UKŁAD SŁONECZNY, NAUKA, KOSMOLOGIA

[ Pobierz całość w formacie PDF ]
Struktura i pochodzenie Układu Słonecznego
Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod
dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym
pochodzeniem. Składa się
ze Słońca, dziewięciu planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran,
Neptun, Pluton), naturalnych satelitów (księŜyców) planet, planetoid, komet, ciał
meteorowych
oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego. Słońce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej
w ciałach Układu Słonecznego (bez gazu
i pyłu międzygwiezdnego).
Układ Słoneczny znajduje się
w jednym z ramion Drogi Mlecznej. Słońce, które tworzy ten układ, jest jedną z 200
miliardów gwiazd naszej galaktyki znajduje się w odległości
30 000 lat świetlnych od jej środka i okrąŜa go raz na 200 milionów lat.
Układ planetarny uformował się przed około pięcioma miliardami lat,
najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo -pyłowego, z którego powstało
Słońce,
w procesie tzw.
akrecji
. Polegał on na tym, Ŝe pośrodku obłoku gaz kurczył się
szybciej niŜ
w jego zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do utworzenia się ciała
centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo -pyłowym dyskiem. Kurczenie się
praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie
gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo -pyłowym tworzyły się tzw.
agregaty
, wychwytujące
i przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, aŜ wreszcie doszło do fragmentacji
zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw.
planetozymali
,
wskutek czego wykształciły się oddzielne planety. RóŜne warunki powstawania
sprawiły, Ŝe obecnie mamy dwie wyraźnie róŜne grupy planet: zewnętrzne - typu
jowiszowego i wewnętrzne - typu ziemskiego.
Promień Układu Słonecznego, łącznie z tzw. obłokiem Oorta (hipotetyczną
otoczką Układu zawierającą setki miliardów lodowo - kamiennych obiektów) wynosi
ok. 200 000
jednostek astronomicznych
(średnich odległości Ziemi do Słońca), to jest
około 29,92 biliona kilometrów. Dostępna dotychczasowym obserwacjom część
Układu (tj. do orbity Plutona) ma promień około 40 j.a.
Orbity planet są elipsami ze Słońcem w jednym z ognisk. Prawie wszystkie
z wyjątkiem orbit Merkurego i Plutona są bardzo zbliŜone do kół. Orbity planetoid,
a szczególnie komet, są bardziej zróŜnicowane. Komety, których źródłem
jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłuŜonych
elipsach, czasem nieodróŜnialnych od parabol.
Sło
ń
ce
Słońce to największy obiekt Układu Słonecznego. Jego masa stanowi aŜ 99.8%
całego układu. Masa: 1,9891×10
30
kg (333 000 mas Ziemi), średnia gęstość: 1,410
g/cm
3
(największa, w jądrze, ok. 100 g/cm
3
), średnica: 1,3920×10
6
km (109 średnic
Ziemi), obserwowana z Ziemi średnica kątowa: średnio 31’,9877.
Słońce składa się głównie z wodoru (75%) i helu (25%), reszta stanowi mniej
niŜ 0.1% i są to w większości metale.
Jego powierzchnia nie jest jednolita. najlepiej świadczy o tym fakt, iŜ róŜne jego
części obracają się
z róŜnymi prędkościami - na równiku czas rotacji wynosi ok. 25.4 dnia, natomiast w
pobliŜu biegunów - 36 dni. Takie zachowanie jest charakterystyczne dla planet
gazowych.
Temperatura na powierzchni Słońca osiąga 5800K. W środku, w jądrze jest bardziej
gorąco - dochodzi tam nawet do
15 600 000
o
K! Ciśnienie w jądrze osiąga ekstremalną wartość 250
milionów atmosfer.
Słońce produkuje ogromne ilości energii. U podstaw promieniowania
słonecznego leŜy zjawisko fuzji nuklearnej; w kaŜdej sekundzie 700 mln ton wodoru
zamieniane jest w 695 mln ton helu, czemu towarzyszy wydzielanie 386 000 000 000
000 megawatów energii wysyłanej w postaci promieniowania gamma.
