○ Vesmír,planety.... ○

Černá díra

13. května 2007 v 11:58 | Jára

Co je černá díra?



Černá díra je stejně, jako bílý trpaslík nebo neutronová hvězda, forma závěrečného stádia hvězd. Pokud hvězda s počáteční hmotností 25 MS začne umírat, odehrává se prakticky stejný vývoj jako ten, který předchází vytvoření neutronové hvězdy. Hlavní fáze, rudý obr, supernova. Poslední fáze se však liší. Zatímco se smršťování neutronové hvězdy zastaví, gravitace je vyrovnána tlakem degenerovaných neutronů, při vzniku černých děr neustále pokračuje - tlak degenerovaných neutronů je příliš slabý. Tuto kontrakci pak můžeme pozorovat až do doby, kdy se hvězda uzavře před okolním vesmírem vytvořením tzv. Schwarzschildova poloměru, neboli horizontu událostí. Jediné, co si černá díra zachovává do dalšího vývoje, je hmotnost,moment hybnosti a elektrický náboj.

Horizont má kruhový tvar a je zviditelněn tečnými paprsky světla, jež vznikly přesně na rozhraní mezi dvěma prostory. Paprsek světla letící v prostoru mimo horizont je silně ohnut, avšak může z dosahu černé díry uniknout. Na druhou stranu, paprsek, který vletí přímo do prostoru ohraničeného horizontem, je černou dírou pohlcen Horizont událostí je oblast v prostoru, z níž je úniková rychlost rovna přesně rychlosti světla.

Kosmodromy

13. května 2007 v 11:58 | Jára
Kosmodromy
Startovací základny - Kosmodromy - jsou branami do kosmického prostoru. Některé zabírají jen malou plochu, jinde jsou to velké rozsáhlé komplexy na ploše mnoha tisíc hektaru. Největší světové kosmodromy mají několik startovacích plošin. Mnoha týdnu před startem technici připravují kosmický dopravní prostředek v mnohaposchoďových halách. Nakonec se k plošině s připravenou raketou pomalu přisunou obrovské startovací rampy. Na kosmodromu jsou roztroušena operační centra, z nichž specialisté dohlížejí na závěrečnou předletovou přípravu, obrovské palivové nádrže, meteorologické stanice, jejichž úlohou je určit místní povětrnostní podmínky v den startu, a sledovací stanice monitorují první část výstupu rakety do kosmu.
SVĚTOVÉ KOSMODROMY
KOSMODROM
ÚZEMÍ
MAJITEL
Alcantara
Brazilie
Brazilie
Bajkonur
Katachstán
Rusko
Jin Chuan
Čina
Čina
Kagošima
Japonsko
Japonsko
Kapustám Jar
Rusko
Rusko
Kennedy
Florida
USA
Kourou
Fran. Guyana
Francie
Pleseck
Rusko
Rusko
San Marco
Italie
Italie
Šriharikita
Bengalský zaliv
Indie
Tanegašim
Japonsko
Japonsko
Vandenberg
Kalifornie
USA
Si Chcang
Sečuan
Čina
Zenit

obchodní
SVĚTOVÉ KOSMODROMY

Raketoplán

13. května 2007 v 11:56 | Jára
Raketoplán je druh letounu s nosnou plochou (křídlem), tedy plošník, jehož hlavní nebo jedinou pohonnou jednotku tvoří raketový motor. V důsledku velké spotřeby pohonných látek je vcelku obvyklé, že část letu takového letounu probíhá bezmotorově, buď po balistické křivce mimo atmosféru, nebo klouzavým letem v ovzduší.
Vzhledem k tomu, že pro lety v atmosféře jsou výhodnější proudové motory, které nepotřebují ke své činnosti dodávku okysličovadla z nádrží, protože v jeho roli používají atmosférický kyslík, nedoznaly raketoplány většího rozšíření. Jejich výhodou je možnost dosahovat velmi vysokých rychlostí, při nichž již proudové motory ztrácejí účinnost. Nejčastěji se proto objevují jako experimentální letadla. V době 2. světové války byly nasazovány německým vojenským letectvem jako záchytné stihače nebo Japonskem jako sebevražedné letouny (kamikaze). V období 40. až 70. let 20. století sloužily raketoplány především jen jako experimentální stroje.
Koncem 60. let začal v USA a SSSR vývoj kosmických raketoplánů, určených pro dopravu osob a nákladu ze Země na oběžnou dráhu. Z nich pouze americký kosmický raketoplán Space Shuttle se dostal do běžného provozu, během něhož však dva exempláře havarovaly a jejich posádky zahynuly. Sovětský kosmický raketoplán Buran uskutečnil pouze jediný zkušební bezpilotní let.
Počátkem 21. století se začala rýsovat renezance raketoplánů, o nichž se uvažuje jako o prostředku pro tzv. kosmickou turistiku. Jako první se objevil raketoplán Scaled Composites SpaceShipOne, se kterým byla v roce 2004 získána cena Ansari X-Prize. Další podobné, avšak pokročilejší typy jsou v různém stádiu vývoje a jejich komerční nasazení je otázkou nejbližších let.

Hvězdokupy

13. května 2007 v 11:55 | Jára
Hvězdokupa je skupina hvězd, která se pohybuje prostorem jako celek. Existují otevřené a kulové hvězdokupy.
Kulové hvězdokupy obsahují mimořádně mnoho hvězd (statisíce až miliony), které jsou ve větší blízkosti a zabírají přibližně kulový prostor, jehož průměr je obvykle 50 až 150 světelných let. Hvězdy jsou silně nahuštěny poblíž středu tohoto útvaru. Kulové hvězdokupy obsahují velmi staré hvězdy (hvězdy populace II). Nacházejí se v halu naší Galaxie. Kompaktnost a velká celková hmotnost kulových hvězdokup je důvodem jejich značné stability, trvající miliardy let. Existuje ovšem určitý pomalý a ustálený úbytek hvězd, zvláště těch s menšími hmotnostmi, jestliže získají únikovou rychlost při vzájemných přiblíženích s jinými hvězdami. Jev úbytku hvězd se nazývá vypařování hvězdokupy.
Otevřené hvězdokupy neobsahují takové množství hvězd jako kulové. Jsou tvořeny mladými hvězdami (hvězdy populace I) a jejich střed není tak hustě zaplněn. Nacházíme je v centrální rovině naší Galaxie nebo v její blízkosti. Mají sklon k rozpadu nejen pouze v důsledku vypařování, ale také působením slapových interakcí s Galaxií jako celkem, nebo v důsledku srážek s mezihvězdnými mračny. Jen ty nejbohatší otevřené hvězdokupy dosahují věku staršího než miliardu let, zatímco menší a nejmenší, těsně k sobě vázané, nepřežívají déle než několik milionů let.

Kulové hvězdokupy

Hvězdokupa téměř kulového tvaru, složená z velmi starých hvězd (populace II), je součástí hala naší Galaxie. Kulové hvězdokupy mohou obsahovat od sta tisíc do několika milionů hvězd, které jsou tak koncentrovány v blízkosti středu, že pozemským dalekohledem nelze jednotlivé hvězdy zcela rozeznat. Kulové hvězdokupy jsou staré nejméně deset miliard let, jak plyne z pokročilého vývojového stadia jednotlivých hvězd. Jejich mimořádné stáří i jejich rozmístění v galaktickém halu ukazuje, že se kulové hvězdokupy tvořily v době, kdy v naší Galaxii probíhalo zhušťování obrovského mračna plynů. V naší Galaxii víme asi o 140 kulových hvězdokupách. I když jsou umístěny v kulovém galaktickém halu, většina z nich není od středu Galaxie dále než Slunce. Proto pokrývají celou oblohu v prostoru, ve kterém je střed naší Galaxie, zvláště pak v souhvězdích Střelce, Hadonoše a Štíra. Kulové hvězdokupy obíhají kolem galaktického středu a periodicky procházejí rovinou Galaxie.

Otevřené hvězdokupy

Jedná se o skupinu mladých hvězd ve spirálních ramenech naší Galaxie, která může obsahovat několik desítek až několik tisíc hvězd. Otevřené hvězdokupy jsou známy také pod starším názvem galaktické hvězdokupy. Jejich skutečný průměr je obvykle roven několika světelným rokům.

