Home About us Products Services Contact us Bookmark
:: wikimiki.org ::
Planet

Planet

Planet je nebesko tijelo koje se kreće eliptičnom putanjom oko zvijezde. Za razliku od zvijezda, planeti nemaju vlastiti izvor energije, tj. u njihovoj unutrašnjosti ne dolazi do nuklearne fuzije. Budući da postoji mnoštvo tijela koja kruže oko zvijezde, planetima smatramo samo one značajnijih masa. Oko planeta kruže manja tijela koja nazivamo mjesecima, pratiocima ili prirodnim satelitima. Do početka 1990-ih bilo je poznato 9 planeta, svi u Sunčevom sustavu (solarnom sustavu). U novije vrijeme razvijene su metode pronalaženja planeta oko drugih zvijezda u bliskom galaktičkom susjedstvu, na udaljenostima od nekoliko svjetlosnih godina. Do sada (sredina 2004.) je potvrđeno 110 vansolarnih planeta. Smatra se da planeti nastaju iz protoplanetarne maglice, u procesu formiranja zvjezdanog sustava. Plin i prašina koji kruže oko protozvijezde zgušnjavaju se u rotirajući disk u kojem se stvaraju nakupine čestica. Ove nakupine povećavaju masu pod utjecajem gravitacije, sudaraju se i formiraju veća tijela - planete. Naziv planet dolazi od grčke riječi planetes, što znači "lutalice". Naziv je nastao u vrijeme kada su stari narodi opažali da neka tijela mijenjaju svoj položaj na nebeskom svodu.

Planeti u sunčevom sustavu

gravitacije Osim Zemlje, svi planeti u sunčevom sustavu dobili su imena po likovima iz rimske mitologije. Planeti našeg sunčevog sustava su (redom po udaljenosti od Sunca): # Merkur # Venera # Zemlja # Mars # Jupiter # Saturn # Uran # Neptun # Pluton (Oko Plutona još uvijek postoje dvojbe oko toga da li je to pravi planet ili samo jedno od tijela Kuiperova pojasa, inače, sa svojim mjesecom Haronom tvori dvojni planet.)

Klasifikacija planeta

Planeti u sunčevom sustavu podijeljeni su u kategorije prema sastavu.
- "terestrički" ili kameni: planeti slični Zemlji, sastavljeni uglavnom od stijena: Merkur, Venera, Zemlja, Mars
- "jovijanski" ili plinoviti divovi: sastavljeni najvećim dijelom od plinovitog materijala: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun. Postoji i podgrupa plinovitih divova koje nazivamo uranskim planetima i u koje spadaju Uran i Neptun.
- ledeni planeti: ova grupa se ponekad dodaje kako bi se klasificirali planeti poput Plutona koji se sastoje uglavnom od leda. Ova kategorija uključuje i mnoga neplanetarna tijela poput ledenih mjeseca vanjskih planeta sunčeva sustava. Većim planetima u našem zvjezdanom sustavu smatramo osam kamenih i plinovitih planeta. Status Plutona još nije razriješen, a neki smatraju da bi ga trebalo ubrajati u manje planete, dok je on po drugima samo najveći među objektima Kuiperova pojasa. Rješenje ovog problema ovisit će o prihvaćenoj definiciji planeta.

Poveznice


- Planeti izvan Sunčevog sustava

Karakteristike planeta

Category: Astronomijaals:Planetja:惑星ko:행성ms:Planetsimple:Planetth:ดาวเคราะห์zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Nebesko tijelo

Pod pojmom nebeskih tijela podrazumijevamo objekte u svemiru: zvijezde, planete, asteroide, prirodne satelite. Category: Astronomija

Prirodni satelit

Prirodni satelit je nebesko tijelo koje kruži oko većeg nebeskog tijela, obično planeta. Prirodne satelite nazivamo još i mjesecima ili pratiocima. U našem planetarnom sustavu Merkur i Venera nemaju prirodnih satelita, Zemlja ima razmjerno velik satelit Mjesec, a Mars dva mala satelita. Slijede plinoviti divovi okruženi mnoštvom satelita: Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Pluton i njegov pratilac Haron ponekad se navode kao primjer dvojnog planeta zbog činjenice da je Haron tek nešto manji od Plutona. Mjeseci nemaju vlastite prirodne satelite, zbog utjecaja matičnih planeta. Gravitacijske sile planeta čine takve orbite nestabilnima. Međutim, mogu imati suputnike u Lagrangeovim točkama koji se kreću u istoj orbiti, ispred ili iza, pod kutem od 60°. Nedavno je otkriveno da i asteroidi mogu imati svoje satelite, kada je u orbiti oko asteroida 243 Ida pronađen satelit nazvan Dactyl.

Nastanak prirodnih satelita

Većina prirodnih satelita nastala je tijekom oblikovanja planeta iz protoplanetarnog diska pri čemu je dio materijala nastavio kružiti oko njih. Neki prirodni sateliti nastali su sudarima većih nebeskih tijela (kao što se pretpostavlja da se dogodilo u slučaju Zemlje i Mjeseca) ili gravitacijskim privlačenjem asteroida, stijena i krhotina i zarobljavanjem u orbitu oko planeta.

Vanjske poveznice


- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/sateliti_tablica.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Usporedba planetnih satelita] Category:Astronomija

1990-ih

----

Događaji i trendovi


-

Svjetska politika


- ja:1990年代simple:1990sCategory:Desetljeća

Svjetlosna godina

Svjetlosna godina je udaljenost koju svjetlost prevali za jednu godinu. Brzina svjetlosti je 3
- 10 8 m/s, u godini dana ima 60
- 60
- 24
- 365 = 31,536,000 sekundi, i koristeći formulu s = v
- t, udaljenost ispada 9,460,800,000,000,000 metara. Naravno, brzina svjetlosti na nekoliko decimala više :-) iznosi 2,997,924,580
- 108 m/s, pa je točnija udaljenost 9,454,254,955,488,000 metara, ili nešto malo manje od devet i pol milijuna milijuna kilometara. Kako godina dana (sunčeva godina) ima 365 dana 5 sati 48 minuta i 45 sekundi, broj sekundi je zapravo 31,556,925 - a udaljenost iznosi 9,460,528,112,671,650 metara. Category:astronomijaCategory:jediniceja:光年ko:광년ms:Tahun cahayasimple:Light yearth:ปีแสง

Gravitacija

Gravitacija je jedno od osnovnih svojstava našeg svemira. Manifestira se kao privlačna sila između svih tijela koja imaju masu. Dva tijela masa \mathbfm_1 i \mathbfm_2 privlačit će se silom čiji je intenzitet ::::F_g(r)=G gdje je \mathbfG gravitacijska konstanta, G=6.67 \times 10^ [Nm2kg-2], a \mathbfr je međusobna udaljenost. Gravitacijska sila nikad nije odbojna!! Gravitacijske sile spadaju u volumenske sile, a sve volumenske sile rezultat su postojanja tzv. polja sila u prostoru. Svako polje sila koje postoji rezultat je nekog svojstva vezanog uz materiju. Tako je gravitacijsko polje sila rezultat svojstva materije koju zovemo masenost, električno polje je vezano uz naboj itd. Neka čestica će osjećati silu kad se nalazi u prostoru gdje postoji polje sila samo ako je i ona sama izvor istovrsnog polja sila, tj. ako i ona sama posjeduje svojstvo koje posjeduje izvor polja u kojem se ta čestica nalazi. Tako, na primjer, električki neutralna čestica neće osijećati nikakvu silu u električnom polju jer ona jednostavno ne posjeduje svojstvo električnog naboja. Utjecaj polja sila se prostorom širi brzinom svjetlosti, a iz toga slijedi da se i promjena u polju sila prostorom također širi tom brzinom!! Ova je tvrdnja u skladu s teorijom relativnosti prema kojoj je brzina svjetlosti maksimalna brzina kojom može putovati informacija. Gravitacijska sila nije dovoljno ilustrativna veličina za opisivanje gravitacijskog polja pa se umjesto nje uvodi pojam jakosti gravitacijskog polja. Sila privlačenja ovisi o dvije varijable, a to su dvije mase koje se međusobno privlače. Jakost gravitacijskog polja ovisi samo o masi koja stvara to gravitacijsko polje. Jakost gravitacijskog polja mase \mathbfm_1 računa se kao ::::g(r)==G Ova veličina nam govori kojom silom gravitacijsko polje privlači jedan kilogram mase u nekoj točki prostora određenoj radijvektorom \mathbfr. Mjerna jedinica je njutn po kilogramu [N/kg], a lako se može pokazati da je njutn po kilogramu isto što i metar u sekundi na kvadrat [m/s2], što je mjerna jedinica ubrzanja. Možemo, dakle, reći da je jakost gavitacijskog polja u nekoj točki prostora zapravo ubrzanje sile teže tog istog gravitacijskog polja. Ta je veličina svojstvo isključivo gravitacijskog polja i nema nikakve veze s masom koja se eventualno može naći u tom polju, za razliku od sile; jakost gravitacijskog polja bismo mogli nazvati i specifičnom silom, s obzirom da se radi o sili svedenoj na jedinicu onog svojstva uz koje se veže ovo polje sila (masa). Dopunske činjenice za potpunije razumijevanje:
- Gravitacijsko polje svake čestice širi se u beskonačnost, ali njegova jakost slabi s kvadratom udaljenosti.
- Za dobivanje jakosti \mathbfg, svejedno je s kojom će se masom \mathbfm_2 vršiti dijeljenje jer će ukupna sila uvijek biti proporcionalno veća ili manja.
- Definicija jakosti gravitacijskog polja se matematički može dobiti i na alternativni način uvrštavanjem jedinične mase u drugi Newtonov zakon.
- Ako neko tijelo promijeni položaj u prostoru, jakost njegovog gravitacijskog polja u proizvoljnoj točki prostora će se promijeniti u skladu s tim pomakom tek nakon onoliko vremena koliko je potrebno da svjetlost dođe od tijela do te točke. Category:Fizika

