Планети.Сончев систем
 

Сонце

кликнете за поголема слика
Сонцето погледнато низ опсерваторијата СОХО

Сонцето е највпечатливоит објект во Сончевиот Систем. Како најголем објект, тој содржи околу 98% од вкупната маса на системот. Сто и девет Земји би можеле да се наредат долж дијаметарот на сончевиот диск, а внатрешноста би собрала 1,3 милиони Земји. Сончевиот надворешен видлив слој е наречен фотосфера и има температура од 6000°С. Овој слој е шарен заради турбулентните ерупции на енергија на површината.

Сончевата енергија се создава длабоко во јадрото на Сонцето. Тука заради огромните температури (15.000.000°С) и притисоци (340 милијарди пати поголем од воздушниот притисок на морско ниво на Земјата) започнуваат нуклеарните реакции.

ИНТЕРЕСНО

Сонцето веројатно е активно веќе 4,6 милијарди години, а има доволно гориво за уште околу 5 милијарди...

Сонцето ќе порасне толку многу што Земјата би била "проголтана", односно ќе се најде во неговата внатрешност...

Оваа реакција предизвикува четири протони (односно јадра на водород (Н) да се фузираат и да создадат една алфа честичка (односно јадро на хелиум (Не)). Алфа честичката е околу 0.7% полесна од четирите протони. Разликата во маса се претворила во енергија која се пренесува кон површината на Сонцето, преку процес наречен конвекција, кадешто се ослободува како светлина и топлина. На енергијата создадена во јадрото на Сонцето и се потребни милион години да стигне до површината. Секоја секунда 700 милиони тони водород се претвораат во хелиумов "пепел". Во процесот се ослободува 5 милиони тони чиста енергија, затоа како одминува времето Сонцето станува се полесно и полесно.
кликнете за поголемо
Сончеви пеги - фотографија на Скопско Астрономско Друштво

Хромосферата се наоѓа над фотосферата. Сончевата енергија поминува преку овој регион на нејзиниот пат од центарот на Сонцето. Факулите и огновите настануваат во хромосферата. Факулите се светли луминисцентни облаци од водород кои се формираат над областите каде наскоро ќе се формираат сончеви пеги. Огновите се светли влакнести структури од жежок гас кој извира од регионот со сончеви пеги. Сончеви пеги се темни депресии на фотосферата со типична температура од 4000°С.

Короната е надворешниот дел од сончевата атмосфера. Тоа е регионот каде се јавуваат проминисценции. Проминисценции се огомни облаци од усвитен гас кој еруптира од горниот дел на хромосферата. Надворешниот дел на короната се протега длабоко во вселената и се состои од честички кои бавно се оддалечуваат од Сонцето. Короната може единствено да се види за време на целосното затемнување на Сонцето.

Сонцето веројатно е активно веќе 4,6 милијарди години, а има доволно гориво за уште околу 5 милијарди. На крајот од својот живот, Сонцето ке започне да фузира хелиум во потешки елементи (намногу до железо) и ќе почне да расте. Ќе порасне толку многу што Земјата би била "проголтана", односно ќе се најде во внатрешноста на Cонцето. По милијарда години како црвен џин, ненадејно ќе колабира во бело џуџе - епилогот на ѕвездите како нашата. За да се излади целосно би му биле потребни околу илјада милијарди години.

Податоци за Сонцето:

  • Маса (kg) 1.989е+30
  • Маса (Земја = 1) 332,830
  • Екваторијален радиус (km) 695,000
  • Екваторијален радиус (Земја = 1) 108.97
  • Процечна густина (g/cm3) 1.410
  • Период на ротација (денови) 25-36*
  • Луминисцентност (ergs/sec) 3.827е33
  • Магнитуда (Vo) -26.8
  • Просечна температура на површината 6,000°С
  • Старост(милијарди години) 4.5

* зависи од оддалеченоста од половите. На половите ротацијата е најбрза (25 дена), а на екваторот најбавна (36)

Хемиски состав:

  • Водород 92.1%
  • Хелиум 7.8%
  • Кислород 0.061%
  • Јаглерод 0.030%
  • Азот 0.0084%
  • Неон 0.0076%
  • Железо 0.0037%
  • Силициум 0.0031%
  • Магнезиум 0.0024%
  • Сулфур 0.0015%
  • Останати елементи0.0015%

Меркур

кликнете за поголема слика
Меркур

Меркур е најблиската планета до Сонцето. Неговата орбита има изразен елипсоиден облик. Кога се наоѓа во точката кога е најблиску до Сонцето (перихел), тој е оддалечен 46 милиони киломерти (0,308 AU), а кога е во најоддалечената (афел), оддалечен е 70 милиони километри (0,467 AU).

Според големината, Меркур е втора најмала планета. Дијаметарот му е 40% од Земјиниот, односно за 40% поголем од оној на Месечината.

ИНТЕРЕСНО

Заради чудниот однос на меркурoвиот ден и година, кога астронаут би стоел на Меркур, за него времето помеѓу две изгрејсонца би било 176 земјени денови.

Движењето на Меркур бил првиот практичен доказ за Општата теорија на релативност.

Планетата Меркур е видлива и со голо око. Можеме да ја набљудуваме дваесеттина дена во текот на годината и тоа или веднаш по зајдисонце или пред изгрејсонце. Бидејќи се наоѓа близу до Сонцето, никогаш не може да го забележиме искачен повеќе од дваесеттина степени над хоризонтот. Како последица на тоа што Меркур е поблиску до Сонцето во однос на Земјата, Меркур гледан гледан од Земјата пројавува мени, слично како Месечината.

Меркур им бил познат и на старите народи. Античките Грци за оваа планета имале две имиња: кога се појавувала како утринска ѕвезда била позната како Аполо, а навечер ја нарекувале Хермес. Второто име го добил бидејќи се движи многу брзо по небото, токму како брзиот Хермес, гласникот на боговите. Самите астрономи од тоа време знаеле дека двете имиња се однесуваат на едно исто нешто. Денешното име нешто подоцна му го дале Римјаните. Меркур, според нивната митологија, бил бог на трговијата, патувањето, крадењето... (пандан на Хермес во грчката митологија).


Заради чудниот однос на Меркуривиот ден и година, кога астронаут би стоел на Меркур, за него времето помеѓу две изгрејсонца би било 176 земјени денови. Ако се земе предвид и елипсоидната патека едно деноноќие би изгледало вака: Сонцето изгрева на исток и додека се движи кон зенитот станува cе поголемо.

Наклонетоста на оската на ротација на Меркур во однос на рамнината на која орбитира околу Сонцето е само 2°. Постои чуден однос помеѓу времето на ротација на Меркур околу својата оска и времето на револуција околу Сонцето. Потребни му се 59 земјини денови еднаш да се заврти околу својата оска, што е точно 2/3 од 88 дена, колку што изнесува една негова година. Заради чудниот однос на Меркуривиот ден и година, кога астронаут би стоел на Меркур, за него времето помеѓу две изгрејсонца би било 176 земјини денови. Ако се земе предвид и елипсоидната патека едно деноноќие би изгледало вака: Сонцето изгрева на исток и додека се движи кон зенитот станува cе поголемо. Тука ќе застане и ќе почне да се движи наназад, кон исток, за потоа пак да застане и да продолжи да се движи кон запад. Притоа сe до заоѓањето тоа станува сe помало и помало. Просечната големина на Сончевиот диск е 2,5 пати поголема од Сончевиот диск гледан од Земјата.

Меркур нема атмосфера. Поради својата мала маса, а следствено и мала гравитација тој не успеал во текот на историјата да ја задржи. Единствено нешто што може да се забележи налик на атмосфера се локални слаби концентации на натриум (Na), резултат на сончевиот ветар кој ги избива од површината на Меркур. Ова не значи дека натриумот е најзастапен елемент на површината. Таа воглавно е составена од силикатни карпи. Во внатрешноста се наоѓа јадро од железо и никел поради што Меркур има маглнетно поле кое е само 1% од јачината на земјиното магнетно поле и е наклонета 7° во однос на оската на ротација.

Дневната температура на површината на Меркур е над 500 K (227 °С), а ноќе може да падне до 100К (-173 °С). Големите дневни температури се резултат на фактот дека Меркур се наоѓа многу близу до Сонцето, а додека студените ноќи се должат на отсуството на атмосфера или друг флуид (како што се океаните на Земјата) кои во текот на ноќта ја оддаваат топлината која ја акумулирале тој ден. Во некои региони, во зависност од типот на почвата, температурата може да достигне и до 600 К (327 °С). Заради изолаторскиот ефект на горниот слој на почвата, веднаш под површината температурата се движи од 314 К до 446 К.

кликнете за поголемо
слика од површината на Меркур

Меркур досега бил посетен само е едно летало - Маринер 10, кое во текот на 1974 и 1975 три пати пролетало покрај планетата. Успеал да сними 45% од површината, процент кој до денес не е зголемен заради блискоста на Меркур до Сонцето, што го отежнува неговото фотографирање.