Mlhoviny

13. května 2007 v 11:54 | Jára
V prostoru mezi hvězdami se nachází množství mezihvězdné látky, která se skládá z prachu a plynu. Největší hustota mezihvězdné látky je v rovině galaktického disku, kde není látka rozložena rovnoměrně. Zde se mezihvězdná látka shlukuje do oblaků, kterým říkáme mlhoviny. Tento název pochází z latinského mrak, mlha, pára nebo kouř. V astronomii označuje mlhavé objekty, které září vlastním světlem, a objekty, které samy nezáří a jsou vidět díky jasnému pozadí nebo rozptylu záření z jiného zdroje. Jako mlhoviny jsou také označovány objekty, které mají charakter mlhoviny nejen ve viditelném světle, ale i v jiných částech spektra. Do 19. stol. byly za mlhoviny považovány například i galaxie a další objekty, které nebylo možno přesně odlišit od hvězd. Tyto omyly odhalilo až použití prvních spektroskopů, které pomohly objevit zprvu záhadné nebulární spektrální čáry. Následně byly nalezeny i mlhoviny vně naší Galaxie.
Poměr prachu a plynu v mlhovinách není vždy stejný a podle toho se mlhoviny také mnohdy rozdělují. Hmotnost oblaků je asi jedna desetina hmotnosti zářících hvězd v galaxii. Prachovou složku tvoří prachové částice a plynnou molekuly, atomy a elementární částice.


Složení

Prachová složka je kombinací uhlíku a křemičitanů, které mohou být obaleny ledem nebo nečistotami. Prachové částice vznikají převážně v atmosférách obřích hvězd, které jsou bohaté na páry uhlíku, a z nich vznikají amorfní uhlíkové částice, které jsou velké asi jako saze z cigaretového kouře. Do prostoru se z atmosféry hvězdy dostávají tlakem záření hvězdy, které je může dostat z atmosféry hvězdy díky jejich malým rozměrům. Plynová složka je tvořena tak, že na 1 000 atomů vodíku připadá 80 atomů hélia a 1 atom těžšího prvku, což přibližně odpovídá složení průměrných hvězd. Mlhoviny se často nachází v blízkosti horkých hvězd a díky tomu, že je jejich plynná složka tvořena převážně vodíkem, tak tato horká hvězda vodík ionizuje a díky tomu mlhoviny září.

Rozdělení

Mlhoviny můžeme rozlišovat podle nejrůznějších hledisek. Následující dělení patří mezi nejpoužívanější a dělí mlhoviny podle typu pozorovaného spektra. Mlhoviny tedy dělíme na:
· jasné mlhoviny, které dále dělíme na
o mlhoviny emisní (plynné) - záření způsobuje zahřátý plyn. Tyto pak dále rozdělujeme na:
§ planetární mlhoviny - mlhoviny s bílým trpaslíkem v centru, který tuto mlhovinu ionizuje;
§ zbytky supernov - zbytky po výbuchu supernovy ;
§ oblasti HII - oblasti, které jsou z velké části tvořeny ionizovaným vodíkem;
o mlhoviny reflexní (prachové) - záření je způsobené rozptylem světla blízké hvězdy na prachových částečkách mlhoviny;
· temné mlhoviny, které jsou oblaky nesvítícího prachu a plynu a jsou vidět jen díky zářícímu pozadí, kterým může být například jiná (difúzní) mlhovina

Naše galaxie

13. května 2007 v 11:53 | Jára
Pokud se při jasné, bezoblačné noci, daleko od světelného znečištění podíváme na oblohu, můžeme spatřit slabý pás světla táhnoucí se přes oblohu. Jedná se o Mléčnou dráhu, stříbřitý pás, který obepíná celou oblohu. Klene se od souhvězdí Štíra nahoru přes Orla, Labuť, Kassiopeji až do zimního souhvězdí Jednorožce. Potom klesá pod obzor, prochází Plachtami, Jižním křížem, Kentaurem, Střelcem až do Štíra. V rovníkových oblastech, odkud je vidět téměř celá obloha, ji lidé nazývají Nebeský pás, Zářící pás či Mléčný kruh, jinde dostala jméno Nebeská řeka či Stříbrná řeka. Někde ji zase považují za nebeskou cestu, pěšinu či dráhu, jako je tomu v indoevropských zemích (tedy i ve slovanských jazycích). Nikdo ale neznal její podstatu. Teprve výzkumy v 20. století ukázaly, že Mléčná dráha je naše galaxie (Galaxie), viděná od jedné z jejích 200 miliard hvězd - ze sluneční soustavy. Jsme blízko roviny souměrnosti disku Galaxie, takže Mléčná dráha rozděluje oblohu na dvě stejné poloviny. Galaxie je domovem naší sluneční soustavy, stejně jako více než 200 miliard dalších hvězd a jejich planet, tisíců hvězdokup a mlhovin. Jedná se o spirální galaxii s centrální příčkou a radiálními rameny, které začínají ve středu a vytváří spirálovitý tvar. Slunce (a naše sluneční soustava) se otáčí kolem středu Galaxie - galaktického středu, přičemž pro dokončení jednoho oběhu potřebuje přibližně 220 milionů let. Domníváme se, že Slunce a sluneční soustava obíhá kolem středu Galaxie konstantní rychlostí. Za svoji existenci tak vykonalo méně než 25 oběhů kolem středu Galaxie.

Klasifikace

Naše Galaxie je obrovská galaxie, její hmotnost včetně korony je (3-6).1012 (3-6 biliony) hmotností Sluncí (hmotnost Slunce - 1,985.1033 g) a její průměr je přibližně 90 000 světelných let. Radioastronomové zkoumali rozložení vodíkových mračen a na základě tohoto měření usuzují, že se jedná o spirální galaxii s příčkou Hubbleova typu SBc. Stoupající počet výzkumů dává některé důkazy, které svědčí o tom, že Galaxie vypadá jako M61 nebo M83.

Místní skupina

Naše Galaxie je část souboru galaxií známých jako Místní skupina. Jedná se o seskupení 3 velkých a přes 30 malých galaxií. Naše Galaxie je druhá největší po galaxii M31, ale možná nejhmotnější člen skupiny. M31, která se nachází ve vzdálenosti 2,9 milionů světelných let, je nejbližší velká galaxie, ale množství slabších galaxií je blíže. Mnoho trpasličích členů této skupiny jsou satelity nebo průvodce Galaxie. Nejbližšími většími galaxiemi jsou Velký a Malý Magellanův oblak ve vzdálenostech 179 000 a 210 000 světelných let. Tato Místní skupina je část nadkupy galaxií, známá jako nadkupa galaxií v Panně, která obsahuje nejméně 5 000 galaxií a měří zhruba 100 milionů světelných let.

Spirální ramena

Spirální ramena naší Galaxie obsahují mezihvězdnou hmotu, difúzní mlhoviny, mladé hvězdy a otevřené hvězdokupy, které se vytvořily z tohoto materiálu. Naproti tomu výduť obsahuje staré hvězdy a kulové hvězdokupy; naše Galaxie má pravděpodobně 200 hvězdokup, ze kterých jich známe asi 150. Tyto kulové hvězdokupy jsou silně koncentrované směrem ke galaktickému středu.

Naše místo v Galaxii

Náš sluneční systém se nachází ve vnějších oblastech Galaxie, zhruba 14 světelných let nad rovinou galaktického disku, ale 26 400 světelných let od galaktického středu. Slunce leží v jednom menším spirálním ramenu (známé jako Místní rameno nebo rameno Orion) asi ve dvou třetinách od středu. Toto rameno se nachází mezi ramenem Střelce a Persea. V místě, kde se nachází Slunce, je tloušťka diskové části Galaxie pouze 3 000 světelných let. Poměrem tloušťky a průměru se podobá hudebnímu CD.
Střed naší Galaxie je umístěn ve vzdálenosti přibližně 26 400 světelných let. Leží ve směru souhvězdí Střelce (Sagittarius) - ve skutečnosti na hranici Střelce a Štíra. Středová oblast je intenzivním zdrojem rádiových vln, infračerveného a rentgenového záření. V srdci Galaxie je tajemný zdroj nesmírné energie. Září jako sto milionů Sluncí, ale svou velikostí by se vešel do oběžné dráhy Jupitera. Jeho celková hmotnost je asi milionkrát větší než sluneční. Tato hmota je téměř určitě černá díra, která "požírá" mezihvězdný plyn a prach, který si přitahuje z prstence kupícího se kolem něj. Jak tento plyn padá na černou díru, zahřívá se a vysílá energii, kterou pozorujeme.

