planety sluneČnÍ soustavy

PLANETY SLUNEČNÍ SOUSTAVY

• Hranice není přesně vymezena

• Rozložení hmoty ve Sluneční soustavě: Slunce 99,87%

Planety 0,135 %

Komety 0,01 % • Planety se dělí na terestrické (typ Země) a obří (typ Jupiter).

• Všechny planety obíhají kolem Slunce po eliptických drahách,velmi podobných drahám kruhových (mají malou výstřednost).

• Sluneční soustava je stará asi 4,6 miliard let.

• Nová definice:

1) Planeta je nebeské těleso, které obíhá okolo Slunce, má dostatečnou hmotnost, aby jeho vlastní gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa, takže dosáhne tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze (přibližně kulatého) a vyčistilo okolí své dráhy.

2) "Trpasličí planeta" je nebeské těleso, které obíhá okolo Slunce, má dostatečnou hmotnost, aby jeho vlastní gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa, takže dosáhne tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze (přibližně kulatého), nevyčistilo okolí své dráhy a není satelitem.

3) S výjimkou satelitů by všechny ostatní objekty3 obíhající okolo Slunce měly být označovány společným termínem "malá tělesa sluneční soustavy".

MERKURMERKUR

Hmotnost 0.330×1024 kg

Rovníkový poloměr: 2,439 km

Střední vzdálenost od Slunce: 57,910,000 km (0,4 AU)

Doba rotace: 58.6462 pozemských dnů

Doba oběhu okolo Slunce: 87.969 pozemských dnů

Průměrná oběžná rychlost: 47.88 km/s

Průměrná teplota na povrchu: 167°C

Maximální teplota na povrchu: 442°C

Minimální teplota na povrchu: -173°C

Složení atmosféry: He 42%, Na 42%, O2 15%, ostatní 1%

Nemá žádné měsíce.

Mariner 10: tři průlety (1974, 1975) - 2700 snímků zahrnujících 45% povrchu planety.Celkově se povrch velmi podobá povrchu Měsíce, je pokryt mnoha krátery a je velice starý. Je rozryt spoustou velkých brázd (vznikly kompresí jádra při jeho chladnutí), které jsou stovky km dlouhé.

Největší kráter na Merkuru - Caloris basin. Má v průměru 1300 km a vytvořilo ho těleso větší než 100 km. Po impaktu se kráter z části zalil lávou.

• Merkur má velké železné jádro (1800 – 1900 km) a silikátový obal, který je silný jenom asi 500 km (jeho velká část zmizela buď odpařením, nebo při kolizích). • Má velmi tenkou a řídkou atmosféru složenou převážně z helia slunečního původu.

• Vodní led ve stínu kráterů v okolí severního pólu (radarová pozorování).

• Díky Marineru 10 víme, že Merkur má slabé magnetické pole, do té doby vědci žádné nepředpokládali, zdroj neznámý.

• Stáčení perihelia

VENUŠEVENUŠEHmotnost 4.87×1024 kg

Rovníkový poloměr: 6052 km





Průměrná teplota na povrchu: 464°C

Složení atmosféry: CO2 96%, N2 3% a stopová množství SO2,, vodních

par, CO, Ar, He, Ne, HCl a HF. (deště kyseliny sírové)

Atmosférický tlak: 94násobek zemského (asi jako 1 km pod hladinou

moře)

Sondy: Veněra 4-16; Mariner 2,5,10; Vega 1,2; Magelan

Jako první Venuši navštívila sonda Mariner 2 (1962), na planetě poprvé přistála ruská Veněra 7 (1970), prvním umělým satelitem planety se stala Veněra 9 (odeslala první snímky povrchu). Velmi významný byl let družice Magellan, která v letech 1990 – 1994 podrobně radiolokačně zmapovala celý povrch planety.

• Velmi hustá atmosféra (neustálý skleníkový efekt => větší teplota než na Merkuru, ačkoliv je Venuše od Slunce mnohem dál ). Přes mračna není vidět povrch Venuše. V horních částech mračen vznikají silné vichry (350 km/h), u povrchu jsou pomalé (ne víc než pár kilometrů za hodinu).

• Má opačnou rotaci a navíc tak pomalou, že den je na Venuši delší než rok.

Venuše byla (a místy zřejmě ještě je) velmi vulkanicky činná, velká část povrchu (85 %) je pokryta lávovými proudy.

• Povrch je zcela suchý

• Geologicky mladý povrch (300 - 500 milionů let)

Mead Crater - největší impaktní kráter na Venuši, průměr 280 kilometrů.

• Na Venuši jsou různě roztroušené impaktní krátery

Kdysi se na Venuši pravděpodobně nacházelo velké množství vody, podobně jako na Zemi, ale ta už se vypařila.

