الخرائط الأكثر دقة وعالية الدقة. خريطة روسيا من الأقمار الصناعية على الانترنت

كواكبها ونجومها، خاصة بالمقارنة مع أرضنا.

عالم الفلك البريطاني جون براديحاول (جون برادي) أن يظهر بوضوح حجم الأجسام في مجرتنا، تركيب قارات الأرض وعالمنا على الأجرام السماوية.

العديد من الكائنات كبيرة جدًا بحيث يصعب إظهار حجمها الفعلي.

أحجام كوكب الأرض بالمقارنة

النجم النيوتروني

النجم النيوتروني مقارنة بشمال شرق إنجلترا

النجم النيوتروني جسم غريب وغير عادي إلى حد ما. وعلى الرغم من أن قطره 20 كيلومترًا فقط، إلا أن كتلته تبلغ 1.5 مرة كتلة الشمس لأنه كثيف بشكل لا يصدق.

كثيفة جدًا لدرجة أن ملعقة صغيرة تزن مليار طن. ولو وقفت على سطحه لشعرت والجاذبية أكبر بـ 200 مليار مرةمنه على كوكبنا.

وبالإضافة إلى ذلك، فإن النجم النيوتروني لديه القدرة على الدوران، وسرعة أسرع نجم نيوتروني هي 716 مرة في الثانية.

جبل أوليمبوس على المريخ

بركان المريخ أوليمبوس يتصاعد في أريزونا

على الرغم من أن المريخ كوكب صغير نسبيًا، إلا أنه موطن لـ أكبر بركان في النظام الشمسي- جبل أوليمبوس. وهو أعلى بثلاث مرات من جبل إيفرست، ويصل عرضه إلى 624 كيلومترا ارتفاع 26 كم.

يوجد في الجزء العلوي من هذا الهيكل المذهل كالديرا يبلغ قطرها 80 كم.

قمر المشتري آيو

مقارنة قمر المشتري آيو مع أمريكا الشمالية

القمر الصناعي الخاص بـ Io هو الجسم الأكثر بركانيةفي النظام الشمسي. ويبلغ قطره 3636 كيلومتراً، ويقترب حجمه من حجم القمر الصناعي للأرض. آيو ببساطة صغير جدًا مقارنة بكوكب المشتري، حيث يبعد عنا 350 ألف كيلومتر (أو 2.5 كوكب المشتري).

بسبب جاذبية المشتري، أصبح قلب آيو منصهرًا والبراكين الموجودة على السطح تقذف الحمم البركانية، وتغطي آيو بالكبريت الأصفر. تدفقات الحمم البركانية عالية جداوأنها لو حدثت على الأرض ستكون أعلى من محطة الفضاء الدولية.

أحجام النجوم والكواكب في النظام الشمسي

كوكب المريخ

أمريكا الشمالية مقارنة بالمريخ

كوكب المريخ ليس كبيرًا كما قد يبدو. إذا قررت الطيران من أحد جوانب المريخ إلى الجانب الآخر، فسيستغرق الأمر 8 ساعات. يبلغ قطر المريخ عند خط الاستواء 6,792 كيلومتراً، ومن القطب إلى القطب أصغر منه بـ 40 كيلومتراً.

المريخ هو ثاني أصغر كوكب في النظام الشمسي بعد عطارد. في الحقيقة كتلة اليابسة على كوكب المريخ هي تقريبا نفس كتلة الأرضوعلى الرغم من أنها أصغر بكثير من الأرض، إلا أنها لا تحتوي على محيطات.

زحل

في الصورة يمكنك أن ترى كم هو أكبر من كوكب زحل الأرض.

سيكون عرض حلقات زحل مناسبًا 6 كواكب الارض.

قطر القرص الرئيسي لزحل يمكن أن يتسع لحوالي 10 كواكب الأرض، وإذا أمكن ملء المساحة داخل زحل، فسوف يتسع 764 الأرض.

حلقات زحل

هذا ما سيبدو عليه كوكبنا لو تم وضع الأرض بدلاً من قرص زحل

تتكون حلقات زحل الجليدية من مليارات الجزيئات، بدءًا من الحبوب الصغيرة وحتى الكتل الجبلية.

تصل الخواتم سماكة 1 كم، والمسافة من الحلقة الداخلية إلى الحلقة الخارجية هي 282000 كم، وهذا هو ثلاثة أرباع المسافة من الأرض إلى القمر.

كوكب المشتري

حجم أمريكا الشمالية على خلفية كوكب المشتري

كوكب المشتري هو أكبر كوكب في النظام الشمسي، و وكتلته أكبر من جميع الكواكب والأقمار مجتمعة.

قطر كوكب المشتري هو 142.984 كم عند خط الاستواء. هذا هو 11 مرة قطر كوكبنا. البرق على كوكب المشتري أقوى 1000 مرة من البرق على الأرض، ويمكن أن تصل سرعة الرياح في الغلاف الجوي العلوي إلى 100 متر في الثانية.

بالإضافة إلى ذلك، فهو أسرع كوكب يدور حول نفسه ثورة حول محورها في 10 ساعات(الأرض تدور حولها g لمحوره خلال 24 ساعة).

شمس

الأرض مقارنة بالشمس

الشمس تشكل 99.86% من كتلة النظام الشمسي بأكملهمما يعني أن أرضنا والكواكب الأخرى والأقمار الصناعية هي مجرد حطام ناعم خلفه تكوين الشمس قبل 4.5 مليار سنة.

البقعة الشمسية العادية تتفوق بسهولة على حجم الأرض. قطر الشمس يمكن أن يصلح 109 كواكب الأرض، ولملء حجم الشمس الذي يتطلبه ذلك 1,300,000 أرض.

عند الفحص الدقيق، تبدو الشمس حبيبية، ويوجد في المجمل ما يصل إلى 4 ملايين من هذه الحبيبات عبر قطر القرص الشمسي، ويصل حجم كل منها إلى 1000 كيلومتر.

في ثانية واحدة، تطلق الشمس طاقة أكبر مما تم إنتاجه في تاريخ البشرية بأكمله. إنها تفقد 4 مليارات مادة في كل ثانية، لكنها قادرة على ذلك تعيش 5 مليارات سنة أخرى.

ولكن من الجدير أن نتذكر أن الشمس هي كل شيء واحد من مئات المليارات من النجوم في مجرتنا درب التبانة.

في 13 مارس 1781، اكتشف عالم الفلك الإنجليزي وليام هيرشل الكوكب السابع للنظام الشمسي - أورانوس. وفي 13 مارس 1930، اكتشف عالم الفلك الأمريكي كلايد تومبو الكوكب التاسع للنظام الشمسي - بلوتو. وبحلول بداية القرن الحادي والعشرين، كان يعتقد أن النظام الشمسي يضم تسعة كواكب. ومع ذلك، في عام 2006، قرر الاتحاد الفلكي الدولي تجريد بلوتو من هذه الحالة.

يوجد بالفعل 60 قمرًا صناعيًا طبيعيًا معروفًا لزحل، تم اكتشاف معظمها باستخدام المركبات الفضائية. تتكون معظم الأقمار الصناعية من الصخور والجليد. أكبر قمر صناعي، تيتان، اكتشفه كريستيان هويجنز عام 1655، وهو أكبر من كوكب عطارد. ويبلغ قطر تيتان حوالي 5200 كم. يدور تيتان حول زحل كل 16 يومًا. تيتان هو القمر الوحيد الذي يتمتع بغلاف جوي كثيف للغاية، أكبر بـ 1.5 مرة من الغلاف الجوي للأرض، ويتكون بشكل أساسي من 90٪ من النيتروجين، مع محتوى معتدل من الميثان.

اعترف الاتحاد الفلكي الدولي رسميًا ببلوتو ككوكب في مايو 1930. في تلك اللحظة، كان من المفترض أن كتلته مماثلة لكتلة الأرض، ولكن تبين لاحقًا أن كتلة بلوتو أقل بحوالي 500 مرة من كتلة الأرض، وحتى أقل من كتلة القمر. تبلغ كتلة بلوتو 1.2 × 10.22 كجم (0.22 كتلة الأرض). متوسط ​​مسافة بلوتو عن الشمس هي 39.44 وحدة فلكية. (5.9 إلى 10 إلى 12 درجة كم)، ويبلغ نصف قطرها حوالي 1.65 ألف كم. مدة الدورة حول الشمس 248.6 سنة، ومدة الدوران حول محورها 6.4 يوم. ويعتقد أن تكوين بلوتو يشمل الصخور والجليد؛ يتمتع الكوكب بغلاف جوي رقيق يتكون من النيتروجين والميثان وأول أكسيد الكربون. بلوتو لديه ثلاثة أقمار: شارون وهيدرا ونيكس.

وفي نهاية القرن العشرين وبداية القرن الحادي والعشرين، تم اكتشاف العديد من الأجسام في النظام الشمسي الخارجي. لقد أصبح من الواضح أن بلوتو ليس سوى واحد من أكبر الأجسام المعروفة في حزام كويبر حتى الآن. علاوة على ذلك، فإن أحد أجسام الحزام على الأقل -إيريس- هو جسم أكبر من بلوتو وأثقل بنسبة 27%. وفي هذا الصدد، نشأت فكرة عدم اعتبار بلوتو كوكبًا بعد الآن. في 24 أغسطس 2006، في الجمعية العامة السادسة والعشرون للاتحاد الفلكي الدولي (IAU)، تقرر من الآن فصاعدا تسمية بلوتو ليس "كوكبًا"، بل "كوكبًا قزمًا".

في المؤتمر، تم تطوير تعريف جديد للكوكب، والذي بموجبه تعتبر الكواكب أجسامًا تدور حول نجم (وليست في حد ذاتها نجمًا)، ولها شكل توازن هيدروستاتيكي و"أخلت" المنطقة في منطقة الكوكب. مدارها من أجسام أخرى أصغر. سيتم اعتبار الكواكب القزمة أجسامًا تدور حول نجم، ولها شكل متوازن هيدروستاتيكي، ولكنها لم "تطهر" الفضاء القريب وليست أقمارًا صناعية. الكواكب والكواكب القزمة هما فئتان مختلفتان من الأجسام في النظام الشمسي. جميع الأجسام الأخرى التي تدور حول الشمس والتي ليست أقمارًا صناعية ستسمى الأجسام الصغيرة في النظام الشمسي.

وهكذا، منذ عام 2006، كان هناك ثمانية كواكب في النظام الشمسي: عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ، المشتري، زحل، أورانوس، نبتون. يعترف الاتحاد الفلكي الدولي رسميًا بخمسة كواكب قزمة: سيريس، وبلوتو، وهوميا، وماكيماكي، وإيريس.

في 11 يونيو 2008، أعلن الاتحاد الفلكي الدولي عن تقديم مفهوم "البلوتويد". تقرر تسمية الأجرام السماوية التي تدور حول الشمس في مدار نصف قطره أكبر من نصف قطر مدار نبتون، وتكفي كتلتها لقوى الجاذبية لتعطيها شكلاً شبه كروي، ولا تخلو الفضاء المحيط بمدارها (أي أن العديد من الأجسام الصغيرة تدور حولها)).

نظرًا لأنه لا يزال من الصعب تحديد الشكل وبالتالي العلاقة بفئة الكواكب القزمة بالنسبة للأجسام البعيدة مثل البلوتويدات، فقد أوصى العلماء بتصنيف مؤقت لجميع الأجسام التي يكون حجمها المطلق للكويكب (التألق من مسافة وحدة فلكية واحدة) أكثر سطوعًا من + 1 كما بلوتويدات. إذا تبين لاحقًا أن الجسم المصنف على أنه كوكب بلوتويد ليس كوكبًا قزمًا، فسيتم حرمانه من هذه الحالة، على الرغم من الاحتفاظ بالاسم المخصص. تم تصنيف الكواكب القزمة بلوتو وإيريس على أنها بلوتويدات. في يوليو 2008، تم إدراج ماكيماكي في هذه الفئة. وفي 17 سبتمبر 2008، تمت إضافة هوميا إلى القائمة.

تم إعداد المادة بناءً على معلومات من مصادر مفتوحة

النظام الشمسي
الشمس والأجرام السماوية التي تدور حولها - 9 كواكب، وأكثر من 63 قمرًا صناعيًا، وأربعة أنظمة حلقات للكواكب العملاقة، وعشرات الآلاف من الكويكبات، وعدد لا يحصى من النيازك التي تتراوح أحجامها من الصخور إلى حبيبات الغبار، بالإضافة إلى الملايين من النيازك. المذنبات. وفي الفضاء بينهما تتحرك جزيئات الرياح الشمسية - الإلكترونات والبروتونات. لم يتم استكشاف النظام الشمسي بأكمله بعد: على سبيل المثال، تم فحص معظم الكواكب وأقمارها الصناعية لفترة وجيزة فقط من مسارات طيرانها، وتم تصوير نصف الكرة الأرضية واحد فقط من عطارد، ولم تكن هناك رحلات استكشافية إلى بلوتو حتى الآن. ولكن لا يزال، تم بالفعل جمع الكثير من البيانات المهمة بمساعدة التلسكوبات والمسابير الفضائية.
تقريبا كامل كتلة النظام الشمسي (99.87%) تتركز في الشمس. حجم الشمس أيضًا أكبر بكثير من أي كوكب في نظامها: حتى كوكب المشتري، الذي يزيد حجمه عن الأرض بـ 11 مرة، يبلغ نصف قطره 10 مرات أصغر من نصف قطر الشمس. الشمس نجم عادي يضيء بشكل مستقل بسبب ارتفاع درجة حرارة سطحه. تتألق الكواكب بأشعة الشمس المنعكسة (البياض)، لأنها باردة جدًا. وهي تقع بالترتيب التالي من الشمس: عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ، المشتري، زحل، أورانوس، نبتون وبلوتو. تقاس المسافات في النظام الشمسي عادة بوحدات متوسط ​​مسافة الأرض من الشمس، وتسمى الوحدة الفلكية (1 وحدة فلكية = 149.6 مليون كيلومتر). على سبيل المثال، يبلغ متوسط ​​مسافة بلوتو عن الشمس 39 وحدة فلكية، لكنه يتحرك أحيانًا لمسافة تصل إلى 49 وحدة فلكية. من المعروف أن المذنبات تطير بعيدًا على ارتفاع 50000 وحدة فلكية. المسافة من الأرض إلى أقرب نجم قنطورس هي 272000 وحدة فلكية، أو 4.3 سنة ضوئية (أي أن الضوء الذي يتحرك بسرعة 299793 كم/ثانية يقطع هذه المسافة في 4.3 سنة). وللمقارنة، ينتقل الضوء من الشمس إلى الأرض في 8 دقائق، وإلى بلوتو في 6 ساعات.

