Halkaları olan gezegenler. Güneş sistemindeki hangi gezegenlerin halkaları var? Halkaların keşfedildiği ilk gezegen hangi gezegendi?

Çarpıcı keşiflerle bağlantılı olarak 17. yüzyılın başlarında bilim adamlarını saran genel heyecanlardan biri neredeyse gözden kaçtı. 1610'da Kepler, büyük İtalyan meslektaşından şu anagramı aldı: "En uzaktaki üçlü gezegeni gözlemliyorum...". 1610'un sonunda Galileo muhabirlerinden birine şunları yazdı: “Yaşlı Adam (Satürn) ve iki hizmetçiyle dolu bir avlu buldum; yürüyüşte onu destekliyorlar ve yanından ayrılmıyorlar.” Ve aniden bu uydular... en azından teleskopun görüş alanından kayboldu. Şaşıran Galileo defalarca gökyüzüne baktı ama onları göremedi. Yalnızca Lahey'deki Huygens, Galileo'nun ilk gözlemlerinden 45 yıl sonra, Satürn'ün gizemini bir dereceye kadar anlamayı başardı. Kendisinin ve diğer insanların gözlemlerini karşılaştırarak, Galileo tarafından keşfedilen "uyduların", ekliptik düzlemine eğimli, neredeyse sürekli, ince, düz bir halkanın kulakları olduğu sonucuna vardı.

Bu nedenle Dünya'dan farklı şekillerde görülebilmektedir. Bir Satürn yılında iki kez halka, düzlemi görüş hattına paralel olacak şekilde konumlandırılabilir. Halka kenardan görünmüyor; çok ince.

Satürn'ün halkası küçük teleskoplarla bile gözlemlenebilecek olağanüstü bir nesnedir. Tamamen açıklanması veya ortadan kaybolması 14-16 yıl sonra tekrarlanır. Ancak bu olağanüstü olgunun keşfi bilim adamlarının pek ilgisini çekmedi. Astronomide büyük devrimsel olayların yaşandığı bir dönemdi. Satürn'ün etrafında garip bir halkanın keşfi aralarında battı.

18. ve 19. yüzyılın başlarındaki bazı gökbilimciler, halkanın katı ve katı olabileceğini ya da katı veya sıvı bir dizi ince, sürekli halkadan oluşabileceğini varsaydı. Ancak 19. yüzyılın ellili yıllarına gelindiğinde, yüzüğü gözlemleyen gökbilimciler için bunun katı bir cisim olamayacağı, her biri bağımsız bir uydu olarak dönen ayrı parçacıklardan (toz parçacıkları veya taşlardan) oluşması gerektiği anlaşıldı. Satürn'ün etrafında.

19. yüzyılın yetmişli yıllarında, yüzüğün yapısı ve stabilitesine ilişkin en kapsamlı çalışma, ünlü Rus kadın matematikçi Sofia Kovalevskaya tarafından gerçekleştirildi. Vardığı sonuçlar çok geçmeden spektroskopik gözlemlerle parlak bir şekilde doğrulandı. Halkanın aslında birçok bağımsız uydudan oluştuğu ortaya çıktı. Peki Satürn'deki bu halka nereden geldi?

19. yüzyılın gökbilimcileri ve zamanımızın birçok bilim adamı, halkanın sabit olduğunu düşünerek, bunun (gezegenin oluştuğu) ilkel malzemenin bir kalıntısı veya Satürn'ün uydularından birinin parçalanmasının sonucu olduğunu ilan etti. gezegenin yakınında, güçlü gelgit kuvvetlerinin onu parçalayabileceği tehlikeli bir bölge. Şunu hatırlamak ilginçtir: Eski Yunanlıların Satürn'ün çocuklarını yediğine dair bir efsanesi vardı.

Geçen yüzyılın 50'li yıllarından bu yana, giderek daha gelişmiş teleskoplarla donatılan astronomik gözlemevleri, halkanın yapısında çok sayıda değişiklik fark etmeye başladı. Bazı kısımları ya parladı ya da zar zor farkedildi. Aynı zamanda Pulkovo Gözlemevi'ndeki Otto Struve, halkanın kademeli olarak genişlediğinden ve iç kenarının gezegenin yüzeyine yaklaştığından şüpheleniyordu. Bilim adamlarının 200 yıl boyunca yaptığı hassas halka boyutları ölçümlerini karşılaştırarak, iki yüzyıl boyunca halkanın iç kenarının gezegene 18 bin kilometre yaklaştığını buldu. Rakamlar biraz farklı olsa da modern gözlemler halkanın genişlediğini doğruluyor gibi görünüyor.

Satürn'ün halkalarının doğası hakkında yeni bilgiler, astrofizikteki güçlü araçların kullanılmasıyla sağlandı. 19. yüzyılın sonlarında A. A. Belopolsky (Pulkovo Gözlemevi), halkanın spektrumundaki parlaklık dağılımının gezegenin kendi spektrumuyla aynı olmadığını kaydetti. G. A. Tikhov'un 1909'da 30 inçlik dev Pulkovo teleskopunu kullanarak çektiği dikkat çekici fotoğraflar, halkanın gezegenden çok daha "karanlık" olduğunu açıkça gösteriyor. Otuzlu yıllarda bu konu Simeiz Gözlemevi'nde G. A. Shain tarafından ayrıntılı olarak incelenmiştir. Bu çalışmaların sonuçları ve daha sonraki bir dizi çalışma, gökbilimcileri halkanın bazı kısımlarında göktaşı niteliğindeki katı parçacıklar ve cisimlerin yanı sıra buz ve belirli bir miktarda gaz da bulunduğu inancına yöneltti.

Ancak serbest durumdaki buz, Satürn'ün hareket ettiği yerden bu kadar büyük bir mesafede (9,5 astronomik birim) bile uzun süre var olamaz. 11 astronomik birime veya 1,7 milyar kilometreye kadar güneş ışınlarının buzu buharlaştırması ve ortaya çıkan gaz parçacıklarının güneş sisteminden dışarı atılması gerekiyor. Hızla buharlaşan donmuş gazların kuyruklu yıldızın başını ve kuyruğunu oluşturduğu böyle bir süreci gözlemliyoruz.

Ancak halka sürekli madde kaybediyorsa, bir yerden yenilenmesi gerekir. Dışarıda mı, Satürn sisteminin dışında mı? Bu imkansız! Halka maddesinin yenilenmesi ve sonuç olarak halkanın kendisinin oluşumu yalnızca Satürn sisteminden gelen emisyonlarla, hem Satürn'ün uydularının yüzeyinde hem de muhtemelen gezegenin kendisinde güçlü patlama süreçleriyle açıklanabilir.

Satürn sistemindeki güçlü volkanik aktiviteye ilişkin sonuç, gözlemcilerin gezegenin yüzeyinde defalarca belirttiği şeylerle oldukça tutarlıdır. Orada, bazen aylarca süren parlak beyaz lekelerin görünümü birden fazla kez gözlemlendi. Ve daha sonra tamamen farklı düşüncelere dayanarak Satürn'den devasa madde atımı fikrine vardım. Kuyruklu yıldızların incelenmesi beni bu sonuca götürdü.

Bilim insanları bugüne kadar 573 kuyruklu yıldızın yörüngesini belirledi. 442 kuyruklu yıldızın yörünge periyotları 1000 yıldan daha uzundur ve bazılarının hareket şekilleri onların güneş sisteminden sonsuza kadar ayrıldıklarını göstermektedir. 75 kuyruklu yıldız, 15 yıldan daha kısa bir yörünge periyoduna sahip küçük eliptik yörüngelerde hareket eder. Bunlar ailenin sözde kuyruklu yıldızları. Geriye kalan 56 kuyruklu yıldızın ise 15 ile 1000 yıl arasında değişen yörünge dönemleri var. Bunlar arasında özellikle Satürn'ün kuyruklu yıldız aileleri ve.

Çok uzun parabolik yörüngelere sahip kuyruklu yıldızların baskınlığı, kuyruklu yıldızların yıldızlararası uzaydan geldiği ve çoğunun yalnızca Güneş Sisteminden geçtiği fikrine yol açtı. Bu hipotez iki yüzyıldan fazla bir süre önce Fransız bilim adamı Laplace tarafından ifade edilmiş ve matematiksel olarak geliştirilmiştir.

Ancak daha sonra birçok astronom ve matematikçinin kendisine verdiği sınavlarda başarısız oldu. Kuyruklu yıldızlar yıldızlararası yapıya sahip cisimler olsaydı, keskin hiperbolik yörüngeleri gözlemlememiz gerekirdi, ancak durum böyle değil.

Satrancı seviyorsanız muhtemelen geriye dönük analizle ilgili sorunlarla karşılaşmışsınızdır. Bunların anlamı, tahtada bir pozisyon verildiğinde, kişinin ona yol açan hamle serisini yeniden yapılandırması gerektiğidir. Benzer bir sorun gökbilimciler tarafından da çözüldü. Zayıf hiperbolik bir harekete sahip olan birçok kuyruklu yıldız için, gezegen etkisi bölgesine girmeden önce yörüngenin ne olduğunu bulmak amacıyla gezegenlerden gelen tüm rahatsızlıklar hesaplandı. Her durumda, ilk yörüngenin eliptik olduğu ortaya çıktı, bu da kuyruklu yıldızların Güneş Sistemine ait olduğunu gösteriyordu.