Површината на Меркур многу наликува на површината на Месечината. Изрешетана од безбројни кратери кои се резултат од интензивното бомбардирање со астероиди во раната историја на Сончевиот систем, пред 4,5 до 3,5 милијарди години. Но за разлика од Месечината, заради нешто поголемиот дијаметар, дебелината на литосферата е потенка (потребно е подолго време да се излади), а исто така може да се забележат рамнини од лава и гребени кои се резултат на вулканската историја на Меркур.

До почетокот на XX век Меркур им создавал проблеми на астрономите бидејќи неговата орбита не можела да се објасни со помош на Њутновата механика. Постоеле мали, но недозволливи разидувања помеѓу пресметаните и набљудувание резултати. Еден можен одговор кој бил во оптек во тоа време бил дека постои уште една планета која орбитира уште поблиску до Сонцето - планетата Вулкан (дури и добила име пред да биде откриена). Сепак вистинскиот одговор го дал Алберт Ајнштајн со општата теорија на релативноста, која потполно го објаснувала движењето на Меркур без никакви непостоечки планети. Движењето на Меркур бил првиот практичен доказ за Општата теорија на релативноста.


Венера

кликнете за поголема слика
Густата атмосфера на Венера
Ако се суди според големината, Венера слободно може да се нарече сестра на Земјата. Ниедно тело во Сончевиот Систем нема толку слична големина и маса, дијаметарот на Венера е 95% од земјиниот, а масата, заради помалата просечна густина, е 82% од земјината.

Венера на ноќното небо се појавува како најсветол објект, веднаш по Месечината. Исто како и Меркур, таа пројавува мени и може да се набљудува само по зајдисонце или пред изгрејсонце (бидејќи се поблизу со Сонцето во однос на Земјата). Бидејќи е најсветла "ѕвезда" на нашето небо, првата светла точка која ќе се појави по заоѓањето на Сонцето е токму Венера. Одтука кај нашиот народ Венера е позната како "ѕвезда вечерница", кога се гледа по заоѓањето на Сонцето, односно "ѕвезда деница" кога се гледа пред неговото изгревање. Според грчката митологија планетата Венера била божицата Афродита - прекрасната божица на љубовта и убавината, а денешното име го добила од панданот на Афродита во римската митологија.

ИНТЕРЕСНО

Денот на Венера трае подолго од годината.

Атмосферскиот притисок на површината е 90 пати поголем од атмосферскиот притисок на површината на Земјата на морско ниво, што би значело дека чувството да се стои на површината на Венера е приближно исто како да се стои 1000m под морското ниво.

Во споредба со повеќето други планети во Сончевиот Систем, Венера (зедно со Уран и Плутон) има необична ротација околу својата оска. Најголемиот дел од планетите ротираат проградно - од запад кон исток (затоа Сонцето, кога се наоѓате на нив, привидно се движи од исток кон запад), а Венера ротира ретроградно - од исток кон запад. Исто така необична е и нејзината бавна ротација околу својата оска која трае 243 земјнини денови. Годината на Венера, времето потребно да заврти полн круг колу Сонцето е нешто покусо, 224,7 земјнини денови. Од слични причини како во случајот со Меркур, кога би се наоѓале на Венера денот не би ни траел 243 земјнини денови, туку "само" 117. Причината за ретроградното движење, како и за бавната ротација сеуште не е точно одредена, но можно е дека настанале како резултат на гравитационото влијание на Земјата или на судир со некое големо тело (поголемо од Месечината) во времето кога Сончевиот Систем бил сеуште во формирање. Наклонетоста на оската на ротација во однос на рамнината по која се движи околу Сонцето е 0,7°, односно ако се земе предвид ретроградното движење 177,3°, што би значело дека на Венера нема годишни времиња.
кликнете за поголемо
Венера видена со помал телескоп - Фотографија на Скопско Астрономско Друштво

Просечната оддалеченоста на Венера од Сонцето е 108,2 милиони километри (0,723 AU). Таа, во однос на сите други планети, најмогу се приближува до Земјата, па би можело да се заклучи дека Венера може најдобро да се набљудува со телескоп. Но тоа не е воопшто така. Денес ние ниту со најдобрите опички телескопи не можеме да видиме нешто повеќе од првиот човек кој ја гледал Венера низ телескоп, Галилео Галилеј. Единствено што може да види е дека Венера има мени, а неможе никако да се забележи било каков релјеф. Причината за тоа ја дал М. Ломоносов во 1761 кога до набљудувал феноменот кога Венера е помеѓу Сонцето и Земјата. забележал дека позадинското Сонце создава прстен околу Венера, што недвосмислено значи дека Венера има атмосфера. Во 1928 година американскиот астроном Френк Рос користејќи филм осетлив на улртавиолетова светлина фотографирал темни облици во астмосферата кои всушност се различно типови облаци кои се разликуваат по составот, големината на честичките од кои се составени, како и висината на која се наоѓаат. Во 1932 судејќи според спектроскопските анализи на атмосферата утврдено е дека таа содржи огромни количествa јаглерод диоксид (CO2), подоцна се покажало дека тој е застапен со 96%. Откритието дека Венера има атмосфера, како и тоа дека има густи облаци, било повеќе од добра почва на писателите на научна фантастика да шпекулираат дека Венера под гусите облаци всушност е огромна џунгла, нешто налик на Амазонската. Откритието дека во составот на атмосферата речиси и да нема вода, а особено сознанието за темпетарурите кои владеат во долните слоеви на атмосферата ги отфрлило сите овие приказни. Имено, кога во 1960 година било измерено топлинското зрачење на планетата во помош на радио бранови било забележана температура од 750 К (477 °С). Ваквата температура останува релативно константна и во текот на ноќта.

Како е можно Венера, која се наоѓа подалеку од Сонцето да има повисока температура на површината од Меркур кој е поблизу? Тоа е заради ефектот на стаклена градина.  СО2 е провиден за сите видливи и ултравиолетови зраци, но многу силно го апсорбира топлинското, односно инфрацрвеното зрачење. Сончевата светлина која ќе дојде до површината, ја загрева, па таа зрачи инфрацрвениот спектар, но облаците речиси сосема ја апсорбираат оваа светлина. Со тоа тие ја задржуваат топлината, сe додека мал дел не успее да се извлече. Така, рамнотежата со новопристигнатата топлина настанува некаде на 480 °С. Со помош на сондата Венера 7, потврдена е оваа висока температура, но и откриен е еден многу важен факт поврзан со атмосферата на Венера. Атмосферскиот притисок на површината е 90 пати поголем од атмосферскиот притисок на површината на Земјата на морско ниво, што би значело дека чувството да се стои на површината на Венера е приближно исто како да се стои 1000m под морското ниво. Затоа сондите кои се праќат на Венера не само што мора да издржуваат високи температури, туку и да бидат налик на подморници - да издржуваат високи притисоци.

Со помош на советските сонди "Венера"и "Вегас", како и американските "Mariner" и "Pioneer Venus" дојдено е до многу интересни сознанија за составот на атмосферата на Венера. Покрај доминантниот јаглерод диоксид, постојат мали количини азот, водена пареа, аргон, јаглерод моноксид и други гасови. На висина од 50 до 60 km над површината се наоѓаат облаци од концентрирана сулфурна киселина кои се движат со брзина од 360 km/h. Како што се кондензираат капките сулфурен дожд, така паѓаат, но паѓајќи доаѓаат до потопли региони на атмосферата каде испаруваат и повторно во вид на пареа се креваат во горните слоеви. Затоа облаците од сулфурна киселина на Венера имаат точно дефинирано долно ниво, а сулфурните дождови никогаш не стигнуваат до површината каде и покрај кристално чистото небо во текот на целиот ден владее самрак, бидејќи сулфурните облаци пропуштаат само 10% од сончевата светлина.

кликнете за поголемо
фотографија од површината на Венера

Од сликите кои ги имаат пратено сондите кои се спуштиле на површината на Венера, може да се забележат воглавно вулкански пејсажи. Судејќи според промените, во одредени региони, на концентрацијата на сулфур диоксид (SO2), кој интензивно се исфрла при вуклански активности, може да се заклучи дека дел од тие вулкани и денес се активни. На површината не можат да се забележат бројни кратери како кај Месечината и Меркур, што не значи дека Венера не била бомбардирана од метеори, туку заради густата атмосфера, а особено заради јаката вулканска активност пред околу 800 милиони години површината е прекриена со карпи од лава, одностно тие кратери се избришани. Малкуте кратери од удари на метеори обично се наоѓаат во формации бидејќи настанале од еден астероид кој непосредно пред да падне на површината се распаднал.

Јадрото на Венера е составено од никел и железо, но заради бавната ротација околу својата оска нема магнетно поле.

Венера треба на нас земјаните да ни послужи како пример што може да се случи со Земјата доколу се продолжи со континуираното исфрлање СО2 во атмосферата (на секоја декада количеството јаглерод диоксид во атмосферата се зголемува за 2 до 3%). Многу е важно да се открие за колку би се зголемила температурата доколку се уфрли извесно количество СО2 во атмосферата. Венера можеме да ја искористиме како огромна природна лабораторија за разбирањето на евентуалните климатски промени на Земјата.


Земја

ИНТЕРЕСНО

За околу 13000 години ѕвездата Северница нема повеќе да покажува кон север, туку на нејзино место ќе дојде ѕвездата Вега.