تدور الكواكب حول الشمس في مدارات دائرية تقريبًا في نفس المستوى تقريبًا، في اتجاه عكس اتجاه عقارب الساعة كما يُرى من القطب الشمالي للأرض. يقع مستوى مدار الأرض (مستوى مسير الشمس) بالقرب من المستوى المتوسط ​​لمدارات الكواكب. لذلك، فإن المسارات المرئية للكواكب والشمس والقمر في السماء تمر بالقرب من خط مسير الشمس، وهم أنفسهم مرئيون دائمًا على خلفية أبراج البروج. يتم قياس الميول المدارية من مستوى مسير الشمس. تتوافق زوايا الميل الأقل من 90 درجة مع الحركة المدارية الأمامية (عكس اتجاه عقارب الساعة)، والزوايا الأكبر من 90 درجة تتوافق مع الحركة المدارية العكسية. تتحرك جميع الكواكب في النظام الشمسي في اتجاه للأمام؛ بلوتو لديه أعلى ميل مداري (17 درجة). تتحرك العديد من المذنبات في الاتجاه المعاكس، على سبيل المثال، يبلغ الميل المداري لمذنب هالي 162 درجة. مدارات جميع الأجسام في النظام الشمسي قريبة جدًا من القطع الناقص. يتميز حجم وشكل المدار الإهليلجي بالمحور شبه الرئيسي للقطع الناقص (متوسط ​​مسافة الكوكب من الشمس) والانحراف، ويتراوح من e = 0 للمدارات الدائرية إلى e = 1 للمدارات الطويلة للغاية. وتسمى نقطة المدار الأقرب إلى الشمس بالحضيض، وأبعد نقطة تسمى الأوج.
أنظر أيضايدور في مدار ؛ المقاطع المخروطية. من وجهة نظر المراقب الأرضي، تنقسم كواكب النظام الشمسي إلى مجموعتين. يُطلق على عطارد والزهرة، الأقرب إلى الشمس من الأرض، الكواكب السفلية (الداخلية)، وتسمى الكواكب الأبعد (من المريخ إلى بلوتو) بالكواكب العلوية (الخارجية). تتمتع الكواكب السفلية بزاوية قصوى للمسافة من الشمس: 28 درجة لعطارد و 47 درجة للزهرة. عندما يكون مثل هذا الكوكب في أقصى الغرب (الشرق) من الشمس، يقال إنه في أقصى استطالة غربية (شرقية). عندما يكون الكوكب السفلي مرئيًا مباشرة أمام الشمس، يقال إنه في اقتران أدنى؛ عندما يكون خلف الشمس مباشرة - في اقتران علوي. مثل القمر، تمر هذه الكواكب بجميع مراحل الإضاءة الشمسية خلال الفترة السينودسية Ps - الوقت الذي يعود فيه الكوكب إلى موقعه الأصلي بالنسبة للشمس من وجهة نظر مراقب أرضي. تسمى الفترة المدارية الحقيقية للكوكب (P) بالفلكية. بالنسبة للكواكب السفلية، ترتبط هذه الفترات بالعلاقة:
1/Ps = 1/P - 1/Po حيث Po هي الفترة المدارية للأرض. بالنسبة للكواكب العلوية، هناك علاقة مماثلة لها شكل مختلف: 1/Ps = 1/Po - 1/P تتميز الكواكب العلوية بنطاق محدود من المراحل. أقصى زاوية طور (الشمس-الكوكب-الأرض) هي 47 درجة للمريخ، 12 درجة للمشتري، و6 درجات لزحل. عندما يكون الكوكب العلوي مرئيًا خلف الشمس، فهو في حالة اقتران، وعندما يكون في الاتجاه المعاكس للشمس، فهو في معارضة. الكوكب الذي يتم رصده على مسافة زاوية 90 درجة من الشمس يكون في التربيع (شرقي أو غربي). ويقسم حزام الكويكبات، الذي يمر بين مداري المريخ والمشتري، النظام الكوكبي الشمسي إلى مجموعتين. ويوجد بداخله الكواكب الأرضية (عطارد والزهرة والأرض والمريخ)، وهي متشابهة من حيث أنها أجسام صغيرة وصخرية وكثيفة إلى حد ما: متوسط ​​كثافتها يتراوح من 3.9 إلى 5.5 جم/سم3. وهي تدور ببطء نسبيًا حول محاورها، وهي خالية من الحلقات ولديها عدد قليل من الأقمار الطبيعية: قمر الأرض والمريخ فوبوس ودييموس. وخارج حزام الكويكبات توجد الكواكب العملاقة: المشتري، وزحل، وأورانوس، ونبتون. وتتميز بأنصاف أقطار كبيرة، وكثافة منخفضة (0.7-1.8 جم/سم3) وأجواء عميقة غنية بالهيدروجين والهيليوم. يفتقر كوكب المشتري وزحل وربما العمالقة الآخرون إلى سطح صلب. تدور جميعها بسرعة ولها العديد من الأقمار الصناعية وتحيط بها حلقات. يشبه بلوتو الصغير البعيد والأقمار الصناعية الكبيرة للكواكب العملاقة في كثير من النواحي الكواكب الأرضية. عرف القدماء الكواكب التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، أي. كلها داخلية وخارجية حتى زحل. اكتشف دبليو هيرشل أورانوس عام 1781. اكتشف جي بيازي أول كويكب في عام 1801. ومن خلال تحليل الانحرافات في حركة أورانوس، اكتشف دبليو. لو فيرير وجي. آدامز نبتون نظريًا؛ في الموقع المحسوب، اكتشفه I. Galle في عام 1846. تم اكتشاف الكوكب الأبعد - بلوتو - في عام 1930 بواسطة K. Tombaugh نتيجة بحث طويل عن كوكب عبر نبتون، نظمه P. Lovell. اكتشف جاليليو الأقمار الأربعة الكبيرة لكوكب المشتري في عام 1610. ومنذ ذلك الحين، وبمساعدة التلسكوبات والمسابير الفضائية، تم العثور على العديد من الأقمار الصناعية بالقرب من جميع الكواكب الخارجية. أثبت H. Huygens في عام 1656 أن زحل محاط بحلقة. تم اكتشاف الحلقات المظلمة لأورانوس من الأرض في عام 1977 أثناء مراقبة احتجاب النجم. تم اكتشاف الحلقات الصخرية الشفافة لكوكب المشتري في عام 1979 بواسطة المسبار الكوكبي فوييجر 1. منذ عام 1983، في لحظات حجب النجوم، لوحظت علامات حلقات غير متجانسة حول نبتون؛ وفي عام 1989، تم إرسال صورة لهذه الحلقات بواسطة فوييجر 2.
أنظر أيضا
علم الفلك والفيزياء الفلكية؛
الأبراج الفلكية ؛
مسبار الفضاء ;
المجال السماوي.
شمس
في مركز النظام الشمسي توجد الشمس، وهي نجم منفرد نموذجي يبلغ نصف قطره حوالي 700000 كيلومتر وكتلته 2*1030 كجم. تبلغ درجة حرارة السطح المرئي للشمس - الغلاف الضوئي - حوالي. 5800 كلفن. كثافة الغاز في الغلاف الضوئي أقل بآلاف المرات من كثافة الهواء على سطح الأرض. داخل الشمس، تزداد درجة الحرارة والكثافة والضغط مع العمق، حيث تصل إلى المركز على التوالي 16 مليون كلفن و160 جم/سم3 و3.5*1011 بار (ضغط الهواء في الغرفة حوالي 1 بار). تحت تأثير درجة الحرارة المرتفعة في قلب الشمس، يتحول الهيدروجين إلى هيليوم، مما يؤدي إلى إطلاق كمية كبيرة من الحرارة؛ وهذا يمنع الشمس من الانهيار تحت جاذبيتها. تغادر الطاقة المنبعثة في قلب الشمس بشكل رئيسي على شكل إشعاع من الغلاف الضوئي بقوة 3.86 * 10 26 واط. ظلت الشمس تنبعث بهذه الكثافة منذ 4.6 مليار سنة، بعد أن حولت 4% من الهيدروجين إلى هيليوم خلال هذا الوقت؛ بينما تم تحويل 0.03% من كتلة الشمس إلى طاقة. تشير نماذج التطور النجمي إلى أن الشمس الآن في منتصف حياتها (انظر أيضًا الاندماج النووي). لتحديد مدى وفرة العناصر الكيميائية المختلفة في الشمس، يقوم علماء الفلك بدراسة خطوط الامتصاص والانبعاث في طيف ضوء الشمس. خطوط الامتصاص هي فجوات داكنة في الطيف، تشير إلى عدم وجود فوتونات ذات تردد معين يمتصها عنصر كيميائي معين. خطوط الانبعاث، أو خطوط الانبعاث، هي الأجزاء الأكثر سطوعًا من الطيف التي تشير إلى وجود فائض من الفوتونات المنبعثة من عنصر كيميائي. يشير التردد (الطول الموجي) للخط الطيفي إلى الذرة أو الجزيء المسؤول عن حدوثه؛ ويشير تباين الخط إلى كمية المادة التي تنبعث منها أو تمتص الضوء؛ يتيح لنا عرض الخط الحكم على درجة حرارته وضغطه. إن دراسة الغلاف الضوئي الرقيق (500 كيلومتر) للشمس يجعل من الممكن تقييم التركيب الكيميائي لداخلها، حيث أن المناطق الخارجية للشمس تمتزج جيدًا بالحمل الحراري، وأطياف الشمس ذات جودة عالية، والعمليات الفيزيائية المسؤولة عنها مفهومة تماما. ومع ذلك، تجدر الإشارة إلى أنه تم تحديد نصف خطوط الطيف الشمسي فقط حتى الآن. ويهيمن الهيدروجين على تكوين الشمس. في المركز الثاني يأتي الهيليوم، الذي يذكر اسمه ("هيليوس" باليونانية "الشمس") أنه تم اكتشافه طيفيًا على الشمس في وقت مبكر (1899) عنه على الأرض. نظرًا لأن الهيليوم غاز خامل، فإنه يتردد بشدة في التفاعل مع الذرات الأخرى ويظهر أيضًا على مضض في الطيف البصري للشمس - بخط واحد فقط، على الرغم من أن العديد من العناصر الأقل وفرة يتم تمثيلها في طيف الشمس بخطوط عديدة . وإليكم تركيب المادة "الشمسية": لكل مليون ذرة هيدروجين 98 ألف ذرة هيليوم، 851 أكسجين، 398 كربون، 123 نيون، 100 نيتروجين، 47 حديد، 38 مغنيسيوم، 35 سيليكون، 16 كبريت، 4 أرجون، 3. الألومنيوم، وذرتان من النيكل والصوديوم والكالسيوم، بالإضافة إلى القليل من جميع العناصر الأخرى. وبالتالي، من حيث الكتلة، تتكون الشمس من حوالي 71% هيدروجين و28% هيليوم؛ تمثل العناصر المتبقية ما يزيد قليلاً عن 1٪. من منظور علم الكواكب، من الجدير بالذكر أن بعض الأجسام في النظام الشمسي لها نفس تكوين الشمس تقريبًا (انظر القسم الخاص بالنيازك أدناه). وكما تغير الأحداث الجوية مظهر الأجواء الكوكبية، فإن مظهر السطح الشمسي يتغير أيضًا بمرور الوقت بدءًا من ساعات إلى عقود. ومع ذلك، هناك فرق مهم بين أجواء الكواكب والشمس، وهو أن حركة الغازات في الشمس يتحكم فيها مجالها المغناطيسي القوي. البقع الشمسية هي تلك المناطق من سطح النجم حيث يكون المجال المغناطيسي العمودي قويًا جدًا (200-3000 غاوس) بحيث يمنع الحركة الأفقية للغاز وبالتالي يثبط الحمل الحراري. ونتيجة لذلك، تنخفض درجة الحرارة في هذه المنطقة بحوالي 1000 كلفن، ويظهر جزء مركزي مظلم من البقعة - "الظل"، محاطًا بمنطقة انتقالية أكثر سخونة - "الظل الجزئي". حجم البقعة الشمسية النموذجية أكبر قليلاً من قطر الأرض؛ هذه البقعة موجودة لعدة أسابيع. ويزداد عدد البقع الشمسية ويتناقص مع مدة دورة تتراوح من 7 إلى 17 سنة، بمتوسط ​​11.1 سنة. عادة، كلما زاد عدد البقع التي تظهر في الدورة، كلما كانت الدورة نفسها أقصر. يتغير اتجاه القطبية المغناطيسية للبقع الشمسية إلى العكس من دورة إلى أخرى، وبالتالي فإن الدورة الحقيقية لنشاط البقع الشمسية للشمس هي 22.2 سنة. في بداية كل دورة، تظهر البقع الأولى عند خطوط العرض العالية، كاليفورنيا. 40 درجة، وتتحول منطقة ولادتهم تدريجيًا نحو خط الاستواء إلى خط عرض تقريبًا. 5°. أنظر أيضاالنجوم؛ شمس . إن التقلبات في نشاط الشمس ليس لها أي تأثير تقريبًا على إجمالي قوة إشعاعها (إذا تغيرت بنسبة 1٪ فقط، فإن ذلك سيؤدي إلى تغيرات خطيرة في مناخ الأرض). كانت هناك محاولات عديدة لإيجاد علاقة بين دورات البقع الشمسية ومناخ الأرض. الحدث الأكثر بروزًا في هذا المعنى هو "الحد الأدنى من موندر": منذ عام 1645 لم تكن هناك أي بقع شمسية تقريبًا على الشمس لمدة 70 عامًا، وفي الوقت نفسه شهدت الأرض العصر الجليدي الصغير. ولا يزال من غير الواضح ما إذا كانت هذه الحقيقة المفاجئة مجرد مصادفة أم أنها تشير إلى علاقة سببية.
أنظر أيضا
مناخ ؛
الأرصاد الجوية وعلم المناخ. هناك 5 كرات ضخمة من الهيدروجين والهيليوم تدور في النظام الشمسي: الشمس والمشتري وزحل وأورانوس ونبتون. في أعماق هذه الأجرام السماوية العملاقة، التي لا يمكن الوصول إليها للدراسة المباشرة، تتركز كل مادة النظام الشمسي تقريبًا. لا يمكننا أيضًا الوصول إلى باطن الأرض، ولكن من خلال قياس وقت انتشار الموجات الزلزالية (اهتزازات صوتية طويلة الموجة) المثارة في جسم الكوكب بسبب الزلازل، قام علماء الزلازل بتجميع خريطة تفصيلية لباطن الأرض: اكتشفوا الأحجام وكثافة نواة الأرض ووشاحها، كما تم الحصول على صور ثلاثية الأبعاد باستخدام التصوير المقطعي الزلزالي للصفائح المتحركة لقشرتها. ويمكن تطبيق أساليب مماثلة على الشمس، إذ توجد على سطحها أمواج مدتها تقريبية. 5 دقائق، ناجمة عن العديد من الاهتزازات الزلزالية المنتشرة في أعماقه. يدرس علم الهليوسية هذه العمليات. على عكس الزلازل، التي تنتج رشقات نارية قصيرة من الأمواج، فإن الحمل الحراري النشط في باطن الشمس يخلق ضوضاء زلزالية مستمرة. اكتشف علماء الزلازل الشمسية أنه تحت منطقة الحمل الحراري، التي تشغل 14% من نصف قطر الشمس الخارجي، تدور المادة بشكل متزامن لمدة 27 يومًا (لا يوجد شيء معروف حتى الآن عن دوران قلب الشمس). في الأعلى، في منطقة الحمل الحراري نفسها، يحدث الدوران بشكل متزامن فقط على طول المخاريط ذات خطوط العرض المتساوية وكلما ابتعدنا عن خط الاستواء، كان الدوران أبطأ: تدور المناطق الاستوائية لمدة 25 يومًا (قبل متوسط ​​دوران الشمس)، والقطبية المناطق بفترة 36 ​​يومًا (متخلفة عن متوسط ​​​​التناوب) . وقد باءت المحاولات الأخيرة لتطبيق أساليب رصد الزلازل على الكواكب الغازية العملاقة بالفشل لأن الأجهزة لم تتمكن بعد من اكتشاف الاهتزازات الناتجة. توجد فوق الغلاف الضوئي للشمس طبقة رقيقة ساخنة من الغلاف الجوي لا يمكن رؤيتها إلا خلال لحظات نادرة من كسوف الشمس. يبلغ سمك هذا الغلاف الكروموسفيري عدة آلاف من الكيلومترات، وقد سمي بهذا الاسم نسبة إلى لونه الأحمر بسبب خط انبعاث الهيدروجين Ha. تتضاعف درجة الحرارة تقريبًا من الغلاف الضوئي إلى الطبقات العليا من الغلاف اللوني، والتي منها، لأسباب غير واضحة تمامًا، تنطلق الطاقة التي تغادر الشمس على شكل حرارة. فوق الكروموسفير، يتم تسخين الغاز إلى مليون كلفن. وتمتد هذه المنطقة، التي تسمى الإكليل، إلى نصف قطر شمسي تقريبًا. كثافة الغاز في الإكليل منخفضة جدًا، لكن درجة الحرارة مرتفعة جدًا بحيث يكون الإكليل مصدرًا قويًا للأشعة السينية. في بعض الأحيان تظهر تكوينات عملاقة في الغلاف الجوي للشمس - شواظ بركاني. وهي تبدو وكأنها أقواس ترتفع من الغلاف الضوئي إلى ارتفاع يصل إلى نصف نصف قطر الشمس. تشير الملاحظات بوضوح إلى أن شكل البروز يتحدد بخطوط المجال المغناطيسي. هناك ظاهرة أخرى مثيرة للاهتمام ونشطة للغاية وهي التوهجات الشمسية، وهي انفجارات قوية من الطاقة والجسيمات تدوم لمدة تصل إلى ساعتين. يصل تدفق الفوتونات الناتجة عن مثل هذا التوهج الشمسي إلى الأرض بسرعة الضوء في 8 دقائق، وتدفق الإلكترونات والبروتونات - في عدة أيام. وتحدث التوهجات الشمسية في الأماكن التي يحدث فيها تغير حاد في اتجاه المجال المغناطيسي، وذلك بسبب حركة المادة في البقع الشمسية. عادةً ما يحدث الحد الأقصى لنشاط التوهج الشمسي قبل عام من الحد الأقصى لدورة البقع الشمسية. وتشكل هذه القدرة على التنبؤ أهمية بالغة، لأن وابلاً من الجسيمات المشحونة الناتجة عن التوهج الشمسي القوي من الممكن أن يلحق الضرر حتى بشبكات الاتصالات والطاقة الأرضية، ناهيك عن رواد الفضاء وتكنولوجيا الفضاء.

الشواهد الشمسية التي لوحظت في خط انبعاث الهيليوم (الطول الموجي 304) من محطة سكاي لاب الفضائية.

هناك تدفق مستمر للجسيمات المشحونة من هالة البلازما للشمس، والتي تسمى الرياح الشمسية. كان وجودها مشتبهًا به حتى قبل بدء الرحلات الفضائية، حيث كان من الملاحظ كيف كان هناك شيء "ينفخ" ذيول المذنبات. تتكون الرياح الشمسية من ثلاثة مكونات: تدفق عالي السرعة (أكثر من 600 كم/ثانية)، وتدفق منخفض السرعة، وتدفق غير ثابت من التوهجات الشمسية. وأظهرت صور الأشعة السينية للشمس أن "الثقوب" الضخمة - وهي مناطق منخفضة الكثافة - تتشكل بانتظام في الإكليل. هذه الثقوب الإكليلية هي المصدر الرئيسي للرياح الشمسية عالية السرعة. وفي منطقة مدار الأرض، تبلغ السرعة النموذجية للرياح الشمسية حوالي 500 كم/ث، وتبلغ كثافتها حوالي 10 جسيمات (إلكترونات وبروتونات) لكل 1 سم3. يتفاعل تدفق الرياح الشمسية مع الأغلفة المغناطيسية للكواكب وذيول المذنبات، مما يؤثر بشكل كبير على شكلها والعمليات التي تحدث فيها.
أنظر أيضا
المغناطيسية الأرضية؛
;
المذنب. وتحت ضغط الرياح الشمسية، تشكل كهف عملاق - الغلاف الشمسي - في الوسط البينجمي حول الشمس. عند حدوده - الغلاف الشمسي - يجب أن تكون هناك موجة صدمية تصطدم فيها الرياح الشمسية والغاز البينجمي ويصبحان أكثر كثافة، ويمارسان ضغطًا متساويًا على بعضهما البعض. تقترب الآن أربعة مجسات فضائية من حافة الغلاف الشمسي: بايونير 10 و11، وفوياجر 1 و2. لم يقابلها أي منهم على مسافة 75 AU. من الشمس. إنه سباق مثير مع الزمن: توقف بايونير 10 عن العمل في عام 1998، ويحاول الآخرون الوصول إلى حافة الغلاف الشمسي قبل نفاد طاقة بطارياتهم. إذا حكمنا من خلال الحسابات، فإن فوييجر 1 تطير بالضبط في الاتجاه الذي تهب منه الرياح بين النجوم، وبالتالي ستكون أول من يصل إلى حافة الغلاف الشمسي.
الكواكب: الوصف
الزئبق.من الصعب مراقبة عطارد من خلال التلسكوب من الأرض: فهو لا يتحرك بعيدًا عن الشمس بزاوية تزيد عن 28 درجة. تمت دراسته باستخدام رادار من الأرض، وقام المسبار الكوكبي مارينر 10 بتصوير نصف سطحه. يدور عطارد حول الشمس كل 88 يومًا من أيام الأرض في مدار طويل إلى حد ما مع مسافة من الشمس عند الحضيض الشمسي تبلغ 0.31 وحدة فلكية. وعند الأوج 0.47 الاتحاد الأفريقي. ويدور حول محوره مدة 58.6 يوما، أي ما يعادل تماما 2/3 الفترة المدارية، بحيث تتجه كل نقطة على سطحه نحو الشمس مرة واحدة فقط في كل 2 سنة عطاردية، أي. الأيام المشمسة هناك آخر عامين! من بين الكواكب الرئيسية، فقط بلوتو أصغر من عطارد. لكن من حيث متوسط ​​الكثافة، يحتل عطارد المركز الثاني بعد الأرض. من المحتمل أن يكون لديه نواة معدنية كبيرة، تمثل 75% من نصف قطر الكوكب (بالنسبة للأرض فإنها تشغل 50% من نصف القطر). سطح عطارد يشبه القمر: مظلم وجاف تمامًا ومغطى بالحفر. يبلغ متوسط ​​انعكاس الضوء (البياض) لسطح عطارد حوالي 10%، وهو نفس معدل انعكاس القمر تقريبًا. من المحتمل أن سطحه مغطى أيضًا بالثرى - المواد المكسرة الملبدة. أكبر تشكيل اصطدامي على عطارد هو حوض كالوريس، الذي يبلغ حجمه 2000 كيلومتر، والذي يذكرنا بالماريا القمرية. ومع ذلك، على عكس القمر، لدى عطارد هياكل غريبة - حواف تمتد لمئات الكيلومترات، وارتفاع عدة كيلومترات. ربما تكونت نتيجة لضغط الكوكب بسبب تبريد قلبه المعدني الكبير أو تحت تأثير المد الشمسي القوي. وتبلغ درجة حرارة سطح الكوكب نهارا حوالي 700 كلفن، وفي الليل حوالي 100 كلفن. ووفقا لبيانات الرادار، قد يتواجد الجليد في قاع الفوهات القطبية في ظروف الظلام والبرد الأبدي. لا يوجد غلاف جوي عمليًا لعطارد - فقط غلاف هيليوم نادر للغاية بكثافة الغلاف الجوي للأرض على ارتفاع 200 كيلومتر. من المحتمل أن يتشكل الهيليوم أثناء تحلل العناصر المشعة في أحشاء الكوكب. عطارد لديه مجال مغناطيسي ضعيف ولا توجد له أقمار صناعية.
كوكب الزهرة.هذا هو الكوكب الثاني من الشمس والأقرب إلى الأرض - ألمع "النجم" في سمائنا؛ في بعض الأحيان يكون مرئيًا حتى أثناء النهار. يشبه كوكب الزهرة الأرض في العديد من النواحي: حجمه وكثافته أقل بنسبة 5٪ فقط من الأرض؛ ربما يكون الجزء الداخلي من كوكب الزهرة مشابهًا للأرض. سطح كوكب الزهرة مغطى دائمًا بطبقة سميكة من السحب البيضاء المصفرة، ولكن بمساعدة الرادار تمت دراستها بشيء من التفصيل. يدور كوكب الزهرة حول محوره في الاتجاه المعاكس (في اتجاه عقارب الساعة عند النظر إليه من القطب الشمالي) بفترة 243 يومًا أرضيًا. وتبلغ دورته المدارية 225 يوما؛ ولذلك، فإن يوم الزهرة (من شروق الشمس إلى شروق الشمس التالي) يستمر 116 يومًا أرضيًا.
أنظر أيضاعلم الفلك الراداري.

كوكب الزهرة. وتظهر الصورة فوق البنفسجية التي التقطتها محطة بايونير فينوس بين الكواكب الغلاف الجوي للكوكب مملوءا بكثافة بالغيوم، أخف وزنا في المناطق القطبية (أعلى وأسفل الصورة).

يتكون الغلاف الجوي لكوكب الزهرة بشكل رئيسي من ثاني أكسيد الكربون (CO2)، مع كميات صغيرة من النيتروجين (N2) وبخار الماء (H2O). تم العثور على حمض الهيدروكلوريك (HCl) وحمض الهيدروفلوريك (HF) كشوائب ثانوية. يبلغ الضغط على السطح 90 بار (كما هو الحال في البحار على الأرض على عمق 900 م)؛ تبلغ درجة الحرارة حوالي 750 كلفن على كامل السطح ليلاً ونهارًا. سبب ارتفاع درجة الحرارة بالقرب من سطح كوكب الزهرة هو أنه لا يُطلق عليه بشكل دقيق اسم "تأثير الاحتباس الحراري": حيث تمر أشعة الشمس عبر سحب غلافها الجوي بسهولة نسبية وتسخن سطح الكوكب، لكن الأشعة تحت الحمراء الحرارية ويخرج الإشعاع الصادر من السطح نفسه عبر الغلاف الجوي إلى الفضاء بصعوبة كبيرة. تتكون سحب كوكب الزهرة من قطرات مجهرية من حمض الكبريتيك المركز (H2SO4). الطبقة العليا من السحب تبعد عن السطح 90 كيلومتراً، ودرجة الحرارة هناك تقارب 90 كيلومتراً. 200 ألف؛ الطبقة السفلى - على ارتفاع 30 كم، ودرجة الحرارة تقريبا. 430 كلفن. وحتى أقل من ذلك يكون الجو حارًا جدًا بحيث لا توجد سحب. وبطبيعة الحال، لا يوجد ماء سائل على سطح كوكب الزهرة. يدور الغلاف الجوي لكوكب الزهرة عند مستوى الطبقة السحابية العليا في نفس اتجاه سطح الكوكب، ولكن بشكل أسرع بكثير، مكملاً ثورة في 4 أيام؛ وتسمى هذه الظاهرة بالدوران الفائق، ولم يتم العثور على تفسير لها حتى الآن. تنزل المحطات الأوتوماتيكية على جانبي كوكب الزهرة ليلا ونهارا. خلال النهار، يضيء سطح الكوكب بأشعة الشمس المنتشرة بنفس الشدة تقريبًا كما هو الحال في يوم غائم على الأرض. لقد شوهد الكثير من البرق على كوكب الزهرة ليلاً. وأرسلت محطة فينوس صوراً لمناطق صغيرة في مواقع الهبوط حيث كانت الأراضي الصخرية مرئية. بشكل عام، تمت دراسة تضاريس كوكب الزهرة من خلال الصور الرادارية المرسلة بواسطة المركبات المدارية بايونير-فينيرا (1979)، وفينيرا-15 و-16 (1983)، وماجلان (1990). وأروع المعالم في أفضلها يبلغ حجمها حوالي 100 متر، وعلى عكس الأرض، لا يحتوي كوكب الزهرة على صفائح قارية محددة بوضوح، ولكن لوحظ وجود عدة ارتفاعات عالمية، مثل أرض عشتار بحجم أستراليا. هناك العديد من الحفر النيزكية والقباب البركانية على سطح كوكب الزهرة. ومن الواضح أن قشرة كوكب الزهرة رقيقة، بحيث تقترب الحمم المنصهرة من السطح وتنسكب عليها بسهولة بعد سقوط النيازك. نظرًا لعدم وجود أمطار أو رياح قوية على سطح كوكب الزهرة، فإن تآكل السطح يحدث ببطء شديد، وتبقى الهياكل الجيولوجية مرئية من الفضاء لمئات الملايين من السنين. لا يُعرف سوى القليل عن البنية الداخلية لكوكب الزهرة. من المحتمل أن يكون لديه نواة معدنية تشغل 50% من نصف القطر. لكن الكوكب ليس لديه مجال مغناطيسي بسبب دورانه البطيء للغاية. كوكب الزهرة ليس لديه أقمار صناعية أيضًا.
أرض.كوكبنا هو الكوكب الوحيد الذي يغطي معظم سطحه (75٪) بالمياه السائلة. الأرض كوكب نشط، وربما الكوكب الوحيد الذي يرجع تجدد سطحه إلى عمليات تكتونية الصفائح، والتي تظهر على شكل تلال وسط المحيط، وأقواس الجزر، وأحزمة الجبال المطوية. توزيع ارتفاعات السطح الصلب للأرض ثنائي: متوسط ​​مستوى قاع المحيط هو 3900 متر تحت مستوى سطح البحر، وترتفع القارات فوقه بمتوسط ​​860 متر (انظر أيضًا الأرض). تشير البيانات السيزمية إلى البنية التالية لباطن الأرض: القشرة (30 كم)، الوشاح (حتى عمق 2900 كم)، اللب المعدني. يذوب جزء من اللب. هناك، يتم إنشاء المجال المغناطيسي للأرض، الذي يحبس جزيئات الرياح الشمسية المشحونة (البروتونات والإلكترونات) ويشكل منطقتين حلقيتين حول الأرض مملوءتين بها - أحزمة الإشعاع (أحزمة فان ألين)، موضعية على ارتفاعات 4000 و 17000 كم من سطح الأرض.
أنظر أيضاجيولوجيا؛ المغناطيسية الأرضية.
يتكون الغلاف الجوي للأرض من 78% نيتروجين و21% أكسجين؛ فهو نتيجة تطور طويل تحت تأثير العمليات الجيولوجية والكيميائية والبيولوجية. من الممكن أن يكون الغلاف الجوي البدائي للأرض غنيًا بالهيدروجين، والذي هرب بعد ذلك. أدى تفريغ الغاز من باطن الأرض إلى ملء الغلاف الجوي بثاني أكسيد الكربون وبخار الماء. لكن البخار تكثف في المحيطات، واحتجز ثاني أكسيد الكربون في الصخور الكربونية. (من الغريب أنه إذا ملأ كل ثاني أكسيد الكربون الغلاف الجوي كغاز، فسيكون الضغط 90 بارًا، كما هو الحال على كوكب الزهرة. وإذا تبخر كل الماء، فسيكون الضغط 257 بارًا!). وهكذا بقي النيتروجين في الغلاف الجوي، وظهر الأكسجين تدريجياً نتيجة نشاط الحياة في المحيط الحيوي. حتى قبل 600 مليون سنة، كان محتوى الأكسجين في الهواء أقل 100 مرة مما هو عليه الآن (انظر أيضًا الغلاف الجوي؛ المحيط). هناك دلائل تشير إلى أن مناخ الأرض يتغير على نطاق قصير (10000 سنة) وطويل (100 مليون سنة). وقد يكون السبب في ذلك هو التغيرات في الحركة المدارية للأرض، وميل محور الدوران، وتكرار الانفجارات البركانية. لا يمكن استبعاد التقلبات في شدة الإشعاع الشمسي. في عصرنا، يتأثر المناخ أيضًا بالنشاط البشري: انبعاثات الغازات والغبار في الغلاف الجوي.
أنظر أيضا
ترسيب حمضي؛
تلوث الهواء ؛
تلوث المياه ؛
التدهور البيئي.
الأرض لديها قمر صناعي - القمر، أصله لم يتم حله بعد.

الأرض والقمر من المسبار الفضائي Lunar Orbiter.