Rimska mitologija

Rimska mitologija je uglavnom preuzela mitove i legende od starih Grka i Etruščana, uz promjenu imena bogova, pa ovdje za početak stavljam samo usporednu tablicu bogova/heroja u te tri mitologije:
Karakteristike planeta
Planet Najveći promjer Vrijeme obilaska Ud. od Sunca Temp. na površini Sateliti Letjelice
Merkur 4920 km 87,9 dana 56,9 mil. km Od +430 do -170 Nema
Venera 12 100 224,7 dana 108,2 mil.km 480 Nema Venus Ex.
Zemlja 12 756 km 365,26 dana 149,6 mil.km. 15 Mjesec
Mars 6 800km 686 dana 227,9mil.km -50 Phobos i Deimos
Jupiter 142 700km 4 333 dana 778,3mil.km -130 16 satelita
Saturn 120 800 10 759dana 1428mil.km. -185 34 satelita Cassini
Uran 52 900 30 685 dana 2872mil.km. -215 5 satelita
Neptun 44 600km. 60 189 dana 4498 mil.km. Od -110 do -200>/td> 5 satelita
Pluton 3 000km 90 465 dana 5910 mil.km -230 1 satelit-Haron
Grčki Rimski Etruščanski
Adonis   Atunis
Amfitrita Salacia  
Ananke Necessitas  
Afrodita Venera Turan
Apolon Apolon Aplu
Ares Mars Maris
Artemida Dijana Artume
Asklepije Veiovis  
Asklepije Eskulap  
Atena Minerva Menrva
Atropos Morta  
Boreas Aquila  
Harite Gracije  
Haron Haron Haron
Chloris Flora  
Kloto Nona  
Coelus Uran  
Kron Saturn  
Cibela Magna Mater  
Demetra Cerera  
Dioniz Liber  
Dioniz Bakho Fufluns
Enyo Belona  
Eos Aurora Thesan
Eos Matuta  
Erinije Dirae  
Erinije Furije  
Eris Discordia  
Eros Kupid  
Eros Amor  
Eurus Vulturnus  
Gaja Tellus  
Gaja Terra  
Galinthias Galinthis  
Had Dis Pater  
Had Pluton Aita
Had Orcus  
Heba Juventas  
Hekata Trivia  
Helios Sol  
Hefest Vulkan Sethlans
Hera Junona Uni
Heraklo Herkul Hercle
Hermes Merkur Turms
Hesperide Vesper  
Hestija Vesta  
Higijeja Salus  
Hipnos Somnus  
Irene Pax  
Lachesis Decima  
Leta Latona  
Moire Parke  
Muze Camenae  
Janus Ani
Vertumnus Voltumna
Nika Viktorija  
Notus Auster  
Nyx Nox  
Odisej Uliks  
Palaemon Portunes  
Pan Faun  
Perzefona Prozerpina  
Pheme Fama  
Phosporus Lucifer  
Posejdon Neptun Nethuns
Prijap Mutinus Mutunus  
Reja Magna Mater  
Satir Faun  
Selena Luna  
Semela Stimula  
Silenus Silvanus  
Thanatos Mors  
Themis Justitia  
Tyche Fortuna  
Zefir Favonius  
Zeus Jupiter, Jove Tinia
---- Vidi Mitologija, Grčka mitologija Category:Mitologija category:Rimski imperij ja:ローマ神話 ko:로마 신화

Merkur (planet)

Merkur je planet najbliži Suncu i udaljen od njega prosječno 0.387 AU ili 57,910,000 km. Kreće se vrlo eliptičnom orbitom, pa se udaljenost od Sunca mijenja između 46 i 70 milijuna km. Promjer Merkura je 4,880 km, a masa 3.30×1023 kg. Jedina letjelica koja se približila Merkuru je bio Mariner 10 koji je tijekom tri susreta snimio oko 45% površine. Zbog blizine Sunca, rijetko je u povoljnom položaju za promatranje, a i tada je vidljiv iznad horizonta samo kratko vrijeme prije izlaska ili nakon zalaska Sunca. Merkur nema prirodnih satelita. Merkur je bio rimski bog trgovine i putovanja, glasnik bogova. Stari su mu Grci nadjenuli čak tri imena: opće ime Stilbon, Apolon za jutarnju pojavu, te večernje ime Hermes, prema bogu medicine, magije, trgovine, lopova, govornika i okultnoga.

Fizička svojstva

Atmosfera

Kemijski sastav atmosfere
Kalij31.7%
Natrij24.9%
Atomski kisik9.5%
Argon7.0%
Helij5.9%
Molekularni kisik5.6%
Dušik5.2%
Ugljik dioksid3.6%
Voda3.4%
Vodik3.2%
Merkurova atmosfera je vrlo rijetka, oko 1012 puta rjeđa od Zemljine. Zbog toga se najčešće smatra da Merkur nema atmosferu. Zbog visokih temperatura i slabe gravitacije, atomi i molekule atmosfere neprestano odlaze s planeta. Izgubljena atmosfera obnavlja se na slijedeće načine: česticama sunčevog vjetra zarobljenih merkurovim magnetskim poljem, isparavanjem polarnog leda i isparavanjem prilikom udara mikrometeora.

Površinska temperatura

Prosječna temperatura Merkurove površine je 452 K, ali se mijenja u širokom rasponu od 90 K do 700 K. Razlog ovako velikih razlika je Merkurova spora rotacija oko vlastite osi. Strana okrenuta Suncu izložena je dugotrajnom zagrijavanju, pa prosječna dnevna temperatura iznosi 623 K. Kada točka na površini dođe na noćnu stranu, počinje sporo hlađenje. Prosječna temperatura na noćnoj strani je 103 K. Zbog vrlo velike eliptičnosti putanje, veliki je i raspon energije koju Merkur prima od Sunca. Kada je najbliže Suncu, subsolarna točka (točka na kojoj je Sunce u zenitu) prima čak deset puta više energije po jedinici površine nego Zemlja, dok na dijelu putanje najdaljem od Sunca ta točka prima samo četiri puta više energije. Merkur nema tekućine na površini, niti gušću atmosferu, čija bi strujanja ublažila temperaturne razlike kao što se to događa u slučaju Venere i Zemlje.

Reljef

K K Površina Merkura je vrlo slična Mjesečevoj površini, prepuna udarnih kratera, kružnih brda i bazena. Krateri se javljaju sa središnjim uzvišenjima i bez njih. Oko nekih kratera se šire svijetle zrake. Udarni su krateri i do danas očuvani jer na Merkuru nema ni atmosfere ni vulkanske aktivnosti koja bi ih izbrisala. Materijal iz kratera je mnogo manje odbačen nego na Mjesecu zbog veće gravitacije Merkura. Pored kratera, na Merkuru se mogu zapaziti i pukotine koje su nastale pri stezanju Merkura usljed hlađenja nakon faze bombardiranja planetezimalima. Te pukotine se nazivaju resasti rasjedi. Visoki su 2-3 km, a pružaju se stotinama kilometara u duljinu. Smatra se da se uslijed stezanja Merkurov polumjer s vremenom smanjio za čitav kilometar (oko 0.1%). Najizrazitija tvorevina na Merkuru (od fotografiranih detalja) je Caloris Basin (Planitia Caloris, Ravnica Vrućine), s promjerom oko 1300 km. To je bazen valovito naboran s koncentričnim planinskim prstenovima i rubnim planinama. Dno bazena je napunjeno sa sasušenom lavom i puno je mlađih kratera. Nazvano je Caloris zbog toga što je to najtoplije mjesto na Merkuru. Naime, svaki put kada Merkur dođe na dio putanje najbliži Suncu, upravo se na ovom području nalazi subsolarna točka. Točno na antipodu Ravnici Vrućine se prostire jako brdovit teren koji je nastao koncentriranjem udarnih valova potaknutih udarom koji je oblikovao Ravnicu. Tlo na Merkuru je rahlo i razmrvljeno, kakvo nastaje pod udarima meteorita. Pored meteorita, na Merkurovo tlo djeluje i termička erozija, širenje i skupljanje tla zbog naglih promjena temperature. Isti je proces odgovoran i za nastajanje pustinja na Zemlji.

Led na polovima

Radarska snimanja posljednjih godina otkrila su u blizini Merkurovih polova područja velike radarske refleksivnosti, što bi moglo upućivati na prisustvo leda. Radarski svijetlih područja pronađeno je nekoliko desetaka, a većina ih po položaju, obliku i dimenzijama odgovaraju nekim poznatim kraterima u blizini oba Merkurova pola. Položaj najvećeg radio-svijetlog područja na južnom polu poklapa se sa položajem velikog kratera Chao Meng-Fu. Sjeverni Merkurov pol, za razliku od južnog, letjelica Mariner 10 nije fotografirala, pa još ne možemo povezivati radio-svijetla područja sa kraterima. Depolariziranost reflektiranog vala također upućuje na prisustvo leda, a i otkriće leda na dnu kratera na Mjesečevim polovima daje dodatnu težinu ovoj pretpostavci. Leda bi na Merkuru moglo biti i do tisuću puta više nego na Mjesecu. Pretpostavlja se da se led nalazi u područjima vječne sjene, na dnu polarnih kratera. Teoretske studije pokazuju da bi temperatura ovih područja mogla biti ispod 102 K (-171 °C), što bi omogućilo očuvanje leda još od vremena nastanka Sunčevog sustava. Reflektivnost ovih područja nije velika kao kod ledenih satelita kao što su Europa, Ganimed ili Kalisto, no ipak je znatno veća od reflektivnosti ostatka Merkurove površine. Iako i neki drugi materijali poput nekih metalnih sulfida ili nataloženih iona natrija mogu imati sličnu reflektivnost, položaj ovih područja upućuje upravo na vodeni led. Kako je led uopće dospio na Merkur? Dva su moguća izvora: otpuštanje plinova iz unutrašnjosti i bombardiranje meteoritima. Nažalost, još uvijek nemamo dovoljno informacija o broju kometa i asteroida koji se nalaze (ili prolaze) u blizini Sunca, pa nije moguće donijeti realne procjene o količini raspoložive vode.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Merkurova jezgra se sastoji od relativno velike željezne jezgre (u usporedbi s veličinom jezgre Zemlje). Unutrašnjost se sastoji od 70% metala i 30% silikata. Prosječna gustoća Merkura je 5430 kg/m3, što je nešto manje od prosječne gustoće Zemlje. Razlog zašto Merkur, unatoč velikoj količini željeza, ima manju gustoću nego Zemlja je u tome što cjelokupna masa Zemlje pritišće planet i stvara veću gustoću. Merkur ima masu od samo 5.5% mase Zemlje. Jezgra Merkura popunjava 42% planetarnog prostora (kod Zemlje samo 17%). Jezgru okružuje plašt debljine 600 km. Merkur nema magme.

Orbita

Svojstva orbite
Prosječni polumjer57,910,000 km
Ekscentricitet0.20563069
Ophodno vrijeme87d 23.3s
Sinodički period115.88 dana
Prosj. orbitalna brzina47.8725 km/s
Nagib 7.004°
Merkurova orbita je ekscentrična i varira 46 do 70 milijuna km u polumjeru. U 19. stoljeću opažene su promjene u Merkurovoj orbiti: točka u kojoj se Merkur najviše približava Suncu (perihel) zakretala se pomalo nakon svakog obilaska. Ova pojava nema objašnjenja u Newtonovoj klasičnoj mehanici i dugo se smatralo da postoji jedan nevidljiv planet, nazvan Vulkan, koji utječe na orbitu Merkura. Izmjereno odstupanje nije se moglo pripisati isključivo gravitacijskom utjecaju poznatih planeta. Pojavom Einsteinove teorije relativnosti pronađeno je objašnjenje za ova mala odstupanja. Zbog velike ekscentričnosti orbite, brzina Merkura se mijenja, a time i njegova masa (relativistički učinak). U tome se razlikovalo predviđanje klasične mehanike: Keplerovi zakoni predviđali su promjenu brzine planeta, ali su podrazumijevali stalnu masu. Ove promjene su male, ali izraženije kod Merkura nego kod drugih planeta, zbog njegove blizine Suncu.