Американскиот континент ќе се оддалечи уште повеќе кон запад, а Африка ќе се спои со Евроазија.

На луѓето им требало време да сфатат и да се помират со фактот дека Земјата не е ништо друго само обична "топчеста карпа" што орбитира околу Сонцето. Таа е трета по оддалеченост од него и орбитира на просечна оддалеченост од 149,6 милиони километри (1AU).
кликнете за поголема слика
Земјата од перспектива на астронаут
Според составот не се разликува многу од останатите внатрешни планети. Разликата е во тоа што е нешто поголема од нив (дијаметарот на екваторот е 12756 km) и има најголема густина од сите планети, 5,52 пати поголема од густината на водата. Внатрешната структура содржи четири региони помеѓу кои промената на густината е скоковита. Внатрешното јадро, кое се наоѓа во цврста состојба, е воглавно составено од железо и негови легури со никел. Температурата во центарот на јадрото е 7500 К, што е за околу 1500 К повисока од температурата на површината на Сонцето. Надворешното јадро е има сличен состав, но е во течна состојба. Обвивката во најголема мера е составена од цврсти силикатни карпи чија густина кон површината опаѓа. Најнадворешниот слој е земјината кора (литосфера) чија дебелина варира, од 5km под океаните, до 30km под континентите. За разлика од другите тела во Сончевиот систем,
кликнете за поголемо
Тектонските плочи на Земјата
кората на Земјата е поделена на неколку цврсти плочи кои "пловат" на полутечниот слој веднаш под литосферата наречен астеносфера. Некогаш плочите се движат една кон друга, а друг пат се оддалечуваат. Пукнатините долж краевите на плочите обично се места со чести земјотреси и активни вулкани. Ваквото движење на континентите се одвивало уште од многу одамна. Така пред 250 милиони години на Земјата постоел само еден континет за подоцна полека да почнат да се одвојуваат континентите какви што денес ги знаеме. Овој процес ќе трае и во иднина, па милиони години од сега Американскиот континент ќе се оддалечи уште повеќе кон запад, а Африка ќе се спои со Евроазија.

Засега единствено на Земјата со сигурност знаеме дека постои живот. Тоа се должи на фактот дека водата и кислородот тука можат да се најдат во изобилство. Но кога некој би ја посетил Земјата во нејзината рана историја, таа воопшто не би изгледала на денешната "сина планета", туку повеќе или помалку слична како останатите негостољубиви планети. Раната атмосфера се формирала од вулканските гасови кои воглавно содржат вода и јаглерод диоксид. Како што Земјата се ладела, водата се кондензирала во океани оставајќи го јаглерод диоксидот осамен да ја формира тогашната атмосфера која била погуста од денешната. Јаглеродниот диоксид се раствора во вода формирајќи јаглеродна киселина која реагира со карпите на океанското дно, процес при кој се создаваат карбонатни (јаглеродни) карпи. На овој начин количеството на CO2 во атмосферата постојано се намалувало (и сеуште се намалува). При процесот на фотосинтеза растенијата, се разбира откако се појавиле, јаглеродниот диоксид го претвораат во молекуларен кислород (О2). Атмосферата со застапеност од 22% О2 (како денес) постои од пред 2,5 до 2 милијарди години. О2 хемиски многу лесно реагира. Со многу хемиски елементи и соединенија формира оксиди, со водородот реагира создавајќи вода итн. Затоа кога би ги снемало растенијата тој целосно би исчезнал за стотина милиони години.

кликнете за поголемо
Атмосферата штом ќе се излезе од неа

Денес во атмосферата доминира азотот (N2) со 77%. Тој иако е четврт по застапеност во вулканските гасови, штом ги снемало CO2 и водената пареа од раната атмосфера останал да доминира во неа. Можно е и дополнителни количества азот да се донесени и од кометите кои паднале на Земјата, кои содржат големо количество азот во облик на замрзнат амонијак.

Масата на атмосферата не е подеднакво распределена. Најблиските 6km до површината содржат околу 1/2 од вкупната маса, следните 12km околу 1/4 (односно 1/2 од преостанатата маса), следните 24km околу 1/8 (1/2 од преостанатата маса), следните 48km содржат 1/16. Така до висина од 6+12+24+48=90 km се наоѓа 1/2+1/4+1/8+1/16=15/16=93,75% од вкупната маса на атмосферата.

Оската на ротација на Земјата околу својата оска е наведена за 23,45° во однос на нормалата на еклиптиката, благодарејќи на тоа постојат годишни времиња. Интересен е фактот дека кога Земјата е најблиску до Сонцето, заради наклонетоста на оската на ротација, тогаш на северната хемисфера е зима, а кога е најоддалечена тогаш кај нас е лето. Ова значи дека аголот под кој паѓаат сончевите зраци исто така многу влијае на температурата на површината на Земјата.

Заради привлечните влијанија на Месечината и Сонцето, Земјата прави мали движења така што оската на ротација покажува во различни правци. Гледано од страна оската на ротација би опишувала конус. Времетраењето на еден таков циклус трае 26000 години. Денес оската покажува кон ѕвездата Севенрица, а за околу 13000 години на местото каде што би бил северниот небесен пол (правецот на оската на ротација) би била ѕвездата Вега, која во овој момент е оддалечена повеќе од 40° од него. Ваквото движење на Земјата ги објаснува периодичните ледени времиња кои настануваат со исто толкав период.

Земјата има магнетно поле, но северниот магнетен пол не се совпаѓа со географскиот северен пол. Тој отстапува за 11° од него и се наоѓа во северните делови од Канада. Затоа компасите не покажуваат точно кон северниот геогрефски пол, туку кон магнетниот. Магнетизмот не настанува длабоко во внатрешноста на Земјата иако е составен воглавно од железо, бидејќи е претопло во тој регион и неможе да се магнетизира материјалот, туку од течното надвотешно јадро. Магнетното поле не е симетрично, туку е сплескано во правецот кон Сонцето заради неговото влијание. Магнетното поле нe штити од штетното влијание на наелектризираните честички од сончевиот ветар. Но сепак, мал дел од нив пробиваат до атмосферата и во северните предели се гледаат како аурора (поларна светлина).

кликнете за поголемо
Земјата со својот сопатник

Периодот на ротација околу својата оска е 23,93 часа, а периодот на ротација околу Сонцето е 365,26 денови. Заради тоа секоја четврта календарска година е престапна, односно наместо 365 има 366 денови.

Земјата има еден природен сателит - Месечината и два облака гасови и прашина (облаци на Кордилевски) кои се наоѓаат во т.н. Лагранжови точки (точки кои заедно со Земјата и Месечината формираат рамностран триаголник). Земјата има и огромен број на вештачки сателити (создадени од човекот), чиј број е постојано во пораст.

Месечина



кликнете за поголема слика
Фотографија на Скопско Астрономско Друштво со CMOS web камера
Месечината е единствениот природен сателит на Земјата. Просечната оддалеченост од Земјата е 384.400 km, дијаметарот на Месечината е 3476km.

Месечината (на латински Луна), се разбира, луѓето ја познаваат уште од праисторијата. Таа е вториот најсветол објект на небото веднаш по Сонцето. Какошто Месечината орбитира околу Земјата (еднаш месечно), аголот помеѓу Земјата, Месечината и Сонцето се менува, што се манифестира месечевите мени. Времето помеѓу две последователни полни месечини е 29,5 дена (709 часа), малку различно од

ИНТЕРЕСНО

Месечината нема атмосфера.

Водородот од Месечината може во иднина да се користи и како ракетно гориво.

периодот на ротација (мерено во однос на позадинските ѕвезди) бидејќи Земјата за тој период поминала значително растојание во својата орбита околу Сонцето.

Заради својата големина и состав, Месечината понекогаш се класифицира како "планета" од земјин тип заедно со Меркур, Венера, Земја и Марс.

кликнете за поголемо
Apollo 17
кликнете за поголемо
„Малиот“ чекор за човештвото

Мечината за прв пат беше посетена од Советското летало Луна 2 (Луна на латински Месечина) во 1959. Таа, засега, е единствениот небесен објект посетен од луѓето. Првото спуштање на вселенски брод со човечки екипаж се случи на 20ти Јули 1969, а последното декември 1972. Месечината исто така е и едниственото тело од чии примероци се вратени на Земјата. Во летото 1994, Месечината беше детално мапирана од леталото Клементина (Clementine) како и поврторно во 1999 од Лунар Проспектор (Lunar Prospector).

Гравитационите сили меѓу Земјата и Месечината предизвикуваат некои интересни ефекти. Најочигледен е плимата. Гравитационата привлечна сила на Месечината е посилна на онаа страна од Земјата што е поблизу до неа, а послаба на спротивната. Затоа Земјата, а особено океаните, бидејќи

кликнете за поголемо
Заоѓање на Земјата видено од Месечината
не е потполно во цврста состојба се истегнува кон Месечината. Од ашата перспектива на површината на Земјата се гледаат две испакнатини, една во насока кон Месечината и една спротивно од неа. Ефектот е многу поизразен врз океанската вода отколку врз цврстата кора, такашто испакнатините на водата се многу повисоки. Бидејќи Земјата ротира многу побрзо од Месечината при орбитирањето околу нас, испакнатините се движат околу Земјата еднаш дневно, давајќи две високи плими. (Овој модел е многу симплифициран; вистинските плими, особено близу брегот, се многу покомплицирани). Но, ни Земјата не е комлетно флуид. Земјината ротација ги носи земјините испакнатини малку пред точката директно пред Месечината. Ова значи дека силата меѓу Земјата и Месечината не е точно на линијата на нивните центри што предизвикува Земјата да забавува со својата ротација за 1,5 милисекунди на 100 години, а Месечината да се оддалечува од нас за 3,8 сантиметри годишно. (Спротивниот ефект се случува кај сателитите со необична орбита како Фобос и Тритон).