قمر.يعد القمر أحد أكبر الأقمار الصناعية، ويحتل المرتبة الثانية بعد شارون (أحد أقمار بلوتو) من حيث نسبة كتلة القمر الصناعي والكوكب. ويبلغ نصف قطره 3.7 وكتلته أقل من كتلة الأرض بـ 81 مرة. ويبلغ متوسط ​​كثافة القمر 3.34 جم/سم3، مما يشير إلى أنه لا يحتوي على نواة معدنية كبيرة. الجاذبية على سطح القمر أقل بـ 6 مرات من جاذبية الأرض. يدور القمر حول الأرض في مدار يبلغ انحرافه 0.055. يتراوح ميل مستوى مداره إلى مستوى خط استواء الأرض من 18.3 درجة إلى 28.6 درجة، وفيما يتعلق بمسير الشمس - من 4 درجات 59 درجة إلى 5 درجات 19 درجة. تتم مزامنة الدوران اليومي والدوران المداري للقمر، لذلك نرى دائمًا واحدًا فقط من نصفي الكرة الأرضية. صحيح أن التأرجح الطفيف للقمر يسمح لك برؤية حوالي 60٪ من سطحه خلال شهر واحد. السبب الرئيسي للميزان هو أن الدوران اليومي للقمر يحدث بسرعة ثابتة، وتكون الثورة المدارية متغيرة (بسبب انحراف المدار). لطالما تم تقسيم مناطق سطح القمر بشكل تقليدي إلى "بحرية" و "قارية". يبدو سطح البحار أغمق، ويقع على مستوى منخفض، وغالبًا ما يكون مغطى بحفر النيزك مقارنة بالسطح القاري. تمتلئ البحار بالحمم البازلتية، وتتكون القارات من صخور الأنورثوسيت الغنية بالفلسبار. إذا حكمنا من خلال العدد الكبير من الحفر، فإن الأسطح القارية أقدم بكثير من الأسطح البحرية. أدى القصف النيزكي المكثف إلى سحق الطبقة العليا من القشرة القمرية بشكل ناعم وتحويل الأمتار القليلة الخارجية إلى مسحوق يسمى الثرى. أعاد رواد الفضاء والمسبارات الآلية عينات من الصخور والثرى من القمر. وأظهر التحليل أن عمر سطح البحر يبلغ حوالي 4 مليارات سنة. وبالتالي، فإن فترة القصف النيزكي المكثف تحدث في أول 0.5 مليار سنة بعد تكوين القمر قبل 4.6 مليار سنة. ثم ظل تواتر سقوط النيزك وتكوين الحفرة دون تغيير تقريبًا ولا تزال حفرة واحدة يبلغ قطرها كيلومترًا واحدًا كل 105 سنوات.
أنظر أيضااستكشاف الفضاء واستخدامه.
صخور القمر فقيرة بالعناصر المتطايرة (H2O، Na، K، إلخ) والحديد، ولكنها غنية بالعناصر المقاومة للحرارة (Ti، Ca، إلخ). فقط في الجزء السفلي من الحفر القطبية القمرية يمكن أن تكون هناك رواسب جليدية، كما هو الحال في عطارد. لا يوجد غلاف جوي تقريبًا للقمر، ولا يوجد أي دليل على أن التربة القمرية قد تعرضت للمياه السائلة على الإطلاق. لا توجد فيه أي مواد عضوية - فقط آثار الكوندريتات الكربونية التي جاءت مع النيازك. إن نقص الماء والهواء، فضلاً عن التقلبات القوية في درجة حرارة السطح (390 كلفن أثناء النهار و120 كلفن في الليل) يجعل القمر غير صالح للسكن. أتاحت أجهزة قياس الزلازل التي تم تسليمها إلى القمر معرفة شيء ما عن الجزء الداخلي للقمر. غالبًا ما تحدث "زلازل قمرية" ضعيفة هناك، وربما تكون مرتبطة بتأثير المد والجزر على الأرض. القمر متجانس تمامًا، وله نواة كثيفة صغيرة وقشرة يبلغ سمكها حوالي 65 كيلومترًا مصنوعة من مواد أخف وزنًا، مع سحق النيازك الجزء العلوي البالغ 10 كيلومترات من القشرة منذ 4 مليارات سنة. وتتوزع أحواض الارتطام الكبيرة بالتساوي على سطح القمر، إلا أن سماكة القشرة في الجانب المرئي من القمر أقل، لذلك يتركز عليها 70% من سطح البحر. تاريخ سطح القمر معروف بشكل عام: بعد نهاية مرحلة القصف النيزكي المكثف قبل 4 مليارات سنة، لمدة مليار سنة تقريبًا، كانت باطن الأرض ساخنة جدًا وتدفقت الحمم البازلتية إلى البحار. ثم فقط سقوط نادر للنيازك غيّر وجه قمرنا الصناعي. لكن أصل القمر لا يزال موضع نقاش. يمكن أن يتشكل من تلقاء نفسه ثم تستحوذ عليه الأرض؛ من الممكن أن تكون قد تشكلت مع الأرض كقمر صناعي لها؛ أخيرًا يمكن أن يكون قد انفصل عن الأرض أثناء فترة التكوين. كان الاحتمال الثاني شائعًا مؤخرًا، ولكن في السنوات الأخيرة تم النظر بجدية في فرضية تكوين القمر من مادة قذفتها الأرض الأولية أثناء تصادمها مع جرم سماوي كبير. على الرغم من عدم اليقين بشأن أصل نظام الأرض والقمر، يمكن تتبع تطورها الإضافي بشكل موثوق للغاية. يؤثر تفاعل المد والجزر بشكل كبير على حركة الأجرام السماوية: فقد توقف عمليا الدوران اليومي للقمر (فترته تساوي الفترة المدارية)، كما أن دوران الأرض يتباطأ، مما يحول زخمها الزاوي إلى الحركة المدارية للقمر. القمر، والذي نتيجة لذلك يبتعد عن الأرض بحوالي 3 سم في السنة. سيتوقف هذا عندما يتماشى دوران الأرض مع دوران القمر. ثم ستتحول الأرض والقمر باستمرار إلى بعضهما البعض على نفس الجانب (مثل بلوتو وشارون)، وسيكون يومهما وشهرهما يساوي 47 يومًا حاليًا؛ وفي نفس الوقت سيبتعد القمر عنا 1.4 مرة. صحيح أن هذا الوضع لن يستمر إلى الأبد، لأن المد الشمسي لن يتوقف عن التأثير على دوران الأرض. أنظر أيضا
قمر ؛
أصل القمر وتاريخه؛
المد والجزر.
المريخ.يشبه المريخ الأرض، لكن حجمه يبلغ نصف حجمه تقريبًا ومتوسط ​​كثافته أقل قليلاً. إن فترة الدوران اليومي (24 ساعة و 37 دقيقة) وميل المحور (24 درجة) لا تختلف تقريبًا عن تلك الموجودة على الأرض. بالنسبة لمراقب على الأرض، يبدو المريخ كنجم محمر، يتغير سطوعه بشكل ملحوظ؛ ويبلغ الحد الأقصى خلال فترات المواجهة التي تتكرر بعد ما يزيد قليلاً عن عامين (على سبيل المثال، في أبريل 1999 ويونيو 2001). يكون المريخ قريبًا ومشرقًا بشكل خاص خلال فترات التقابلات الكبيرة، والتي تحدث إذا مر بالقرب من الحضيض الشمسي في لحظة التقابل؛ يحدث هذا كل 15-17 سنة (أقرب حدث كان في أغسطس 2003). يكشف التلسكوب الموجود على المريخ عن مناطق برتقالية زاهية ومناطق داكنة يتغير لونها حسب الموسم. توجد قبعات ثلجية بيضاء ناصعة عند القطبين. ويرتبط اللون المحمر للكوكب بوجود كمية كبيرة من أكاسيد الحديد (الصدأ) في تربته. من المحتمل أن يشبه تكوين المناطق المظلمة البازلت الأرضي، بينما تتكون المناطق الفاتحة من مواد دقيقة.

سطح المريخ بالقرب من كتلة الهبوط فايكنغ 1. شظايا حجرية كبيرة يبلغ حجمها حوالي 30 سم.

يتم الحصول على معظم معرفتنا عن المريخ عن طريق المحطات الآلية. الأكثر فعالية كانت مركبتان مداريتان ومركبتا هبوط لبعثة فايكنغ، التي هبطت على المريخ في 20 يوليو و3 سبتمبر 1976 في مناطق كريس (22 درجة شمالًا، 48 درجة غربًا) ويوتوبيا (48 درجة شمالًا). (226 درجة غربًا)، مع عمل فايكنغ 1 حتى نوفمبر 1982. وهبط كلاهما في مناطق فاتحة اللون كلاسيكية وانتهى بهما الأمر في صحراء رملية حمراء تتناثر فيها الحجارة الداكنة. في 4 يوليو 1997، دخل مسبار مارس باثفايندر (الولايات المتحدة الأمريكية) إلى وادي آريس (19° شمالاً، 34° غربًا)، وهو أول مركبة أوتوماتيكية ذاتية الدفع تكتشف صخورًا مختلطة وربما حصى مطحونة بالماء ومختلطة بالرمال. والطين مما يدل على تغيرات قوية في مناخ المريخ ووجود كميات كبيرة من الماء في الماضي. يتكون الغلاف الجوي الرقيق للمريخ من 95% ثاني أكسيد الكربون و3% نيتروجين. يوجد بخار الماء والأكسجين والأرجون بكميات صغيرة. ويبلغ متوسط ​​الضغط على السطح 6 ملي بار (أي 0.6% من الضغط الأرضي). في مثل هذا الضغط المنخفض لا يمكن أن يكون هناك ماء سائل. يبلغ متوسط ​​درجة الحرارة اليومية 240 كلفن، والحد الأقصى في الصيف عند خط الاستواء يصل إلى 290 كلفن. وتبلغ التقلبات الحرارية اليومية حوالي 100 كلفن. وبالتالي فإن مناخ المريخ هو مناخ صحراء جبلية باردة وجافة. وفي مناطق خطوط العرض العليا للمريخ في الشتاء، تنخفض درجات الحرارة إلى أقل من 150 كلفن ويتجمد ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي ويسقط على السطح على شكل ثلج أبيض، مكونًا الغطاء القطبي. ويتسبب التكثيف والتسامي الدوري للقمم القطبية في تقلبات موسمية في الضغط الجوي بنسبة 30%. ومع نهاية فصل الشتاء تنخفض حدود الغطاء القطبي إلى خطي عرض 45°-50°، وفي الصيف تبقى منه مساحة صغيرة (قطرها 300 كيلومتر عند القطب الجنوبي و1000 كيلومتر شمالاً)، وربما تتكون من الجليد المائي الذي يمكن أن يصل سمكه إلى 1-2 كم. في بعض الأحيان تهب رياح قوية على المريخ، مما يؤدي إلى رفع سحب من الرمال الناعمة في الهواء. تحدث العواصف الترابية القوية بشكل خاص في أواخر الربيع في نصف الكرة الجنوبي، عندما يمر المريخ عبر الحضيض الشمسي لمداره وتكون حرارة الشمس مرتفعة بشكل خاص. لأسابيع وحتى أشهر، يصبح الجو معتمًا بالغبار الأصفر. نقلت مركبات الفايكنج المدارية صورًا لكثبان رملية قوية في قاع الحفر الكبيرة. تغير رواسب الغبار مظهر سطح المريخ كثيرًا من موسم لآخر بحيث يمكن ملاحظتها حتى من الأرض عند ملاحظتها من خلال التلسكوب. وفي الماضي، اعتبر بعض علماء الفلك هذه التغيرات الموسمية في لون السطح علامة على وجود الغطاء النباتي على المريخ. جيولوجيا المريخ متنوعة للغاية. وتغطي الحفر القديمة التي خلفتها حقبة القصف النيزكي القديم (قبل 4 مليارات سنة) مساحات واسعة من نصف الكرة الجنوبي. سنين مضت). تتم تغطية جزء كبير من نصف الكرة الشمالي بتدفقات الحمم البركانية الأحدث. ومن المثير للاهتمام بشكل خاص تل ثارسيس (10° شمالاً، 110° غربًا)، حيث تقع عليه العديد من الجبال البركانية العملاقة. وأعلاها - جبل أوليمبوس - ويبلغ قطر قاعدته 600 كيلومتر وارتفاعه 25 كيلومترا. ورغم عدم وجود أي علامات على نشاط بركاني الآن، إلا أن عمر تدفقات الحمم البركانية لا يتجاوز 100 مليون سنة، وهو صغير مقارنة بعمر الكوكب البالغ 4.6 مليار سنة.

على الرغم من أن البراكين القديمة تشير إلى نشاط قوي في باطن المريخ، إلا أنه لا توجد علامات على تكتونية الصفائح: لا توجد أحزمة جبلية مطوية ومؤشرات أخرى على ضغط القشرة الأرضية. ومع ذلك، هناك صدوع قوية، أكبرها - وديان مارينريس - تمتد من ثارسيس إلى الشرق لمسافة 4000 كيلومتر ويبلغ أقصى عرض لها 700 كيلومتر وعمق 6 كيلومترات. أحد الاكتشافات الجيولوجية الأكثر إثارة للاهتمام التي تم الحصول عليها من الصور الملتقطة من المركبات الفضائية هو الوديان المتعرجة المتفرعة التي يبلغ طولها مئات الكيلومترات، والتي تذكرنا بأحواض الأنهار الجافة على الأرض. يشير هذا إلى وجود مناخ أكثر ملاءمة في الماضي، عندما كانت درجات الحرارة والضغوط أعلى وكانت الأنهار تتدفق عبر سطح المريخ. صحيح أن موقع الوديان في المناطق الجنوبية المليئة بالفوهات من المريخ يشير إلى وجود أنهار على المريخ منذ زمن طويل جدًا، ربما في أول 0.5 مليار سنة من تطوره. ويتواجد الماء الآن على السطح على شكل جليد على القمم الجليدية القطبية، وربما تحت السطح على شكل طبقة من التربة الصقيعية. لم تتم دراسة البنية الداخلية للمريخ بشكل جيد. يشير متوسط ​​كثافته المنخفض إلى عدم وجود نواة معدنية كبيرة؛ على أية حال، فهو ليس منصهرًا، وهو ما ينجم عن عدم وجود مجال مغناطيسي على المريخ. لم يسجل مقياس الزلازل الموجود على كتلة الهبوط لجهاز Viking-2 النشاط الزلزالي للكوكب خلال عامين من التشغيل (لم يعمل مقياس الزلازل الموجود على Viking-1). لدى المريخ قمرين صناعيين صغيرين: فوبوس ودييموس. كلاهما ذو شكل غير منتظم، ومغطى بحفر نيزكية، ومن المحتمل أن يكونا كويكبات استولى عليها الكوكب في الماضي البعيد. يدور فوبوس حول الكوكب في مدار منخفض جدًا ويستمر في الاقتراب من المريخ تحت تأثير المد والجزر؛ سيتم تدميره لاحقًا بواسطة جاذبية الكوكب.
كوكب المشتري.أكبر كوكب في النظام الشمسي، كوكب المشتري، أكبر بـ 11 مرة من الأرض وأكبر منها بـ 318 مرة. يشير متوسط ​​كثافته المنخفض (1.3 جم/سم3) إلى تركيب قريب من تركيبة الشمس: الهيدروجين والهيليوم بشكل أساسي. يؤدي دوران المشتري السريع حول محوره إلى ضغط قطبي بنسبة 6.4%. يكشف التلسكوب الموجود على كوكب المشتري عن نطاقات سحابية موازية لخط الاستواء؛ تتخلل المناطق المضيئة فيها أحزمة حمراء. ومن المحتمل أن تكون المناطق المضيئة عبارة عن مناطق من التيارات الصاعدة حيث تظهر قمم سحب الأمونيا؛ وترتبط الأحزمة المحمرّة بالتيارات الهابطة، والتي يتم تحديد لونها الزاهي بواسطة كبريتات هيدروجين الأمونيوم، وكذلك مركبات الفسفور الأحمر والكبريت والبوليمرات العضوية. بالإضافة إلى الهيدروجين والهيليوم، تم اكتشاف CH4 وNH3 وH2O وC2H2 وC2H6 وHCN وCO وCO2 وPH3 وGeH4 طيفيًا في الغلاف الجوي لكوكب المشتري. تبلغ درجة الحرارة في أعلى سحب الأمونيا 125 كلفن، ولكنها تزيد مع العمق بمقدار 2.5 كلفن/كم. على عمق 60 كم يجب أن تكون هناك طبقة من السحب المائية. تختلف سرعات حركة السحب في المناطق والمناطق المجاورة اختلافًا كبيرًا: على سبيل المثال، في الحزام الاستوائي، تتحرك السحب شرقًا بمعدل 100 م/ث أسرع من المناطق المجاورة. ويسبب اختلاف السرعة اضطرابا قويا عند حدود المناطق والأحزمة، مما يجعل شكلها معقدا للغاية. أحد مظاهر ذلك هو البقع البيضاوية الدوارة، وأكبرها هي البقعة الحمراء الكبرى، التي اكتشفتها كاسيني منذ أكثر من 300 عام. وهذه البقعة (25.000-15.000 كم) أكبر من قرص الأرض؛ له هيكل إعصاري حلزوني ويقوم بدورة واحدة حول محوره خلال 6 أيام. البقع المتبقية أصغر ولسبب ما كلها بيضاء.

كوكب المشتري ليس لديه سطح صلب. وتتكون الطبقة العليا من الكوكب، والتي تمتد بنسبة 25% من نصف القطر، من الهيدروجين السائل والهيليوم. أدناه، حيث يتجاوز الضغط 3 ملايين بار وتتجاوز درجة الحرارة 10000 كلفن، يمر الهيدروجين إلى الحالة المعدنية. ربما يوجد بالقرب من مركز الكوكب نواة سائلة من عناصر أثقل تبلغ كتلتها الإجمالية حوالي 10 أضعاف كتلة الأرض. وفي المركز يبلغ الضغط حوالي 100 مليون بار ودرجة الحرارة 20-30 ألف كلفن. وتسبب الجزء الداخلي المعدني السائل والدوران السريع للكوكب في مجاله المغناطيسي القوي، وهو أقوى بـ 15 مرة من مجال الأرض. يمتد الغلاف المغناطيسي الضخم لكوكب المشتري، بأحزمة الإشعاع القوية، إلى ما هو أبعد من مدارات أقماره الأربعة الكبيرة. كانت درجة الحرارة في مركز كوكب المشتري دائمًا أقل من اللازم لحدوث التفاعلات النووية الحرارية. لكن احتياطيات الحرارة الداخلية لكوكب المشتري، المتبقية من عصر التكوين، كبيرة. وحتى الآن، بعد مرور 4.6 مليار سنة، فإنه ينبعث منه نفس كمية الحرارة التي يتلقاها من الشمس؛ في المليون سنة الأولى من التطور، كانت قوة إشعاع كوكب المشتري أعلى بـ 104 مرات. نظرًا لأن هذا كان عصر تكوين الأقمار الصناعية الكبيرة للكوكب، فليس من المستغرب أن يعتمد تكوينها على المسافة إلى كوكب المشتري: فالاقتران الأقرب إليه - أيو وأوروبا - يتمتعان بكثافة عالية إلى حد ما (3.5 و3.0 جم/سم3). ) ، والأبعد - جانيميد وكاليستو - تحتوي على الكثير من الجليد المائي وبالتالي فهي أقل كثافة (1.9 و 1.8 جم / سم 3).
الأقمار الصناعية.كوكب المشتري لديه ما لا يقل عن 16 قمرا وحلقة باهتة: يبعد عن الطبقة العليا من السحب 53 ألف كيلومتر، ويبلغ عرضه 6000 كيلومتر ويبدو أنه يتكون من جزيئات صلبة صغيرة وداكنة للغاية. تسمى الأقمار الأربعة الأكبر لكوكب المشتري بالجاليلي لأن غاليليو اكتشفها عام 1610؛ بشكل مستقل عنه، في نفس العام اكتشفهم عالم الفلك الألماني ماريوس، الذي أعطاهم أسمائهم الحالية - آيو، أوروبا، جانيميد وكاليستو. أصغر الأقمار الصناعية، يوروبا، أصغر قليلاً من القمر، وجانيميد أكبر من عطارد. كلهم يمكن رؤيتهم من خلال المنظار.

على سطح آيو، اكتشف المسافرون العديد من البراكين النشطة التي تقذف المواد لمئات الكيلومترات إلى أعلى. سطح آيو مغطى برواسب الكبريت المحمر والبقع الخفيفة من ثاني أكسيد الكبريت - وهي منتجات الانفجارات البركانية. كغاز، يشكل ثاني أكسيد الكبريت الغلاف الجوي الرقيق للغاية لآيو. يتم استخلاص طاقة النشاط البركاني من تأثير المد والجزر للكوكب على القمر الصناعي. ويمر مدار آيو عبر الأحزمة الإشعاعية لكوكب المشتري، ومن المعروف منذ فترة طويلة أن القمر الصناعي يتفاعل بقوة مع الغلاف المغناطيسي، مما يسبب رشقات راديوية فيه. في عام 1973، تم اكتشاف حلقة من ذرات الصوديوم المضيئة على طول مدار آيو؛ وفي وقت لاحق تم العثور على أيونات الكبريت والبوتاسيوم والأكسجين هناك. يتم طرد هذه المواد بواسطة البروتونات النشطة من أحزمة الإشعاع إما مباشرة من سطح آيو أو من "أعمدة" الغاز من البراكين. على الرغم من أن تأثير المد والجزر لكوكب المشتري على أوروبا أضعف منه على آيو، إلا أن باطنه قد يكون ذائبًا جزئيًا أيضًا. تظهر الدراسات الطيفية أن يوروبا يحتوي على جليد مائي على سطحه، ومن المحتمل أن يكون لونه المحمر بسبب التلوث بالكبريت من آيو. ويشير الغياب شبه الكامل للفوهات الأثرية إلى الشباب الجيولوجي للسطح. تشبه طيات وكسور السطح الجليدي لأوروبا الحقول الجليدية في البحار القطبية للأرض؛ من المحتمل أن يكون هناك ماء سائل تحت طبقة من الجليد في أوروبا. جانيميد هو أكبر قمر في النظام الشمسي. كثافتها منخفضة؛ من المحتمل أنه يتكون من نصف صخرة ونصف جليد. ويبدو سطحه غريبا ويحتوي على آثار تمدد القشرة الأرضية، والتي ربما رافقت عملية تمايز باطن الأرض. يتم فصل أجزاء من سطح الحفرة القديمة عن طريق خنادق أحدث يبلغ طولها مئات الكيلومترات وعرضها 1-2 كم، وتقع على مسافة 10-20 كم من بعضها البعض. من المحتمل أن يكون هذا جليدًا أصغر سنًا، يتكون من تدفق المياه عبر الشقوق مباشرة بعد التمايز منذ حوالي 4 مليارات سنة. يشبه كاليستو جانيميد، ولكن لا توجد آثار للعيوب على سطحه؛ كل شيء قديم جدًا ومليء بالفوهات. سطح كلا القمرين مغطى بالجليد الممزوج بالصخور مثل الثرى. ولكن إذا كان الجليد في جانيميد حوالي 50٪، فهو أقل من 20٪ في كاليستو. من المحتمل أن يكون تكوين صخور جانيميد وكاليستو مشابهًا لتركيبة النيازك الكربونية. تخلو أقمار المشتري من الغلاف الجوي، باستثناء الغاز البركاني المتخلخل SO2 الموجود على آيو. من بين عشرات الأقمار الصناعية الصغيرة لكوكب المشتري، هناك أربعة منها أقرب إلى الكوكب من أقمار غاليليو؛ أكبرها، أمالثيا، عبارة عن جسم فوهي غير منتظم الشكل (أبعاده 270*166*150 كم). من المحتمل أن يكون سطحه الداكن - الأحمر للغاية - مغطى بالكبريت من آيو. تنقسم الأقمار الصغيرة الخارجية لكوكب المشتري إلى مجموعتين حسب مداراتها: 4 أقرب إلى مدار الكوكب في الاتجاه الأمامي (بالنسبة لدوران الكوكب)، و4 أبعد في الاتجاه المعاكس. كلهم صغيرون ومظلمون. من المحتمل أن كوكب المشتري قد أسرهم من بين كويكبات مجموعة طروادة (انظر الكويكب).
زحل.ثاني أكبر كوكب عملاق. إنه كوكب يحتوي على الهيدروجين والهيليوم، لكن محتوى زحل من الهيليوم أقل نسبيًا من كوكب المشتري؛ متوسط ​​كثافته أقل. يؤدي الدوران السريع لزحل إلى تفلطحه الكبير (11%).

