетата гигант на Слънчевата система. Самата тя има маса 2,5 пъти по-голяма от масата на всечки планети взети заедно. Има диференциално околосно въртене. В екваториалната област периодът е 9h50min, а в полярната 9h55min. Химичния състав на атмосферата е Н - 95%, Не - 14%, а също така CH4 и NH3, докато на планетата химичния състав е почти същия Н - 86%, Не - 17%, а също така и 1% тежки елементи. Планетата Юпитер е изследвана от космическите апарати Pioner (1973), Voyager- 1 и Voyager-2 (1979). Най-известния детайл на повърхността на Юпитер е червеното петно в южната полусфера. То се върти обратно на часовниковата стрелка, както и планетата, но с период около 6 часа между две противоположно въртящи се ивици, успоредно на екватора. Червеното петно съществува почти три века. Под него в южната полусфера се намира бялото петно.

5.7.1  Планета или звезда

Инфрачервените наблюдения на космическите апарати Pioner, Voyager- 1 и Voyager-2 потвърдиха известния факт от наземните наблюдения, че Юпитер излъчва два пъти повече енергия от погълната от Слънцето. Вероятно този процес продълава от преди повече от 4 милиарна години, когато се е образувала Слънчевата система и започва образуването на протопланети чрез гравитационна кондензация от протослънчевата маглявина. Температурата в центъра на протопланетата е била по-висока от тази на облачната покривка. Горните облачни слоеве се състоят от заръзнал NH3 и водороден сулфид NH4SH във вид на кристали, докато на дълбочина под 25 км са като снежинки. Кафявите образоваия в атмосферата на Юпитер са най-дълбоките и горещи слоеве от атмосферата на Юпитер. Червените облаци са следващия по-горен слой. Поради бързото околосното вътртене на Юпитер теченията долу-горе и обратно се превръщат в атмосферата се превръщат в слоеве успореди на на екватора върящи се против часова стрелка или обратно в севеверната полусфера на планетата. В южната полусфера е обратно. Подобни течения в земната атмосфера, поради по-бавното околоосно въртене се превръщат в циклони и антициклони. Светлите ивици успоредни на екватора съответстват на слоеве в горната атмосфера, а тъмните - на дълбоки слоеве. Червеното петно е зона с високо налягане в южната полусфера. Поради голямата цетробежна сила от бързaта ротация Юпитер има спеснатост 0.065, което е отношението на екваториалния към полярния диаметър. Част от емисията на Юпитер е термална, като обект с определена по-висока температура в своите недра, обаче по-голямата част от емисията е нетоплинна, която се излъчва в електромагнитния диапазон от 1 до 10 м, дължаща се на силни електични потоци в атмосферата и електричното взаимодействие на йоносферата на Юпитер с нейния спътник Йо. Електромагнитното излъчване в дециметровия диапазон от 3 до75 см дава информация за слоя между облачната атмосфера и скалното ядро на Юпитер. Пръв, който обясни това излъчване с синхротронният механизъм. е руският астрофизик Йосиф Шкловски. Този механизъм на излъчване е процес, който се наблюдава при пулсарите, квазарите и раиогалактиките. Това е процес на излъчване на релативистки електрони в магнитно поле. Магнитното поле на Юпитер е 19 000 пъти по-силно от земното. Дори Fe ядро на планетата не би могло да създаде толкова силно магнитно поле. Налягането в недрата на Юпитер е толкова високо, че Н е йонизиран на протони и свободни електрони, т.нар. металичен водород. На дълбочина 2 000 км налягнето е около 3 милиона атм, а металичния Н е в течно състояние. Вътрешната структура на Юпитер е както следва:
1. скалисто ядро 20 000 км в диаметър.
2. Слой от течен металичен Н около скалното ядро с дебелина 40 000 км.
3. Слой от молекулен водород H2, който е с дебелина 40 000 км около слоя от течен металичен Н.
4. Облачен слой с дебелина 100 км, който е продължение на слоя от молекулен водород H2.
Тъй като по маса течния металичен Н е много по-голям от течното ядро от Fe магнитното поле на Юпитер е много по-силно от земното. Това магнитно поле е толкова силно, че създава огромна магнитосфера с дебелина 3.107 км около Юпитер, която върху небесната сфера сфера има ъглов размер 8°, което е равно на 16 лунни диаметъра. В зависимост от слънчевата активност, която определя плътността и скоростта на слънчевия вятър размерите на магнитосферата се изменят около два пъти, т.е. 3 - 7.107 км. Вътре в магнитосферата има два пояса от електрони, протони и йони, подобни на поясите на ван Ален около Земята. Те са в екваториалната равнина на Юпитер. Магнитното поле на Юпитер е с обратна полярна орентация. Радиоемисията на дължина на вълната 21 см на радиокартите изглежда като ярко петно в равниата на екватора. Тази емисия флуктуира с период ~ на ротационния период на Юпитер, като на дълбочина в планетата периодът се забавя. Този факт показва, че магнитното поле е здраво свързано с вътрешния строеж на планетата. Електричните частици се захващат от магнитното поле на планетата и се ускоряват до високи скорости. Плазмата около Юпитер има температура 3.108-4.108 K. Това е най-горещата плазма в Слънчевата система, но плътността е мнго ниска, която съответствува на конценрация на частиците n » 100 sm-3, поради високата темпетатура кинеичната енергия на частиците Ek=rv2 е много висока, а също така динамичното налягане на плазмата в магнитосферата е много високо, поради което задържа плазмата на слънчевия вятър. Това равновесие се потвърди от изследванията на космическите станции Voyager, no то e нестабило с времето. Космическите станции Voyager регистрираха няколко взрива на горещата плазма, свързано с разширяването на магнитосферата, след като слъчевия вятър отнася част от магнитосферата и в нея се създават области с понижена плътност, когато динамичното налягане на слънчевия вятър превишава значително магнитното налягане на магнитосферата. Обаче допълнителни електрично заредени частици се ускоряват от върящото магнитно поле на Юпитер и запълват плазменната празнина. Равновесието в магнитосферата отново се възстановява.