Асиметричната природа на гравирационата привлечност е исто така виновна и за синхроната ротација на Месечината (постојано е во фаза со својата орбита такашто постојатно е завртена со иста страна кон Земјата). Исто како што Земјината ротација се забавува од влијанието на Месечината, така во далечното минато месечевата ротација била забавувана од Земјата, но во овој случај ефектот бил многу појак. Кога периодот на ротација и бил толку намален да се поклопи со орбиталниот период (такашто испакнатината секогаш е завртена кон Земјата) тогаш се воспоставила стабилна состојба. Истото нешто им се случило на повеќето други сателити во Сончевиот систем. На крајот, Земјината ротација ќе биде намалена до таа мерка да се совпадне со периодот на Месечината, како што е случајот со Плутон и Харон.

кликнете за поголемо
Месечината и Венера од скопското Кале - долга експозиција - фотографија на Скопско Астономско Друштво

Месечината изгледа малку како да се ниша (заради не сосема кружната орбита) така што неколку степени од другата страна понекогаш може да се видат, но најголемиот дел до задната страна беше сосема непознат додека Советското летало Луна 3 не ја фотографираше во 1959. (Непостои "темна страна" на Месечината, сите делови се изложени на сонце половина од времето. Некои употреби на теминот "темна страна" во минатото значеле всушност "непознатата страна", но тоа денес повеќе не важи).

Месечината нема атмосфера. Но податоците од Клементина укажуваат дека можеби има воден мраз во некои длабоки кратери близу јужниот пол на Месечината кои се постојано во сенка. Тоа не беше потврдено од Lunar Prospector. На северниот пол со сигурност постои мраз. Ова откритие значително би ги поевтинило идното истражување на Месечината.

Месечевата кора е провечно е дебела 68 km, но варира од 0 под Mare Crisium до 107 км северно од кратерот Королев кој се наоѓа на задната страна. Под кората се наоѓа обвивка и веројатно мало јадро (едвам 340 km во радиус, а содржи само 2% од вкупната маса на Месечината). За разлика од обвивката на Земјата, месечевата обвивка е делумно течна. Чудно, центарот на маса на Месечината отстапува од геометрискиот центар за околу 2 km во насока кон Земјата. Исто така кората е потенка на страната која е завртена кон нас.

кликнете за поголемо
Месечината (110KB)

Има два примарни вида на релјеф на Месечината: многу стари планински региони изрешетани со кратери од удари на метеори и релативно малди и мазни региони наречени мориња (немаат никаква врска со течна вода, само наликуваат на мориња кога се гледаат од Земјата). Морињата (кои покриваат 16% од површината) се огромни кратери од удари на мереори кои подоцна биле преплавени со течна лава. Поголемиот дел од површината е прекриен со реголит, мешавина од ситна прашина и карпести остатоци создадени од удари на метеори. Од некои непознати причини, морињата се концентрирани на поблиската страна до нас.

Повеќето од кратерите на поблиската страна се наречени според познати научници во историјата, како Тихо, Коперник, Птоломеј... Релјефните целини на задната страна од Месечината добиле модерни имиња како Аполо, Гагарин, Королев (повеќето имиња се советски бидејќи првите фотографии од таму ги направи советското летало Луна 3). Околу јужниот пол на задната страна постојат огромни кратери, така Аиткен кој е 2250 km во дијаметар и 12 km длабок е најголемиот кратер од удар на метеор во Сончевиот систем и Ориентале е одличен пример за повеќепрстенест кратер.

Вкупно 382 kg од примероци на карпи се вратени на Земјата од Аполо и Луна мисиите. Тие овозможуваат детелно да ја запознаеме Месечината. Особено се вредни бидејќи може да се одреди од кога датираат. Дури денес, 30 години по последното слетување, научниците сеуште ги проучуваат овие вредни примероци.

кликнете за поголемо
Месечината над МНТ - мултиекпозиција - фотографија на Скопско Астрономско Друштво

Повеќето карпи на површината на Месечината се некаде од пред 4,6 до 3 милијарди години. Ова е среќно совпаѓање со најстрарите карпи на Земјата кои се одвам стари повеќе од 3 милијарди години. Затоа Месечината овозможува податоци за раната историја на Сончевиот систем кои неможеме да ги најдеме на Земјата.

Пред да се проучат примероците од Месечината, непостоел единствен став за потеклото на Месечината. Постоели три основни теории: Земјата и Месечината истовремено настанале од прамаглината од која настанал Сончевиот систем; Месечината во раната историја се одвоила од Земјата; Месечината се формирала на друго место, а подоцна била гравитациски заробена од Земјата. Ниту една од овие не се сосема точни. Новите и детални информации укажуваат на сосема нова - ударна теорија: Земјата се судрила со многу голем објект (колку Марс или поголем) и Месечината се формирала од исфрлениот материјал. Сеуште има детали на кои треба да се доработи, но оваа теорија денес е широко прифатена.

Месечината нема глобално магнетно поле. Но, некои од површинските карпи покажуваат реманентен (заостанат) магнетизам кој укажува дека можеби во минатото имало глобално магнетно поле.

Без атмосфера и без магнетно поле, површината на Месечината е директно изложена на сончевиот ветар. За време на својата историја долга 4 милијарди години, многу водородни јони од сончевиот ветар се имаат вградено во реголитот. Затоа примероците од реголит вратени од Аполо мисиите овозможуваат проучување и на сончевиот ветар. Водородот од Месечината може во иднина да се користи и како ракетно гориво.


Марс

кликнете за поголема слика
Марс (225KB)

Марс е четвртата планета од Сонцето со просечна оддалеченост од 227.940.000 km (1,52 AU). Дијаметарот му е 6794 km (речиси двојно помал од Земјата) и е седма планета според големина.
Марс (грчки Арес) е бог на војната. Планетата веројатно го добила името заради својата црвена боја, а понекогаш се нарекува и црвената планета.

Првото вселенско летало кое го посетило е Mariner 4 во 1965, по што следела уште серија други меѓу кои и Mars 2, првото сонда која слетала на Марс. Други поуспешни мисии на Марс се двете летала Viking од 1976, како и Mars Pathfinder од 1997.

кликнете за поголемо
Mars Pathfinder - делумно успшна мисија, роверот веднаш се заглави под карпа

Орбитата на Марс е значително елиптична. Тоа резултира со промена на температурата од 30°C во афел и перихел. Ова има големо влијание на климата. Додека просечната температура е 218 К (-55°С), температурата на површината се движи од 140 К (-133°С) на половите во зима, до 300 К (27 °С) преку ден во текот на летото.

ИНТЕРЕСНО

..температурата на површината се движи од 140 К (-133°С) на половите во зима, до 300 К (27 °С) преку ден во текот на летото.

Леталата Viking извршиле експерименти со цел да утврдат дали постои живот на Марс...

Иако Марс е многу помал од Земјата, копнената површина му е приближно иста како на Земјата (заради водените површини на Земјата).

Освен Земјата, Марс е има најразнолик и најинтересен релјеф од сите планети од земјин тип. Поинтересните области се:
- Olimpus Mons: највисоката планина во Сончевиот Систем, 21 km над околната рамнина. Основата му е над 500 km во дијаметар, обиколена со гребен висок 6 km.
- Tharsis: висорамнина долга 4000 km и 10 km висока.
- Valles Marineris: систем од кањони 4000 km долг и од 2 до 7 km длабок.
- Hellas Planitia: кратер од удар на метеор во јужната хемисфера преку 6 km длабок и 2000 km во дијаметар.

кликнете за поголемо
Јужната хемисфера на Марс

Поголемиот дел од површината на Марс е стара и исрешетана од удари на метеори, но исто така има и многу новосоздадени долини, планински масиви и рамнини. Јужната хемисфера е воглавно составена стари планини изрешетани со кратери од метерои, налик на релјефот на Месечината. Но северната хемисфера е сосема различна, содржи рамнини кои се создадени во блиското минато, пониски се и имаат многу посложена историја. Причината за ваквата разлика во релјефот на северната и јужната хемисфера не е позната.

Најверојатно Марс има густо јадро 1700 km во радиус, течна карпеста обвивка обвивка која е нешто погуста од земјината и тенка кора. Податоците од Mars Global Surveyor укажуваат на тоа дека марсовата кора е околу 80 km дебела на јужната хемисфера и 35 km северната. Релативно малата густина во споредба со другите планети од земјин тип укажува дека кората веројатно содржи релативно големо количество сулфур во соединение со железо (железо и железо сулфид).

