Téma: Popis sluneční soustavy Zpracoval Doc. RNDr. Zdeněk Hlaváč, CSc
Sluneční soustava (někdy označovaná jako blízký vesmír) je část vesmíru gravitačně ovlivněná Sluncem. Jedná se o seskupení mnoha těles sahající až cca do vzdálenosti 120000 AU od Slunce. V samotném středu tohoto prostoru se nachází Slunce, jakožto jediný významný zdroj energie v této soustavě. Obsahuje 99,85% hmotnosti celé soustavy. Ostatní tělesa jsou prostorově uspořádaná ve třech základních částech. Nejblíže ke Slunci se nachází planetární soustava. Zaujímá prostor cca do 40 AU od Slunce a je v ní soustředěna 0,1% hmotnosti celé sluneční soustavy. V tomto prostoru se nachází 8 planet se svými měsíci a pás planetek nacházející se zejména mezi Marsem a Jupiterem. Za planetární soustavou se nachází tzv. Kuiperův pás transneptunických těles, kam v současné době řadíme i dřívější planetu Pluto se svým měsícem Charonem. Jedná se o plochý disk ledových těles sahající až cca do vzdálenosti 1000 AU od Slunce. Z tohoto pásu pocházejí krátkoperiodické komety a tzv. Kentauři. Jedná se o planetky s nestálými drahami nacházejícími se za dráhou Jupitera. Největší z nich mají průměr cca 300 km. Působením velkých vnějších planet planetární soustavy jsou některá tělesa z Kuiperova pásu vtažena do planetární soustavy, kde působí jako krátkoperiodické komety s periodou pohybu kolem Slunce do 200 let. Velkých těles Kuiperova pásu (s průměrem nad 100 km) se zatím podařilo identifikovat asi 40. Celkový počet se odhaduje na 35000. Za Kuiperovým pásem se nachází vnější kulový obal sluneční soustavy, tzv. Oortův oblak (Oortovo mračno). Ve své vnější části už je ovlivňován gravitačním působením nejbližších hvězd. Z této části vesmíru pocházejí dlouhoperiodické komety. Celkový počet těles v Oortově mračnu se odhaduje na sto miliard (1011 ). Meteoroidy Nejmenšími tělesy sluneční soustavy jsou tzv. meteoroidy. Tvoří tzv. meteoroidový komplex obíhající kolem Slunce ve formě plochého disku zasahujícího až do Kuiperova pásu. Velikost těles v tomto komplexu je od 1µm až do řádu několika desítek metrů. Přechodová hranice mezi meteoroidy a planetkami je nejasná. Rozměrově je ji možno identifikovat průměrem 100 m. Ve zmíněném komplexu meteoroidů probíhají neustále procesy zániku a zase nového vzniku těles. Zánik nastává vlivem sublimace ledové hmoty v blízkosti Slunce, vlivem srážek s velkými tělesy i vlivem tlaku slunečního záření, kdy jsou miniaturní členové vytlačováni do mezihvězdného prostoru. Zdroji nových meteoroidů jsou rozpadnuvší se komety, ”rozdrobení” planetek vlivem jejich srážek a pronikající mezihvězdný prach. Dostane-li se meteoroid do zemské atmosféry, vyvolá světelný jev zvaný meteor (”padající hvězda”). Meteoroid vletí do atmosféry rychlostí 10-70 km/s, podle toho jestli letí ”Zemi vstříc” nebo ji ”dohání”. Vlivem srážek s molekulami vzduchu dochází k přeskoku volných elektronů na vyšší energetické hladiny (tzv. excitace atomů). Při pozdějším přeskoku elektronů zpět (tzv. deexcitace) se energie vyzáří ve formě světelného záření. Za jasných bezměsíčných nocí lze pozorovat cca 5 meteorů za hodinu. Jedná se o tzv. sporadické meteory. V době průletu tzv. meteorických rojů může 1