تم تصوير كوكب زحل وأقماره أثناء تحليق المسبار الفضائي فوييجر.

في التلسكوب، لا يبدو قرص زحل مثيرًا للإعجاب مثل كوكب المشتري: فهو ذو لون برتقالي بني وأحزمة ومناطق محددة بشكل ضعيف. والسبب هو أن المناطق العليا من الغلاف الجوي مليئة بضباب الأمونيا (NH3) المبعثر للضوء. زحل أبعد عن الشمس، لذا فإن درجة حرارة غلافه الجوي العلوي (90 كلفن) أقل بـ 35 كلفن من درجة حرارة كوكب المشتري، وتكون الأمونيا في حالة مكثفة. ومع العمق، ترتفع درجة حرارة الغلاف الجوي بمقدار 1.2 كلفن/كم، وبالتالي فإن بنية السحابة تشبه بنية المشتري: تحت طبقة من سحب هيدروكبريتات الأمونيوم توجد طبقة من السحب المائية. بالإضافة إلى الهيدروجين والهيليوم، تم اكتشاف CH4 وNH3 وC2H2 وC2H6 وC3H4 وC3H8 وPH3 طيفيًا في الغلاف الجوي لكوكب زحل. من حيث بنيته الداخلية، يشبه زحل أيضًا كوكب المشتري، على الرغم من أن كتلته الأصغر تحتوي على ضغط ودرجة حرارة أقل في المركز (75 مليون بار و10500 كلفن). المجال المغناطيسي لزحل مشابه للمجال المغناطيسي للأرض. مثل كوكب المشتري، ينبعث زحل من الحرارة الداخلية، ضعف ما يتلقاه من الشمس. صحيح أن هذه النسبة أكبر من نسبة كوكب المشتري، لأن زحل، الذي يقع على مسافة مضاعفة، يتلقى حرارة أقل بأربع مرات من الشمس.
حلقات زحل. زحل محاط بنظام فريد من الحلقات القوية يصل إلى مسافة 2.3 نصف قطر كوكب. يمكن تمييزها بسهولة عند ملاحظتها من خلال التلسكوب، وعند دراستها من مسافة قريبة تظهر تنوعًا استثنائيًا: من الحلقة B الضخمة إلى الحلقة F الضيقة، ومن موجات الكثافة الحلزونية إلى "الأضلاع" الشعاعية غير المتوقعة تمامًا التي اكتشفتها Voyagers. تعكس الجسيمات التي تملأ حلقات زحل الضوء بشكل أفضل بكثير من المواد الموجودة في الحلقات المظلمة لأورانوس ونبتون؛ تظهر دراستهم في نطاقات طيفية مختلفة أن هذه "كرات ثلجية قذرة" بأبعاد تقارب المتر. تم تحديد حلقات زحل الثلاث الكلاسيكية، بالترتيب من الخارجية إلى الداخلية، بالأحرف A وB وC. والحلقة B كثيفة جدًا: مرت عبرها إشارات الراديو من Voyager بصعوبة. إن الفجوة البالغة 4000 كيلومتر بين الحلقتين A وB، والتي تسمى انشطار كاسيني (أو الفجوة)، ليست فارغة في الواقع، ولكنها قابلة للمقارنة من حيث الكثافة بالحلقة C الشاحبة، والتي كانت تسمى سابقًا حلقة الكريب. توجد فجوة Encke أقل وضوحًا بالقرب من الحافة الخارجية للحلقة A. في عام 1859، توصل ماكسويل إلى أن حلقات زحل يجب أن تتكون من جزيئات فردية تدور حول الكوكب. في نهاية القرن التاسع عشر. تم تأكيد ذلك من خلال الملاحظات الطيفية التي أظهرت أن الأجزاء الداخلية للحلقات تدور بشكل أسرع من الأجزاء الخارجية. وبما أن الحلقات تقع في مستوى خط استواء الكوكب، وبالتالي تميل إلى المستوى المداري بمقدار 27 درجة، فإن الأرض تقع في مستوى الحلقات مرتين خلال 29.5 سنة، ونرصدها من الحافة. وفي هذه اللحظة "تختفي" الحلقات، مما يدل على أن سمكها صغير جدًا - لا يزيد عن بضعة كيلومترات. أظهرت الصور التفصيلية للحلقات الملتقطة بواسطة Pioneer 11 (1979) وVoyagers (1980 و1981) بنية أكثر تعقيدًا بكثير مما كان متوقعًا. وتنقسم الحلقات إلى مئات من الحلقات الفردية بعرض نموذجي يصل إلى عدة مئات من الكيلومترات. حتى في شق كاسيني كان هناك خمس حلقات على الأقل. أظهر التحليل التفصيلي أن الحلقات غير متجانسة في الحجم وربما في تكوين الجسيمات. ومن المرجح أن البنية المعقدة للحلقات ترجع إلى تأثير جاذبية الأقمار الصناعية الصغيرة القريبة منها، والتي لم تكن معروفة من قبل. ربما تكون الحلقة الأكثر غرابة هي أنحف حلقة F، التي اكتشفها بايونير في عام 1979 على مسافة 4000 كيلومتر من الحافة الخارجية للحلقة A. ووجدت فوييجر 1 أن الحلقة F كانت ملتوية ومضفرة مثل الجديلة، ولكنها طارت لمدة 9 شهور. لاحقًا، وجدت فوييجر 2 أن بنية الحلقة F أبسط بكثير: لم تعد "خيوط" المادة متشابكة. يتم تفسير هذه البنية وتطورها السريع جزئيًا بتأثير قمرين صغيرين (بروميثيوس وباندورا) يتحركان عند الحواف الخارجية والداخلية لهذه الحلقة؛ يطلق عليهم "المراقبون". ومع ذلك، فمن الممكن أن تكون هناك أجسام أصغر أو تراكمات مؤقتة للمادة داخل الحلقة F نفسها.
الأقمار الصناعية.زحل لديه ما لا يقل عن 18 قمرا. من المحتمل أن يكون معظمها من الجليد. بعضها لديه مدارات مثيرة جدًا للاهتمام. على سبيل المثال، يانوس وإبيميثيوس لهما نفس نصف القطر المداري تقريبًا. في مدار ديوني، أمامه بمقدار 60 درجة (يُسمى هذا الموضع نقطة لاغرانج الرائدة)، يتحرك القمر الصناعي الأصغر هيلينا. يرافق تيثيس قمرين صناعيين صغيرين - تيليستو وكاليبسو - عند نقاط لاغرانج الأمامية والمتأخرة في مداره. تم قياس أنصاف أقطار وكتل أقمار زحل السبعة (ميماس وإنسيلادوس وتيثيس وديون وريا وتيتان وإيابتوس) بدقة جيدة. كلها جليدية في الغالب. أما تلك الأصغر حجمًا فتبلغ كثافتها 1-1.4 جم/سم3، وهي قريبة من كثافة جليد الماء مع خليط أكبر أو أقل من الصخور. ولم يتضح بعد ما إذا كانت تحتوي على جليد الميثان والأمونيا. الكثافة العالية لتيتان (1.9 جم/سم3) هي نتيجة لكتلته الكبيرة، والتي تسبب ضغطًا على الجزء الداخلي. تيتان مشابه جدًا من حيث القطر والكثافة لجانيميد؛ ربما هيكلها الداخلي مشابه. تيتان هو ثاني أكبر قمر في النظام الشمسي، وهو فريد من نوعه من حيث أنه يتمتع بغلاف جوي دائم وقوي يتكون بشكل رئيسي من النيتروجين وكمية صغيرة من الميثان. يبلغ الضغط على سطحه 1.6 بار، ودرجة الحرارة 90 كلفن. وفي ظل هذه الظروف، قد يكون هناك ميثان سائل على سطح تيتان. تمتلئ الطبقات العليا من الغلاف الجوي حتى ارتفاعات 240 كم بسحب برتقالية، ربما تتكون من جزيئات من البوليمرات العضوية التي يتم تصنيعها تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس. أما أقمار زحل المتبقية فهي أصغر من أن يكون لها غلاف جوي. أسطحها مغطاة بالجليد وشديدة الحفر. فقط على سطح إنسيلادوس يوجد عدد أقل بكثير من الحفر. ومن المرجح أن تأثير المد والجزر لكوكب زحل يبقي باطنه في حالة منصهرة، وتؤدي تأثيرات النيازك إلى تدفق المياه وملء الحفر. يعتقد بعض علماء الفلك أن الجسيمات الموجودة على سطح إنسيلادوس شكلت حلقة E واسعة تمتد على طول مداره. القمر الصناعي المثير للاهتمام للغاية هو Iapetus، الذي يكون نصف الكرة الخلفي (بالنسبة لاتجاه الحركة المدارية) مغطى بالجليد ويعكس 50٪ من الضوء الساقط، والنصف الأمامي مظلم جدًا لدرجة أنه يعكس 5٪ فقط من الضوء؛ وهي مغطاة بما يشبه مادة النيازك الكربونية. من الممكن أن يتأثر نصف الكرة الأمامي لإيابتوس بالمواد المقذوفة تحت تأثير اصطدامات النيزك من سطح القمر الصناعي الخارجي لزحل فيبي. من حيث المبدأ، هذا ممكن، لأن فيبي يتحرك في المدار في الاتجاه المعاكس. بالإضافة إلى ذلك، فإن سطح فيبي مظلم تمامًا، لكن لا توجد بيانات دقيقة عنه حتى الآن.
أورانوس.أورانوس لونه أخضر بحري ويبدو عديم الملامح لأن الطبقات العليا من غلافه الجوي مليئة بالضباب، ومن خلاله واجه المسبار فوييجر 2 الذي كان يحلق بالقرب منه عام 1986 صعوبة في رؤية بعض السحب. يميل محور الكوكب على المحور المداري بمقدار 98.5 درجة، أي. تقع تقريبا في مستوى المدار. ولذلك فإن كل قطب من القطبين يواجه الشمس مباشرة لبعض الوقت، ثم يدخل في الظل لمدة ستة أشهر (42 سنة أرضية). يحتوي الغلاف الجوي لأورانوس بشكل أساسي على الهيدروجين و12-15% هيليوم وبعض الغازات الأخرى. تبلغ درجة حرارة الغلاف الجوي حوالي 50 كلفن، على الرغم من أنها ترتفع في الطبقات العليا المتخلخلة إلى 750 كلفن أثناء النهار و100 كلفن في الليل. المجال المغناطيسي لأورانوس أضعف قليلاً من المجال المغناطيسي للأرض عند السطح، ويميل محوره على محور دوران الكوكب بمقدار 55 درجة. لا يُعرف سوى القليل عن البنية الداخلية للكوكب. ومن المحتمل أن تمتد طبقة السحب إلى عمق 11 ألف كيلومتر، يليها محيط مائي ساخن بعمق 8 آلاف كيلومتر، ومن أسفله نواة صخرية منصهرة يبلغ نصف قطرها 7 آلاف كيلومتر.
خواتم.وفي عام 1976، تم اكتشاف حلقات أورانوس الفريدة، والتي تتكون من حلقات رفيعة منفردة، يبلغ عرضها 100 كيلومتر. وتقع الحلقات على مسافات تتراوح بين 1.5 إلى 2.0 نصف قطر الكوكب من مركزه. على عكس حلقات زحل، تتكون حلقات أورانوس من صخور كبيرة داكنة. ويعتقد أن كل حلقة تحتوي على قمر صناعي صغير أو حتى قمرين، كما في الحلقة F لكوكب زحل.
الأقمار الصناعية.تم اكتشاف 20 قمرًا صناعيًا لأورانوس. الأكبر - تيتانيا وأوبيرون - بقطر 1500 كم. هناك 3 أخرى كبيرة الحجم يزيد حجمها عن 500 كيلومتر والباقي صغير جدًا. تشير الأطياف السطحية لخمسة أقمار صناعية كبيرة إلى وجود كميات كبيرة من الجليد المائي. أسطح جميع الأقمار الصناعية مغطاة بحفر النيزك.
نبتون.ظاهريًا، يشبه نبتون أورانوس؛ ويهيمن على طيفها أيضًا مجموعات من الميثان والهيدروجين. ويفوق التدفق الحراري القادم من نبتون قوة تأثير حرارة الشمس عليه بشكل ملحوظ، مما يدل على وجود مصدر داخلي للطاقة. من الممكن أن يتم إطلاق الكثير من الحرارة الداخلية نتيجة للمد والجزر التي يسببها القمر الضخم تريتون، الذي يدور في الاتجاه المعاكس على مسافة 14.5 نصف قطر الكوكب. اكتشفت فوييجر 2، التي حلقت عام 1989 على مسافة 5000 كيلومتر من الطبقة السحابية، 6 أقمار صناعية أخرى و5 حلقات بالقرب من نبتون. تم اكتشاف البقعة المظلمة العظيمة ونظام معقد من تدفقات الدوامة في الغلاف الجوي. كشف سطح تريتون الوردي عن ميزات جيولوجية مذهلة، بما في ذلك السخانات القوية. تبين أن القمر بروتيوس الذي اكتشفته فوييجر أكبر من نيريد، الذي تم اكتشافه من الأرض في عام 1949.
بلوتو.يمتلك بلوتو مدارًا طويلًا ومائلًا للغاية؛ عند الحضيض يقترب من الشمس عند 29.6 AU. ويبتعد عند الأوج عند 49.3 AU. في عام 1989، مر بلوتو بالحضيض الشمسي؛ ومن عام 1979 إلى عام 1999 كان أقرب إلى الشمس من نبتون. ومع ذلك، وبسبب الميل الكبير لمدار بلوتو، فإن مساره لا يتقاطع أبدًا مع نبتون. يبلغ متوسط ​​درجة حرارة سطح بلوتو 50 كلفن، ويختلف من الأوج إلى الحضيض بمقدار 15 كلفن، وهو أمر ملحوظ جدًا في درجات الحرارة المنخفضة هذه. على وجه الخصوص، يؤدي ذلك إلى ظهور غلاف جوي من الميثان المتخلخل خلال الفترة التي يمر فيها الكوكب بالحضيض الشمسي، لكن ضغطه أقل بمقدار 100000 مرة من ضغط الغلاف الجوي للأرض. لا يستطيع بلوتو الاحتفاظ بغلافه الجوي لفترة طويلة لأنه أصغر من القمر. يدور قمر بلوتو شارون بالقرب من الكوكب كل 6.4 يومًا. ومداره يميل بشدة إلى مسير الشمس، بحيث لا يحدث الكسوف إلا خلال فترات نادرة عندما تمر الأرض عبر مستوى مدار شارون. يتغير سطوع بلوتو بانتظام خلال فترة 6.4 يومًا. ونتيجة لذلك، يدور بلوتو بشكل متزامن مع شارون وله بقع كبيرة على سطحه. بالنسبة لحجم الكوكب، فإن شارون كبير جدًا. غالبًا ما يُطلق على زوج بلوتو-شارون اسم "الكوكب المزدوج". في وقت ما، كان بلوتو يعتبر قمرًا هاربًا لنبتون، ولكن بعد اكتشاف شارون، يبدو هذا غير مرجح.
الكواكب: تحليل مقارن
الهيكل الداخلي. يمكن تقسيم كائنات النظام الشمسي، من وجهة نظر بنيتها الداخلية، إلى 4 فئات: 1) المذنبات، 2) الأجسام الصغيرة، 3) الكواكب الأرضية، 4) عمالقة الغاز. المذنبات عبارة عن أجسام جليدية بسيطة ذات تركيبة وتاريخ خاصين. تشمل فئة الأجسام الصغيرة جميع الأجرام السماوية الأخرى التي يقل نصف قطرها عن 200 كيلومتر: حبيبات الغبار بين الكواكب، وجزيئات حلقات الكواكب، والأقمار الصناعية الصغيرة ومعظم الكويكبات. أثناء تطور النظام الشمسي، فقدت جميعها الحرارة المنطلقة أثناء التراكم الأولي ثم بردت، ولم تكن كبيرة بما يكفي للتسخين بسبب التحلل الإشعاعي الذي يحدث فيها. الكواكب الأرضية متنوعة للغاية: من عطارد "الحديدي" إلى النظام الجليدي الغامض بلوتو - شارون. بالإضافة إلى أكبر الكواكب، وفقًا للمعايير الرسمية، تُصنف الشمس أحيانًا على أنها عملاق غازي. إن العامل الأكثر أهمية الذي يحدد تكوين الكوكب هو متوسط ​​الكثافة (الكتلة الإجمالية مقسومة على الحجم الإجمالي). يشير معناها على الفور إلى نوع الكوكب الذي هو عليه - "الحجر" (السيليكات والمعادن)، "الجليد" (الماء والأمونيا والميثان) أو "الغاز" (الهيدروجين والهيليوم). على الرغم من أن سطحي عطارد والقمر متشابهان بشكل لافت للنظر، إلا أن تركيبهما الداخلي مختلف تمامًا، حيث أن متوسط ​​كثافة عطارد أعلى بمقدار 1.6 مرة من كثافة القمر. وفي الوقت نفسه، فإن كتلة الزئبق صغيرة، مما يعني أن كثافته العالية لا ترجع بشكل أساسي إلى ضغط المادة تحت تأثير الجاذبية، بل إلى تركيبة كيميائية خاصة: يحتوي الزئبق على 60-70٪ معادن و30٪ -40% سيليكات بالكتلة. المحتوى المعدني لكل وحدة كتلة من عطارد أعلى بكثير من أي كوكب آخر. يدور كوكب الزهرة ببطء شديد بحيث لا يتجاوز انتفاخه عند خط الاستواء أجزاء من المتر (قطر الأرض 21 كيلومترًا) ولا يمكنه الكشف عن أي شيء على الإطلاق عن البنية الداخلية للكوكب. ويرتبط مجال جاذبيتها بتضاريس السطح، على عكس الأرض، حيث "تطفو" القارات. من الممكن أن تكون قارات الزهرة ثابتة بسبب صلابة الوشاح، ولكن من الممكن أن يتم الحفاظ على تضاريس الزهرة ديناميكيًا من خلال الحمل الحراري النشط في الوشاح. سطح الأرض أصغر بكثير من أسطح الأجسام الأخرى في النظام الشمسي. والسبب في ذلك هو المعالجة المكثفة للمواد القشرية نتيجة لتكتونية الصفائح. التآكل تحت تأثير الماء السائل له أيضًا تأثير ملحوظ. تهيمن على أسطح معظم الكواكب والأقمار هياكل حلقية مرتبطة بالفوهات البركانية أو البراكين. على الأرض، تسببت تكتونية الصفائح في جعل أكبر المرتفعات والأراضي المنخفضة خطية. ومن الأمثلة على ذلك سلاسل الجبال التي تنمو حيث تصطدم صفيحتان؛ الخنادق المحيطية، التي تحدد الأماكن التي تنزلق فيها صفيحة تحت أخرى (مناطق الاندساس)؛ وكذلك تلال وسط المحيط في الأماكن التي تتباعد فيها صفيحتان تحت تأثير القشرة الشابة الصاعدة من الوشاح (مناطق الانتشار). وبالتالي، فإن ارتياح سطح الأرض يعكس ديناميكيات باطنها. تصبح عينات صغيرة من الوشاح العلوي للأرض متاحة للدراسة المختبرية عندما ترتفع إلى السطح كجزء من الصخور النارية. من المعروف أن الشوائب فوق المافية (الأساسيات الفائقة، الفقيرة بالسيليكات والغنية بالمغنيسيوم والحديد) تحتوي على معادن تتشكل فقط عند الضغط العالي (على سبيل المثال، الماس)، بالإضافة إلى معادن مقترنة لا يمكن أن تتواجد معًا إلا إذا تشكلت عند ضغط مرتفع. أتاحت هذه الشوائب إمكانية تقدير تركيبة الوشاح العلوي بدقة كافية حتى عمق كاليفورنيا. 200 كم. التركيب المعدني للوشاح العميق ليس معروفًا جيدًا، حيث لا توجد حتى الآن بيانات دقيقة حول توزيع درجة الحرارة مع العمق ولم يتم إعادة إنتاج المراحل الرئيسية للمعادن العميقة في المختبر. ينقسم قلب الأرض إلى خارجي وداخلي. اللب الخارجي لا ينقل موجات زلزالية عرضية، لذلك فهو سائل. ومع ذلك، على عمق 5200 كم، تبدأ المادة الأساسية مرة أخرى في إجراء موجات عرضية، ولكن بسرعة منخفضة؛ وهذا يعني أن اللب الداخلي متجمد جزئيًا. تكون كثافة اللب أقل مما هي عليه بالنسبة لسائل الحديد والنيكل النقي، وربما يرجع ذلك إلى شوائب الكبريت. ويحتل ارتفاع ثارسيس ربع سطح المريخ، والذي يرتفع 7 كيلومترات بالنسبة إلى متوسط ​​نصف قطر الكوكب. إنه المكان الذي توجد فيه معظم البراكين، والتي تنتشر أثناء تكوينها الحمم البركانية على مسافة طويلة، وهو أمر نموذجي للصخور المنصهرة الغنية بالحديد. أحد أسباب الحجم الهائل للبراكين المريخية (الأكبر في النظام الشمسي) هو أن المريخ، على عكس الأرض، لا يحتوي على صفائح تتحرك نسبة إلى النقاط الساخنة في الوشاح، لذلك تنمو البراكين في مكان واحد لفترة طويلة. ليس لدى المريخ مجال مغناطيسي ولم يتم اكتشاف أي نشاط زلزالي. وكانت تربتها تحتوي على الكثير من أكاسيد الحديد مما يدل على ضعف تمايز باطن الأرض.
الدفء الداخلي.تبعث العديد من الكواكب حرارة أكثر مما تتلقاه من الشمس. تعتمد كمية الحرارة المتولدة والمخزنة في أحشاء الكوكب على تاريخه. بالنسبة للكوكب المتشكل، المصدر الرئيسي للحرارة هو قصف النيزك؛ يتم بعد ذلك إطلاق الحرارة أثناء تمايز السطح السفلي، عندما تستقر المكونات الأكثر كثافة، مثل الحديد والنيكل، باتجاه المركز وتشكل اللب. لا يزال كوكب المشتري وزحل ونبتون (ولكن لسبب ما، ليس أورانوس) يشعون الحرارة التي قاموا بتخزينها أثناء تكوينهم قبل 4.6 مليار سنة. بالنسبة للكواكب الأرضية، فإن مصدرًا مهمًا للتدفئة في العصر الحالي هو اضمحلال العناصر المشعة - اليورانيوم والثوريوم والبوتاسيوم - والتي كانت موجودة بكميات صغيرة في التركيب الكوندريتي (الشمسي) الأصلي. إن تبديد طاقة الحركة في تشوهات المد والجزر - ما يسمى بـ "تبديد المد والجزر" - هو المصدر الرئيسي لتسخين آيو ويلعب دورًا مهمًا في تطور بعض الكواكب التي تباطأ دورانها (على سبيل المثال، عطارد) أسفل المد والجزر.