Rekapitulace

13. května 2007 v 11:50 | Jára

Slunce a planety

rozměry a hmotnost

Těleso
Poloměr (km)
Zploštění
Hmotnost (kg)
Hustota (g.cm-3)
Albedo (odrazivost)
Teplota povrchová (° C)
Teplota jádra (K)
Slunce
695 000

1,989E+30
1,41

6 000
15 600 000
Merkur
2 439,7
0,0
3,303E+23
5,42
0,10
-173 až 427

Venuše
6 051,8
1/110000
4,869E+24
5,25
0,65
482

Země
6 378,14
1/298,257
5,976E+24
5,515
0,37
prům. 15

Mars
3 397,2
1/135,13
6,421E+23
3,94
0,15
-140 až 20

Jupiter
71 492
1/15,415
1,900E+27
1,33
0,52
prům. -121 (oblaků)

Saturn
60 268
1/10,208
5,688E+26
0,69
0,47
prům. -125 (oblaků)

Uran
25 559
1/43,611
8,686E+25
1,29
0,51
prům. -193 (oblaků)

Neptun
24 764
1/58,479
1,024E+26
1,64
0,41
prům. -193 až -153 (oblaků)

Pluto
1 137

1,270E+22
2,05
0,30


Sluneční soustava

13. května 2007 v 11:49 | Jára
První, kdo se pokusil odpovědět na otázku, jak vypadá stavba sluneční soustavy, byla antická věda. S využitím pythagorijské školy (rozvíjela geometrii) mohla více či méně přesně popsat pozorovaný stav.
Doprostřed vesmíru byla lidmi dosazována různá tělesa.
Ve 4. století př. n. l. Aristoteles jednoznačně přijal geocentrický systém, že Země je uprostřed vesmíru, a dokázal jeho platnost.
Ve 3. století př. n. l. Aristarchos na základě pozorování zatmění Slunce a Měsíce a s geometrickými úvahami vytvořil heliocentrický model vesmíru - Slunce se nacházelo uprostřed - nicméně tento systém nebyl přijat.
Kolem roku 200 př. n. l. Apolónius z Pergy a Hipparchos (2. století př. n. l.) vytvořili nové prvky pohybu planet. Později na ně navázal Ptolemaios, který je zahrnul do svého kosmogenického systému - geocentrického modelu vesmíru. Tento model se spolu s Aristotelovou fyzikou stal základem pro další generace.
Až Mikuláš Koperník (19. 2. 1473 - 24. 5. 1543) ve svém díle De revolutionibus orbium caelestium - Oběhy nebeských sfér zveřejnil svou heliocentrickou soustavu (přiřadil všechny pozorované pohyby těles ve vesmíru Zemi, předpokládal dokonce i rotaci Země kolem své osy). Tímto svým dílem se zasloužil o formování správného heliocentrického systému.
Jelikoš se však planety nepohybují po ideálních kružnicích (bylo nutno provádět značné korekce jejich pohybů), nebyla tato teorie hned a bez výhrad přijata. Tycho Brahe (1546 - 1601) si raději vytvořil novou soustavu, aby nemusel přistoupit na Koperníkův systém. Díky jeho přesným měřením však Johannes Kepler (27. 12. 1571 - 15. 11. 1630) potvrdil platnost heliocentrického systému a zjistil, že se planety pohybují po eliptických drahách kolem Slunce.

Měsíc

13. května 2007 v 11:47 | Jára
Měsíc je samozřejmě znám již z dob prehistorických. Hned po Slunci je to druhý nejjasnější objekt na naší obloze. Měsíc je také jediný přirozený satelit Země a na obloze je viditelný pouze proto, že odráží sluneční paprsky, stejně jako je tomu i u ostatních měsíců a planet. Měsíc má vázanou rotaci, to znamená, že k nám má přivrácenu po celou dobu oběhu stejnou stranu.
Vzdálenost Měsíce od Země:
384 400 km
Průměr:
3 476 km
Hmotnost:
3,75×1022kg


Měsíc nemá atmosféru, kůra Měsíce je v průměru 68 km silná, ale kolísá mezi 0 km pod Mare Crisium až po 107 km v blízkosti kráteru Korolev na jeho odvrácené straně. Jádro Měsíce je pevné s průměrem asi 700km a již neaktivní. Měsíc také nemá magnetosféru, proto je jeho povrch přímo vystaven působení částic ze slunečního větru.

Slunce

13. května 2007 v 11:46 | Jára
Největším tělesem a zárověň středem sluneční soustavy je Slunce. Soustřeďuje v sobě 99,78% hmoty celé soustavy a je jejím nejdůležitějším zdrojem energie. Právě tato energie dodává Zemi život. Slunce je od nás vzdáleno přibližně 150 miliónů kilometrů. Má 330 000krát větší hmotnost než Země,109krát větší průměr a je 1 300 000krát objemnější. Přitažlivá síla na jeho povrchu je 28krát silnější. Kdyby člověk, který na Zemi váží 100 kilogramů, stál na povrchu Slunce, vážil by 2,8 tuny. Sluneční jasnost činí -26,8 magnitudy*. Současně s ostatními hvězdami obíhá Slunce kolem středu galaxie. Jeden oběh přitom vykoná za 200 miliónů let. Dnes už má za sebou 20 oběhů.
Z širšího kosmického pohledu však Slunce není zvlášť významným tělesem - je to běžná hvězda hlavní posloupnosti, spektrálního typu G2, která leží na okraji naší galaxie.
V nitru Slunce panuje teplota 15 miliónů stupňů a tlak 100 miliónkrát vyšší než na Zemi. Ze 73% tvoří nitro Slunce vodík a z 25% helium. Izotopy vodíku zvané deuteria (1 proton a 1 neutron) se v takové teplotě spojují po čtyřech a mění se v atomy helia. Energie vyzářená Sluncem (3,86x10^33 erg/s neboli 386 miliard megawattů) je produktem termonukleární reakce v jádru. Každou sekundu je přeměněno 700 miliónů tun vodíku na 695 miliónů tun hélia a 5 miliónů tun (= 3,86x10^33 ergů) energie ve formě záření gama. Jak postupuje směrem k povrchu, je energie postupně absorbována a znovu vyzařována za nižších a nižších teplot, takže v okamžiku, kdy dosáhne povrchu, je z ní primárně viditelné světlo. Světlo, které přitom vznikne, se neprodere k povrchu dříve než za dva milióny let, ale cesta k Zemi už mu trvá jen osm minut.
Slunce je staré kolem 4,5 miliardy let. Od svého zrození spotřebovalo asi polovinu vodíku ve svém jádře. Tento proces bude pokračovat "mírumilovně" ještě dalších 5 miliard let (přestože jeho jasnost se do té doby přibližně dvakrát zvýší). Ale jednou konečně Slunce všechno své vodíkové palivo spálí, což povede k radikálním změnám, které - podle hvězdných měřítek zcela banálně - budou příčinou totální destrukce Země a jiných planet (a pravděpodobně povedou ke vzniku planetární mlhoviny).
Složení
Nejvýznamnější složkou je vodík (70 %) a helium (28 %). Dále obsahuje (seřazeno dle počtu atomů) kyslík, uhlík, dusík, křemík, síru, železo, hliník, sodík, chrom, fosfor, ...
Uvnitř Slunce - vědci zjistili, že energie Slunce se uvolňuje z jeho jádra. Energie proudí ven velmi pomalu, milióny let trvá, než dosáhne povrchu Slunce. V té době se mění ze škodlivého záření gama ve známé teplo a světlo. V poslední části své cesty je energie vynášena horkými plyny na povrch, který se nazývá fotosféra. Podmínky ve slunečním jádru (přibližně vnitřních 25% jeho poloměru) jsou extrémní. Teplota dosahuje 15,6 miliónů Kelvinů a tlak je 250 miliard atmosfér. Plyny v jádru jsou stlačeny tak, že mají 150krát větší hustotu než voda.
Rotace Slunce
Slunce se otáčí s periodou přibližně 28 dní. Vnější vrstvy Slunce vykazují rozdílnou rotaci: na rovníku rotuje povrch jednou za 25,4 dne, poblíž pólů za víc než 36 dní. Tyto rozdíly jsou dány tím, že Slunce není na rozdíl od Země pevné těleso. Podobné efekty je možno pozorovat i u plynných obalů planet. Rozdílná rotace značně zasahuje i vnitřní vrstvy Slunce, ale sluneční jádro se otáčí jako pevné těleso.
Mytologie
Slunce bylo personifikováno v mnoha mytologiích na celém světě. Řekové je nazývali Hélios, Římané pak Sol.