5.7.2  Спътници на Юпитер

Четири от 16-те спътника на Юпитер са сравнени по диаметър, маса и плътност с Луната и Меркурий. Галилеевите спътници се наблюдават визуално в телескоп. Определянето на продължителността на затъмненията и появяването зад планетата дава възможност да се определи техния диаметър. Спътниците понякога се препокриват един с друг. Това се наблюдава на всеки 6 години, когато Земята при своето орбитално движение пресича равнината на небесния екватор на Юпитер. Вътрешните спътници Йо и Европа са с диаметър близък до лунния, докато външните спътници Ганимед и Калисто имат диаметър подобен на Меркурий. Средната плътност на спътниците зависи от разстоянието до Юпитер. Йо и Европа имат плътност подобна на лунната, защото те се състоят от скали, докато Ганимед и Калисто имат средна плътност < 2000 kg m-3, типична за спътници, които се състоят от лед. Срената плътност на спътниците на Юпитер намалява с отдалечаването им от планетата, подобно на отдалечаването на планетите от Слънцето, поради което се предполага, че при образуването на спътниците е протекъл същия процес, както при образуването на планетите от Слънчевата система, но в по-малък мащаб. Ниската средна плътност на Ганимед и Калисто се обяснява със слепването на прашинки покрити с лед. Тези два спътника са запазили част от първоначалното количество лед, от което се е образувал Юпитер, а скалният материал се е слепил в Йо и Европа, тъй като ледените прашинки са се стопили от енергията, която излъчва протопланетата. По същия начин от енергията, която излъчва протослънцетo при еволюцията на първоначалната маглявина е било определено скалния характер на вътерешните планети и газовият - на външите. Алматея е малък спътник, по-близо до Юпитер от Йо, има неправилна форма, подобно на астероидите с размер 250 км. Върти се синхронно около голямата ос, която е насчена към планетата с период 11,7 часа. Пет от спътниците на Юпитер Алматея, Йо, Европа, Ганимед и Калисто се вуртят синхронно. Трите най-близки до Юпитер спътници имат орбити в равнината на неговия екватор. Орбиталните равнини на 8 външни спътника са наконени на различни ъгли и имат малки диаметри, по-малки от 50 км. Вероятно те са захванати от гравитацията на Юпитер астероиди. Четири от спътниците имат ретроградно орбитно въртене. Четири от спътниците имат ретроградно орбитно въртене. Вероятно те също са захванати от гравитацията на Юпитер астероиди. Юпитер има 16 спътника, три от които са отткрити от космические апарати Voyager, които също така откриха и пръстен около планетата. Пръстенът се състои от първичен прах и малки скални фрагменти, които са в екваториалната равнина, също както четирите екваториални спътника. Той е между планетата и спътника Алматея, но е по-близо до Юпитер, отколкото до спътника Алматея.
Таблица 10. Галилевите спътници на Юпитер, сравнени с Луната и Меркурий
Спътник Диаметър в км Маса (в лунни маси) Средна плътност в kg m-3
Йо 3630 1,22 3570
Европа 3630 1,22 3570
Ганимед 5262 2,01 1940
Калисто 4800 1,47 1860
Меркурий 4878 4,49 5430
Луна 3476 1,00 3340

5.7.3  Спътникът Йо

На снимките на космическия апарат Voyager-1 Йо изгеждаше като пица с оранжев цвят. Няколко дни преди Voyager-1 да притигне до спътника учените от Университета в Пасадена разработват модел, според който приливните сили на Юпитер и другите спътници огъват и загряват Йо. Според тях тази вътрешна енергия на спътника ще се превърне във вулкани. Едва ли космически апарат като Voyager-1 би могъл да открие вулкани на Земята, но на Йо открива 8 действуващи вулкана с височина 70 - 280 км и скорости 300 - 1000 км/с. На снимките на Voyager-1 изглеждат като черни петна на повърхността на Йо с размер 50 км, които покриват 5% от повърхността на Йо. Температурата в областите на вулканите е 20°C срещу -146°C на повърхността. На цветните снимки вулканите изглеждат като ярки жълти петна, поради изригванията на на S и SO2. Яркият жълт до оранжев цвят се обяснява с SO2 от действуващите вулкани. При ерупциите SO2 се превръща в снежинки. Повърхността на Йо е покрита със замръзен SO2. Вулканте са подобни на земните гейзери. SO2 е течен на няколко км под повърхността поради приливното триене. Вулканите изхвъурлят 10 000 тона за секунда, а за година 1011 t, което е достатъчно да покрие повърхността с пласт дебел 10 м за 1000 години. Част от S и SO2 излитат в магнитосферата на Юпитер и образуват около планетата на разстоянието на орбитата на Йо пояси (торове) от положителни йони на S+ и O+. и свободни електрони. Този пръстен от йони и електрони е наклонен 11° спрямо магнитния екватор на Юпитер и е открит с наземни наблюдения.

