Будова Сонячної системи

Термоядерні реакції на Сонці

У 1935 році Ханс Бете висунув гіпотезу, що джерелом сонячної енергії може бути термоядерна реакція перетворення водню в гелій. Саме за це Бете отримав Нобелівську премію в 1967 році. Хімічний склад Сонця приблизно такий же, як і у більшості інших зірок. Приблизно 75% - це водень, 25% - гелій і менше 1% - всі інші хімічні елементи (в основному, вуглець, кисень, азот тощо). Відразу після народження Всесвіту «важких» елементів не було зовсім. Всі вони, тобто елементи важче гелію і навіть багато альфа-частинки, утворилися під час «горіння» водню в зірках при термоядерному синтезі. Характерне час життя зірки типу Сонця десять мільярдів років. Основне джерело енергії - протон-протонний цикл - дуже повільна реакція (характерний час 7,9 • 10 ⁹ років), так як обумовлена ​​слабкою взаємодією. Кожну секунду Сонце переробляє близько 600 мільйонів тонн водню. Запасів ядерного палива вистачить ще на п'ять мільярдів років, після чого воно поступово перетвориться на білий карлик.

Фотосфера Сонця

Спостережуване випромінювання Сонця виникає в його тонкому зовнішньому шарі, який називається фотосферою. Товщина цього шару 0,001 R = 700 км. У фотосфері утворюється видиме випромінювання Сонця, що має безперервний спектр. «Видима» поверхня Сонця визначається тією глибиною в атмосфері, нижче за яку вона практично непрозора. Сонце - газова куля, що не має чітких кордонів. Проте ми бачимо його різко окресленим тому, що практично все випромінювання Сонця виходить з фотосфери. Видимий нами світло випромінюється негативними іонами водню. Вони ж його і поглинають, тому з глибиною фотосфера швидко втрачає прозорість. На поверхні Сонця можна розгледіти багато деталей. Вся фотосфера Сонця складається зі світлих зерняток, бульбашок. Ці зернятка називаються гранулами. Розміри гранул невеликі, 1000-2000 км (близько 1 "дуги), відстань між ними - 300-600 км. На Сонці спостерігається одночасно близько мільйона гранул. Кожна гранула існує кілька хвилин. Гранули оточені темними проміжками, як би стільниками. У гранулах речовина піднімається, а навколо них - опускається. Грануляція - прояв конвекції в більш глибоких шарах Сонця. Гранули створюють загальний фон, на якому можна спостерігати незрівнянно більш масштабні освіти, такі, як протуберанці, факели, сонячні плями та ін

Хромосфера Сонця

Хромосфера Сонця видно тільки в моменти повних сонячних затемнень. Місяць повністю закриває фотосферу, і хромосфера спалахує, як невелике кільце яскраво-червоного кольору, оточене перлинно-білій короною. Розміри хромосфери 10-15 тисяч кілометрів, а густина речовини в сотні тисяч разів менше, ніж у фотосфері. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Зростання температури пояснюється впливом магнітних полів і хвиль, які проникають в хромосферу із зони конвективних рухів. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Температура цих струменів вище, ніж температура фотосфери. Під час повного сонячного затемнення можна отримати спектр хромосфери, який називається спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню бальмеровской серії, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення.

Сонячна корона

Сама зовнішня, сама розріджена і найгарячіша частина сонячної атмосфери - корона. Вона простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів. Незважаючи на сильне гравітаційне поле Сонця, це можливо завдяки величезним швидкостям руху частинок, складових корону. Корона має температуру близько мільйона градусів і складається з високоіонізоване газу. Можливо, причиною такої високої температури є поверхневі викиди сонячної речовини у вигляді петель і арок. Мільйони колосальних фонтанів переносять в корону речовина, нагріте в глибинних шарах Сонця. Яскравість корони в мільйони разів менше, ніж фотосфери, тому корону можна бачити тільки під час повного сонячного затемнення, або з допомогою коронографа. Найбільш яскраву її частину прийнято називати внутрішньою короною. Вона віддалена від поверхні Сонця на відстань не більше одного радіуса. Зовнішня корона Сонця має протяжні кордони. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму. З одинадцятирічним циклом Сонця змінюється загальний вигляд сонячної корони. В епоху мінімуму корона має округлу форму, вона як би «причесана». В епоху максимуму корональні промені розкинуті на всі боки.

Спалахи, протуберанці і корональні арки

Часто, особливо коли на Сонці є великі групи плям, в хромосфері виникають спалахи. Причини спалахів поки ще погано вивчені; мабуть, вони викликаються різким зміною магнітного поля в хромосфері. Енергія спалаху виділяється у вершині корональної петлі, потім поширюється в бік фотосфери, викликаючи нагрівання і випаровування більш холодних шарів. При цьому випромінювання різко зростає не тільки у видимій області спектру, але і в ультрафіолеті, і в рентгенівської області спектра, збільшується потік космічних променів. Спалахи викликають зміни в магнітному полі Землі і можуть навіть зашкодити системи електропостачання. Іншим проявом сонячної активності є поява плазмових утворень в магнітному полі сонячної атмосфери - волокон. Якщо ці волокна видно на краю Сонця, то вони спостерігаються як протуберанці. Протуберанцями називаються величезні освіти в короні Сонця. Щільність і температура протуберанців така ж, як і речовини хромосфери, але на тлі гарячої корони протуберанці - холодні і щільні освіти. Температура протуберанців близько 20 000 К. Деякі з них існують у короні кілька місяців, інші, що з'являються поруч з плямами, швидко рухаються зі швидкостями близько 100 км / с і існують кілька тижнів. Окремі протуберанці рухаються з ще більшими швидкостями й раптово вибухають; вони називаються еруптивних.

Сонячні плями

Плями на Сонці - очевидна ознака його активності. Це більш холодні області фотосфери. Температура плям близько 3500 К, тому на яскравому фоні фотосфери (з температурою близько 6000 К) вони здаються темніше. Сонячні плями мають внутрішню структуру: більш темну центральну частину - ядро ​​- і навколишнє її півтінь. Сонячні плями часто утворюють групи, які можуть займати значну площу на сонячному диску. Встановлено, що плями - місця виходу в атмосферу сильних магнітних полів. Поля зменшують потік енергії, що виходить із ядра, тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями зазвичай виникають групами. Плями на Сонці часто бувають оточені світлими зонами, званими смолоскипами. Вони гаряче атмосфери приблизно на 2000 К і мають пористу структуру (величина кожного осередку - близько 30 тисяч кілометрів). Часто зустрічаються факельні поля, усередині яких плям немає. Смолоскипи утворюються в результаті конвекції з глибоких шарів Сонця. Вони існують тижні і місяці. У деяких факельних полях між гранулами з'являється чорна точка, вона починає швидко рости і на наступний день перетворюється на пляму з різкою кордоном. Через 3-4 дні навколо плями утворюється півтінь. До десятого дня площа плями досягає максимуму, після цього воно починає зменшуватися і, нарешті, зникає. У групі плям спочатку зникають самі дрібні плями. Недалеко від плям простягаються темні нитки довжиною аж до сотень тисяч кілометрів. Вони являють собою зони нульового магнітного поля і відокремлюють регіони з протилежного полярністю. У період мінімуму сонячної активності плями з'являються в середніх широтах, в періоди максимуму - близько екватора. Близько полюсів плями практично не спостерігаються. Цикл активності сонячних плям має пряме відношення до земного клімату.