• Terén ukazuje důsledky tektoniky, chybí však desková tektonika

Vnitřní stavba Venuše je pravděpodobně velmi podobná zemské – železité jádro (6000 km v průměru), silikátový plášť z roztavených hornin tvořících většinu planety a pevná kůra.

• Venuše nemá žádné magnetické pole (zřejmě v důsledku pomalé rotace)

• Počet měsíců 0

MARSMARS

Hmotnost (kg) 0.642×1024






Minimální teplota na povrchu: -140°C

Průměrná teplota na povrchu: -65°C

Maximální teplota na povrchu: 20°C

Sondy: Viking; Mariner 4,6,7,9; Mars Pathfinder; Mars Global Surveyor; Mars Express; Mars Exploration Rovers

Složení atmosféry: C02 95.32% N2 2.7 %

Ar 1.6% O2 0.13%

CO 0.07% H2O 0.03% Ne 0.00025% Kr 0.00003% Xe 0.000008% O3 0.000003%

Atmosféra je řídká, tlak na povrchu je asi jako na Zemi v 35km

Když nepočítáme Zemi, má Mars nejčlenitější povrch ze všech terestrických planet.

Olympus Mons – největší sopka Sluneční soustavy, výška 27 km, šířka základny 600 km.

Valles Marineris – systém kaňonů dlouhý 4000nkm a hluboký 2 – 7 km.Vznik buď proudící vodou nebo jako důsledek roztahování kůry v souvislosti se vznikem výdutě Tharsis.

Hellas Planitia – impaktní kráter na jižní polokouli, přes 6 km hluboký, průměr 2000 km.

Na Marsu je velký rozdíl mezi jižní a severní polokoulí. Na povrchu jižní se nacházejí převážně staré, krátery poseté vysočiny, podobné měsíčním. Povrch severní polokoule je naopak tvořen mladými plošinami.

Vnitřní stavba Marsu: husté jádro (poloměr přibližně 1700 km), roztavený plášť a mocná kůra (200km). Relativně nízká hustota planety naznačuje, že jádro kromě železa obsahuje i značné množství síry a chloru. Z hlediska vývoje leží Mars mezi Zemí a Měsícem.

Načervenalá barva je způsobena přítomností oxidů železa

Kdysi se na Marsu nacházela voda v tekutém stavu. Byly tu řeky, jezera a možná i oceány. Dnes je voda určitě součástí severní čepičky a vyskytuje se zmrzlá v povrchových a podpovrchových horninách.

Severní polární čepička se skládá jak z vody, tak z pevného CO2, jižní je tvořena pouze CO2. Obě mají vrstevnatou strukturu (led prokládán tmavými vrstvami prachu různé koncentrace).

Jak se mění marsovská roční období, mění se i rozsah polárních čepiček.

Mars má velmi tenkou vrstvu atmosféry skládající se z CO2 (95,3 %), N2, Ar a stopového množství kyslíku a vodních par. Vytváří se zde velmi slabý skleníkový efekt, který stačí ale pouze na to, aby se na povrchu zvýšila teplota o 5 stupňů (tedy o mnohem méně než jak vidíme na Venuši).

Krater Galle – Argyre Planitia

Mars má dva malé satelity, jejichž oběžná dráha je blízko povrchu planety.

Mars má magnetické pole 1000x slabší než pozemské.

Jediný materiál z Marsu který máme jsou meteority vyvržené při impaktu

Phobos (Děs) – větší z Marsovských měsíců obíhá ve vzdálenosti 9,000 km a jeho tvar je nepravidelný (průměr je cca 20 km).

Deimos (Hrůza) – obíhá ve vzdálenosti 23,000 km, průměr asi 10 km.

JUPITERJUPITER

Hmotnost 1899×1024 kg






Počet měsíců: 63

Sondy:Pioneer 10,11; Voyager; Galileo; Cassini

• Největší a nejhmotnější planeta Sluneční soustavy, má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Od hvězd se liší pouze malou hmotností, která nestačí k vytvoření reakcí probíhajících ve hvězdách.

• Nemá pevný povrch a možná ani pevné jádro

• Uvnitř Jupitera jsou tak velké tlaky, že zde existuje vodík v kovovém stavu. Proudy v tomto vodíku vytvářejí velmi silné magnetické pole (jeho magnetosféra dosahuje asi 650 milionů km daleko, což je až za oběžnou dráhu Saturnu, ve směru ke Slunci dosahuje však vzdálenosti jen pár milionů km). Toto pole je zodpovědné za pozorované silných polárních září.

• Skládá se ze zhruba 90 % vodíku a 10 % helia, se stopovým množstvím methanu, vodních par, čpavku a „hornin“.