5.7.4  Спътниците Европа, Ганимед и Калисто

Европа има средна плътност близка до Луната и повърхност покрита с лед. Вероятно ледената покривка има дебелина 100 км, разположена над скална вътрешност, която може да обясни средната плътност на спътника, но тя скрива планините на спътника. Кратерите са много малко. Приливните ефекти са едва 1/4 от тези на Йо, но са достатъчни да напукат ледената повърхност на Европа. Топлината отделена от приливното триене е достатъчна да избута водата над ледената покривка, която замръзва и покрива кратерите. Това обяснява защо Европа има малко кратери, които са по-стари от тези на Йо. Кората на Европа се състои от платформи аналогично на земните, но не са от скали, а от лед. Ганимет и Калисто имат много по-дебела ледена покривка от тази на Европа, която достига до 1000 км. Външно изглеждат като Луната с много кратери. Ганимед е по-голям от Меркурий. Старите кратери са покрити с тъмен метеоритен прах. Ледената кора на спътника е до100 км дълбочина. Под нея има матия от вода и лед, която достига дълбочина до 1000 км дълбочина. Ганимед има планинска верига дълга 10-15 км и висока около1 км. В ранната си история Ганимед е имал тектонични платформи. Между платформите вода е прониквала на повъхността и заедно с натрупания метеоритен прах е образувала ледени тъмни острови в ледената кора на спътника, които са отделени от младите области, които са по-светли и по-ярки. Тектониката на Ганимед е затихнала преди 3 милиарда години. На Калисто няма по-млади области, защото по всяка вероятност никога не е имало тектонична активност. Може би поради по-голямата си отдалеченост от Юпитер е з амрънала кората на спътника по-рано, преди 4,5 милиарда години.

5.8  Сатурн

Таблица 11. Основни данни за Сатурн
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Сатурн 9,52 a.u.
Средна орбитална скорост на Сатурн 9,64 kms-1
Орбитален период d » 29.458 г.
Екваториален диаметър 9,45DЕ
Маса » 95,2 MЕ
Средна плътност 690 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,93 gЕ
Втора комическа скoрост 35.5 km/s
Средна температура -180 °C
През 1655 г. Християн Хюйгенс наблюдава визуално два издатъка от Сатурн. С помощта на дедуктивни разсъждения той прави извода че това явление е проекция на пръстен около планетата, който в момента на наблюдението е бил в равнината на налюдателя.Това откритие след това е потвърдено от други наблюдатели. През 1675 г. Касини открива тъмна ивица с ширина 5000 км, която дели пръстена на две части - върешен и външен. Вътрешния пръстен с по-ярък и е означен с В, а външният с - А. През 1800 г. е открит слаб пръстен, по-вътрешен от В и е означен с С, който условно е наречен хълмист поради нееднородната си яркост. Поради екцентрицитета на орбитата на Сатурн в перихелия наблюдаваме пръстените с 1 а.е. по-близо отколкото в афелия. В това положение е най-ясно видим прътена С. Пръстените са в екваториалната равнина на Сатурн и са наклонени спрямо екваториалната равнина на 11°, поради което ги наблюдаваме под различен ъгъл. Половин орбитален период на Сатурн, който е 29,5 г., зрителния лъч на наблюдателя е над равнината на пръстените, а за другата половина от орбиталня период под нея. Дебелината на пръстена е 2 км, а ширината му 273 000 км. През 1857 г. Максуел доказва теоретично, че пръстените на Сатурн не са твърдо тяло, а се състоят от несвързани частици, което се потвърждава наблюдателно по доплеровия ефект през 1895 г. Периодът на въртене на пръстените се подчинява на третия закон на Кеплер. Пръстените са скални отломки, покрити с лед с размери от 1 мм до 10 м, но най-често се сещания размер е 10 см. Смята се, че от такъв материал са и спътниците на Сатурн, но пръстените са по-близо до Сатурн, от граничното разстояние на Рош за планетата Сатурн и приливните сили на планетата не позволяват материала от пръстените да се слепи в спътници. Разстоянието до пръстените е по-малко от граничното разстояние на Рош, но има и изкючение спътника на Нептун Тритон, който е на критичната граница на Рош, но молекулните сили на сцепление на скалите го запазват като цяло тяло. Също и движещият се човек по Земята е в критичната граница на Рош.

5.8.1  Структура на пръстените

През 1980-81 г. космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 получиха нови резултати за пръстените на Сатурн. Те откриха деление на външния пръстен A, наречено деление на Енке, в чест на германския астроном Енке, който твърдял, че го е наблюдавал визуално през 1838 г. По-късно това твърдение е подкрепено от Кийлър от Ликската обсерватория с 90 см рефрактор. Пионер 11 откри нов пръстен F, по-външен от А. Той се състои от две преплетени ивици, подобно на шнур. Voyager-1 установи, че всяка ивица се състои от по 5 нишки, всяка от която има дебелина 10 км. Тази подвижна плитка бе загадка за астрономите. От наземните наблюдения пръстена В е ярък, А - середно ярък, а С едва забележим, докато делението на Касини е тъмно. Пръстенът В се състои от ледени късове и скални фрагменти с размери около 10 см, с особено висока концентрация, докато делението на Касини е с ниска концентрация на фрагментите. Осем часа след пресичането на слънчевата страна на Сатурн Voyager-1 е направил снимка, откъм сянката на пръстените по посока на слънчевите лъчи. пръстенът В става тъмен, докато делението на Касини - много ярък, поради ниската концентрация на фрагмемти и разсейването на свелината. Разсеяната светлина зависи от размера на часиците и дължината на вълната. Voyager-1 открива още един пръстен F, който е съставен от частици 1 mm, докато пръстените А и В са съставени от частици с рамери на снежинки до скали с размер 10 м. Делението на Касини и пръстенът С се състоят от прах. Voyager-1 и Voyager-2 откриха още три пръстена D, E и G. Пръстенът D е най-вътрешният от всички пръстени, между пръстен С и атмосферата на Сатурн. Пръстените Е и G+ са най-отдалечените. Те са слаби и дифузни. Пръстенът Е съвпада с орбитата на спътника Енцеланд. Астрономите предполат, че гейзерите на този спътник са източникът на ледени частици, от които се състои пръстена, подобно на спъника Йо на Юпитер.

