СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА

Go down

Коя планета от Слънчевата система ви впечатлява най-много?

0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
100% 100% 
[ 2 ]
0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
0% 0% 
[ 0 ]
 
Общо гласове : 2

СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА

Писане  Ribkata on Чет Авг 05, 2010 7:57 pm



Слънцето е звезда в центъра на нашата Слънчева система. Планетата Земя е разположена в орбита около Слънцето, както и множество други планети, астероиди, комети и космически прах. Главната звезда в една планетарна система бива наричана „слънцето“ на системата (или „слънца“ на системата в случай на повече от една звезда). Енергията идваща от слънцето под формата на слънчева светлина подържа почти целия живот на Земята чрез фотосинтезата, освен това то е определящо за състоянието на климата и времето.
Слънцето е звезда от главната последователност от спектрален клас G2. Слънцето е по-масивна и по-гореща от повечето звезди, но е далеч по-малка от сините гиганти. Тя се е формирала преди 4,6 милиарда години (според ядрената космохронология); за типична G2 звезда се очаква да съществува в продължение на около 10 милиарда години. Слънцето обикаля около центъра на Млечния път на разстояние от около 25 000 до 28 800 светлинни години, извършвайки една обиколка за около 226 милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s (1/1400 от скоростта на светлината или 1 АЕ за 8 дни).

Слънцето има форма на практически идеална сфера със сплеснатост на полюсите от 9 милионни (главно поради въздействието на Юпитер) — полярният диаметър на Слънцето е по-малък от екваториалния му диаметър с не повече от 10 km. Причина за това е високата продължителност на едно пълно завъртане на Слънцето около оста му — около 27 дни (за сравнение Юпитер се завърта напълно около оста си за малко повече от 9 часа).

Слънцето няма ясно изразена повърхност, както например имат земеподобните планети. Плътността на изграждащите го газове намалява експоненциално с отдалечаване от центъра му. Слънчевият радиус се определя като разстоянието от геометричния център на звездата до повърхността на фотосферата.

В самия център на Слънцето плътността достига 150 g/cm3, като това позволява протичането на термоядрени реакции, превръщащи водород в хелий. Около 8,9×1037 протона (водородни ядра) се превръщат в хелий всяка секунда, отделяйки енергия равна на прервъщането на 4,26 милиона тона маса в чиста енергия по закона на Айнщайн E = mc2. Слънцето отделя енергия равна на 383 йотавата (9,15×1010 мегатона тротилен експлозив, 4,5 трилиона бомби над Хирошима или 1,6 милиарда Цар Бомба в секунда). Тази енергия напуска Слънцето под форма на електромагнитно излъчване, неутринота и в по-малка степен кинетична и топлинна енергия на плазмата съставяща слънчевия вятър, както и магнитна енергия на Слънчевото магнитно поле.

Елементите, изграждащи Слънцето, се намират под формата на плазма, поради изключително високите температури, при които се намират. Слънцето се върти по-бързо на екватора (за около 25 дни), отколкото на полюсите (28 дни), и това е възможно, понеже то няма твърда повърхност. Диференциалното въртене в различните ширини в течение на времето „заплита“ магнитните линии на слънчевото магнитно поле и причинява излизането на магнитни контури над повърхността му, съпроводено с формирането на петна и драматични изригвания на плазма. Изригванията балансират заплетеното магнитно поле и водят до пренареждането на магнитните линии.

В короната плътността достига 1011 елементарни частици на кубичен метър, а за фотосферата — 1023/m3
Близък план на слънчеви петна

За известно време се е смятало, че броят на регистрираните неутрино, отделени при ядрените реакции в ядрото на Слънцето, са само една трета от теоретично предсказания брой — резултат известен като проблем със слънчевите неутрино. Впоследствие са построени няколко обсерватории за регистрация на неутрино, включително тази в Сюдбъри, с цел точно измерване на броя на неутрино. Скорошни наблюдения показват, че неутрино, отделени от Слънцето, имат маса в покой и е възможно по пътя към Земята да се преобразуват в различни видове по-трудни за регистриране неутрино. По този начин проблемът за „липсващите“ неутрино е решен.

Концентрацията на елементите на повърхността на Слънцето е определена посредством спектрографски изследвания, но за вътрешността на звездата се знае много по-малко.
Изследване на Слънцето [редактиране]

Първите спътници проектирани за наблюдения на Слънцето са Пионер 5, 6, 7, 8 и 9 конструирани от НАСА и изстреляни между 1959 и 1968 г. Тези сонди се движат в близка орбита около слънцето и правят първите измервания върху слънчевия вятър и слънчевото магнитно поле. Пионер 9 функционира особено дълго време и изпраща информация до 1989 г.