Како на Меркур и Месечината, на Марс денес најверојатно нема активни тектонски плочи. Без движења на плочите, вулкански активните точки под површината остануваат на исто место во однос на површината. Ова, заедно со слабата гравитација се причионата за огромните вулкани и висорамнината Tharsis. Денес нема докази за моменталната вулканска активност. Но сепак има нови испитувања од Mars Global Surveyor според кои Марс можеби имал тектонска активност во скоро минато, што споредбата со Земјата ја прави уште поинтересна.

кликнете за поголемо
Речните канали на Марс - доказ дека некогаш постоела течна вода

Има многу јасени докази за ерозија на многу места на Марс вклучувајќи огромни канали создадени од поплави како и мали речни корита. Во еден момент од историјата со сигурност имало некаков течен флуид на површината. Водата е најверојатната течност, но постојат и други можности. Веројатно постоеле големи езера или можеби и океани. Доказ за тоа се и некои многу добри фотографии направени од Mars Global Surveyor. Но изгледа дека тоа траело многу кратко и многу одамна; староста на ерозионите канали е проценета на околу 4 милијарди години. (Valles Marineris не е кањон создаден од река. Формиран е со истегнување и испукнување на кората, процес поврзан со создавањето на Tharsis.)

Во својата рана историја, Марс бил многу сличен со Земјата. Како и Земјата, скоро целиот јаглерод диоксид од атмосферата бил претворен во јаглеродни (карбонатни) карпи. Но немајќи ги тектонските движења на плочите, Марс не е во состојба да го обнови првобитното количество јаглерод диоксид со што неможе да создаде значителен ефект на стаклена градина. Затоа површината на Марс е многу поладна од на Земјата дури и кога би биле на иста оддалеченост од Сонцето.

Марс има многу тенка атмосфера составена воглавно од јаглерод диоксид (95,3%), азот (2,7%), аргон (1,6%) и траги од кислород (0,15%) и вода (0,03%). Просечниот атмосферски притисок е само околу 7 милибари (помалку од 1% од земјниниот), но значително се менува со висината, од 9 милибари во најдлабоките басени до 1 милибар на врвот од Olimpus Mons. Но сепак доволно е густа може да се создадат многу јаки ветрови и огромни песочни бури што понекогаш и ја прекриваат целата планета со месеци. Марсовата атмосфера е толку густа што може да создаде ефект на стаклена градина, но толку јака што ја зголемува површинската температура за само 5 степени, многу помалку од влијанието на стаклената градина кај Земјата или Венера.

Марс на обата пола има перманенетни ледени капи составени најмногу од јаглерод диоксид во тврда агрегатна состојба ("сув мраз"). Поларните капи се сотавени од слоеви мраз со ралично концентрација прав. За време на летото на северната фемисфера јаглерод диоксидот од тамошната поларана капа сосема испарува и останува само водениот мраз. Не е познато дали постои сличен слој од воден мраз под јужната поларна капа, бидејќи тамошниот јаглерод диоксид никогаш не исчезнува сосема. Начинот на кој се создаваат слоевите не е познат, но можеби е заради климатските промени поврзани со долготранјата промена на наклонетоста на сопствената оска на ротација во однос на рамнината на која орбитира околу Сонцето. Исто така, извесно количесто обичен (воден) мраз се наоѓа и под површината во близина на екваторот. Периодичните промени на големината на поларните капи (испарувањето на јаглеродниот диоксид) предизвикуваат глобални промени и на атмосферскиот притисок за околу 25% (мерено од летелата Viking на местата каде се спуштиле).

Скорешните набљудувања од извршени од телескопот Хабл (Hubble Space Telescope) откриле дека условите за време на мисиите Viking не биле типични. Атмосферата на Марс сега изгледа поладна и посува отколку што било измерено со сондите Viking.

Леталата Viking извршиле експерименти со цел да утврдат дали постои живот на Марс. Резултатите биле донекаде двосмислени, но повеќето научници сметаат дека тие не докажуваат постоење на живот на Марс (сепак постои контроверност). Оптимистите укажуваат дека само два мали примероци се истражени кои не потекнуваат од регионите со најпогонди услови за живот.

Мал број на метеорити кои паднале на Земјата потекнуваат од Марс. Во август 1996 беше објавена првата потврда за пронајдени остатоци од органски материи на метеорит кој потекнува од Марс. Луѓето кои ги открија органските материи на метеоритот велат дека тие се создадени од прастари марсовски микроорганизми.

Колку и да е интересно ова откритие, важно е да се истакне дека тоа не го докажува постоењето на вонземски живот. Исто така имаше неколку контроверзни студии објавени по тоа откритие кои го отфрлаат како доказ за постоење вонземски живот.

кликнете за поголемо
Марс со својот поблизок сопатник - Фобос
Големи, но не и глобални, слаби магнетни полиња постојат на различни региони на Марс. До ова неочекувано откритие дојде Mars Global Surveyor неколку дена откако започна со орбитирањето околу Марс. Тие веројатно се остатоци од претходното глобално магнетно поле кое исчезнало. Тоа може да има значајно влијание на структурата на внатрешноста на Марс и на историјата на атмосферата, а со тоа и на можноста на постоење живот во минатото.

Кога се наоѓа на ноќното небо Марс е лесно забележлив и со голо око. Неговата привидна магнитуда значително се менува во зависност од релативната позиција во однос на Земјата.

Марс има два мали сателити кои орбитираат многу близу до површината.

Сателит

Растојание
(000 km)

Радиус (km)
Маса
(kg)
Откриен од, Година
Фобос
9
11
1.08e16
Хал 1877
Демос
23
6
1.80e15
Хал 1877

("Растојанието" е мерено од центарот на Марс).

кликнете за поголемо
Фобос

Фобос е поголемиот и внатрешниот сателит на Марс. Тој е поблизу до својата планета од било кој друг сателит во Сончевиот Систем, помалку од 6000 km над површината. Исто така е и еден од најмалите во Сончевиот Систем со просечен дијаметра од 22,2 km (има неправилна форма 27 x 21,6 x 18,8 km).

Според грчката митологина Фобос е еден од синовите на Арес (Марс) и Афродита (Венера). "Фобос" на грчки значи "страв".

Фобос, кога би се наоѓале на површината на Марс, би изгревал на запад, многу брзо би се движел по небото и заоѓа на исток, вообичаено двапати дневно. Толку е блиску до површината што неможе да види од било кој точка на површината на Марс.

кликнете за поголемо
Термална aнализа на Фобос од сондата Мars Global Surveyor со спектрометрот за топлинско зрачење

Иднината на Фобос е "проколната" бидејќи орбитира под синхроната висина. Привлечните сили постојано му ја намалуваат орбитата (моментално 1,8 m во 100 години). За околу 50 милиони години тој или ќе падне на површината или (многу поверојанто) ќе се распрсне во прстен. (Ова е спротивен ефект од тоа што и се случува на Месечината, орбитата и се зголемува).

Советското вселенско летало Фобос 2 детектирало слабо но константно испуштање гас од Фобос. За жал, Фобос 2 престал да функционира пред да може да ја одреди природата на гасот, иако се смета дека тоа најверојатно е вода.

кликнете за поголемо
Демос

Демос е помалиот и подалечниот сателит на Марс. Еден е од најмалите природни сателити во Сончевиот Систем. Орбитира на оддалеченост од 23.459 km од Марс, а димензиите му се 15 x 12,2 x 11 km (просечен дијаметар 12,6 km).

Во грчката митологија Демос е еден од синовите на Арес (Марс) и Афродита (Венера). "Демос" на грчки значи "паника".

Фобос и Демос најверојатно се составени од карпи богати со јаглерод како и астероидите од Ц-тип. Но нивните густини се толку мали што не е возможно да се чисти карпи. Веројатно се составени од мешавина на карпи и мраз. На површината од двата може да се забележат многу кратери. Сликите од Mars Global Surveyor укажуваат дека Фобос е прекриен со слој од многу ситна прашина околу еден метар дебела, слична како реголитот на Месечината.

Се верува дека Фобос и Демос се всушност заробени астероиди. Постојат шпекулации дека тие потекнуваат од периферните делови на Сончевиот Систем, а не од астрероидниот појас помеѓу Марс и Јупитер.

Во иднина Фобос и Демос би можеле да се користат како "вселенски станици" од кои би се проучувал Марс или попатни станици од и кон површината на Марс, особено ако се потврди постоењето на мраз.

Јупитер



кликнете за поголема слика
Јупитер

Јупитер е петтата планета од Сонцето и убедливо најголемата. Тој е повеќе од двојно помасивен од сите други планети заедно (318 во однос на Земјата). Орбитира на 777.330.000 km (5,20 AU) од Сонцето, а дијаметарот на екваторот му е 142.984 km.

Јупитер според римската митологија бил крал на сите богови, владетел на Олимп (пандан на Зевс во грчката) и патрон на целата Римска Империја. Зевс бил син на Хронус (Сатурн).

На небото, Јупитер се јавува како четврт најсветол објект на небото (по Сонцето, Месечината и Венера; понекогаш и Марс е посветол). Познат е од праисторијата. Откритието на Галилео, во 1610 година, на четирите големи сателити на Јупитер: Јо, Европа, Ганимед и Калисто (познати и како Галилееви сателити) било првото откритие дека сите објекти на небото не се движат околу Земјата. Тоа бил голем плус во полза на Коперниковата хелиоцентрична теорија за движењето на планетите; поддршка на Коперниковата теорија го довела Галилео до проблеми со Инквизицијата.