5.8.2  Мимас и други спътници сред пръстените на Сатурн

Делението на Касини e между планетата и спътника Мимас, който има период 22,6h. Делението на Касини е под действие на гравитационните смущения на Сатурн и Мимас. Той би трябвало според третия закон на Кеплер да има период 11,3h, което означава, че на всяка втора обиколка е между Сатурн и Мимас, при което малките частици се отклоняват от първоначалните си орбити. Това означава , че делението на Касини е в резонанс 2:1 с Мимас. В резултат на този резонанс делението на Касини се запълва равномерно с частици и фрагменти, които разсейват слънчевата светлина към Земята, обаче поради ниския интензитет на разсеяната светлина на фона на ярките пръстени А и В делението на Касини изглежда тъмно между двата пръстена. Подобен ефект създават и двата малки спътника Прометей и Пандора, които са в орбита от двете страни на пръстена F. Съвместното гравитационно смущение от двата спътника създава ивица с дебелина 100 км със сложна плиткообразна на пръстена F.

5.8.3  Атмосферата на Сатурн

Атмосферата на Сатурн е подобна на тази на Юпитер по съдържанието на леки елементи и молекули, като в горния слой има H, CH4, NH3, H2O , като амоняка е на кристали , хидросулфид NH4SH - в средния слой и лед- в ниския слой. Има и различия спрямо атмосферата на Юпитер. Няма силен цветен контраст между цветните ивици, които са успоредни на екватора, защото дълбоките слоеве са непозрачни и скрити за наблюдателя. Наблюдават се и облаци, но много рядко и то само за няколко дни. Наблюдавано е бяло петно в близост до екватора. В продължение на 200 години са наблюдавани 20 петна. Сатурн има облачна покривка с дебелина 300 км срещу 75 км на Юпитер. По-голямата дебелина на Сатурн се обяснява с по-ниското гравитационно ускорение, което следва от форулата за височината на еднородната атмосфера H=[(kT)/(mg)]. Ветровете на еквотора на Сатурн имат скорост около 500 км/сек, което е 2/3 от скоростта на ветровете на Юпитер.

5.8.4  Вътрешен строеж на Сатурн

Средната плътност на Сатурн е два пъти по-ниска от тази на Юпитер, защото е по-богат на Н и Не. Екваториалния радиус на Сатурн е с 10 % от полярния. Количествена мярка за спленатост на планетата е отношението на екваториалния към полярния радиус, която на Сатурн е 0,11 срещу 0,065 на Юпитер. Периодът на околоосното въртене на Сатурн е 10h14m, само с 24 минути по-дълъг от този на Юпитер. Следователно центробежната сила на Сатурн е по-малка от тази на Юпитер. По-високата спленатост на Сатурн не е резултат от по-високата центробежна сила, а поради по-високата концетрация на маса към центъра на планетата. Ядрото на Сатурн съдържа 25 % от общата маса на планетата, докато ядрото на Юпитер съдържа 4 % от общата маса на планетата. Сатурн въпреки масивното си ядро има два пъти по-ниска средна плътност, защото плътността в нейните недрата на намалява по-бързо от центъра на планетата. Сатурн има малко масивно ядро от течен металичен водород и дебел слой от молекулен водород. Поради мантията от металичен Н с малка дебелина и по-бавното околосно въртене магнитното поле на Сатурн е по-слабо от това на Юпитер. Магнитосферата и се състои от по-ниска плътост на електрони и йони от тази на Юпитер. Освен по-слабото магнитно поле причина за бедната магнитосфера е липсата на източник на запедени частици поради отсъствието на вулкани на спътниците на Сатурн, подобно на Йо и поглъщането на електрони и йони от скалните и ледени късове на пръстените на Сатурн. Около планетата съществуват два радиационни пръстена подобни на тези на ван Ален в земната магнитосфера.

5.8.5  Излъчването на Сатурн

Вътрешен източник на енергия на Сатурн е потенциалната енергия на гравитационно свиване, което е започнало при формирането на планетата от преди 4,5 милиарда години. Сатурн излъчва 2,5 пъти повече енергия отколкото получава от Слънцето, докато тази стойност е 1,5 пъти за Юпитер. Втора загадка е дефицита на Не в атмосферата на Сатурн. Преди изследванията на космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 астрономите предполагаха, че Юпитер и Сатурн имат състав подобен на слънчевия. Двете планети са достатъчно масивни, за да могат да запазят газовете от протослънчевата маглявина. Космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 получиха за химическия състав на Юпитер 82% H, 17% He и 1% тежки елементи, а за Сатурн 88% H, 11% He и 1% тежки елементи. Сатурн има по-ниско съдържание на Не от очакваното. Според хипотеза на Салпитер Сатурн е изстивал по-бързо от Юпитер и е започнал процес подобен на на дъждовна буря на Земята. Когато въздухът в земната атмосфера е студен, се кондензират дждовни капки които падат на земята. На Сатурн се образува дъжд от Не, който паднал на ядрото, а потенциалната енергия се е првевърнала в топлина и се излъчва. Излъчването на Сатурн показва какво ще бъде бъдещето на Юпитер.

5.8.6  Титан

През 1655 г. Християн Хюйгенс открива спътника Титан, а през 1944 г Куипер открива метан CH4 в атмосферата на спътника. Титан е единственият спътник с атмосфера. Атмосферата му има около 300 км дебелина и е непрозрачна за слънчевите лъчи. Налягането на средно ниво е с 60 % по-високо от земното, т.е 1,6 bars (съответствува на морско ниво за Земята). Почти 90 % от химическия състатав е N, като по-голяматас част от азота влиза в състава на молекулата на азота NH3. Ултравиолетовата радиация на Слънцето разлага амоняка на азот и водород, но Н като лек елемент и ниската гравитация на Титан напуска спътника. Метанът CH4 e втората по съдържание молекула в атмосферата на Титан. В атмосферата на Титан има още етан C2H6, ацитилен C2H2, етилен C2H4, пртопан C2H8. Повърхността на Титан е покрита е течен етан C2H6, т.е. океан от етан на Титан при темпрература -176 °C.

