Podstawy lotów kosmicznych. Część 1

Oto część 1 z 18, poradnika czy raczej informatora pod tytułem „Podstawy lotów kosmicznych„. Jak można się już domyślić, teksty będą traktować o szeroko pojętych lotach kosmicznych, to jest środowiskiem w jakim się odbywają – przestrzeń kosmiczna, jak i ich techniczną stroną. Poruszone zostaną między innymi tematy budowy Układu Słonecznego (obecna 1 część), jednostki miar, orbity po jakich poruszają się statki kosmiczne a także łączność oraz nawigacja pojazdu kosmicznego. Jak więc widać, będzie to kompilacja wielu tematów astrofizycznych wraz z techniką lotów kosmicznych. Tym razem nie będą to moje typowo autorskie wpisy, ale w zdecydowanej większości tłumaczenie tutorialu stworzonego przez Jet Propulsion Laboratory (JPL) znajdującego się pod adresem http://solarsystem.nasa.gov/basics/index.php Dlaczego zdecydowałem się na tłumaczenie? Ponieważ często szukając różnego rodzaju informacji, wyszukiwarka kierowała mnie właśnie tam. Zespół z JPL, to ludzie od lat projektujący i nadzorujący wiele misji NASA, więc uważam, że poziom merytoryczny stoi na naprawdę wysokim poziomie, jednocześnie teksty napisane w sposób zrozumiały dla większości zainteresowanych tematyką. Sporo zawartych w oryginalnym tekście informacji jest zdezaktualizowanych. Mam tu na myśli zwłaszcza różnego rodzaju wielkości fizyczne. Jeżeli w czasie lektury natkniesz się na takową, która jest niezgodna z obecnie przyjętymi wielkościami/hipotezami, to proszę do mnie napisać lub pozostawić odpowiedni komentarz. Nikt po przeczytaniu poradnika nie będzie w stanie zbudować i wystrzelić własnego satelity, niemniej jednak przestanie to być tajemnica nie do pojęcia. Jak wspomniałem, będą to tłumaczenia artykułów, tak więc każdy zainteresowany, może dołożyć coś od siebie jeśli znajdzie moje błędne tłumaczenie lub uważa, że może zaproponować lepsze. Zapraszam do czytania i współpracy.


Podstawy lotów kosmicznych

Rozdział 1.

Układ Słoneczny

 

Układ Słoneczny składa się z przeciętnej gwiazdy, którą nazywamy Słońcem, jego „bańki” czyli heliosfery, która to składa się z cząstek oraz pola magnetycznego pochodzących ze Słońca, czyli ośrodka międzyplanetarnego, obiektów krążących wokół Słońca zaczynając od najbliższego jakim jest planeta Merkury, a kończąc na kometach znajdujących się w odległości niemal roku świetlnego. Rok świetlny, jest odległością jaka pokonuje promień światła w ciągu roku, poruszając się z prędkością niemal 300 tysięcy kilometrów na sekundę. Obiekty, które krążą wokół Słońca, są podane różnorakiej klasyfikacji i nazewnictwu, niektóre z nich pokrywają się. Planety Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn były znane już w starożytności (choć sama Ziemia nie mogła być uznana za planetę, aż do publikacji Mikołaja Kopernika w 1543 roku). Planety Uran i Neptun, widoczne tylko przy pomocy teleskopów, zostały odkryte, odpowiednio w 1781 i 1846 roku. Wiele z tych planet, posiadają swój własny orszak różnorakich satelitów lub księżyców. W 1801 roku, został odkryty obiekt krążący wokół Słońca, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Był on zwiastunem kolejnej, nowej planety naszego układu. Wkrótce potem, zostało odkrytych znacznie więcej obiektów tego typu w tym samym obszarze Układu Słonecznego. Sklasyfikowano je jako „asteroidy” lub „małe planety”. Istnieje wiele klas asteroid, o których będzie się można w dalszej części rozdziału. Cztery wewnętrzne planety, znane jako skaliste, są klasyfikowane jako planety typu ziemskiego. Natomiast cztery zewnętrzne planety, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, to gazowe olbrzymy, składające się głównie z wodoru i helu, zawierające mały, stały rdzeń. Są one również nazywane planetami jowiszowymi. W 1930 roku, został odkryty obiekt, który okrążał Słońce poza orbitą Neptuna. Nadano mu nazwę Pluton. Jego bardzo eliptyczna orbita, okazała się być odchylona aż o 17 stopni od ekliptyki, co było odkryciem bez precedensu w tamtych czasach. Podobnie jak pierwsza asteroida, był zwiastunem nowej planety. Niedługo później, w wieku coraz to potężniejszych teleskopów, zaczęliśmy się dowiadywać, że Pluton był dopiero pierwszym, z wielu podobnych mu obiektów odkrywanych w tym obszarze przestrzeni. Tak więc, w 2006 roku, Międzynarodowa Unia Astronomiczna podjęła się zdefiniowania pojęcia planety po raz pierwszy. Pluton został ponownie sklasyfikowany, jako jedna z pięciu planet karłowatych, z których kolejnym jest Ceres, czyli pierwsza odkryta asteroida. Obiekty okrążające Słońce poza Neptunem, nazywane są obiektami transneptunowymi, (ang. trans-Neptunian objectTNO). Planeta karłowata Pluton, oraz trzy inne inne planety karłowate czyli Haumea, Makemake i Eris (znane od początku 2013 roku) znajdujące się w tym rejonie, są nazywane plutoidami. Wymienione ciała niebieskie, oraz wiele innych obiektów, należą do rozległego Pasa Kuipera. Składa się z materiału pozostałego po procesie formowania innych planet (patrz komety w dalszej części). Obiekty pasa Kuipera (KBO) nigdy nie były narażone na wysokie temperatury oraz promieniowanie słoneczne pochodzące z centrum Układu Słonecznego. Pozostają one przykładem pierwotnego materiału, pochodzącego z początkowych etapów ewolucji Układu Słonecznego, a jaki widzimy obecnie, wliczając w to żywe organizmy. Obecnie sonda New Horizons, jest w drodze do kolejnego obiektu KBO, po tym jak w roku 2015 przeleciała obok Plutona. Odkrycie obiektu transneptunowego (TNO) o nazwie Sedna, będącego ciałem mniejszym od Plutona, spotkała się z dużym zainteresowaniem naukowców ze względu na jego bardzo odległą i wydłużoną orbitę. Sedna w swoim najbliższym Słońcu punkcie (peryhelium), zbliża się na odległość 76,4 AU (AU-jednostka astronomiczna, oznacza odległość między Ziemią a Słońcem), to jest ponad dwukrotnie dalej niż Neptun. Sedna porusza się w okół Słońca po orbicie o czasie obiegu 12000 lat, i znajduję się obecnie w odległości 961 AU od Słońca. Zrozumienie genezy jej niezwykłej orbity, może przynieść cenne informacje na temat pochodzenia i wczesnych etapów ewolucji Układu Słonecznego. Niektórzy astronomowie uważają, że może to być pierwszy znany obiekt wywodzący się z Obłoku Oorta. Obłok Oorta to hipotetyczny, kulisty rezerwuar jąder komet. Większość z tych ciał, krążyłaby w przybliżeniu 50,000 AU, (prawie roku świetlnego) od Słońca. Jak dotąd, brak jest bezpośrednich, potwierdzonych obserwacji obłoku Oorta. Astronomowie jednak uważają, że jest on źródłem wszystkich długookresowych komet, dostających się do wewnętrznej części Układu Słonecznego, w momencie, gdy ich orbity zostają zakłócone. 

Z kosmicznej perspektywy

Przestrzeń międzygwiazdowa, jest termin opisującym przestrzeń, znajdującą się pomiędzy gwiazdami w galaktyce. Najbliższy znany sąsiad Słońca, to czerwony karzeł o nazwie Proxima Centauri. Znajduje on się w odległości około 4,2 roku świetlnego od Słońca. Zaczęliśmy zdawać sobie sprawę z faktu, że wiele gwiazd prócz naszego Słońca, posiada własne systemy planetarne. Nazywane są one planetami pozasłonecznymi lub egzoplanetami. Do styczniu 2013 roku, astronomowie odkryli w sumie 809 planet krążących wokół innych gwiazd. Liczba ta wciąż wzrasta, z około 500 planet pozasłonecznych, odkrytych do lutego 2011 roku. Większość znanych nam egzoplanet, to gazowe olbrzymy podobne do Jowisza. Wczesne metody detekcji pozasłonecznych planet, sprzyjały wykrywaniu bardziej masywnych obiektów. Większość z nich jest stosunkowo blisko, w odległościach do 5000 lat świetlnych, chociaż jeden z kandydatów na egzoplanetę odkryty we wrześniu 2005 roku, znajduje się w odległości 17000 lat świetlnych i został odkryty za pomocą metody mikrosoczewkowania grawitacyjnego [Na dzień 01.01.2016 roku, potwierdzono istnienie 2061 egzoplanet].