Сонячний вітер

Сонце є джерелом постійного потоку частинок. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра всі разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання являє собою більш-менш безперервне витікання плазми, так званий сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. Поблизу Землі його швидкість складає зазвичай 400-500 км / с. Потік заряджених частинок викидається з Сонця через корональні діри - області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Сонце обертається з періодом 27 діб. Траєкторії руху частинок сонячного вітру, що рухаються уздовж ліній індукції магнітного поля, мають спіральну структуру, обумовлену обертанням Сонця. У результаті обертання Сонця геометричній формою потоку сонячного вітру буде архимедова спіраль. У дні сонячних бур сонячний вітер різко посилюється. Він викликає полярні сяйва і магнітні бурі на Землі, а космонавтам не варто в цей час виходити у відкритий космос. Під впливом сонячного вітру хвости комет завжди спрямовані в бік від Сонця. Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають сантиметрові радіохвилі, які випромінює хромосфера, і більш довгі хвилі, які випромінює короною.

Планета Меркурій

Меркурій - найближча до Сонця планета, і весь свій шлях по орбіті навколо Сонця він проходить всього за 88 днів. Меркурій - найменша з усіх планет, не рахуючи Плутона. Поверхня цього невеликого маленького світу досить гаряча, щоб розплавити олово і свинець. Навряд чи там є якась атмосфера, а твердий грунт весь покритий кратерами.

• Маса: 3,3 * 10 ²³ кг. (0,055 маси Землі);
• Діаметр екватора: 4870 км. (0,38 діаметра екватора Землі);
• Щільність: 5,43 г / см ³
• Температура поверхні: максимум 480 ° С, мінімум -180 ° С
• Період обертання щодо зірок: 58,65 земної доби
• Відстань від Сонця (середня): 0,387 а.о., тобто 58 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 88 земних діб
• Період обертання навколо власної осі (добу): 176 земних діб
• Нахил орбіти до екліптики: 7 °
• Ексцентриситет орбіти: 0,206
• Середня швидкість руху по орбіті: 47,9 км / с
• Прискорення вільного падіння: 3,72 м / с ²

Будова планети Меркурій

На підставі аналізу фотографій Меркурія американські геологи П. Шульц і Д. Гаулт запропонували наступну схему еволюції його поверхні. Після завершення процесу акумуляції та формування планети її поверхня була гладкою. Далі настав процес інтенсивного бомбардування планети залишками планетного рою, під час якої були басейни типу Калоріс, а так само кратери типу Коперника на Місяці. Наступний період характеризувався інтенсивним вулканізмом і виходом потоку лави, заповнювала великі басейни. Цей період завершився близько 3 млрд. років тому. У Меркурія є слабке магнітне поле, воно становить 0,7% земного магнітного поля. Магнітне поле планети має більш складну структуру, ніж земне. Крім дипольного (двополюсного) у ньому присутні ще поля з чотирма і вісьма полюсами. З боку Сонця магнітосфера Меркурія сильно стиснута під дією сонячного вітру. Висока щільність і наявність магнітного поля показує, що в Меркурія повинно бути щільне металеве ядро. Щільність в центрі Меркурія повинна досягати 9,8 г/см3, радіус ядра складає 1800 км (75% радіуса планети). На частку ядра припадає 80% маси Меркурія. Незважаючи на повільне обертання планети, її магнітне поле збуджується тим же динамо-механізмом, що і магнітне поле Землі. Цей механізм зводиться до утворення кільцевих електричних струмів в ядрі планети при її обертанні, які і генерують магнітне поле. Над масивним ядром розташовується силікатна оболонка товщиною 600 км. Щільність поверхневих порід порядку 3,3 г/см3. Дані про атмосферу Меркурія вказує лише на її сильну розрідженість. Тиск у поверхні планети в 500 мільярдів разів менше, ніж біля поверхні Землі. Меркурій розташований дуже близько до Сонця і захоплює сонячний вітер своїм тяжінням. Атом гелію, захоплений Меркурієм, знаходиться в атмосфері в середньому 200 днів. Крім гелію на Меркурії зареєстровано наявність водню .. Крім того, розпечені, як піч, тверді породи виділяють різні атоми, в тому числі атоми лужних металів, які реєструються в спектрі атмосфери. Підозрюється присутність вуглекислоти і чадного газу.

Поверхня планети Меркурій

Поверхня Меркурія виявилася всіяна сіткою з кратерів різних розмірів. Їх розподіл за розмірами було аналогічно місячним. Велика частина кратерів утворилася в результаті падіння метеоритів. На поверхні планети були виявлені гладкі округлі рівнини, що отримали за схожістю з місячними «морями» назву басейнів. Поява долин пояснюється інтенсивної вулканічною діяльністю, яка співпала за часом з формуванням поверхні планети. На Меркурії є гори, висота найбільш високих сягає 2-4 км. У ряді районів планети на поверхні видно долини, бескратерние рівнини. На Меркурії зустрічається також незвичайна деталь рельєфу - ескарп. Це виступ висотою 2-3 км, що розділяє два райони поверхні. Ескарпи утворилися як зрушення при ранньому стиску планети. У полярних областях Меркурія, можливо, є водяний лід. Внутрішні області знаходяться там кратерів Сонце ніколи не висвітлює, і температура там може триматися близько -210 ° С. Альбедо Меркурія вкрай низька, близько 0,11. Максимальна температура поверхні Меркурія, +410 ° С. Перепади температур через зміну пір року, викликаної видовженістю орбіти, на денній стороні досягають 100 ° С. середня температура нічної півкулі рана -162 ° С (111 К). З іншого боку, температура соняшникового точки на середній відстані Меркурія від Сонця дорівнює +347 ° С. Поверхня цього невеликого світу досить гаряча, щоб розплавити свинець або олово.