Planetky

13. května 2007 v 11:45 | Jára

Co jsou to planetky

Planetky (asteroidy) jsou shluky skal o velikostech desítek metrů až stovek kilometrů, které obíhají kolem Slunce většinou po drahách podobných planetárním. Nejvíce z pozorovaných planetek se nachází mezi drahami Marsu a Jupiteru, v poslední době jsou však objevovány i větší planetky za drahou Neptunu. Naopak některé planetky se přibližují k Zemi a mohou na ni i dopadnout. Malé úlomky planetek k nám dopadají často jako meteority, několikakilometrové skály mohou znamenat i ohrožení naší civilizace. Pokud je však dobře poznáme, mohou být naopak užitečné pro příští generace, například jako zdroj surovin. Už dnes máme informace o některých planetkách i z kosmických sond, které kolem nich prolétly. Převzato

Vlastnosti planetek a jejich místo ve sluneční soustavě

První planetka byla objevena v roce 1801. Byla to planetka Ceres. Od té doby počet známých planetek trvale roste a jejich počet se v průměru každých 12 let zdvojnásobí. Planetky obíhají především v tzv. hlavním pásu planetek. Ten se nachází mezi drahami Marsu a Jupitera a je vymezen těmito hodnotami elementů drah planetek: velikostí poloosy: 2,1 - 3,3 AU (oběžné doby mezi 1/4 a 1/2 oběžné doby Jupitera, který toto rozdělení určuje) excentricita: 0,0 - 0,35 sklon: 0 - 30 stupňů perihel. vzd.: 1,6 - 3,3 AU (velká poloosa dráhy Marsu je 1,52 AU) aphel. vzdál.: 2,1 - 4,0 AU (velká poloosa dráhy Jupitera je 5,20 AU) Mimo tyto limity se nachází jen několik málo procent z celkového počtu planetek - speciální typy (Apollo-Amor-Aten, Trojané, Kentaurové, ...).

Planetky - asteroidy (planetoidy)

Vzdálenost mezi Marsem a Jupiterem je tak velká, že již Kepler předpokládal mezi těmito dvěma planetami nějaké další tehdy ještě neznámé těleso. V r. 1801 skutečně Piazzi náhodně objevil malou planetku, která má jméno Ceres. V průběhu devatenáctého století následovaly objevy dalších jasných planetek. Do poloviny 19. století jich bylo známo šestnáct.
Rozvojem fotografických metod počet objevů rychle rostl a do dnešní doby bylo zaregistrováno přibližně 5000 těchto těles, která se souhrnně označují názvem asteroidy nebo planetoidy. Necelých 2 100 se známými drahami jsou označeny čísly a jmény. Na fotografických snímcích pořízených velkou Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru se nalezlo v poli rozměru 12° X 18° až 2000 asteroid. Registrace jednotlivých těles, zejména velmi malých, není prakticky možná. Věnuje se proto pozornost zajímavým případům. Odhaduje se, že okolo 45 000 malých planetek by bylo možno zachytit dnešními přístroji, avšak jejich počet bude patrně ještě větší.
Dráhy asteroid jsou převážně mezi Marsem a Jupiterem, avšak jsou zde výjimky. Tak např. dráhy planetek Anteros a Hidalgo mají excentricity větší než 0,6 a první z nich má perihélium v blízkosti dráhy Merkura, druhá se přibližuje až k dráze Saturna. Hidalgo má též velký sklon dráhy (43°). Nejblíže Zemi se dostávají některé planetky jako např. Eros (0,15 AU), Amor (0,1 AU).
Dráhy některých planetek nejsou příliš odlišné od drah periodických komet a pravděpodobně existuje jistá vývojová souvislost mezi jednotlivými skupinami těchto nejmenších členů sluneční soustavy. Rozborem drah planetek se zjistilo, že nejsou vzácné takové případy, kdy doba oběhu je jednoduchý zlomek doby oběhu Jupitera (jako například 1/2, 1/3, 1/4, 2/5, 3/7 apod.). Tyto mezery v rozdělení oběžných drah nalezl pražský astronom Hornstein a později na základě bohatšího materiálu Kirkwood. Jsou způsobeny rušivými účinky Jupitera na dráhy asteroid. Mechanismus je obdobný jako u Saturnova prstence. Určitou výjimkou je zde skupina čtrnácti planetek "Trojanů" (všechny nesou jména hrdinů trojských válek), které jsou v libračních bodech L4 a Ls systému Jupiter-Slunce. Tyto planetky opisují jakési neuzavřené dráhy v souřadné soustavě, která se otáčí společně s Jupiterem. Úhlová vzdálenost libračních center L4 a Ls, jak známo, je 60° a nejmenší vzdálenost Trojanů od Jupitera je 24° (počítáno ze Slunce).
Díky jistému výběrovému efektu v elementech drah tvoří planetky určité skupiny. Podle některých badatelů je těchto skupin více než třicet. Znaky, podle kterých se jednotlivé planetky do skupin zařazují, nejsou příliš výrazné, a proto řada tzv. rodin asteroidů má pouze formální význam. Závažnou skutečností je, že není známa planetka, která by měla sklon dráhy i 90° nebo dokonce měla retrográdní pohyb.
Přes velké množstvi těchto těles nebude jejich celková hmotnost větší než 0,6 hmotnosti Země. Většinou jde o tělesa velice malá a jen nejjasnější planetky, které jsou 6.-7. hvězdné magnitudy, mají průměr 400 km až 750 km. Ostatní jsou menší než 100 km a převážná většina jsou skály o rozměru několika km. U malých těles možno chápat takový popis doslova, neboť zřejmě oproti velkým planetám, mají nepravidelný tvar. Jestliže těleso nepravidelného tvaru rotuje a je ozářeno bodovým zdrojem, nutně dochází k periodickému kolísání jeho jasnosti. Takové změny v jasnosti četných planetek byly skutečně zjištěny. Některé rotují s periodou několika hodin, u jiných naopak nebyly zjištěny žádné podstatné změny jasnosti, které by nasvědčovaly rychlejší rotaci. Lze předpokládat, že typický vzhled malé planetky je stejný jako vzhled Marsova měsíce Phobose.
Nepravidelný tvar u malých těles není překvapující, neboť jsou poměrně hmotná a velké útvary mají při vzniku snahu zaujmout tvar koule. Kritický rozměr, při kterém již může, avšak nutně nemusí dojít k formování koule, pro hustotu 3000 kg/m3 je přibližně 300 km. Většina asteroid má rozměry podstatně menší. Albedo těchto těles je v průměru malé, avšak fotometrická a spektrometrická měření nasvědčují tomu, že i po stránce fyzikální bude nutno dělit asteroidy na několik skupin.

Vznik a vývoj planetek, interakce s planetami

Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavních pásu.

Na začátku protosolární mlhovina, jejíž hustota se plynule mění s rostoucí vzdáleností od protoslunce. Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve drahách současných velkých planet, tak i v oblasti hlavního pásu. Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují planetesimály mezi Marsem a Jupiterem. Dříve dorostlé velké planety svým gravitačním působením zvětší vzájemnou rychlost již narostlých asteroidů (větší, než jsou ty dnešní) a zabrání tím jejich dalšímu ("měkému") spojování do větších těles (a tím i případnému vzniku další planety). Planetky získávají průměrnou relativní rychlost vůči sobě kolem 5 km/s. Občasné srážky jsou již katastrofické a nedochází při nich ke spojování, ale naopak rozbíjení planetek. Kolizní vývoj planetkové populace - od větších k menším tělesům. První čtyři fáze tohoto vývoje proběhly za dobu cca 1 miliónu let. Poslední, pátá fáze, trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let. Nejrychlejší byl její průběh na začátku, nyní je již množství planetek v hlavním pásu podstaně nižší a kolizní vývoj je mnohem pomalejší.