Na powierzchni Słońca dość powszechne są tzw. plamy słoneczne. Są to
ciemniejsze (w porównaniu z otoczeniem) regiony, których średnica dochodzi do 50
000 km. Są one równieŜ znacznie zimniejsze niŜ pozostała powierzchnia Słońca (ok.
3800
o
K).
Ich powstawanie nie jest do końca znane. Przypuszcza się, Ŝe powodem istnienia
plam słonecznych są oddziaływania z polem magnetycznym.
Słońce składa się z kilku warstw. Pierwszą z nich jest fotosfera. Fotosfera to
wszystko to, co nie naleŜy do jądra i nie sięga wyŜej niŜ promień. Jest to w w
pewnym sensie powierzchnia Słońca. Następną warstwą jest niewielka chromosfera
(to ta czerwona otoczka, którą widać podczas całkowitych zaćmień), a zaraz nad nią
połoŜona jest korona sięgająca miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną. Koronę
słoneczną równieŜ moŜna obserwować podczas zaćmień Słońca, lub w przysłaniając
centralną jego część. Temperatura korony osiąga kilka milionów stopni Kelwina
(nawet do 3).
Pole magnetyczne Słońca jest bardzo silne (najsilniejsze w Układzie
Słonecznym, jednak w porównaniu z innymi gwiazdami wydaje się być raczej
przeciętne) i ma ogromny zasięg, sięgający daleko poza orbitę Plutona.
Słońce oprócz światła i promieniowania cieplnego emituje równieŜ tzw. wiatr
słoneczny. Jest to strumień naładowanych cząstek (protonów i elektronów), pędzący
w przestrzeni kosmicznej z prędkością 450 km/s. To właśnie dzięki nim na Ziemi
moŜemy obserwować zorze polarne, jednak moŜe on mieć równieŜ zgubny wpływ,
szczególnie dla sztucznych ziemskich satelitów (wiatry słoneczne nie mają stałego
natęŜenia i przy silniejszych
podmuchach
cząstek mogą one zbić z orbity któregoś z
satelitów). Na szczęście ziemskie pole magnetyczne chroni nas przed skutkami
oddziaływania wiatrów słonecznych, jednak nie zawsze - co jakiś czas przy
wi
ę
kszej
sile wiatru
, czyli po prostu większemu natęŜeniu cząstek i ich większej prędkości, siła
naszego pola magnetycznego nie wystarcza by odepchnąć wszystkie cząstki.
Wiek Słońca ocenia się na 4,5 miliarda lat. Przypuszcza się, Ŝe doŜyje ono
wieku
10 mld lat, a więc nie jest jeszcze nawet w połowie swojej "drogi". Przypuszcza się,
Ŝe po tym czasie zacznie ono stopniowo rosnąć, pochłonie pierwsze trzy planety a
następnie zacznie się kurczyć aŜ do rozmiarów znacznie mniejszych niŜ obecnie.
Merkury
Merkury jest planetą połoŜoną najbliŜej Słońca; pod względem wielkości w
Układzie Słonecznym zajmuje ósme miejsce. Swe imię Merkury zawdzięcza temu, Ŝe
pędzi po niebie - podobnie jak mityczny bóg kupców i podróŜnych. Jest to jeden z
najjaśniejszych obiektów na niebie, o ile w ogóle go widać, gdyŜ niewielka odległość
od Słońca i stosunkowo szybki ruch obiegowy czynią Merkurego niezwykle trudnym
do obserwacji.
Powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego
KsięŜyca - występują liczne i głębokie kratery. Planeta nie posiada atmosfery; nie
występują na niej równieŜ Ŝadne zjawiska tektoniczne. Ponadto na powierzchni
moŜna spotkać wiele urwisk
i kanionów. Niektóre z nich dochodzą do setek kilometrów długości i ok. 3 km
głębokości. Jednak występują tu równieŜ tereny całkiem gładkie. MoŜe to być
spowodowane dawną działalnością wulkaniczną, albo teŜ opadnięciem pyłu po
wybiciu krateru.