Планета Венера

Друга від Сонця велика планета Сонячної системи. Одна з планет земної групи, по своїй природі подібна до Землі, але менше за розміром. Як і Земля, вона оточена досить щільною атмосферою. Венера підходить до Землі ближче за будь-яку іншу планету і являє собою найяскравіший небесний об'єкт (якщо не вважати Сонця і Місяця). Світло Венери настільки яскраве, що якщо на небі немає ні Сонця, ні Місяця, він примушує предмети відкидати тіні. Розташована ближче до Сонця, ніж наша планета, Венера отримує від нього в два з гаком рази більше світла і тепла, ніж Земля. Тим не менше з тіньової сторони на Венері панує мороз більше 20 градусів нижче нуля, оскільки сюди не потрапляють сонячні промені протягом дуже довгого часу. Поверхня Венери постійно закрита щільними шарами хмар, через які у видимому світлі поверхневих деталей майже не видно,

• Маса: 4,87 * 10 ²⁴ кг. (0,815 маси Землі);
• Діаметр екватора: 12102 км. (0,949 діаметра екватора Землі);
• Щільність: 5,25 г / см ³
• Температура поверхні: максимум 480 ° С
• Період обертання щодо зірок: 243 земних діб
• Відстань від Сонця (середня): 0,723 ae, тобто 108 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 224,7 земних діб
• Період обертання навколо власної осі (не дорівнює добі, добу на Венері - 116,8 земних діб): 243,02 земних діб
• Нахил орбіти до екліптики: 3.39 °
• Ексцентриситет орбіти: 0,0068
• Середня швидкість руху по орбіті: 35 км / с
• Прискорення вільного падіння: 8,87 м / с ²

Атмосферу на

Венеру іноді називають однією з найбільш таємничих планет Сонячної системи: щільний хмарний покрив огортає її поверхню. Маса атмосфери Венери приблизно в 100 разів перевищує масу атмосфери Землі. Переважну частку атмосфери становить вуглекислий газ (CO2 ~ 97%); азоту (N2) - близько 3%; водяної пари (H2O) - 0,05%, кисню - тисячні частки відсотка. У дуже малих кількостях є також домішки SO2, H2S, CO, HCl, HF. Температура на поверхні Венери (на рівні середнього радіуса планети) - близько 750 К (470 ° C, а максимальна зареєстрована 530 ° C), причому її добові коливання незначні. Тиск - близько 10 ⁷ Па, або 100 ат, щільність газу майже в 2 р вище, ніж в атмосфері Землі. Хмари Венери складаються в основному з 75-80-процентної сірчаної кислоти. Крапельки розчину сірчаної кислоти, що виникли під дією сонячного світла з присутніх в атмосфері вуглекислоти, а також у хмарах присутня водяна пара і з'єднань сірки. Концентрація водяної пари збільшується з висотою, досягаючи максимуму на висоті близько 50 км, де вона в сто разів вище, ніж у твердої поверхні, тобто частка пари на цій висоті наближається до одного відсотку. Температура і тиск спочатку падають зі збільшенням висоти. Мінімум температури (150-170 К) визначений на висоті 100-120 км, а в міру подальшого підйому температура росте, досягаючи на висоті 12 тис. км 600-800 К. Встановлено, що легкого ізотопу аргону на Венері на два порядки більше, ніж на Землі. Верхні шари хмар Венери відбивають 76% падаючого на них сонячного світла. Вітер, досить слабкий у поверхні планети (не більше 1 м / с), на висоті понад 50 км підсилюється до 150 м / с. Спостереження з автоматичних космічних станцій виявили в атмосфері грози. Туманний серпанок простягається до висоти близько 50 км. Далі до висоти 70 км йдуть хмари з дрібних крапель концентрованої сірчаної кислоти. Швидкість обертання на рівні верхньої межі хмар інша, ніж над самою поверхнею планети. над екватором Венери на висоті 60-70 км постійно дме ураганний вітер зі швидкістю 100 м / с і навіть 300 м / с у напрямку руху планети. На великих широтах Венери швидкість вітру на великих висотах зменшується, а біля полюсів існує полярний вихор. Самі верхні шари атмосфери Венери складаються майже цілком з водню. Воднева атмосфера Венери простирається до висоти 5500 км. Температура хмарних шарів коливається від -70 ° C до -40 ° C.

Будова Венери

У Венери рідке залізне ядро, але в ньому не порушується магнітне поле з-за повільного обертання Венери. Зареєстровані близько 150 вулканічних об'єктів, розміри яких перевищують 100 км; загальна кількість вулканів на планеті оцінюють у 1600. Виверження вулканів породжують потужні електричні розряди. Вулканізм на Венері свідчить про активність її надр. Конвективні потоки рідкої мантії замкнені товстої базальтової оболонкою. До складу порід входять оксиди кремнію, алюмінію, магнію, заліза, кальцію та інших елементів. Радіус верхньої межі хмар - близько 6120 км. Фігура планети близька до сферичної. Більш точно вона може бути представлена ​​трехосним еліпсоїдом, у якого полярне стиснення на два порядки менше, ніж у Землі.

Поверхня Венери

Венера наближається до Землі ближче, ніж всі інші планети. Однак щільна хмарна атмосфера не дозволяє бачити її поверхню безпосередньо, і всі дослідження проводяться за допомогою радарів або автоматичних міжпланетних станцій. Більша частина поверхні Венери зайнята великими рівнинами (на 85% рівнинна), над якими піднімаються три області - великі плато висотою в кілька кілометрів. Одна з них являє собою величезне вулканічне плато (архіпелаг Іштар - земля Іштар у північній півкулі і земля Афродіти поблизу екватора. Вище всіх (на 12 км вище середнього рівня поверхні) піднімаються гори Максвелла. Перепад висот уздовж екватора приблизно 5 км. Нижча точка на поверхні знаходиться на глибині 2,5 км від середнього рівня. На поверхні Венери виявлені кратери, розломи та інші ознаки протікали на ній інтенсивних тектонічних процесів. Чітко проглядаються і сліди ударного бомбардування. Поверхня вкрита каменями і плитами різних розмірів; поверхневі породи близькі за складом до земних осадових порід. За стандартами Сонячної системи поверхню Венери досить молода: найстаріші кратери, мабуть, з'явилися близько 800 млн. років тому. Доказів сучасної вулканічної активності не виявлено. Через потужної атмосфери і високої температури ударні кратери на Венері за формою досить сильно відрізняються від кратерів на інших планетах і місяцях. Невеликі метеорити, як правило, згорають в атмосфері Венери, тому на її поверхні маленьких кратерів немає. Було виявлено безліч різних деталей вулканічного походження. І рівнини, і тессери розсікаються протяжними (тисячі кілометрів), складно побудованими жолобами, утвореними роями тектонічних розломів. Hа поверхні рівнин планети виявлені загадкові "русла" довжиною від сотень до декількох тисяч кілометрів і шириною від 2-3 до 10-15 км. Вони мають типові ознаки долин, прорізаних плином якоїсь рідини, - меандровідние звивини, розбіжність і сходження окремих "протока", а в окремих випадках - щось на зразок дельти.
Планета Земля
Земля належить до групи земних планет, яка включає також Меркурій, Венеру і Марс. Земля часто порівнюється саме з цією групою, а також з Місяцем, оскільки їх походження, структура та еволюція однакові. Завдяки своїм унікальним, бути може, єдиним у Всесвіті природних умов (хоча це сумнівно), стала місцем, де виникла і отримала розвиток органічна життя. За сучасними космогонічними уявленнями Земля утворилася приблизно 4,566 мільярда років (плюс-мінус кілька мільйонів) тому з газопилової хмари в якому зародилося Сонце.