Doğru astrofizik araştırmaları ve fotometri ve spektral analiz yöntemlerinin kullanılması, kuyruklu yıldızların bileşiminin belirlenmesini mümkün kılmıştır. Kuyruklu yıldızların parlak kafaları ve kuyrukları, esas olarak iyonize atomlar ve moleküller biçiminde, son derece seyrekleştirilmiş gazlardan (çoğunlukla hidrokarbonlar, siyanojen, karbon monoksit, moleküler nitrojen vb.) oluşur. Kuyruklu yıldız gazları şüphesiz güneş ışınımının etkisi altında daha karmaşık ana moleküllerin parçalanmasının ürünleridir. Kuyruklu yıldız çekirdekleri katı parçacıklardan oluşmalıdır. Son zamanlarda, kuyruklu yıldızlardaki gazların buz şeklinde donmuş bir durumda olduğu ve genellikle küçük tozların eklenmesiyle "kirlendiği" kanıtlanmıştır.

Olağanüstü öneme sahip bir gerçek de ortaya çıktı: Kuyruklu yıldızlar hızla zayıflıyor. Görünümden görünüşe giderek daha az parlak hale gelirler ve 10-20 görünümden sonra onlarca ve yüzlerce kez zayıflarlar!

Kuyruklu yıldızların, kuyruklu yıldızların bulanık baş ve kuyruklarının ortaya çıktığı gaz oluşturan malzemeleri hızla tükettiği açıkça ortaya çıktı. Dolayısıyla gezegenlerin bulunduğu bölgede kuyruklu yıldızların çok yakın zamanda ortaya çıkmış olması gerekir. Gökbilimciler birçok kuyruklu yıldızın yaşını belirledi. Çok küçük olduğu ortaya çıktı: yalnızca birkaç yüz, hatta bazen onlarca yıl. Peki çok sayıda kısa dönemli kuyruklu yıldızın varlığını nasıl açıklayabiliriz?

Laplace onların büyük gezegenlerin, özellikle de yol boyunca onları yakalayan ve daha önce parabolik olan yörüngelerini değiştirmeye zorlayan Jüpiter'in "mahkumları" olduklarına inanıyordu. Ancak kuyruklu yıldızların hareketinin birçok özelliği Laplace'ın aleyhine konuşuyordu. Aksine, günümüzde kuyruklu yıldızların artık güneş sisteminde doğduğu ve Jüpiter sistemi ile belirli bir ilişkileri olduğu görülmektedir, çünkü tüm kısa dönemli kuyruklu yıldızlar bu gezegenle yakından ilişkilidir. Başlangıçta, doğrudan Jüpiter'in ve diğer büyük gezegenlerin yüzeyinden atıldıkları varsayılmıştı. Ancak daha sonra kuyruklu yıldızların Jüpiter'in uydularının yüzeyinden fırlatıldığı varsayımının gözlemlere daha iyi karşılık geldiği ortaya çıktı.

Bu arada kuyruklu yıldızların dikkat çekici diğer özellikleri de ortaya çıktı. Bileşimleri açısından, kuyruklu yıldız buzlarının gezegen atmosferlerinin gazlarına ve özellikle Satürn ve Neptün - Titan ve Triton uydularında keşfedilen atmosferlere son derece yakın olduğu ortaya çıktı. Bir dizi veri, Jüpiter'in büyük uydularının donmuş bir atmosfer tabakasıyla, yani buzla kaplı olduğunu ileri sürdü.

Pek çok kuyruklu yıldıza meteor yağmurları eşlik ediyor. Bu iki olgu en azından ortak bir kökenle ilişkilidir. Ve meteoritlerin laboratuvarlarda incelenmesi, yapılarının ve kimyasal bileşimlerinin incelenmesi, bunların gezegensel cisimlerin kabuğunun parçaları olduğu sonucuna varmaktadır. En büyük Rus volkanolog ve göktaşı uzmanı A. N. Zavaritsky, taş göktaşlarının çoğunun yapı olarak Dünya'nın volkanik bölgelerindeki tüf kayalarına çok yakın olduğunu buldu. Daha önce, bir başka seçkin mineralog V.N. Lodochnikov, dev karasal patlamalar sırasında meteoritlerin ve meteor cisim akıntılarının oluşma olasılığı hakkında sonuca varmıştı.

Meteor yağmurlarının ömrünün de birkaç yüz ya da bin yıldan fazla olmadığı ortaya çıktı. Yörüngelerin doğası, meteor parçacıklarının güneş sistemine ait olduğunu ve şüphesiz onun içinde oluştuğunu akla getiriyor. Bu, şu anda gözlemlediğimiz meteor yağmurlarının çok yeni bir kökene sahip olması gerektiği anlamına geliyor.

Meteor yağmurlarının kuyruklu yıldızlarla olan ilişkisi, küçük güneş sistemi cisimlerinin volkanik veya patlayıcı kökenli olduğuna dair bir başka kanıttır. Herhangi bir patlamaya, güneş sisteminde meteor yağmurları oluşturacak muazzam miktarda kül ve kumun salınması eşlik etmelidir.

Satürn'ün halkasının kuyruklu yıldız-gök taşı niteliğinde olduğu varsayımının temelini oluşturan gerekçeler bunlardı. Peki neden Satürn'le ilgili yalnızca belirli bir durumda, doğa gezegen için bir halkadan mahrum kalmadı? Bu yanlış. Kuyruklu yıldız ve gök taşı cisimlerinden yani kaya ve kül parçacıklarından oluşan bulutların da Jüpiter'in etrafında dönmesi gerekiyor. Jüpiter'in bir uydusundaki patlamanın, yeni bir kuyruklu yıldız oluşturabilmesi için maddeye saniyede 5-7 kilometre hız vermesi gerekiyor. Ancak önemli ölçüde daha fazla taş ve parçacık daha düşük hızlara sahip olacak; Jüpiter onları yerçekimiyle tutacak ve bir halka şeklinde kendi etrafında toplayacaktır.

Nerede? Sonuçta Jüpiter'in yakınında Satürn'ün halkası kadar parlak ve dikkat çekici bir oluşum görmüyoruz. Burada unutulmaması gereken nokta, Jüpiter'in Satürn'ünki kadar büyük bir halkası olsa bile Satürn'de gördüklerimize benzer bir şey göremeyiz. Gerçek şu ki, Satürn'ün ekvatorunun düzlemi ekliptiğe (yani gezegenin hareket düzlemine) 28° eğimlidir, bu nedenle halkanın "açık" olduğunu görebiliriz, oysa Jüpiter'in eğimi yalnızca 3°'dir ve bu nedenle Jüpiter'in halkası Biz her zaman kenardan görülebiliriz (tıpkı “kaybolma” dönemlerinde olduğu gibi). Satürn ve Dünya'nın hareketi sonucunda kendimizi halka düzlemine yakın bulduğumuzda kaybolur; kulaklar görünmüyor ve gezegenin ekvator boyunca uzanan diskinde koyu bir şerit var - "halka gölgesi".

Devam edilecek.

Not: İngiliz bilim adamları başka ne düşünüyor: Er ya da geç insanlar güneş sistemimizdeki diğer gezegenleri kolonileştirmeye devam edebilecekler. Ve sonra Satürn veya Jüpiter'in yüzeyinde bir tür su erteleme istasyonu oldukça yaygın olacak. Ama şimdilik her şey bilim kurgu gibi geliyor.

Şaşırtıcı derecede güzel halkalar ilk olarak Satürn'de keşfedildi. Bu, 17. yüzyılda teleskoplarıyla devin çevresinde geniş bir halka gören büyük gökbilimciler Huygens ve Galileo tarafından yapıldı. 19. yüzyılda Rusya'dan astrofizikçi A. Belopolsky ve İngiltere'den fizikçi J. Maxwell, teleskoplarda katı görünen halkanın öyle olamayacağını kanıtlamayı başardılar. Daha sonraki çalışmalar Satürn'ün gerçekten de halkaları olan bir gezegen olduğunu gösterdi.

Satürn'ün Halkaları

Halkalar ilk başta hayranlık ve şaşkınlık yarattı, ancak daha sonra yapılan araştırmalar bunların bir nedenden dolayı ortaya çıktıklarını, gezegenlerin oluşumunda ve Evrenin incelenmesinde önemli bir rol oynadıklarını gösterdi. Bilim adamları, halkaların çok sayıda mikroskobik parçacıktan ve büyük buz bloklarından oluştuğunu ve ekvator boyunca yer aldığını tespit edebildiler. Kozmik standartlara göre sadece birkaç kilometre incedirler, genişlikleri ise yüzlerce kilometreye kadar ulaşır.

Halkalı gezegen gökbilimcileri şaşırtmayı asla bırakmadı. Başlangıçta Satürn'ün yalnızca dört halkası olduğuna inanılıyorsa ve bunlar Latin harfleri A, B, C, D ile belirtilmişse, daha sonra gezegenden diğerlerinden daha uzak bir mesafede bulunan beşinci bir tane kuruldu. E harfiyle gösteriliyordu. Ancak bir zamana kadar D ve E halkalarının varlığı bilim adamları arasında şüphe uyandırıyordu.