Cały nasz Układ Słoneczny, wraz ze wszystkimi lokalnymi gwiazdami, można zobaczyć na czystym, nocnym niebie. Znajduje się on w jednym z ramion spiralnych naszej galaktyki, znanym jako ramię Oriona. Jest to jedno z ramion okrążających super masywną czarną dziurę, znajdującą się w gęstej gromadzie gwiazd w centrum naszej galaktyki, w odległości około 26.000 (± 1400) lat świetlnych od nas. Nasz Układ Słoneczny, obiega centrum galaktyki raz na około 250 milionów lat. Zaobserwowano, że gwiazdy znajdujące się bardzo blisko zgrubienia centralnego, poruszają się po orbitach keplerowskich, o okresach obiegu krótszych niż 15,2 roku. Ten spiralny dysk, który nazywamy Drogą Mleczną, zawiera około 200 miliardów gwiazd, tysiące gigantycznych chmur gazu i pyłu, oraz ogromne ilości tajemniczej, ciemnej materii.

 

Obraz po prawej stronie, przedstawia galaktykę znaną jako M100, która jest podobna do naszej Galaktyki. Droga Mleczna posiada dwie, małe galaktyki, krążące w jej pobliżu, które są widoczne z południowej półkuli Ziemi. Są one nazywane Wielkim Obłokiem Magellana i Małym Obłokiem Magellana.

Hubble_view_of_barred_spiral_galaxy_Messier_83

Nasza Galaktyka, jest jedną z miliardów znanych galaktyk, i podróżuje ona przez przestrzeń międzygalaktyczną. W skali kosmicznej, wszystkie galaktyki zwyczajowo oddalają się od siebie. Jednakże galaktyki pozostające względnie blisko siebie, mogą oddziaływać na siebie grawitacyjnie, co może skutkować dodatkowym, lokalnym ruchem wzajemnym w kierunkach do i od siebie. Oprócz swojej prędkości orbitalnej wokół centrum Galaktyki (250-300 km/s), Słońce i jego system planetarny wędrują przez lokalną przestrzeń międzygwiazdową z prędkością około 100 tysięcy kilometrów na godzinę. W czasie tej podróży, wstępują oraz opuszczają różne lokalne chmury gazu, w skali czasowej, którą można określić, mniej więcej raz na kilka tysięcy do milionów lat. Nasz Układ Słoneczny, jest otoczony ciepłą, częściowo zjonizowaną chmurą gazu, zwaną lokalnym obłokiem międzygwiazdowym. Podobnie jak większość obłoków, tak i ten składa się z gazu. Skład obłoku, to w około 90% wodór i w 10% hel. Dodatkowo, około 1% masy obłoku stanowi pył.

 

Przybliżone warunki panujące w Galaktyce

Obszar przestrzeni międzygwiezdnej w naszej Galaktyce Gęstość materii,
Atom / cm3
Temperatura,*
Kelviny
Wewnątrz naszej Heliosfery,
W pobliżu Ziemi

5

10,000

Lokalny obłok międzygwiazdowy
w naszej heliosferze

0.3

7,000

Bąbel Lokalny

< 0.001

1,000,000

Typowy obłok gwiazdotwórczy

>1,000

100

Najlepsza laboratoryjna próżnia

1000

 
Atmosfera w pomieszczeniu

2.7 X 1019

288

*Temperatury w odniesieniu do cząsteczek znajdujących się w próżni zbliżonej do kosmicznej. Duże masy fizyczne, takie jak statki kosmiczne, asteroidy, itp nie mają wpływu na temperatury cząstek w przestrzeni. Temperatury dużych i masywnych obiektów, są zdominowane przez światło słoneczne ogrzewające obiekt lub cień w którym się znajdują.
Poza naszą Galaktyką, w międzygalaktycznej przestrzeni, gęstość materii spada do jednego atomu/cząsteczki na metr sześcienny (10-6 / cm3).

Ruch w Układzie Słonecznym

Słońce oraz wszystkie planety Układu Słonecznego obracają się wokół ich własnych osi. Dzieje się tak dlatego, że wszystkie powstały z tego samego, rotującego dysku. Planety, większość ich satelitów i asteroidy, wszystko to kręci się wokół Słońca w tym samym kierunku, w jakim obraca się Słońce, po niemal prawie kołowych orbitach. Planety krążą wokół Słońca niemal w tej samej płaszczyźnie, zwanej ekliptyką (zaćmienia są właśnie powodowane, przez ruch ciał w tej samej płaszczyźnie). Początkowo traktowana jako dziewiąta planeta, Pluton zawsze był szczególnym przypadkiem, albowiem jego orbita jest bardzo odchylona od ekliptyki (inklinacja 17 stopni) i bardzo eliptyczna. Dziś uznajemy go za planetę karłowatą, a także obiekt Pasa Kuipera. Większość planet obraca się w płaszczyźnie po której krążą wokół Słońca lub w jej pobliżu, ponieważ powstały z tego samego, rotującego pyłowego dysku. Wyjątkiem jest Uran, który najprawdopodobniej w wyniku zderzenia z innym obiektem, obraca się wokół własnej osi niemal prostopadle (na boku) do ekliptyki.

Odległości w Układzie Słonecznym

Najczęściej używaną jednostka miary odległości w Układzie Słonecznym jest jednostka astronomiczna (AU). AU jest oparta na średniej odległości od Słońca do Ziemi, czyli około 150.000.000 km. Dokładna wartość UA została zmierzona w 1960 roku za pomocą Deep Space Network, przy pomocy pomiaru echa radarowego odbitego od planety Wenus. Pomiar ten był ważny, ze względu na nawigację statków kosmicznych, które były zależne od dokładności z jaką obliczono AU. Innym sposobem na określenie odległości w obrębie Układu Słonecznego, jest dystans pokonany przez światło w jednostce czasu. Odległości w Układzie Słonecznym, wydają się być ogromnymi w porównaniu do naszych ziemskich podróży, tymczasem w skali kosmicznej, są niewielkie. Dla porównania, Proxima Centauri czyli najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, znajduje się około 4,2 roku świetlnego, to jest 265.000 AU od Słońca.

 

Czas świetlny

Średni dystans

Przykład

3 sekundy

900,000 km

~ czas podróży z Ziemi na Księżyc i z powrotem

3 minuty

54,000,000 km

~ dystans Słońce – Merkury

8.3 minuty

149,600,000 km

Dystans Słońce – Ziemia
(1 AU)

1 godzina

1,000,000,000 km

~ 1.5 x odległość
Słońce – Jowisz

17 godzin

123 AU

Odległość do sondy Voyager-1 (grudzień, 2012)

1 rok

~ 63,000 AU

Rok świetlny

4.2 roku świetlnego

~ 265,000 AU

Najbliższa gwiazda

(Proxima Centauri)

KtableTNTemperatura planet i innych obiektów w Układzie Słonecznym, jest na ogół wyższa w pobliżu Słońca i stopniowo spada, wraz z oddalaniem się w kierunku granic Układu Słonecznego. Temperatura plazmy o niskiej gęstości czyli naładowanych cząstek, zwykle jest wysoka i zawiera się w przedziałach tysięcy Kelvinów. Tabela obok, przedstawia referencyjne wartości temperatur w Układzie Słonecznym. Pokazuje przykłady oraz porównuje temperaturę obiektów i warunków od zera absolutnego poprzez temperatury planet, gwiazd i innych obiektów.

Słońce

Słońcesunslice jest typową gwiazdą. Jego klasyfikacja widmowa to „G2 V”. Część G2 w zasadzie oznacza, że jest to żółto-biała gwiazda, a rzymska V oznacza, że gwiazda należy do gwiazd „ciągu głównego„. Jest typem karła (zdecydowanie najczęściej spotykany), w przeciwieństwie do nadolbrzymów lub sub-karłów. Fakt, że Słońce jest dominującym źródłem energii dla procesów na Ziemi, w tym podtrzymujących życie, sprawia, że jest przedmiotem dużego zainteresowania naukowców. Pod tym adresem, można zobaczyć kilka znakomitych, bieżących obrazów słońca widzianych dzięki instrumentom znajdującym się na pokładzie sondy SOHO (Solar & Heliospheric Observatory). Na zdjęciu po prawej, jest to widok Słońca widziany z punktu L1 Lagrange, znajdującego się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Obraz Słońca na zdjęciu, pochodzi z sondy SOHO i składa się z połączonych trzech długości fal w dalekim ultrafiolecie. Słońce jest też obserwowane przez bliźniacze sondy STEREO, zapewniające możliwość badania Słońca w trzech wymiarach. Jeden ze statków kosmicznych STEREO-A, znajduje się w pobliżu orbity słonecznej Ziemi, którą wyprzedza, natomiast druga sonda, STEREO-B, pozostaje w tyle, podążając za Ziemią. Najnowsze zdjęcia z tej misji można znaleźć tutaj.