• Маса: 5,974 * 10 ²⁴ кг.
• Діаметр екватора: 12 756 км.
• Щільність: 5,515 г / см ³
• Температура поверхні: максимум +70 ° С мінімум -85 ° С
• Відстань від Сонця (середня): 1 ae, тобто 149 600 000 км
• Період обертання по орбіті (рік): 365,256 земних діб
• Період обертання навколо власної осі щодо зірок: 23ч.56 М.4, 099 с.
• Нахил орбіти до екліптики: 23 ° 27 '
• Ексцентриситет орбіти: 0,017
• Середня швидкість руху по орбіті: 29,77 км / с
• Прискорення вільного падіння: 9.78 м / с ²

Внутрішня будова Землі
З усієї маси Землі кора складає менше 1%, мантія - близько 65%, ядро ​​- 34%. Поблизу поверхні Землі зростання температури з глибиною складає приблизно 20 ° на кожний кілометр. На глибині близько 100 км температура приблизно 1800 К. Нижня, внутрішня межа між корою і мантією називається розділом Мохоровичича. Пружні хвилі в мантії поширюються, як у твердому тілі. У мантії стрибкоподібно збільшується швидкість поширення сейсмічних хвиль. Наступне по інтенсивності відображення спостерігається на глибині 2900 км (поверхня Віхерта - Гутенберга). На цій глибині сильно б'ють поздовжні і поперечні сейсмічні хвилі. Нижче лежить рідке ядро. Цей шар розплавленого металу називають зовнішнім ядром. У центрі Землі знаходиться тверде залізне ядро щільністю близько 10 000 кг / м ³ (1,7% маси Землі). Кордон між ними товщиною близько 5 км проходить на відстані приблизно 1220 км від центру. На Землі в результаті активної вулканічної діяльності відбувається викиди лави, пари і газів з внутрішніх частин мантії досі формується верхня частина Землі - опилки. На планеті близько 800 діючих вулканів. Кора і верхні шари мантії утворюють літосферу. Її межа розташована на глибині близько 70 км. Літосфера розколота на десяток великих плит, на кордонах між якими постійно відбуваються землетруси і виверження вулканів. Літосферні плити «плавають» у розташованому під ними до глибини 250 км шарі підвищеної плинності, званому астеносферой.
Атмосфера Землі
АТМОСФЕРА ЗЕМЛІ (від грец. Atmos - пар і сфера), повітряне середовище навколо Землі, що обертається разом з нею; маса ок. 5,15 · 1015 т. По щільності атмосфери вона займає проміжне місце між Венерою і Марсом. Вона унікальна в тому відношенні, що володіє великими запасами рідкої води. Складна взаємодія між океаном, атмосферою і планетарної поверхнею визначає її енергетичний баланс і температурний режим. Хмарний покрив звичайно закриває близько 50% поверхні, і теплота, що залишається усередині атмосфери (парниковий ефект), піднімає середню температуру більше ніж на 30 градусів. Склад її біля поверхні Землі: 78,1% азоту, 21% кисню, 0,9% аргону, в незначних частках відсотка вуглекислий газ, водень, гелій, неон та інші гази. У нижніх 20 км міститься водний пар (у земної поверхні - від 3% у тропіках до 2.10 -5% в Антарктиді), кількість якого з висотою швидко убуває. Вуглекислота - найбільш важлива слідова компонента атмосферного повітря. Висока концентрація кисню (виникла приблизно 2000 млн. років тому) є прямим результатом існування рослин. Присутність кисню дозволило сформуватися у верхніх шарах атмосфери озоновому шару (на висоті 20-25 км), який екранує поверхню планети від сонячного ультрафіолетового випромінювання, шкідливого для життя. Вище 100 км росте частка легких газів, і на дуже великих висотах переважають гелій і водень; частина молекул розкладається на атоми і іони, утворюючи іоносферу. Тиск і щільність повітря в атмосфері Землі з висотою убувають. У залежності від розподілу температури атмосферу Землі підрозділяють на тропосферу, стратосферу, мезосферу, термосферу, екзосферу. Нерівномірність її нагрівання сприяє загальної циркуляції атмосфери, яка впливає на погоду і клімат Землі. Атмосфера Землі має електричним полем. ТРОПОСФЕРА (від грец. Tropos - поворот і сфера), нижній, основний шар атмосфери до висоти 8-10 км в полярних, 10-12 км у помірних і 16-18 км в тропічних широтах. У тропосфері зосереджено більше 1/5всей маси атмосферного повітря, сильно розвинені турбулентність і конвекція, зосереджена переважна частина водяної пари, виникають хмари, розвиваються циклони і антициклони - все що відбуваються тут процеси відіграють визначальну роль для формування погоди на планеті. Температура в тропосфері зменшується з збільшенням висоти. Тропосфера зверху обмежена тропопаузою, яка відповідає переходу до більш стійким умов лежить вище стратосфери. СТРАТОСФЕРА (від лат. Stratum - шар і сфера), шар атмосфери, що лежить над тропосферою від 8-10 км у високих широтах і від 16-18 км поблизу екватора до 50-55 км. Стратосфера характеризується зростанням температури з висотою від -40 ° С (-80 ° С) до температур, близьких до 0 ° С, малої турбулентністю, нікчемним змістом водяної пари, підвищеним у порівнянні з нижче-та встановленими вище шарами змістом озону. Іоносфери, верхні шари атмосфери, починаючи від 50 - 85 км до 600км, характеризуються значним вмістом атмосферних іонів і вільних електронів. Атоми і молекули в цьому шарі інтенсивно іонізуються під дією сонячної радіації, зокрема, ультрафіолетового випромінювання. Переміщення заряджених частинок за магнітним силовим лініям до полярних областях на широтах від 60 до 75 ° приводить до появи полярних сяйв. Верхня межа іоносфери - зовнішня частина магнітосфери Землі. Причина підвищення іонізації повітря в іоносфері - розкладання молекул атмосфери газів під дією ультрафіолетового й рентгенівської сонячної радіації і космічного випромінювання. Іоносфера має великий вплив на поширення радіохвиль. Складається іоносфера з мезосфери і термосфери. Мезосфера знаходиться приблизно до 80-85 км, над якою спостерігаються (зазвичай на висоті близько 85 км) сріблясті хмари. Тут температура з висотою зменшується, досягаючи -90 ° C біля верхньої межі (мезопаузи). Світлі блакитні хмари в літньому сутінковому небі виникають у верхній атмосфері на висотах близько 80 км і по структурі досить різноманітні. Термосфера, шар атмосфери над мезосферою від висот 80-90 км, температура в якому росте до висот 200-300 км, де досягає значень порядку 1500 К, після чого залишається майже постійної до великих висот. Екзосфера (від екзо ... і сфера) (сфера розсіювання), зовнішній шар атмосфери, що починається з висоти близько 400-500 км, які межують з міжпланетної середовищем. У цих шарах щільність настільки низька, що між атомами відбувається дуже мало зіткнень і атоми, що рухаються з великою швидкістю, можуть вийти зі сфери гравітаційного тяжіння планети і відлітати (вислизати) в космічний простір. На відстанях більше 1000 км шар холодної плазми високої щільності (плазмосфера). Плазмосфера простирається до відстаней у 3 - 7 земних радіусів. Її верхня межа (плазмопауза) відзначена різким падінням плазмової щільності. Земна атмосфера не пропускає жорстке короткохвильове випромінювання. Одним з найважливіших газів, що поглинають ультрафіолетові промені, є озон.
Поверхня планети Земля
Температура на поверхні знаходиться в межах від -85 ° C (внутрішні райони Антарктиди) до +70 ° C (Західна Сахара). Середня температура поверхні Землі - +12 ° C. Більшу частину поверхні Землі (більше 2 / 3) займає Світовий океан, що залишилася третина припадає на сушу. Умови на поверхні Землі помітно відрізняються від інших планет: ніде, крім як на Землі, немає води в рідкому стані, немає атмосфери, багатої киснем. Саме завдяки воді більше 3,8 млрд. років тому на Землі змогла виникнути життя. Рідка оболонка Землі, яка займає 361 млн. км ² або 70,8% поверхні Землі, називається гідросферою. В океанах Землі зосереджено 97% всіх запасів води (близько 10 ²¹ кг). Частина води перебуває у вигляді льоду і снігу в полярних шапках, а також в атмосфері. Середня глибина Світового океану - 3 900 м, максимальна глибина - 11 000 м (Маріанський жолоб у Тихому океані). Вік гірських порід встановлюється за змістом ізотопів урану і торію. Гори займають понад 1 / 3 поверхні суші. Пустелі покривають близько 20% поверхні суші, савани і рідколісся-близько 20%, ліси-близько 30%, льодовики-понад 10%. Понад 10% суші зайнято під сільськогосподарськими угіддями. Значна частина північних територій є вічну мерзлоту.