Komety

13. května 2007 v 11:44 | Jára
Historie komet
Základní charakteristika
Komety jsou malá tělesa sluneční soustavy, která se pohybují většinou po eliptických drahách s velkou výstředností. Výrazně mění svůj vzhled při přiblížení ke Slunci. Ve velké vzdálenosti od Slunce vypadají jako mlhovinné, slabě svítící objekty. Při přibližování ke Slunci vzniká ohon, orientovaný na opačnou stranu než Slunce.
Název
Název pochází z řeckého slova "cometes" (tj. dlouhovlasý). V české obrozenecké literatuře byl nejčastěji používán název "vlasatice".
První pozorování
Komety byly zcela určitě pozorovány našimi předky již v dobách předhistorických a záznamy o kometách nalezneme v nejstarších archivních dokladech zejména z Dálného východu. K tomu, aby byly zaznamenány, musely ovšem obvykle dosáhnout alespoň +2 mag. Nejstarší doklad o objevu Halleyovy komety pochází z čínských pramenů z roku 240 př. n. l. Až do 15. stol. n. l. však přetrvávalo mínění, že jde o úkazy ("výpary") v zemském ovzduší. Když však Regiomontanus v roce 1472 nebyl s to určit paralaxu jasné komety, začali se kometami zabývat astronomové a definitivní důkaz o tom, že komety jsou dále než Měsíc, podal roku 1577 Tycho Brahe (1546-1601), když využil měření svých a Tadeáše Hájka (1525-1600).
Halleyova kometa
V roce 1682 spočítal Edmund Halley dráhy komet z let 1531, 1607 a 1682 a tak zjistil, že jde o jediné těleso, pohybující se po protáhlé eliptické dráze. Předpověděl současně příští návrat komety na prosinec 1758, kdy ji právě na Štědrý den zpozoroval Johann Palitzsch (1723-1788) dalekohledem ve vesnici Prohlis u Drážďan. Ve Francii návrat Halleyovy komety pozoroval v lednu 1759 Charles Messier (1730-1817), známý lovec komet. Do konce 18. století bylo zaznamenáno celkem 150 komet, ale ve více případech šlo o opakované návraty krátkoperiodických komet, jejichž identita nebyla ještě rozpoznána. Halleyova kometa se naposledy přiblížila ke Slunci v roce 1986.
Popis komet
Vznik komet
Kometární jádra pravděpodobně vznikají během gravitačního smršťování z ledových planetesimál na periférii soustavy. Potvrzuje to objev prachových disků kolem blízkých hvězd hlavní posloupnosti, učiněný družicí IRAS ve středním a dalekém infračerveném oboru spektra. Protoplanetární disk ve sluneční soustavě měl o řád vyšší hmotnost, než kolik činí současná celková hmotnost planet a komet. To znamená, že větší část původního materiálu již ze sluneční soustavy unikla. Kometární jádra vznikala kondenzací uhlíkatých a křemičitých látek na periférii systému planet. Na tuhé částečky namrzala voda. Průměrná hmotnost jader činí 1013 kg, hustota 50 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
Změna vzhledu komet
Dokud jsou jádra daleko od Slunce, prakticky se nevyvíjejí. Situace se změní, když se jádro vlivem poruch dostane na dráhu do nitra sluneční soustavy. Kolem zmrzlého jádra se vytvoří prachová a plynná koma o průměru desítek až stovek tisíc km. Komy dosahují největších rozměrů obvykle ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce. Současně se vytváří vodíkové halo o průměru až 10 miliónů km a prachový i plazmový chvost. Chvosty mohou dosáhnout délky řádu sto milionů km. Hustota částic v komě dosahuje maximálně 105 částic v krychlovém centimetru, tj. 10-11 hustoty zemské atmosféry. V chvostu je maximálně 100 částic v krychlovém centimetru. Hmotnost komy činí nanejvýš 109 kg, z toho plyn tvoří asi 1 %. Pro částice v chvostu menší než 10-7 m převažuje tlak záření nad gravitací, takže právě tyto částice tvoří prachový chvost. Občas pozorované protichvosty jsou vždy z prachu. Plazmové chvosty odnáší od Slunce sluneční vítr, takže reagují na sluneční činnost.

Pluto

13. května 2007 v 11:43 | Jára

Pluto a Charón - Popis

Objevení Pluta se datuje na 18. února 1930. Jeho objevením jsme poznali devátou planetu naší sluneční soustavy. Dráha Pluta kolem Slunce se vyznačuje velkou excentricitou, zpravidla je Pluto nejvzdálenější planetou od Slunce. Při oběžné době 249 let se na 20 let dostává do menší vzdálenosti od Slunce než Neptun. Nejblíže byl Pluto Slunci v roce 1989 a až 14. března 1999 se opět stal skutečně nejvzdálenější planetou sluneční soustavy.
Další zvláštností oběžné dráhy Pluta je také její šikmost. Je o 17 stupňů odkolněna od roviny, na které mají oběžnou dráhu ostatní planety. Pozorování ukázala, že rotační osa planety má sklon asi 120 stupňů. Dle poznatků uváděných pozemními observatořemi je povrch Pluta pokryt zmrzlým metanem a dalšími prvky jako jsou H2O, N2, CH4, CO. Jak se vzdaluje od Slunce, jeho téměř neznatelná atmosféra zamrzá a padá na povrch.
V roce 2001 plánovala NASA expedici s názvem Pluto Express, která měla k této planetě dorazit v roce 2007. K vyslání sondy Pluto Express bohužel nedošlo, ale v lednu 2006 byla na tuto cestu vyslána sonda New Horizons, která by měla kolem nejvzdálenější planty naší sluneční soustavy proletět roce 2015.
Vývoj dozajista popohnalo to, že atmosféru planety bude možné studovat jen několik následujích let. Pluto se na své eliptické dráze od Slunce vzdaluje, a jeho slabá atmosféra za pár let zamrzne úplně.
Charón. Toto jméno nesl v řecké mytologii převozník mrtvých přes řeku Styx do podzemní říše Pluta. Je to i název velkého Plutova měsíce. Charón byl objeven v roce 1978. Zdá se, že složení jeho povrchu je odlišné od Pluta. S větší pravděpodobností je jeho povrch pokryt spíše vodním ledem než zmrzlým metanem. Pluto a Charón se vyznačují vázanou rotací, což znamená, že Pluto s Charónem jsou k sobě otočení stále stejnou stranou.
Díky Hubleovu vesmírnému teleskopu byly 15. května 2005 astronomy z Southwest Research Institute objeveny další dva měsíce, prozatím pracovně označené jako S/2005 P1 a S/2005 P2.
Jejich jas je zhruba 5000x slabší než Pluta, což je hlavní důvod, proč na svůj objev čekaly tak dlouho. Kolem Pluta obíhají ve vzdálenosti 44 000 až 53 000 km po téměř kruhové dráze. Jejich průměr je odhadován na 32 a 70 km.
Nový objev nasvědčuje tomu, že tento planetární systém vzniknul srážkou Pluta s větším objektem Kuiperova pásu.
Po tomto významném objevu byla oblast Pluta dále intenzivně zkoumána, ale žádná další tělesa již nalezena nebyla.
Pluto je studenější, než se předpokládalo
Sluneční záření, odražené od povrchu Pluta, bylo registrováno takovými dalekohledy, jako je Keckův dalekohled na Havajských ostrovech či Hubblův kosmický dalekohled (HST) na oběžné dráze kolem Země. Z pozorování vyplývá, že povrch Pluta je chladnější, než se předpokládalo. Avšak žádný dalekohled není schopen přímo měřit tepelnou emisi tak, aby rozlišil obě tělesa - Pluto a Charona. Obě tělesa se od sebe nevzdalují na vzdálenost větší než 0,9 obloukové vteřiny, což představuje úhel, pod kterým je vidět například tužka ze vzdálenosti 50 km.
První přímá měření obou těles jednotlivě se poprvé podařila astronomům z Harvard-Smithsonian Center, kteří použili radioteleskop SMA (Submillimeter Array) na Mauna Kea, Havajské ostrovy. Ten se skládá z 8 antén o průměru 6 m, pracujících na frekvenci 180 až 900 GHz. Byla provedena měření tepelného toku obou těles samostatně, přičemž bylo zjištěno, že Pluto je opravdu studenější, než se čekalo, a studenější než Charon.
... Pluto je fungující příklad toho, co můžeme označit jako anti-skleníkový efekt. ...
V průběhu pozorování dalekohledem SMA byla využita jeho největší konfigurace za účelem získání interferometrických dat s co největším rozlišením, umožňující jednotlivě změřit teplotu jak Pluta, tak i Charona. Bylo zjištěno, že teplota ledového povrchu Pluta je 43 K (tj. -230 °C), místo předpokládaných 53 K (tj. -220 °C), jako na povrchu měsíce Charon.
To souhlasí se současným modelem, kdy nízká teplota Pluta je způsobena rovnováhou mezi ledovým povrchem a řídkou dusíkovou atmosférou - nejen s dopadajícím slunečním zářením. Sluneční energie, dopadající na povrch Pluta, je spotřebována především k přeměně dusíkového ledu na plynný dusík, nikoliv k ohřevu jeho povrchu. Jedná se o podobný efekt, který vzniká při vypařování kapaliny - například odpařující se pot ochlazuje vaši kůži.