5.8.7  Спътници на Сатурн

Сатурн има 18 спътника. Големите спътници имат кълбовидна форма. Титан е най-големия спътник. Има диаметър 5 250 км, който е между размерите на планетите Меркурий и Марс. Шест средни спътника имат диаметри между 500 и 1500 км. Шест малки спътника имат синхронна ротация и приблизително плътност на съставени от лед. Мимас е най-малкият от средните спътници. Покрит е с много кратери, което е характерно за средните спътници на Сатурн, има и един много голям кратер, който е от удар с почти разрушаващ го метеорит, нo Мимас е успял да запази своята цялост.

5.9  Уран и Нептун

Таблица 12. Основни данни за Уран
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Уран 19,2 a.u.
Средна орбитална скорост на Уран 6, 8 kms-1
Орбитален период d » 84.01 г.
Екваториален диаметър 4,01DЕ
Маса » 14,6 MЕ
Средна плътност 1290 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,79 gЕ
Втора комическа скoрост 21.3 km/s
Средна температура -216 °C
Планета е открита от Уилям Хершел. Лексел определя орбитата и, но наблюденията показали, че орбитните елементи са неточни. Опитите на астономите да определят точни орбитни елементи се оказали неуспешни. Тогава Адамс и Л'оверие доказвават, че неправилностите в движението на Уран се дължат на неизвестна планета и по смущенията в движението на Уран откриват нова планета - Нептун, като предсказват нейното положение на небето. Немският астроном Гале открива планетата на посоченото място. Това е било истински триумф на теорията през XVIII век. Оста на околоосно въртене на планетата е почти в равнината на нейната орбита, поради което продължителността на летния и зимен сезон на полюсите на планетата имат продължителност половин орбитален период, т.е. 42 г. Уран има деференциално въртене. Областите около екватора имат период 14,2 часа, а около полярните области - 16,5 часа. Данните на Voyager-2 показват един вътрешен период на планетата 17,24 часа поради наличието на магнитно поле свързано с ядрото на Уран. Всички спътници на Уран имат орбити в екваториалната равнина на Уран. Те са тъмни, като че ли са покриити със сажди. На спътника Миранда има следи от ударни метеори като фрагменти от скали и лед. По време на окултация на звезда пред Уран е определен нейният диаметър и са открити девет пръстена на планетата, но Voyager-2 увеличи техния брой на 11, които за разлика от тези на Сатурн са тесни, с дебелина около 10 км. Състоят се от фрагменти от лед и твърд CH4 с размер около 1 м и имат ниска отражателна способност от около 1%, поради което изглеждат тъмни за разлика от тези на Сатурн.
Таблица 13. Основни данни за Нептун
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Нептун 30,06 a.u.
Средна орбитална скорост на Нептун 5,4kms-1
Орбитален период d » 164.8 г.
Екваториален диаметър 3,88DЕ
Маса » 17,23 MЕ
Средна плътност 1640 kg m-3
Гравитационно ускорение 1,12 gЕ
Втора комическа скoрост 23.3 km/s
Средна температура -216 °C
Космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 установиха че Нептун изгежда външно като Юпитер, но за разлика от него има син цвят, поради наличието на CH4, който поглъща червените лъчи. Има голямо тъмно петно с размер 12 000 х 8 000 км, което е област на високо налягане. Представлява вихър с посока обратна на часовниковата стрелка. Състои се от CH4 на кристали. Нептун има ивици успоредни на екватора. Облаците на Нептун се въртят по-бързо. По-дълбоките слоеве се въртят по-бавно с магнитното поле на планетата, което е свързано с недрата на Нептун. Пръстените на планетата са подобни на тези на Уран. Състоят се от лед и CH4, който от слънчевата радиация се превръща в С и Н. От въглерода метановия лед потъмнява. Уран и Нептун са с по-малка маса от Юпитер и Сатурн, поради което се очаква да имат по-ниско налягане и плътност, но това не е така, защото имат по-високо съдържание на тежки елементи. Това явление не е получило още обяснение.

5.9.1  Магнитно поле на Уран и Нептун

Магнитните полета на Уран и Нептун са наклонени на големи ъгли спрямо ротационите оси за ралика от другите планети. Уран на - 59°, а Нептун на - 47°. Докато магнитосферите на другите планети запазват постоянно положение спрямо слънчевия вятър, за Уран и Нептун е обратното. При всяка ротация орентацията на магнитните оси се изменя съществено. Наптимер, Нептун за половин ротация на планетата около оста на въртене магнитната ос от перпендекулярна на слънчевия вятър става успоредна на него.Едновременно с това се люлее и магнитосферата на планетата. Космическият апарат Voyager-2 не е останал достатъчно време, за да изседва тези промени. Каква е причината за смяната на орентацията на магнитните оси на Уран и Нептун не е ясна. Геологията доказва, че в миналото магнитното поле на Земята много пъти е сменяло своята орентация север-юг. Хипотезите за тези пртомени са:
1. Катастрофичин сблъсък на Уран с друго тяло с размер на самата планета е преобърнало оста на въртене в орбиталната равнина на Уран.
2. Нептун гравитационно е захванал спътника си Тритон. Подобно сближение е възможно да повлияе на орентацията на магнитната ос на Нептун.
Източникът на магнитното поле на Уран и Нептун е неизвестен. Нито една от двете планети не е достатъчно масивна, за да има яд ро от металичен водород. Магнитното поле не е създадено, както при Юпитер и Сатурн от ядро от металичен водород. Предполага се, че първоначално плътните атмосфери на Уран и Нептун се състояли от Н,Не и смес от CH4, H2O, NH3 и паднали върху ядрата. Възможно е електричните токове от движещия се флуид да е създало магнитните полета на Уран и Нептун.