الحمل الحراري في الوشاح. إذا تم تسخين السائل بقوة كافية، فإن الحمل الحراري يتطور فيه، حيث لا يمكن للتوصيل الحراري والإشعاع التعامل مع تدفق الحرارة الموفر محليا. قد يبدو غريبًا أن نقول إن الأجزاء الداخلية للكواكب الأرضية مغطاة بالحمل الحراري، مثل السائل. ألا نعلم أنه وفقًا لعلم الزلازل، تنتشر الموجات المستعرضة في وشاح الأرض، وبالتالي فإن الغلاف لا يتكون من سائل، بل من صخور صلبة؟ لكن لنأخذ المعجون الزجاجي العادي: عندما يتم الضغط عليه ببطء فإنه يتصرف مثل السائل اللزج، وعندما يتم الضغط عليه بشدة فإنه يتصرف مثل الجسم المرن، وعندما يتم اصطدامه فإنه يتصرف مثل الحجر. وهذا يعني أنه لكي نفهم كيف تتصرف المادة، يجب أن نأخذ في الاعتبار النطاق الزمني الذي تحدث فيه العمليات. تنتقل الموجات الزلزالية المستعرضة عبر باطن الأرض في دقائق. على مقياس زمني جيولوجي لملايين السنين، تتشوه الصخور من الناحية اللدنة إذا تم تطبيق ضغط كبير عليها باستمرار. ومن المثير للدهشة أن قشرة الأرض لا تزال تستقيم، وتعود إلى الشكل الذي كانت عليه قبل العصر الجليدي الأخير، الذي انتهى قبل 10000 سنة. بعد دراسة عمر السواحل الصاعدة في الدول الاسكندنافية، حسب ن. هاسكل في عام 1935 أن لزوجة عباءة الأرض أكبر بـ 1023 مرة من لزوجة الماء السائل. لكن حتى في هذه الحالة، يُظهر التحليل الرياضي أن وشاح الأرض في حالة من الحمل الحراري الشديد (يمكن رؤية مثل هذه الحركة لباطن الأرض في فيلم متسارع، حيث تمر مليون سنة في ثانية واحدة). تظهر حسابات مماثلة أن كوكب الزهرة والمريخ، وبدرجة أقل عطارد والقمر، من المحتمل أيضًا أن يكون لديهم عباءات حملية. لقد بدأنا للتو في كشف طبيعة الحمل الحراري في الكواكب الغازية العملاقة. ومن المعروف أن حركة الحمل الحراري تتأثر بشدة بالدوران السريع الذي يحدث حول الكواكب العملاقة، ولكن من الصعب جدًا دراسة الحمل الحراري تجريبيًا في كرة دوارة ذات جاذبية مركزية. حتى الآن، تم إجراء التجارب الأكثر دقة من هذا النوع في ظروف الجاذبية الصغرى في مدار أرضي منخفض. وأظهرت هذه التجارب، إلى جانب الحسابات النظرية والنماذج العددية، أن الحمل الحراري يحدث في أنابيب ممدودة على طول محور دوران الكوكب ومنحنية وفقًا لكرويتها. تُلقب هذه الخلايا الحملية بـ "الموز" بسبب شكلها. يتراوح ضغط الكواكب الغازية العملاقة من 1 بار عند قمم السحب إلى حوالي 50 ملي بار في المركز. ولذلك، فإن المكون الرئيسي - الهيدروجين - يبقى عند مستويات مختلفة في مراحل مختلفة. عند ضغوط أعلى من 3 مليبار، يصبح الهيدروجين الجزيئي العادي معدنًا سائلًا مشابهًا لليثيوم. تظهر الحسابات أن كوكب المشتري يتكون بشكل رئيسي من الهيدروجين المعدني. ومن الواضح أن أورانوس ونبتون لديهما عباءة ممتدة من الماء السائل، وهو أيضًا موصل جيد.
مجال مغناطيسي.يحمل المجال المغناطيسي الخارجي للكوكب معلومات مهمة حول حركة باطنه. وهو المجال المغناطيسي الذي يحدد الإطار المرجعي الذي يتم من خلاله قياس سرعة الرياح في الأجواء الغائمة للكوكب العملاق؛ يشير هذا بالتحديد إلى وجود تدفقات قوية في قلب المعدن السائل للأرض، ويحدث الاختلاط النشط في عباءات الماء في أورانوس ونبتون. على العكس من ذلك، فإن عدم وجود مجال مغناطيسي قوي على كوكب الزهرة والمريخ يفرض قيودا على ديناميكياتهم الداخلية. من بين الكواكب الأرضية، يتمتع المجال المغناطيسي للأرض بكثافة مذهلة، مما يشير إلى تأثير دينامو نشط. لا يعني عدم وجود مجال مغناطيسي قوي على كوكب الزهرة أن قلبه قد أصبح متصلبًا: على الأرجح، فإن الدوران البطيء للكوكب يمنع تأثير الدينامو. يمتلك أورانوس ونبتون ثنائيات أقطاب مغناطيسية متماثلة مع ميل كبير نحو محاور الكواكب وإزاحة نسبة إلى مراكزها؛ وهذا يدل على أن مغناطيسيتها تنشأ في الوشاح وليس في النوى. تمتلك أقمار المشتري - آيو، ويوروبا، وجانيميد - مجالات مغناطيسية خاصة بها، لكن كاليستو لا يمتلك ذلك. تم اكتشاف المغناطيسية المتبقية على القمر.
أَجواء. تتمتع الشمس وثمانية من الكواكب التسعة وثلاثة من الأقمار الصناعية الثلاثة والستين بغلاف جوي. كل جو له تركيبه الكيميائي الخاص ونوع السلوك الذي يسمى "الطقس". تنقسم الغلاف الجوي إلى مجموعتين: بالنسبة للكواكب الأرضية، يحدد السطح الكثيف للقارات أو المحيطات الظروف عند الحد الأدنى للغلاف الجوي، بينما بالنسبة للعمالقة الغازية، يكون الغلاف الجوي بلا قاع تقريبًا. بالنسبة للكواكب الأرضية، فإن طبقة رقيقة من الغلاف الجوي (0.1 كم) قريبة من السطح تتعرض باستمرار للتدفئة أو التبريد منها، وأثناء الحركة يحدث الاحتكاك والاضطراب (بسبب التضاريس غير المستوية)؛ تسمى هذه الطبقة الطبقة السطحية أو الطبقة الحدودية. على السطح ذاته، تعمل اللزوجة الجزيئية على "لصق" الغلاف الجوي بالأرض، لذلك حتى النسيم الخفيف يخلق تدرجًا قويًا في السرعة العمودية التي يمكن أن تسبب اضطرابًا. يتم التحكم في التغير في درجة حرارة الهواء مع الارتفاع من خلال عدم استقرار الحمل الحراري، حيث يتم تسخين الهواء الموجود بالأسفل بواسطة السطح الدافئ، ويصبح أخف وزنًا ويطفو؛ ترتفع في منطقة ذات ضغط منخفض، فتتوسع وتشع الحرارة في الفضاء، مما يجعلها تبرد وتصبح أكثر كثافة وتغوص. نتيجة للحمل الحراري، ينشأ تدرج عمودي ثابت للحرارة في الطبقات السفلية من الغلاف الجوي: على سبيل المثال، في الغلاف الجوي للأرض، تنخفض درجة حرارة الهواء مع الارتفاع بمقدار 6.5 ك/كم. يوجد هذا الوضع حتى طبقة التروبوبوز (كلمة "تروبو" اليونانية - دورة، "توقف مؤقت" - توقف)، مما يحد من الطبقة السفلية من الغلاف الجوي، والتي تسمى التروبوسفير. هذا هو المكان الذي تحدث فيه التغييرات التي نسميها الطقس. بالقرب من الأرض، يحدث التروبوبوز على ارتفاعات تتراوح بين 8 و18 كم؛ عند خط الاستواء يكون أعلى بـ 10 كم منه عند القطبين. بسبب الانخفاض الهائل في الكثافة مع الارتفاع، فإن 80٪ من كتلة الغلاف الجوي للأرض موجودة في طبقة التروبوسفير. كما أنها تحتوي على كل بخار الماء تقريبًا، وبالتالي السحب التي تشكل الطقس. على كوكب الزهرة، يمتص ثاني أكسيد الكربون وبخار الماء، بالإضافة إلى حمض الكبريتيك وثاني أكسيد الكبريت، كل الأشعة تحت الحمراء المنبعثة من السطح تقريبًا. وهذا يسبب تأثيرا قويا للاحتباس الحراري، أي. يؤدي إلى حقيقة أن درجة حرارة سطح كوكب الزهرة أعلى بمقدار 500 كلفن عما كانت عليه في جو شفاف للأشعة تحت الحمراء. الغازات الدفيئة الرئيسية على الأرض هي بخار الماء وثاني أكسيد الكربون، مما يزيد من درجة الحرارة بمقدار 30 كلفن. وعلى المريخ، يتسبب ثاني أكسيد الكربون والغبار الجوي في تأثير دفيئة ضعيف يبلغ 5 كلفن فقط. ويمنع السطح الساخن لكوكب الزهرة إطلاق غازات الدفيئة. الكبريت من الغلاف الجوي عن طريق ربطه في السلالات السطحية يتم إثراء الغلاف الجوي السفلي لكوكب الزهرة بثاني أكسيد الكبريت، لذلك على ارتفاعات تتراوح من 50 إلى 80 كم توجد طبقة كثيفة من سحب حامض الكبريتيك. كما توجد كمية صغيرة من المواد المحتوية على الكبريت في الغلاف الجوي للأرض، خاصة بعد الانفجارات البركانية القوية. ولم يتم رصد الكبريت في الغلاف الجوي للمريخ، وبالتالي فإن براكينه غير نشطة في العصر الحالي. على الأرض، يتم استبدال الانخفاض الثابت في درجة الحرارة مع الارتفاع في طبقة التروبوسفير فوق طبقة التروبوبوز بزيادة في درجة الحرارة مع الارتفاع. لذلك، هناك طبقة مستقرة للغاية، تسمى الستراتوسفير (الطبقة اللاتينية - طبقة، الأرضيات). إن وجود طبقات الهباء الجوي الرقيقة الدائمة والبقاء الطويل للعناصر المشعة الناتجة عن الانفجارات النووية هناك بمثابة دليل مباشر على عدم وجود اختلاط في طبقة الستراتوسفير. في طبقة الستراتوسفير للأرض، تستمر درجة الحرارة في الارتفاع مع الارتفاع حتى طبقة الستراتوبوز، والتي تحدث على ارتفاع تقريبًا. 50 كم. مصدر الحرارة في طبقة الستراتوسفير هو التفاعلات الكيميائية الضوئية للأوزون، والتي يصل تركيزها إلى الحد الأقصى على ارتفاع تقريبي. 25 كم. يمتص الأوزون الأشعة فوق البنفسجية، لذا فإن أقل من 75 كيلومترًا تقريبًا يتحول كله إلى حرارة. كيمياء الستراتوسفير معقدة. يتشكل الأوزون بشكل رئيسي في المناطق الاستوائية، ولكن تركيزه الأكبر يوجد في القطبين؛ ويشير هذا إلى أن مستويات الأوزون لا تتأثر بالكيمياء فحسب، بل أيضًا بديناميكيات الغلاف الجوي. يحتوي المريخ أيضًا على تركيزات أعلى للأوزون فوق القطبين، وخاصة القطب الشتوي. يحتوي الغلاف الجوي الجاف للمريخ على عدد قليل نسبيًا من جذور الهيدروكسيل (OH)، التي تدمر الأوزون. تم تحديد ملامح درجة حرارة الغلاف الجوي للكواكب العملاقة من خلال عمليات الرصد الأرضية لاحتجابات النجوم الكوكبية ومن بيانات المسبار، على وجه الخصوص، من توهين الإشارات الراديوية عندما يدخل المسبار إلى الكوكب. يحتوي كل كوكب على طبقة التروبوبوز والستراتوسفير، التي تقع فوق الغلاف الحراري والغلاف الخارجي والأيونوسفير. درجة حرارة الغلاف الحراري للمشتري وزحل وأورانوس على التوالي هي تقريبًا. 1000 و420 و800 كلفن. تسمح درجة الحرارة المرتفعة والجاذبية المنخفضة نسبيًا على أورانوس للغلاف الجوي بالتمدد إلى الحلقات. وهذا يسبب الكبح والسقوط السريع لجزيئات الغبار. وبما أن ممرات الغبار لا تزال موجودة في حلقات أورانوس، فلا بد أن يكون هناك مصدر للغبار هناك. على الرغم من أن بنية درجة حرارة التروبوسفير والستراتوسفير في الغلاف الجوي للكواكب المختلفة لديها الكثير من القواسم المشتركة، إلا أن تركيبها الكيميائي يختلف بشكل كبير. يتكون الغلاف الجوي للزهرة والمريخ في الغالب من ثاني أكسيد الكربون، لكنهما يمثلان مثالين متطرفين لتطور الغلاف الجوي: يتمتع كوكب الزهرة بغلاف جوي كثيف وحار، بينما يتمتع المريخ بغلاف جوي بارد ورقيق. ومن المهم أن نفهم ما إذا كان الغلاف الجوي للأرض سوف يستقر في نهاية المطاف في أحد هذين النوعين، وما إذا كانت هذه الأجواء الثلاثة مختلفة دائمًا. يمكن تحديد مصير مصدر المياه على كوكب ما عن طريق قياس محتوى الديوتيريوم بالنسبة لنظائر الهيدروجين الخفيفة: تضع نسبة D/H حدًا لكمية الهيدروجين التي تغادر الكوكب. تبلغ كتلة الماء في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة الآن 10-5 من كتلة محيطات الأرض. لكن نسبة D/H على كوكب الزهرة أعلى 100 مرة منها على الأرض. إذا كانت هذه النسبة في البداية هي نفسها على الأرض والزهرة ولم يتم تجديد احتياطيات المياه على كوكب الزهرة أثناء تطوره، فإن الزيادة بمقدار مائة ضعف في نسبة D / H على كوكب الزهرة تعني أنه كان يحتوي على مياه أكثر بمائة مرة من الآن. عادةً ما يتم البحث عن تفسير لذلك من خلال نظرية "تطاير الدفيئة"، والتي تنص على أن كوكب الزهرة لم يكن باردًا أبدًا بما يكفي لتكثيف الماء على سطحه. إذا كان الماء يملأ الغلاف الجوي دائمًا على شكل بخار، فإن التفكك الضوئي لجزيئات الماء أدى إلى إطلاق الهيدروجين، وهو نظير خفيف يتبخر من الغلاف الجوي إلى الفضاء، ويتم إثراء الماء المتبقي بالديوتيريوم. ومما يثير الاهتمام الكبير الاختلاف القوي في الغلاف الجوي للأرض والزهرة. يُعتقد أن الأجواء الحديثة للكواكب الأرضية تشكلت نتيجة لتفريغ الغازات الداخلية. في هذه الحالة، تم إطلاق بخار الماء وثاني أكسيد الكربون بشكل رئيسي. وعلى الأرض، تركزت المياه في المحيط، وانحصر ثاني أكسيد الكربون في الصخور الرسوبية. لكن كوكب الزهرة أقرب إلى الشمس، فهو حار ولا توجد حياة؛ لذلك بقي ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي. يتفكك بخار الماء إلى هيدروجين وأكسجين تحت تأثير ضوء الشمس؛ تبخر الهيدروجين في الفضاء (كما أن الغلاف الجوي للأرض يفقد الهيدروجين بسرعة)، وأصبح الأكسجين مرتبطًا بالصخور. صحيح أن الفرق بين هذين الغلافين الجويين قد يكون أعمق: لا يوجد حتى الآن تفسير لحقيقة وجود الأرجون في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة أكثر بكثير من الغلاف الجوي للأرض. أصبح سطح المريخ الآن صحراء باردة وجافة. خلال الجزء الأكثر دفئًا من اليوم، قد تكون درجات الحرارة أعلى قليلاً من نقطة التجمد الطبيعية للماء، لكن الضغط الجوي المنخفض يمنع الماء الموجود على سطح المريخ من أن يكون سائلاً: حيث يتحول الجليد على الفور إلى بخار. ومع ذلك، هناك العديد من الأخاديد على سطح المريخ التي تشبه مجاري الأنهار الجافة. يبدو أن بعضها قد تم حفره عن طريق تدفقات مياه قصيرة ولكن قوية بشكل كارثي، بينما يظهر البعض الآخر وديانًا عميقة وشبكة واسعة من الوديان، مما يشير إلى احتمال وجود أنهار الأراضي المنخفضة لفترة طويلة في الفترات الأولى من تاريخ المريخ. هناك أيضًا دلائل شكلية تشير إلى أن الحفر القديمة للمريخ تعرضت للتدمير بسبب التآكل أكثر بكثير من الحفر الناشئة، وهذا ممكن فقط إذا كان الغلاف الجوي للمريخ أكثر كثافة مما هو عليه الآن. في أوائل الستينيات، كان يُعتقد أن القمم القطبية للمريخ تتكون من جليد الماء. لكن في عام 1966، قام ر. لايتون وبي. موراي بفحص التوازن الحراري للكوكب وأظهرا أن ثاني أكسيد الكربون يجب أن يتكثف بكميات كبيرة عند القطبين، ويجب الحفاظ على توازن ثاني أكسيد الكربون الصلب والغازي بين القمم القطبية والقطب الشمالي. أَجواء. ومن الغريب أن النمو الموسمي وانكماش القمم القطبية يؤدي إلى تقلبات الضغط في الغلاف الجوي للمريخ بنسبة 20٪ (على سبيل المثال، في كابينة الطائرات النفاثة القديمة، كانت اختلافات الضغط أثناء الإقلاع والهبوط أيضًا حوالي 20٪). تُظهر الصور الفضائية للقمم القطبية للمريخ أنماطًا حلزونية مذهلة ومدرجات متدرجة، والتي كان من المفترض أن يستكشفها مسبار Mars Polar Lander (1999)، لكنه فشل في الهبوط. من غير المعروف بالضبط سبب انخفاض ضغط الغلاف الجوي للمريخ كثيرًا، ربما من بضعة بارات في المليار سنة الأولى إلى 7 مليبار الآن. ومن الممكن أن تؤدي تجوية الصخور السطحية إلى إزالة ثاني أكسيد الكربون من الغلاف الجوي، وعزل الكربون في الصخور الكربونية، كما حدث على الأرض. عند درجة حرارة سطحية تبلغ 273 كلفن، يمكن لهذه العملية أن تدمر الغلاف الجوي لثاني أكسيد الكربون للمريخ بضغط يصل إلى عدة بارات خلال 50 مليون سنة فقط؛ على ما يبدو، ثبت أنه من الصعب للغاية الحفاظ على مناخ دافئ ورطب على المريخ طوال تاريخ النظام الشمسي. تؤثر عملية مماثلة أيضًا على محتوى الكربون في الغلاف الجوي للأرض. يوجد الآن حوالي 60 بارًا من الكربون في صخور الكربونات الموجودة على الأرض. من الواضح أن الغلاف الجوي للأرض في الماضي كان يحتوي على كمية أكبر بكثير من ثاني أكسيد الكربون مما هو عليه الآن، وكانت درجة حرارة الغلاف الجوي أعلى. والفرق الرئيسي بين تطور الغلاف الجوي للأرض والمريخ هو أن الصفائح التكتونية على الأرض تدعم دورة الكربون، بينما على المريخ "مقفلة" في الصخور والقلنسوات القطبية.