Veriler Amerikan gezegenlerarası istasyonları tarafından iletildikten sonra halkaların malzemeleri ve fotoğrafları kapsamlı bir şekilde incelendi. Altıncı (F), Pioneer 11 istasyonu tarafından keşfedildi. E ve D halkalarının görüntülerinin Voyager 1 istasyonu tarafından gönderilmesi, bilim adamlarının bu halkaların varlığına dair şüphelerini ortadan kaldırdı.

Satürn'ün kaç halkası var?

Halkalı gezegen giderek daha fazla ilgi görmeye başladı. Onları incelemeye devam eden bilim adamları sansasyonel bir keşfe ulaştılar. Anlaşıldığı üzere, altı tane değil, çok daha fazlası var. Toplam sayı henüz belirlenmedi ancak gökbilimciler bu sayının bin halka kadar olabileceğini öne sürüyor.

Voyager 2'nin gönderdiği fotoğraflardan da görülebileceği gibi dar halkalar daha ince halkalardan veya diğer adıyla tellerden oluşuyor. En ilginç şey, hepsinin doğru şekle sahip olmamasıdır. Halkalardan birinin kalınlığının 80 ila 25 kilometre arasında değiştiği tespit edildi.

Halkalar neden katmanlara ayrılıyor?

Bu halka yapısı nasıl açıklanabilir? Birkaç hipotez ifade edildi, ancak en ilginç olanı, halkaların ayrılmasının, nispeten yakın zamanda uzay aracının yardımıyla keşfedilen Satürn'ün uydularının uyguladığı yerçekimi kuvvetleri nedeniyle meydana geldiği, sadece büyük değil, aynı zamanda küçük olduğu düşünülmektedir. Gökbilimciler, F halkasının genişliğinin diğerlerine göre küçük olduğunu fark ettiler ve bunun bir şekilde gezegenin uydularıyla bağlantılı olduğunu öne sürdüler. Hesaplamalara göre iki tane olması gerekiyor. Biri ringin dışında, diğeri ise içeride. Onlara "çoban" deniyordu. Parçacıklara etki eden uyduların onları geri püskürttüğüne inanılıyor.

Satürn'ün Gizemleri

Satürn, halkaları insanlar için pek çok gizemi barındıran bir gezegendir. Nispeten yakın zamanda, gökbilimciler binlerce kilometre boyunca halkalara nüfuz eden radyal oluşumlar olan sözde tekerlek tellerini keşfettiler. Bir aks etrafındaki tekerleğin parmaklıkları gibi gezegenin etrafında dönüyorlar. Bunun ne olduğu sorusu hemen akla geliyor. Parçacıkları farklı mesafelerde olduğundan ve farklı hızlarda hareket ettiğinden halkaların bileşenleri olamazlar. Bu onların hızla yok olmasına yol açacaktır.

Pek çok fotoğrafı inceledikten ve analiz yaptıktan sonra bilim adamları, jant tellerinin gezegenle birlikte Satürn'ün ekseni etrafında tam bir devrim yaptığını keşfettiler. Bu, halkalardan belirli bir mesafede olduklarını ve elektrostatik kuvvetler kullanılarak onlar tarafından tutulduğunu varsaymayı mümkün kıldı. Gezegenin manyetik alanının etkisi altında gezegenle birlikte hareket ederler ve halkalar gibi küçük parçacıklardan oluşurlar. F halkasında ince halka ipliklerin birbirine geçmesi ve kalınlaşmalar bulunmuştur. Bu Satürn'ün gizemidir. Gökbilimciler bunun neden olduğunu henüz açıklayamıyorlar. Yalnızca elektromanyetik kuvvetlerin onlara etki ettiği varsayımı vardır.

Diğer gezegenlerin halkaları

1977'de Uranüs'ün incelenmesi sırasında halkalar keşfedildi ve bu da bilim adamlarının kafa karışıklığına yol açtı, o zamana kadar yalnızca Satürn'ün böyle bir fenomene sahip olduğuna inanılıyordu. Bilim insanları hangi gezegenlerin halkaları olduğunu düşünmeye başladı. Voyager 1, Jüpiter'in yakınında soluk bir halka keşfetti. Bugün Güneş Sistemindeki tüm gaz devi gezegenlerin bunlara sahip olduğu iyi bilinmektedir. Böyle dört gezegen var - Satürn, Jüpiter, Neptün, Uranüs. Asteroit Chariklo da bu listeye eklendi ve bazı bilim adamlarına göre Satürn'ün uydusu Rhea da bu listeye sahip.

Diğer gezegenlerin de halkalı olduğuna inanılıyor. Ancak hangi gezegenlerin halkası olduğu henüz bilinmiyor. Bazı gökbilimciler tarafından yapılan hesaplamalar, cüce gezegen Plüton'un yakınında varlıklarını doğruluyor. Ancak şu ana kadar bu, Rhea’nın uydusunda olduğu gibi doğrulanmadı.

Jüpiter'in Halkaları

Halkalara sahip bir diğer dev gaz gezegeni ise Jüpiter'dir. Sistemleri zayıftır, tozdan oluşur ve dört bileşenden oluşur: kalın bir parçacık torusu - Halo, çok ince ve yoğun bir Ana Halka ve örümcek ağı halkaları adı verilen iki zayıf ve geniş halka. Bilim insanları bunların gezegenin uydularından yayılan tozdan oluştuğunu öne sürüyor. Başka bir yüzük olduğu varsayılıyor ancak henüz bunun doğrulandığı bir bilgi yok.

Neptün'ün halkaları

Güneş sistemindeki halkalı gezegen gaz devi Neptün'dür. Yapısı nispeten yakın zamanda keşfedildi ve çok az araştırıldı. Silikatlarla kaplanmış buz parçacıkları ve henüz bilinmeyen karbon bazlı bir malzemeden oluşan beş bileşenden oluşur. Halkaların isimleri Adams, Le Verrier, Halo, Lascelles ve Arago'dur.

İlginç bir gerçek, ilk yüzüğün Amerikalı astronot E. Guian tarafından keşfedilmiş olmasıdır. Ancak daha sonra gökbilimciler gözlem yaparken bunun tam olmadığını, piston segmanlarına benzediğini fark ettiler. Bu sırada gezegen gölgeye giriyordu. Bunun neden olduğu belirsizliğini koruyor. En dıştaki halkanın beş yayı vardır. Kökenleri de belirsizdir. Voyager 2'den alınan görüntüler, devasa bir yapıya sahip olan daha sönük halkaları ortaya çıkardı.

Uranüs'ün Halkaları

Gezegenin etrafında, su buzu, organik madde, toz ve boyutları birkaç on santimetreden 20 metreye kadar değişen nesnelerden oluşan 13 halkadan oluşan bir sistem keşfedildi. Son derece koyu, opak ve dardırlar. Muhtemelen sistemin ana bileşenleri arasında hafif toz halkaları ve yaylar vardır. Sistemin, gezegenin daha önce sahip olduğu uyduların çarpışmasından oluştuğuna inanılıyor.

Dev gezegenler Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün halkaları vardır. Satürn'ün halkası ilk olarak 1656'da Hollandalı bilim adamı Huygens tarafından keşfedildi, ancak daha önce Galileo zayıf teleskopuyla Satürn'e bakarken bu gezegenin bir şeyle çevrili olduğunu keşfetmişti. Satürn'ün incelenmesi, halkanın gezegenin yüzeyine hiçbir yerde temas etmediğini ve iç içe geçmiş ve boşluklarla ayrılmış birkaç halkadan oluştuğunu gösterdi.

Halkalar sürekli değildir, ancak uydular gibi gezegenin etrafında dönen ve toplu olarak halkalar oluşturan büyük ve küçük ayrı parçacıklardan oluşur. İç halkalar, dış halkalardan daha hızlı bir şekilde gezegenin etrafında dönüyor. Bilim insanları bu hızları hesapladılar ve Satürn'ün uydularının bu şekilde döneceği ortaya çıktı. Kepler yasalarına tam uygun olarak Satürn'ün ekseni yörünge düzlemine eğik olduğundan teleskopta halkanın görünümünde bir değişiklik gözlenir. Galileo'ya göre bu halkalar bir tür gizemli "kulaklar" gibi görünüyordu.

Jüpiter'de bir halkanın varlığı 1960 yılında bilim adamı S.K. Vsekhsvyatsky tarafından tahmin edildi ve 1979'da Amerikan Voyager istasyonu tarafından fotoğraflandı. Jüpiter'in halkası çok incedir ve küçük kayalardan ve tozdan oluşur. Dünya'ya yandan bakmaktadır ve bu nedenle Dünya'dan görülememektedir. Uranüs'ün teleskopla görülemeyen çok ince halkaları vardır. Voyager'ın yardımıyla 11 şeffaf halka ve birkaç bulanık, sözde dağınık halka keşfettiler. Uzak gezegenlerin uyduları ve halkaları üzerine araştırmalar gelecekte de devam edecek ve kesinlikle pek çok ilginç şey getirecek.