5.9.2  Тритон

Октрит е от английкия астроном William Lassel, като слаб звездообразен обект. През 1989 г. Voyager-2 прави снимка на ледената му повърхност и установява млада и разредена атмосфера. Тритон има ретроградна орбита, т.е. обратна на планетната ротация. Няма друг гигантски спътник с такава орбита. Трудно можем да си представим голям спътник близо до планетата да има обратна орбита на планетната ротация. Няколко външни спътника на Юпитер и Сатурн имат ретроградни орбити, но те са малки и вероятно са гравитационно захванати астероиди. Предполага се, че Тритон е захванат от Нептун мнго отдавна. Тритон се движи по спирална орбита с непрекъснато намаляващо разстояние от планетата, което е причинено от изоставането на приливната вълна на спътника. Силата на гравитацията на двете приливни издатини е насочена срещу орбиталното движение на спътника.Например, за Луната е обратно, тази сила е насочена по орбиталното движение и тя се отдалечава от Земята. След 105 години Тритон ще има разстояние от планетата равно на граничното разстояние на Рош и вероятно ще се превърне в пръстен. За разлика от другите спътници Тритон има много малко кратери. Едно приемливо обяснение е, че Тритон е орбитирал около Слънцето по собствена орбита като планета, но е бил захванат от Нептун преди 4.109 години. Първоначалната орбита на Тритон е била елиптична с голям ексцентицитет и голяма полуос, но приливните сили на планетата върху Тритон са стопили вътрешността му, което е довело до вулканизъм, който е заличил следите от кратери в миналото. Розовият лед на южния полюс на Тритон е змръзнал азот. Когато дойде лятото на южния полюс на Тритон този слой бавно се изпарява. На Тритон има дълги пукнатини, които напомнят на спътниците Европа и Ганимед. Повърхността на Тритон напомня на силно набръчкана кожа. Има няклко замръзнали езера от угаснали вулкани. Днес няма действуващи вулкани на Тритон. Voyager-2 откри 6 спътника на Нептун и измери най-ниската температура в Слънчевата система на спътника Тритон 37 К.

5.10  Плутон

В началото на XIX век астрономите предолагат, че неизвестен обект смущава орбитата на планетата Нептун. Един от най-ентусиазираните привърженици на идеята за откриването на нова девета планета е Пърсивал Лоуел. Той построява обсерватория в Флагстаф (Аризона) на място изключително благоприятно за астрономически наблюдения. Той конструира специална камера за търсенето на новата планета. През 1930 г. Томбо открива планетата Плутон, която има орбита с голям екцентритет, поради което през 1989 г. тя се оказа по-близо до Слънцето от Нептун. Плутон е едно голямо замръзнало езеро.
Таблица 14. Основни данни за Плутон
Параметър Численна стойност
Средно разстояние до Плутон 49,34 a.u.
Средна орбитална скорост на Плутон 4,7kms-1
Орбитален период d » 248.5 г.
Екваториален диаметър 0,18DЕ
Маса » 0,002 MЕ
Средна плътност 2030 kg m-3
Гравитационно ускорение 0,04 gЕ
Втора комическа скoрост 1.1 km/s
Средна температура -223 °C

5.10.1  Спътникът Харон

Плутон и спътникът му Харон са като две ледени джуджета, по малки от Луната, които орбитират около Слънцето. Плутон и спътника Харон са сравними по размери, поради което е по-правилно да наричаме Плутон двойна планета, в която планетата и спътника имат орбитален период равен на ротациония, т.е. синхронна ротация с период -6.387 d, където знакът минус означава ретероградна ротация. Орбиталната равнина на системата около общият център на масите на всеки 124 г., т.е. на половин орбитален период около слънцето, съвпада с равниата на еклиптиката. Това се случва когато системата Плутон-спътник. при орбиталното движение пресича възходящият или низходящият възел на орбитата на Плутон. Това е сезона на затъмненията на Харон и Плутон. По данните от затъмненията са определени диаметрите 2 300 км на Плутон и 1190 км на Харон, което означава, че планетата и спътника са по-малки от Луната. Плутон има полярна шапка и голямо екваториално петно. Плутон и Харон имат приблизително равна средна плътност, което предполага, че имат скално ядро и повърност от замразен CH4 и СО. Дневната температура на системата е 58 К. Според изчисленията се очаква да има около 1 000 тела като Плутон и спътника Харон, които са се образували в началния стадий от формирането на Слънчевата система.