Rotacija

Merkur vrlo sporo rotira oko vlastite osi. Nekada se smatralo da je zbog plimnih sila sinkroniziran sa Suncem (uvijek okrenut Suncu istom stranom). To bi značilo da se okrene oko sebe točno u istom vremenu u kojem napravi jedan okret oko Sunca - rezonancija 1:1. Međutim, radarska promatranja 1965. g. pokazala su da je u rezonanciji 3:2. Okrene se tri puta oko vlastite osi za vrijeme dva obilaska oko Sunca. Ova rezonancija je stabilna zahvaljujući velikoj ekscentričnosti Merkurove putanje. Do prvobitnog, pogrešnog zaključka astronomi su došli promatrajući ga uvijek u najpovoljnijoj točki putanje, gdje je uvijek pokazivao istu stranu. Razlog tome je što se uvijek u istoj točki svoje 3:2 rezonancije nalazi u najpovoljnijem položaju za promatranje. Ovako spora rotacija Merkura ima kao posljedicu neke zanimljive efekte. Promatrač na površini može u određenim uvjetima vidjeti Sunce kako izlazi, vraća se nazad ispod obzora (retrogradno gibanje) i ponovo izlazi. To se događa zbog promjena orbitalne brzine, prema 2. Keplerovom zakonu. Četiri dana prije perihela orbitalna brzina prestiže brzinu rotacije i Sunce se počinje prividno gibati unazad. Četiri dana nakon perihela orbitalna brzina se dovoljno smanji, tako da se Sunce nastavlja normalno gibati.

Magnetosfera

Magnetsko polje Merkura je jačine 1% zemljinog, što je relativno jaka magnetosfera s obzirom na brzinu rotacije planeta i sastav jezgre i plašta. Izvor ovako jakog magnetskog polja mogula bi biti cirkulacija tekućih rastaljenih tvari oko jezgre planeta, no kako Merkur nije toliko vruć u unutrašnjosti da bi se otopili cink ili željezo, moguće je da oko jezgre struje tvari koji imaju nižu temperaturu taljena kao sumpor. Također se smatra mogućim da je merkurovo magnetsko polje ostatak efekta koji je magnetizirao skrutnuti materijal.

Povijest istraživanja

Merkur je poznat još od antičkog doba. Zapisi sežu od 264 godine p.n.e. Proučavanja Merkura su uvijek bila teška zbog blizine Sunca. Tek je 1965. godine, uz pomoć radio valova određen period rotacije. Jedina svemirska sonda koja je posjetila Merkur je Mariner 10, koji je u tri navrata posjetio Merkur, tokom kojih mu se približio na najmanje 271 km. Prilikom tih je susreta snimljeno 45% Merkurove površine. Mariner 10 i dalje posjećuje Merkur, ali s umrtvljenim instrumentima. Na osnovi gibanja letjelice u gravitacijskom polju Merkura je određena masa ovog planeta. NASA je u kolovozu 2004. prema Merkuru uputila letjelicu MESSENGER (MErcury Surface, Space ENviroment, GEochemistry and Ranging) koja će provoditi vrlo detaljna istraživanja ovog planeta. Iznimno mnogo kvalitetnih i pouzdanih informacija o misiji MESSENGER se može pronaći i na hrvatskom jeziku na znanstvenom Portalu CroEOS.net [http://www.croeos.net/Mambo/index.php?option=content&task=category§ionid=21&id=49&Itemid=56 Misija MESSENGER]

Vanjske poveznice


- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/100_merkur.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Merkur]

Category:Sunčev sustav ja:水星 ko:수성 ms:Utarid simple:Mercury (planet) th:ดาวพุธ

Venera (planet)

Venera je drugi po udaljenosti planet od Sunca. Venera je udaljena 0.72 AU ili 108,200,000 km od Sunca, ima promjer 12,103.60 km i masu 4.869×1024 kg. Venera je treće tijelo po sjajnosti na nebu, poslije Sunca i Mjeseca. Venera je dobila ime prema Veneri, rimskoj božici ljepote. Stari Grci su je zvali Afrodita, te Eosphorus za jutarnju pojavu i Hesperus za večernju. U našim krajevima poznata je i pod imenom zvijezda Danica ili jutarnja zvijezda, jer je vidljiva prije izlaska Sunca na istočnom nebu i odmah nakon zalaska Sunca na zapadnom nebu, a kad je u najsjajnijoj fazi može se vidjeti i preko dana.

Fizička svojstva

Atmosfera

Atmosfera Venere sastoji se najvećim dijelom od ugljik dioksida (96%) i dušika (3%). Ostalih 1% čine sumpor dioksid, vodena para, ugljik monoksid, argon, helij, neon, ugljikov sulfid, klorovodik i fluorovodik. Atmosferski tlak na površini Venere iznosi 9321.9 kPa, što je 90 puta više od tlaka na površini Zemlje. Velika količina ugljik dioksida stvara efekt staklenika, zbog čega temperatura na površini dostiže i 500°C, što je 400°C više od očekivanog. Srednja vrijednost temperature na površini iznosi 464°C. Tako je površina Venere toplija od površine Merkura, iako je u usporedbi s njim udaljena od Sunca otprilike dvostruko i prima četiri puta manje svjetlosti. Iako je rotacija Venere izuzetno spora, zahvaljujući toplinskim strujanjima u gustoj atmosferi nisu velike temperaturne razlike između dnevne i noćne strane. Vjetrovi u višim slojevima atmosfere vrlo brzo obiđu planet i pomažu raspodjeli topline. Brzina ovih vjetrova prelazi 350 km/h iznad sloja oblaka, dok su vjetrovi uz površinu znatno sporiji. Površina Venere nije vidljiva izvana zbog sloja oblaka koji potpuno okružuju planet. Sastoje se od kapljica sumpor dioksida i sulfatne kiseline.

Reljef

Većinu površine čine ravnice. Ističu se tri područja prozvana "kontinentima": Ishtar Terra (na sjevernoj polukugli), Aphrodite Terra (na južnoj polukugli) i Beta Regio (na ekvatoru). Najviša planina Maxwell Montes dio je lanca planina koje okružuju visoravan Lakshmi Planum. Između kontinenata prostiru se bazaltne ravnice: Atalanta Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Zbog guste atmosfere većina meteorita jako uspore pad ili potpuno izgore, zbog čega na površini nema kratera manjih od 3 km u promjeru. Vrlo malen broj kratera i površina pokrivena bazaltom (oko 90% površine) dokaz su čestih izlijevanja lave. Snimci sa sonde Magellan otkrivaju velik broj manjih vulkana (oko 100 000), te stotinjak velikih.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Pretpostavlja se da je građa Venera slična Zemlji. Željezna jezgra zauzima središte planeta i promjera je oko 3000 km. Iznad jezgre nalazi se otopljeni kameni omotač koji zauzima većinu volumena planeta. Prema novijim podacima dobivenim sa sonde Magellan, Venerina kora je deblja i čvršća nego što se ranije pretpostavljalo. Smatra se da Venera nema pokretne tektonske ploče poput Zemlje, nego da naprezanja u omotaču u pravilnim razmacima izbacuju lavu na površinu. Zbog toga je većina površine nastala nedavno (prije nekoliko stotina milijuna godina), dok su najstariji dijelovi stari oko 800 milijuna godina. Novija istraživanja pokazuju da je Venera vulkanski aktivna u izoliranim područjima.

Magnetosfera

Venera nema magnetsko polje, vjerojatno zbog spore rotacije, nedovoljne da bi rastopljeno željezo u jezgri planeta proizvelo odgovarajući učinak. Budući da nema magnetskog polja, sunčev vjetar djeluje izravno na gornje slojeve Venerine atmosfere. Smatra se da je Venera imala velike količine vode, poput Zemlje, ali se vodena para pod utjecajem sunčeva vjetra raspala na vodik i kisik. Dok se kisik vezao s drugim atomima u spojeve, vodik je, zbog male molekularne mase, lako napustio atmosferu. Pronađeni udjel vodikova izotopa deuterija podupire ovu teoriju (ima veću masu i teže napušta atmosferu).

Orbita

Svojstva orbite
Prosj. udaljenost od Sunca0.723 AU
Prosječni polumjer108,208,930 km
Ekscentricitet0.00677323
Ophodno vrijeme224.695 dana
Sinodički period583.92 dana
Prosj. orbitalna brzina35.0214 km/s
Nagib3.39471°
Putanja Venere je gotovo kružna sa ekscentricitetom manjim od 0.01.

Rotacija

Venera sporo retrogradno rotira, to jest okreće se u smjeru od istoka prema zapadu, za razliku od većine ostalih planeta (retrogradnu rotaciju imaju još Uran i Pluton). Nije sasvim siguran razlog ove pojave, a pretpostavlja se da je uzrok sudar sa većim tijelom (moguće asteroidom) u vrijeme formiranja planeta. Osim ove pojave, periodi rotacije Venere i njenog kretanja oko Sunca sinkronizirani su tako da je Venera uvijek okrenuta prema Zemlji istom stranom u vrijeme kada su dva planeta najbliži jedan drugome. To može biti rezultat djelovanja plimnih sila među planetima, a možda je samo slučajnost.