Мисията СОХО (съкратено от английски „Слънчева хелиосферна обсерватория“) е изстреляна съвместно от ЕКА и НАСА на 2 декември 1995 г. Първоначално е замислена като двегодишна мисия, но СОХО функционира вече над десет години. Поради големия си успех, ще бъде последван от нова мисия наречена „Слънчева Динамична Обсерватория“ (Solar Dynamics Observatory), която по план трябва да бъде изстреляна през 2008 г. Разположен в точките на Лагранж между Земята и Слънцето (така че гравитационното привличане между двете е равно) СОХО осигурява постоянен поглед върху звездата. Апарата открива голямо количество малки комети, повечето от които изгарят при преминаването си около слънцето.

Мисията Дженезис на НАСА, изстреляна през 2001 г., има за цел събиране на частици от слънчевия вятър в околоземна орбита и доставянето им обратно на Земята. При връщането си през септември 2004 г. спускаемият парашут на апарата не се отваря и той се разбива в пустинята Мохаве в Невада, САЩ. Въпреки това учените са оптимистични, че ще могат да анализират част от частиците, донесени от апарата.






Меркурий е най-близката до Слънцето и най-малката планета в Слънчевата система. Видимата величина на планетата варира между −0,4 и 5,5; Меркурий се наблюдава винаги в непосредствена близост до Слънцето и поради това рядко бива наблюдаван с телескопи (най-голямата му елонгация е 28,3°). Меркурий няма естествени спътници. Единият от двата космически апарата, посетили планетата, е Маринър 10 (1974–75 г.), който успява да заснеме само около 40–45% от повърхността на планетата.[1] Другият апарат е МЕСИНДЖЪР, който успява да картографира други 30% от повърхността на Меркурий по време на полета си около планетата на 14 януари 2008 година. Космическият апарат ще направи още две прелитания около планетата, за да картографира цялата повърхност.

Физическите характеристики на планетата са подобни на тези на Луната. По повърхността на Меркурий има множество кратери, и също няма никакви естествени спътници и почти никаква атмосфера. Има голямо планетно ядро от желязо, което създава магнитно поле със сила около 1% от тази на магнитното поле на Земята.[2] На него се дължи и високата средна плътност на планетата. Температурата на повърхността варира от −180 до 430°C.

Планетата носи името на бога Меркурий от римската митология. Астрономическият символ на Меркурий е окръжност над къса вертикална линия с кръст отдолу и полуокръжност отгоре (☿). Този символ представлява стилизирано изображение на жезъла на Меркурий. До 5 век пр.н.е. при сутрешното си явление планетата е била известна под името Аполон, а при вечерното — под името Хермес. Смята се, че Питагор се е досетил, че става въпрос за едно и също небесно тяло.
Меркурий има само следи от атмосфера. Атмосферата му е крайно разредена, което се вижда и от факта, че молекулите на газовете се сблъскват по-често с повърхността на планетата, отколкото една с друга. Газовото съдържание е главно атомен кислород и газообразни калий и натрий.

Атмосферата на Меркурий е в динамично равновесие — от една страна част от нея постоянно „отлита“ в междупланетното пространство, но от друга страна нови частици от слънчевия вятър биват прихванати от магнитното поле на планетата. Калиевите и натриевите атоми се задържат средно 3 часа в атмосферата (когато Меркурий е в перихелий — само 1 час). Освен прихващане на частици от слънчевия вятър, атмосферата се обогатява от изпарения, вследствие на микрометеоритни сблъсъци, изпарение на леда в полярните кратери и посредством газове от вътрешността на планетата.[3]

Средната температура на повърхността на Меркурий е 452 K, но локалната температура може да варира от 90 до 700 K главно поради бавното въртене и липсата на атмосфера. Слънчевата енергия, която достига до Меркурий, е 8.9 пъти по-голяма за единица площ от тази на Земята. (9126,6 W/m²)

Изненадващо, наблюдения през 1992 г. показват, че на северния полюс на планетата има замръзнала вода. Вероятно е тя да се намира в кратери, чието дъно остава постоянно в сянка (подобно на тези на Луната) и е била депозирана от комети и/или произлиза от газове от вътрешността на планетата.