5.11  Астероиди. Метеори. Комети

5.11.1  Правило Тициус-Боде

Таблица 15. Сравнениe на средните разтояния на планетите с получените по формулата 5.10
Планета средно разстояние в а.е. средно разстояние по 2.8 n
Меркурий 0,39 0,4 -Ґ
Венера 0,72 0,7 0
Земя 1,0 1,0 1
Марс 1,52 1,6 2
Церера 2,77 2,8 3
Юпитер5,20 5,2 4
Сатурн 9,54 10,0 5
Уран 19,18 19.6 6
Нептун 30,06 38.8 7
Плутон 39,44 77.2 8
За правилото на Тициус-Боде бе споменато в раздел1.2.4 , което се дава с формулата
a = 0,4 + 0,3.2n a.u.,
(5.10)
където а е средното разстояние до планетите в а.е., а n е число на планетата, като на планетите от Таблица 15. съответстват числа n n = -Ґ, 0, 1, 2, 4, 5, 6, 7, 8, съответно за планетите Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В таблица 15 са сравнени средните разтояния на планетите от Слънцето с получените по формулата на Тициус-Боде 5.10. Правилото на Боде не е закон а математичен израз на геометрична прогресия на средните разстояния на планетите, която няма физичен смисъл. Публикувано е от Тициус в 1766 г. и обявено като правило на Тициус-Боде. Астрономите били озадачени, че на числото n=3 не отговаря планета. Започват търсения на неизвестната планета. На 1.01.1800 г. Пиаци от Силиция открива астероид, който се приема за търсената планета. Той веднага пише на Боде за своето откритие, но поради затруднените съобщения, защото Силиция била във война, писмото пристигнало през март, но поради собственото бързо видимо движение по небето новият звезден обект изчезнал. Упоритите налюдения на астрономите за потвърждение на откритието на Пиаци били безрезултатни. На помощ на астрономите се отзовава гениалният математик Гаус. Той създава метод за определяне орбитните елементи на планета по три наблюдения. Преди това са били необходими наблюдения в продължение на целия орбиталния период на планетата, за да се определят нейните орбитните елементи. През ноември 1801 г. Гаус изчислява положението на новия обект върху небесната сфера, с което теоретично потвърждава откритието на Пиаци. Новият обект е наречен Церера в чест на римския бог на земеделието, покровител на Силиция. Разстоянието до обекта е близо до предсказаното по на Тициус-Боде. Орбиталният перод е 4,6 г. Диаметърът на Церера е 900 км и става ясно, че това не е планета. През 1802 г. немския любител-астроном Хенрих Олберс открива втори подобен обект, наречен Палада на почти същото разстояние от Слънцето с диаметър около 600 км. Астрономите изказват хипотеза, че преполагаемата планета с числото n=3 се е разрушила и започват да търсят фраменти от нея. Само един астроном Макс Волф до 1891 г. открива 228 малки обекта, наречени астероиди. Оказва се, че поради гравитационното смущение на Юпитер на разтояние около 3 а.е. е създаден пояс от астрероиди вместо планета от земната група. Американският астроном Daiel Kirkwood изучава разпределението на астероидите по разстояния. Той намира празнини в разпределението на разстояния, които по третия закон на Кеплер съответствуват на периоди 1/3, 2/5, 3/7 и 1/2 от периода на Юпитер. Гравитационното смущение на Юпитер изважда от орбитите астероиди с определени разстояния, където се получават празнините в разпределението на Kirkwood. Делението на Касини в пръстена на Сатурн е също резултат на такъв ефект от неговите спътници. Лагранжовите точки около масивните планети са също така капани за астероидите. Например триъгълните Лагранжовите точки са като капан, в който са попаднали астероидите от групата на гърците и троянците.

5.11.2  Удари между астероиди и планети

Астероидите Амур и Аполо са от групата на Марс. Близо до Земята са преминавали астероидите Ерос, Икарус и Хермес. Ако такъв астероид се сблъска със Земята ще се получи взрив със сила на атомна бомба. По време на приближенията си могат да се наблюдават периодични промени на светимостта на астероидите с периоди 5 -20 часа поради околоосна ротация и неправилната им форма. Само големите астероиди като Церера, Веста и Палада имат сферична форма. По-малките астероиди имат неправилна форма поради удари с други астероиди. При удари на астероиди се те се разрушават на няколко астероида или се получават няколко по-малки фрагменти с размери на метеорити, но е възможно при сбижение на два астероида да се получи и двойна система. Метеоритите, които се сблъскват с Земята образуват кратери с различни размери. Например, кратера Аризона е образуван преди 50 000 години от богат на желязо метеорит с размер около 50 м, който навлиза в земната атмосфера със сророст 11 км/с се получава взрив със сила взрив от 20 мегатона. В резултат се образува кратер с диаметър около 1,2 км и дълбочина 200 м. На Апенините (Италия) е намерен в минерал от лимонит е намерен тъмен слой от иридий (I), който се оценява на възраст 65 милиона години, това е епохата, когато изчезват динозаврите и 2/3 от животинските видсве за кратък срок. Геолозите предполагат, че в края на Мезозойската ера половината от животните на Земята са унищожени според една хипотеза върху Земята пада астероид с диаметър 10 км. Прахът, който се вдига от взрива, блокира слънчевата светлина за няколко години. Температурата на земната повърност пада драматично за няколко години, поради което растенията са унищожени, а животните, включително и динозаврите, измират поради липса на храна. В праха е имало много иридий от взива на астероида и той е образувал слой върху земната повърност. Под този слой са останали същества, подобни на плъховете, които се хранели със семена и плодове като лещници и орехи. Те единствено са оживяли от тази катастрофа и са основните видове кайнозойската ера, която е между мезозойската и палеозойската ери. През 1992 г. геолози откриват в Мексико на 180 км от кратер на полуостров Юкатан стъкловидни зърна. Предпполага се, че това са следи от паднал астероид. Радиоактивният метод по полупериода на рапад на калия (К) дава възраст 64,5 милиона години. Някои палентолози не са съгласни с тази хипотеза, но тя се основава на по-силни доказателства спрямо други хипотези.