Povijest ljudskog istraživanja

Međuplanetarne sonde
Godina lansiranja Ime sonde Država Misija uspješna
1961 Sputnik 7 SSSR -
1961 Venera 1 SSSR -
1962 Mariner 1 SAD -
1962 Sputnik 23 SSSR -
1962 Mariner 2 SAD Da
1967 Venera 4 SSSR Da
1967 Mariner 5 SAD Da
1969 Venera 5 SSSR -
1969 Venera 6 SSSR -
1970 Venera 7 SSSR Da
1972 Venera 8 SSSR -
1973 Mariner 10 SAD -
1975 Venera 9 SSSR Da
1975 Venera 10 SSSR Da
1978 Pioneer Venus SAD Da
1978 Venera 11 SSSR -
1978 Venera 12 SSSR -
1981 Venera 13 SSSR Da
1981 Venera 14 SSSR -
1983 Venera 15 SSSR -
1983 Venera 16 SSSR -
1984 Vega 1 SSSR Da
1984 Vega 2 SSSR Da
1989 Magellan SAD Da
1990 Galileo SAD Da
1998 Cassini SAD Da
Venera je najsjajniji objekt na nebu iza Sunca i Mjeseca. Iz tog je razloga Venera čovjeku poznata od kada je prvi puta uperio pogled u noćno nebo. Venera je prema svojim osnovnim obilježjima Zemljina sestra blizanka po dimenzijama i masi. Zbog toga su ljudi dugo vremena vjerovali da se ta sličnost odnosi i na druge pojave. Zamišljena je kao Zemlja u mladim, prethistorijskim danima. Suncu je bliža od Zemlje pa zbog toga prima oko dva puta više njegove energije. Ali sjajni oblaci reflektiraju oko tri četvrtine Sunčevog zračenja natrag u svemir, pa se očekivalo da temperatura na površini Venere nije previše visoka. Vjerovalo se da je sastav atmosfere i površinski pritisak sličan Zemljinom. Zamišljali su je kao mladi svijet pokriven oceanom u kojem buja prethistorijski život. Sve su se te pretpostavke pokazale potpuno krivima. Dugo vremena Venera je ostala tajnovita zbog gustih oblaka koji je prekrivaju. Sve što se na njoj može opaziti je sjajni, potpuno jednolični oblačni pokrov koji skriva površinu planeta od naših pogleda. Tek su prije dvadesetak godina fotografske tehnike snimanja u ultraljubičastom dijelu spektra uspjele pokazati da taj oblačni sloj nije potpuno jednoličan. Prva mjerenja površinske temperature izvedena pomoću velikih radioteleskopa sa Zemlje dala su toliko velike iznose, oko 400°C, da su znanstvenici pomislili kako se radi o nekom nepoznatom efektu u Venerinoj ionosferi. Jednostavno nisu mogli vjerovati da je površinska temperatura na Veneri tako visoka. U novije su doba svemirske letjelice na Veneru slali Amerikanci i Sovjeti. Prva letjelica koja je za cilj imala Veneru je bila ruski Sputnik 7 (1961), ali je završila neuspjehom, kao i nekoliko misija nakon nje (1961: Venera 1, 1962: Mariner 1 i Sputnik 23). Prva uspješna misija (a u daljnjem tekstu ćemo samo te i spomenuti) bila je prelet američke letjelice Mariner 2 (27.8.1962) pokraj Venere. Kada je sonda prošla na oko 35 000 km iznad Venerinih oblaka, mjerni instrumenti potvrdili su visoku površinsku temperaturu. Prva uspješna misija tadašnjeg Sovjetskog Saveza bila je Venera 4 (1967). Ova je letjelica ispustila u atmosferu sonde sa mjernim instrumentima. Gotovo u isto vrijeme trajala je i američka misija Mariner 5. Venera 7 je 17. kolovoza 1970. postala prva letjelica koja se meko spustila na drugi planet. Venera 9 i Venera 10 su planet Veneru posjetile u lipnju 1975, a sastojale su se od orbitera i landera. Venera 9 poslala je prve crno-bijele fotografije sa površine Venere. Jednostavni eksperimenti koje su sonde napravile pokazali su da su stijene na Veneri vrlo slične onima na Zemlji, da je površinska temperatura 455°C, a atmosferski pritisak odgovara pritisku koji na Zemlji vlada u morima na dubini od 900 m. Slike su pokazale da i na Veneri postoje erozijski procesi, što je dosta iznenadilo znanstvenike. Voda, koja je glavni krivac za eroziju na Zemlji, na Veneri praktički ne postoji, pogotovo ne u tekućem stanju. Ako pretpostavimo da bi to mogla biti erozija vjetra, i to moramo isključiti jer je najveća brzina vjetra izmjerena na površini Venere bila svega oko 15 km/h, što odgovara laganom povjetarcu. Američka misija Pioneer Venus sastojala se od dvije komponente, orbitera i multisonde, koje su lansirane odvojeno u svibnju i kolovozu 1978. godine. Misija orbitera je, među ostalim, imala za cilj i radarsko snimanje reljefa, a trajala sve do kolovoza 1992. Multisonda je na Veneru izbacila 4 atmosferske sonde. Njihov pad kroz atmosferu trajao je oko jedan sat, ali su u tom kratkom vremenu sakupljeni mnogi dragocjeni podaci. Jedna od sondi je čak preživjela pad do površine odakle je slala podatke još jedan sat prije nego što se praktički rastopila. Od četiri sonde, dvije su ušle u atmosferu na noćnoj strani i otkrile jednu vrlo interesantnu pojavu. Na visini od oko 11 km nebo tinja crvenkastim sjajem koji potječe od bezbrojnih munja koje neprestano bljeskaju. Instrumenti su zabilježili i do 25 bljeskova u sekundi. Način na koji nastaju sve te silne munje ostao je neobjašnjen. Njihovi odbljesci mogli bi biti tajanstveno pepeljasto svjetlo koje je više puta opaženo teleskopima sa Zemlje na noćnoj Venerinoj strani. Prve fotografije Venerine površine u boji snimio je lander Venera 13. Sovjetske letjelice Vega 1 i Vega 2 ispustile su 1984. godine u Venerinu atmosferu landere i atmosferske balone, te produžili u susret Halleyjevom kometu. Američka letjelica Galileo je također, na svom putu prema Jupiteru, posjetila Veneru. Američka misija Magellan (1989 - 1994) imala je za primarni cilj mapiranje Venerine površine uz pomoć radara. Mapirano je 99% površine uz 300 m/piksel rezoluciju. Posljednja letjelica koja je posjetila Veneru bila je letjelica Cassini-Huygens na svom putu za Saturn.

Vanjske poveznice


- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/200_venera.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Venera]

Literatura


- Enciklopedija astronomije

Category:Sunčev sustav ja:金星 ko:금성 ms:Zuhrah simple:Venus (planet) th:ดาวศุกร์

Mars (planet)

Mars je četvrti po redu planet od Sunca. Mars je udaljen 1.52 AU ili 227,940,000 km od Sunca, ima promjer 6,794 km i masu 6.4219 × 1023 kg. Oko Marsa kruže dva mala prirodna satelita: Fobos i Deimos. Fobos ima promjer 11 km i masu 1.08e16 kg, dok Deimos ima promjer 6 km i masu 1.80e15 kg. Putevi koje opisuju oko Marsa također su različiti. Fobos kruži na 9,000 km od središta Marsa, dok Deimos kruži na 23,000 km. Mars je bio rimski bog rata. Grčko ime za Mars je Ares, pa za pojmove vezane uz Mars koristimo prefiks areo- umjesto geo-, npr. umjesto geografska širina koristimo pojam areografska širina.

Fizička svojstva

Atmosfera i klima

Marsova atmosfera je primjetno drugačija od Zemljine, a sastoji se uglavnom od ugljik dioksida (95.32%), uz male primjese drugih elemenata: dušika (2.7%), argona (1.6%), kisika (0.13%) i neona (0.00025%). Također sadrži i vodenu paru (0.03%), a u polarnim krajevima je nađen ozon. ozon Polarne kape zimi se prošire do 40-50° areografske širine. Sonda Viking Lander 2 je na 47° sjeverne širine snimila tanak sloj inja. Sjeverna polarna kapa se za vrijeme sjevernog ljeta smanji na promjer od oko 800 km, a južna za južnog ljeta na oko 400 km. Osim ugljikova dioksida (suhi led), polarne kape sadrže i smrznutu vodu jer je uočeno da sublimacijom CO2 kape ne nestaju, a temperatura je uvijek ispod 273 K (0°C). Ova smrznuta voda je izmiješana sa česticama prašine.

Temperaturne razlike i nastanak oluja

Prosječna izmjerena temperatura na Marsovoj površini je 210 K, sa maksimumom od 293 K i minimumom od 130 K. Najtoplija su područja oko ekvatora i u subsolarnoj točki zato što temperatura tla ovisi o kutu upada sunčevih zraka i često varira jer je rijetka atmosfera slab toplinski spremnik. Na polovima temperatura zimi ne prelazi 160 K, a pada i do 120 K što je dovoljno da CO2 kondenzira. Tada dio atmosferskog CO2 prelazi u polarnu kapu što dovodi do naglog pada tlaka na tom području i zrak sa čitavog globusa struji prema tom polu. Temperaturne razlika između svjetlijih i tamnijih područja, odnosno tla i atmosfere, uvjetuju miješanje atmosfere. Vjetrovi, koji su pri tlu brzine 10 m/s, podižu čestice prašine do 50 km uvis i prenose ih na udaljenosti od više tisuća kilometara. Vjetrovi dostižu brzine do 100 m/s, izazivajući godišnje stotinjak pješčanih oluja koje, kada je Mars u perihelu, a vjetar i temperatura u svom maksimumu, mogu prekriti cijeli planet prašinom. Pješčane oluje dovode do zanimljivog efekta "anti-staklenika" - velike količine prašine u atmosferi ne dopuštaju sunčevoj svjetlosti da neoslabljena prodre do površine, a propuštaju toplinsko zračenje Marsove površine koja se hladi, dok se viši dijelovi atmosfere zagrijavaju.

Oblaci

Iako atmosfera sadrži samo jednu tisućinu vodene pare koju nalazimo u Zemljinoj atmosferi, voda se uspijeva kondenzirati i formirati oblake koji lebde na velikim visinama. Oblaci su redovita pojava na Marsu unatoč maloj količini vodene pare u atmosferi. Promatrani su i sa Zemlje, a sa letjelica Mariner i Viking snimljeni su bezbrojni oblici koje možemo svrstati u nekoliko kategorija:
- zavjetrinski valovi oblaci su koji se formiraju u zavjetrini visokih dijelova reljefa poput vulkana, kratera i planina. Zrak u tim područjima kreće se u valovitim oscilacijama.
- valovski oblaci doimaju se poput redova paralelnih valova i redovito ih nalazimo nad rubovima polarnih kapa.
- oblačne ulice su linearni nizovi kuglastih oblaka sličnih kumulusima.
- trakasti oblaci najčešći su nad visoravnima jugozapadno od Syrtis Major.
- magla i jutarnja sumaglica mogu se formirati u dolinama, kanjonima i kraterima i vidljivi su sa Zemlje.
- paperjasti oblaci su izduženi oblaci koji nastaju podizanjem materijala i najčešće se sastoje od čestica prašine. Nalazimo ih prvenstveno u južnoj hemisferi, kod visoravni Syrtis major, ali i na sjeveru, u predjelu Tharsis Montes. Čestice prašine stalno prisutne u atmosferi daju joj narančastu nijansu. Pješčane oluje vide se sa Zemlje kroz žuti filter kao "žuti oblaci". Oblaci koji se sastoje od aerosola vode i CO2 promatraju se kroz modri filter i zovemo ih "modri oblaci".