Charakteristika Pluta

název
absolutní hodnota
relativní hodnota
Země = 1
Objevil
Clyde W. Tombaugh

Datum objevení
18. února 1930

Hmotnost
1,29 . 1022 kg
2,158 6 . 10-3
Poloměr
1160 km
1,818 8 . 10-1
Průměrná hustota
2 050 kg/m3

Úniková rychlost (na rovníku)
1,1 km/s

Povrchová gravitace na rovníku
0,4 m/sec2

Střední oběžná rychlost
4,74 km/sec

Průměrná vzdálenost od Slunce
5 913 520 000 km
39,529 4
Doba otočení kolem osy (Plutův den)
-6,387 2 dne

Doba oběhu - siderická (Plutův rok)
248,54 roků

Sklon rotační osy
122,52°

Naklonění orbitální dráhy
17,148°

Excentricita dráhy
0,248 2

Průměrná teplota
37 kelvina

Albedo
0,3

Magnituda
15,12

Složení atmosféry: pravděpodobně metan a dusík
Složení povrchových materiálů: pravděpodobně metanový led
Povrch Pluta
Nikdy nespatřený povrch Pluta se podařilo získat zpracováním několika snímků z Hubblova teleskopu. Snímky, které byly pořízeny v modrém světle, ukázaly, že jeho povrch je snad nejrozmanitější v celé naší sluneční soustavě (samozřejmě kromě Země). Na snímcích Pluta lze nalézt mnoho ostrých a hladkých přechodů mezi světlejšími a tmavšími oblastmi, ale jako u starších snímků Marsu to může být dáno optickým rozlišením Hubblova teleskopu, které může způsobovat rozostření malých objektů na velkých. Dva malé snímky nahoře ukazují skutečné snímky z HST. Každý pixel obrázku představuje rozlohu téměř 100 kilometrů čtverečních. V tomto rozlišení rozeznává HST přibližně 12 hlavních oblastí, kde je povrch buď světlý nebo tmavý. Velký obrázek je sestaven z počítačem zpracovaných obrázků, ke kterým dodal data Hubblův teleskop. Opačná polokoule Pluta je vidět z dalších dvou obrázků. (Courtesy NASA/ESA/ESO)

Neptun

13. května 2007 v 11:43 | Jára

Vysvětlení jména, jeho vzniku

Neptunus, římský vládce moře, syn Saturnův a Opin, bratr Iovův. Římané ho zcela ztotožnili s Poseidónem. Původně byl bohem toků a jeho manželkou byla bohyně Salacia. Po ztotožnění s Poseiodónem se stala jeho manželkou Amfitrité. V Římě byl uctíván i jako Neptunus equester, ochránce koní a jezdeckého umění, stejně jako Poseidón byl pokládán za stvořitele koní a jezdeckých závodů. Tato jeho vlastnost byla vyjádřena na oltáři ve Flaminiově cirku. Neptunus byl nečetněkráte zobrazen různými sochami, jak na lodích, tak i na všech místech a budovách souvisejících s plavbou. I na mincích byl zpodobňován ve voze taženém mořskými koníky.

Popis Neptunu

Objevení planety

Planeta Neptun byla objevena 23. září 1846 astronomem Johannem Gottfridem Gallem a studentem astronomie Louisem d'Arrestem s pomocí matematické předpovědi, kterou vypracoval Urbain Jean Joseph Le Verrier.

Popis tělesa

Neptun je typickým představitelem planety zvané plynný obr, jeho průměr je 49 500 km. Oběžná doba kolem Slunce činí 165 roků. Perioda rotace je 16 hodin a 7 minut. Narozdíl od Země se může pochlubit 8 měsíci, z nichž šest bylo objeveno sondou Voyager. Den na Neptunu trvá 16 hodin a 6,7 minut. Centrální část nitra planety, přibližně dvě třetiny poloměru, je složena postupně od středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu. Vnější část, zhruba třetina, je směsí horkých plynů vodíku, hélia, vody a metanu. Metan dává Neptunu charakteristickou modrou barvu.
Na Neptunu lze pozorovat několik velkých, temných skvrn, připomínajících bouře na Jupiteru. Největší skvrna, známá jako Velká temná skvrna, o velikosti průměru asi jako naše Země, je podobná Velké rudé skvrně na Jupiteru. Voyager odhalil malé nepravidelnosti mezi východně se pohybujícími mračny, která oběhnou Neptun každých 16 hodin. Tato mračna jsou při svém oběhu doplňována mračny z nižších vrstev.
Dlouhé světlé mraky (podobným na Zemi říkáme cirry) je možné spatřit i vysoko v Neptunově atmosféře. V nízkých severních zeměpisných pásmech pořídil Voyager obrázky mraků, od kterých lze pozorovat stín na mracích pod nimi.
Neptun je místem, kde vanou nejsilnější větry v naší sluneční soustavě. Poblíž Velké temné skvrny dosahuje rychlost větru 2000 km/h. Většina větrů vane západním směrem, tedy proti rotaci planety.
Prstence
Neptun má 4 slabě znatelné prstence. Prstence jsou tvořeny z prachových částic a malých tělísek, které často dopadají na povrch Neptunových měsíců. Z pozemských dalekohledů jsou prstence pozorovatelné jen jako oblouky. Pomocí přístrojů sondy Voyager 2, které nám umožnily vidět víc, se některá místa v prstencích jevila jako světlé skvrny nebo chomáče. Pravá příčina těchto světlých chomáčů zatím není přesvědčivě vysvětlena.
Osa magnetického pole Neptunu je obdobně jako u Uranu skloněna, má sklon 47 stupňů k ose rotace. Porovnáním magnetických polí Neptuna a Uranu došli vědci k závěru, že toto extrémní odklonění magnetického pole je charakteristické pro planety s pohyblivým jádrem.

Charakteristika Neptuna

název
absolutní hodnota
relativní hodnota
Země = 1
Objevil
Johann Gotfried Galle

Datum objevení
23. září 1846

Hmotnost
1,024 . 1026 kg
1,713 5 . 101
Průměrná hustota
2,05 kg/m3

Obvod rovníku
155 609 km
3,8799
Poloměr
24 746 km
3,88
Průměrná vzdálenost od Slunce
4 504 300 000 km
30,0611
Doba otočení kolem osy (Neptunův den)
16,11 hodin

Doba oběhu - siderická (Neptunův rok)
164,79 roků

Střední oběžná rychlost
5,45 km/sec

Excentricita dráhy
0,009 7

Sklon rotační osy
28,31°

Naklonění orbitální dráhy
1,774°

Povrchová gravitace na rovníku
11 m/sec2

Úniková rychlost (na rovníku)
23,50 km/s

Albedo
0,41

Atmosférický tlak
1-3 bary

Průměrná teplota mračen
-193 to -153 °C

Průměrná teplota mračen
-193 to -153 °C

Magnituda
7,84

Složení atmosféry: Vodík 85%, Hélium 13%, Metan 2%

Roční období na Neptunu

Zmínka o ročních obdobích na této vzdálené a studené planetě může někomu připadat neuvěřitelně. Přesto údaje získané Hubblovým vesmírným dalekohledem, který zaznamenal na jižní polokouli této planety výrazný nárůst odraženého světla, pokládají astronomové za přesvědčivý důkaz způsobení měnících se ročních období.
Sledování atmosféry Neptunu se po více jak šest let věnovaly skupiny vědců z University of Wisconsin-Madison a z NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL). Vyhodnoceny byly snímky z pozorování v letech 1996, 1998 a 2002.
Dle slov Lawrence A. Sromovskeho, vedoucího projektu výzkumu atmosféry Neptunu, "na Neptunu probíhají změny způsobené slunečním světlem, obdobné ročním obdobím na Zemi".