5.11.3  Метеорити

Метеоритът е фрагмент от скала, който орбитира в Слънчевата система. Няма рязка граница между астероид и метерит. Все пак условно се преиема, че астрроида има размер по-голям от около 100 м. При среща на метеритът със Земята вследствие триенето в земната атмосфера той се нагрява до висока температура и оставя светла огнена следа, която достига земната повърхност. Метеоритите се делят на три типа: каменни, каменно-железни и железни.
1. Каменните имат тъмна обвивка, която е придукт на топенето на метерита при преминаването му през атмосферата. Вследствие на ударната вълна каменните метеорити се трошат и в тях се откиват железни петна. Те представляват 95 % от всички метеорити. Когато престоят на открито дълго време те не се отличават от земните скали.
2. Железно-камените метеорити са 1 % от всички.
3. Железните метеорити са 4 % от всички и обикновено са с примес на Ni от 10 % до 20 %. Около 75 % от желзните метеорити имат кристална структура, която се образува от стопен метал, който се охлажда бавно за около милион години. Типичните метеорити са фрагменти от астероид-прародител с диаметър около 200 - 400 км, които са образувани от планетозмали преди 4,5 милиарда години. Те се нагряват от радиоативния разпад до температурата на топене на съставящите ги скали. Желязото пада към астероидния център, а леката съставяща на скалите изплува на повърхността. При взаимните удари се получават фрагменти, от които железните метеорити са ядрата, а каменните - кората на астероида.

5.11.4  Следи от образуването Слънчева система

Има още един клас метеорити, които са остатъци от протослънчевия облак. Те се наричат въглеродни хондрити и са остатък от първичния облак на Слънчевата система. Те съдържат органичен материал и 20 % вода. Ако се нагреят водата от тези метеорити се изпарява. Аминокисилините във въглеродни хондрити са основния градивен материал на протеините, които са основата на живота на Земята. Междупланетния органичен материал верояно е паднал на Земята преди 4,5 милиарда години. През нощта на 8.02.1969 г. нощното небе на Мексико е било осветено отсин'о-бяла следа на небето, която която заслепила стотици свидетели, които помислили, че е настъпил края на света. Силен взив заглушил зашеметените наблюдатели. За часове екип от учени е събрал фрафментите от метерита, наречен Алиенде. Най-голямото парче е било 110 кг с кора от високата температура вследствие триенето при преминаване през атмосферата, на при ударната вълна метеорита се разпаднал и вътрешността била запазена от стопяване. Най-важният резултат от изследванато бил, че преди 4,5 милиарда години е избухнала свръхнова звезда, от взрива на която се получава 26Аl, който в малко количество е открит в метеорита Алиенде и се разпада много бързо. Може би от избухналата свръхнова звезда се е родила протослънчевата маглявина.

5.11.5  Комети

Кометата е мръсна ледена топка, която се изпарява в близост до Слънцето. От много скални и ледени парчета се състояла протослънчевата маглявина. След като протослъцето се нагрява се оразуват два вида планети-земен тип и гиганти, а също така и два типа междузвездна материя.Близо до Слънцето остават скални фрагменти - астероиди и метеорити, а далеч Слънцето остават ледени фрагменти примесени с прах-комети. Астероидите се движат по почти кръгови орбити в пояси около Слънцето в близост до равнината на еклиптиката. Кометите се движат по силно удължени орбити, наклонени към еклиптиката на случайни ъгли. В близост до перихелия Слънцето нагрява кометата и тя започва да се изпарява. Изпарените газове започват да светят и образуват сфероидално формирование като глава, наречено кома. Слънчевият вятър и слънчевите лъчи отблъскват газовете на кометата в посока обратна на Слънцето в т. нар. опашка. Твърдата компонента - лед и прах образуват ядрото на кометата, която наподобява мръсна ледена топка с размер 1-10 км. Първата снимка на ярдо на комета е направена от космическа станция през 1986 г. на Халеевата комета. То е по-тъмно и от въглища, защото е покрито с въглерод. Отразява само 4 % от слънчевата светлина. От ядрото на Халеевата комета излизат фонтани от прах към Слънцето. Тези отверстия покриват 10 % и са активни в близост до Слънцето. Когато ротацията на кометното ядро обърне тези отвстия към противоположната на Слънцето страна отворите се затварят. Обикновено комата има размер около 106 км, а опашката - 108 км. Ядрото и Н обвивка, която идва от разпадането на водата, с размер 107 км около него са ненаблюдаеми за земния наблюдател. Слънцето създава две опашки- йонна и прахова. Йонната опашка е противоположна на Слънцето вседствие слънчевия вятър. Праховата опашка се образува от изпаряващото се ядро. Лъчистото налягане е много малко и променливо за праховите частици. Праховата опашка е по-аморфна, има вид на дъга и в редки случаи е насочена към Слънцето, обратно на йонната опашка. Късопериодичните комети имат орбитални периоди около 200 дененощия, докато дългопериодичните комети имат орбитални периоди от 106 до 3.107 години. Обикновено в апогея има разстояния около 1/5 от разтояниято да aCen. Астрономите почти всеки месец откриват дългопериодичните комети, които в перихелия имат разтояние 50 000 а.е. Те идват от т. нар. облак на Оорт, който има около 12 милиарда комети и е образуван от преди 4,5 милиарда години от ледените планетозмали. Освен облака на Оорт има късопериодични комети с близки периоди до орбиталния период на Юпитер.

5.11.6  Метеорни дъждове

Всяка комета губи около 0,1
Тунгуският метеорит е паднал на 30 юни 1908 г. и отделил енергия 100 килотона. Първата експедиция е изпратена през 1927 г. поради I световна война. Дърветата са били повалени в диаметър 30 км. Явлението не е оствило кратер. Няма и значителни фрагменти от метеорит. Предполага се, че е паднало ядро на комета. Обяче няколко експедиции твърдят, че е явлението е причинено от каменен астероид с диаметър около 80 м, който пада със свръзвукова скорост. Астероидът е срещнал Земята със скорост 22 км/сек. Според тази хипотеза кометата се разрушава на голяма височина и не може да причини големи разушения по земната повърхност.


File translated from TEX by TTH, version 3.59.
On 22 Mar 2004, 10:51.