ИНТЕРЕСНО

Јупитер зрачи повеќе енергија во просторот отколку што прима од Сонцето...

Галилеевите сателити се видливи дури и со обичен двоглед...

Јупитер најпрво бил посетен од вселенското летало Пионер 10 во 1973, а подоцна од Пионер 11, Војаџер 1, Војаџер 2, Улисес и Галилео.

Гасните планети немаат цврста површина, гасот едноставно станува погуст одејќи подлабоко (радиусот и дијаметарот за овие планети се смета до нивото каде притисокот е една атмосфера - атмосферскиот притисок на морско ниво на Земјата). Она што го гледаме кога ги набљудуваме овие планети се горните слоеви од облаците високо во нивната атмосфера (нешто над нивото со притисок од 1 атмосфера).

Јупитер се состои од 90% водород и 10% хелиум (според бројот на атоми, а според маса 75% водород и 25% хелиум) како и траги од метан, вода, амонијак и "карпи". Ова е многу слично со првобитната маглина од која настанал Сончевиот Систем. Сатурн има сличен состав, но Уран и Нептун имаат многу помалку водород и хелиум.

Нашето познавање за внатрешноста на Јупитер (како и да другите гасни планети) е многу индеректно и веројатно така ќе остане извесно време. Податоците од атмосферската сонда на Галилео се само до 150 km под највисокиот слој облаци.

Јупитер веројатно има јадро од карпест материјал кое соджи 10 до 15 земјини маси. Над јадрото се наоѓа најголемиот дел од материјата во форма на течен метален водород. Оваа форма на најчестиот хемиски елемент е возможна само на притисоци над 4 милиони бари, што е случај во внатрешноста на Јупитер и Сатурн. Течниот јонизиран водород се состои од јонизирани протони и електрони (како во внатрешноста на Сонцето, но на многу помали температури). Тогаш тој е проводник на електрична струја и е извор на магнетното поле на Јупитер. 

Најнадворешното ниво е составено воглавно од обичен молекуларен водород и хелиум кои се течни во внатрешноста, а гасовити нанадвор. Атмосферата која може да ја видиме е самиот врв од овој длабок слој. Вода, јаглерод диокид, метан и други едноставни молекули исто така може да се забележат во многу мали количества. Скорешните експерименти покажуваат дека водородот не ја менува фазата нагло. Затоа во внатрешноста на гасните џинови веројатно нема точна граница помеѓу различните слоеви.

Од податоците на атмосферската сонда на Галилео се гледа дека Јупитер содржи многу помалку вода одколку се очекуваше. Очекувањето беше дека атмосферата на Јупитер треба содржи двојно повеќе кислород (како составен дел од водата), слично како кај Сонцето. Исто така изненадувачки беа и високите температури и густини на највисокиот слој на атмосферата.

кликнете за поголемо
зони и појаси на Јупитер

Јупитер и другите гасни џинови имаат брзи ветрови кои дуваат во вид на паралелни ленти. Кај две соседни ленти насоките на ветровите се спротивни. Заради малите хемиски и температурни разлики овие ленти имаат различни бои. Посветлите се наречени зони, а темните појаси. За постоењето на овие ленти се знае одамна, но за сложените вртлози помеѓу нив, откако беа забележани од Војаџер за прв пат. Податоците од Галилео укажуваат дека брзините на веровите се уште поголемиод очекуваното (повеќе од 600 km/h) и се длабоки до таму до каде што сондата можела да забележи; можеби се и илјадници километри длабоки. Атмосферата на Јупитер е прилично турбулентна. Ова индицира дека ветровите на Јупитер во доминантно се поттикнати од внатрешната енергија, многу повеќе  отколку од сончевата, како што е тоа случај кај Земјата.

Бојата на облаците корелира со нивната висина: сините се најниски, потоа следат кафени и бели, а црвените се највисоко. Понекогаш долните облаци може да се забележат кога ќе се отвори дупка во повисокиот слој.

Големата Црвена Дамка се гледа од Земјата повеќе од 300 години. Има елипсоидна форма со големина 12.000 на 25.000 km, голема колку две Земји. Други слични, но помали дамки се забележани и траат по неколку декади. Инфрацрвените набљудувања и насоката на ротација укажуваат дека Големата Црвана Дамка е регион со висок притисок чии горни облаци се значително повисоки и поладни од околните региони. Слични структури се забележани на Сатурн и Нептун. Не е познато како може ваквите структури да опстојуваат толку долго.

Јупитер зрачи повеќе енергија во просторот отколку што прима од Сонцето. Внатрешноста на Јупитер е жешка: јадрото веројатно има температура од 20.000 К. Топлината се создава од т.н. Келвин-Хелмхолцовиот механизам, бавната главитациона компресија на планетата. Јупитер не создава енергија по пат на нуклеарна фузија како Сонцето бидејќи е премногу мал, а со тоа и внатрешноста е премногу ладна за да започнат нуклеарните реакции. Внатрешната топлина веројатно создава конвекција длабоко во внатрешните тешни слоеви, на што се должат сложените движења на највискоките облаци. Сатурн и Нептун во овој поглед се слични со Јупитер, но чудно, Уран не е.

Јупитер е толку голем во дијаметар колку што планета гасен џин може да биде. Ако се додаде повеќе материја, би била компресирана од гравитацијата така што вкупниот радиус би се зголемил само за малку. Ѕвездите може да бидат поголеми заради нивните внатрешни (нуклеарни) извори на топлина. (Но Јупитер мора да биде барем 80 пати помасивен од тоа што е денес за да стане ѕвезда.)

Јупитер има огромно магнетно поле, многу појако од Земјиното. Неговата магнетосфера се простира до повеќе од 650 милиони километри (зад орбитата на Сатурн). Треба да се забележи дека магнетосферата на Јупитер е далеку од сферична, во насока кон Сонцето се простира "само" неколку милиони километри. Затоа неговите сателите орбитираат во магнетосферата, факт кој делумно објаснува некои активности на Јо. За жал на идните вселенски патници и дизајнерите на вселенските сонди, околината на Јупитер содржи огромен број на енергетски честичи заробени од јакото магнетно поле. Ова зрачење е слично, но многу поинтензивно, како земјините Ван Аленови појаси. Може да бидат смртоносни за човекот доколку соодветно не се заштити.

кликнете за поголемо
прстените на Јупитер

Како Сатурн и Јупитер има прстени, но многу побледи и помали. Тие биле сосема неочекувано откриени од Војаџер 1, а подоцна се фотографирани и од Земјата, но во инфрацрвениот дел од спектарот, како и од вселенското летало Галилео.

За раслика од Сатурновите, прстените на Јупитер се темни (албедото им е 0.05). Тие веројатно се составени од многу мали зрна карпест материјал. Исто така различни се и по тоа што не содржат мраз.

Местата каде што падна Шумахер-Леви 9

Во Јули 1994, кометата Шумахер-Леви 9 се судри со Јупитер со спектакуларен последици. Ефектите беа видливи дури и со аматерски телескопи. Со телескопот Хабл можеа да се забележат остатоци дури и една година по ударот.

За време на ноќното небо, Јупитер често се гледа како најсветла "ѕвезда" на небото (втора по Венера, но таа се гледа само понекогаш и кусо време во ноќта). Галилеевите сателити се видливи дури и со обичен двоглед, а по неколку ленти и Големата Црвена Дамка може да се видат со мал телескоп.

кликнете за поголемо
Јупитер со три Галилееви сателити

Јупитер има 61 познат сателит: четирите големи Галилееви, 12 помали кои имаат и имиња, а останатите, кои немаат имиња,  се многу мали и се откриени во поскоро време. Сателитите на Јупитер се наречени според личности од животот на Зевс, во најголемиот дел негови љубовници.

Јупитер многу бавно, но сепак успорува заради гравитационото влијание од сателитите (особено од Галилеевите). Но истите привлечни сили ги менуваат и орбитите на сателитите, многу бавно оддалечувајќи ги од Јупитер.

Јо, Европа и Ганимед се заробени во меѓусебна орбитална резонанса во однос 1:2:4. Калисто исто така е безмалку дел од тоа. За неколку стотици милиони години, Калисто би бил заробен исто така, орбитирајќи точно двојно подолго од Ганимед (осум пати подолго од периодот на Јо).

Сателит
Растојание
(000 km)
Радиус (km)
Маса (kg)
Откриен од, Дата
Метис
128
20
9.56e16
Синот 1979
Адрастеа
129
10
1.91e16
Џувит 1979
Амалтеа
181
98
7.17e18
Бернард 1892
Теба
222
50
7.77e17
Синот 1979
Јо
422
1815
8.94e22
Галилео 1610
Европа
671
1569
4.80e22
Галилео 1610
Ганимед
1070
2631
1.48e23
Галилео 1610
Калисто
1883
2400
1.08e23
Галилео 1610
Леда
11094
8
5.68e15
Ковал 1974
Хималаја
11480
93
9.56e18
Перини 1904
Лиситеа
11720
18
7.77e16
Ничолсон 1938
Елара
11737
38
7.77e17
Перини 1905
Ананке
21200
15
3.82e16
Ничолсон 1951
Карме
22600
20
9.56e16
Ничолсон 1938

Пасилифе

23500
25
1.91e17
Мелот 1908
Синопе
23700
18
7.77e16
Ничолсон 1914

Вредностите за помалите месечини се приближни.