Polární záře na severní polokouli (snímek z HST).

• Jako ostatní plynné planety se i Jupiter vyznačuje velmi silnými a rychlými větry, které jsou formovány do širokých pásem v různých zeměpisných šířkách. Jednotlivá větrná pásma se pohybují proti směru proudění těch sousedních.

• Různá barva pásů je způsobena teplotními,chemickými a výškovými rozdíly.• Na hranici mezi jednotlivými pásy se nacházejí komplexy vírů, z nichž nejznámější je Velká rudá skvrna, která je nejchladnějším místem na planetě. Dále pak pozorujeme bílé ovály s životností několika dní .

Velká rudá skvrna – atmosférický vír (oblast vysokého tlaku vzduchu) o rozměrech 12000 na 25000 km (vešly by se do něho dvě Země), který lze na Jupiteru pozorovat již několik set let.

• Předpokládáme, že oblaka Jupitera jsou tvořena třemi charakteristickými vrstvami složenými ze zmrzlého čpavku, kyseliny amonné a směsi ledu a vody.

• Jupiter vydává asi o 60 % energie více, než kolik jí přijímá ze slunečního záření. Předpokládá se, že tato energie je uvolňovaná pomalým smršťováním planety.

Jupiterovy prstence – složeny z malých zrnek hornin, na rozdíl od Saturnových neobsahují led, jsou tmavé a mnohem slabší a menší.

V roce 1994 narazila do Jupitera kometa Shoemaker-Levy 9. Následky této události byly pozorovatelné i amatérskými dalekohledy, pomocí HST je bylo možno vidět ještě celý jeden rok po kolizi.

Jupiter má v současné době již 63 měsíců. Jeho čtyři největší (takzvané Galileovské) jsou Ganymedes, Callisto, Europa a Io.

Největší je Ganymedes (průměr 5276 km), jeho jádro z tvrdých hornin pokrývá tlustá vrstva ledu.O něco menší je Callisto (4800 km), jeho povrch je silně pokrytý krátery.Nejsvětlejším Jupiterovým měsícem je Europa (3126 km), jejíž 100 kilometrů tlustý ledový štít dobře odráží sluneční světlo. Pod tímto ledovým povrchem existuje voda v tekutém stavu.Io (1769 km) je velmi vulkanicky aktivní (slapové síly), je Jupiterovi nejblíže. Velká barevná rozmanitost je dána sírou. Io je spojen s Jupiterem plazmovou trubicí, již prochází proud 5.106A a je zde napětí 4.105V.Výkon trubice je tedy asi 1/5 výkonu naší civilizace. Poblíž dráhy Io je také plazmový toroid s ionty H a S. Do toroidu přitéká hlavně u Io 2-3 t hmoty za s.

SATURNSATURN



Střední vzdálenost od Slunce: 1,429,400,000 km (9,5 AU)

Doba rotace: 10.233 hodin

Doba oběhu okolo Slunce: 29.458 let



Druhá největší planeta Sluneční soustavy, má podobné složení (vodík 75%, helium 25%, stopy methanu, vody, čpavku a „hornin“) a strukturu jako Jupiter.

Má tak malou hustotu, že by plaval na vodě.

Má také atmosférická pásma, ale méně výrazná než jsou na Jupiteru.

Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1800 km/h.

Jeho magnetické pole, je slabší než u Jupitera.

Polární záře na Saturnu

Saturn má soustavu prstenců, které přestože jsou široké asi 250 000 kilometrů, jejich tloušťka není větší než 1,5 km. Skládají se z ledu a z ledem potažených úlomků hornin, velkých od milimetrů po kilometry.

Měsíc Mimas (má v sobě ohromný kráter způsobený impaktem, který ho málem roztrhl) je pravděpodobně zodpovědný za nepatrné množství materiálu v Cassiniho dělení.

Existují četné rezonance mezi Saturnovými prstenci a jeho měsíci. Některé měsíce, tzv. pastevecké (Atlas, Prometheus, Pandora), jsou významné pro udržení prstenců na místě.

Měsíc Titan

Je největším Saturnovým měsícem, s poloměrem 2575 km je dokonce větší než planeta Merkur a téměř stejně velký jako Mars.

Je jedním ze dvou měsíců ve sluneční soustavě, u kterého byla prokázána atmosféra složená převážně z dusíku a methanu. Tlak na Titanu je asi 1,5krát větší než na Zemi. Cassini, bylo zjištěno, že horní atmosféra se skládá as několika oddělených vrstev.