Кратерите на повърхността на Меркурий я правят много подобна на тази на Луната. Най-голямата забележителност на повърхността на планетата (от тази част, която е била картографирана) е Басейнът Калорис, който представлява огромен кратер с диаметър приблизително 1350 km. Характерни също са дългите стотици километри стръмни скални откоси, чието наличие се обяснява с изстиването и последвалото го свиване на голямото желязно ядро на планетата, което е довело до „набръчкване“ на кората на планетата. По-голямата част от повърхността е заета от равнини. Една част от равнините са сравнително млади и образувани вероятно под въздействието на сблъсъци с метеорити и последвалите ги потоци от разтопена лава.

Меркурий е разтеглен (значително повече от другите планети) във форма на елипсоид, ориентиран с дългата си ос по посока към Слънцето, поради слънчевите приливни сили.
Планетата има относително голямо желязно ядро (дори в сравнение със земното). Меркурий е съставен по маса от 70% метали и 30% силикати. Средната плътност на планетата е 5430 kg/m³, малко по-малка от земната. Причината, въпреки високото си съдържание на желязо, Меркурий все пак да отстъпва на Земята по плътност е много по-голямата маса на Земята (масата на Меркурий е 5.5% от Земната), която сгъстява цялата планета. Ядрото на Меркурий заема 42% от обема на планетата срещу 17% за Земята. Дебелината на заобикалящата мантия е 600 km.

Преди да бъде измерено с помощта на радар през 1965 г. за въртенето на Меркурий се смятало, че е синхронно спрямо Слънцето поради значителните приливни сили. Истината за Меркурий обаче е, че той е в 3:2 орбитален резонанс спрямо Слънцето (завъртайки се около оста си три пъти за всеки две свои орбити). Сравнително голямата ексцентричност на орбитата на планетата прави този резонанс стабилен. Причината за погрешното схващане, че Меркурий е винаги обърнат с една и съща страна към Слънцето бе породена от факта, че той винаги е обърнат с една и съща страна към Земята при най-близкия си подход. Заради орбиталния резонанс на планетата нейният звезден ден е 58.7 земни дни, а нейният слънчев ден — приблизително 176 земни дни.

Наблюдател на определени точки от повърхността на Меркурий ще може да види Слънцето да се покаже наполовина при изгрев, след това да залезе и пак да изгрее в рамките на един и същ меркуриански ден. Това зрелище е възможно поради това, че приблизително четири дни преди перихелий орбиталната скорост на планетата се изравнява със скоростта ѝ на въртене. Така видимото движение на Слънцето спира. По време на перихелия орбиталната скорост надвишава скоростта на въртене и Слънцето започва да залязва. След четири дни обаче орбиталната скорост става отново по-малка от скоростта на въртене и Слънцето отново спира и започва да изгрява.

Орбитата на Меркурий е ексцентрична с разстояние до Слънцето вариращо от 46 до 70 милиона километра; от всички други планети само Плутон има по-ексцентрична орбита. Бавната прецесия на орбитата не може да бъде напълно обяснена от класическата механика на Исак Нютон и за известно време прецесията се е обяснявала с наличието на планета по-близко до Слънцето дори от Меркурий — планетата Вулкан. Тази аномалия на орбитата на Меркурий обаче е напълно обяснена от теорията на относителността на Алберт Айнщайн.

Изследвания на орбитата на Меркурий показват, че нейният ексцентрицитет варира хаотично между 0 (кръгова орбита) и 0.45 (силно разтеглена орбита). [Nature, 24 юни 2004 г.] Според този текст орбитален резонанс 3:2 е по-вероятно състояние на ексцентричната в момента орбита на Меркурий от резонанс 1:1.
Въпреки бавното си въртене, Меркурий има сравнително силна магнитосфера, имаща магнитно поле с интензитет 1% от земното.[4][5] Възможно е това магнитно поле да е генерирано по начин подобен на земния, посредстом динамо образувано от циркулацията на разтопени материали в ядрото на планетата.[6] За желязно-никеловото ядро на Меркурий се смята, че не е разтопено, а циркулацията се осъществява от елементи с по ниска точка на топене като сяра. Според друга теория магнитното поле на Меркурий е остатъчен ефект от предишно намагнетизиране (когато планетата е имала разтопено ядро). С други думи, Меркурий постепенно се размагнетизира.

Меркурий има най-високото желязно съдържание от всички обекти в Слънчевата система. Представени са няколко теории, обясняващи високото метално съдържание на планетата.

Според една теория Меркурий първоначално е имал пропорционално количество силикати и метали подобно на повечето метеорити и приблизително 2.25 пъти по-голяма от сегашната си маса. Скоро след формирането си обаче той вероятно се е сблъскал с малка планета, приблизително 6 пъти по-лека. В резултат на това Меркурий е загубил по-голямата част от първоначалната си кора и мантия, оставяйки диспропорционално голямо желязно ядро. Подобна теория се стреми да обясни и произхода на Луната (виж Теория на гигантския сблъсък).