Büyük gökbilimci Kepler, sudaki balık sayısı kadar kuyruklu yıldız olduğuna inanıyordu. Bu teze itiraz etmeyeceğiz. Sonuçta, Güneş Sistemimizin çok ötesinde, "kuyruklu yıldızların" bir "sürüde" toplandığı bir kuyruklu yıldız Oort bulutu var. Bir hipoteze göre bazen oradan bölgemize “yüzüyorlar” ve biz de onları gökyüzünde gözlemleyebiliyoruz. Nasıl…

Birçoğunuz gece gökyüzünde parıldayan yıldızlar gördünüz. Yıldızların yanıp sönmesinin nedeni havanın homojen olmaması ve hareketidir. Yıldızların parıltısı ufka doğru yoğunlaşıyor. Bu bile tek başına bu olayın atmosferden etkilendiğini gösteriyor. Şekle baktığınızda ışın yolu ne kadar uzun olursa ışın ile ufuk düzlemi arasındaki açının o kadar küçük olduğunu göreceksiniz. Yıldızların parıldaması anlatılıyor...

Colorado Nehri birkaç Amerikan eyaletinden geçer - Utah, Arizona, Nevada ve Kaliforniya. Birkaç milyon yıl önce yarattığı ve tüm gezegende eşi benzeri olmayan dev bir kanyonun dibinde hareket etmesi bakımından benzersizdir. Bu doğa harikasının büyüklüğüne dair en canlı fikir, havalimanından turistik güzergah boyunca yapılan bir uçuş sırasında elde edilebilir...

Coğrafi haritalarda göller mavi veya lila rengindedir. Mavi renk gölün taze olduğunu, lila ise tuzlu olduğunu ifade eder. Göllerdeki suyun tuzluluğu değişiklik gösterir. Bazı göller tuzlara o kadar doymuştur ki içlerinde boğulmak imkansızdır ve bunlara mineral gölleri denir. Diğerlerinde suyun tadı sadece hafif tuzludur. Çözünmüş maddelerin konsantrasyonu ...

İçinde yaşadığımız dünya çok büyük ve geniştir. Uzayın ne başı ne de sonu vardır, sınırsızdır. Tükenmez enerji rezervlerine sahip bir roket gemisi hayal ederseniz, o zaman Evrenin herhangi bir ucuna, çok uzak bir yıldıza uçtuğunuzu kolaylıkla hayal edebilirsiniz. Peki sırada ne var? Ve sonra - aynı sonsuz alan. Astronomi bir bilimdir...

MÖ 46'da Roma İmparatoru Julius Caesar. takvim reformu gerçekleştirdi. Yeni takvimin geliştirilmesi, Sosigenes liderliğindeki bir grup İskenderiyeli gökbilimci tarafından gerçekleştirildi. Daha sonra Jülyen takvimi olarak anılan takvim, süresi 365,25 gün olarak alınan güneş yılını temel alıyor. Ancak bir takvim yılı yalnızca tam sayıda günden oluşabilir. Bu nedenle saymayı kabul ettik...

Yengeç takımyıldızı en az fark edilen zodyak takımyıldızlarından biridir. Hikayesi çok ilginç. Bu takımyıldızın adının kökeni hakkında oldukça egzotik açıklamalar var. Örneğin Mısırlıların, Yengeç burcunu gökyüzünün bu bölgesine yıkım ve ölümün simgesi olarak yerleştirdikleri, çünkü bu hayvanın leşle beslendiği ciddi bir şekilde ileri sürülüyordu. Yengeç önce kuyruğunu hareket ettirir. Yaklaşık iki bin yıl önce...

Mikhail Vasilyevich Lomonosov, büyük bir Rus ansiklopedist bilim adamıdır. Doğa bilimlerindeki ilgi alanları ve araştırmaları fizik, kimya, coğrafya, jeoloji, astronomi gibi çeşitli bilim alanlarını kapsıyordu. Olayları birbirleriyle olan ilişkileri ve ilgi alanları açısından analiz etme yeteneği, onu astronomi alanında bir dizi önemli sonuca ve başarıya götürdü. Atmosferdeki elektrik olgusunu incelerken, elektriksel doğa fikrini ortaya attı...

Açık güneşli bir günde, rüzgârın sürüklediği bir bulut gölgesinin Dünya üzerinde nasıl ilerlediğini ve bulunduğumuz yere nasıl ulaştığını sıklıkla gözlemlemek zorundayız. Bulut Güneş'i gizler. Güneş tutulması sırasında Ay, Dünya ile Güneş'in arasından geçerek onu bizden gizler. Dünya gezegenimiz gün içerisinde kendi ekseni etrafında dönmekte ve aynı zamanda da hareket etmektedir...

Güneşimiz sıradan bir yıldızdır ve tüm yıldızlar doğar, yaşar ve ölür. Herhangi bir yıldız er ya da geç söner. Ne yazık ki Güneşimiz sonsuza kadar parlamayacak. Bilim adamları bir zamanlar Güneş'in yavaş yavaş soğuduğuna veya "yandığına" inanıyorlardı. Ancak artık biliyoruz ki, eğer bu gerçekten olsaydı, o zaman enerjisi yeterli olurdu...

Güneş Sistemimiz, eğer içeriğini kastediyorsak, Güneş'ten ve dört dev gezegenden ve daha da basit bir şekilde Güneş ve Jüpiter'den oluşur, çünkü Jüpiter'in kütlesi diğer tüm güneşe yakın nesnelerden - gezegenler, kuyruklu yıldızlar, asteroitler - daha büyüktür. - birleştirildi. Aslında Güneş-Jüpiter ikili sisteminde yaşıyoruz ve diğer tüm "önemsiz şeyler" onların yerçekimine tabidir.

Satürn kütle olarak Jüpiter'den dört kat daha küçüktür, ancak bileşim olarak benzerdir: aynı zamanda esas olarak hafif elementlerden oluşur - atom sayısı 9: 1 oranında hidrojen ve helyum. Uranüs ve Neptün daha az kütlelidir ve daha ağır elementler (karbon, oksijen, nitrojen) bakımından bileşim açısından daha zengindir. Bu nedenle, dört devden oluşan bir grup genellikle ikiye bölünerek iki alt gruba ayrılır. Jüpiter ve Satürn'e gaz devleri, Uranüs ve Neptün'e ise buz devleri adı verilir. Gerçek şu ki, Uranüs ve Neptün'ün çok kalın bir atmosferi yoktur ve hacimlerinin büyük bir kısmı buzlu bir mantodur; yani oldukça katı bir madde. Jüpiter ve Satürn'ün hacminin neredeyse tamamı gaz ve sıvı "atmosfer" tarafından kaplanmıştır. Üstelik tüm devlerin kütle olarak Dünyamızı aşan demir-taş çekirdekleri var.

İlk bakışta dev gezegenler ilkel görünürken küçük gezegenler çok daha ilgi çekicidir. Ama belki de bunun nedeni, bu dört devin doğasını hâlâ iyi bilmememizdir, pek ilgimizi çekmemeleri değil. Sadece onları iyi tanımıyoruz. Örneğin, tüm astronomi tarihi boyunca, iki buz devine - Uranüs ve Neptün - bir uzay sondası yalnızca bir kez yaklaştı (Voyager 2, NASA, 1986 ve 1989) ve o zaman bile durmadan yanlarından uçtu. Orada ne kadar görebilir ve ölçebilirdi? Henüz buz devlerini tam anlamıyla incelemeye başlamadığımızı söyleyebiliriz.

Gaz devleri, yanından uçan araçların (Pioneer 10 ve 11, Voyager 1 ve 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA ve ESA) yanı sıra yapay araçların da yakınlarında bir süredir faaliyet göstermesi nedeniyle çok daha ayrıntılı olarak incelenmiştir. uzun süredir uydular: 1995-2003'te Galileo (NASA). ve Juno (NASA) 2016'dan beri Jüpiter'i, Cassini (NASA ve ESA) ise 2004-2017'den beri araştırıyor. Satürn'ü inceledi.

Jüpiter, kelimenin tam anlamıyla en derin şekilde araştırıldı: Galileo'dan atmosferine 48 km/s hızla uçan, paraşüt açan ve 1 saat içinde gezegenin üst kenarının 156 km altına inen bir sonda bırakıldı. 23 atm'lik dış basınç ve 153 °C'lik sıcaklıkta, görünüşe göre aşırı ısınma nedeniyle veri aktarımını durduran bulutlar. İniş yörüngesi sırasında, izotop bileşimi dahil olmak üzere atmosferin birçok parametresini ölçtü. Bu sadece gezegen bilimini değil aynı zamanda kozmolojiyi de önemli ölçüde zenginleştirdi. Sonuçta dev gezegenler maddeyi bırakmazlar; doğdukları şeyi sonsuza kadar korurlar; Bu özellikle Jüpiter için geçerlidir. Bulutlu yüzeyinin ikinci kaçış hızı 60 km/s'dir; oradan tek bir molekülün dahi kaçamayacağı açıktır.

Bu nedenle Jüpiter'in izotop bileşiminin, özellikle de hidrojen bileşiminin, yaşamın, en azından Güneş Sistemi'nin ve belki de Evren'in ilk aşamalarının karakteristiği olduğunu düşünüyoruz. Ve bu çok önemlidir: Hidrojenin ağır ve hafif izotoplarının oranı bize, Evrenimizin evriminin ilk dakikalarında kimyasal elementlerin sentezinin nasıl ilerlediğini ve o zamanlar hangi fiziksel koşulların var olduğunu anlatır.