Uran

13. května 2007 v 11:42 | Jára
URAN
Uran byl starověký řecký bůh nebe, nejčasněji nejvyšší bůh. Uran byl syn a přítel Gaia, otce Cronuse (Saturnu) a byl z rodu Kyklopů a Titánů (tedy z předchůdců Olympských bohů).
Uran je sedmá planeta od Slunce a je třetí největší ve sluneční soustavě. Má rovníkový průměr 51 800 kilometrů a oběhne okolo Slunce jednou za 84,01 pozemských let. V rovníkovém průměru je větší než Neptun, ale co do váhy je lehčí než on. Jeho střední vzdálenost od Slunce je 2 870 milionů kilometrů. Délka dne na Uranu je 17 hodin 14 minut. Uran má známých 21 měsíců, ale předpokládá se, že jich je ještě o něco více. Dva největší měsíce, Titania a Oberon, byly objeveny Williamem Herschelem už v roce 1787.
Herschell nebyl ani profesionální astronom, byl prý znamenitý hudebník a pěstoval astronomii jen jako svého krásného koníčka. Na fotografii vlevo je i se svou sestrou Karolínou, která jeho nadšení pro astronomii sdílela. Nakonec se Herschell stal astronomem anglického krále Jiřího III. Planetu pojmenoval "Georgium Sidus" (Georgiánská Planeta) ke cti svého patrona. Jiní planetu nazývali prostě "Herschel". Pojmenování "Uran" bylo poprvé navrhnuto německým astronomem Johannem Elertem Bodem ve shodě s jmény jiných planet vycházejících z klasického bájesloví, ale vstoupilo do běžného používání až po r.1850.

Uran - popis

Uran na rozdíl od většiny ostatních planet má výrazně skloněnou osu rotace. Je nakloněný na stranu o téměř 98°, a co je pozoruhodné, s ním i jeho prstence a oběžné roviny většiny jeho měsíců (vyjma těch nejvzdálenejších). Uranova osa rotace je tedy téměř rovnoběžná s jeho rovinou oběhu kolem Slunce a s trochou nadsázky by se dalo říci, že se po své dráze kutálí. Jeho neobvyklá pozice je pravděpodobně následek dávné kolize s tělesem o velikosti jako planeta samotná kdysi v ranné historii sluneční soustavy. Většinou si nejsme jisti, jak rozhodnout, zda má zpětnou rotaci nebo nemá, není to tak jasné jako například v případě Venuše. Ale náklon jeho osy přesahuje 90°, takže v tomto smyslu se otáčí opačným směrem než většina ostatních planet. Z tohoto důvodu je doba jeho rotace uváděna jako záporná (-17,9 hod), aby se vyjádřil i směr rotace planety, jiný význam zde nehledejte, jedna jeho otočka nevede do minulosti. V čase Voyagerova průchodu byl Uranův jižní pól natočen téměř přímo ke Slunci. Z toto plyne zvláštní skutečnost, a sice, že Uranovy polární oblasti přijmou více energie od Slunce než jeho rovník. Uran je přesto žhavější u rovníku než u pólů. Mechanismus, který by toto vysvětlil, zatím není znám. Teplota centra planety se odhaduje na 11 000 K, přičemž průměrná teplota mraků na povrchu je -193 °C (80 K).
Atmosféra Uranu se skládá z 83 % vodíku, 15 % helia, 2 % metanu a malého množství acetylénu a jiných uhlovodíků. Metan v horní atmosféře pohlcuje červené světlo a tím dává Uranu jeho modrozelenou barvu. Tloušťka atmosféry se odhaduje asi na 1000 km. Atmosféra je uspořádána do vířících mraků poháněných rotací planety, obíhajících v konstantních šířkách, čímž vytváří pásy, podobné daleko živějším skupinám mraků pozorovatelných na Jupiteru nebo Saturnu. Větry vanou ve středních šířkách po směru otáčení planety, rychlostí od 40 do 160 metrů za sekundu. Radioexperimenty zdetekovaly vichry kolem 100 metrů za sekundu vanoucí opačným směrem v okolí rovníku.

Základní charakteristika Uranu

Objevitel
William Herschel
Datum objevu
13. března 1781
Hmotnost (kg)
8,686 . 1025
Hmotnost (Země = 1)
14,535
Rovníkový poloměr (km)
25,559
Rovníkový poloměr (Země = 1)
4,0074
Střední hustota ( kg / m 3 )
1290
Střední vzdálenost od Slunce (km)
2 870 990 000
Střední vzdálenost od Slunce (Země = 1)
19,1914
Doba rotace (hod)
-17,9
Oběžná doba (let)
84,01
Střední oběžná rychlost ( km / sec )
6,81
Výstřednost dráhy
0,0461
Náklon rotační osy (°)
97,86
Sklon roviny oběhu (°)
0,774
Rovníkové povrchové zrychlení ( m / sec 2 )
7,77
Rovníková úniková rychlost ( km / sec )
21,30
Vizuální geometrické albedo
0,51
Magnituda (Vo)
5,52 ± 0,3
Střední teplota mraků
-193 °C
Atmosférický tlak ( bar )
1,2
Atmosférické složení
Vodík
Helium
Metan

83%
15%
2%

Saturn

13. května 2007 v 11:41 | Jára

Popis

Vysvětlení jména, jeho vzniku

Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených, kde žili héróové. V římském podání Saturnus prchl před vítězným Iovem do krajiny obklopené horami, kterou nazval Latium. V krajině vládl bájný král Ianus, který Saturna učinil svým spoluvládcem. Za vlády Saturnovy bylo v Itálii období zlatého věku. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnalie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky. Saturnus měl chrám na foru na úpatí Capitolia; chrám byl současně státním archivem a pokladnou. Báje vypráví, že Saturnus zplodil v podobě hřebce s Ókeanovnou Filyrou moudrého Kentaura Cheiróna. V pozdějších dobách byl Saturnus bohem symbolizujícím Čas.

Datum objevení, předpovězení tělesa

Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze.(O znalosti a zbožštění planet se lze dočíst v Platónově dialogu Timaios.)

Popis tělesa

Jupiter

13. května 2007 v 11:40 | Jára
Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9.1027 kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny
Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1). Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.
Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.
V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky.
Nitro Jupitera
Předpokládá se, že nitro planety se nachází ve středu planety a skládá se ze silikátů a železa. Tlak a teplota jsou zde velmi vysoké. Zejména vysoký tlak byl v minulosti příčinou toho, že se pevné jádro pokládalo za útvar složený z pevného vodíku. Nad jádrem se nachází tlustá vrstva složená převážně z vodíku. Ta tvoří rozhodující část objemu i hmoty Jupiteru. Vodík je rozdělen do dvou dílčích vrstev, přičemž v obou je kapalný. Spodní vrstva sahá od jádra do vzdálenosti 46 000 km od středu planety a skládá se z kovového kapalného vodíku. Druhá vodíková vrstva sáhá do vzdálenosti 70 000 km od středu planety. Její hlavní složkou je kapalný molekulární vodík.