Masa: Ze względu na ogromną masę, Słońce dominuje w polu grawitacyjnym Układu Słonecznego. Ruch wszystkich obiektów w promieniu kilku lat świetlnych od Słońca, jest zdominowany przez masę Słońca. Na masę Słońca szacowaną na 1.98892 X 1030 kilogramów, czyli około 333.000 mas Ziemi, przypada ponad 99 procent masy Układu Słonecznego. Planety, które powstały z tego samego dysku materiału z którego zostało stworzone Słońce, zawierają niewiele ponad jedną dziesiątą procenta masy Układu Słonecznego.

Rozkład masy w Układzie Słonecznym

99.85%

Słońce

0.135%

8 klasycznych planet

0.015%

Komety
Obiekty Pasa Kuipera
Satelity planet
Planety karłowate
Asteroidy
Meteoroidy
Medium międzyplanetarne

Mimo, iż planety stanowią jedynie niewielką część masy Układu Słonecznego, zachowują one większość momentu pędu całego Układu Słonecznego. Ten potencjał pędu, może być wykorzystywany przez sondy międzyplanetarne, poprzez tak zwane „asysty grawitacyjne”.

tttart_007aFuzja: Grawitacji Słońca tworzy w swoim jądrze ekstremalne ciśnienie oraz temperaturę, która utrzymuje reakcję termojądrową fuzji jąder wodoru, wskutek której powstają jądra helu. Reakcja ta konwertuje masę na energię, w wielkości około 4 miliardów kilogramów na sekundę. Daje to ogromne ilości energii, powodując tym samym, że stan całej materii Słońca utrzymuje się w stanie plazmy i gazu. Reakcje termojądrowe zostały zapoczątkowane około 5 miliardów lat temu w jądrze Słońca i prawdopodobnie będą utrzymywały się przez kolejne 5 miliardów lat. Energia wytwarzana w słonecznym rdzeniu ma ponad milion lat, albowiem średnio tyle potrzebuje by dotrzeć do powierzchni i zostać wyemitowana pod postacią światła i ciepła. Nasza gwiazda zmienia się nieznacznie w cyklach 11-letnich, w których zmienia się liczba plam słonecznych.

Słoneczne fale dźwiękowe są najczęściej uwięzione wewnątrz Słońca. Załamują się pod wpływem gorącego rdzenia, a następnie są odbijane pomiędzy różnymi częściami fotosfery. Poprzez monitorowanie wibracji powierzchni Słońca, możemy sondować gwiazdowe wnętrze w taki sam sposób, w jaki robią to geologowie wykorzystując fale sejsmiczne powstałe podczas trzęsienia ziemi, aby badać wnętrze naszej planety. Nauka ta nazwana została heliosejsmologią.

Rotacja: Słońce obraca się wokół własnej osi ze średnim okresem około 25,4 dni. Okres ten jest przyjęty dla wartość 16 ° stopni słonecznej szerokości geograficznej. Ponieważ Słońce jest ciałem gazowym, jego materia nie obraca się jednolicie. Ta broszura opisuje, jak rotacja materii zmienia się wraz z szerokością geograficzną Słońca. Słoneczna materia, na bardzo wysokich słonecznych szerokościach geograficznych, potrzebuje ponad 30 dni aby wykonać pełny obrót wokół osi Słońca. Oś Słońca jest przechylona o 7,25 stopnia do płaszczyzny orbity Ziemi, co powoduje możliwość zobaczenia większej ilości północnego regionu polarnego Słońca każdego września, oraz większej części jej południowego regionu w marcu.

solarActivityPole magnetyczne: Magnetyzm powstaje w Słońcu, jako strumień naładowanych cząstek – jonów i elektronów. Plamy słoneczne są nieco chłodniejszymi miejscami i są widoczne na fotosferze (jasnej powierzchni Słońca) i są miejscami, gdzie bardzo silne pole magnetyczne przebija się przez powierzchnię fotosfery. „Wzniesienia”, które wydają się unosić nad fotosferą, są powodowane i podtrzymywane przez pole magnetyczne. Wszystkie serpentyny i finezyjne pętle widoczne w koronie (wydłużona, górna część atmosfery Słońca), są też kształtowane przez pole magnetyczne, które są powodem powstawania niemal każdego tworu na Słońcu i ponad nim. Nie jest niczym zaskakującym, że pole magnetyczne Słońca przenika całą przestrzeń międzyplanetarną. Wpływa ono na sposób, w jaki poruszają się na (promienie kosmiczne, słoneczne cząstki energetyczne, a nawet międzygwiezdne ziarna pyłu) przez heliosferę. południowym, który jest na półkuli południowej. Tuż po szczycie cyklu plam słonecznych (maksimum słonecznego), po około 11 latach w cyklu, bieguny zamieniają się miejscami, tym samym powodując, że magnetyczna północ znajduje się na półkuli południowej.

Koronalne wyrzuty masy: Koronalne wyrzuty masy (CME), są to ogromne, magnetyczne bańki plazmy, które rozszerzają się wraz z oddalaniem się od Słońca, przy prędkościach sięgających 2000 km na sekundę. Pojedynczy wyrzut masy, może zawierać do dziesięciu miliardów ton (1013 kilogramów) plazmy. Dawniej uważano, że koronalne wyrzuty masy, były inicjowane przez słoneczne rozbłyski. Pomimo, iż niektórym wyrzutom towarzyszą rozbłyski, obecnie wiadomo, że większość koronalnych wyrzutów masy, nie jest związanych ze słonecznymi rozbłyskami. W momencie dotarcia do naszej planety CME, może on powodować zmiany w polu magnetycznym Ziemi, które z kolei mogą mieć destrukcyjny wpływ na infrastrukturę dystrybucji energii elektrycznej, powodowany przez niepożądaną indukcję elektryczną. Tu możemy zobaczyć wspaniały film pochodzący z satelity SOHO. Film przedstawia koronalne wyrzuty masy w sierpniu 1999 roku. Ruch gwiazd znajdujących się za Słońcem, jest spowodowany zmianą położenia obserwatorium SOHO, podążającym wraz z Ziemią.

Wiatr słoneczny: Strumienie wiatru słonecznego rozchodzą się od Słońca, we wszystkich kierunkach. Źródłem wiatru słonecznego, jest gorąca korona słoneczna, której temperatura jest tak wysoka, że grawitacja Słońca nie jest w stanie powstrzymać ucieczki materiału. Pomimo, iż wiemy dlaczego tak się dzieje, dokładne szczegóły o tym jak i gdzie dokładnie przyspieszane są gazy korony słonecznej, jest przedmiotem prowadzonych obecnie badań. Wiatr słoneczny wieje najszybciej w czasie, gdy cykl plam słonecznych znajduje się na minimalnym poziomie. Spowodowane jest to mniejszą ilością turbulencji w koronie, które powodują jego spowolnienie. Omówienie efektów powodowanych przez wiatr słoneczny znajduje się w dalszej części artykułu.

Nasz bąbel przestrzeni międzyplanetarnej

1-1-main_bubblePróżnia” przestrzeni międzyplanetarnej, obejmuje duże ilości emitowanej przez Słońce energii, międzyplanetarnego oraz międzygwiezdnego pyłu (mikroskopijne cząstki stałe) oraz gazu i wiatru słonecznego. Wiatr słoneczny został odkryty przez Eugene Parker’a w 1958 roku. Jest to przepływ lekkich jonów i elektronów (które są nośnikami plazmy słonecznej) wyrzucanej ze Słońca.

amsciWiatr słoneczny przepływa z kierunku naszej centralnej gwiazdy, w kierunku granic Układu Słonecznego z prędkością około 400 km/s (około 1 mln mil na godzinę) w pobliżu orbity Ziemi. Sonda kosmiczna Ulysses odkryła, że wiatr ten w przybliżeniu podwaja swoją prędkość w wysokich, słonecznych szerokościach geograficznych. Wiatr ten ma widoczny wpływ na warkocze przelatujących w pobliżu Słońca komet. Zdmuchuje on z ich powierzchni zjonizowane cząsteczki, tworząc gazowy warkocz komety (komety posiadają też drugi, pyłowy warkocz), w kierunku przeciwnym do Słońca. Wiatr słoneczny nadmuchuje bańkę, zwaną heliosferą w otaczającym nas ośrodku międzygwiazdowym (ISM).