Jüpiter yaklaşık 10 saatlik bir periyotla hızla döner; ve gezegenin ortalama yoğunluğu düşük olduğundan (1,3 g/cm3), merkezkaç kuvveti vücudunu gözle görülür şekilde deforme etti. Gezegene baktığınızda kutup ekseni boyunca sıkıştırıldığını fark edeceksiniz. Jüpiter'in sıkışma derecesi, yani ekvator ve kutup yarıçapları arasındaki göreceli fark ( R denklem – R zemin)/ R denklem = 0,065. Gezegenin ortalama yoğunluğudur (ρ ∝ M/R 3) ve günlük periyodu ( T) vücudunun şeklini belirler. Bildiğiniz gibi gezegen, hidrostatik denge halindeki kozmik bir cisimdir. Gezegenin kutbunda yalnızca yerçekimi kuvveti etki eder ( GM/R 2) ve ekvatorda merkezkaç kuvveti ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Oranları gezegenin şeklini belirler, çünkü gezegenin merkezindeki basınç yöne bağlı olmamalıdır: ekvatoral madde sütunu kutupsal olanla aynı ağırlığa sahip olmalıdır. Bu kuvvetlerin oranı (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(M/R 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Yani yoğunluk ve günün uzunluğu ne kadar düşük olursa gezegen o kadar sıkıştırılır. Kontrol edelim: Satürn'ün ortalama yoğunluğu 0,7 g/cm3, dönüş süresi 11 saat, yani Jüpiter'inkiyle hemen hemen aynı ve sıkıştırması 0,098'dir. Satürn, Jüpiter'den bir buçuk kat daha fazla sıkıştırılmıştır ve gezegenleri bir teleskopla gözlemlerken bunu fark etmek kolaydır: Satürn'ün sıkışması dikkat çekicidir.

Dev gezegenlerin hızlı dönüşü, yalnızca vücutlarının şeklini ve dolayısıyla gözlenen disklerinin şeklini değil aynı zamanda görünüşünü de belirler: Dev gezegenlerin bulutlu yüzeyi, ekvator boyunca uzanan farklı renkteki şeritlerden oluşan bölgesel bir yapıya sahiptir. . Gaz akışları saatte yüzlerce kilometreye varan hızlarda hızla hareket eder; karşılıklı yer değiştirmeleri kayma kararsızlığına neden olur ve Coriolis kuvvetiyle birlikte dev girdaplar oluşturur. Uzaktan bakıldığında Jüpiter'deki Büyük Kırmızı Nokta, Satürn'deki Büyük Beyaz Oval ve Neptün'deki Büyük Karanlık Nokta görülebilmektedir. Jüpiter'deki antisiklon Büyük Kırmızı Nokta (GRS) özellikle ünlüdür. Bir zamanlar BKP şimdikinin iki katı büyüklüğündeydi; Galileo'nun çağdaşları tarafından zayıf teleskoplarıyla görülmüştü. Bugün BCP söndü, ancak devasa bir gaz kütlesini kapladığı için bu girdap neredeyse 400 yıldır Jüpiter'in atmosferinde yaşıyor. Boyutu küreden daha büyüktür. Böylesine büyük bir gaz kütlesi bir kez dönmeye başladıktan sonra artık durmayacak. Gezegenimizde siklonlar yaklaşık bir hafta yaşıyor ve orada yüzyıllarca sürüyor.

Herhangi bir hareket enerjiyi dağıtır, bu da bir kaynak gerektirdiği anlamına gelir. Her gezegenin iki grup enerji kaynağı vardır - iç ve dış. Dışarıdan gezegene bir güneş radyasyonu akışı yağıyor ve meteoroidler düşüyor. İçeriden bakıldığında, gezegen radyoaktif elementlerin bozunması ve gezegenin kendisinin yerçekimsel sıkışması (Kelvin-Helmholtz mekanizması) nedeniyle ısınıyor. . Her ne kadar Jüpiter'e düşen ve güçlü patlamalara neden olan büyük nesneler görmüş olsak da (Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı), bunların çarpma sıklığına ilişkin tahminler, bunların getirdikleri ortalama enerji akışının güneş ışığının getirdiğinden önemli ölçüde daha az olduğunu göstermektedir. Öte yandan iç enerji kaynaklarının rolü belirsizdir. Ağır refrakter elementlerden oluşan karasal gezegenler için tek iç ısı kaynağı radyoaktif bozunmadır, ancak katkısı Güneş'ten gelen ısıyla karşılaştırıldığında ihmal edilebilir düzeydedir.

Dev gezegenlerde ağır element oranı önemli ölçüde daha düşüktür, ancak daha kütlelidirler ve sıkıştırılmaları daha kolaydır, bu da yerçekimi enerjisinin salınmasını ana ısı kaynağı haline getirir. Ve devler Güneş'ten uzaklaştırıldığı için, iç kaynak dış kaynağın rakibi haline gelir: bazen gezegen kendisini Güneş'in ısıttığından daha fazla ısıtır. Güneş'e en yakın dev olan Jüpiter bile (tayfın kızılötesi bölgesinde) Güneş'ten aldığından %60 daha fazla enerji yayar. Ve Satürn'ün uzaya yaydığı enerji, gezegenin Güneş'ten aldığından 2,5 kat daha fazla.

Yerçekimi enerjisi, hem gezegenin bir bütün olarak sıkıştırılması sırasında hem de iç kısmının farklılaşması sırasında açığa çıkar, yani daha yoğun madde merkeze indiğinde ve oradan daha fazla "yüzer" yer değiştirdiğinde. Her iki etki de muhtemelen iş başındadır. Mesela çağımızda Jüpiter yılda yaklaşık 2 cm kadar küçülüyor. Ve oluşumundan hemen sonra iki kat daha büyüktü, daha hızlı büzüldü ve önemli ölçüde daha sıcaktı. Çevresinde, Galilean uydularının özelliklerinin de gösterdiği gibi, küçük bir güneş rolü oynadı: gezegene ne kadar yakınsa, o kadar yoğundurlar ve uçucu elementleri o kadar az içerirler (dünyadaki gezegenlerin kendileri gibi). Güneş Sistemi).

Gezegenin bir bütün olarak sıkıştırılmasına ek olarak, iç mekanın farklılaşması da yerçekimsel enerji kaynağında önemli bir rol oynar. Madde yoğun ve yüzer olarak ikiye ayrılır ve yoğun madde batarak potansiyel yerçekimi enerjisini ısı şeklinde serbest bırakır. Muhtemelen, her şeyden önce, bu yoğunlaşmadır ve ardından helyumun yüzen hidrojen katmanları boyunca düşmesinin yanı sıra hidrojenin kendisinin faz geçişleridir. Ancak daha ilginç olaylar da olabilir: örneğin, karbonun kristalleşmesi - bir elmas yağmuru (!), ancak çok az karbon olduğu için çok fazla enerji açığa çıkarmaz.

Dev gezegenlerin iç yapısı şimdiye kadar sadece teorik olarak incelenmiştir. Derinliklerine doğrudan girme şansımız çok az ve sismolojik yöntemler yani akustik sondaj henüz bunlara uygulanmadı. Belki bir gün onları nötrinolar kullanarak aydınlatmayı öğrenebiliriz, ancak bu henüz çok uzakta.

Neyse ki, dev gezegenlerin iç kısımlarında hakim olan basınç ve sıcaklıklarda maddenin davranışı laboratuvar koşullarında zaten iyi bir şekilde incelenmiştir ve bu da iç mekanlarının matematiksel modellenmesi için temel oluşturmaktadır. Gezegenlerin iç yapısına ilişkin modellerin yeterliliğini izlemeye yönelik yöntemler vardır. Kaynakları derinliklerde bulunan manyetik ve yerçekimi olmak üzere iki fiziksel alan, gezegeni çevreleyen uzaya çıkıyor ve burada uzay sondası aletleriyle ölçülebiliyor.

Manyetik alanın yapısı birçok bozucu faktörden (gezegenlere yakın plazma, güneş rüzgarı) etkilenir, ancak yerçekimi alanı yalnızca gezegenin içindeki yoğunluk dağılımına bağlıdır. Gezegenin gövdesi küresel simetrik olandan ne kadar farklı olursa, yerçekimi alanı da o kadar karmaşık olur ve içerdiği harmonikler de o kadar fazla olur; bu da onu basit bir Newton teorisinden ayırır. GM/R 2 .

Uzak gezegenlerin çekim alanını ölçmeye yarayan araç, kural olarak, uzay sondasının kendisidir, daha doğrusu onun gezegen alanındaki hareketidir. Sonda gezegenden ne kadar uzakta olursa, hareketi o kadar zayıf olur ve gezegenin alanı ile küresel simetrik alan arasında küçük farklılıklar ortaya çıkar. Bu nedenle sondayı gezegene mümkün olduğu kadar yakın bir yere fırlatmak gerekiyor. Bu amaçla, yeni Juno sondası (NASA) 2016 yılından bu yana Jüpiter'in yakınında görev yapıyor. Daha önce hiç görülmemiş bir kutupsal yörüngede uçuyor. Kutupsal bir yörüngede, yerçekimi alanının daha yüksek harmonikleri daha belirgindir çünkü gezegen sıkıştırılmıştır ve sonda ara sıra yüzeye çok yaklaşmaktadır. Yerçekimi alanının genişlemesinin daha yüksek harmoniklerini ölçmeyi mümkün kılan şey budur. Ancak aynı nedenden ötürü, sonda yakında işini bitirecek: Jüpiter'in radyasyon kuşaklarının en yoğun bölgelerinden uçuyor ve ekipmanı bundan büyük zarar görüyor.