Jednym z największych kraterów jest Caloris. Ma on średnicę 1300 km.
Uderzenie, dzięki któremu powstał było tak silne, Ŝe dokładnie po przeciwnej stronie
planety powstało niewielkie wzniesienie!
Około 78% Merkurego stanowi kora, złoŜona praktycznie wyłącznie z Ŝelaza.
Ma ona promień 1800-1900 km. Zewnętrzna skorupa (odpowiednik ziemskiego
płaszcza) ma grubość jedynie 500-600 km.
Temperatura na planecie waha się od -180
o
C aŜ do 430
o
C. Zdumiewające
okazały się obserwacje radarowe bieguna północnego Merkurego. Głęboko w
niektórych kraterach, chroniona przez cienie, występuje tam zamarznięta woda.
Orbita Merkurego jest dość znacznie wydłuŜona, mniej okrągła, bardziej
eliptyczna. Podczas, gdy peryhelium znajduje się w odległości 46 mln km, aphelium
jest oddalone aŜ o 70 mln km od Słońca. Poza tym inną bardzo szczególną cechą
Merkurego jest fakt, iŜ w ciągu swego pełnego obiegu dookoła Słońca wykonuje on
jedynie 1,5 obrotu dookoła własnej osi!
Co ciekawsze, aŜ do 1965 r. sądzono, Ŝe Merkury w ogóle się nie obraca! Ponadto
planeta posiada równieŜ bardzo słabe pole magnetyczne o sile ok. 1% ziemskiego
pola.
Merkury był odwiedzany tylko przez jedną sondę - Mariner 10. Przelatywała
ona koło planety 3 razy w 1973 i 1974 roku. Jedynie 45% powierzchni została
sfotografowana.
Obserwacje Merkurego
Szybki ruch Merkurego powoduje duŜe zmiany jego połoŜenia z nocy na noc,
natomiast niewielka odległość od Słońca sprawia, Ŝe moŜna go zobaczyć jedynie
zaraz po zachodzie Słońca lub tuŜ przed wschodem. Ponadto Merkury nigdy nie
wznosi się wysoko ponad horyzont, tak więc obserwacje są bardzo utrudnione przez
grubą warstwę naszej atmosfery.
Planeta jest widoczna z Ziemi w róŜnych fazach - podobnie jak obserwujemy
KsięŜyc, lecz najjaśniej świeci w postaci wąskiego sierpa. Nie ma powszechnej zgody
co do koloru Merkurego - jedni widzą Ŝółtą planetę, inni - róŜową.
Do obserwacji Merkurego wystarcza teleskop o średnicy 10 cm, jednak dopiero
przy średnicy 20 cm moŜna dostrzec jakieś szczegóły na tarczy planety.
Wenus
Wenus jest drugą z kolei planetą od Słońca. Jest to najjaśniejszy obiekt na
niebie; w maksimum blasku świeci ona z jasnością ok. -4.5
m
. To właśnie dzięki swej
jasności planeta zawdzięcza swą nazwę - imię rzymskiej bogini piękna i miłości
(odpowiednik greckiej Afrodyty).
Jedną z cech charakterystycznych Wenus jest bardzo gruba warstwa chmur,
uniemoŜliwiająca jakiekolwiek obserwacje powierzchni planety. Panują tam
ekstremalne warunki: temperatura od 130 do 470
o
C, ciśnienie przy powierzchni
ponad 90 atmosfer... Ponadto występuje tam wysoka aktywność wulkaniczna (co
sprawia, Ŝe więlszość powierzchni jest pokryta lawą) a z kilkukilometrowej grubości
chmur - równieŜ efekt cieplarniany.
Wenus była pierwszą planetą, którą odwiedziła sonda kosmiczna (Mariner 2 w
1962 r.), jak równieŜ, pierwszą na której wylądowała sonda kosmiczna (sowiecka
Venera 9 - pierwsze fotografie z powierzchni). Poza tym była ona równieŜ
odwiedzana przez wiele innych (ponad 20), wśród nich: Venera 7, Pioneer Venus oraz
Magellan, który dostarczył dokładnych radarowych map powierzchni planety.