حلقات كوكبية. ومن الغريب أن كل كوكب من الكواكب العملاقة لديه أنظمة حلقات، ولكن لا يوجد كوكب أرضي واحد. أولئك الذين ينظرون إلى زحل من خلال التلسكوب لأول مرة غالبًا ما يصيحون: "حسنًا، تمامًا مثل الصورة!" عندما يرون حلقاته الساطعة والواضحة بشكل مذهل. ومع ذلك، فإن حلقات الكواكب المتبقية تكاد تكون غير مرئية من خلال التلسكوب. تشهد حلقة المشتري الشاحبة تفاعلًا غامضًا مع مجالها المغناطيسي. كل من أورانوس ونبتون محاطان بعدة حلقات رفيعة؛ ويعكس هيكل هذه الحلقات تفاعلها الرنان مع الأقمار الصناعية القريبة. تعتبر أقواس حلقات نبتون الثلاثة مثيرة للاهتمام بشكل خاص للباحثين لأنها محددة بوضوح في الاتجاهين الشعاعي والسمتي. كانت المفاجأة الكبرى هي اكتشاف حلقات أورانوس الضيقة أثناء مراقبة احتجابها للنجم في عام 1977. والحقيقة هي أن هناك العديد من الظواهر التي يمكن أن توسع الحلقات الضيقة بشكل ملحوظ في غضون بضعة عقود فقط: هذه تصادمات متبادلة بين الجسيمات وتأثير بوينتنج-روبرتسون (الكبح الإشعاعي) وكبح البلازما. من الناحية العملية، أثبتت الحلقات الضيقة، التي يمكن قياس موضعها بدقة عالية، أنها مؤشر مناسب جدًا للحركة المدارية للجسيمات. مكنت حركة حلقات أورانوس من تحديد توزيع الكتلة داخل الكوكب. أولئك الذين قادوا سيارة بزجاج أمامي مغبر باتجاه شروق الشمس أو غروبها يعرفون أن جزيئات الغبار تبعثر الضوء بقوة في الاتجاه الذي يسقط فيه. ولهذا يصعب اكتشاف الغبار الموجود في حلقات الكواكب عند مراقبتها من الأرض، أي من الأرض. من جهة الشمس. ولكن في كل مرة طار فيها المسبار الفضائي عبر الكوكب الخارجي و"نظر إلى الوراء" تلقينا صورًا للحلقات في الضوء المنقول. وفي مثل هذه الصور لأورانوس ونبتون، تم اكتشاف حلقات غبار لم تكن معروفة من قبل، والتي كانت أوسع بكثير من الحلقات الضيقة المعروفة منذ فترة طويلة. الموضوع الأكثر أهمية في الفيزياء الفلكية الحديثة هو الأقراص الدوارة. يمكن أيضًا استخدام العديد من النظريات الديناميكية التي تم تطويرها لشرح بنية المجرات لدراسة حلقات الكواكب. وهكذا أصبحت حلقات زحل موضوعًا لاختبار نظرية الأقراص ذاتية الجاذبية. تتم الإشارة إلى خصائص الجاذبية الذاتية لهذه الحلقات من خلال وجود كل من موجات الكثافة الحلزونية وموجات الانحناء الحلزونية، والتي يمكن رؤيتها في الصور التفصيلية. تُعزى الحزمة الموجية المكتشفة في حلقات زحل إلى الرنين الأفقي القوي للكوكب مع قمره إيابيتوس، مما يثير موجات كثيفة حلزونية في الجزء الخارجي من قسم كاسيني. كانت هناك العديد من التكهنات حول أصل الحلقات. ومن المهم أن يقعوا داخل منطقة روش، أي. على مثل هذه المسافة من الكوكب حيث يكون التجاذب المتبادل بين الجزيئات أقل من الفرق في قوى التجاذب بينها وبين الكوكب. داخل منطقة روش، لا يمكن تشكيل قمر صناعي كوكبي من جزيئات متناثرة. وربما ظلت مادة الحلقات "غير مُطالب بها" منذ تكوين الكوكب نفسه. ولكن ربما تكون هذه آثار كارثة حديثة - اصطدام قمرين صناعيين أو تدمير قمر صناعي بواسطة قوى المد والجزر على الكوكب. إذا قمت بجمع كل المواد من حلقات زحل، فسوف تحصل على جسم نصف قطره تقريبًا. 200 كم. هناك مادة أقل بكثير في حلقات الكواكب الأخرى.
الأجسام الصغيرة للنظام الشمسي
الكويكبات. تدور العديد من الكواكب الصغيرة – الكويكبات – حول الشمس بشكل رئيسي بين مداري المريخ والمشتري. أخذ علماء الفلك اسم "الكويكب" لأنه في التلسكوب يبدو مثل النجوم الخافتة (النجم هو كلمة يونانية تعني "نجم"). في البداية، اعتقدوا أن هذه كانت أجزاء من كوكب كبير كان موجودًا في السابق، ولكن بعد ذلك أصبح من الواضح أن الكويكبات لم تشكل جسمًا واحدًا أبدًا؛ على الأرجح أن هذه المادة لم تكن قادرة على الاتحاد لتكوين كوكب بسبب تأثير كوكب المشتري. وتشير التقديرات إلى أن الكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات في عصرنا تبلغ 6% فقط من كتلة القمر؛ نصف هذه الكتلة موجود في أكبر ثلاثة - 1 سيريس، 2 بالاس و 4 فيستا. يشير الرقم الموجود في تسمية الكويكب إلى الترتيب الذي تم اكتشافه به. لا يتم تخصيص أرقام تسلسلية للكويكبات ذات المدارات المعروفة بدقة فحسب، بل يتم أيضًا تخصيص أسماء لها: 3 جونو، 44 نيسا، 1566 إيكاروس. إن العناصر المدارية الدقيقة لأكثر من 8000 كويكب من أصل 33000 كويكب تم اكتشافها حتى الآن معروفة. هناك ما لا يقل عن مائتي كويكب يبلغ نصف قطرها أكثر من 50 كم وحوالي ألف يبلغ نصف قطرها أكثر من 15 كم. وتشير التقديرات إلى أن حوالي مليون كويكب يزيد نصف قطرها عن 0.5 كيلومتر. أكبرها هو سيريس، وهو جسم مظلم إلى حد ما ويصعب مراقبته. هناك حاجة إلى تقنيات بصرية تكيفية خاصة لتمييز السمات السطحية للكويكبات الكبيرة باستخدام التلسكوبات الأرضية. يقع نصف القطر المداري لمعظم الكويكبات بين 2.2 و3.3 وحدة فلكية، وتسمى هذه المنطقة بـ “حزام الكويكبات”. لكنها ليست مليئة بالكامل بمدارات الكويكبات: على مسافات 2.50 و2.82 و2.96 وحدة فلكية. هم ليسوا هنا؛ تشكلت هذه "النوافذ" تحت تأثير اضطرابات كوكب المشتري. تدور جميع الكويكبات في اتجاه أمامي، لكن مدارات العديد منها ممدودة ومائلة بشكل ملحوظ. بعض الكويكبات لها مدارات مثيرة جدًا للاهتمام. وهكذا تتحرك مجموعة من أحصنة طروادة في مدار كوكب المشتري؛ معظم هذه الكويكبات داكنة وحمراء للغاية. تمتلك مجموعة كويكبات آمور مدارات تقترب أو تتقاطع مع مدار المريخ؛ من بينهم 433 إيروس. مجموعة كويكبات أبولو تعبر مدار الأرض؛ ومن بينهم 1533 إيكاروس، وهو الأقرب إلى الشمس. ومن الواضح أن هذه الكويكبات ستواجه عاجلاً أم آجلاً اقتراباً خطيراً من الكواكب، والذي ينتهي باصطدام أو تغيير خطير في المدار. وأخيرًا، تم مؤخرًا تصنيف كويكبات مجموعة أتون، التي تقع مداراتها بالكامل تقريبًا داخل مدار الأرض، ضمن فئة خاصة. جميعها صغيرة الحجم جدًا. يتغير سطوع العديد من الكويكبات بشكل دوري، وهو أمر طبيعي بالنسبة للأجسام غير المنتظمة الدوارة. وتتراوح فترات دورانها من 2.3 إلى 80 ساعة، وتقترب في المتوسط ​​من 9 ساعات، ويرجع شكلها غير المنتظم إلى العديد من الاصطدامات المتبادلة. يتم توفير أمثلة على الأشكال الغريبة من خلال 433 إيروس و643 هيكتور، حيث تصل نسبة طول المحور إلى 2.5. في الماضي، كان النظام الشمسي الداخلي بأكمله مشابهًا على الأرجح لحزام الكويكبات الرئيسي. كوكب المشتري، الذي يقع بالقرب من هذا الحزام، مع جاذبيته يزعج بشكل كبير حركة الكويكبات، مما يزيد من سرعتها ويؤدي إلى الاصطدامات، وهذا في كثير من الأحيان يدمرها أكثر مما يوحدها. مثل كوكب غير مكتمل، يمنحنا حزام الكويكبات فرصة فريدة لرؤية أجزاء من الهيكل قبل أن تختفي داخل الجسم النهائي للكوكب. ومن خلال دراسة الضوء المنعكس عن الكويكبات، يمكننا معرفة الكثير عن تكوين سطحها. يتم تصنيف معظم الكويكبات، بناءً على انعكاسها ولونها، إلى ثلاث مجموعات، تشبه مجموعات النيازك: الكويكبات من النوع C لها أسطح داكنة مثل الكوندريتات الكربونية (انظر النيازك أدناه)، والنوع S أكثر سطوعًا واحمرارًا، والنوع M متشابه. لنيازك الحديد والنيكل. على سبيل المثال، 1 سيريس يشبه الكوندريت الكربوني، و4 فيستا يشبه يوكريت البازلت. ويشير هذا إلى أن أصل النيازك مرتبط بحزام الكويكبات. سطح الكويكبات مغطى بالصخور المكسرة جيدًا - الثرى. ومن الغريب أن يظل على السطح بعد اصطدامه بالنيازك - ففي نهاية المطاف، يتمتع كويكب يبلغ طوله 20 كيلومترًا بقوة جاذبية تبلغ 10-3 جم، وتبلغ سرعة مغادرة السطح 10 م/ث فقط. بالإضافة إلى اللون، أصبحت العديد من الخطوط الطيفية المميزة للأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية معروفة الآن والتي تستخدم لتصنيف الكويكبات. وفقًا لهذه البيانات، يتم التمييز بين 5 فئات رئيسية: A وC وD وS وT. ولم تتناسب الكويكبات 4 Vesta و349 Dembovska و1862 Apollo مع هذا التصنيف: فقد احتل كل منهم موقعًا خاصًا وأصبح النموذج الأولي للمركبة الجديدة. الطبقات، على التوالي V وR وQ، والتي تحتوي الآن على كويكبات أخرى. ومن بين المجموعة الكبيرة من الكويكبات C، تم تمييز الفئات B وF وG فيما بعد. ويتضمن التصنيف الحديث 14 نوعًا من الكويكبات، تم تحديدها (حسب العدد التنازلي) بالحروف S، C، M، D، F. ، P، G، E، B، T، A، V، Q، R. نظرًا لأن بياض الكويكبات C أقل من بياض الكويكبات S، يحدث اختيار المراقبة: يصعب اكتشاف الكويكبات C المظلمة. ومع أخذ ذلك في الاعتبار، فإن النوع الأكثر عددًا هو الكويكبات C. ومن مقارنة أطياف الكويكبات بمختلف أنواعها مع أطياف العينات المعدنية النقية، تم تشكيل ثلاث مجموعات كبيرة: البدائية (C، D، P، Q)، والمتحولة (F، G، B، T) والنارية (S). ، م، ه، أ، الخامس، ر). أسطح الكويكبات البدائية غنية بالكربون والماء؛ المتحولة تحتوي على كمية أقل من الماء والمواد المتطايرة من البدائية؛ أما الصخور النارية فهي مغطاة بمعادن معقدة، ربما تكونت من ذوبان. المنطقة الداخلية لحزام الكويكبات الرئيسي مأهولة بالكويكبات النارية، وتسود الكويكبات المتحولة في الجزء الأوسط من الحزام، وتهيمن الكويكبات البدائية على المحيط. يشير هذا إلى أنه خلال تكوين النظام الشمسي كان هناك تدرج حاد في درجة الحرارة في حزام الكويكبات. تصنيف الكويكبات، بناءً على أطيافها، يجمع الأجسام وفقًا لتكوين سطحها. ولكن إذا نظرنا إلى عناصر مداراتها (المحور شبه الرئيسي، الانحراف المركزي، الميل)، فإن عائلات الكويكبات الديناميكية تبرز، والتي وصفها لأول مرة K. Hirayama في عام 1918. وأكثرها سكانًا هي عائلات Themis وEos وCoronids. من المحتمل أن تمثل كل عائلة سربًا من الشظايا الناتجة عن اصطدام حديث نسبيًا. تقودنا الدراسة المنهجية للنظام الشمسي إلى فهم أن التأثيرات الكبيرة هي القاعدة وليست الاستثناء، وأن الأرض ليست في مأمن منها أيضًا.
النيازك. النيزك هو جسم صغير يدور حول الشمس. النيزك هو نيزك يطير في الغلاف الجوي لكوكب ما ويسخن إلى حد التألق. وإذا سقط بقاياه على سطح الكوكب فإنه يسمى نيزكاً. ويعتبر النيزك "سقط" إذا كان هناك شهود عيان شاهدوا تحليقه في الغلاف الجوي؛ وإلا فإنه يسمى "وجدت". هناك عدد أكبر بكثير من النيازك "التي تم العثور عليها" مقارنة بالنيازك "الساقطة". غالبًا ما يتم العثور عليها من قبل السياح أو الفلاحين العاملين في الحقول. وبما أن النيازك داكنة اللون ويمكن رؤيتها بسهولة في الثلج، فإن حقول الجليد في القطب الجنوبي تعد مكانًا ممتازًا للبحث عنها، حيث تم العثور بالفعل على آلاف النيازك. تم اكتشاف النيزك لأول مرة في القارة القطبية الجنوبية عام 1969 من قبل مجموعة من الجيولوجيين اليابانيين الذين كانوا يدرسون الأنهار الجليدية. وعثروا على 9 شظايا ملقاة في مكان قريب، ولكنها تنتمي إلى أربعة أنواع مختلفة من النيازك. اتضح أن النيازك التي سقطت على الجليد في أماكن مختلفة تتجمع حيث تتوقف حقول الجليد التي تتحرك بسرعة عدة أمتار في السنة وتستريح على سلاسل الجبال. تدمر الرياح وتجفف الطبقات العليا من الجليد (يحدث التسامي الجاف - الاجتثاث)، وتتركز النيازك على سطح النهر الجليدي. ويتميز هذا الجليد بلون مزرق ويمكن رؤيته بسهولة من الجو، وهو ما يستخدمه العلماء عند دراسة الأماكن الواعدة لتجمع النيازك. حدث سقوط نيزك مهم في عام 1969 في تشيهواهوا (المكسيك). تم العثور على الجزء الأول من العديد من الشظايا الكبيرة بالقرب من منزل في قرية بويبليتو دي الليندي، ووفقًا للتقاليد، تم توحيد جميع شظايا هذا النيزك التي تم العثور عليها تحت اسم الليندي. وتزامن سقوط نيزك الليندي مع بدء برنامج أبولو القمري، وأتاح للعلماء الفرصة لتطوير طرق لتحليل العينات من خارج كوكب الأرض. في السنوات الأخيرة، تم التعرف على بعض النيازك التي تحتوي على حطام أبيض مطمور في الصخور الأم الداكنة على أنها شظايا قمرية. ينتمي نيزك الليندي إلى الكوندريت، وهي مجموعة فرعية مهمة من النيازك الصخرية. يطلق عليها ذلك لأنها تحتوي على كوندرولات (من الكلمة اليونانية كوندروس، الحبوب) - أقدم الجسيمات الكروية التي تكثفت في سديم كوكبي أولي ثم أصبحت جزءًا من الصخور اللاحقة. تتيح مثل هذه النيازك تقدير عمر النظام الشمسي وتكوينه الأصلي. إن الشوائب الغنية بالكالسيوم والألومنيوم في نيزك الليندي، أول من تكثف بسبب نقطة غليانها العالية، لها عمر اضمحلال إشعاعي يبلغ 4.559 ± 0.004 مليار سنة. وهذا هو التقدير الأكثر دقة لعمر النظام الشمسي. بالإضافة إلى ذلك، تحمل جميع النيازك "سجلات تاريخية" ناتجة عن التأثير طويل المدى للأشعة الكونية المجرية والإشعاع الشمسي والرياح الشمسية. ومن خلال دراسة الأضرار التي تسببها الأشعة الكونية، يمكننا معرفة المدة التي قضاها النيزك في مداره قبل أن يصبح تحت حماية الغلاف الجوي للأرض. ينبع الارتباط المباشر بين النيازك والشمس من حقيقة أن التركيب العنصري لأقدم النيازك - الكوندريت - يكرر تمامًا تكوين الغلاف الضوئي الشمسي. والعناصر الوحيدة التي تختلف محتوياتها هي العناصر المتطايرة، مثل الهيدروجين والهيليوم، والتي تبخرت بكثرة من النيازك أثناء تبريدها، وكذلك الليثيوم، الذي "احترق" جزئيًا في الشمس في التفاعلات النووية. يتم استخدام مصطلحي "التركيب الشمسي" و"التكوين الكوندريتي" بالتبادل عند وصف "وصفة المادة الشمسية" المذكورة أعلاه. تسمى النيازك الحجرية التي يختلف تركيبها عن تركيب الشمس بالأكوندريت.
شظايا صغيرة.ويمتلئ الفضاء القريب من الشمس بجزيئات صغيرة، مصادرها هي نوى المذنبات واصطدامات الأجسام، خاصة في حزام الكويكبات. تقترب أصغر الجسيمات تدريجيًا من الشمس نتيجة لتأثير بوينتنج-روبرتسون (يكمن في حقيقة أن ضغط ضوء الشمس على الجسيم المتحرك لا يتم توجيهه تمامًا على طول خط جسيم الشمس، ولكن نتيجة انحراف الضوء يكون ينحرف للخلف وبالتالي يبطئ حركة الجسيم). يتم تعويض سقوط الجزيئات الصغيرة على الشمس من خلال تكاثرها المستمر، بحيث يوجد دائمًا في مستوى مسير الشمس تراكم للغبار ينثر أشعة الشمس. وفي أحلك الليالي يكون ملحوظا على شكل ضوء فلكي يمتد في شريط عريض على طول مسير الشمس في الغرب بعد غروب الشمس وفي الشرق قبل شروق الشمس. بالقرب من الشمس، يتحول ضوء البروج إلى هالة زائفة (F-corona، من false)، والتي لا يمكن رؤيتها إلا أثناء الكسوف الكلي. مع زيادة المسافة الزاوية من الشمس، يتناقص سطوع ضوء البروج بسرعة، ولكن عند النقطة المضادة للشمس في مسير الشمس، فإنه يتكثف مرة أخرى، ويشكل إشعاعًا مضادًا؛ ويرجع ذلك إلى حقيقة أن جزيئات الغبار الصغيرة تعكس الضوء بشكل مكثف. ومن وقت لآخر، تدخل النيازك الغلاف الجوي للأرض. سرعة حركتها عالية جدًا (في المتوسط ​​40 كم/ثانية) لدرجة أن جميعها تقريبًا، باستثناء الأصغر والأكبر، تحترق على ارتفاع حوالي 110 كم، تاركة ذيولًا طويلة مضيئة - الشهب أو الشهب. ترتبط العديد من النيازك بمدارات المذنبات الفردية، لذلك يتم ملاحظة النيازك في كثير من الأحيان عندما تمر الأرض بالقرب من هذه المدارات في أوقات معينة من السنة. على سبيل المثال، يتم رصد العديد من الشهب في حوالي 12 أغسطس من كل عام عندما تعبر الأرض زخة البرشاويات، المرتبطة بالجسيمات المفقودة بواسطة المذنب 1862 III. ويرتبط زخة أخرى - Orionids - في حوالي 20 أكتوبر بغبار المذنب هالي.
أنظر أيضانيزك. يمكن للجسيمات الأصغر من 30 ميكرون أن تتباطأ في الغلاف الجوي وتسقط على الأرض دون أن تحترق؛ ويتم جمع هذه النيازك الدقيقة لتحليلها في المختبر. إذا كانت الجزيئات التي يبلغ حجمها عدة سنتيمترات أو أكثر تتكون من مادة كثيفة إلى حد ما، فإنها أيضًا لا تحترق تمامًا وتسقط على سطح الأرض على شكل نيازك. أكثر من 90٪ منها حجرية. فقط المتخصص يمكنه تمييزها عن الصخور الأرضية. أما الـ 10% المتبقية من النيازك فهي عبارة عن حديد (وهي في الواقع عبارة عن سبيكة من الحديد والنيكل). تعتبر النيازك بمثابة شظايا كويكب. وكانت النيازك الحديدية في يوم من الأيام جزءًا من قلب هذه الأجسام، وقد دمرتها الاصطدامات. ومن الممكن أن تكون بعض النيازك السائبة والغنية بالمواد المتطايرة قد نشأت من المذنبات، لكن هذا غير مرجح؛ على الأرجح، تحترق جزيئات كبيرة من المذنبات في الغلاف الجوي، ويتم الاحتفاظ بالصغيرة فقط. وبالنظر إلى مدى صعوبة وصول المذنبات والكويكبات إلى الأرض، فمن الواضح مدى فائدة دراسة النيازك التي "وصلت" بشكل مستقل إلى كوكبنا من أعماق النظام الشمسي.
أنظر أيضانيزك.
المذنبات.عادة، تصل المذنبات من المحيط البعيد للنظام الشمسي وتصبح نجومًا مذهلة للغاية لفترة قصيرة؛ في هذا الوقت، يجذبون انتباه الجميع، لكن الكثير عن طبيعتهم لا يزال غير واضح. وعادة ما يظهر مذنب جديد بشكل غير متوقع، وبالتالي يكاد يكون من المستحيل إعداد مسبار فضائي لمقابلته. بالطبع، يمكن للمرء أن يستعد ببطء ويرسل مسبارًا للقاء واحد من مئات المذنبات الدورية التي مداراتها معروفة؛ لكن كل هذه المذنبات، التي اقتربت من الشمس عدة مرات، قد تقدمت في العمر بالفعل، وفقدت موادها المتطايرة بالكامل تقريبًا وأصبحت شاحبة وغير نشطة. لا يزال هناك مذنب دوري واحد فقط نشط - مذنب هالي. تم تسجيل ظهوراتها الثلاثين بانتظام منذ عام 240 قبل الميلاد. وأطلق عليه اسم المذنب تكريما لعالم الفلك إي. هالي، الذي تنبأ بظهوره عام 1758. ويمتلك مذنب هالي فترة مدارية تبلغ 76 عاما، ومسافة الحضيض الشمسي تبلغ 0.59 وحدة فلكية. و الأوج 35 الاتحاد الأفريقي. عندما عبرت مستوى دائرة البروج في مارس 1986، هرع لمقابلتها أسطول من المركبات الفضائية مزود بخمسين أداة علمية. تم الحصول على نتائج مهمة بشكل خاص بواسطة المسبارين السوفييتيين Vega وGiotto الأوروبيين، اللذين قاما لأول مرة بنقل صور لنواة المذنب. تظهر هذه الصور سطحًا غير مستوٍ للغاية مغطى بالحفر، وتدفقين من الغاز على الجانب المشمس من القلب. كان حجم نواة مذنب هالي أكبر من المتوقع؛ سطحه، الذي يعكس 4% فقط من الضوء الساقط، هو واحد من أحلك الأسطح في النظام الشمسي.