Планета Марс

Марс - перша після Землі планета Сонячної системи, до якої людина виявила особливу цікавість з надією, що там є розвинуте позаземне життя.

• Маса: 6,4 * 10 ²³ кг. (0,107 маси Землі);
• Діаметр екватора: 6794 км. (0,53 діаметра екватора Землі);
• Щільність: 3,94 г / см ³
• Температура поверхні: -23 ° С на більшій частині поверхні, -150 ° С на полюсах, 0 ° С на екваторі.
• Відстань від Сонця (середня): 1,5237 а.о., то є 228 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 687 земних діб
• Період обертання навколо власної осі (добу): 24,6229 години
• Нахил орбіти до екліптики: 1 ° 51 '
• Ексцентриситет орбіти: 0,093
• Середня швидкість руху по орбіті: 24,1 км / с
• Прискорення вільного падіння: 3,72 м / с ²

Внутрішня будова планети Марс

Ядро Марса має масу до 9% маси планети. Воно складається з заліза і його сплавів і перебуває в рідкому стані. Марс має потужну кору товщиною 100 км. Між ними знаходиться силікатна мантія, збагачена залізом. Внаслідок малої маси сила тяжіння на Марсі майже в три рази нижче, ніж на Землі. В даний час структура гравітаційного поля Марса детально вивчена. Вона вказує на невелике відхилення від однорідного розподілу щільності в планеті. Ядро може мати радіус до половини радіуса планети. Воно складається з чистого заліза або зі сплаву Fe-FeS (залізо-сульфід заліза) і розчиненого в них водню. Ядро Марса частково або повністю перебуває в рідкому стані. Марс повинен мати потужну кору товщиною 70-100 км. Між ядром і корою знаходиться силікатна мантія, збагачена залізом. Червоні оксиди заліза, які присутні в поверхневих породах, визначають колір планети. Зараз Марс продовжує остигати. Сейсмічна активність планети слабка. На протязі довгої геологічної історії Марса його поверхню змінювали виверження вулканів і марсотрясенія. Поверхня планети складається ніби з двох контрастних частин: древніх високогір'я, що покривають південну півкулю, і більше молодих рівнин, зосереджених в північних широтах. Виділяються два великих вулканічних району - Елізіум і Фарсіда. Різниця висот між гірськими та рівнинними областями досягає 6 км. Метеоритні кратери покривають 2 / 3 поверхні планети. Деякі з рівнин суцільно покриті древніми виверженими породами. Потоками рідкої лави розтікалися по поверхні, застигали, по них текли нові потоки. На закінченнях лавових мов спостерігаються структури, схожі на земні осадові породи. Взаємодія лави і підземного льоду призвело також до появи численних борозен і тріщин. На далеких від вулканів низинних областях північної півкулі простягаються піщані дюни. Особливо багато їх у північної полярної шапки. У минулому величезну роль у формуванні марсіанського рельєфу грала проточна вода.