Според друга теория Меркурий се е формирал много рано в слънчевата мъглявина, преди потокът отдавана от Слънцето енергия да се стабилизира. Първоначалната маса на планетата е била около 2 пъти по-голяма. Когато младата протозвезда и бъдещо Слънце се е сгъстила достатъчно, то температурите в близост Меркурий са били 2500–3500 K и дори може би 10000 K. По-голямата част от скалния повърхностен материал на планетата буквално се е изпарила от високата температура, формирайки атмосфера от "скална пара", която от своя страна бързо е била отнасяна в междупланетното пространство от интензивния мъглявинен вятър.

Още една теория, близка до предишната, твърди, че повърхностният скален материал е ерозирал под въздействието на слънчевия вятър през по-дълъг период.







Венера е втората по ред планета от Слънчевата система и носи името на богинята Венера от римската митология. Тя е земеподобна планета, много близка по големина и общи качества до Земята; понякога е наричана „планетата-сестра на Земята“. От всички планети в Слънчевата система Венера има най-малък орбитален ексцентрицитет равен на 0,7% (нейната орбита е почти идеално кръгла).

Понеже Венера е по-близко до Слънцето спрямо Земята, тя винаги се наблюдава близко до него (най-голямата ѝ елонгация е 47,8°). На Земята тя може да се наблюдава само непосредствено преди изгрев и непосредствено след залез. Обикновено тогава е най-яркото небесно тяло след Луната и Слънцето и затова понякога често е смятана за звезда и е наричана Зорница, Денница (Деница) и Вечерница.

Венера е била известна на древните вавилонци (около 1600 г. пр.н.е.) и вероятно е била позната и в праисторически времена поради високата си яркост. Неин символ е стилизираният образ на огледалото на богинята Венера: окръжност с малък кръст отдолу (♀).

Венера има атмосфера, съдържаща главно въглероден диоксид и малко количество азот. Налягането на повърхността на планетата е огромно — 90 пъти по-високо от това на земното морско равнище или еквивалентно на налягането в земните океани на около 1 km дълбочина. Атмосферата, богата на CO2, поражда силен парников ефект и повишава температурата на повърхността с повече от 460 °C над стойността, която тя би имала, ако Венера нямаше атмосфера.[1] В ниските екваториални райони температурата на повърхността достига до 500 °C. Поради този факт, повърхността на Венера, взета като цяло, е по-гореща от тази на Меркурий, независимо от факта, че Венера е почти два пъти по-далече от Слънцето и съответно получава само 25% от слънчевата енергия, която получава Меркурий (2613,9 W/m² в горните части на атмосферата и само 1071,1 W/m² на повърхността).

Поради конвекцията и топлинната инертност на нейната гъста атмосфера, на Венера температурата не се изменя значително между дневната и нощната страна, въпреки изключително бавното въртене на планетата (по-малко от един оборот за една венерина година; на екватора скоростта на въртене е едва 6,5 km/h). Ветровете в горните слоеве на атмосферата обикалят планетата само за 4 дни, като подпомагат разпределението на слънчевата топлина.

Слънчевата енергия е много по-ниска на повърхността на планетата спрямо горните слоеве на атмосферата и поради нейната гъста облачна покривка, която отразява по-голямата част от енергията обратно в космоса. Болометричното албедо на Венера е приблизително 60%, а видимото ѝ албедо е дори още по-високо. Без наличието на парников ефект температурата на Венера би била много близка до температурата на повърхността на Земята. Честа грешка е да се мисли, че гъстата атмосфера сама по себе си задържа топлината на повърхността на планетата; всъщност единствено въглеродния диоксид е парников газ, а гъстата атмосфера като цяло отразява голяма част от слънчевите лъчи.

В горните слоеве на атмосферата преобладават силни ветрове със скорост 350 km/h, докато на повърхността ветровете са много слаби — само няколко километра в час.[2] Поради високата плътност на атмосферата обаче дори и слаби ветрове могат да упражнят значително налягане върху препятствията, на които се натъкнат. Високите облаци са съставени предимно от серен диоксид и капки от сярна киселина, които правят повърхността на планетата невидима в оптичния диапазон.[3][4] Температурата на горните слоеве на атмосферата е около −45 °C. Средната температура на Венера, по данни на НАСА, е 464 °C. За минималната температура на повърхността се предполага, че е поне 400 °C.