Tlak

U odnosu na Zemlju, Marsova atmosfera je vrlo rijetka zbog čega ima niski površinski tlak koji varira od 1 do 10 mbar, ovisno o uvjetima. Prosječan tlak u području srednje površinske razine iznosi 7 mbar. Već spomenuta sublimacija i kondenzacija CO2 mijenja tijekom godine globalni tlak za 20%. Viking Lander 1 je izmjerio srednji dnevni tlak od samo 6.8 mbar u trenutku kad je južna polarna kapa bila najveća, a u drugom dijelu godine iznosio je čak 9.0 mbar. Viking Lander 2 izmjerio je najveći tlak od 10.8 mbar. Pronađeni su dokazi da je nekad gušća Marsova atmosfera dozvoljavala postojanje tekuće vode na Marsu. Oblik reljefa koji uvelike podsjeća na kontinente, obale oceana, riječne kanjone, jezera i otoke navodi na pomisao da su velike vode nekad oblikovale taj teren.

Reljef

Viking Lander 2 Viking Lander 2 Marsov pejzaž sličan je Zemljinom i Mjesečevu, no ima i svojih posebnosti. Teren je prosječnog nagiba 3°. Površina Marsa je crvene boje zbog velikih količina željeza koje sadrži. Možemo je podijeliti na sjevernu i južnu polutku granicom koja siječe ekvator pod kutem od 35°. Teren južne je u prosjeku 2-3 kilometra viši od sjeverne, uglavnom zbog razlike u gustoći kore. Južna polutka puna je udarnih meteorskih kratera veličine od 3 do 120 km nastalih u doba bombardiranja planetoidima. Manji krateri su malobrojni. Na sjevernom dijelu prevladava bazalt koji je gušći od granita i zato ima niži ravnotežni položaj. To bazaltno područje je zapravo kora prelivena lavom koja je uništila starije kratere, zbog čega je ravnija. Za razliku od Mjesečevih kratera, Marsovi u pravilu nemaju središnju izbočinu i zasuti su izmrvljenim materijalom. Na Marsovoj površini razlikujemo nekoliko oblika reljefa. Glatke kružne udubine okružene planinskim lancem na rubu nazivamo bazenima. Najveći su Planitia Argyre (Argirska ravnica) promjera 1000 km i Planitia Hellas (Grčka ravnica) promjera 1700 km. Oba bazena su svijetle površine. Dno Planitiae Hellas prekriveno je pješčanim slojem tako da nema nikakvih vidljivih detalja, a od okoline (brdovitog područja Hellespontus - Dardaneli) niže je 6 kilometara. Tlak u toj potolini dovoljan je za ukapljivanje vode (>6.1 mbar). Okružena je masivnim planinskim prstenom visokim oko 2 km, najvjerojatnije nastalim izbacivanjem materijala iz bazena pri udaru asteroida. Znatno doprinosi visokoj topografiji južne polutke. Manji bazeni promjera nekoliko stotina kilometara, veoma podsjećaju na veće kratere. Među najspektakularnije pojave na Marsovoj površini zasigurno se ubraja i splet kanjona Valles Marineris (Marinerove doline), dug 4500 km, širok između 100 i 200 km, a dubok 6-7 km. Image:Marskugla1.jpgImage:Marskugla2.jpgImage:Marskugla3.jpg

Vulkani

Image:Marskugla3.jpg Zemlji slični oblici na Marsovoj površini su ugasli vulkani. Ima ih nekoliko desetaka, a uglavnom su smješteni na sjevernoj polutki. U njih ubrajamo i najveći vulkan u Sunčevu sustavu, Olympus Mons (Olimpska gora). Uzdiže se 27 km nad okolinu, a star je oko 2.5 milijardi godina. Promjera je 600 km, a njegov rub je strma, gotovo okomita litica visoka 4-6 km. Iako je vrlo visok, zbog velikog promjera ima prosječni nagib od samo 3° - 5° tako da nije stožastog oblika nego plosnat. Olympus Mons se nalazi u predjelu Tharsis Montes (Tarsejsko gorje), najvećem vulkanskom području i to u njegovom sjeverozapadnom dijelu. Tharsis Montes je visoravan kraj Marsova ekvatora prosječne visine 10 km i širine 4000 km. Uz Olympus Mons, na njoj se nalaze još tri gigantska vulkana: Arsia Mons (Arsijska gora), Pavonis Mons (Paunova gora) i Ascraeus Mons (Askarska gora). Sva četiri ubrajamo u štitaste ("havajske") vulkane, zbog oblika koji je nastao izljevnom erupcijom, relativno mirnim izlijevanjem bazaltne lave koja je sporo tekla formirajući vulkanski stožac. Kaldere, velike okruglaste udoline na vrhu, nastale su propadanjem krova ognjišta vulkana izazvanog naglim podzemnim povlačenjem magme. Najveća razlika između havajskih i tarsejskih vulkana je veličina - vulkani na Marsu su 10 do 100 puta veći nego zemaljski. Uzroci tome su najvjerojatnije dugotrajnije i veće erupcije i slabija gravitacijska sila. Takvi golemi vulkani na Marsu uspjeli su nastati zato što su vruća vulkanska područja ostala na istom mjestu u kori tijekom stotina milijuna godina. Nasuprot tome, na Zemlji su vulkanske regije često pomicane zbog tektonike litosfernih ploča. Kako se zemaljske ploče pomiču, niču novi vulkani, a stari se gase. Sjeverno od Tharsis Montes leži Alba Patera, vulkan plosnatog oblika - plitka tanjurasta formacija - patera. Patere nalazimo samo na Marsu. Alba Patera promjera je od čak 2000 km, ali je visoka "samo" 7 km. Druga najveća vulkanska regija na Marsu je Elysium Planitia (Elizejska ravnica) istočno od Tharsis Montes.

Tektonika

Image:Marskugla3.jpg Tektonika Marsa je, za razliku od Zemljine, koja je vodoravna i temelji se na pomicanju litosfernih ploča, okomita zbog vruće lave koja se probija prema gore kroz koru do površine. Znanstvenici vjeruju da je prije 3.5 milijardi godina Mars doživio najveće poplave u Sunčevu sustavu jer su se goleme količine vode prelijevale iz višeg područja južne u nižu, sjevernu hemisferu. Postavljaju se pitanja odakle je došla ta masa vode, koliko su trajale poplave i gdje je sad? Trenutno je Mars prehladan i ima prenizak tlak na površini da bi se voda mogla dulje zadržati u tekućem obliku. Količina vode koju nalazimo u obliku leda na polovima i oblaka i vodene pare u zraku nije ni približno dovoljna za davno stvaranje Marsovih kanala i kanjona. Mars Global Surveyor snimio je fotografije koje nagoviještaju postojanje podzemnih spremnika vode iz kojih se povremeno i ponegdje voda probija na površinu u obliku gejzira.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Zbog velike razlike u masi, Marsova unutrašnjost se dosta razlikuje od Zemljine. Kora je debela stotinjak kilometara, bogata je silicijem i aluminijem, a siromašna magnezijem. Ispod nje nalazi se plašt s feromagnetskim silikatima, dok se jezgra, koja zauzima približno četvrtinu obujma planeta, sastoji od rastaljenog troilita (željezni sulfid).

Orbita i rotacija

Mars ima primjetno izduženu putanju (ekscentricitet 0.093), pa mu se udaljenost od Sunca znatno mijenja tijekom Marsove godine, što bitno utječe na klimu. Marsov siderički period revolucije (siderička godina) traje 687 dana, a period rotacija (siderički dan) 24h 37min 23s. Os rotacije nagnuta je, slično kao i kod Zemlje, 25° prema ravnini revolucije.

Magnetosfera

Mars posjeduje slabo magnetsko polje. U usporedbi sa Zemljinim, jakost Marsova polja je oko 500 puta slabija. Osim toga, magnetski polovi Marsa su suprotno orijentirani od Zemljinih. Zemljin sjeverni magnetski pol se nalazi blizu južnog geografskog pola, a na Marsu je sjeverni magnetski pol na sjevernom areografskom polu.

Prirodni sateliti

Marsovi prirodni sateliti
Ime Promjer (km) Masa (kg) Polumjer orbite (km) Ophodno vrijeme
Fobos 22.2 (27 × 21.6 × 18.8) 1.08×1016 9 378 7.66 sati
Deimos 12.6 (10 × 12 × 16) 2×1015 23 400 30.35 sati
Fobos i Deimos su jedini Marsovi prirodni sateliti, a smatra se da potječu iz drugih krajeva sunčeva sustava - asteroidi uhvaćeni Marsovim gravitacijskim poljem. Po sastavu su slični asteroidima tipa C (bogati su ugljikom). Njihova mala gustoća sugerira da nisu sastavljeni od punog kamena, već najvjerojatnije od mješavine kamena i leda. Pretpostavlja se da su ova dva satelita nastala u vanjskom dijelu sunčeva sustava (ne u asteroidnom pojasu). Oba su satelita posuta kraterima. Zbog njihove blizine Marsu, ljudi bi ih u budućnosti mogli iskoristiti kao svojevrsne postaje u putanji oko Marsa.

Povijest ljudskog istraživanja

Planet Mars uvijek je očaravao čovjeka svojom jarkocrvenom bojom na noćnom nebu. Pojavom teleskopa sa boljim razlučivanjem početkom 18. stoljeća, Mars je postao poprište polemike zbog otkrića polarnih kapa kao i zbog pogrešnog identificiranja kanala na njegovoj površini. Postojala je pretpostavka da na planetu teče voda, te da prema tome postoji mogućnost života van Zemlje, što se nije slagalo sa mišljenjem toga vremena. Talijanski astronom Giovanni Schiaparelli je 1877. godine otkrio uzdužne i poprečne tanke niti koje je nazvao "kanalima" i za koje se smatralo da ih je izgradila vanzemaljska civilizacija. Dokazano je da je to bila optička varka, kao i sezonske promjene površine koje su viđene u modrozelenkastim nijansama i za koje se pretpostavljalo da su uzrokovane bujanjem vegetacije. Uzrok te iluzije je komplementarnost modrozelene i narančastocrvene (realne) nijanse pa se za mjesta manjeg sjaja čini da su modrozelenkasta. Tijekom kratke astronautske ere spoznato je o Marsu mnogo više nego kroz sva stoljeća prije. Prva uspješna sonda Mariner 4 poslala je u srpnju 1965. seriju od 22 fotografije koje su otkrile mnoge kratere i prirodno nastale kanjone, ali ništa što bi navodilo na postojanje umjetnih kanala i tekuće vode. Sonda Mariner 9 prva je uspješno poslala slike sa površine Marsa. U srpnju i listopadu 1976. na površinu Marsa sletjele su letjelice Viking Lander 1 i Viking Lander 2 i provele tri biološka eksperimenta kojima je otkrivena neobična kemijska aktivnost, ali ni traga živim mikrobiološkim organizmima. Prema tumačenju biologa koji su sudjelovali u misijama, Mars se samo-sterilizira kombinacijom smrtonosnog ultraljubičastog zračenja, ekstremne sušnosti i oksidirajuće naravi tla. Osim dvaju Viking Landera, na Marsovu površinu su uspješno sletjeli samo još Mars Pathfinder 4. srpnja 1997. te roveri-blizanci Spirit i Opportunity (Mars Exploration Rovers ili kraće MER), u siječnju 2004. godine. Oba MERa, koji se nalaze na suprotnim stranama Marsa, pronašla su dokaze da je Mars nekad imao oceane tekuće vode. Roveri su još uvijek aktivni (listopad 2004.). Vodu na Marsu otkrile su i svemirske sonde Mars Odyssey i Mars Express. Mars Express, europska sonda koja je do Marsa donijela i lander Beagle 2 (s kojim je izgubljen kontakt pri spuštanju na Mars), u Marsovoj je orbiti od prosinca 2003. Osim dokaza o postojanju vodenog leda na sjevernoj i južnoj polarnoj kapi, sonda je otkrila i prisustvo metana u atmosferi, koji se obično oslobađa u zrak erupcijama vulkana i biološkim procesima. Ukupno je do sredine 2004. sa Zemlje prema Marsu poslano 29 sondi.