Атмосфера і фізичні умови на Марсі

Атмосфера на Марсі розріджена, так як Марс не здатний довго утримувати біля себе молекули газів. Її тиск у поверхні становить лише один відсоток від нормального земного атмосферного тиску. Однак втричі менша сила тяжіння на поверхні Марса дозволяє навіть такому розрідженому повітрю піднімати мільйони тонн пилу. На Марсі, із-за низького тиску, не може бути рідкої води. Вона там присутня або в газоподібному стані або у вигляді льоду. Небо на Марсі жовте або червонувате, через зваженої в атмосфері пилу, що розсіює світло. Температура на поверхні планети може коливатися від +25 ° С до -125 ° С. Атмосфера Марса є поганим захисником від холодного космосу. Поверхня Марса має червонуватий колір через значної кількості домішок оксидів заліза. На Марсі раніше текли річки, від яких залишилися лише сухі русла. Крім цих копалин річок, на поверхні Марса є високі вулкани, один з яких - Олімп - найвища гора в Сонячній системі, його висота - 28 км. Планета рясніє саме щитовими вулканами, утвореними застиглими потоками лави. Такі вулкани мають дуже пологі схили і підстави великої площі. У минулому, Марс виявляв неабияку вулканічну активність. На Марсі також зняті піщані дюни, гігантські каньйони і розломи, метеоритні кратери. Крім впливу ударів метеоритів, поверхня Червоної планети схильна до впливу атмосфери і, нехай мало активної, гідросфери. На Марсі має місце вивітрювання, нехай і не настільки відчутне, як на Землі. На Марсі присутні осадові породи. Деякі розломи поверхні планети - наслідок тектонічної активності Марса в далекому минулому

Фобос і Деймос - супутники Марса

Супутники Марса набагато менше Місяця. Вони безформний і зовсім невеликі, розглянути їх у невеликий телескоп важко. Можна припустити, що і Фобос, і Деймос - кам'яні тіла. Вони дуже сильно відрізняються від нашого Місяця. Фобос - більший з двох супутників Марса. Він знаходиться ближче до своєї планети, ніж будь-який інший супутник у Сонячній системі, менш ніж в 6000 км від поверхні Марса. Він є також одним з найменших з усіх супутників. Фобос робить звернення навколо планети втричі швидше, ніж сам Марс обертається навколо своєї осі. За добу Марса Фобос встигає зробити три повних оберти і пройти ще дугу в 78 °. Фобос і Деймос можуть складатися з багатої вуглецем гірської породи подібно астероїдів типу C. Але їх щільності настільки низькі, що вони не можуть бути чистою гірською породою. Вони, ймовірно, складаються з суміші гірської породи і льоду. Деймос - менший і найбільш віддалений з двох супутників Марса. Це найменший з відомих супутників у Сонячній системі. Як і Фобос, Деймос складається з багатої вуглецем гірської породи подібно астероїдів типу C та криги. Фобос і Деймос, як вважають, є захопленими астероїдами. Є навіть таке припущення, згідно з яким вони були утворені швидше за межами Сонячної системи, а не в основному поясі астероїдів.

Планета Юпітер

Юпітер панує серед дев'яти планет нашої Сонячної системи, змагаючись з Сонцем у своїй красі. Найбільша планета знаходиться далеко за основним поясом астероїдів. Маса Юпітера набагато перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Величезна атмосфера Юпітера створює величезний тиск. Воно збільшується при наближенні до центру планети. У таких екстремальних умовах гази в атмосфері знаходяться в незвичайних станах. Що знаходиться достатньо глибоко водень під тиском атмосфери сформував шар у рідкому металевому стані. Це - і не океан, і не атмосфера. Такий шар водню повинен мати властивості, які не вкладаються в наше звичне розуміння. На відміну від простого газоподібного водню, рідкий металевий водень здатний проводити електричний струм. Стійкий радіошумів і сильне магнітне поле Юпітера випромінюються якраз цим шаром металевої рідини

• Маса: 1,9 * 10 ²⁷ кг. (318 мас Землі);
• Діаметр екватора: 143760 км. (11,2 діаметрів екватора Землі);
• Щільність: 1,31 г / см ³
• Температура верхніх хмар: -160 ° С - максимум
• Відстань від Сонця (середня): 5,203 а.о., тобто 778 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 11,867 років
• Період обертання навколо власної осі (добу): 9,93 години
• Нахил орбіти до екліптики: 1 ° 18'17 "
• Ексцентриситет орбіти: 0,0489
• Середня швидкість руху по орбіті: 13,1 км / с
• Прискорення вільного падіння: 24,74 м / с ²

Будова Юпітера

Планети і Сонце утворилися із загального газопилової хмари. На частку Юпітера довелося 2 / 3 маси від всієї маси планет Сонячної системи, але цього не вистачило для того, щоб у центрі Юпітера почалися термоядерні реакції: планета в 80 разів легше найменшої зірки головної послідовності. Юпітер володіє власним джерелом тепла, пов'язаним з радіоактивним розпадом речовини і енергією, що вивільняється в результаті стиснення. У тепловому режимі Юпітера велику роль відіграють потоки внутрішньої енергії з центру планети. Планета випромінює більше енергії, ніж отримує від Сонця. Атмосфера Юпітера складається на 89% з водню і на 11% гелію і нагадує за хімічним складом Сонце. Її протяжність 6 тисяч кілометрів. Помаранчевий колір атмосфері надають сполуки фосфору або сірки. Газові планети, до яких відноситься Юпітер, не мають твердої поверхні, їхній газоподібний матеріал просто стає більш щільним із глибиною. Вище ядра знаходиться основний обсяг планети у формі рідкого металевого водню. Рідкий металевий водень складається з іонізованих протонів і електронів. При такій температурі і тиску, як у Юпітера, водень усередині нього - рідина, а не газ. Він є електричним провідником і джерелом магнітного поля Юпітера. Цей водневий шар, можливо, також містить деяку кількість гелію. Юпітер має величезне магнітне поле, набагато більш сильне, ніж у Землі. У Юпітера є кільця, подібно Сатурну, але набагато більш слабкі. На відміну від Сатурна, кільця Юпітера - темні. Вони складаються з дуже дрібних часток гірських порід. Також на відміну від кілець Сатурна вони не містять льоду.

Атмосфера Юпітера

Атмосфера Юпітера характерна вітрами великих швидкостей, що дують в межах широких смуг, паралельних екватору планети, причому в суміжних смугах на Юпітері вітру спрямовані в протилежні сторони. Вітри на Юпітері досягають швидкості 500 км / ч. Атмосфера Юпітера створює гігантське тиск, що збільшується при наближенні до центру планети. Найбільш віддалений від ядра шар складається насамперед зі звичайного молекулярного водню і гелію, що знаходяться в рідкому стані усередині і поступово переходять у газоподібний ззовні. На Юпітері існують смуги, обмежені по широті, усередині яких дують вітри з дуже високими швидкостями, причому їхні напрямки протилежні в суміжних смугах. Невеликої різниці в хімічному складі і температурі між цими областями досить для того, щоб вони виглядали як кольорові смуги. Світлі смуги називаються зонами, темні - поясами. Атмосфера Юпітера високо турбулентна. Яскраві кольори, видимі в хмарах Юпітера, є результатом протікання різних хімічних реакцій елементів, присутніх в атмосфері, можливо, включаючи сірку, наявність якої може давати широкий спектр квітів, але подробиці поки не відомі.