 

astroShockLargeNa powyższym schemacie, temperatury są przedstawione w zakresie teoretycznym, albowiem nigdy nie zostały faktycznie zmierzone poza granica szoku końcowego. Należy pamiętać, że nawet przy wysokich temperaturach występujących tam cząstek, ich gęstość jest tak niska, że masywne obiekty, takie jak statki kosmiczne nie są w stanie „odczuć” tych temperatur. Temperatura masywnych obiektów w ośrodku o tak małej gęstości, jest zdominowana przez ekspozycje na światło słoneczne oraz cień. Białe linie na powyższym wykresie, oznaczają naładowane cząstki, głównie jony wodoru – wiatru międzygwiazdowego. Odchylają się one wokół granicy heliosfery (heliopauzy). Różowa strzałka pokazuje, gdzie neutralne cząsteczki wnikają w heliopauzę. Są to przede wszystkim atomy wodoru i helu, które nie są w większości dotknięte przez pole magnetyczne naszej gwiazdy, znajdują się tam również cięższe ziarna pyłu. Te neutralne cząstki międzygwiezdne, stanowią znaczną część materiału znalezionego w heliosferze. Mały czarny znak + w zielonej okolicy, reprezentuje miejsce, gdzie znajdowała się sonda Voyager 1 w odległości 80 AU od Słońca w styczniu 2001 roku. Wiatr słoneczny zmienia się w 11-sto letnim cyklu słonecznym, ponadto ośrodek międzygwiazdowy nie jest jednolity a więc kształt i rozmiar heliosfery może być zróżnicowany. Pole magnetyczne Słońca jest dominującym polem w heliosferze za wyjątkiem miejsc, gdzie planety Układu Słonecznego posiadają swoje własne pole magnetyczne w bezpośrednim ich otoczeniu. Rzeczywiste właściwości ośrodka międzygwiezdnego (poza heliosferą), w tym siły i kierunki jego pola magnetycznego, są ważne w określaniu wielkości i kształtu heliopauzy. Pomiary, dokonane przez dwie sondy Voyager w regionie poza szokiem końcowym, i które być może będą nadal prowadzone poza heliopauzą jeśli pozwoli na to stan sond, staną się istotne w tworzeniu przyszłych modeli szoku końcowego oraz heliopauzy. Nawet jeśli sondy Voyager będą badać te regiony wyrywkowo, informacje przez nie przesłane, spowodują zasadniczy wzrost naszej wiedzy na temat przyszłych modeli tych odległych granic Układu Słonecznego.

drainGranica, gdzie wiatr słoneczny pochodzący z naszego Układu Słonecznego napotyka ośrodek międzygwiazdowy (ISM), nazywa się heliopauzą. To miejsce, gdzie spotykają się wiatry słoneczne wiejące z kierunku innych gwiazd. Jest to również miejsce, gdzie kończy się strefa oddziaływania pola magnetycznego, oraz wiatru słonecznego naszej gwiazdy centralnej. Teorie wskazują, że granica ta (heliosfera), może przyjmować kształt łzy, na skutek oddziaływania ośrodka międzygwiazdowego przez który przechodzi nasza gwiazda (patrz rysunek powyżej), tworząc tym samym heliowarkocz, który skierowany jest w kierunku przeciwnym, do kierunku podróży naszego Słońca. Względny ruch Słońca, może tworzyć łuk uderzeniowy, który przez analogię przypomina ślad pozostawiany przez przepływającą łódź. Jest to nadal przedmiotem dyskusji i częściowo zależy od natężenia międzygwiezdnego pola magnetycznego [w 2012 roku hipoteza ta została obalona na podstawie obserwacji sondy IBEX ]. Ale zanim wiatr słoneczny dotrze do heliopauzy, zwalnia on do prędkości poddźwiękowych, tworząc tak zwany szok końcowy. Na rysunku powyżej zaznaczony został jako zielone koło. Jego rzeczywisty kształt jest kulisty lub przypomina niewielką łzę, w zależności od natężenia pola magnetycznego, które na obecną chwilę jest nieznane. Najbardziej odległy obiekt wysłany przez ludzkość czyli sonda Voyager 1, która nadal funkcjonuje, przekroczyła granicę szoku końcowego w grudniu 2004 roku w odległości 94 AU od Słońca. W 2010 roku statek wkroczył do nieznanego środowiska zwanego płaszczem Układu Słonecznego (ang. heliosheath), uważany za przedsionek do heliopauzy. Sonda Voyager 1 porusza się dalej z prędkością 3,6 AU rocznie i ma osiągnąć około 2015 roku heliopauzę, jednocześnie będąc nadal w stanie komunikować się z Ziemią [we wrześniu 2013 roku NASA oficjalnie ogłosiła, że 25 sierpnia 2012 roku, sonda Voyager 1 przekroczyła heliopauzę i znalazła się w przestrzeni międzygwiezdnej]. Na animacji po prawej, woda płynąca z kranu na powierzchni talerza, przedstawia analogię do wiatru słonecznego piętrzącego się w szoku końcowym.

Planety skaliste

Africa_and_Europe_from_a_Million_Miles_AwayPlanety Merkury, Wenus oraz Mars, nazywane planetami skalistymi (typu Ziemia), ponieważ posiadają zwartą, skalistą powierzchnię. Planetami skalistymi nazywamy cztery wewnętrzne planety Układu Słonecznego. Żadna z tych planet nie posiada pierścienia składającego się z okruchów skał i lodu okalającego planetę, natomiast Ziemia posiada pole magnetyczne, o którym więcej możesz przeczytać w dalszej części rozdziału. Wśród planet skalistych, tylko Ziemia posiada znaczne pole radiacyjne. Mars oraz ziemski Księżyc, posiadają słabe pole magnetyczne, które w przeciwieństwie do ziemskiego nie występuje globalnie a jedynie lokalnie w wybranych rejonach. Wśród planet skalistych, tylko Wenus, Ziemia oraz Mars posiadają atmosferę. Gazy obecne w atmosferze planet, związane są z wielkością planety, jej masą, temperaturą oraz sposobem formowania się planety, a także obecnością na niej życia. Temperatura gazów obecnych w atmosferze, może spowodować, że ich cząsteczki lub atomy osiągają prędkości, które są w stanie przeciwstawić się sile pola grawitacyjnego planety. Stan taki został osiągnięty w przeszłości w przypadku Merkurego, który nie posiada stałej atmosfery. Spowodowane jest to również jego niewielką odległością od Słońca – nieustającego źródła wiatru słonecznego. Obecność życia na Ziemi powoduje, że ziemska atmosfera obfituje w tlen. Jest to przypadek wyjątkowy w naszym Układzie Słonecznym. Bez życia, większość tlenu wkrótce stała by się częścią związków chemicznych zalegających na powierzchni planety. Zatem ewentualne odkrycie tlenu w atmosferach planet pozasłonecznych, będzie przełomowa. Z podobną sytuacja mamy do czynienia na Merkurym, który nie posiada atmosfery. Mimo większość jego powierzchni jest bardzo gorąca, istnieją mocne dowody, że woda pod postacią lodu występuje w rejonach jego biegunów, które stale znajdują się w cieniu ścian występujących tam licznie kraterów. Hipoteza ta bazuje na podstawie obserwacji radarowych najbliższej Słońcu planety, prowadzonych z Ziemi. Odkrycie lodu w stale zacienionych, rejonach biegunów ziemskiego księżyca, wzmacnia argumenty, że istnienie lodu na Merkurym może okazać się prawdą.

Mercury_in_color_-_Prockter07_centeredMerkury był odwiedzany przez sondę Mariner 10, która przeleciała dwukrotnie w pobliżu planety w 1974, oraz w 1975 roku, wykonując serię obrazów jednej z półkul. Sonda Messenger, która rozpoczęła misję w 2004 roku, wykonała serię przelotów w 2008 i 2009 roku przed ostatecznym wejściem na orbitę planety w dniu 18 marca 2011 r. Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla, co powoduje, że jest bardzo gęsta, gorąca, i trwale zachmurzona, przez co jej powierzchnia jest niewidoczna. Dotychczasowe badania powierzchni pochodzą z lądowników oraz obrazowania radarowego przeprowadzonego z orbity Wenus. Wenus odwiedziło ponad 20 statków kosmicznych. Sonda Magellan mapowała powierzchnię planety przy pomocy obrazowania radarowego oraz wysokościomierzy, co pozwoliło na pierwsze zdjęcia w wysokiej rozdzielczości. Misja Magellan trwała od 1990 do 1994 roku.

WenusEuropejska misja Venus Express rozpoczęła się w 2005 roku, natomiast w kwietniu 2006 roku, sonda weszła na orbitę Wenus. Do chwili obecnej, Ziemia jest jedynym znanym siedliskiem życia. Życie na Ziemi rozwinęło się w okresie, kiedy planeta była młoda. Nasza planeta jest również wyjątkowa pod względem posiadania dużych rezerwuarów wód powierzchniowych, bogatą w tlen atmosferę oraz płynne wnętrze po którym porusza skorupa ziemska. Zjawisko to jest opisane przez teorię tektoniki płyt. Księżyc Ziemi obiega planetę raz na 27,3 dni, w średniej odległości około 384.400 km. Odległość orbitującego Księżyca stale rośnie w bardzo powolnym tempie 38 metrów na tysiąc lat. Jego obecna odległość od Ziemi sprawia, że Księżyc na niebie wydaje się być tej samej wielkości co Słońce.