Beagle 2

Međuplanetarne sonde
Ime sonde Država Datum lansiranja Datum dolaska Opaska
 Mars 1 SSSR 1. studenog 1962 - Izgubljen kontakt sa sondom.
 Mariner 3 SAD 5. studenog 1964 - Izgubljen kontakt sa sondom.
 Mariner 4 SAD 28. studenog 1964 15. srpnja 1965 Prve slike planeta Mars izbliza.
 Zond 2 SSSR 30. studenog 1964 - Izgubljen kontakt sa sondom.
 Zond 3 SSSR 18. srpnja 1965 - Izgubljen kontakt sa sondom.
 Mariner 6 SAD 24. veljače 1969 31. srpnja 1969 Prva dvojna misija. Primljene slike.
 Mariner 7 SAD 27. ožujka 1969 4. kolovoza 1969 Primljene slike.
 Mariner 8 SAD 8. svibnja 1971 - Raketa pala u more nakon lansiranja.
 Mars 2 SSSR 19. svibnja 1971 27. studenog 1971 Sletjela na površinu, ali ni jedna slika primljena.
 Mars 3 SSSR 28. svibnja 1971 2. prosinca 1971 Sletjela na površinu, ali kontakt izgubljen.
 Mariner 9 SAD 30. svibnja 1971 13. studenog 1971 Slike sa Marsa.
 Mars 4 SSSR 21. srpnja 1973 10. veljače 1974 Proletjela pokraj Marsa.
 Mars 5 SSSR 25. srpnja 1973 10. veljače 1974 Izgubljen kontakt.
 Mars 6 SSSR 5. kolovoza 1973 12. ožujka 1974 Sletjela na površinu, ali kontakt izgubljen.
 Mars 7 SSSR 9. kolovoza 1973 9. ožujka 1974 Proletjela pokraj Marsa.
 Viking 1 SAD 20. kolovoza 1975 19. lipnja 1976 Sletjela na površinu, ali kontakt izgubljen.
 Viking 2 SAD 9. rujna 1975 7. kolovoza 1976 Sletjela na površinu. Slike sa Marsa. Napravljena 3 pokusa, ali tragovi života nisu pronađeni.
 Phobos 1 SSSR 7. srpnja 1988 - Izgubljen kontakt.
 Phobos 2 SSSR 12. srpnja 1988 29. siječnja 1989 Primljene slike i telemetrija, nedugo potom izgubljen kontakt.
 Mars Observer SAD 25. rujna 1992 24. kolovoza 1993 Izgubljen kontakt.
 Mars 96 Rusija 16. studenog 1996 - Raketa pala u more nakon lansiranja.
 Pathfinder SAD 4. prosinca 1996 4. srpnja 1997 Slike sa Marsa i podaci o 15 kemijskih pokusa izvršenih na tlu i atmosferi.
 Mars Global Surveyor SAD 7. studenog 1996 11. rujna 1997 Kompletna karta Marsa. Podaci sakupljeni. Potvrđeni tragovi vode na planetu.
 Mars Climate Orbiter SAD 11. prosinca 1998 - Izgorjela u višim slojevima Marsove atmosfere.
 Mars Polar Lander SAD 3. siječnja 1999 - Nakon dolaska u orbitu Marsa, kontakt sa sondom izgubljen.
 Deep Space 2 SAD 3. siječnja 1999 - Sonde izgubljene sa Mars Polar Lander - matične letjelice.
 Mars Odyssey SAD 7. travnja 2001 24. listopada 2001 Primljeni podaci o geološkom sastavu Marsa.

Mars u raznim kulturama

Mars u romanima i filmovima

Planet Mars mnogo puta se pojavljuje kao mjesto radnje ili subjekt u romanima, filmovima, pa i u radio dramama. Najveći šok doživjela je američka publika 30. listopada 1938, kada je Orson Welles izveo radio adaptaciju novele Rat svjetova (roman o napadu Marsovaca na Zemlju). Interpretacija Orsona Wellsa stvorila je masovnu paniku kod publike toga vremena.

Romani


- Guliverova putovanja - Jonathan Swift
- Rat svjetova - H. G. Wells
- Mnogo vike nizašto - Predrag Raos, 1985

Filmovi


- Aleita: kraljica Marsa (1924)
- Flash Gordon: Mars attacks the world (1938)
- The Purple Monster Strikes (1945)
- Rocketship X-M (1950)
- Flight to Mars (1951)
- Mars crveni planet (Red Planet Mars) (1952)
- Zombies of the Stratosphere (1952)
- Abbot and Costello go to Mars (1953)
- Invaders from Mars (1953)
- War of the Worlds (1953)
- Conquest of Space (1955)
- It! The Terror from Beyond Space (1958)
- Angry Red Planet (1959)
- A Martian in Paris (1961)
- The Day Mars Invaded Earth (1962)
- Robinson Crusoe on Mars (1964)
- Santa Claus Conquers the Martians (1964)
- The Maid and the Martians (Pajama Party) (1964)
- Hanno 12 Mani (1964)
- Horrors of the Red Planet (1964)
- Frankenstein Meets the Space Monster (1965)
- Mars Needs Women (1966)
- Queen of Blood (1966)
- Don't Play with Martians (1967)
- Quatermass and the Pit (1967)
- Mission Mars (1968)
- The Alpha Incident (1977)
- Capricorn One (1978)
- Alien Contamination (1981)
- Invaders from Mars (1986)
- Total Recall (1990)
- Project Shadowchaser 3000 (1995)
- Mars (1996)
- Mars Attacks! (1996)
- Species II (1998)
- My Favorite Martian (1999)
- Misija na planet Mars (Mission to Mars) (2000)
- Crveni planet (Red Planet) (2000)
- Ghosts of Mars (2001)

Vanjske poveznice


- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/400_mars.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Mars] Category:Sunčev sustav als:Mars (Planet) ja:火星 ko:화성 ms:Marikh simple:Mars (planet) th:ดาวอังคาร

Jupiter (planet)

Jupiter je peti planet od Sunca i najveći planet u Sunčevu sustavu. Jupiter je udaljen 5.20 AU ili 778,330,000 km od Sunca, ima promjer 142,984 km i masu 1.900e27 kg. Do sada su pronađena 63 prirodna satelita (mjeseca) koji kruže oko Jupitera, a otkriveni su i planetarni prsteni. Jupiter je četvrto najsjajnije nebesko tijelo, nakon Sunca, Mjeseca i Venere. Jupiter ima 2.5 puta veću masu od ukupne mase ostalih osam planeta u Sunčevom sustavu. Jupiter je dobio ime po vrhovnom bogu starih Rimljana, kojeg su Grci zvali Zeus. Vidi Jupiter.

Fizička svojstva

Atmosfera

Jupiterova atmosfera sastoji se od gustih slojeva oblaka čija visina seže do 1000 kilometara. Slojevi oblaka dijele se u tri glavne skupine koji se međusobno razlikuju po boji. Na vrhu atmosfere se nalaze crveni oblaci čiji sastav je mješavina leda i vode. Kristali amonij-hidrosulfida čine bijele i smeđe oblake koji su u središnjem dijelu atmosfere. Dno atmosfere pokrivaju plavičasti oblaci koji svoju boju zahvaljuju kristalima amonijakovog leda. Općenito se može reći da je atmosfera ovoga diva među planetima sunčeva sustava sastavljena od 75 % vodika i 23 % helija. Ostatak otpada na vodenu paru, metan, amonijak i slične kemijske spojeve. Najzanimljiviji fenomen vezan za jupiterovu atmosferu je takozvana Velika crvena pjega. To je područje eliptičnog oblika u jupiterovoj atmosferi čija je veličina otprilike 12 000 x 25 000 km. Velika crvena pjega je u stvari velika oluja koja traje već stoljećima. Vjetrovi koji pušu unutra same oluje mogu premašiti 600 km/h. Nije samo područje velike crvene pjege aktivno u jupiterovoj atmosferi. Cijela atmosfera je vrlo turbulentna i aktivna. Prosječna brzina vjetra u gornjim slojevima jupiterove atmosfere je 500 km/h.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Mjerenja gravitacijskog polja ukazuju na postojanje značajne koncentracije stjenovitog i ledenog materijala u Jupiterovoj unutrašnjosti, vjerojatno jezgre mase 10 do 15 puta veće od Zemlje. Tlak u unutrašnjosti Jupitera dostiže više desetaka milijuna bara. Na moguću kameno-ledenu jezgru nastavlja se debeli sloj metalnog vodika. Naime, pri tlaku od oko 2 × 1011 Pa, vodik prelazi u metalno tekuće stanje. To je stanje pri kojem su molekule vodika tako gusto složene da pojedine atome susjedna molekula privlači jednako kao i atom partner u istoj molekuli. Posljedica toga je razbijanje molekula. Pored toga događa se da i elektrone u ljuskama privlače susjedne jezgre, pa dolazi do ionizacije (odvajanja elektrona od jezgri). Vodik postaje vrlo vodljiv (slično metalima), pa se zato ovo stanje zove metalni tekući vodik. Ovaj sloj vjerojatno sadrži i primjese helija i raznog leda. Postojanje metalnog vodika je dokazano u laboratorijima na Zemlji 1996. godine. Na sloj metalnog vodika se u blagom prijelazu nastavlja sloj vodika i helija u molekularnom obliku koji iz tekućeg stanja (dublji slojevi) prelazi u plinovito (bliže površini). Atmosfera koju vidimo je samo vanjski dio ovog sloja. Ovaj sloj sadrži i manje količine vode, ugljik dioksida, metana i drugih jednostavnih spojeva. Jupiter je po sastavu 90% vodik i 10% helij (po masenom udjelu), sa tragovima vode, metana i amonijaka. Taj sastav približno odgovara i sastavu prvotnog oblaka od kojeg je i nastao Sunčev sustav. Jupiterova unutrašnjost je vrlo vruća, temperature u središtu su čak 20 000 K, pa Jupiter 1.5 puta više energije zrači u svemir nego što je prima od Sunca. Ravnotežna temperatura (ona koju bi imao da ga grije samo Sunce) za Jupiter iznosi 140 K, ali je stvarna temperatura njegovih vanjskih dijelova oko 160 K. To se objašnjava Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacijskog polja sažimanjem prelazi u unutarnju energiju). Za opaženu količinu energije bi bilo dovoljno da se Jupiter sažme za 1 mm godišnje. Postoji neopravdano mišljenje da Jupiteru nedostaje samo malo mase da bi postao zvijezda. Iako velik, Jupiter je po dimenzijama vrlo daleko od zvijezda ili smeđih patuljaka. Trebala bi mu 80 puta veća masa da u njegovu središtu započnu nuklearne reakcije.