Супутники Юпітера

До початку третього тисячоліття в Юпітера відомо 28 супутників. Чотири з них відрізняються великими розмірами і масою. Вони рухаються майже по кругових орбітах у площині екватора планети. 20 зовнішніх супутників настільки далекі від планети, що невидимі з її поверхні неозброєним оком, а Юпітер в небі самого далекого з них виглядає менше Місяця. Ряд малих супутників рухаються по майже однаковим орбітах. Всі вони - залишки більш великих супутників Юпітера, зруйнованих його тяжінням. Зовнішні ж супутники Юпітера цілком могли бути захоплені гравітаційним полем планети: всі вони обертаються навколо Юпітера у зворотний бік.

Супутник Юпітера ІВ

Орбіта = 422 000 км від Юпітера
Діаметр = 3630 км
Маса = 8.93 • 1022 кг
Іо - третій за величиною і найближчий супутник Юпітера. Іо трохи більше, ніж Місяць На відміну від більшості супутників у зовнішній сонячній системі Іо і Європа подібні за складом планет земної групи, перш за все наявністю силікатних гірських порід. Іо має залізне ядро ​​радіусом 900 км. Поверхня Іо радикально відрізняється від поверхні будь-якого іншого тіла Сонячної системи. На Іо знайдено дуже мало кратерів, отже, його поверхня дуже молода. Матеріал, що проривається з вулканів Іо, є деякою різновидом сірки або двоокису сірки. Вулканічні виверження швидко змінюються. Енергію для всієї цієї активності Іо, можливо, отримує завдяки приливним взаємодіям з Європою, Ганимедом і Юпітером. Іо перетинає лінії магнітного поля Юпітера, генеруючи електричний струм. Іо може мати власне магнітне поле, як Ганімед. На Іо дуже розряджена атмосфера, що складається з двоокису сірки та деяких інших газів. На відміну від інших супутників Юпітера, на Іо дуже мало або взагалі немає води. Іо має тверде металеве ядро, оточене кам'яною мантією, як у Землі. Форма Іо під впливом Юпітера сильно спотворюється. Іо постійно має овальну форму через обертання і приливного впливу Юпітера.

Супутник Юпітера Європа

Орбіта = 670 900 км від Юпітера
Діаметр = 3138 км
Маса = 4.80 • 1022 кг
Європа і Іо подібні за складом планет земної групи: вони також головним чином складаються з силікатної гірської породи. На відміну від Іо Європа зверху покрита тонким шаром льоду. Всередині Європа складається з шарів з малим металеве ядро ​​в центрі. Поверхня Європи анітрохи не схожа на що-небудь у внутрішній Сонячній системі. Вона надзвичайно гладка: було помічено лише декілька особливостей рельєфу заввишки трохи більше ніж кілька сотень метрів. На Європі дуже небагато кратерів, і тільки три кратера мають діаметр більше 5 км. Під поверхнею льоду Європи знаходиться рівень рідкої води глибиною цілих 50 км. Більша частина поверхні Європи пересічена рядами темних смужок. Європа має дуже незначну атмосферу, що складається з кисню. Поверхня Європи представляє великий інтерес, тому що під крижаною кіркою може знаходитися океан рідкої води, що створює умови, що підходять для життя. Мала кількість кратерів, знайдених на Європі, свідчить про те, що її поверхня дуже молода з геологічної точки зору.

Супутник Юпітера Ганімед

Орбіта = 1070000 км від Юпітера
Діаметр = 5262 км
Маса = 1.48 • 1023 кг
Ганімед є сьомим і найбільшим супутником Юпітера. Ганімед - найбільший супутник в Сонячній системі і своїми розмірами перевершує ще й дві планети - Меркурій і Плутон. Його діаметр більше діаметру Меркурія, але його маса становить лише приблизно половину маси Меркурія. Ганімед набагато більше, ніж Плутон. Ганімед поділяється на три структурних рівня: мале ядро ​​з розплавленого заліза або заліза і сірки, оточене скелястій силікатної мантією з крижаною оболонкою на поверхні. Поверхня Ганімеда являє собою в основному два типи місцевості: дуже старі, з великою кількістю кратерів, темні області, і кілька більш молоді, світліші, області з протяжним рядами канав і гірських кряжів. У розрядженою атмосфері Ганімеда міститься кисень подібно Європі, але це не є доказом наявності життя. Поверхня Ганімеда вкрита великою кількістю льоду. Ганімед має власне сильне магнітне поле.

Супутник Юпітера Каллісто

Супутник розміром приблизно з Меркурій - третій за величиною після Ганімеда і Титана, його діаметр 4800 км, а середня щільність = 1,83 г/см3. Водяний лід Каллісто становить до 60% маси супутника. У Каллісто знайдено власне магнітне поле напруженістю 750 мТл на поверхні. Тому передбачається наявність металевого ядра під силікатної корою. Так само, як і у Ганімеда, світлі кратери - це більш пізні утворення на поверхні супутника. Вік поверхні Каллісто вимірюється мільярдами років; на ній практично відсутні сліди вулканічної діяльності. Якщо наявність океану на Європі можна вважати досить правдоподібним, то для Каллісто більш імовірно його відсутність.
Планета Сатурн
Планета відома з найдавніших часів. Максимальна видима зоряна величина Сатурна +0,7 m. Ця планета - один з найбільш яскравих об'єктів на нашому зоряному небі. Кільця Сатурну видимі із Землі в невеликий телескоп. Вони складаються з тисяч і тисяч невеликих твердих уламків каміння і льоду, які обертаються навколо планети.

• Маса: 5,68 * 10 ²⁶ кг. (95 мас Землі);
• Діаметр екватора: 120420 км. (9,46 діаметрів екватора Землі);
• Щільність: 0,71 г / см ³
• Температура поверхні: -23 ° С на більшій частині поверхні, -150 ° С на полюсах, 0 ° С на екваторі.
• Відстань від Сонця (середня): 9,54 а.о., тобто 778 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 29,666 земних років
• Період обертання навколо власної осі (добу): 10,54 години
• Нахил орбіти до екліптики: 2 ° 29 '
• Ексцентриситет орбіти: 0,057
• Прискорення вільного падіння: 9,44 м / с ²

Будова Сатурна

Нижче атмосфери простирається океан рідкого молекулярного водню. На глибині близько 30 000 км водень стає металевим (тиск сягає близько 3 мільйонів атмосфер). Рух металу створює потужне магнітне поле. У центрі планети знаходиться масивне залізо-кам'яне ядро. Магнітне поле Сатурна більш слабке в порівнянні з Юпітером. У Сатурна вісь обертання збігається з віссю диполя. Деякі заряджені частинки, рухаючись від полюса до полюса, проходять через систему кілець і поглинаються там льодом і пилом. Тому в області кілець магнітосфера Сатурна дуже порожня - в ній дуже мало заряджених частинок.