През 2007 г. космическия апарат Венера Експрес открива, че на южния полюс на планетата има огромна двойна вихрушка.

Венера има бавно ретроградно въртене (обратно на часовниковата стелка), което означава, че тя се върти от изток на запад вместо от запад на изток както повечето други основни планети (Плутон и Уран също имат ретроградно въртене, въпреки че оста на въртене на Уран има наклон 97,68 градуса и почти лежи на неговата орбитална равнина). Не е известно със сигурност защо Венера се върти обратно на часовниковата стрелка, въпреки че се предполага, че в миналото се е сблъскала с много голям астероид.

Една интересна подробност за въртенето на Венера е, че то изглежда е в синхрон с положението на Земята; Венера е винаги обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети се намират възможно най-близко по техните орбити (5,001 Венерини дни между две последователни сближавания). Този ефект може да се обясни с приливния ефект на Земята върху Венера, но може и да е просто съвпадение.

Венера има два основни „континента“, които са по-високи от заобикалящите ги обширни равнини. Името на северния континент е Ishtar Terra („Земя на Ищар“) и на него се намира една от най-високите планински вериги — Maxwell Montes („Максуелски планини“), която е приблизително 2 km по-висока от Еверест и носи името на Джеймс Максуел. Тя обгражда платото Lakshmi Planum. Ishtar Terra е голяма приблизително колкото Австралия. В южното полукълбо е по-голямата Aphrodite Terra („Земя на Афродита“), която е голяма приблизително колкото Южна Америка. Между тези континенти има множество широки падини, като Atalanta Planitia, Guinevere Planitia и Lavinia Planitia. С единственото изключение на Maxwell Montes, всички обекти и забележителности на повърхността на Венера носят имена на жени от историята или митологията.

Гъстата атмосфера на Венера успешно „омекотява“ сблъсъците на метеорити (особено на сравнително малките) с повърхността; метеоритни кратери с диаметър по-малък от 3,2 km не могат да се формират.

Почти 90% от повърхността на Венера се състои от сравнително скорошно (в геологичен план) изстинала базалтова лава и много малко метеоритни кратери. Предполага се, че причината за това са интензивни вулканични изригвания, които са променили почти изцяло повърхността на планетата. Вътрешността на планетата е най-вероятно много близка до тази на Земята: желязно ядро с радиус около 3000 km, обградено от полуразтопена скалиста мантия, която заема по-голямата част от обема на Венера. Резултати от измервания на гравитацията, извършени от апарата Магелан, посетил планетата през 1994 г., показват, че дебелината на кората на Венера е по-голяма от очакваната от специалистите. Според една теория Венера няма активна тектоника, подобна на земната; вместо това повърхността ѝ бива периодично заливана от лава вследствие на масивни вулканични изригвания.[7] За най-старите участъци от повърхността е установено, че са само на около 800 милиона години (по-малко от 1/5 от възрастта на планетата); останалата повърхност е значително по-млада (но в по-голямата си част е на поне 100 милиона години). Скорошни изследвания също сочат, че в изолирани участъци на Венера все още има вулканична активност.

За вътрешното магнитно поле на Венера е установено, че е слабо в сравнение с другите планети от Слънчевата система. Този факт може да се обясни с бавното въртене на планетата, което прави невъзможна циркулацията на течно желязо в ядрото ѝ. В резултат на това слънчевият вятър въздейства директно върху горните слоеве на атмосферата. Учените считат, че преди време на Венера е имало толкова вода, колкото и на Земята, но слънчевият вятър бавно е разрушил водните молекули до съставните им елементи (водород и кислород). Гравитацията на Венера е недостатъчна да задържи лекия изотоп на водорода (водород-1) и той впоследствие се е разпръснал в междупланетното пространство. За сметка на това по-тежкият деутерий (водород-2) бива задържан по-успешно от венерината гравитация. Доказателство за това е повишената му концентрация в горните слоеве на атмосферата. Молекулярният кислород от друга страна е реагирал с елементи на повърхността на планетата. Поради липсата на вода скалите на Венера са много по-твърди от земните, което прави възможни по-стръмни скали и по-високи планини.

За Венера се е считало, че има естествен спътник — Нейт — мит, породен от наблюденията на Джовани Доменико Касини през 1672 г. Спорадичните съобщения за наблюдаван естествен спътник на Венера продължават чак до 1892 г. В днешно време е потвърдено, че Венера няма естествени спътници и че всички предишни съобщения са били породени от бледи звезди, случайно попаднали на малко ъглово разстояние до планетата.