Promieniowanie Ziemi

Pierwsza sonda wystrzelona przez JPL, Explorer 1 przenosiła tylko jednen instrument naukowy, który został opracowany i sterowany przez James’a Van Allen oraz jego zespół z uniwersytetu Iowa. Na początku 1958 roku, dzięki eksperymentowi udało się odkryć pasy szybko poruszających się i naładowanych elektrycznie cząsteczek uwięzionych przez pole magnetyczne Ziemi. Kształt pasów przypomina kształtem oponę samochodową i otacza Ziemię w rejonach wokół równika. Poniższa ilustracja przedstawia te pasy tylko w dwóch wymiarach, tak jakby były krojone na cienkie plastry. Pasy Van Allena, posiadają dwa obszary o maksymalnej gęstości. Pas wewnętrzny, składa się głównie z protonów o energii większej niż 30 mln eV i skupia się około 3000 km nad powierzchnią Ziemi. Zewnętrzny pas skupia się na wysokości od około 13.000 do 60.000 km na powierzchnią planety i zawiera elektrony o energiach liczonych w setkach milionów eV. W pasie tym notuje się także wysoki przepływ protonów, choć o energiach niższych, niż w wewnętrznym pasie.van_allen_radiation_belt_pl Loty odbywające się w tych pasach, mogą być niebezpieczne zarówno dla elektroniki, jak i dla ludzi z powodu destrukcyjnego wpływu naładowanych elektrycznie cząsteczek, ponieważ wnikają one do obwodów elektronicznych lub żywych komórek. Większość statków kosmicznych przebywających na orbicie Ziemi, znajduje się wystarczająco wysoko, lub na tyle nisko aby uniknąć pasów radiacyjnych. Wewnętrzny pas znajduje się najbliżej powierzchni Ziemi w pobliżu wybrzeża Brazylii, jest to tzw. anomalia południowoatlantycka (SAA). Przewiduje się możliwość uszkodzenia statków kosmicznych, które przechodzą przez anomalię.

1024px-Mars_Valles_MarinerisAtmosfera Marsa tak jak i Wenus, również w większości składa się z dwutlenku węgla, jest znacznie cieńsza niż na Ziemi i jest w stanie podtrzym delikatne chmury pary wodnej. Mars posiada czapy polarne, składające się z lodowego dwutlenku węgla oraz zamarzniętej wody. Powierzchnia planety wykazuje silne dowody, na rozległe rejony znajdujące się pod wodą w jego odległej przeszłości, jak również dowody na możliwe niewielkie cieki wodne w ostatnich czasach. Trzy tuziny sond zostały skierowane w stronę Marsa, ale nie wszystkim udało się dotrzeć na jego powierzchnię. Trzy łaziki: Spirit, Opportunity oraz Curiosity badają obecnie powierzchnię planety, podczas gdy na orbicie przebywa między innymi: 2001 Mars Odyssey, Mars Express oraz Mars Reconnaissance Orbiter.

Informacje o planetach skalistych

Poniższa tabela porównuje główne cechy planet skalistych w odniesieniu do wartości dla Ziemi. Minuty świetlne, są często używane do wyrażania odległości w obrębie najbliższych Ziemi planet. Jest to wartość przydatna, ponieważ wskazuje niezbędny czas do komunikacji radiowej ze statkami kosmicznymi na odległych dystansach. Jeśli klikniesz na nazwę planety w górnej części tabeli, zobaczysz komplet danych technicznych dla naszej planety, o stosunku do Ziemi. Tutaj jest bardziej rozbudowana tabela danych planetarnych.

Merkury

Wenus

Ziemia

Mars

Odległość od Słońca (AU)

0.387

0.723

1

1.524

Odległość od Słońca w minutach świetlnych

3.2

6.0

8.3

12.7

Masa (x masa Ziemi)

0.0553

0.815

1

0.107

Promień równika (x Promień ziemskiego równika)

0.383

0.949

1

0.533

Czas obiegu wokół własnej osi
(dni ziemskie)

175.942

116.75
(rotacja wsteczna)

1

1.027

Czas obiegu wokół Słońca (lata ziemskie)

0.241

0.615

1

1.881

Prędkość orbitalna (km/s)

47.87

35.02

29.78

24.13

Liczba księżyców

0

0

1

2

Ciśnienie na powierzchni (bar)

Bliskie 0

92

1

od .0069
do .009

Obecność pola magnetycznego

Znikome

Brak

Obecna

Brak

Asteroidy

Choć istnieje kilka grup planetoid posiadających swoją nazwę (o których więcej przeczytacie w dalszej części rozdziału), terminem „asteroida” coraz częściej określa się małe, skaliste lub metaliczne ciała, krążące wewnątrz Układu Słonecznego, poza orbitą Jowisza. Miliony asteroid „pasa głównego”, krążą wokół Słońca pomiędzy Marsem a Jowiszem. Asteroidy nazywane są również planetkami.

Planety jowiszowe

Jowisz, Saturn, Uran i Neptun są znane jako planety jowiszowe, ponieważ wszystkie w porównaniu z Ziemią są gigantyczne. Mają również zbliżone właściwości jak Jowisz, mianowicie składają się głównie z wodoru i helu, oraz śladowych ilości lodu. Planety typu jowiszowego, to tak zwane „gazowe giganty”, albowiem w zdecydowanej większości składają się one najczęściej z gazu, chociaż przypuszcza się, że niektóre z nich lub wszystkie posiadają niewielkie, stałe jądro. Wszystkie charakteryzują się również znaczącym polem magnetycznym, pierścieniami i wieloma naturalnymi satelitami.

Jowisz jest bardziej masywny, niż wszystkie pozostałe planety Układu Słonecznego razem wzięte. Emituje fale elektromagnetyczne z naładowanych cząsteczek, przyśpieszanych przez silne pole magnetyczne planety. Jeśli zabójcza magnetosfera planety była by widoczna gołym okiem, Jowisz wydawał by się być większy niż Księżyc w pełni na ziemskim nieboskłonie. Pasy radiacyjne Jowisza, stwarzają zagrożenie dla statków kosmicznych, podobnie jak pasy Van Allena otaczające Ziemię, niemniej jednak promieniowanie otaczające Jowisza, różni się charakterystyką przepływu i rozkładu strumienia cząstek w porównaniu z ziemskim promieniowaniem. Pojazd kosmiczny, który nadto zbliży się na niewielką odległość od planety, jest zagrożony głównie przez zjonizowane cząsteczki. Sonda przeznaczona do badania Jowisza, musi być zaprojektowana z elementów zabezpieczających ją przed promieniowaniem oraz ekranowana przez osłony. Sondy przelatujące jedynie w pobliżu Jowisza, chcąc skorzystać z jego asysty grawitacyjnej, również mogą być narażone na niszczycielskie promieniowanie planety. Instrumenty nieprzeznaczone do pracy w pobliżu Jowisza, muszą być chronione poprzez osłony anty radiacyjne lub zostać wyłączone w momencie przebywania w sąsiedztwie planety. Galileo była do niedawna jedyną sondą, która weszła na orbitę Jowisza, natomiast siedem innych to jest: Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses, Cassini i New Horizons dokonały bliskiego przelotu lub korzystały z asysty grawitacyjnej planety. Dziewiąta sonda Juno, osiągnęła w lipcu 2016 roku orbitę planety.

Saturn, najdalsza planeta będąca dobrze widoczna nieuzbrojonym okiem, jest znany ze swojego bogatego i skomplikowanego systemu pierścieni, które wyglądają bardzo imponująco, nawet w małym teleskopie. Za pomocą małego teleskopu można też dostrzec eliptyczny kształt planety oraz spłaszczenie na jej biegunach. Dalsze badania układu pierścieni Saturna, mogą pomóc w lepszym rozumieniu dynamiki orbitujących ciał, mającego zastosowanie do każdego systemu ciała na orbicie, od nowo tworzących się systemów słonecznych do galaktyk. Księżyce Saturna Tytan, Enceladus, Japetus i inne, okazały się niezwykle interesującymi ciałami niebieskimi. Sonda Pionieer 11 oraz sondy Voyager dokonały bliskich przelotów w okolicach Saturna. Natomiast sonda Cassini bada obecnie planetę z jej orbity. Europejski próbnik Huygens, został z powodzeniem wystrzelony przez sondę Cassini w kierunku powierzchni Tytana 14 stycznia 2005 roku.

Uran, który obraca się na swoim boku oraz Neptun, mają podobną wielkość i kolor. Neptun w porwaniu do Urana, wydaje się mieć bardziej aktywną atmosferę, pomimo jego dużo większej odległości od Słońca. Obie planety składają się głównie z różnego rodzaju skał i lodu. Ich rozbudowane atmosfery stanowią około 15% masy każdej z planet. Składają się głównie z wodoru oraz niewielkiej ilości helu. Zarówno Uran jak i Neptun, posiadają orszak różnorodnych i interesujących księżyców. Te dwie zimne i odległe planety, odwiedziła tylko jedna sonda – nieustraszony Voyager 2.