Jüpiter'in radyasyon kuşakları devasadır. Yüksek basınç altında, gezegenin bağırsaklarındaki hidrojen metalleşir: elektronları genelleşir, çekirdeklerle teması kaybolur ve sıvı hidrojen bir elektrik iletkeni haline gelir. Süper iletken ortamın büyük kütlesi, hızlı dönüş ve güçlü konveksiyon - bu üç faktör, dinamo etkisi nedeniyle manyetik alanın oluşmasına katkıda bulunur. Güneş'ten uçan yüklü parçacıkları yakalayan devasa bir manyetik alanda, devasa radyasyon kuşakları oluşuyor. En yoğun kısımlarında iç Galilean uydularının yörüngeleri bulunur. Dolayısıyla insan Europa yüzeyinde bir gün bile, Io'da ise bir saat bile yaşamadı. Bir uzay robotunun bile orada olması kolay değil.

Jüpiter'e daha uzak olan Ganymede ve Callisto bu anlamda araştırma için çok daha güvenli. Bu nedenle Roscosmos'un gelecekte bir sonda göndermeyi planladığı yer burasıdır. Her ne kadar buzul altı okyanusuyla Avrupa çok daha ilginç olsa da.

Buz devleri Uranüs ve Neptün, gaz devleri ile karasal gezegenlerin ortasında yer alıyor gibi görünüyor. Jüpiter ve Satürn ile karşılaştırıldığında daha küçük boyuta, kütleye ve merkezi basınca sahiptirler, ancak nispeten yüksek ortalama yoğunlukları daha yüksek oranda CNO grubu elementlerine işaret eder. Uranüs ve Neptün'ün geniş ve devasa atmosferleri çoğunlukla hidrojen-helyumdan oluşur. Altında, genellikle buzlu manto olarak adlandırılan, amonyak ve metanla karıştırılmış sulu bir manto bulunur. Ancak gezegen bilim adamları genellikle CNO grubunun kimyasal elementlerini ve bunların bileşiklerini (H 2 O, NH 3, CH 4, vb.) toplam durumlarını değil "buz" olarak adlandırırlar. Yani manto büyük ölçüde sıvı olabilir. Ve altında nispeten küçük bir demir-taş çekirdek yatıyor. Uranüs ve Neptün'ün derinliklerindeki karbon konsantrasyonu Satürn ve Jüpiter'inkinden daha yüksek olduğundan, buzlu mantolarının tabanında kristallerin, yani elmasların yerleştiği bir sıvı karbon tabakası bulunabilir.

Dev gezegenlerin iç yapısının aktif olarak tartışıldığını ve hala oldukça fazla rakip modelin bulunduğunu vurgulamak isterim. Uzay sondalarından alınan her yeni ölçüm ve yüksek basınçlı tesislerdeki laboratuvar simülasyonlarının her yeni sonucu, bu modellerin revizyonuna yol açmaktadır. Atmosferin çok sığ katmanlarındaki ve yalnızca Jüpiter yakınındaki parametrelerin doğrudan ölçümünün Galileo'dan (NASA) bırakılan bir sonda tarafından yalnızca bir kez gerçekleştirildiğini hatırlatmama izin verin. Ve geri kalan her şey dolaylı ölçümler ve teorik modellerdir.

Uranüs ve Neptün'ün manyetik alanları gaz devlerinin manyetik alanlarından daha zayıf, ancak Dünya'nın manyetik alanlarından daha güçlüdür. Uranüs ve Neptün'ün yüzeyindeki alan indüksiyonu yaklaşık olarak Dünya yüzeyindekiyle aynı olmasına rağmen (gauss kesirleri), hacim ve dolayısıyla manyetik moment çok daha fazladır. Buz devlerinin manyetik alanının geometrisi, Dünya, Jüpiter ve Satürn'ün basit dipol şekli özelliğinden çok uzak, çok karmaşıktır. Bunun olası nedeni, Uranüs ve Neptün'ün mantosunun nispeten ince, elektriksel olarak iletken bir katmanında, konveksiyon akımlarının yüksek derecede simetriye sahip olmadığı (katmanın kalınlığı yarıçapından çok daha az olduğu için) bir manyetik alanın üretilmesidir. .

Dışsal benzerliklerine rağmen Uranüs ve Neptün'e ikiz denemez. Bu, farklı ortalama yoğunlukları (sırasıyla 1,27 ve 1,64 g/cm3) ve derinliklerdeki farklı ısı salınım oranları ile kanıtlanmaktadır. Uranüs, Güneş'e Neptün'den bir buçuk kat daha yakın olmasına ve dolayısıyla ondan 2,5 kat daha fazla ısı almasına rağmen Neptün'den daha soğuktur. Gerçek şu ki Neptün, derinliklerinde Güneş'ten aldığından daha fazla ısı yayar, Uranüs ise neredeyse hiçbir şey yaymaz. Uranüs'ün iç kısmından yüzeye yakın ısı akışı yalnızca 0,042 ± 0,047 W/m2'dir ve bu, Dünya'nınkinden (0,075 W/m2) bile daha azdır. Uranüs güneşe en uzak olmasa da güneş sistemindeki en soğuk gezegendir. Bu onun garip "yanlara" dönüşüyle ​​mi ilgili? Bu mümkün.

Şimdi gezegen halkalarından bahsedelim.

Herkes “halkalı gezegenin” Satürn olduğunu biliyor. Ancak dikkatli bir gözlem yapıldığında tüm dev gezegenlerin halkaları olduğu ortaya çıkıyor. Dünya'dan fark edilmeleri zordur. Örneğin, Jüpiter'in halkasını teleskopla görmüyoruz, ancak uzay sondası gezegene gece tarafından baktığında onu arka ışıkta fark ediyoruz. Bu halka, boyutu ışığın dalga boyuyla karşılaştırılabilecek kadar koyu ve çok küçük parçacıklardan oluşur. Pratik olarak ışığı yansıtmazlar, ancak onu iyi bir şekilde dağıtırlar. Uranüs ve Neptün ince halkalarla çevrilidir.

Genel olarak hiçbir gezegenin aynı halkaları yoktur; hepsi farklıdır.

Şaka yollu olarak Dünya'nın da bir halkası olduğunu söyleyebilirsiniz. Yapay. Sabit yörüngeye yerleştirilmiş birkaç yüz uydudan oluşur. Bu şekil sadece durağan uyduları değil, aynı zamanda düşük yörüngelerdeki uyduların yanı sıra yüksek eliptik yörüngelerdeki uyduları da göstermektedir. Ancak coğrafi halka, arka planlarına karşı oldukça belirgin bir şekilde öne çıkıyor. Ancak bu bir fotoğraf değil çizimdir. Henüz hiç kimse Dünya'nın yapay halkasını fotoğraflamayı başaramadı. Sonuçta toplam kütlesi küçüktür ve yansıtıcı yüzeyi ihmal edilebilir düzeydedir. Halkadaki uyduların toplam kütlesinin 10 m büyüklüğünde bir asteroide eşdeğer olan 1000 ton olması pek olası değildir. Bunu dev gezegenlerin halkalarının parametreleriyle karşılaştırın.

Halkaların parametreleri arasında herhangi bir ilişki olduğunu fark etmek oldukça zordur. Satürn'ün halkalarının malzemesi kar gibi beyazdır (%60 albedo), geri kalan halkalar ise kömürden daha siyahtır (A = %2-3). Tüm halkalar incedir ancak Jüpiter'inki oldukça kalındır. Her şey parke taşlarından yapılmıştır, ancak Jüpiter toz parçacıklarından yapılmıştır. Halkaların yapısı da farklıdır: Bazıları bir gramofon plağı (Satürn), diğerleri matruşka şeklindeki halka yığınına (Uranüs), diğerleri bulanık, dağınıktır (Jüpiter) ve Neptün'ün halkaları hiç kapalı değildir. ve kemerlere benziyor.

Halkaların nispeten küçük kalınlığına kafa yoramıyorum: yüzbinlerce kilometre çapındaki kalınlıkları onlarca metreyle ölçülüyor. Hiç bu kadar hassas nesneleri elimizde tutmamıştık. Satürn'ün halkasını bir yazı kağıdına benzetirsek, bilinen kalınlığıyla kağıt bir futbol sahası büyüklüğünde olur!

Gördüğümüz gibi, tüm gezegenlerin halkaları parçacıkların bileşimi, dağılımları ve morfolojileri bakımından farklılık gösterir - her dev gezegenin, kökenini henüz anlamadığımız kendine özgü bir dekorasyonu vardır. Tipik olarak halkalar gezegenin ekvator düzleminde bulunur ve gezegenin kendisinin ve ona yakın uydu grubunun dönüşüyle ​​aynı yönde döner. Eski zamanlarda gökbilimciler halkaların sonsuz olduğuna, gezegenin doğduğu andan itibaren var olduklarına ve sonsuza kadar orada kalacaklarına inanıyorlardı. Artık bakış açısı değişti. Ancak hesaplamalar, halkaların çok dayanıklı olmadığını, parçacıklarının yavaşlayarak gezegene düştüğünü, buharlaşarak uzayda dağıldığını ve uyduların yüzeyine yerleştiğini gösteriyor. Yani dekorasyon uzun ömürlü olsa da geçicidir. Gökbilimciler artık halkanın gezegenin uydularının çarpışması veya gelgit nedeniyle bozulması sonucu oluştuğuna inanıyor. Belki de Satürn'ün halkası en genç olanıdır, bu yüzden bu kadar büyük ve uçucu maddeler (kar) açısından zengindir.