Прстените на Јупитер

Прстен
Растојание (km)
Ширина (km)
Маса(kg)
Хало
100000
22800
?
Главен
122800
6400
1e13
Госамер
129200
214200
?

(растојанието е од центарот на Јупитер до внатрешниот раб на прстенот)



Сатурн

кликнете за поголема
Сатурн
Сатурн е шестата планета од Сонцето, орбитира на околу 10 астрономски eдиници од Сонцето и е втората по големина. Во римската митологија, Сатурн е бог на земјоделството. Сродниот грчки бог Кронус, бил син на Уран и Гаја и таткото на Зевс (Јупитер).

Сатурн е познат уште од предисториско време. Галилео бил првиот кој набљудувал преку телескоп во 1610 тој ја забележал неговата чудна појава и бил многу збунет од неа. Обсервациите на Сатурн биле искомплицирани поради фактот дека Земјата поминува преку рамнината на прстените на Сатурн на секои неколку години како што Сатурн се движи по својата орбита. Дури во 1659 Кристијан Хајгенс коректно ја организирал геометријата на прстените. Прстените на Сатурн останаа уникатна појава во Сончевит Систем, се до 1977 кога беа откриени околу Уран,

ИНТЕРЕСНО

Иако неговите прстени изгледаат од Земјата како една целина, тие се всушност составени од огромен број мали честици, секоја во независна орбита.

Сателитот на Сатурн, Титан, има атмосфера богата со метан.

а потоа и околу Јупитер и Нептун.

Сатурн беше најпрво посетен од Пионир 11 во 1979 и подоцна од Војаџер 1 и Војаџер 2. Касини е на пат кон Сатурн каде што ќе пристигне во 2004.

Како и Јупитер, Сатурн е околу 75% водород и 25% хелиум со траги од вода, метан, амонијак и тврд материјал сличен на составот на примордијалната небула од која се формирал Сончевиот Систем.

Jадрото на Сатурн е слично на Јупитер. Тоа е жешко со 12000 К и Сатурн емитира повеќе енергија отколку што прима од Сонцето. Поголемиот дел се создава преку Келвин-Хелмхолцовиот механизам како и кај Јупитер. Но, ова можеби не е доволно за да се објасни неговата луминозност.

Прстените на Сатурн

Иако неговите прстени изгледаат од Земјата како една целина, тие се всушност составени од огромен број мали честици, секоја во независна орбита. Нивната големина е од центиметар па до неколку метри. Можно е да се сретне и со дијаметар од неколку километри.

Сатурн заедно со својот најголем сателит - Титан; фотографија на Скопско астрономско друштво
Честиците од прстените се составени главно од мраз, но можат да содржат и карпест материјал.

Потеклото на прстените на Сатурн и кај другите планети од Јупитеров вид е непознато. Се претпоставува дека настанале со распадување на сателит.

Сатурн може да се набљудува со голо око, иако убавината на неговите прстени се открива дури кога ќе ги погледнеме низ телескоп.

 

Уран

Уран
Уран е седмата планета по одалеченост од Сонцето, а трета по големина. Toj спаѓа во гасните џинови и го обиколува Сонцето на растојание од 2.866.000.000 км, односно 19,15 пати подалеку од Земјата. Една негова година трае 83,83 земјини години. Околу својата оска се врти за 17 часа и 14 минути. Екваторијалниот радиус изнесува 25.559 км (малку повеќе од Нептун), а масата му е 8,6625x10^25 кг или околу 14,6 Земјини маси (малку помалку од Нептун).

Необичноста на Уран е тоа што е свртен на “страна”, т.е. оската на ротација му е навалена за дури 98 степени во однос на еклиптиката. Можното објаснување за ова се неколку последователни удари од истата насока. За време на средбата со Војаџер 2, Урановиот јужен пол бил свртен кон Сонцето. Од тоа следи дека поларните подрачја би требало да бидат потопли од екваторските што, од непознати причини, сепак не е случај.

ИНТЕРЕСНО

Уран орбитира околу Сонцето налик на буре кое се тркала.

Тој е прва откриена планета во модерно време.

Уран одбива околу 51% сончева светлина (албедо=0,51). Тој за време на просечните опозиции (кога е најблиску до Земјата) се гледа со магнитуда од околу 5,8. Бидејќи нашето око гледа објекти посветли од шеста магнитуда, Уран може да се види со голо око (но тешко може да се распознае од околните ѕвезди). Мал телескоп е доволен за малата точка да се претвори во мал диск.

Тој е првата планета која е откриена во модерно време. Го открил Вилијам Хершел за време на ситематско трагање по небото во 1781 година. После две години ги открил и двата големи сателита Титанија и Оберон, а Ласел во 1851 ги открил Ариела и Умбриела. Миранда, најмалиот од 5те големи Уранови сателити, е откриена во 1948 од страна на Куипер. Во 1977, за време на окултацијата на една ѕвезда со Уран, пратено со треперење на помрачената ѕвезда пред излегувањето од Уран, откриени се девет прстени.

Прстените на уран

Само едно летало го посетило Уран: Војаџер 2, при што открил 10 нови сателити и 2 нови прстени. Во поново време (со помош на стари фотографии од Војаџер 2 и од набљудувањата на модерните телескопи) се откриваат нови сателити.

Уран спаѓа во гасните џинови, како и Јупитер, Сатурн и Нептун. Се смета дека, како и Нептун, има мало камено јадро. На јадрото се надоврзува воден лед, метан и амонијак, кој постепено преминува во атмосферата. За разлика од останатите гасните џинови, Уран нема внатрешен извор на енергија.

Уран (како и сите џиновски тела) има диференцијална ротација (траењето на денот зависи од оддалеченоста од екваторот). Ротацијата е побрза на половите отколку на екваторот.

Уран фотографиран на временски интервали од неколку недели; Скопско астрономско друштво
Атмосферата се состои главно од водород (83%) и хелиум (15%), малку метан (2%), вода и амонијак има во трагови. Метанот во атмосферата ја дава неговата боја. Таа е транспаретна и чиста до големи длабочини каде се наоѓаат облаците од смрзнат метан. Ветровите на екваторот дуваат со брзина до 50 м/с, многу поспоро од другите гасни џинови.

До денес се откриени вкупно 21 сателит. За разлика од останатите сателити кои своите имиња ги добиваат по митските ликови, урановите сателити ги добиваат имињата од делата на Шекспир и Александар Поп. Можат да се поделат во три  групи. Првата група ја чинат 10 внатрешни сателити кои се многу темни и мали: Корделија, Офелија, Бјанка, Кресида, Дездемона, Јулија, Порција, Розалинда, Белинда и Пак. Другата група ја чинат петте големи сателити: Миранда, Умбриела, Ариела, Титанија и Оберон. Третата група се надворешните сателити.


Нептун

Нептун
Нептун (грчки Посејдон) е бог на морето во римската митологија. Toj е осма планета по оддалеченост од Сонцето (иако од 1979 до 1999 беше деветта зад Плутон поради тоа што нивните орбити се сечат), а е четврт по големина. Нептун спаѓа во гасните џинови, планети од надворешниот дел од Сончевиот систем. Обиколката околу Сонцето има просечна оддалеченост од 4,5 милијарди км, т.е. е 30 пати подалеку од Земјата, поради што годината му трае 164,3 земјини години. Ротацијата (денот) му трае 16 часа и 7 минути. Екваторскиот полупречник изнесува 24.764 км, а масата му е 1.0278x1026 kg, или околу 17,2 Земјини маси.

Оваа сина планета одбива околу 41% сончева енергија (албедо=0,41). Со јак телескоп од Земјата може да се препознае како плав диск, но не очекувајте дека ќе видите детаљи, тоа е едвај можно

ИНТЕРЕСНО

За постоењето на Нептун се знаело уште пред тој да биде откриен.

Ветровите во Нептуновата атмосфера се најбрзи во Сончевиот систем, до 2400 km/h.

со најдобрите телескопи на Земјата. За време на опозициите (кога е најблиску до Земјата) неговата магнитуда е околу 7.6, што значи дека е невозможно да се види со голо око.

Нептун низ телескоп прв го видел Галилео, додека во 1613 го набљудувал Јупитер. Нептун тогаш бил привидно многу блиску до Јупитер. Галилео го забележал поместувањето на таа “ѕвезда” во текот на неколку дена, но облачното време во критичните моменти го спречило во понатамошните истражувања. Кога времето, после неколку дена се поправило, Нептун бил веќе далеку од Јупитер.

Нептун и Тритон
Многу подоцна откако Уран бил откриен, околу 1840, станало јасно дека нешто влијае на неговата орбита. Уран, како што изгледало, не се однесувал во склад со Њутновите закони. Предвидено било постоење на уште една планета и се тргнало во потрага по неа. Два астронома независно ја пресметале положбата на новата планета, а трет астроном ја забележал планетата на местото каде што се очекувала да биде, во 1846 година. Седумнаесет дена подоцна откриен е Тритон, најголемиот нептунов сателит. Нереида е откриена 1949 од Кјупер.