Orbita

Jupiter svoju stazu oko Sunca obiđe za 11.87 godina. Zbog eliptičnosti putanje udaljenost između Jupitera i Sunca varira od 4.95 do 5.5 AJ.

Rotacija

Jedan Jupiterov dan traje 9 sati i 50 minuta. Zbog te brze rotacije na Jupiteru nastaju snažna vrtloženja i turbulencije u atmosferi. Periodi rotacije se razlikuju od sloja do sloja zbog različitih atmosferskih gibanja.

Magnetosfera

1955. godine otkrivena je radio-emisija s Jupitera, što je upućivalo na jako magnetsko polje. Jako magnetsko polje Jupitera posljedica je debelog sloja metalnog vodika i brze rotacije. Magnetska je os priklonjena za 11° prema osi rotacije. U atmosferi, ono iznosi oko 10-3 T (4000 puta jače od Zemljinog). Jupiterovo magnetsko polje je oko 100 puta veće od Zemljinog. Proteže se nekoliko milijuna kilometara u smjeru Sunca i čak oko 650 milijuna km u suprotnom pravcu, te doseže i do Saturnove putanje. Magnetsko polje stvara jake struje visoko-energetskih čestica koje su 10 puta jače od onih u Van Allenovim pojasima. Ono obuhvaća i putanje Jupiterovih satelita, pa se time djelomično objašnjava velika vulkanska aktivnost na Iou. Između Jupitera i Ioa izmjerena je električna struja jakosti 5 milijuna Ampera (5 MA). Naelektrizirane čestice ubrzane do vrlo velikih brzina udaraju u Iovu površinu i izbijaju atome s površine. Izbijeni atomi čine Iov Torus, veliki prstenasti oblak električki nabijenih čestica oko Iove putanje. Jupiterovo magnetsko polje uzrokuje i polarnu svjetlost.

Jupiterovi prsteni

Godine 1979 letjelica Voyager je otkrila Jupiterove prstene. Prsteni se uglavnom sastoje od mikrometarskih čestica prašine, a prostiru se sve do površine planeta. Najbliži Jupiteru je Halo prsten, širok oko 20 000 km, koji ima oblik torusa. Na Halo se nastavlja 7 000 km široki glavni prsten. Unutar glavnog prstena se nalaze i Jupiterovi sateliti Metis i Adrasteja. Smatra se da su ova dva satelita izvor materijala (udari meteorita izbacuju krhotine u svemir) za glavni pojas, dok su druga dva mala unutarnja satelita - Amalteja i Tebe - izvori materijala za vrlo rijetke Amalthea Gossamer (unutar Amaltejine putanje) i Thebe Gossamer (između putanja Amalteje i Tebe) prstene koji se nastavljaju na glavni prsten. Tebe

Prirodni sateliti

Pogledati: Jupiterovi prirodni sateliti Prema dosadašnjim saznanjima oko Jupitera kruže 63 prirodna satelita (mjeseca). Zbog velikog broja prirodnih satelita, postoji podjela po sljedećim skupinama:
- Amaltea
- Galilejanski sateliti (Io, Europa, Ganimed, Kalisto)
- Temisto
- Himalia
- Ananke
- Karme
- Pasifaja Ovo razdvajanje po skupinama napravljeno je po svojstvima nebeskih tijela kao i po svojstvima njihovih orbita. Na primjer galilejanski sateliti su veliki i nalik su malim planetima, dok su sateliti iz skupine Ananke ili iz skupine Amaltea mala tijela nepravilnog oblika i asteroidnog podrijetla.

Povijest ljudskog istraživanja

Zbog svoje vidljivosti golom oku na noćnom nebu Jupiter je bio poznat u antičkim vremenima. Godine 1610. Galileo Galilej pomoću teleskopa otkriva četiri prirodna satelita koji su prozvani: Io, Europa, Ganimed i Kalisto. Ovu grupu priodnih satelita nazivamo galilejanskim satelitima. Sa Zemlje je do sada poslano 5 sondi, koje su bile uspješne u svom cilju. Prva sonda koja je uspjela stići do Jupitera bila je međuplanetarna sonda Pioneer 10. Poslala je prve slike niske rezolucije. Pioneer 10 je također vratila i telemetrijske podatke o magnetosferi i atmosferi Jupitera. Sonde iz porodice Voyager (Voyager 1 i Voyager 2) svojim preletom pokraj Jupitera opremljene boljim kamerama i instrumentima nego sonde Pioneer, poslale su slike i telemetrijske podatke na zemlju 1979. godine, što je pridonijelo proširenju znanja o planetu Jupiter, otkrivši slijedeće:
- orbitalne prstene koje opasuju planet slične onima oko Saturna, ali manje izražene
- nove satelite koje nisu bile opaženi prije, na primjer grupu satelita u porodici Amaltea koji su u niskoj orbiti iznad Jupitera i koji imaju promjer manji od 200km Amaltea
Međuplanetarne sonde
Ime sonde Država Datum lansiranja Datum dolaska Opaska
 Pioneer 10 SAD - prosinac 1973 Prelet pokraj Jupitera. Prve slike, podaci o magnetosferi.
 Pioneer 11 SAD - prosinac 1974 Prelet pokraj Jupitera. Slike, podaci o magentosferi.
 Voyager 1 SAD - ožujak 1979 Otkrio planetarne prstenove i nove satelite.
 Voyager 2 SAD - lipanj 1979 Slike galilejanskih satelita i atmosfere.
 Galileo Orbiter SAD - 1995 Spustio sondu u Jupiterovu atmosferu.
 Cassini SAD/EU - 2000 Prelet pokraj Jupitera.

Planet Jupiter u romanima i filmovima


- U filmu Odiseja 2001 (2001: A Space Odyssey) (1968) Stanley Kubricka, Jupiter je središte radnje, dok u nastavku u filmu Odiseja 2010 (2010: Odyssey Two) (1984) Jupiter se pretvara u zvijezdu s pomoću fiktivne tehnologije koja uspjeva povećati gustoću jezgre Jupitera.

Vanjske poveznice


- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/500_jupiter.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Jupiter] Category:Sunčev sustav als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

Saturn (planet)

Saturn je šesti planet u Sunčevu sustavu. Udaljen je 9.54 AJ odnosno 1,429,400,000 km od Sunca, ima promjer 120,536 km (na ekvatoru) i masu 5.68 × 1026 kg. Saturn je po veličini drugi planet nakon Jupitera. Uz Jupiter, Uran i Neptun pripada skupini plinovitih divova, planeta vanjskog dijela Sunčevog sustava. Najpoznatija karakteristika Saturna su planetarni prstenovi koji ga okružuju u 7 pojaseva, označenih slovima A do G. Oko Saturna kruži i mnoštvo prirodnih satelita, kojih je do sada otkriveno 33. Saturn odbija oko 47% Sunčeva svjetla (albedo 0.47). Saturn se za prosječne opozicije (kada je najbliži Zemlji) vidi pod kutem od 20 lučnih minuta, a magnituda mu je u prosjeku 0.7 (u najboljim uvjetima: 0.43). Saturn je jedan od najsvjetlijih objekata na nebu (iza Sunca, Mjeseca, Jupitera i Venere) pa je zato i poznat od davnina. Mali teleskop je dovoljan da se ugledaju prstenovi. Saturn je u rimskoj mitologiji otac vrhovnog boga Jupitera, dok je u grčkoj mitologiji poznat kao Kronos.

Fizička svojstva

Saturn je spljošten na polovima i proširen na ekvatoru pa ima oblik elipsoida. Razlika između ekvatorskog i polarnog promjera je čak 10% (120,536 km prema 108,728 km), što je posljedica brze rotacije planeta. Drugi plinoviti planeti (Jupiter, Uran, Neptun) su također spljošteni, ali ne toliko kao Saturn. Prosječna gustoća Saturna je 0.69 g/cm3 zbog čega je jedini planet u Sunčevom sustavu čija je prosječna gustoća manja od gustoće vode. Jedan Saturnov obilazak oko Sunca traje 29.35 godina, dok jedan okretaj oko osi traje u prosjeku 10 sati, 39 minuta i 25 sekundi.