Obserwacje Wenus
Podobnie jak Merkury Wenus widziana jest z Ziemi w róŜnych fazach. Poza
tym planety te mają jeszcze jedną cechę wspólną - nie pojawiają się zbyt wysoko nad
horyzontem. Wenus obserwowana jest jedynie jako gwiazda poranna - przed
wschodem Słońca, lub gwiazda wieczorna - zaraz po zachodzie Słońca. Fazy Wenus
są na tyle dobrze widoczne, Ŝe praktycznie moŜna je juŜ dostrzec za pomocą lornetki.
Ponadto planeta jest na tyle jasna, Ŝe niektórzy kuszą się na dzienne obserwacje
Wenus. Zachęcam wszystkich do spróbowania takich obserwacji, warto jednak
najpierw odszukać Wenus za pomocą lornetki, a dopiero później, znając juŜ jej
pozycję na niebie, uŜyć teleskopu.
Ziemia
Ziemia jest jedyną planetą, której polska nazwa nie pochodzi z greckiej
(rzymskiej) mitologii.
Ziemia składa się z siedmiu warstw:
- Skorupa (0-40 km) [głębokości]
- Płaszcz zewnętrzny (10-400 km)
- Strefy przejściowe (400-650 km)
- Płaszcz wewnętrzny (650-2890 km)
- Jądro zewnętrzne (2890-5150 km)
- Jądro wewnętrzne (5150-6378 km)
Skorupa jest cieńsza pod oceanami, grubsza natomiast pod kontynentami. Jądro
wewnętrzne i skorupa są raczej "zbite" i stałe, natomiast jądro zewnętrzne i płaszcz są
bardziej płynne.
Jądro jest prawdopodobnie zbudowane głównie z Ŝelaza (lub niklu i Ŝelaza).
Temperatury w centrum jądra osiągają do 7500
o
K (7200
o
C), co przewyŜsza
temperatury na powierzchni Słońca. Płaszcz wewnętrzny najprawdopodobniej
zawiera krzem, magnez i tlen oraz trochę Ŝelaza, wapnia i aluminium. Płaszcz
zewnętrzny jest po części równieŜ zbudowany z wapnia i aluminium.
Ogólnie rzecz biorąc Ziemia składa się z:
1 Ŝelaza (34.6%)
2 tlenu (29.5%)
3 krzemu (15.2%)
4 magnezu (12.7%)
5 niklu (2.4%)
6 siarki(1.9%)
7 tytanu (0.05%)
Pod względem gęstości Ziemia zajmuje pierwsze miejsce wśród planet Układu
Słonecznego. Ma ona jeszcze jedną szczególną cechę odróŜniającą
ją od innych podobnych planet w naszym systemie: jej płaszcz jest podzielony na
liczne płyty, poruszające się niezaleŜnie na górnej części płaszcza. Istnieje osiem
głównych płyt tektonicznych:
1 Płyta Północnoamerykańska - Ameryka Północna, zachodnia Atlantyk oraz
Grenlandia
2 Płyta Południowoamerykańska - Ameryka Południowa i południowo-zachodni
Atlantyk
3 Płyta Antarktyczna - Antarktyda wraz z częścią przyległych wód
4 Płyta Euroazjatycka - północno-wschodni Atlantyk, Europa oraz Azja (bez
Indii)
6 Płyta Afrykańska - Afryka, południowo-wschodni Atlantyk oraz zachodnia
część Oceanu Indyjskiego
8 Płyta Indoaustralijska - Indie, Australia, Nowa Zelandia oraz większość
Oceanu Indyjskiego
9 Płyta Nazca - wschodni Pacyfik przyległy do Ameryki Południowej
12 Płyta Pacyficzna - większość Pacyfiku oraz część południowo-wschodniego
[ Pobierz całość w formacie PDF ]

  • zanotowane.pl
  • doc.pisz.pl
  • pdf.pisz.pl
  • emaginacja.xlx.pl

    •