Ve böylece iyi bir kameraya sahip iyi bir teleskop fotoğraf çekebilir. Ancak burada hala ringde neredeyse hiçbir yapı göremiyoruz. Karanlık bir "boşluk" uzun zamandır fark ediliyordu: İtalyan gökbilimci Giovanni Cassini tarafından 300 yıldan fazla bir süre önce keşfedilen Cassini boşluğu. Boşlukta hiçbir şey yok gibi görünüyor.

Halkanın düzlemi gezegenin ekvatoruyla çakışıyor. Aksi olamaz, çünkü simetrik yassı bir gezegenin ekvator boyunca yer çekimi alanında potansiyel bir deliği vardır. 2004'ten 2009'a kadar çekilen bir dizi fotoğrafta, Satürn'ün ekvatorunun yörünge düzlemine 27° eğik olması ve Dünya'nın her zaman bu düzleme yakın olması nedeniyle Satürn'ü ve halkasını farklı açılardan görüyoruz. 2004 yılında kesinlikle halkaların düzlemindeydik. Onlarca metre kalınlıkta yüzüğün kendisini göremediğimizi anlıyorsunuz. Ancak gezegenin diskindeki siyah şerit dikkat çekiyor. Bu bulutların üzerindeki bir halkanın gölgesi. Bizim için görünür çünkü Dünya ve Güneş Satürn'e farklı yönlerden bakıyor: Biz tam olarak halkanın düzlemine bakıyoruz, ancak Güneş biraz farklı bir açıdan aydınlatıyor ve halkanın gölgesi halkanın bulutlu katmanına düşüyor. gezegen. Eğer gölge varsa halkanın içinde oldukça yoğun bir madde var demektir. Halkanın gölgesi yalnızca Satürn'deki ekinokslarda, Güneş tam olarak kendi düzlemindeyken kaybolur; ve bu bağımsız olarak halkanın küçük kalınlığını gösterir.

Satürn'ün halkalarına birçok eser ayrılmıştır. Elektromanyetik alan denklemleriyle ünlü olan James Clerk Maxwell, halkanın fiziğini araştırdı ve onun tek bir katı nesne olamayacağını, küçük parçacıklardan oluşması gerektiğini, aksi takdirde merkezkaç kuvvetinin onu parçalayacağını gösterdi. ayrı. Her parçacık kendi yörüngesinde uçar; gezegene ne kadar yakınsa o kadar hızlıdır.

Herhangi bir konuya farklı bir perspektiften bakmak her zaman faydalıdır. Doğrudan ışıkta siyahlığı, halkada bir "düşmeyi" gördüğümüz yerde, burada maddeyi görüyoruz; bu sadece farklı bir tür, ışığı farklı şekilde yansıtıyor ve dağıtıyor

Uzay sondaları bize Satürn'ün halkasının resimlerini gönderdiğinde, onun ince yapısına hayran kaldık. Ancak 19. yüzyılda Fransa'daki Pic du Midi Gözlemevi'ndeki seçkin gözlemciler tam olarak bu yapıyı gözleriyle gördüler, ancak o zamanlar kimse onlara gerçekten inanmadı çünkü onlardan başka kimse bu incelikleri fark etmemişti. Ancak Satürn'ün halkasının da aynen böyle olduğu ortaya çıktı. Yıldız dinamiği uzmanları, halkanın bu ince radyal yapısına, halka parçacıklarının, Satürn'ün halka dışındaki büyük uyduları ve halka içindeki küçük uydularla rezonans etkileşimi açısından bir açıklama arıyorlar. Genel olarak yoğunluk dalgaları teorisi bu görevin üstesinden gelir ancak yine de tüm detayları açıklamaktan uzaktır.

Üstteki fotoğraf yüzüğün gündüz tarafını gösteriyor. Sonda halkanın düzlemi boyunca uçuyor ve alttaki fotoğrafta gece tarafıyla bize nasıl döndüğünü görüyoruz. Cassini bölümündeki malzeme gölge taraftan oldukça görünür hale geldi ve halkanın parlak kısmı ise yoğun ve opak olduğu için tam tersine karardı. Karanlığın olduğu yerde, küçük parçacıklar ışığı yansıtmadığı ve ileri doğru dağıttığı için parlaklık ortaya çıkar. Bu görüntüler, maddenin her yerde olduğunu, yalnızca farklı boyut ve yapıdaki parçacıkların olduğunu gösteriyor. Bu parçacıkları hangi fiziksel olgunun ayırdığını henüz gerçekten anlamıyoruz. Üstteki görüntü Satürn'ün uydularından biri olan Janus'u göstermektedir.

Uzay aracının Satürn'ün halkasına yakın uçmasına rağmen hiçbirinin halkayı oluşturan gerçek parçacıkları görmeyi başaramadığı söylenmelidir. Sadece genel dağılımlarını görüyoruz. Tek tek blokları görmek mümkün değildir; aparatın ringe fırlatılması riski yoktur. Ama bir gün bunun yapılması gerekecek.

Satürn'ün gece tarafından bakıldığında, halkaların doğrudan ışıkta görülmeyen, hafifçe görülebilen kısımları hemen ortaya çıkıyor.

Bu gerçek renkli bir fotoğraf değil. Buradaki renkler, belirli bir alanı oluşturan parçacıkların karakteristik boyutunu göstermektedir. Kırmızı küçük parçacıklardır, turkuaz ise daha büyüktür.

O sırada halka Güneş'e doğru döndüğünde, büyük homojensizliklerin gölgeleri halka düzlemine düşüyordu (en üstteki fotoğraf). Buradaki en uzun gölge Mimas uydusundan geliyor ve ekteki büyütülmüş resimde gösterilen çok sayıda küçük tepe henüz net bir açıklama alamadı. Bunlardan kilometre büyüklüğündeki çıkıntılar sorumludur. Bazılarının en büyük taşlardan gelen gölgeler olması mümkündür. Ancak gölgelerin yarı düzenli yapısı (aşağıdaki fotoğraf), yerçekimi dengesizliğinden kaynaklanan parçacıkların geçici birikimleriyle daha tutarlıdır.

Uydular, "bekçi köpekleri" veya "sürü köpekleri" olarak adlandırılan bazı halkalar boyunca uçarlar ve bunlar, yerçekimi sayesinde bazı halkaların bulanıklaşmasını önler. Üstelik uyduların kendisi de oldukça ilginç. Biri ince bir halkanın içinde, diğeri dışarıda hareket eder (örneğin Janus ve Epimetheus). Yörünge dönemleri biraz farklıdır. İçteki gezegene daha yakındır ve bu nedenle yörüngesinde daha hızlı döner, dıştaki uyduyu yakalar ve karşılıklı çekim nedeniyle enerjisini değiştirir: dıştaki yavaşlar, içteki hızlanır ve yörüngeleri değiştirirler - Yavaşlayan bir alçak yörüngeye, hızlanan ise alçaktan yüksek bir yörüngeye gider. Böylece birkaç bin devrim yapıyorlar ve sonra tekrar yer değiştiriyorlar. Örneğin Janus ve Epimetheus 4 yılda bir yer değiştiriyor.

Birkaç yıl önce Satürn'ün hiç şüphe edilmeyen en uzak halkası keşfedildi. Bu halka, yüzeyinden uçup uydunun yörüngesi boyunca alanı dolduran Phoebe ayına bağlı. Bu halkanın dönme düzlemi, uydunun kendisi gibi gezegenin ekvatoruyla bağlantılı değildir, çünkü büyük mesafe nedeniyle Satürn'ün yerçekimi bir nokta nesnenin alanı olarak algılanır.

Her dev gezegenin bir uydu ailesi vardır. Jüpiter ve Satürn bunlar açısından özellikle zengindir. Bugün Jüpiter'de 69, Satürn'de 62 tane var ve düzenli olarak yenileri keşfediliyor. Uydular için alt kütle ve boyut sınırı resmi olarak belirlenmemiştir, bu nedenle Satürn için bu sayı keyfidir: gezegenin yakınında 20-30 metre boyutunda bir nesne bulunursa, o zaman bu nedir - gezegenin bir uydusu mu yoksa bir uydu mu? yüzüğün parçacığı mı?

Herhangi bir büyük kozmik cisim ailesinde, her zaman büyük olanlardan daha çok küçük olanlar vardır. Gezegensel uydular istisna değildir. Küçük uydular, kural olarak, çoğunlukla buzdan oluşan düzensiz şekilli bloklardır. Boyutları 500 km'den küçük olduğundan yer çekimi nedeniyle kendilerine küresel bir şekil veremezler. Dıştan asteroitlere ve kuyruklu yıldız çekirdeklerine çok benzerler. Muhtemelen birçoğu böyledir, çünkü gezegenden çok kaotik yörüngelerde uzaklaştılar. Gezegen onları yakalayabilir ve bir süre sonra kaybedebilir.