يتم رصد حوالي عشرة مذنبات سنويًا، تم اكتشاف ثلثها فقط سابقًا. وغالبا ما يتم تصنيفها وفقا لطول دورتها المدارية: فترة قصيرة (3 أنظمة كوكبية أخرى
ويترتب على وجهات النظر الحديثة حول تكوين النجوم أن ولادة نجم من النوع الشمسي يجب أن يصاحبها تكوين نظام كوكبي. حتى لو كان هذا ينطبق فقط على النجوم المشابهة تمامًا للشمس (أي النجوم المنفردة من الفئة الطيفية G)، ففي هذه الحالة يجب أن يكون لدى 1٪ على الأقل من النجوم في المجرة (أي حوالي مليار نجم) أنظمة كوكبية. يُظهر تحليل أكثر تفصيلاً أن جميع النجوم يمكن أن تحتوي على كواكب أكثر برودة من الفئة الطيفية F، حتى تلك المدرجة في الأنظمة الثنائية.

وبالفعل، ظهرت في السنوات الأخيرة تقارير عن اكتشاف كواكب تدور حول نجوم أخرى. وفي الوقت نفسه، فإن الكواكب نفسها غير مرئية: يتم اكتشاف وجودها من خلال الحركة الطفيفة للنجم الناتجة عن انجذابه إلى الكوكب. تتسبب الحركة المدارية للكوكب في "تمايل" النجم وتغيير سرعته الشعاعية بشكل دوري، والتي يمكن قياسها من خلال موضع الخطوط في طيف النجم (تأثير دوبلر). وبحلول نهاية عام 1999، تم الإبلاغ عن اكتشاف كواكب من نوع المشتري حوالي 30 نجمًا، بما في ذلك 51 Peg، و70 Vir، و47 UMa، و55 Cnc، وt Boo، وu، و16 Cyg، وغيرها، وكل هذه نجوم قريبة من الشمس. الشمس، والمسافة إلى أقربها لا يوجد سوى 15 ش منها (Gliese 876). سنين. يمتلك اثنان من النجوم النابضة الراديوية (PSR 1257+12 وPSR B1628-26) أيضًا أنظمة كوكبية ذات كتل تعادل كتلة الأرض. ولم يكن من الممكن حتى الآن اكتشاف مثل هذه الكواكب الخفيفة حول النجوم العادية باستخدام التكنولوجيا البصرية. يمكنك تحديد محيط بيئي حول كل نجم تسمح فيه درجة حرارة سطح الكوكب بوجود الماء السائل. يمتد المحيط البيئي الشمسي من 0.8 إلى 1.1 وحدة فلكية. وهي تحتوي على الأرض، ولكنها لا تشمل كوكب الزهرة (0.72 وحدة فلكية) والمريخ (1.52 وحدة فلكية). ربما، في أي نظام كوكبي، لا يدخل الغلاف البيئي أكثر من 1-2 كواكب، حيث تكون الظروف مواتية للحياة.
ديناميكيات الحركة المدارية
تخضع حركة الكواكب بدقة عالية لقوانين I. Kepler (1571-1630) المشتقة منه من الملاحظات: 1) تتحرك الكواكب في شكل قطع ناقص في إحدى البؤر التي تقع فيها الشمس. 2) يمسح متجه نصف القطر الذي يربط الشمس بالكوكب مساحات متساوية خلال فترات زمنية متساوية أثناء الحركة المدارية للكوكب. 3) يتناسب مربع الدورة المدارية مع مكعب نصف المحور الأكبر للمدار الإهليلجي. يتبع قانون كبلر الثاني مباشرة من قانون الحفاظ على الزخم الزاوي وهو الأكثر عمومية بين الثلاثة. أثبت نيوتن أن قانون كبلر الأول يكون صحيحًا إذا كانت قوة الجذب بين جسمين تتناسب عكسيًا مع مربع المسافة بينهما، والقانون الثالث – إذا كانت هذه القوة أيضًا متناسبة مع كتلتي الجسمين. في عام 1873، أثبت ج. برتراند أنه بشكل عام في حالتين فقط لن تتحرك الأجسام حول بعضها البعض بشكل حلزوني: إذا كانت منجذبة وفقًا لقانون التربيع العكسي لنيوتن أو وفقًا لقانون هوك للتناسب المباشر (الذي يصف مرونة الزنبركات). . ومن الخصائص الرائعة للنظام الشمسي أن كتلة النجم المركزي أكبر بكثير من كتلة أي من الكواكب، ولذلك يمكن حساب حركة كل عضو في النظام الكوكبي بدقة عالية في إطار مشكلة حركة جسمين ينجذبان بشكل متبادل - الشمس والكوكب الوحيد المجاور لها. وحلها الرياضي معروف: إذا لم تكن سرعة الكوكب عالية جدًا، فإنه يتحرك في مدار دوري مغلق، وهو ما يمكن حسابه بدقة. تعتبر مشكلة حركة أكثر من جسمين، والتي تسمى عمومًا "مشكلة الجسم N"، أكثر صعوبة بسبب حركتهم الفوضوية في المدارات المفتوحة. هذه العشوائية في المدارات مهمة بشكل أساسي وتسمح لنا بفهم، على سبيل المثال، كيفية سقوط النيازك من حزام الكويكبات إلى الأرض.
أنظر أيضا
قوانين كيبلر؛
الميكانيكا السماوية.
يدور في مدار. في عام 1867، كان د. كيركوود أول من لاحظ أن المساحات الفارغة ("الفتحات") في حزام الكويكبات تقع على مسافات من الشمس حيث يكون متوسط ​​الحركة متناسبًا (بنسبة عددية) مع حركة كوكب المشتري. بمعنى آخر، تتجنب الكويكبات المدارات التي تكون فيها فترة دورانها حول الشمس مضاعفة لفترة دوران المشتري. تحدث أكبر فتحتين في كيركوود بنسب 3:1 و2:1. ومع ذلك، بالقرب من قابلية التناسب 3:2، هناك فائض من الكويكبات التي توحدها هذه الخاصية في مجموعة جيلدا. هناك أيضًا فائض بنسبة 1:1 من مجموعة كويكبات طروادة التي تدور حول كوكب المشتري بزاوية 60 درجة للأمام و60 درجة خلفه. الوضع مع أحصنة طروادة واضح - فقد تم القبض عليهم بالقرب من نقاط لاغرانج المستقرة (L4 وL5) في مدار كوكب المشتري، ولكن كيف نفسر فتحات كيركوود ومجموعة جيلدا؟ إذا كانت هناك فقط فتحات حول قابلية التناسب، فيمكن للمرء أن يقبل التفسير البسيط الذي اقترحه كيركوود نفسه، وهو أن الكويكبات يتم طردها من المناطق الرنانة بسبب التأثير الدوري لكوكب المشتري. ولكن الآن تبدو هذه الصورة بسيطة للغاية. أظهرت الحسابات العددية أن المدارات الفوضوية تخترق مناطق من الفضاء بالقرب من الرنين 3:1 وأن ​​شظايا الكويكبات التي تسقط في هذه المنطقة تغير مداراتها من دائرية إلى إهليلجية ممدودة، مما يؤدي بها بانتظام إلى الجزء المركزي من النظام الشمسي. في مثل هذه المدارات بين الكواكب، لا تعيش النيازك طويلاً (فقط بضعة ملايين من السنين) قبل أن تصطدم بالمريخ أو الأرض، ومع خطأ بسيط، يتم رميها إلى محيط النظام الشمسي. لذا، فإن المصدر الرئيسي لسقوط النيازك على الأرض هو فتحات كيركوود، التي تمر من خلالها المدارات الفوضوية لشظايا الكويكب. بالطبع، هناك العديد من الأمثلة على حركات الرنين عالية الترتيب في النظام الشمسي. هذه هي بالضبط الطريقة التي تتحرك بها الأقمار الصناعية القريبة من الكواكب، على سبيل المثال القمر، الذي يواجه الأرض دائمًا بنفس نصف الكرة الأرضية، حيث أن دورته المدارية تتزامن مع الفترة المحورية. يتم تقديم مثال على المزامنة الأعلى من خلال نظام بلوتو-شارون، والذي ليس فقط على القمر الصناعي، ولكن أيضًا على الكوكب، "اليوم يساوي شهرًا". حركة عطارد ذات طبيعة متوسطة، ودورانه المحوري ودورانه المداري يكونان بنسبة رنين 3:2. ومع ذلك، ليست كل الهيئات تتصرف بهذه البساطة: على سبيل المثال، في Hyperion غير الكروي، تحت تأثير جاذبية زحل، يتحول محور الدوران بشكل فوضوي. يتأثر تطور مدارات الأقمار الصناعية بعدة عوامل. نظرًا لأن الكواكب والأقمار الصناعية ليست كتلًا نقطية، ولكنها أجسام ممتدة، وبالإضافة إلى ذلك، تعتمد قوة الجاذبية على المسافة، فإن أجزاء مختلفة من جسم القمر الصناعي، الواقعة على مسافات مختلفة من الكوكب، تنجذب إليه بطرق مختلفة؛ وينطبق الشيء نفسه على الجذب الذي يحدث من القمر الصناعي على الكوكب. يؤدي هذا الاختلاف في القوى إلى انحسار البحر وتدفقه، ويعطي الأقمار الصناعية التي تدور بشكل متزامن شكلاً مسطحًا قليلاً. ويحدث القمر الصناعي والكوكب تشوهات مدية في بعضهما البعض، مما يؤثر على حركتهما المدارية. يُطلق على الرنين الحركي المتوسط ​​4:2:1 لأقمار المشتري آيو وأوروبا وجانيميد، والذي تمت دراسته بالتفصيل لأول مرة بواسطة لابلاس في كتابه الميكانيكا السماوية (المجلد 4، 1805)، رنين لابلاس. قبل أيام قليلة فقط من اقتراب فوييجر 1 من كوكب المشتري، في 2 مارس 1979، نشر علماء الفلك بيل وكاسين ورينولدز كتابهم The Melting of Io by Tidal Dissipation، والذي تنبأ بحدوث بركان نشط على هذا القمر بسبب دوره الرائد في الحفاظ على طبقة بركانية نشطة. 4:2:1 الرنين. اكتشفت فوييجر 1 بالفعل براكين نشطة على آيو، وهي قوية جدًا لدرجة أنه لا توجد حفرة نيزكية واحدة مرئية في صور سطح القمر الصناعي: حيث يتم تغطية سطحها بسرعة كبيرة بمنتجات الثوران.
تشكيل النظام الشمسي
ربما تكون مسألة كيفية تشكل النظام الشمسي هي الأصعب في علم الكواكب. للإجابة على هذا السؤال، لا يزال لدينا القليل من البيانات التي من شأنها أن تساعدنا في إعادة بناء العمليات الفيزيائية والكيميائية المعقدة التي حدثت في تلك الحقبة البعيدة. يجب أن تشرح نظرية تكوين النظام الشمسي العديد من الحقائق، بما في ذلك حالته الميكانيكية وتركيبه الكيميائي وبيانات التسلسل الزمني للنظائر. وفي هذه الحالة، من المستحسن الاعتماد على الظواهر الحقيقية التي يتم رصدها بالقرب من النجوم الشابة والتشكل.
الحالة الميكانيكية.تدور الكواكب حول الشمس في نفس الاتجاه، في مدارات شبه دائرية تقع في نفس المستوى تقريبًا. ويدور معظمها حول محورها في نفس اتجاه الشمس. يشير كل هذا إلى أن سلف النظام الشمسي كان عبارة عن قرص دوار، يتشكل بشكل طبيعي أثناء ضغط نظام الجاذبية الذاتية مع الحفاظ على الزخم الزاوي وما ينتج عنه من زيادة في السرعة الزاوية. (الزخم الزاوي للكوكب، أو الزخم الزاوي، هو حاصل ضرب كتلته في بعده عن الشمس وسرعته المدارية. ويتم تحديد الزخم الزاوي للشمس من خلال دورانها المحوري ويساوي تقريبًا كتلتها في نصف قطرها وفي نصف قطرها. سرعة الدوران؛ العزوم المحورية للكواكب لا تذكر.) تحتوي الشمس على 99٪ من كتلة النظام الشمسي، ولكن تقريبًا. 1% من الزخم الزاوي. يجب أن تشرح النظرية سبب تركز معظم كتلة النظام في الشمس، والأغلبية الساحقة من الزخم الزاوي موجودة في الكواكب الخارجية. تشير النماذج النظرية المتاحة لتكوين النظام الشمسي إلى أن الشمس كانت تدور في البداية بشكل أسرع بكثير مما هي عليه الآن. تم بعد ذلك نقل الزخم الزاوي من الشمس الفتية إلى الأجزاء الخارجية من النظام الشمسي؛ ويعتقد علماء الفلك أن قوى الجاذبية والمغناطيسية أبطأت دوران الشمس وسرّعت حركة الكواكب. القاعدة التقريبية للتوزيع المنتظم لمسافات الكواكب من الشمس (قاعدة تيتيوس-بودي) معروفة منذ قرنين من الزمان، لكن لا يوجد تفسير لها. في أنظمة أقمار الكواكب الخارجية، يمكن تتبع نفس الأنماط كما هو الحال في نظام الكواكب ككل؛ ربما كان لعمليات تشكيلها الكثير من القواسم المشتركة.
أنظر أيضاقانون بود.
التركيب الكيميائي.هناك تدرج (اختلاف) قوي في التركيب الكيميائي في النظام الشمسي: تتكون الكواكب والأقمار القريبة من الشمس من مواد حرارية، بينما تحتوي الأجسام البعيدة على العديد من العناصر المتطايرة. وهذا يعني أنه أثناء تكوين النظام الشمسي كان هناك تدرج كبير في درجات الحرارة. تشير النماذج الفيزيائية الفلكية الحديثة للتكثيف الكيميائي إلى أن التكوين الأولي للسحابة الكوكبية الأولية كان قريبًا من تكوين الوسط بين النجمي والشمس: من حيث الكتلة يصل إلى 75% هيدروجين، وما يصل إلى 25% هيليوم وأقل من 1% من جميع العناصر الأخرى. . تشرح هذه النماذج بنجاح الاختلافات الملحوظة في التركيب الكيميائي في النظام الشمسي. يمكن الحكم على التركيب الكيميائي للأجسام البعيدة بناءً على متوسط ​​كثافتها، بالإضافة إلى أطياف سطحها والغلاف الجوي. ويمكن القيام بذلك بشكل أكثر دقة من خلال تحليل عينات من المادة الكوكبية، ولكن حتى الآن لدينا فقط عينات من القمر والنيازك. من خلال دراسة النيازك، نبدأ في فهم العمليات الكيميائية في السديم البدائي. ومع ذلك، فإن عملية تكتل الكواكب الكبيرة من جزيئات صغيرة لا تزال غير واضحة.
بيانات النظائر.يشير التركيب النظائري للنيازك إلى أن تكوين النظام الشمسي حدث منذ 4.6 ± 0.1 مليار سنة ولم يستمر أكثر من 100 مليون سنة. تشير الشذوذات في نظائر النيون والأكسجين والمغنيسيوم والألمنيوم وعناصر أخرى إلى أنه أثناء انهيار السحابة بين النجوم التي ولدت النظام الشمسي، سقطت فيها منتجات انفجار مستعر أعظم قريب.
أنظر أيضاالنظائر؛ سوبرنوفا .
تشكيل النجوم.تولد النجوم أثناء عملية انهيار (ضغط) الغازات بين النجوم وسحب الغبار. ولم يتم بعد دراسة هذه العملية بالتفصيل. هناك أدلة رصدية على أن موجات الصدمة الناتجة عن انفجارات المستعرات الأعظم يمكن أن تضغط المادة بين النجوم وتحفز انهيار السحب إلى نجوم.
أنظر أيضاانهيار الجاذبية. قبل أن يصل النجم الشاب إلى حالة مستقرة، فإنه يمر بمرحلة من ضغط الجاذبية من السديم النجمي. يتم الحصول على المعلومات الأساسية حول هذه المرحلة من تطور النجوم من خلال دراسة نجوم T Tauri الشابة. ويبدو أن هذه النجوم لا تزال في حالة انضغاط وعمرها لا يتجاوز المليون سنة. تتراوح كتلتها عادة من 0.2 إلى 2 كتلة شمسية. أنها تظهر علامات النشاط المغناطيسي القوي. تحتوي أطياف بعض نجوم T Tauri على خطوط محظورة تظهر فقط في الغاز منخفض الكثافة؛ من المحتمل أن تكون هذه بقايا سديم نجمي أولي يحيط بالنجم. تتميز نجوم T Tauri بالتقلبات السريعة للأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. يُظهر العديد منها انبعاثًا قويًا للأشعة تحت الحمراء وخطوطًا طيفية من السيليكون، مما يشير إلى أن النجوم محاطة بسحب الغبار. وأخيرًا، تتمتع نجوم T Tauri برياح نجمية قوية. ويُعتقد أنه خلال الفترة المبكرة من تطورها، مرت الشمس أيضًا بمرحلة T Tauri، وأنه خلال هذه الفترة تم طرد العناصر المتطايرة من المناطق الداخلية للنظام الشمسي. تظهر بعض النجوم المتشكلة ذات الكتلة المعتدلة زيادة قوية في اللمعان وتتخلص من أغلفتها في أقل من عام. تسمى هذه الظواهر مشاعل FU Orion. شهد نجم T Tauri مثل هذا الانفجار مرة واحدة على الأقل. من المعتقد أن معظم النجوم الشباب يمرون بمرحلة الانفجار من نوع FU Orionis. يرى الكثير من الناس أن سبب التوهج هو حقيقة أنه من وقت لآخر يزداد معدل تراكم المادة على النجم الشاب من قرص الغبار الغازي المحيط. إذا تعرضت الشمس أيضًا لواحد أو أكثر من توهجات FU Orionis في وقت مبكر من تطورها، فسيؤثر ذلك بشكل كبير على المواد المتطايرة في النظام الشمسي المركزي. تظهر الملاحظات والحسابات أنه في محيط النجم المتشكل توجد دائمًا بقايا مادة نجمية أولية. يمكن أن يتشكل في نجم مصاحب أو نظام كوكبي. في الواقع، العديد من النجوم تشكل أنظمة ثنائية ومتعددة. ولكن إذا كانت كتلة المرافق لا تتجاوز 1٪ من كتلة الشمس (10 كتل من كوكب المشتري)، فإن درجة الحرارة في جوهرها لن تصل أبدا إلى القيمة اللازمة لحدوث التفاعلات النووية الحرارية. مثل هذا الجسم السماوي يسمى كوكب.
نظريات التكوين. يمكن تقسيم النظريات العلمية لتكوين النظام الشمسي إلى ثلاث فئات: المد والجزر، والتراكمي، والسديم. هذا الأخير يحظى حاليا بأكبر قدر من الاهتمام. يبدو أن نظرية المد والجزر، التي اقترحها بوفون لأول مرة (1707-1788)، لا تربط بشكل مباشر بين تكوين النجوم والكواكب. من المفترض أن نجمًا آخر يطير بالقرب من الشمس، من خلال تفاعل المد والجزر، قد سحب منه (أو من نفسه) تيارًا من المادة التي تشكلت منها الكواكب. تواجه هذه الفكرة العديد من المشاكل الجسدية؛ على سبيل المثال، ينبغي للمواد الساخنة المقذوفة من النجم أن تتناثر بدلاً من أن تتكثف. الآن أصبحت نظرية المد والجزر لا تحظى بشعبية لأنها لا تستطيع تفسير السمات الميكانيكية للنظام الشمسي وتمثل ولادته كحدث عشوائي ونادر للغاية. تشير نظرية التراكم إلى أن الشمس الشابة التقطت مواد من نظام كوكبي مستقبلي أثناء تحليقها عبر سحابة كثيفة بين النجوم. في الواقع، عادةً ما توجد النجوم الشابة بالقرب من السحب البينجمية الكبيرة. ومع ذلك، في إطار نظرية التراكم، من الصعب تفسير تدرج التركيب الكيميائي في النظام الكوكبي. الأكثر تطورًا والمقبولة بشكل عام الآن هي الفرضية السديمية التي اقترحها كانط في نهاية القرن الثامن عشر. فكرتها الأساسية هي أن الشمس والكواكب تشكلت في وقت واحد من سحابة واحدة دوارة. تقلصت وتحولت إلى قرص تشكلت في وسطه الشمس وعلى المحيط - الكواكب. لاحظ أن هذه الفكرة تختلف عن فرضية لابلاس، والتي بموجبها تشكلت الشمس لأول مرة من سحابة، وبعد ذلك، أثناء تقلصها، مزقت قوة الطرد المركزي حلقات الغاز من خط الاستواء، والتي تكثفت لاحقًا لتشكل الكواكب. تواجه فرضية لابلاس صعوبات جسدية لم يتم التغلب عليها منذ 200 عام. تم إنشاء النسخة الحديثة الأكثر نجاحًا للنظرية السديمية بواسطة أ. كاميرون وزملاؤه. في نموذجهم، كان السديم الكوكبي الأولي ضعف كتلة النظام الكوكبي الحالي تقريبًا. خلال المائة مليون سنة الأولى، قامت الشمس المتشكلة بطرد المادة منها بشكل نشط. هذا السلوك نموذجي بالنسبة للنجوم الشابة، والتي تسمى نجوم T Tauri نسبة إلى النموذج الأولي. يتوافق توزيع الضغط ودرجة الحرارة للمادة السديمية في نموذج كاميرون بشكل جيد مع تدرج التركيب الكيميائي للنظام الشمسي. وبالتالي، فمن المرجح أن الشمس والكواكب تشكلت من سحابة واحدة منهارة. في الجزء المركزي، حيث كانت الكثافة ودرجة الحرارة أعلى، تم الحفاظ على المواد المقاومة للحرارة فقط، كما تم الحفاظ على المواد المتطايرة في المحيط؛ وهذا ما يفسر التدرج في التركيب الكيميائي. ووفقا لهذا النموذج، فإن تكوين النظام الكوكبي يجب أن يصاحب التطور المبكر لجميع النجوم من النوع الشمسي.
نمو الكواكب.هناك العديد من السيناريوهات لنمو الكواكب. ربما تكونت الكواكب من خلال تصادمات والتصاقات عشوائية لأجسام صغيرة تسمى الكواكب المصغرة. ولكن ربما تتحد الأجسام الصغيرة في أجسام أكبر في مجموعات كبيرة في وقت واحد نتيجة عدم استقرار الجاذبية. ليس من الواضح ما إذا كان تراكم الكواكب قد حدث في بيئة غازية أم خالية من الغازات. في السديم الغازي، يتم تسوية فروق درجات الحرارة، ولكن عندما يتكثف جزء من الغاز على شكل حبيبات غبار، ويتم جرف الغاز المتبقي بعيدًا عن طريق الرياح النجمية، تزداد شفافية السديم بشكل حاد، وينشأ تدرج قوي في درجة الحرارة في السديم الغازي. نظام. لا يزال من غير الواضح تمامًا ما هي الأوقات المميزة لتكثيف الغاز في حبيبات الغبار، وتراكم حبيبات الغبار في الكواكب المصغرة، وتراكم الكواكب المصغرة في الكواكب والأقمار الصناعية الخاصة بها.
الحياة في النظام الشمسي
لقد تم اقتراح أن الحياة في النظام الشمسي كانت موجودة خارج الأرض، وربما لا تزال موجودة. وقد أتاح ظهور تكنولوجيا الفضاء إمكانية البدء في الاختبار المباشر لهذه الفرضية. تبين أن الزئبق حار جدًا ويخلو من الغلاف الجوي والماء. كوكب الزهرة أيضًا حار جدًا - حيث يذوب الرصاص على سطحه. إن إمكانية الحياة في الطبقة السحابية العليا من كوكب الزهرة، حيث الظروف أكثر اعتدالا، لا تزال مجرد خيال. يبدو القمر والكويكبات عقيمين تمامًا. تم تعليق آمال كبيرة على المريخ. أنظمة الخطوط المستقيمة الرفيعة - "القنوات" التي لوحظت من خلال التلسكوب قبل 100 عام، أدت بعد ذلك إلى الحديث عن هياكل الري الاصطناعية على سطح المريخ. لكننا نعلم الآن أن الظروف على كوكب المريخ غير مواتية للحياة: هواء بارد وجاف ورقيق للغاية، ونتيجة لذلك، أشعة فوق بنفسجية قوية من الشمس، مما يؤدي إلى تعقيم سطح الكوكب. لم تكتشف أدوات هبوط الفايكنج المواد العضوية في تربة المريخ. صحيح أن هناك دلائل تشير إلى أن مناخ المريخ قد تغير بشكل كبير وربما كان أكثر ملاءمة للحياة. ومن المعروف أنه في الماضي البعيد كان هناك ماء على سطح المريخ، حيث تظهر الصور التفصيلية للكوكب آثار تآكل مائي، تذكرنا بالوديان وقيعان الأنهار الجافة. قد ترتبط التغيرات طويلة المدى في مناخ المريخ بالتغيرات في ميل المحور القطبي. مع زيادة طفيفة في درجة حرارة الكوكب، يمكن أن يصبح الغلاف الجوي أكثر كثافة 100 مرة (بسبب تبخر الجليد). وبالتالي، فمن الممكن أن الحياة كانت موجودة على كوكب المريخ. لن نتمكن من الإجابة على هذا السؤال إلا بعد إجراء دراسة مفصلة لعينات التربة المريخية. لكن إيصالهم إلى الأرض مهمة صعبة. ولحسن الحظ، هناك أدلة قوية على أنه من بين آلاف النيازك الموجودة على الأرض، جاء 12 نيزكًا على الأقل من المريخ. يطلق عليها اسم نيازك SNC لأنه تم العثور على أولها بالقرب من مستوطنات شيرجوتي (شيرجوتي، الهند)، ونخلة (نخلة، مصر) وشاسيجني (شاسينيي، فرنسا). النيزك ALH 84001، الموجود في القارة القطبية الجنوبية، أقدم بكثير من غيره ويحتوي على هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات، ربما من أصل بيولوجي. ويعتقد أنه جاء إلى الأرض من المريخ لأن نسبة نظائر الأكسجين فيه ليست هي نفسها الموجودة في الصخور الأرضية أو النيازك غير SNC، بل هي نفسها الموجودة في نيزك EETA 79001، الذي يحتوي على نظارات تحتوي على فقاعات تحتوي على غازات نبيلة مختلفة عن الأرض، ولكنها تتفق مع الغلاف الجوي للمريخ. وعلى الرغم من أن أجواء الكواكب العملاقة تحتوي على العديد من الجزيئات العضوية، إلا أنه من الصعب تصديق إمكانية وجود حياة هناك في غياب سطح صلب. وبهذا المعنى، يعد القمر الصناعي تيتان التابع لكوكب زحل أكثر إثارة للاهتمام، فهو لا يتمتع بغلاف جوي يحتوي على مكونات عضوية فحسب، بل يحتوي أيضًا على سطح صلب حيث يمكن أن تتراكم منتجات الاندماج. صحيح أن درجة حرارة هذا السطح (90 كلفن) مناسبة أكثر لتسييل الأكسجين. لذلك، فإن انتباه علماء الأحياء ينجذب أكثر إلى القمر الصناعي لكوكب المشتري، أوروبا، على الرغم من خلوه من الغلاف الجوي، ولكن يبدو أنه يحتوي على محيط من الماء السائل تحت سطحه الجليدي. من المؤكد تقريبًا أن بعض المذنبات تحتوي على جزيئات عضوية معقدة تشكلت أثناء تكوين النظام الشمسي. لكن من الصعب تخيل الحياة على مذنب. لذلك، ليس لدينا حتى الآن أي دليل على وجود الحياة في النظام الشمسي في أي مكان خارج الأرض. وقد يتساءل المرء: ما هي قدرات الأجهزة العلمية فيما يتعلق بالبحث عن حياة خارج كوكب الأرض؟ هل يستطيع مسبار فضائي حديث اكتشاف وجود حياة على كوكب بعيد؟ على سبيل المثال، هل يستطيع غاليليو اكتشاف الحياة والذكاء على الأرض عندما طار بالقرب منها مرتين أثناء قيامه بمناورات الجاذبية؟ وفي صور الأرض التي نقلها المسبار، لم يكن من الممكن ملاحظة علامات الحياة الذكية، لكن الإشارات من محطات الراديو والتلفزيون لدينا التي التقطتها أجهزة استقبال غاليليو أصبحت دليلا واضحا على وجودها. إنها مختلفة تمامًا عن إشعاع محطات الراديو الطبيعية - الشفق القطبي، وتذبذبات البلازما في الغلاف الأيوني للأرض، والتوهجات الشمسية - وتكشف على الفور عن وجود الحضارة التقنية على الأرض. كيف تتجلى الحياة غير المعقولة؟ التقطت كاميرا تلفزيون جاليليو صورًا للأرض في ستة نطاقات طيفية ضيقة. في المرشحات 0.73 و0.76 ميكرون، تظهر بعض مناطق الأرض باللون الأخضر بسبب الامتصاص القوي للضوء الأحمر، وهو أمر غير معتاد في الصحاري والصخور. أسهل طريقة لتفسير ذلك هي وجود حاملة لصبغة غير معدنية تمتص الضوء الأحمر على سطح الكوكب. نحن نعلم أن هذا الامتصاص غير العادي للضوء يرجع إلى الكلوروفيل، الذي تستخدمه النباتات في عملية التمثيل الضوئي. لا يوجد جسم آخر في النظام الشمسي له مثل هذا اللون الأخضر. بالإضافة إلى ذلك، سجل مطياف الأشعة تحت الحمراء غاليليو وجود الأكسجين الجزيئي والميثان في الغلاف الجوي للأرض. ويشير وجود الميثان والأكسجين في الغلاف الجوي للأرض إلى وجود نشاط بيولوجي على الكوكب. لذلك، يمكننا أن نستنتج أن مجساتنا بين الكواكب قادرة على اكتشاف علامات الحياة النشطة على سطح الكواكب. ولكن إذا كانت الحياة مخفية تحت القشرة الجليدية لأوروبا، فمن غير المرجح أن تكتشفها مركبة تحلق بالقرب منها.
قاموس الجغرافيا

الفضاء اللامحدود، على الرغم من الفوضى الظاهرة، هو هيكل متناغم إلى حد ما. في هذا العالم العملاق، تنطبق أيضًا قوانين الفيزياء والرياضيات الثابتة. جميع الأجسام في الكون، من الصغيرة إلى الكبيرة، تحتل مكانها المحدد، وتتحرك في مدارات ومسارات معينة. تأسس هذا النظام منذ أكثر من 15 مليار سنة، منذ نشأة الكون. ونظامنا الشمسي، المدينة الكونية التي نعيش فيها، ليس استثناءً.