Супутники Сатурна

Система супутників Сатурна досить складна. Відомі 30 супутників. Дванадцять з них відкриті за останні кілька років. Супутники Сатурна можна розділити на дві групи - регулярні і іррегулярні. Регулярні супутники рухаються по майже кругових орбітах, що лежать недалеко від планети поблизу її екваторіальній площині. Всі регулярні супутники звертаються в одному напрямку - у напрямку обертання самої планети. Це вказує на те, що сформувалися ці супутники в газопиловій хмарі, що оточував планету в період її народження. На відміну від них, іррегулярні супутники звертаються далеко від планети, по хаотичним орбітах, ясно вказує, що ці тіла були захоплені планетою порівняно недавно з числа пролітали повз неї астероїдів або ядер комет. Більшість супутників складається з льоду: їх щільність не перевищує 1400 кг/м3. У найбільш великих супутників формується кам'янисте ядро. Майже всі супутники завжди повернені до планети однією стороною. Тефія як би «пасе» два інших супутника - Телесто і Каліпсо, розташованих на 60 ° попереду і позаду Тефії. Подібним чином рухаються Троянці разом з Юпітером. Супутник перед собою має і інша велика місяць - Діона. Темний Гіперіон не має постійної швидкості обертання навколо своєї осі: вона змінюється протягом місяця на десятки відсотків. Супутник Сатурна Феба обертається навколо планети у зворотний бік. Дрібний пил від нього потрапляє на «передню» (по ходу руху) поверхню Япета, викликаючи сильне її почорніння. Найбільший супутник Сатурна, Титан, за своєю величиною перевершує планету Меркурій. Його діаметр 5150 км. Його внутрішня будова схоже на будову юпітеріанських супутників. У Титану передбачається наявність твердого кам'янистого ядра і крижаної оболонки. У Титану щільна червоно-помаранчева атмосфера з хмарами заввишки близько 200 км, через яку не можна розрізнити деталі поверхні. Атмосфера Титана складається на 85% з азоту, на 12% з аргону, близько 3% займає метан, виявлені також домішки кисню, водню, етану, пропану та інших газів. Існує ймовірність, що під атмосферою знаходиться метан-етанового океан глибиною в кілька кілометрів.

Атмосфера Сатурна

Атмосфера Сатурна - в основному, водень і гелій. Близько 7 відсотків обсягу верхньої атмосфери Сатурна - гелій, в той час як майже все інше - водень. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна могла б бути результатом більш сильного змішування газів в напрямку, перпендикулярному екватора. Вітру на Сатурні дуже сильні. Поблизу екватора їх швидкість: близько 500 метрів в секунду. Вітри дмуть, здебільшого, у східному напрямку. Сила вітрів слабшає при видаленні від екватора. Також, при видаленні від екватора, з'являється все більше західних течій. Переважання східних потоків (у напрямку осьового обертання) вказує на те, що вітри не обмежені шаром верхніх хмар, вони повинні поширюватися всередину, принаймні, на 2 000 кілометрів. Вітру в південному і північному півкулях симетричні щодо екватора. Мінімальна температура на Сатурні - 82 Кельвіна. Температура зростає при зануренні в атмосферу

Кільця Сатурна

Кільця Сатурну видимі із Землі в невеликий телескоп. Вони складаються з тисяч і тисяч невеликих твердих частинок з каменів і льоду, які обертаються навколо планети. Існує 3 основних кільця, названих A, B і C. Вони помітні без особливих проблем із Землі. Є і більш слабкі кільця - D, E, F. При найближчому розгляді кілець виявляється безліч. Між кільцями існують щілини, де немає часток. Ширина кілець дорівнює 400 тис. км, однак у товщину вони складають всього кілька десятків метрів. Всі кільця складаються з окремих шматків льоду різних розмірів. Ці частинки рухаються з практичних однаковими швидкостями (близько 10 км / с), іноді стикаючись один з одним. Під дією супутників кільце трохи вигинається, перестаючи бути плоским: видно тіні від Сонця. Зовнішній вигляд кілець змінюється від року до року. Це обумовлено нахилом площині кілець до площини орбіти планети.

Планета Уран

Уран ледь бачимо неозброєним оком у дуже ясні ночі, його неважко виявити в бінокль. Максимальна видима зоряна величина m = +5,5. Невеликий астрономічний телескоп покаже маленький диск.

• Маса: 8,7 * 10 ²⁵ кг. (14,5 мас Землі);
• Діаметр екватора: 51000 км. (4 діаметра екватора Землі);
• Щільність: 1,27 г / см ³
• Температура поверхні: -220 ° С
• Відстань від Сонця (середня): 19,2 ae, тобто 2860 млн км
• Період обертання по орбіті (рік): 1984
• Період обертання навколо власної осі: 17 год 14 хв
• Нахил орбіти до екліптики: 0 ° 46'23 "
• Ексцентриситет орбіти: 0,0463
• Середня швидкість руху по орбіті: 6,8 км / с
• Прискорення вільного падіння: 9,67 м / с ²

Уран зсередини

Планета Уран має невеличке тверде залізно-кам'яне ядро, над яким відразу починається щільна атмосфера. Ніяких океанів на Урані немає. Така будова планети тепер називають двошарової моделлю. Температура в ядрі досягає 7000 К, а тиск - 6 мільйонів атмосфер. Уран майже не має внутрішніх джерел енергії. Незабаром після утворення Сонячної системи сталося зіткнення Урана з іншим великим тілом. У результаті цього зіткнення Уран був перекинутий набік. Збіднення легкими газами - наслідок недостатньої маси зародка планети, і в ході утворення Уран не зміг утримати біля себе більшу кількість водню і гелію. Чи в цьому місці зароджується планетної системи зовсім не було стільки легких газів. Атмосфера на Урані потужна, товщиною не менше 8000 км. Атмосфера Урана складається приблизно з 83% водню, 15% гелію і 2% метану. Метан, ацетилен і інші вуглеводні в атмосфері планети зустрічаються в значно більших кількостях, ніж на Юпітері і Сатурні. Саме метанова серпанок добре поглинає червоні промені, тому Уран здається блакитним. Уран має смуги хмар, які дуже швидко переміщаються. Вітри в середніх широтах на Урані переміщають хмари в тих же напрямках, що і на Землі. Ці вітри дмуть зі швидкістю від 40 до 160 м / с. Денна освітленість на Урані відповідає земним сутінків відразу після заходу Сонця. У Урана майже таке ж сильне магнітне поле, як у Землі. Конфігурація цього магнітного поля дуже складна. Дуже наближено його можна вважати дипольним. Магнітне поле робить можливим «полярні» сяйва, що спостерігаються у верхній частині атмосфери.