Küçük asteroit benzeri uydulara henüz pek aşina değiliz. Mars'ın yakınındaki bu tür nesneler, diğerlerine (iki küçük uydusu Phobos ve Deimos) göre daha ayrıntılı olarak incelenmiştir. Phobos'a özellikle dikkat edildi; Hatta yüzeyine bir sonda göndermek bile istediler ama henüz işe yaramadı. Herhangi bir kozmik bedene ne kadar yakından bakarsanız, o kadar çok gizem içerir. Phobos bir istisna değildir. Yüzeyi boyunca uzanan tuhaf yapılara bakın. Oluşumlarını açıklamaya çalışan çeşitli fiziksel teoriler zaten mevcuttur. Bu küçük çukur ve oluklardan oluşan çizgiler meridyenlere benzer. Ancak henüz hiç kimse bunların oluşumuna ilişkin fiziksel bir teori önermedi.

Tüm küçük uydular çok sayıda darbe izi taşır. Zaman zaman birbirleriyle ve uzaktan gelen cisimlerle çarpışır, ayrı parçalara ayrılırlar, hatta birleşebilirler. Bu nedenle uzak geçmişlerini ve kökenlerini yeniden inşa etmek kolay olmayacaktır. Ancak uydular arasında, ekvator düzleminde onun yanında hareket ettikleri ve büyük olasılıkla onunla ortak bir kökene sahip oldukları için genetik olarak gezegenle ilgili olanlar da var.

Büyük gezegen benzeri uydular özellikle ilgi çekicidir. Jüpiter'de bunlardan dördü var; bunlar sözde "Galilean" uydularıdır - Io, Europa, Ganymede ve Callisto. Güçlü Titan, büyüklüğü ve kütlesiyle Satürn'den öne çıkıyor. Bu uydular, iç parametreleri bakımından gezegenlerden neredeyse ayırt edilemez. Sadece Güneş etrafındaki hareketleri daha da büyük cisimler, yani ana gezegenler tarafından kontrol ediliyor.

Burada önümüzde Dünya ve Ay, yanımızda ise bir ölçekte Satürn'ün uydusu Titan var. Yüzeyinde büyük sıvı metan, etan ve propan "denizleri" bulunan, yoğun bir atmosfere sahip harika küçük bir gezegen. Titan'ın yüzey sıcaklığında (-180 °C) sıvı halde olan sıvılaştırılmış gaz denizleri. Çok çekici bir gezegen, çünkü üzerinde çalışmak kolay ve ilginç olacak - atmosfer yoğundur, kozmik ışınlardan güvenilir bir şekilde korur ve bileşim olarak dünya atmosferine yakındır, çünkü oksijenden yoksun olmasına rağmen esas olarak nitrojenden oluşur. . Atmosfer basıncı neredeyse Dünya'dakiyle aynı, hatta biraz daha fazla olduğu için orada vakumlu giysilere gerek yok. Sıkı giyinin, sırtınızda bir oksijen tüpü bulundurun, Titan üzerinde kolayca çalışacaksınız. Bu arada, bu, yüzeyine bir uzay aracının indirilmesinin mümkün olduğu tek uydudur (Ay dışında). Cassini (NASA, ESA) gemisiyle oraya taşınan Huygens'ti ve iniş oldukça başarılıydı.

İşte Titan'ın yüzeyinde çekilen tek fotoğraf. Sıcaklık düşük olduğundan bloklar çok soğuk su buzudur. Bundan eminiz çünkü Titan'ın büyük bir kısmı su buzundan oluşuyor. Renk kırmızımsı-kırmızımsıdır; doğaldır ve Titan atmosferinde güneş ultraviyole radyasyonunun etkisi altında oldukça karmaşık organik maddelerin genel adı "tholins" altında sentezlenmesinden kaynaklanmaktadır. Bu maddelerin bulanıklığı, esas olarak turuncu ve kırmızı renkleri yüzeye ileterek onları oldukça güçlü bir şekilde dağıtır. Bu nedenle Titan coğrafyasını uzaydan incelemek oldukça zordur. Radar yardımcı olur. Bu anlamda durum Venüs'e benziyor. Bu arada, Titan'daki atmosferik dolaşım da Venüs tipindedir: her yarımkürede güçlü bir siklon.

Diğer dev gezegenlerin uyduları da orijinaldir. Bu Jüpiter'in en yakın uydusu Io. Dünya'ya Ay ile aynı uzaklıkta olmasına rağmen Jüpiter bir devdir, yani uydusuna çok güçlü etki eder. Jüpiter'in iç kısmı eridi ve üzerinde birçok aktif volkan (siyah noktalar) görüyoruz. Volkanların çevresinde emisyonların balistik yörüngeleri takip ettiği görülebilir. Sonuçta, orada neredeyse hiç atmosfer yok, bu yüzden yanardağdan atılan şey bir parabolde (veya bir elipste?) Uçuyor. Io'nun yüzeyindeki düşük yerçekimi, yüksek emisyonlar için koşullar yaratıyor: 250-300 km yukarı, hatta doğrudan uzaya!

Jüpiter'in ikinci uydusu Europa'dır. Antarktika'mız gibi buz kabuğuyla kaplı. 25-30 km kalınlığında olduğu tahmin edilen kabuğun altında sıvı su okyanusu bulunmaktadır. Buz yüzeyi çok sayıda antik çatlakla kaplıdır. Ancak buzul altı okyanusunun etkisi altında buz katmanları, dünya kıtalarının sürüklenmesini anımsatan şekilde yavaşça hareket eder.

Buzdaki çatlaklar zaman zaman açılıyor ve çeşmelerden su fışkırıyor. Artık bunu kesin olarak biliyoruz çünkü çeşmeleri Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanarak gördük. Bu, Avrupa'nın sularını keşfetme olasılığının önünü açıyor. Bununla ilgili zaten bir şeyler biliyoruz: Manyetik alanın gösterdiği gibi, iyi bir elektrik iletkeni olan tuzlu sudur. Sıcaklığı muhtemelen oda sıcaklığına yakındır, ancak biyolojik bileşimi hakkında hala hiçbir şey bilmiyoruz. Bu suyu alıp analiz etmek istiyorum. Ve bu amaçla seferler zaten hazırlanıyor.

Ayımız da dahil olmak üzere gezegenlerin diğer büyük uyduları daha az ilgi çekici değildir. Aslında bağımsız bir uydu gezegen grubunu temsil ediyorlar.

Burada aynı ölçekte en büyük uydular Merkür ile karşılaştırmalı olarak gösterilmektedir. Hiçbir şekilde ondan aşağı değiller ve doğaları gereği bazıları daha da ilginç.

Güneş Sistemimiz Güneş ve gezegenler, yıldızlar, kuyruklu yıldızlar, asteroitler ve diğer kozmik cisimlerden oluşur. Bugün halkalarla çevrili gezegenlerden bahsedeceğiz. Bu makaleden hangi gezegenlerin halkası olduğunu öğreneceksiniz.

Halkaları olan bir gezegenin adı nedir?

Çoğunlukla sadece dev gezegenlerin halkaları vardır, aşağıda bundan bahsedeceğiz. Halkalar bir gök cisminin etrafında dönen toz ve buz oluşumlarıdır. Ekvatorun yakınında yoğunlaşırlar ve bu nedenle ince çizgiler oluştururlar. Bu özellik gezegenlerin eksenel dönüşüyle ​​ilişkilidir: ekvator bölgesinde sabit bir yerçekimi alanı mevcuttur. Halkaları gezegenin etrafında tutan şey budur.

Hangi gezegenlerin halkaları var?

Güneş sistemimizde dev gezegenlerin halkaları vardır. En büyük ve en net görülebilen halkalar Satürn. İlk kez 1659'da Hollandalı gökbilimci Christiaan Huygens tarafından keşfedildi. Toplamda 6 halka vardır: Bunlardan en büyüğü binlerce küçük halkaya bölünmüştür. Farklı boyutlarda buz parçalarından oluşurlar.

Yirminci yüzyılın sonunda uzay gemileri ve hassas teleskoplar icat edildiğinde bilim adamları yalnızca Satürn'ün halkaları olmadığını gördüler. 1977 yılında araştırma sırasında Uranüsçevresinde bir parıltı fark edildi. Bunların yüzük olduğu ortaya çıktı. Böylece 9 halka keşfedildi ve 1986'da Voyager 2, ince, dar ve koyu olmak üzere 2 halka daha keşfetti.

1979'da Voyager 1 uzay aracı gezegenin etrafında halkalar keşfetti. Jüpiter. İç halkası zayıftır ve gezegenin atmosferiyle temas halindedir. Ve nihayet 1989'da Voyager 2 etrafı keşfetti. Neptün 4 yüzük. Bazılarının kemerleri vardı, madde yoğunluğunun arttığı alanlar.

Ancak modern yüksek hassasiyetli teknoloji, sistemimizin yeni sırlarını keşfetmeyi mümkün kıldı. Bilim adamlarının son araştırmaları Satürn'ün uydusu Rhea'nın halkaları olduğunu gösterdi. Ayrıca Güneş Sistemi'nin çevre kısmında dönen cüce gezegen Haumea'nın da kendine ait halka sistemi bulunmaktadır.