Венера е най-яркото небесно светило на сутрешния и вечерния небосвод (изключвайки Слънцето и Луната) и е била известна още в праисторическите времена. Един от най-старите запазени астрономически документи от Вавилонската библиотека на Ашурбанипал от 1600 пр.н.е. представлява 21-годишни записки на небесните явления на Венера (която ранните вавилонци са наричали Ниндарана). В Акад тя е била олицетворение на майката-богиня Ищар (чието име взаимства континента Ishtar Terra). В китайската митология тя е била наричана Дзин син (金星) или планетата на елемента метáл.

В ранния период на Древна Гърция сутрешните и вечерните явления на Венера са считани за две различни светила. Древните гърци са наричали сутрешното явление на Венера Фосфор (Φώσφορος: "Носител(ка) на светлината"; понякога - Ἑωσφόρος: "Носител(ка) на зората"), а вечерното — Хеспер (Ἓσπερος: "Носител(ка) на вечерта"). Предполага се, че Питагор първи е установил, че става въпрос за един и същи обект. За живелия през 4 век пр.н.е. Хераклид Понтийски пък се знае, че е осъзнал факта, че Венера и Меркурий обикалят около Слънцето, а не около Земята.

Поради това, че нейната орбита е разположена по-близко до Слънцето от тази на Земята, Венера преминава през различни фази по начин, подобен на Луната. Първият човек наблюдавал фазите на Венера, е Галилео Галилей през декември 1610 г. с помощта на неговия саморъчно направен телескоп. Това наблюдение потвърждава хелиоцентричната система за организацията на Слънчевата система предложена от Николай Коперник. Галилей също така забелязва промените във видимия диаметър на Венера в зависимост от нейните фази — когато е видима голяма част от диска ѝ, то той е малък, а когато Венера изглежда като полумесец, то размерите на полумесеца са големи. С други думи, когато Венера изглежда като полумесец, тя е по-близко до Земята, отколкото когато дискът ѝ е пълен — извод, който силно поддържа хелиоцентричната система на Коперник. Венера (както и Меркурий) обаче не е видима, когато нейният диск е съвсем пълен (когато тя е възможно най-отдалечена от Земята), понеже при това положение нейната светлина се изгубва в мощния блясък на Слънцето.

Венера е най-ярка, когато приблизително 25% от нейният диск е видим, или 37 дни преди и след най-близкия ѝ подход спрямо Земята. Най-голямата ѝ елонгация се наблюдава 70 дни преди и след най-близкия ѝ подход — в този момент половината от диска на Венера е видим. В периода между максимална елонгация и максимална яркост Венера може да се наблюдава с невъоръжено око през деня.

В редки случаи Венера може да се види непосредствено преди изгрев и непосредствено след залез в рамките на един ден. Това е възможно, когато планетата е максимално отдалечена от еклиптиката и същевременно е възможно най-близко до Земята. При това положение в едно от земните полукълба (или Северното или Южното) тя ще може се наблюдава два пъти в рамките на един ден. За последен път в Северното полукълбо това се е случвало на 29 март 2001 г., а за последен път в Южното полукълбо — на 19 август 1999 г. Събитието се повтаря с период от 8 години.

Пасажите на Венера настъпват, когато планетата пресече линията, свързваща Слънцето и Земята и по този начин закрие част от видимия слънчев диск. Те са редки астрономически явления. За първи път такъв пасаж е наблюдаван на 4 декември 1639 г. от Джеръмая Хорокс и Уилям Крабтрий. През 1761 г. Михаил Ломоносов наблюдава пасаж на Венера, от който заключава че планетата има атмосфера. През 19-ти век наблюдения на паралакса при пасаж на Венера, направени по едно и също време на различни точки от земната повърхност, позволяват за първи път да се определи с точност разстоянието от Земята до Слънцето (астрономическата единица), а по този начин и размерите на цялата Слънчева система.

В исторически план последният период на пасажи на Венера е бил между 1874 и 1882 г. Текущият период ще продължи от 2004 до 2012 г. Възможно е да се наблюдават само през началото на юни или началото на декември, понеже единствено тогава Венера пресича еклиптиката (равнината в която лежи земната орбита).

През 19 век много наблюдатели погрешно са считали, че Венера има период на въртене от приблизително 24 часа. Италианският астроном Джовани Шапарели първи предсказва, че въртенето на Венера е значително по-бавно, допускайки, че планетата е обърната винаги с една и съща страна към Слънцето вследствие на слънчевите приливни сили (същото твърдение той прави и за Меркурий). Всъщност и двете твърдения са грешни — Венера се върти бавно около оста си в посока, обратна на часовниковата стрелка, а Меркурий се завърта точно три пъти около оста си за всеки две свои обиколки около Слънцето (3:2 орбитален резонанс със Слънцето).