Księżyce planet jowiszowych

Te gazowe giganty posiadają liczne naturalne satelity. Wiele z nich posiada znaczne rozmiary oraz stanowi nie mniej ciekawy obiekt badania, niż pozostałe planety. Regularnie co kilka lat, są odkrywane kolejne, pomniejsze księżyce tych planet. IoGalileuszowe księżyce Jowisza, wzięły swoją nazwę od ich odkrywcy – Galileusza.Odkrył on w roku 1610 roku cztery, największe księżyce Jowisza. Wykazują one duże zróżnicowanie względem siebie. Wszystkie cztery są łatwo widoczne przez mały teleskop lub lornetkę. Io (na zdjęciu) jest księżycem najbliższym Jowiszowi. Jest również najbardziej aktywnym wulkanicznie ciałem w Układzie Słonecznym.Jego wulkanizm, jest spowodowany ciepłem wynikającym z sił pływowych (omówione szerzej w rozdziale 3), które uginają się jego skorupę. Potężne teleskopy naziemne mogą obserwować wulkany znajdujące się na powierzchni Io w sposób ciągły. Księżyc Europa, jest pokryty bardzo gładką powłoką lodu. Pod powierzchnią lodu, prawdopodobnie znajduje się ocean ciekłej wody, ogrzewany przez te same siły, które aktywują wulkany na Io. Ganimedes posiada góry, doliny, kratery oraz strumienie zastygłej lawy. Jego powierzchnia przypomina Księżyc Ziemi i również podejrzewa się istnienie oceanu pod jego powierzchnią. Kalisto, najbardziej zewnętrzny z galileuszowych księżyców, jest cały pokryty kraterami uderzeniowymi, co wskazuje, że od momentu powstania, jego powierzchnia niewiele się zmieniła.

TytanNajwiększy księżyc Saturna zagadkowy Tytan, jest większy od planety Merkury. Niemal stanowiący sam w sobie planetę typu ziemskiego, Titan posiada mglistą atmosferę składającą się głównie z azotu, która jest gęstsza niż atmosfera na Ziemi. Spektakularny sukces lądownika Huygens w 2005 roku, ukazał nam rzeki i jeziora na powierzchni księżyca, a także dostarczył wielu danych o jego złożonej atmosferze. Saturn również posiada wiele mniejszych i zróżnicowanych księżyców, zbudowanych głównie z lodu wodnego. Ciekawym przykładem, jest lodowy satelita Saturna Iapetus. Jedna z jego stron, ciągle zwrócona w kierunku Saturna, jest pokryta ciemnym materiałem, nie pochodzącym prawdopodobnie z jego wnętrza. Posiada również niedawno odkryte pasmo górskie w część równikowej (na ciemnej stronie) wysokie na 13 km. Średnica księżyca wynosi 1450 kilometrów. Lodowy Enceladus krąży w najgęstszych częściach pierścienia E Saturna. Niedawno okazało się, że księżyc ten, jest źródłem drobnych cząstek lodu wydostających się z jego kriowulkanów. EnceladusSonda Cassini dostrzegła system szczelin w pobliżu południowego bieguna. Odkryła tam również lodowe fontanny Enceladusa. Ustalono, że temperatura w szczelinach jest wyższa, niż reszty tego ciała o średnicy 500 km. Aktywność ta jest bardzo zaskakująca zważywszy, że ma ona miejsce na tak niewielkim lodowym księżycu. W roku 2009 został wykryty amoniak, wchodzący w skład lodowych pióropuszy wydobywających się spod powierzchni Enceladusa. Stanowi to mocny dowód na istnienie pod lodową powierzchnią wody w stanie ciekłym oraz miejscem zdatnym do podtrzymania życia. Dokładany sposób powstawania lodowych fontann nie jest jeszcze poznany.Każdy z pięciu największych księżyców Urana posiada skrajnie różne cechy. Powierzchnia Mirandy, najmniejszy z nich wykazuje oznaki rozległej aktywności geologicznej. Powierzchnia Umbriel jest ciemna, Titania i Ariel mają rowy i pęknięcia na swoich powierzchniach, natomiast kratery na Oberonie wykazują jasne, promieniście rozchodzące się od nich struktury, podobne do tych na Callisto i naszym Księżycu. Największy księżyc Neptuna Tryton, jest częściowo pokryty azotowym lodem i śniegiem, oraz posiada aktywne gejzery z których wydostaje się azot. Powodują one powstawanie osadów na powierzchni od strony zawietrznej.

Pierścienie

Równikowe pierścienie pyłowe Jowisza, mogą być wykrywane z bliskiej odległości w świetle widzialnym oraz z Ziemi w podczerwieni. Najlepiej są widoczne, gdy oglądamy je z kierunku „od tyłu” do przodu, kiedy najlepiej odbijają rozproszone światło słoneczne. Saturn, Uran i Neptun mają pierścienie składające się z mnóstwa mikroskopijnych cząsteczek lodu o wielkości najmniejszych podobnych do drobin kurzu i piasku do wielkich głazów. Każda drobina wchodząca w skład pierścieni, jest indywidualnym satelitą planety. Cząstki tworzące pierścienie, oddziałują ze sobą w złożony sposób, pod wpływem sił ciężkości i ładunków elektrycznych. Oddziałują one również z najwyższymi warstwami atmosferycznymi planet. Wspaniały system pierścieni Saturna, który widać z Ziemi, rozciąga się przestrzeni około 280 tysięcy km, a jego grubość w danym momencie wynosi niecałe 100 metrów! Grubość pierścienia A, którego pomiarów dokonano w wielu różnych punktach, może mieć grubość tylko do 10 metrów. Istnieją przypadki, w których dwa naturalne satelity planety, zajmują orbity bardzo blisko siebie w układzie pierścieni. Jeden z satelitów znajdujących się na orbicie, orbituje nieco dalej od macierzystej planety aniżeli pierścień, natomiast drugi satelita, znajduje się bliżej planety niż pierścień. Efektem takiego układu z pierścieniem pomiędzy satelitami, jest wpływ księżyców na cząsteczki pobliskiego pierścienia. Satelity te są nazywane księżycami pasterskimi. Najlepszymi przykładami są pierścienie Saturna i Urana.

Cechy planet jowiszowych (uśrednione)

Jowisz

Saturn

Uran

Neptun

Odległość od Słońca (AU)

5.20 AU

9.58 AU

19.20 AU

30.05 AU

Odległość od Słońca w minutach świetlnych

0.72

1.3

2.7

4.2

Masa (x masa Ziemi)

317.8

95.2

14.5

17.1

Promień (x promień Ziemi)

11.21

9.45

4.01

3.88

Okres obiegu wokół własnej osi (godziny)

9.9

10.7

17.2

16.1

Okres obiegu wokół Słóńca (lata Ziemskie)

11.9

29.4

83.7

163.7

prędkość orbitalna (km/s)

13.07

9.69

6.81

5.43

Ilość księżyców (stan na miesiąc styczeń 2013)

67

62

27

13

Pierścienie

Pyłowe

Rozbudowany układ

Cienkie, ciemne

Słabo rozbudowany, przerywany

 

Odległość planet jowiszowych od Słońca

Orbity planet z zachowaniem proporcji

Planety dolne i górne

Merkury i Wenus są określane jako planety dolne nie dlatego, że są mniej ważne ale dlatego, że ich orbity są bliże Słońcu aniżeli orbita Ziemi. Można je zobaczyć na porannym lub wieczornym ziemskim niebie. Pozorna odległość towa pomiędzy Słońcem a obserwowaną planetą na sferze niebieskiej, jest nazywana elongacjom. Zewnętrzne planety Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, są znane jako planety górne, ponieważ ich orbity znajdują się dalej od Słońca niż Ziemia.

Fazy iluminacji

Planety dolne mogą przechodzić pomiędzy Ziemią a Słońcem, dzięki czemu mogą one wykazywać niemal pełną gamę faz, z punktu widzenia Ziemi. Zaczynając od fazy ciemnej „nowiu„, poprzez fazę „półksiężyca” aż do faz „pełni”, gdy znajduje się po drugiej stronie Słońca w tak zwanej koniunkcji. Nasz Księżyc również wykazuje wszystkie fazy. Ziemia oglądana z planet górnych, również przechodzi przez kolejne fazy iluminacji. Planety górne, mogą być widziane jako „półksiężyce” jedynie z pokładu statku kosmicznego znajdującego się z dala od tych planet.

Koniunkcja, tranzyt, zakrycie, opozycja

Gdy dwa ciała wydają się przechodzić obok siebie na niebie, zjawisko takie nazywamy koniunkcją (złączeniem). W przypadku, kiedy obserwowana z Ziemi planeta przechodzi w pobliżu tarczy słonecznej, i wszystkie trzy ciała znajdują się niemal w jednej linii (Ziemia → planeta → Słońce), nazywamy koniunkcją słoneczną. Dolne planety Wenus i Merkury, mogą mieć dwa rodzaje koniunkcji ze Słońcem: przypadek 1 to koniunkcja dolna, gdy planeta przechodzi w przybliżeniu pomiędzy Ziemią i Słońcem (jeśli obserwowana planeta przechodzi dokładnie w linii między Ziemią i Słońcem i jest widoczna na tarczy słonecznej, to zjawisko takie nazywamy tranzytem). Przypadek 2 to koniunkcja górna, gdy Ziemia oraz obserwowana planeta znajdują się po przeciwnych stronach Słońca, a wszystkie trzy ciała znajdują się w niemal linii prostej. Jeśli planeta znika za Słońcem, które znajduje się dokładnie pomiędzy planetami, to mówi się o zakryciu (w tym przypadku słonecznym).