Atmosfera

Saturn nema jasno izražene pojaseve kao Jupiter, barem ne u vidljivom dijelu spektra. Razlog tome je sloj sumaglice koji nam zastire pogled u dubinu. Fotografije u infracrvenom svjetlu pokazuju pojaseve mnogo izraženijim. Saturnova atmosfera uglavnom se sastoji od vodika (93%) i helija (5%), uz nešto ostalih spojeva. Pjege, najprije zapažene na Jupiteru (Velika crvena pjega) i Neptunu, postoje i na Saturnu i traju po nekoliko mjeseci. Svemirski teleskop Hubble je 1990. godine snimio na Saturnovom ekvatoru ogromni bijeli oval koji nije postojao u vrijeme prolaska letjelica Voyager. Uspoređivanjem sa starim zabilješkama, utvrđeno je da su slične pojave opažene 1876, 1903, 1933, i 1960. godine, otprilike uvijek u isto doba Saturnove godine, sredinom Saturnovog ljeta na sjevernoj polutci. Kasnije su promatrane i neke manje oluje. Vjetrovi na ekvatoru pušu prema istoku, a dosežu brzine od 500 m/s. Brzina vjetrova opada sa približavanjem polovima, pa na širinama iznad 35° vjetrovi pušu u oba smjera. Sloj u kojem pušu vjetrovi debeo je najmanje 2000 km, a simetrija koja je uočena između sjeverne i južne polutke sugerira da bi se vjetrovi mogli spajati negdje u unutrašnjosti. Dok je Voyager 2 bio iza Saturna, njegovi radio-signali su na putu prema Zemlji prošli kroz gornje slojeve atmosfere, što je omogućilo mjerenje gustoće i temperature tih slojeva. Najniža temperatura, od 82 K, su izmjerena na razini sa tlakom od 70 milibara. Na 100 milibara, temperature ispod sjevernog pola su bile oko 10 K niže od onih na umjerenim širinama.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Saturnova unutrašnjost je slična Jupiterovoj i sastoji se od kameno-ledene jezgre, mase 20 puta veće od Zemljine. Na jezgru se nastavlja sloj metalnog vodika iznad kojeg je sloj molekularnog vodika. Metalni vodik, nazvan tako zbog svojstava koje vodik poprima pri velikom tlaku, je mnogo dublje nego što je to slučaj kod masivnijeg Jupitera. Saturn je po sastavu 75% vodik i 25% helij, sa tragovima vode, metana i amonijaka. Taj sastav približno odgovara sastavu prvotnog oblaka od kojeg je i nastao Sunčev sustav. Saturnova unutrašnjost je vruća, temperature u središtu su čak 12 000 K, pa Saturn, kao i Jupiter i Neptun, više energije zrači u svemir nego što je prima od Sunca. Ravnotežna temperatura (ona koju bi imao da ga grije samo Sunce) za Saturn iznosi 90 K, ali je stvarna temperatura njegovih vanjskih dijelova 95 - 105 K. Veća temperatura se može objasniti Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacijskog polja sažimanjem prelazi u toplinsku), što ipak nije dostatno objašnjenje za svu proizvedenu energiju. Prema mjerenjima Voyagera 1, samo 7% volumena Saturna čine atomi helija (vodik prevladava), za razliku od 11% kod Jupitera. S obzirom da modeli predviđaju podjednake omjere kod oba planeta pretpostavlja se da helij polako tone prema središtu, te da je to uzrok veće temperature. Kapljice helija prilikom svoga pada kroz atmosferu stvaraju trenje kojim se oslobađa toplina.

Magnetosfera

Saturn, kao i ostali plinoviti divovi, ima jako magnetsko polje koje se proteže do udaljenosti oko 20 do 35 Saturnovih polumjera. Ipak, Saturnovo polje je neusporedivo slabije od Jupiterovog prvenstveno zbog manje količine vodljivog materijala ("metalni" vodik je mnogo dublje), pa je na rubovima planeta po jačini otprilike jednako magnetskom polju na površini Zemlje. Os magnetskog polja se gotovo poklapa sa osi rotacije planeta (kut je manji od 1°). Veličina Saturnove magnetosfere znatno se mijenja sa intenzitetom sunčevog vjetra, a i rep Jupiterove magnetosfere znatno utječe na Saturnovo magnetsko polje. Radio-emisije sa Saturna utihnule su između posjeta Voyagera 1 (studeni 1980.) i Voyagera 2 (kolovoz 1981.), što bi mogla biti posljedica ulaska Saturna u Jupiterovu magnetosferu (iako nema izravnih dokaza). Na Saturnovo magnetsko polje utječe i njegov satelit Diona. Pozitivni ioni vodika i kisika (H+ i O+) nastali nakon razbijanja molekula vode izbijenih sa površine Dione i Tetisa čine unutarnji torus koji se proteže do udaljenosti od 400 000 km od središta Saturna. Na unutarnji torus se nastavlja područje plazme koje se proteže do udaljenosti od 1 000 000 km. Kao i na Zemlji, međudjelovanje magnetosfere, atmosfere i sunčevog vjetra stvara veličanstveno polarno svjetlo.

Saturnovi prstenovi

Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom Saturn je karakterističan po svojim prstenovima, koji su lako vidljivi i kroz mali teleskop. Poznati su još od vremena kad je Galileo Galilej prvi upotrijebio teleskop u astronomske svrhe. Prstenovi su označavani slovima abecede, prema redoslijedu otkrivanja. Sastoje se od silikatnih stijena, željeznog oksida i leda. Prostiru se od 6,630 km do 120,700 km iznad Saturnovog ekvatora. Prstenovi nisu jedno tijelo. Još je James Clerk Maxwell 1857. godine dokazao da prstenovi ne mogu biti jedno tijelo, već bezbroj samostalnih čestica, što je kasnije dokazano spektroskopskim mjerenjima. Pomoću Dopplerovog efekta je potvrđeno da se čestice bliže Saturnu gibaju brže od onih daljih. Čestice prstenova su raznih veličina: od 100-metarskih tijela do mikrometarske prašine. Vjerojatno postoji i nekoliko tijela veličine par kilometara. Prstenovi su građeni od leda i nešto kamenja, pa imaju vrlo visok albedo (oko 0.7). Saturnovi prstenovi su vrlo tanki. Iako su široki preko 250 000 km, nisu deblji od 1.5 km, pa bi sa sav njihov materijal mogao komprimirati u tijelo promjera 100 km. Kroz teleskop se najbolje vide prstenovi A, B i C. Pukotina između dva najizraženija prstena (A i B) se zove Cassinijeva pukotina, a mnogo slabije izražena pukotina na vanjskom rubu A-prstena je dobila ime Enckeova pukotina. Pukotine su zapravo orbite sa nepovoljnim rezonancijama u odnosu na Saturnove satelite, dakle imaju isto porijeklo kao i Kirkwoodove zone u asteroidnom pojasu. Dolazak Voyagera 1 i 2 donio je nove spoznaje o prstenovima. Fotografije ovih dvaju letjelica su pokazale da se prstenovi sastoje od čak stotinjak tisuća manjih prstenčića. Čak su u Cassinijevoj pukotini pronađena 4 prstenčića. Otkrivena su i četiri nova veća prstena: slabašan prsten unutar prstena C nazvan je D prsten dok je prstenu iza prstena A pridruženo slovo F. Iza F prstena su pronađena još dva slabija prstena: G i E. Zvijezda Delta Škorpiona (Djubba) prošla je (iz perspektive Voyagera 2) iza F-prstena, pa je praćenje treperenja ove zvijezde omogućilo određivanje detaljne strukture prstena F i to čak s 1000 puta boljom rezolucijom (razlučivosti oko 100 m) nego što je bilo moguće ostvariti Voyagerovom kamerom. U F-prstenu su otkrivena i područja gdje se prsten sastoji od više međusobno isprepletenih niti, što se smatra utjecajem satelita Prometej. Osim toga, uočene su i prolazne strukture u B-prstenu, zapravo valovi gustoće uzrokovane prolaskom nekih od Saturnovih satelita. Voyagerove fotografije su otkrile i tajanstvene "žbice", koje se okreću oko Saturna kao kruto tijelo (prstenovi se okreću nezavisno jedan od drugoga). Porijeklo im nije objašnjeno, ali se smatra da su vezane uz magnetsko polje Saturna, jer imaju period rotacije kao i magnetsko polje (10 h 39 min.). Dok se Voyager približavao Saturnu, žbice su izgledale tamnije od prstenova, no kasnije su iz drugog su kuta izgledale svjetlije. Svojstvo čestica u žbicama da bolje raspršuju svjetlost u smjeru suprotnom od izvora svjetlosti pokazuje da se radi o vrlo finoj prašini. Postoji veza između saturnovih prstenova i satelita. Neki od satelita su "pastirski", t.j. čuvaju prstenove, a neki su odgovorni za nastanak pukotina u prstenovima. Atlas, Prometej (Prometheus) i Pandora su pastirski sateliti. Pandora i Prometej "čuvaju" prsten F, a Pan se nalazi u Enckeovoj pukotini. Saturn i njegovi prstenovi najbolje se vide kada se Saturn nalazi u skoroj opoziciji. Prstenovi prividno nestaju ukoliko njihova ravnina siječe Zemlju u vrijeme promatranja. Trenutno postoje dvije teorije o tome kako su prstenovi nastali. Prva teorija je teorija o raspalom mjesecu, koju je postavio Édouard Roche i nastala je u 19. stoljeću. Teorija na oslanja na postulatu da je jedan od Saturnovih prirodnih satelita upao u nisku orbitu, ispod tzv. Rocheove granice, tako da su ga rastrgale Saturnove plimne sile. Jedna varijacija ove teorije je da se mjesec raspao nakon sudara sa kometom. Druga teorija oslanja se na postulatu da su prsteni tu od nastanka planeta, te su ostatak materije od originalne nebularne tvari od koje je Saturn nastao. Ova teorija danas nije šire prihvaćena jer se smatra da prsteni tijekom milijuna godina postanu nestabilni, te da su zbog toga nedavna tvorevina.

Prirodni sateliti

Pogledati: Saturnovi prirodni sateliti Saturn ima 33 poznata satelita od kojih 30 imaju imena. Broj satelita vjerojatno nije potpun jer Saturnovi prstenovi smetaju u njihovom otkrivanju sa Zemlje. Svi veći sateliti, osim Febe i Hiperiona imaju sinkronu rotaciju. Feba uz to ima retrogradnu te vrlo nagnutu putanju, pa se sumnja da je zarobljeni asteroid. Hiperion je jedino tijelo u Sunčevu Sustavu za koje se zna da ima kaotičnu rotaciju. Mnogi sateliti su u međusobnoj rezonanciji: Mimas - Tetis (1:2), Enceladus - Dione (1:2) i Titan - Hiperion (3:4). Trideset Saturnovih satelita su, po udaljenosti od Saturna: Pan, Atlas, Prometej, Pandora, Epimetej, Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Telesto, Kalipso, Diona, Helena, Reja, Titan, Hiperion, Japet, Kiviuq, Ijiraq, Feba, Paaliaq, Skadi, Albiorix, Erriapo, Siarnaq, Tarvos, Mundilfari, Suttung, Thyrm, Ymir i S/2003S1. Saturnovi prirodni sateliti podijeljeni su u skupine, koje nose ime po najistaknutijem satelitu:
- Skupina Jan koje sačinjava: Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Diona, Reja, Titan, Hiperion
- Skupina Siarnaq : Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq, Albiorix, Erriapo, Siarnaq i Tarvos
- Skupina Feba : Feba, Skadi, S/2003S1, Mundilfari, Suttung, Thyrm i Ymir

Povijest ljudskog istraživanja

S/2003S1] S/2003S1] Saturn je, zbog svog sjaja, poznat još od pretpovijesti. Galileo Galilej je, 1610. godine, prvi usmjerio teleskop prema njemu. Zbog nesavršenosti prvih teleskopa, Galileo nije prepoznao prstenove, već je mislio da se radi o tri tijela. Posebno se zakompliciralo promatranje u vrijeme prolaska Zemlje kroz ravninu prstenova, kada su oni prividno nestali (jer su vr