Shrnutí

Vrstva
Tloušťka
Složení
Atmosféra
1 000 km
většinou plynný vodík a helium
Vnější plášť
22 500 km
tekutý vodík
Vnitřni plášť
33 000 km
tekutý kovový vodík
Poloměr jádra
14 000 km
hornina

Výzkum planety Jupiter

-
USA Jupiter Flyby (3. března 1972)
-
259 kg
-
Pioneer 10 letěl kolem Jupitera 1. prosince 1973. Prolétl ve vzdálenosti 132 250 km nad vrcholem Jupiterových mraků. Poslal přes 500 snímků Jupitera a jeho měsíců. Největší úspěch Pioneer 10 byla data soustředěná okolo magnetického pole Jupitera, past nabitých částic a ovlivňování slunečního větru. Hranici oběžné dráhy Pluta křižoval 13. července 1983. Nyní opouští sl

Mars

13. května 2007 v 11:39 | Jára
MARS
P

Detail povrchu Marsu

Díky kosmické sondě NASA Viking 1 lander se můžeme podívat na nejpodrobnější pohled na povrch planetu Mars. Jednalo se totiž o první sondou, která přistála na Marsu. Stalo se tak 20. července 1976. O několik týdnů později ji následovala kosmická sonda Viking 2 lander. Oba Vikingy pracovaly na povrchu Marsu na počátku 80. let a pořídily tisíce snímků, provedly sofistikované chemické hledání života a studovaly počasí a geologii Marsu. Na následujícím detailním snímku je zobrazeno pole skal a kamenů tak, jak jej zaznamenala kamera sondy Viking 1, která přistála v oblasti Chryse Planitia. V pravém dolním rohu je viditelná zaprášená přistávací noha sondy Viking 1. Obrázek byl vytvořen kombinací černobílých snímků s vysokým rozlišením a barevných snímků stejné oblasti pořízených s nízkým rozlišením.
Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.
Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles: Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO2 trvalá.

Nitro Marsu

Histor

Ještě dnes nemáme jasný důkaz o poměrech, které se odehrávají pod povrchem Marsu, všechno co víme, je založeno na teoretických modelech. Průkopníci v tomto druhu přibližování byly Harold Jeffries (1937) a K.E. Bullen (1949); v roce 1952 Harold Urey vydal knihu, kde diskutuje o modelu nitra planety a teplotní historii. Všechny dřívější modely byly omezené špatnou znalostí přesného poloměru Marsu a momentu setrvačnosti. Nejpřesnější informace o Marsu mohly přijít, až když se k měření používaly první kosmické sondy.

Současnost

Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou (složenou z hliníku Al a křemíku Si) silnou 20 až 100 km, pláštěm (olivín a FeO) a jádrem (FeS nebo směs niklu Ni, železa Fe a FeS), které zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Z toho lze přibližně určit hustotu jádra, 7 000 až 8 000 kg/m3.
Užitím čtyř parametrů můžeme rozhodnout o velikosti a hmotnosti marťanského jádra. Nicméně, pouze tři z nich jsou známé, celková hmotnost, velikost Marsu a moment setrvačnosti. Hmotnost a velikost byla přesně stanovena z dřívějších misí. Moment setrvačnosti byl stanoven pomocí kosmické sondy Viking a dat z Pathfinder, Dopplerovským měřením precese Marsu. Čtvrtý parametr, potřebný pro dokončení modelu nitra planety, bude získán z budoucích kosmických misí. Se třemi známými parametry je model podstatně omezený. Jestliže je jádro pevné (složené ze železa) podobně jako zemské, potom by byl minimální poloměr jádra okolo 1 300 km. Jestliže je jádro vytvořeno z méně hustého materiálu jako například směs síry a železa, potom by byl maximální poloměr pravděpodobně menší než 2 000 km.

Kůra

Od července 1997 pořizuje z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemůže. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. Na obrázku vpravo odpovídá červená barva tenčím a modrá barva silnějším oblastem kůry. Z celkové mapy kůry je možné zjistit, že rozsah tloušťky se pohybuje v intervalu od 32 km do 80 km a jsou zřejmé zřetelné rozdíly mezi obecně tenčí kůrou na severní polokoulí a silnější na jižní. Tenká kůra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na ranném Marsu.
Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, 60 - 80 km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. Zdá se být velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.

Plášť

Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo 3 400 až 3 500 kg/m3.

Jádro

Teplota

Snímek celého povrchu Marsu

Merkur

13. května 2007 v 11:38 | Jára
Merkur planeta nejblíže ke Slunci,je vysušován a spalován slunečním zářením.Suchý kamenný svět má velmi řidkou,sotva existujcí atmosferu.Ze všech planet sluneční soustavy Merkur obíhá nejrychleji okolo Slunce,ale kolem vlastní osy se točí pomalu.Ze Země mužeme pozorovat pouze slabe zabarvení povrchu planety.V 70 letech však byly ořízeny jedinečné snímky kosmickou sondou Mariner 10,která proletěla okolo Merkura a zjistila,že má povrch poznamenaný mnoha krátery.Pro astronauty je záhadou,proč má mala planeta tak velké kovové jadro.
Merkur je tuhá,rychle se pohybující planeta s rozměrným kovovým jadrem,která ma poměrně slabou gravitaci a nesmírně řidkou atmosferu.Po Plutovi je to druhá nejmenší planeta sluneční soustavy. -Okolo osy se otočí jednou za 58.65 dne
-Slunce oběhne za 87,97 dní
Duležite udaje:
Průměr: 4880km
Oběžná rychlost: 47,87km/s
Počet měsíců: 0
Teplota:163Celsia
Vzdálenost od Slunce:57,9mil.
A T M O S F É R A:
Ž I V O T O P I S M E R K U R A
Merkur se vytvořil přibližně před 4,6miliardy roku.Během následujcích 700mil. let poznamenaly kamenné projektily z kosmického prostoru jeho povrch kratery.
  • Před 500 miliony let planeta vychladla a smrštila se na nynější podobu.
  • Merkura znali lidé už vdavnověku.Pozorování ze 17.století ukázala,že Merkur vykazuje faze.
  • Rotační periodu Merkura59 dní se podařilo odvodit v roce 1965 pomocí odrazu radarovych signálů od jeho povrchu.
  • V roce 1974 sonda Mariner 10 odvysílal zpět na Zemi první podrobné snímky z povrchu planety.
  • V roce 1991 zkoumal radar dosud neznámé oblasti Merkura.

Venuše

13. května 2007 v 11:37 | Jára
Venuše je také vnitřní planeta a obíhá blíže ke Slunci nežli Země.Je to kamenná koule o velikosti srovnastelné se Zemi-ale jinak se naší planetě vůbec nepodobá.Venuše je temný,nepřátelský svět vulkánů a dusivé husté atmosféry,Její průměrná teplota je vyšší než u kterékoliv jiné planety.Pod silnou vrstvou plynů se nachází krajina modelovaná sopečnými výbuchy.
Venuše:je kamenná planeta s podobnou stavbou a velikosti Země.Její atmosféra ji předurčila stát se nejteplejší planetou sluneční soustavy.Otačí se opačným směrem než většina planet.
Povrch
Během vývoje Venuše se její vzhled stále měnil. Stáří dnešního povrchu je pouhá půlmiliarda roku.Kamenitou krajinu,kterou nám ukázaly sondy,vytvořila intenzivní sopečnou činnost-tento proces pokračuje i nyní. Zvlněné sopečné roviny s vyvýšenými oblastmi pokrývají většinu planety. Nejrozsáhlejších vysočinou je Aphrodie Terra, kde se nachází několik obrovských sopek včetně Maat Mons.
Sopky
Sopečná aktivita je zřetelně patrná na celém povrchu Venuše. Spatříme zde dlouhé lávové proudy,sopečné krátery a aktivní sopky,a to jak výlevné,tak i štítové.Jetu celkem 156 sopek s průměrem nad 100km,téměř 300 s průměrem od 20 do 100km a přinejmenším 500 skupin menších sopečných kráterů.
ATMOSFERA:
Struktura atmosféry
Těsně nad povrch Venuše,do vyšky asi 40km,sahá průhledná oblast atmosféry. Nad ní leží souvislá silná vrstva mraků pokračující do vyšky daůších 20km.Oblaka obsahují prach a kyselinu sirovou a brání slunečnímu záření,aby se dostalo přímo na povrch planety-Venuše je proto stále v šeru.Nahoře se ještě rozprostírá průhledná,řidká vrstva atmosféry,sahající téměř dalších 20km do výšky.
ZAJIMAVOSTI
  • Průměr………………………. 12 104km
  • Střední vzdálenost od Slunce….108,2 milionů km
  • Počet měsíců………………….. 0
  • Teplota…………………………464 celsia stupně
 
 

Reklama
Reklama