Бавното въртене на Венера и фактът, че тя изглежда е в резонанс със Земята (Венера винаги е обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети са максимално сближени и следователно Венера е най-удобна за наблюдения), са подвели астрономите да приемат теорията на Джовани Шапарели. Истинската скорост на въртене на Венера около оста ѝ е измерена за първи път през 1961 г. чрез радарни вълни, отразени от повърхността на Венера обратно към Земята. За целта са използвани 26 метровия радиотелескоп в Голдстоун Калифорния, радиообсерваторията Jodrell Bank в Обединеното кралство и съветската обсерватория в Евпатория. Точността на измерванията впоследствие е подобрявана с всяко изминало сближаване. Фактът, че Венера се върти ретроградно не е бил известен до 1964 г.

Преди радионаблюденията през 60-те години на 20 век е била разпространена представата, че средата на Венера е а много подобна на земната. Поради факта, че Венера е по-близо до Слънцето, се е считало, че повърхността ѝ е покрита с джунгли и гъсти дъждовни облаци. Спекулирало се е даже дотам, че тя има океани от суров петрол.

През 1956 г. измервания в микровълновия обхват показват наличие на източник на висока температура — над 600 K. Едновременно с това измервания в милиметровия обхват свидетелстват за много по-ниски температури. Правото да обяснят тези резултати си оспорват две теории: според едната източникът на висока температура е йоносферата на Венера, а според другата — повърхността ѝ.
Орбитата на Венера е по-близко до Слънцето от тази на Земята средно с 28%. Тази разлика се равнява на 41 милиона километра, които трябва да се изминат по посока към Слънцето. Потенциалната енергия, освободена при този преход, ще се преобразува в кинетична енергия, която ще доведе от своя страна до значително увеличение на скоростта. За близък и безопасен подход към Венера е необходимо да се ограничи тази допълнителна скорост. Ситуацията е аналогична на излизане от път на ръба на пропаст, пропадане надолу в пропастта и безопасно включване в движението на друг път, който се намира на дъното на пропастта (виж орбитална механика и преходна орбита на Хохман).










Земята е третата планета в Слънчевата система. Тя е най-голямата от земеподобните планети в тази система и единствената, на която според съвременните научни схващания има живот. Земята е формирана преди около 4,54 милиарда[1][2][3][4] години и скоро след това придобива единствения си естествен спътник — Луната. От всички животински видове, които са се развили на Земята, човекът (Homo sapiens) е единственият, който е развил интелигентност.

Астрономическият символ на Земята е окръжност с кръст, представляващ един меридиан и екватора.

Външната обвивка на Земята е разделена на няколко твърди сегмента или тектонски плочи, които постепенно мигрират под повърхността през периоди от милиони години. Около 71% от повърхността е покрита от соленоводни океани, а останалото са континентите, островите, реките и езерата. Земята е единствената планета в Слънчевата система, на която е открита вода в течно състояние.[5][6] Вътрешността на Земята остава активна, с тънък слой земна мантия, течно външно ядро, генериращо магнитно поле и твърдо вътрешно ядро.

Формата на Земята се нарича геоид. Земята е огромно скално кълбо, което се върти в пространството около оста си, но това кълбо не е правилно, тъй като Земята е сплескана откъм полюсите и повърхността ѝ е релефна. Земята е най-голямата от четирите слънчеви планети от земен тип по отношение на размер и маса. От тези четири планети (Меркурий, Венера, Земята и Марс), Земята има най-висока плътност, най-висока гравитация по повърхността, най-силно магнитно поле, и най-бързо въртене. Тя е единствената планета с активни тектонични плочи.

Въртенето на планетата създава екваториалната изпъкналост, затова диаметърът на екватора е с 43 км по-голям от този на полюсите.[7] Средният диаметър на планетата е около 12 742 км, което е около 40 000 км/π, като метърът като мерна единица беше първоначално дефиниран като 1/10 000 000 от разстоянието от екватора до Северния полюс през Париж, Франция. Най-големите точки с отклонения на повърхността на Земята са връх Еверест (8848 м над морското равнище) и Марианската падина (11 022 метра под морското равнище). Поради издуването на Земята към екватора, най-отдалечената от центъра на Земята точка е всъщност връх Чимборасо в Еквадор (6384,4 км).