Planety górne (zewnętrzne) widziane z Ziemi, mogą wejść tylko w koniunkcje górną ze Słońcem. W koniunkcji górnej, planety zewnętrzne znajdują się w fazie „pełni”, czyli są najlepiej oświetlone dla obserwatora znajdującego się na Ziemi. O opozycji planety mówimy w przypadku, kiedy obserwowana planeta oraz Ziemia znajduj się po tej samej stronie Słońca w jednej linii, z Ziemią pośrodku układu trzech ciał. (Księżyc znajduje się w pełni, gdy jest w opozycji do Słońca. Ziemia jest wówczas w przybliżeniu między nimi).

Opozycja jest dobrym czasem do prowadzenia obserwacji planet zewnętrznych za pomocą instrumentów naziemnych, albowiem jest to czas kiedy obserwowana planeta znajduje się najbliżej Ziemi oraz jest najlepiej oświetlona, czyli znajduje się w fazie pełni. Planety dolne nigdy nie mogą znajdować się w opozycji do Słońca, z punktu widzenia Ziemi.

Saturn w opozycji do Ziemi

Koniunkcje, tranzyty, zakrycia oraz opozycje, są warunkami oferującymi wyjątkowe możliwości obserwacji naukowych, prowadzonych poprzez sondy kosmiczne. Badania korony słonecznej a także weryfikacja Ogólnej Teorii Względności, mogą być przeprowadzone dzięki koniunkcji górnej. Dużym wyzwaniem dla naukowców, jest koniunkcja górna planet na których znajdują się łaziki i sondy. Jest to czas, w którym badana planeta znajduje się po przeciwnej stronie Słońca. Taki układ ciął znacząco utrudnia komunikacje radiową, albowiem Słońce emituje zakłócenia na częstotliwościach radiowych używanych w komunikacji. W przypadkach opozycji, kiedy szum fal radiowych jest na minimalnym poziomi, stwarzane są idealne warunki do poszukiwań fal grawitacyjnych. Wiele z tych przypadków są szerzej omówione w dalszych rozdziałach.

 

Planety karłowate

Planety karłowate zwane także asteroidami, skalistymi obiektami poruszającymi się po orbitach wokół Słońca. Większość z tych obiektów, znajduje się na orbitach pomiędzy Marsem a Jowiszem, w głównym pasie planetoid. Poruszają się w tym samym kierunku co pozostałe planety Posiadają one zróżnicowaną wielkość. Przykładowo planetoida Eris, ma średnicę około 2300 km, stawiając ją w czołówce największych obiektów pasa planetoid w porównaniu do wielkości pozostałych obiektów wielkości kamieni. Ponad 200 obiektów ma średnicę 200 km i więcej. Asteroidy są klasyfikowane w zależności od ich składu chemicznego, na podstawie obserwowanego widma i albedo (zdolności odbijania światła). Ponad 75% z nich, to asteroidy typu C, które są koloru ciemnego i czerwonawego z albedo poniżej 0,10. Są one podobne do chondrytów węglistych i wykazują taki sam skład chemiczny jak Słońce z pominięciem jego substancji lotnych (hel i wodór). Około 17% to asteroidy typu S, które są jaśniejsze i posiadają albedo od 0,10 do 0,22. Są to obiekty metaliczne, niklowo-żelazowe, wraz z obiektami typu żelazowego oraz magnezowo-krzemianowe. Większość pozostałych są asteroid typu M, z albedo 0,10 do 0,18, wykonane z czystego niklu i żelaza. Istnieje kilka innych rodzajów rzadkich asteroidów.

Jak dotychczas dwanaście sond przekroczyło główny pas planetoid w drodze do ich celu. Między innymi sondy Pionierzy 10 i 11, Voyager 1 i 2, Ulysses, Galileo (przekroczył dwukrotnie), Cassini i New Horizons, Juno. Na szczęście żadna z sond, nie „odkryła” asteroidy poprzez zderzenie się z nią. Sonda Galileo wykonała obserwacje dwóch planetoid z pasa głównego, 951 Gaspara i 243 Ida, która okazała się mieć własnego satelitę-asteroidę. Cassini obserwowała 2685 Masursky. Istnieją stosunkowo puste obszary pomiędzy głównymi pierścieniami planetoid w Pasie Głównym, nazywane Przerwą Kirkwood’a. Są to przerwy, w których czas obiegu obiektów wokół Słońca wyraża się jako całkowity ułamek czasu obiegu Jowisza. Taki rezonans grawitacyjny powoduje, że obiekty z upływem czasu migrują na inne orbity. Określenie „główny pas planetoid” w rzeczywistości, może być zakwalifikowane jako obszar podzielony na dwa pasy, zgodnie z danymi pochodzącymi z Sloan Digital Sky Survey. Wewnętrzny pas znajdujący się głównie w odległości 2,8 AU od Słońca, zawiera bogate krzemianowe asteroidy. Natomiast pas zewnętrzny znajdujący się w odległości 3,2 AU, zawiera asteroidy bogate w węgiel.

Pas asteroid

Niektóre asteroidy mają swoje orbity poza pasem głównym. Znajdują się one bliżej lub dalej od Słońca. Te, które zbliżają się do Ziemi, nazywane są Near Earth Asteroids, (NEAs). Większość z tych obiektów, które zbliżają się do Ziemi, to asteroidy lub komety „martwe”, ale niektóre są „żywymi” kometami. Razem te asteroidy i komety są znane jako Obiekty bliskie Ziemi (NEO).

OBIEKTY BLISKIE ZIEMI (NEO)

Jeśli chodzi o elementy orbitalne NEO, są to asteroidy i komety z odległością peryhelium (q) mniejszej niż 1,3 AU. Na obiekty typu Near-Earth Comets (NEC) nałożono dodatkowe ograniczenia, a mianowicie są to komety o krótkim czasie obiegu (czyli okres orbitalny P mniejszy niż 200 lat). Zdecydowana większość NEO jest asteroidami (NEAS), te z kolei są podzielone na grupy: Atena, Apollo i Amor. Podział ten występuje ze względu na odległości peryhelium (Q), odległość aphelium (Q) oraz półoś wielką (a) obiektów. Terminy te są szerzej omówione w rozdziale 5.

NEO
Grupy

Opis

Definicja

NECs Near-Earth Comets

Komety Bliskie Ziemi

q < 1.3 AU,
P< 200 lat
NEAs Near-Earth Asteroids

Asteroidy bliskie Ziemi

q < 1.3 AU
Atens NEA z półosią wielką mniejszą niż orbita Ziemi. (Nazwane od obiektu 2062 Atea) a < 1.0 AU,
Q > 0.983 AU
Apollos NEA z półosią wielką, większą niż orbita Ziemi oraz ją przecinającą.

(Nazwane od obiektu 1862 Apollo)

a > 1.0 AU,
q < 1.017 AU
Amors NEA z orbitami większymi niż orbita Ziemi ale mniejszymi niż orbita Marsa.

(Nazwane od obiektu 1221 Amor).

a > 1.0 AU,
q = 1.017 to 1.3 AU
Apoheles Obiekty grupy Atena z orbitami wewnątrz orbity Ziemi.

(Nazwane od obiektu 163693 Atira).

PHAs Potencjalnie niebezpieczne asteroidy: NEA dla których Minimalna Odległość Przecięcia Orbity (MOID) z Ziemią wynosi 0.05 AU lub mniej i dla których absolutna wielkośc gwiazdowa (H) wynosi 22.0 lub jaśniej.

MOID <= 0.05 AU,
H <= 22.0

Pozostałe asteroidy

Odkryto grupę asteroid, obiegających Słońce po orbitach znajdujących się całkowicie wewnątrz orbity Ziemi. Asteroida 163693 Atira obiega Słońce po bardzo nachylonej orbicie w obszarze między Merkurym a Ziemią. Jej aphelium odległości (największa odległość od Słońca), to 0,980 AU, czyli nieco mniej, najmniejszy dystans Ziemi od Słońca. Zaobserwowano wiele podobnych obiektów, lecz tylko Atira otrzymała swoją nazwę. Istnieje kilkaset planetoid znajdujących się w pobliżu punktów L4 i L5 ( punktów Lagrange’a) Jowisza (60 stopni przed planetą i 60 stopni za Jowiszem na jego słonecznej orbicie). Zostały nazwane trojanami na cześć bohaterów wojen trojańskich. Mars również posiada swoje trojany, tak samo mogą się one również znajdować w punktach Lagrange’a Ziemi (obiekt 2010 TK7 ) i Wenus. Małe obiekty znajdujące się w odległych, zewnętrznych częściach Układu Słonecznego, mo być podobne do asteroid lub komet. Asteroido-podobne obiekty pomiędzy Saturnem a Uranem nazywane są centaurami, natomiast obiekty znajdujące się poza Neptunem, nazywane są transneptunami lub obiektami Pasa Kuipera.