Povrch Titanu je členitý s množstvím koryt methanových toků. Jasné oblasti jsou považované za vyvýšeniny, okolo kterých jsou koryta methanových řek. Velice jasné bílé útvary v pravé části jsou pravděpodobně ledem pokryté vrcholky.

URANURAN

Hmotnost : 86.8×1024 kg


Střední vzdálenost od Slunce: 2,870,990,000 km (20 AU)





Třetí největší planeta Sluneční soustavy

Atmosféra se skládá z vodíku (83%), hélia (15%), methanu (2,5%) a malého množství acetylenu a dalších uhlovodíků. V horních vrstvách atmosféry methan absorbuje červenou složku světla a to má za následek modro-zelenou barvu planety. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa.

Zřejmě v důsledku kolize s velkým tělesem (s jinou velkou planetou?) v rané historii vzniku Sluneční soustavy je rotační osa Uranu skloněna o 98° vzhledem k rovině oběhu (v podstatě se valí po boku…), což také způsobuje zvláštní deformaci jeho magnetického pole (ohon zakroucen do tvaru vývrtky). Magnetické pole není centrováno ke středu planety a jeho původ není dostatečně dobře znám. V atmosféře planety jsou pásma mračen, která se pohybují velkou rychlostí (600 km/h). Na jejich vlastnosti má velký vliv roční období.

Stejně jako ostatní plyné planety má i Uran prstence. Je jich celkem 11, jsou složené z velice tmavého materiálu (možná uhlíkatého) a všechny jsou velmi slabé.

Miranda – jeden z největších měsíců Uranu, průměr 470 km. Vypadá jako by byl „splácaný“ dohromady z několika částí. V minulosti se pravděpodobně srazil s nějakým tělesem, rozpadl se a potom se opět „slepil“ dohromady. Na povrchu jsou hluboké kaňony a zlomy, stupňovité terasy. Směsi různě starých povrchů.

Ariel – relativně malý, ale nejjasnější měsíc Uranu. Povrch má posetý krátery, nejvýznačnějšími rysy jsou dlouhé příkopové propadliny táhnoucí se po celém povrchu. Kaňony se na snímcích jeví jako ty co jsou na Marsu, ale případnou proudící tekutinou tady rozhodně nemohla být voda (kvůli tamní teplotě). Známky proudění by mohly být způsobeny čpavkem, methanem nebo oxidem uhelnatým.

NEPTUNNEPTUN



Střední vzdálenost od Slunce: 4,504,300,000 km (30 AU)





Velikostí je to čtvrtá největší planeta Sluneční soustavy, cca na 20 let během svého oběhu je nejvzdálenější od Slunce (jeho dráha se kříží s dráhou Pluta.

Má magnetické pole, které je podobně jako u Uranu podivně orientováno (osu má skloněnou od osy rotace o 47 stupňů a posunutou od středu). Pravděpodobně vzniká pohyby vodivého materiálu (zřejmě vody) ve středních vrstvách. Byly detekovány slabé polární záře.Podobně jako Jupiter a Saturn má i Neptun svůj vnitřní zdroj energie, jehož zdrojem jsou pravděpodobně bouřlivé procesy v jeho atmosféře

Dvě třetiny planety se skládají ze směsi roztavených hornin, vody, tekutého amoniaku a methanu. Poslední třetina (vnější) je směsí plynů - vodík, helium, vodní páry a methan. Právě díky methanu má Neptun modrou barvu.

Atmosféra má pásovitou strukturu, nacházejí se v ní obří anticyklóny.

Na Neptunu jsou nejsilnější větry z celé sluneční soustavy - v okolí velké tmavé skvrny dosahují rychlostí až 2000 kilometrů za hodinu.

Dlouhé bílé mraky vysoko v Neptunově atmosféře připomínající ciry..

Velká tmavá skvrna – snímek ze sondy Voyager 2 (1989). Nacházela se na jižní polokouli, její rozměry byly zhruba poloviční než u Jupiterovy Velké rudé skvrny. V roce 1994 pozorování HST ukázalo, že tato skvrna zmizela. Pár měsíců po té byla objevena nová tmavá skvrna na severní polokouli (HST).

Neptun má čtyři velmi slabé a úzké prstence tvořené prachovými částicemi.

Triton je největším Neptunovým měsícem, je přibližně tak veliký jako náš Měsíc a má velmi řídkou dusíkovou atmosféru. Krouží kolem Neptunu v opačném směru než rotuje planeta. Pravděpodobně byl Neptunem zachycen dodatečně. Třetinu měsíce tvoří led (hustota jen 2 g/cm3). Sonda Voyager naměřila na Tritonu teplotu pouze 38 K. Nedávná tektonická činnost, polární čepička. Gejzíry kapalného dusíku a prachu.

planety sluneČnÍ soustavy

Documents