Във вътрешността на Земята температурата достига до 5270 келвина. Топлината във вътрешността на планетата е била отделена при първоначалното натрупване на материал при формирането ѝ. (вижте Гравитационна свързваща енергия) След това допълнителна топлина се отделя чрез радиоактивното разпадане на елементи като уран, торий и калий. Топлината от вътрешността на Земята, която достига до повърхността ѝ, е едва 1/20 000 от енергията, получена от Слънцето.

Кората е отделена от мантията от границата на Мохоровичич, дебелината на кората варира, от 6 km под океаните до 30–50 km под континентите.[8]

Средната плътност на Земята е 5515 kg/m3, което я прави най-плътната планета в Слънчевата система. Плътността на повърхностния материал е около 3000 kg/m3, което сочи, че вътрешността е богата на тежки елементи. Непосредствено след формирането си преди около 4,54 милиарда години Земята е била почти изцяло разтопена, и в резултат на това под действието на гравитацията тежките елементи са потънали към центъра, докато по-леките са „изплували“ на повърхността. (Виж планетна диференциация). В резултат на това ядрото се състои почти изцяло от желязо (80%), никел и силиций. Други тежки елементи като олово и уран са или твърде редки, или имат тенденцията да се свързват химически с леки елементи и по този начин да останат в кората.

Ядрото е разделено на две части — твърдо вътрешно ядро с радиус около 1250 km и течно външно ядро, което обхваща вътрешното и има радиус около 3500 km. Смята се, че вътрешното ядро е твърдо заради огромното налягане, под което се намира. Някои учени считат, че то може би представлява един гигантски железен кристал. Външното ядро се състои от течно желязо и течен никел с примеси от леки елементи. Смята се, че конвекцията във външното ядро заедно с ефекта на Кориолис пораждат магнитното поле на Земята чрез процес, известен като теория на динамото. Вътрешното ядро е твърде горещо, за да задържа постоянно магнитно поле (Виж Температура на Кюри), но вероятно стабилизира магнитното поле на външното ядро.

По последни данни вътрешното ядро на Земята се върти малко по-бързо от останалата част на планетата — с около 2° за година.[11]

Земната мантия достига до 2890 km дълбочина. Налягането в най-дълбоките ѝ части е около 1,4 милиона атмосфери (140 GPa). Тя се състои главно от елементи като желязо и магнезий. Тъй като точката на топене на дадено вещество зависи от налягането, под което то се намира, вътрешността на мантията е вероятно в твърдо състояние, а горната й част е полуразтопена. Вискозитетът на мантията варира между 21 и 24 Pa.s според дълбочината. Поради това горната част на мантията може да тече бавно.

Още една причина, която обяснява защо вътрешността на мантията е твърда, докато външната част е течна, е фактът, че точката на топене на желязото е по-висока, ако то съдържа примеси. Концентрацията на примесите нараства към повърхността и заради това тя е в течно състояние, докато вътрешността, която е почти чисто желязо, е твърда.

Кората е дебела от 6 до 80 km. Най-тънките ѝ части са океанска кора, която се състои от гъсти желязно-магнезиеви силикати. Континенталната кора е по-дебела и по-лека от океанската и е съставена от натриеви, калиеви и алуминиеви силикати. Границата между кората и мантията се проявява като рязка промяна на скоростта на разпространението на сеизмичните вълни — ефект, известен под името граница на Мохоровичич. Смята се, че най-общо причината за ефекта е промяната на химичния състав на скалите.

Материал от вътрешността на Земята постоянно изригва на повърхността посредством вулкани и разломи по дъното на океаните, става част от кората. По-голямата й част е по-млада от 100 милиона години, но най-старите й части са на 4,4 милиарда години.

Земята е единственото място, където със сигурност се знае, че има живот. Живите организми на Земята образуват биосферата, за която се счита, че е започнала да съществува със зараждането на първите организми преди около 3,5 милиарда години.

Биосферата е разделена на биоми (екосистеми), съставени от сродни растения и животни. Сухоземните биоми са разграничени един от друг предимно по географска ширина. Биомите на Арктика и Антарктика като цяло са бедни на растения и животни, докато най-богатите биоми са тези, разположени близо до екватора.[13]

Земята има сравнително гъста атмосфера, съставена от 78%
avatar
Ribkata
Admin

Брой мнения : 137
Join date : 04.08.2010

Вижте профила на потребителя

Върнете се в началото Go down

Върнете се в началото


 
Права за този форум:
Не Можете да отговаряте на темите