Komety

Komety są zbudowane z materiału skalnego, pyłu i lodu. Wiele z nich posiada wydłużone, bardzo eliptyczne orbity, które powodują ich przejście bardzo blisko Słońca, jednocześnie powodując wędrówkę tych obiektów daleko w głąb Układu Słonecznego, często poza orbitą Plutona. W przeciwieństwie do planet, których orbity znajdują się niemal w tej samej płaszczyźnie, orbity komet są zorientowane w przestrzeni zupełnie losowo.
Najbardziej powszechnie akceptowana teoria pochodzenia komet
mówi, że istnieje ogromny obszar okalający Układ Słoneczny nicznym bąbel, zwany Obłok Oorta (od holenderskiego astronoma Jana H. Oorta, który zaproponował teorię). Szacuje się, że być może nawet 1011 komet okrąża Słońce w odległości około 50000 AU (niespełna roku świetlnego). Komety te znajdują się w pobliżu granicy oddziaływań grawitacyjnych ońca, oraz innych gwiazd, w pobliżu których Słońce pojawia się co kilka tysięcy lat. Zgodnie z teorią, przejścia w pobliżu innych gwiazd powodują zaburzenia orbit komet w obłoku Oorta. W rezultacie, niektóre z komet mogą być przechwytywane przez mijającą nasze Słońce gwiazdę, lub wytrącone z obłoku w kierunku przestrzeni międzygwiezdnej. Niektóre z ich orbit, są na tyle modyfikowane, że z relatywnie kołowej orbity wchodzą na bardzo wydłużoną, eliptyczną przechodzącą blisko Słońca. Innym rezerwuarem komet jest pas Kuipera. Jest to region w kształcie dysku, znajdujący się od 30 do 100 AU od Słońca. Jest on uważany za źródło komet krótkookresowych. Orbity obiektów pasa Kuipera bywa zaburzone, przez oddziaływania grawitacyjne Jowisza. Spowodowane perturbacje, mogą spowodować przekroczenie niektórych obiektów przez orbitę Neptuna, co ostatecznie może spowodować zderzenie z Neptunem, albo wyrzucenie komety w głąb Układu Słonecznego lub dalej w przestrzeń kosmiczną. Komety są znane jako ciała, które mogą się rozpaść w swojej wędrówce ku Słońcu. Odkryta na początku 1993 roku kometa Shoemaker-Levy 9, rozpadła się na kilka części w momencie mijania Jowisza pod wpływem jego silnej grawitacji. Pozostałości komety weszły na orbitę wokół planety, po czym w lipcu 1994 roku uderzyły w planetę, co dokładnie zaobserwowano za pomocą wielu teleskopów. Sonda SOHO czasami obserwuje komety mijające Słońce. Ten film pokazuje moment uderzenia komety o powierzchnie Słońca.

Przechwycenie komety i zmiana jej orbity.

Komety są praktycznie niewidoczne do momentu, kiedy znajdą się w pobliżu Słońca, pod wpływem którego zaczynają emitować materię. Struktury powstające pod wpływem ciepła słonecznego są zróżnicowane i narastają w miarę zbliżania się do gwiazdy. Wraz ze wzrostem aktywności komety emitującej materię, wzrasta jej jasność, a bezpośrednie otoczenie jądra komety (gazowa otoczka) nazywamy wtedy komą. Samo jądro komety jest rzadko widywane z Ziemi ponieważ jest zbyt małe i skrywane w emitowanych gazach. Jądro wraz z komą stanowi głowę komety.

Przechwycenie komety pochodzącej z obłoku Oorta przez grawitację Słońca

Niektóre z komet zmierzających w kierunku Słońca, emitują ogromne ilości odbijającego światło materiału. Materiał ten jest emitowany przez jądro i skierowany jest niemal prostopadle w kierunku przeciwnym do Słońca. Nazywany jest warkoczem. Kiedy kometa znajduje się daleko od gwiazdy, wygląda jak góra lodowa lub brudna kula śniegowa, ponieważ w większości składa się z zamarzniętej wody. Pozostała część materiału to skały. W miarę zbliżania się do gwiazdy, jadro nagrzewa się, co powoduje nagłe parowanie wody, ta następnie powoduje unoszenie skalnego materiału, który wraz z parą wodną tworzy komę otaczającą jądro. Wyemitowany materiał formuje długi na setki tysięcy warkocz komety, często widziany gołym okiem z Ziemi.

Budowa komety w pobliżu gwiazdy

Trzy „warkocze” komety: pyłowy, wodorowy oraz zjonizowanych cząsteczek

W miarę rozwoju komy, emitowany pył w coraz większym stopniu odbija światło słoneczne, natomiast wydobywające się gazy, absorbują promieniowanie ultrafioletowe i rozpoczynają fluorescencję. W odległości około 5 AU do Słońca, efekt fluorescencji staje się bardziej intensywny, niż promieniowanie odbitego światła widzialnego. Niektóre z komet pochłaniają światło ultrafioletowe pod wpływem którego, zaczynają zachodzić procesy chemiczne uwalniające z jądra komety wodór. Pod wpływem ciśnienia ucieka on ze słabego pola grawitacyjnego komety i formuje warkocz wodorowy. Niestety ten rodzaj warkocza nie może być widziany z powierzchni Ziemi, ze względu na ziemską atmosferę, która pochłania ten rodzaj promieniowania. Może on być obserwowany jedynie w przestrzeni kosmicznej za pomocą sond.

Ciśnienie powodowane promieniowaniem Słońca oraz wiatr słoneczny, rozpędzają materiały emitowane przez kometę w kierunkach przeciwnych Słońcu. W zależności od masy i wielkości cząsteczek materiału. Stosunkowo masywny warkocz pyłowy, jest przyśpieszany powoli i ma tendencję do zakrzywiania się w kształt łuku. Tymczasem warkocz gazowy jest tak lekki, że jest uformowany w kierunku przeciwnym, niemal równoległym do Słońca. Jest to wyraźnie widoczne na filmie.

Za każdym razem, kiedy kometa zbliża się do Słońca, traci część składników lotnych. Ostatecznie po wielu przelotach w pobliżu gwiazdy, staje się kolejnym skalnym obiektem poruszającym się w układzie planetarnym. Z tego powodu, komety określa się krótko żyjącymi ciałami w kosmologicznej skali czasu. Wiele osób uważa, że niektóre asteroidy są wygasłymi jądrami komet, które utraciły wszystkie swoje lotne składniki.

Meteoroidy, meteory, meteoryty

Meteoroidy są małymi, często mikroskopijnej wielkości, cząstkami skał krążącymi wokół Słońca. Widzimy je na niebie jako meteory ( „spadające gwiazdy„), gdy pojawiają się w atmosferze ziemskiej z ogromnymi prędkościami rzędu kilkudziesięciu kilometrów na sekundę, po czym najczęściej się w niej spalają. Wpadający w atmosferę ziemską meteor, powoduje falę uderzeniową poruszającą się z prędkością większą niż dźwięk. Z tego powodu powietrze znajdujące w pobliżu obiektu zaczyna świecić, natomiast część ciepła jest przekazywana spadającemu obiektowi. W czasie niemal każdej ciemnej i bezchmurnej nocy, można zaobserwować co najmniej kilka meteorów. W ciągu roku, kilkukrotnie zdarzają się okresy zwane deszczem meteorów. To czas, kiedy Ziemia przecina na swej drodze wokół Słońca roje meteorów (najczęściej pozostałości po przelatujących kometach). Niektóre z obserwowanych meteorów są na tyle duże, ze tworzą imponujące kule ognia, zostawiając za sobą obłok dymu. Każdy meteor, który dotrze do powierzchni ziemi, nazywany jest meteorytem.

Ulatująca z komet woda, zabiera ze sobą cząstki skał, które stają się następnie bogatym źródłem meteorów. W momencie przejścia Ziemi przez te pozostałości, możemy obserwować tak zwany deszcz meteorów. Ze względu na stałą relację orbit Ziemi oraz przelatujących komet, deszcze meteorów wydają się pochodzić z tych samych punktów na niebie dla każdego roju. W czasie ich obserwacji z Ziemi, każdy deszcz meteorów zaczyna się w charakterystycznym i niezmiennym dla niego punkcie na niebie. Taki punkt nazywamy radiantem i najczęściej jego nazwa pochodzi od konstelacji na tle której jest obserwowany. Na przykład, każdej jesieni możemy zobaczyć meteory z roju Leonidów, które wydają się spadać od wewnątrz konstelacji Lwa. Meteoroidy mogą również pochodzić z pasa planetoid. Niektóre rzadkie meteoroidy są rzeczywiście szczątkami pochodzącymi z Księżyca lub Marsa na skutek uderzeń w powierzchnię tych obiektów.

Advertisements

Skomentuj

Wprowadź swoje dane lub kliknij jedną z tych ikon, aby się zalogować:

Logo WordPress.com

Komentujesz korzystając z konta WordPress.com. Log Out / Zmień )

Zdjęcie z Twittera

Komentujesz korzystając z konta Twitter. Log Out / Zmień )

Facebook photo

Komentujesz korzystając z konta Facebook. Log Out / Zmień )

Google+ photo

Komentujesz korzystając z konta Google+. Log Out / Zmień )

Connecting to %s