على الرغم من حجمه الهائل، فإن النظام الشمسي يتناسب مع الإطار البشري للإدراك، كونه الجزء الأكثر دراسة في الكون، مع حدود محددة بوضوح.

الأصل والمعلمات الفيزيائية الفلكية الرئيسية

في الكون حيث يوجد عدد لا حصر له من النجوم، هناك بالتأكيد أنظمة شمسية أخرى. يوجد ما يقرب من 250-400 مليار نجم في مجرتنا درب التبانة وحدها، لذلك لا يمكن استبعاد احتمال وجود عوالم بها أشكال حياة أخرى في أعماق الفضاء.

حتى قبل 150-200 سنة، كان لدى الناس أفكار هزيلة حول الفضاء. كان حجم الكون محدودًا بعدسات التلسكوب. وكانت الشمس والقمر والكواكب والمذنبات والكويكبات هي الأشياء الوحيدة المعروفة، وتم قياس الكون بأكمله بحجم مجرتنا. لقد تغير الوضع بشكل كبير في بداية القرن العشرين. إن استكشاف الفيزياء الفلكية للفضاء الخارجي وعمل علماء الفيزياء النووية على مدى المائة عام الماضية قد أعطى العلماء نظرة ثاقبة حول كيفية نشوء الكون. أصبحت العمليات التي أدت إلى تكوين النجوم ووفرت مواد البناء لتكوين الكواكب معروفة ومفهومة. وفي ضوء ذلك يصبح أصل النظام الشمسي واضحا وقابلا للتفسير.

الشمس، كغيرها من النجوم، هي نتاج الانفجار الكبير، وبعده تشكلت النجوم في الفضاء. ظهرت كائنات ذات أحجام كبيرة وصغيرة. في أحد أركان الكون، بين مجموعة من النجوم الأخرى، ولدت شمسنا. بالمعايير الكونية، عمر نجمنا صغير، 5 مليارات سنة فقط. في مكان ولادتها، تم تشكيل موقع بناء ضخم، حيث نتيجة لضغط الجاذبية لسحابة الغاز والغبار، تم تشكيل كائنات أخرى من النظام الشمسي.

اتخذ كل جرم سماوي شكله الخاص وأخذ مكانه المخصص له. أصبحت بعض الأجرام السماوية، تحت تأثير جاذبية الشمس، أقمارًا صناعية دائمة، تتحرك في مداراتها الخاصة. توقفت الأجسام الأخرى عن الوجود نتيجة لمقاومة عمليات الطرد المركزي والجاذبية المركزية. استغرقت هذه العملية برمتها حوالي 4.5 مليار سنة. تبلغ كتلة الاقتصاد الشمسي بأكمله 1.0014 كتلة شمسية، ومن هذه الكتلة 99.8% هي الشمس نفسها. فقط 0.2% من الكتلة تأتي من أجسام فضائية أخرى: الكواكب والأقمار الصناعية والكويكبات، وشظايا الغبار الكوني التي تدور حولها.

مدار النظام الشمسي له شكل دائري تقريبًا، وتتزامن السرعة المدارية مع سرعة المجرة الحلزونية. أثناء مروره عبر الوسط البينجمي، يتم تحقيق استقرار النظام الشمسي من خلال قوى الجاذبية المؤثرة داخل مجرتنا. وهذا بدوره يوفر الاستقرار للأجسام والأجسام الأخرى في النظام الشمسي. تتم حركة النظام الشمسي على مسافة كبيرة من مجموعات النجوم فائقة الكثافة في مجرتنا، والتي تحمل خطرًا محتملاً.

من حيث الحجم وعدد الأقمار الصناعية، لا يمكن تسمية نظامنا الشمسي بأنه صغير. هناك أنظمة شمسية صغيرة في الفضاء تحتوي على كوكب أو كوكبين، وبسبب حجمها، بالكاد يمكن رؤيتها في الفضاء الخارجي. يمثل النظام الشمسي جسمًا مجريًا ضخمًا، ويتحرك عبر الفضاء بسرعة هائلة تبلغ 240 كيلومترًا في الثانية. وحتى على الرغم من هذا الدوران السريع، فإن النظام الشمسي يكمل ثورة كاملة حول مركز المجرة خلال 225 - 250 مليون سنة.

العنوان الدقيق بين المجرات لنظامنا النجمي هو كما يلي:

• سحابة بين النجوم المحلية.
• فقاعة محلية في ذراع Orion-Cygnus؛
• مجرة درب التبانة، جزء من المجموعة المحلية للمجرات.

الشمس هي الجسم المركزي لنظامنا وهي واحدة من 100 مليار نجم تشكل مجرة ​​درب التبانة. ومن حيث حجمه فهو نجم متوسط ​​الحجم وينتمي إلى الفئة الطيفية للأقزام الصفراء G2V. قطر النجم 1 مليون. 392 ألف كيلومتر، وهو في منتصف دورة حياته.

وللمقارنة، يبلغ حجم نجم سيريوس، ألمع النجوم، 2 مليون 381 ألف كيلومتر. يبلغ قطر الديبران حوالي 60 مليون كيلومتر. النجم الضخم منكب الجوزاء أكبر بـ 1000 مرة من شمسنا. حجم هذا العملاق يتجاوز حجم النظام الشمسي.

يعتبر أقرب جار لنجمنا هو بروكسيما سنتوري، والذي سيستغرق حوالي 4 سنوات للوصول إلى سرعة الضوء.

تمتلك الشمس، بفضل كتلتها الهائلة، ثمانية كواكب بالقرب منها، والعديد منها بدوره لديه أنظمته الخاصة. يتم توضيح موضع الأجسام التي تتحرك حول الشمس بوضوح من خلال مخطط النظام الشمسي. تتحرك جميع الكواكب في النظام الشمسي تقريبًا حول نجمنا في نفس الاتجاه، جنبًا إلى جنب مع الشمس الدوارة. مدارات الكواكب هي عمليا في نفس المستوى، ولها أشكال مختلفة وتتحرك حول مركز النظام بسرعات مختلفة. الحركة حول الشمس تكون عكس اتجاه عقارب الساعة وفي مستوى واحد. فقط المذنبات والأجسام الأخرى، وخاصة تلك الموجودة في حزام كويبر، لها مدارات ذات زاوية ميل كبيرة إلى مستوى مسير الشمس.

اليوم نعرف بالضبط عدد الكواكب الموجودة في النظام الشمسي، ويوجد منها 8 جميع الأجرام السماوية في النظام الشمسي تقع على مسافة معينة من الشمس، وتبتعد عنها أو تقترب منها بشكل دوري. وبناء على ذلك، فإن كل كوكب له معلماته وخصائصه الفيزيائية الفلكية الخاصة به والمختلفة عن الآخرين. تجدر الإشارة إلى أن 6 من أصل 8 كواكب في المجموعة الشمسية تدور حول محورها في الاتجاه الذي يدور فيه نجمنا حول محوره. فقط كوكب الزهرة وأورانوس يدوران في الاتجاه المعاكس. بالإضافة إلى ذلك، فإن أورانوس هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي الذي يقع عملياً على جانبه. ويميل محورها بمقدار 90 درجة على خط مسير الشمس.

أظهر نيكولاس كوبرنيكوس النموذج الأول للنظام الشمسي. ومن وجهة نظره، كانت الشمس هي الجسم المركزي لعالمنا، الذي تدور حوله الكواكب الأخرى، بما في ذلك أرضنا. وفي وقت لاحق، قام كبلر وجاليليو ونيوتن بتحسين هذا النموذج من خلال وضع الأشياء فيه وفقًا للقوانين الرياضية والفيزيائية.

بالنظر إلى النموذج المعروض، يمكن للمرء أن يتخيل أن مدارات الأجسام الفضائية تقع على مسافات متساوية من بعضها البعض. يبدو النظام الشمسي في الطبيعة مختلفًا تمامًا. كلما زادت المسافة بين كواكب المجموعة الشمسية والشمس، كلما زادت المسافة بين مدار الجسم السماوي السابق. يتيح لك جدول مسافات الأجسام من مركز نظامنا النجمي تخيل حجم النظام الشمسي بصريًا.

ومع زيادة المسافة من الشمس، تتباطأ سرعة دوران الكواكب حول مركز النظام الشمسي. يُكمل عطارد، الكوكب الأقرب إلى الشمس، دورة كاملة حول نجمنا خلال 88 يومًا أرضيًا فقط. يقع نبتون على مسافة 4.5 مليار كيلومتر من الشمس، ويقوم بدورة كاملة خلال 165 سنة أرضية.

على الرغم من أننا نتعامل مع نموذج مركزية النظام الشمسي، فإن العديد من الكواكب لديها أنظمتها الخاصة التي تتكون من أقمار صناعية وحلقات طبيعية. تتحرك أقمار الكواكب حول الكواكب الأم وتخضع لنفس القوانين.

تدور معظم أقمار النظام الشمسي بشكل متزامن حول كواكبها، وتدور دائمًا في نفس الجانب تجاهها. كما أن القمر يتجه دائمًا نحو الأرض من جانب واحد.

هناك كوكبان فقط، عطارد والزهرة، ليس لهما أقمار صناعية طبيعية. عطارد أصغر حجمًا من بعض أقماره الصناعية.

مركز وحدود النظام الشمسي

الجسم الرئيسي والمركزي لنظامنا هو الشمس. له هيكل معقد ويتكون من 92٪ هيدروجين. ويستخدم 7% فقط من ذرات الهيليوم، والتي عند تفاعلها مع ذرات الهيدروجين تصبح وقودًا لتفاعل نووي متسلسل لا نهاية له. يوجد في مركز النجم نواة يبلغ قطرها 150-170 ألف كيلومتر، ويتم تسخينها إلى درجة حرارة 14 مليون كلفن.

يمكن اختصار وصف موجز للنجم في بضع كلمات: إنه مفاعل نووي حراري طبيعي ضخم. بالانتقال من مركز النجم إلى حافته الخارجية، نجد أنفسنا في منطقة الحمل الحراري، حيث يحدث نقل الطاقة واختلاط البلازما. تبلغ درجة حرارة هذه الطبقة 5800 كلفن. الجزء المرئي من الشمس هو الغلاف الضوئي والكروموسفير. يتوج نجمنا بالإكليل الشمسي، وهو الغلاف الخارجي. تؤثر العمليات التي تحدث داخل الشمس على حالة النظام الشمسي بأكمله. ضوءه يدفئ كوكبنا، وقوة الجذب والجاذبية تبقي الأجسام الموجودة في الفضاء القريب على مسافة معينة من بعضها البعض. ومع انخفاض شدة العمليات الداخلية، سيبدأ نجمنا في البرودة. ستفقد المادة النجمية القابلة للاستهلاك كثافتها، مما يؤدي إلى تمدد جسم النجم. فبدلاً من القزم الأصفر، ستتحول شمسنا إلى عملاق أحمر ضخم. في الوقت الحالي، تظل شمسنا نفس النجم الساخن والمشرق.

حدود مملكة نجمنا هي حزام كويبر وسحابة أورت. هذه مناطق نائية للغاية من الفضاء الخارجي تتأثر بالشمس. يوجد في حزام كويبر وفي سحابة أورت الكثير من الأجسام الأخرى ذات الأحجام المختلفة التي تؤثر بطريقة أو بأخرى على العمليات التي تحدث داخل النظام الشمسي.

سحابة أورت هي عبارة عن فضاء كروي افتراضي يحيط بالنظام الشمسي بطول قطره الخارجي بالكامل. المسافة إلى هذه المنطقة من الفضاء تزيد عن سنتين ضوئيتين. هذه المنطقة هي موطن للمذنبات. ومن هناك يأتي إلينا ضيوف الفضاء النادرون، المذنبات طويلة الأمد

يحتوي حزام كويبر على مواد متبقية تم استخدامها أثناء تكوين النظام الشمسي. هذه هي في الأساس جزيئات صغيرة من الجليد الفضائي، وسحابة من الغاز المتجمد (الميثان والأمونيا). هناك أيضًا أجسام كبيرة في هذه المنطقة، بعضها عبارة عن كواكب قزمة، وشظايا أصغر تشبه في بنيتها الكويكبات. الأجسام الرئيسية المعروفة في الحزام هي الكواكب القزمة في النظام الشمسي بلوتو وهوميا وماكيماكي. يمكن لسفينة الفضاء الوصول إليهم في سنة ضوئية واحدة.

بين حزام كويبر والفضاء السحيق، توجد منطقة متناثرة للغاية عند الحواف الخارجية للحزام، تتكون في معظمها من بقايا الجليد والغاز الكوني.

واليوم، من الممكن وجود أجسام فضائية كبيرة عابرة للنبتون في هذه المنطقة من نظامنا النجمي، أحدها هو الكوكب القزم سيدنا.

خصائص موجزة لكواكب النظام الشمسي

حسب العلماء أن كتلة جميع الكواكب التي تنتمي إلى نجمنا لا تزيد عن 0.1٪ من كتلة الشمس. ومع ذلك، حتى من بين هذه الكمية الصغيرة، فإن 99٪ من الكتلة تأتي من أكبر جسمين كونيين بعد الشمس - كوكب المشتري وزحل. تختلف أحجام الكواكب في النظام الشمسي بشكل كبير. من بينهم أطفال وعمالقة، يشبهون في بنيتهم ​​ومعاييرهم الفيزيائية الفلكية النجوم الفاشلة.

من المعتاد في علم الفلك تقسيم الكواكب الثمانية إلى مجموعتين:

• تُصنف الكواكب ذات البنية الصخرية على أنها كواكب أرضية؛
• الكواكب، وهي كتل كثيفة من الغاز، تنتمي إلى مجموعة الكواكب الغازية العملاقة.

في السابق كان يعتقد أن نظامنا النجمي يضم 9 كواكب. في الآونة الأخيرة فقط، في نهاية القرن العشرين، تم تصنيف بلوتو ككوكب قزم في حزام كويبر. لذلك، يمكن الإجابة بحزم على مسألة عدد الكواكب الموجودة في النظام الشمسي اليوم - ثمانية.

إذا رتبنا كواكب المجموعة الشمسية بالترتيب، فستبدو خريطة عالمنا كما يلي:

• كوكب الزهرة؛
• أرض؛
• كوكب المشتري؛
• زحل؛
• أورانوس.

في منتصف هذا العرض للكواكب يوجد حزام الكويكبات. ووفقا للعلماء، فإن هذه بقايا كوكب كان موجودا في المراحل الأولى من النظام الشمسي، لكنه مات نتيجة لكارثة كونية.

الكواكب الداخلية عطارد والزهرة والأرض هي الكواكب الأقرب إلى الشمس، وهي أقرب من الأجسام الأخرى في النظام الشمسي، وبالتالي تعتمد بشكل كامل على العمليات التي تحدث على نجمنا. على مسافة منهم يوجد إله الحرب القديم - كوكب المريخ. جميع الكواكب الأربعة متحدة من خلال أوجه التشابه في البنية وهوية المعلمات الفيزيائية الفلكية، وبالتالي يتم تصنيفها على أنها كواكب المجموعة الأرضية.

عطارد، الجار القريب للشمس، يشبه مقلاة ساخنة. يبدو من المفارقة أنه على الرغم من موقعه القريب من النجم الساخن، فإن عطارد يواجه أهم الاختلافات في درجات الحرارة في نظامنا. خلال النهار، ترتفع درجة حرارة سطح الكوكب إلى 350 درجة مئوية، وفي الليل يحتدم البرد الكوني مع درجة حرارة 170.2 درجة مئوية. كوكب الزهرة عبارة عن مرجل يغلي حقًا، حيث يوجد ضغط هائل ودرجات حرارة عالية. على الرغم من مظهره الكئيب والممل، فإن المريخ اليوم يحظى باهتمام كبير من قبل العلماء. إن تكوين غلافه الجوي، والمعلمات الفيزيائية الفلكية المشابهة لتلك الموجودة على الأرض، ووجود الفصول يعطي الأمل للتطور اللاحق واستعمار الكوكب من قبل ممثلي الحضارة الأرضية.

عمالقة الغاز، والتي هي في معظمها كواكب بدون قشرة صلبة، مثيرة للاهتمام لأقمارها الصناعية. وقد يمثل بعضها، بحسب العلماء، مناطق كونية يكون من الممكن فيها، في ظل ظروف معينة، ظهور الحياة.

يتم فصل الكواكب الأرضية عن الكواكب الغازية الأربعة بواسطة حزام الكويكبات - الحدود الداخلية التي تقع خلفها مملكة العمالقة الغازية. وبعده خلف حزام الكويكبات، يوازن كوكب المشتري، بجاذبيته، نظامنا الشمسي. هذا الكوكب هو الأكبر والأكبر والأكثر كثافة في النظام الشمسي. ويبلغ قطر كوكب المشتري 140 ألف كيلومتر. وهذا يعادل خمسة أضعاف كوكبنا. يمتلك هذا العملاق الغازي نظامًا خاصًا به من الأقمار الصناعية، حيث يوجد حوالي 69 قطعة. من بينها، يبرز العمالقة الحقيقيون: أكبر قمرين صناعيين لكوكب المشتري - جانيميد وكاليبسو - أكبر في الحجم من كوكب عطارد.

زحل، شقيق كوكب المشتري، له حجم ضخم أيضًا - 116 ألف كيلومتر. في القطر. حاشية زحل ليست أقل إثارة للإعجاب - 62 قمرا صناعيا. ومع ذلك، فإن هذا العملاق يبرز في سماء الليل بشيء آخر، وهو نظام جميل من الحلقات التي تحيط بالكوكب. تيتان هو أحد أكبر الأقمار الصناعية للنظام الشمسي. يبلغ قطر هذا العملاق أكثر من 10 آلاف كيلومتر. من بين مملكة الهيدروجين والنيتروجين والأمونيا، لا يمكن أن يكون هناك أي شكل معروف من أشكال الحياة. ومع ذلك، على عكس مضيفها، فإن أقمار زحل لها هيكل صخري وسطح صلب. وبعضها لديه غلاف جوي، ومن المفترض أيضًا أن يكون لدى إنسيلادوس ماء.

وتستمر سلسلة الكواكب العملاقة مع أورانوس ونبتون. هذه عوالم باردة ومظلمة. على عكس كوكب المشتري وزحل، حيث يهيمن الهيدروجين، يوجد هنا غاز الميثان والأمونيا في الغلاف الجوي. وبدلا من الغاز المكثف، يوجد جليد ذو درجة حرارة عالية على أورانوس ونبتون. في ضوء ذلك، تم تصنيف كلا الكواكب في مجموعة واحدة - عمالقة الجليد. أورانوس هو الثاني في الحجم بعد كوكب المشتري وزحل ونبتون. يبلغ قطر مدار نبتون حوالي 9 مليارات كيلومتر. يستغرق الكوكب 164 سنة أرضية للدوران حول الشمس.

يمثل المريخ والمشتري وزحل وأورانوس ونبتون الأشياء الأكثر إثارة للاهتمام للدراسة اليوم بالنسبة للعلماء.

آخر الأخبار

على الرغم من الكم الهائل من المعرفة التي تمتلكها البشرية اليوم، وعلى الرغم من إنجازات وسائل المراقبة والبحث الحديثة، إلا أن الكثير من الأسئلة لا تزال دون حل. ما هو نوع النظام الشمسي في الواقع، وما هو الكوكب الذي قد يتبين لاحقًا أنه مناسب للحياة؟

يستمر الإنسان في مراقبة الفضاء الأقرب، مما يجعل المزيد والمزيد من الاكتشافات الجديدة. في ديسمبر 2012، تمكن العالم كله من مشاهدة عرض فلكي ساحر - عرض للكواكب. خلال هذه الفترة، كان من الممكن رؤية جميع الكواكب السبعة لنظامنا الشمسي في سماء الليل، بما في ذلك الكواكب البعيدة مثل أورانوس ونبتون.

يتم إجراء دراسة عن كثب اليوم بمساعدة المجسات والأجهزة الآلية الفضائية. لقد تمكن الكثير منهم بالفعل ليس فقط من الطيران إلى المناطق الأكثر تطرفًا في نظامنا النجمي، ولكن أيضًا خارج حدوده. أول الأجسام الفضائية التي تم إنشاؤها بشكل مصطنع والتي تمكنت من الوصول إلى حدود النظام الشمسي كانت المسبارين الأمريكيين Pioneer 10 و Pioneer 11.

ومن المثير للاهتمام التكهن نظريًا إلى أي مدى ستتمكن هذه الأجهزة من التقدم خارج الحدود؟ تم إطلاق المسبار الآلي الأمريكي فوييجر 1 في عام 1977، بعد 40 عامًا من العمل في دراسة الكواكب، وأصبح أول مركبة فضائية تغادر نظامنا.