Само едно летало го посетило Нептун: Војаџер 2, кој во 1989 година поминал 4950 км над неговиот северен пол. Војаџер 2 открил 6 мали и темни сателити (Najada, Talasa, Despina, Galateja, Larisa и Proteus). Во почетокот на 2003  откриени се 3 мали одалечени нептунови месечини.

Нептун спаѓа во гасните џинови. На основа на мерењата на Војаџер 2, пресметано е дека јадрото на  Нептун има големина отприлика колку Земјата и дека Нептун емитира 2,7 пати повеќе енергија отколку што прима од Сонцето.

Магнетното поле е наклонето за 47 степени во однос на оската на ротација на планетата. Поларната светлост (аурора), која е забележана на Нетпун, поради сложеното магнетно поле не е ограничена само на поларните предели. Електричната сила на нетпуновата аурора е 2000 пати помала од земјината.

Големата Темна Дамка на Нептун
Атмосферата на нептун е составена најмногу од водород, малку хелиум, и нешто метан (кој ја впива црвената светлост и на тој начин му дава на Нептун карактеристична сина боја).Ветровите во Нептуновата атмосфера се најбрзи во Сончевиот систем, до 2400 km/h. За време на средбата со Војаџер 2 на Нептун е забележана голема темна дамка која ветровите ја носеле со брзина од 300 m/ѕ, голема колку Јупитеровата. Интересно е тоа што Големата Темна Дамка се наоѓа на иста географска ширина како и јупитеровата Голема Црвена Дамка.

Војаџер 2 ја мерел и топлината која ја испушта Нептуновата атмосфера - 482°C (750 K) во стратосферата и -218°C (55 K) во пониските слоеви. Овие високи температури во стратосферата се најверојатно резултат на компресното загревање.

Нептун, како и останатите гасни џинови, има прстени. Нивното албедо е многу мало, меѓу 0,015 и 0,04.

Нептун има 11 познати сателити, oд кои само еден е голем, Тритон.


Плутон

кликнете за поголема слика
Плутон виден преку телескопот Хабл

Плутон е најоддалечената планета од Сонцето (вообичаено) и убедливо најмалата. Плутон е дури помал од седум природни сателити кои орбитираат околу други планети во Сончевиот систем (Месечината, Јо, Европа, Ганимед, Калисто, Титан и Тритон). Дијаметарот му е само 2274 km. Орбитира на просечна оддалеченсот од 5.913.520.000 km (39,5 AU) од Сонцето. Времето потребно еднаш да го заобиколи Сонцето (годината) изнесува 248,54 земјни години. Еднаш околу својата оска се завртува за 6,39 земјини денови.

Во римсата митологина Плутон (грчки Хадес) е бог на подземниот свет. Планетата го добила тоа име (покрај многу други предлози) веројатно заради далечината од Сонцето и вечниот мрак кој владее на него, како и заради "ПЛ" иницијалите на Персевал Ловел.

ИНТЕРЕСНО

Температурата на површината на Плутон варира помеѓу -235 и -210 °С...

Плутон и Харон цело време се свтрени еден кон друг...

Откриен е во 1930 година со една среќно направена грешка. Пресметките кои подоцна се покажало дека биле грешни предвидувале постоење на уште една планета зад Нептун, врз база на движењата на Уран и Нептун. Незнаејќи за грешката, Томбо (Clyde W. Tombaugh) во опсерваторијата Ловел направил многу грижливо набљудување на небото со што го открил Плутон.

По откритието на Плутон, било веднаш откриено дека тој е премногу мал за да влијае на отстапувањата на другите планети. Потрегата по планетата Х (икс) продолжила, но никогаш не била откриена. Ниту некоаш ќе биде откриена: разликите изчезнуваат ако се користи масата на Нептун одредена од Војаџер 2 (Voyager 2). Затоа непостои десетта планета.

Плутон е единствената планета што не е посетена од вселенско летало. Само со телескопот Хабл може да се забележат најголемите детали на површината.

Радиусот на Плутон исто така не е познат со сигурност. Врендоста од 1137 km е со грешка од +/-8 km, т.е. скоро 1%.

кликнете за поголемо
Плутон и Харон

Плутон има еден природен сателит, Харон, откриен 1978 година исто така сосмема случајно. Иако заедничката маса на Плутон и Харон е точно одредена (со помош на точни мерења на периодот и редиусот на орбитата на Харон) индивидуалните маси на Плутон и Харон тешко е да се пресметаат бидејќи тоа бара да се одредат взаемните движења околу заедничкиот центар на маси кое што е многу тешко да се измери заради малите димензии и оддалеченоста од Земјата. Односот на нивните маси е некаде помеѓу 0,084 и 0,157.

Некои сметаат дека Плутон подобро е да се класифицира како голем астероид или комета отколку како планета. Некои го сметаат како најголем објект во Кјуиперовиот Појас. Нивните аргименти се издржани, но сепак историски Плутон бил класифициран како планета и многу веројатно е дека така и ќе остане.

Орбитата на Плутон е многу ексцентрична. Некогаш тој е поблизу до Сонцето отколку Нептун (последен пат тоа се случи во периодот од јануари 1979 до февруари 1999). Плутон ротира во спротивна насока од повеќето други планети.

Плутон е заглавен во 3:2 резонанса со Нептун, т.е. годината на Плутон трае 1,5 пати подолго одошто на Нептун. Рамнината на која орбитира околу Сонцето не се совпаѓа со рамнината на која приближно орбитираат сите планети (еклиптиката), туку е поместена за 17° во однос на неа. Затоа орбитите на Плутон и Нептун не се сечат во иста точка, т.е. никогаш нема да се судрат. Наклонетоста во однос на еклиптиката придонесува во еден момент Плутон да се наоѓа 1,25 милијарди километри под неа, растојание приближно исто колку оддалеченоста на Плутон од Сонцето.

Како и Уран, екваторијалната рамнина на Плутон лежи скоро под прав агол во однос на рамнината на која орбитира.

Температурата на површината на Плутон варира помеѓу -235 и -210 °С (38 до 63 К). "Потоплите" региони се оние кои визуелно се забележуваат како потемни.

Составот на Плутон не е познат, но неговата густина (околу 2 g/cm3) укажува дека веројатно е мешавина од 70% карпи и 30% воден мраз, многу налик на Тритон. Светлите региони на површината веројатно се прекриени со мраз од азот со помали количества цврст метан, етан и јаглерод моноксид. Составот на потемните региони на површината на Плутон не е познат, но можеби е праисториски органски материјал или фотохемиски реакции поттикнати од космичките зраци.

Малку е познато за атмосферата на Плутон, но веројатно се состои најмногу од азот со малку јаглерод диоксид и метан. Таа е екстремно ретка, притисокот на површината е само неколку микробари. Атмосферата на Плутон постои како гас само кога Плутон е близу својот перихел, а поголемиот дел од плутоновата година атмосферските гасови се замрзнати. За време на перихелот веројатно дел од гасовите го напуштаат, а можеби и влегуваат во интеракција со Харон.

Необичната природа на орбитите на Плутон и Тритон како и сличноста на повеќето нивни карактеристики сугерираат на некаква историска врска меѓу нив. Порано се мислело дека Плутон можеби некогаш бил сателит на Нептун, но тоа денес исгледа малку веројанто. Попопуларна идеја е дека Тритон, како и Плутон, некогаш незавсно се движел во орбита околу Сонцето, а подоцна бил заробен од Нептун. Веројатно Тритон, Плутон и Харон се единствените преживеани членови од една поголема класа слични објекти од кои повеќето биле исфрлени во Ортовиот облак. Како и Месечината, Харон можеби е резултат на колизија на Плутон со некое друго тело.

Харон орбитира на 19.640 km од Плутон, а дијаметарот му е 1172 km. Неречен е според митилошки лик кој ги пренесувал мртвите преку реката Стикс во подземниот свет. Пред да биде откриен се сметало дека Плутон е многу поголем бидејќи матните слики од Плутон и Харон заедно изгледале како еден голем објект. Плутон може да се види и со подобар аметерски телескоп, но не е лесно.

Харон е необичен по тоа што е најголемиот сателит во однос на матичната планета во Сончевиот систем. Некои дури и го разгледуваат системот Плутон/Харон како двојна планета, а не како планета и нејзин сателит.

Радиусот на Харон не се знае со голема точност. Вредноста од 586 km има грешка од +/- 13 km, повеќе од 2%. Неговата маса и густина исто така не се точно познати.

Плутон и Харон се уникатни и по тоа што не само што Харон ротира синхроно, туку и Плутон. Затоа тие цело време се свртени со иста страна еден кон друг. (Ова ги прави фазите на Харон, гледани од Плутон, многу интересни.)

Составот на Харон не е познат, но неговата мала густина (околу 2 g/cm3) укажува дека можеби е сличен како сатурновите мразести месечини (како Реа на пример). Неговата површина веројатно е прекриена со воден мраз. Интересно, тоа е прилично различно од Плутон. Најверојатно Харон нема атмосфера.