být frekvence výskytu meteorů desetkrát až stokrát vyšší. Meteory daného roje zdánlivě ”vylétají” z jediného místa na obloze, tzv. radiantu (úběžníku). Je to pouhý důsledek perspektivy, neboť dráhy členů roje jsou ve skutečnosti rovnoběžné. Podle polohy radiantu na obloze mají roje své názvy. Nejznámějším rojem jsou Perseidy (slzy svatého Vavřince), mající maximální frekvenci 12. srpna. Původcem rojů jsou komety, od nichž se v blízkosti Slunce tato tělíska oddělila. Roj má pak samostatnou dráhu kolem Slunce a pokud protíná dráhu Země, střetává se s ní každý rok ve stejnou dobu. Rozložení těles roje podél svojí dráhy může být rovnoměrné. Potom se jedná o tzv. permanentní roje a frekvence takového roje je každým rokem stejná. Jiné roje mají svá tělíska podél dráhy rozložena nerovnoměrně, takže rok od roku frekvence roje kolísá. Světelný jev meteoru může mít různou intenzitu, kterou měříme třídami jasnosti (magnitudo) podobně jako u planet a hvězd. Meteory jasnější než magnitudo -4 se nazývají bolidy. Jsou jasnější než nejjasnější planety a hvězdy na obloze. Ostatní okem pozorovatelné meteory se nazývají létavice. Meteory obtížně pozorovatelné pouhým okem nazýváme teleskopické. Meteoroid, jenž dopadne až na zemský povrch, se nazývá meteorit. Meteority mohou být buď pouze pomalými meteory nebo meteory s velikou počáteční hmotností. Procento ztráty hmotnosti třením v atmosféře totiž velmi silně závisí na vstupní rychlosti meteoru do atmosféry. Meteoritů dopadá na zemský povrch poměrně mnoho. Jen na pevniny spadne ročně několik stovek meteoritů těžších než 1 kg. Meteority se nejsnáze hledají na ledu nebo v písku pouště. Pád meteoritu vyhloubí tzv. impaktní kráter. Nejznámější impaktní kráter na Zemi je Barringerův kráter v Arizoně (USA). Asi před 50000 lety na toto místo dopadl meteorit o průměru 40 m a hmotnosti 250000 tun. Kráter má průměr 1200 m, výšku valu nad okolním terénem 45 m a hloubku 220 m. Energie výbuchu, který dopad provázel, byla cca 20 megatun trinitrotoluenového ekvivalentu. Tělesa o rozměrech větších než 10 m nejsou prakticky atmosférou Země brzděna, takže meteorit tehdy dopadl téměř původní kosmickou rychlostí. Impaktní krátery se nacházejí i na povrchu Měsíce, Merkura a Marsu. Zde je jich podstatně více než na Zemi v důsledku řídké (popřípadě zcela chybějící) atmosféry. 24 h
rychle meteory
11111111111 00000000000 00000000000 11111111111 00000000000 11111111111 00000000000 11111111111 00000000000 11111111111
pomale meteory
noc
6h smer pohybu kolem Slunce
18 h
den
smysl rotace kolem osy
12 h
smer od Slunce
Největší počet sporadických meteorů (a také nejrychlejší) dopadá do zemské atmosféry kolem šesté hodiny ranní (viz obr.). Tento jev je způsoben prostým sčítáním rychlostí Země a meteoru vůči nepohyblivému prostoru. Protože smysl pohybu Země kolem Slunce i kolem své osy je matematicky kladný, na místech, kde je momentálně 6 hodin 2
ráno, se rychlost Země a meteoru sčítá. Země tedy touto částí povrchu meteory nabírá podobně jako čelní sklo jedoucího automobilu nabírá náhodně létající hmyz. Na místech, kde je momentálně 18 hodin odpoledne, se naopak rychlosti Země a meteoru odečítají. Tato část povrchu Země se vůči meteorům chová jako zadní sklo jedoucího auta vůči náhodně létajícímu hmyzu. Pokud se pozorují meteory, je to nejlépe provozovat v ranních hodinách. Tehdy pozorujeme nejrychlejší, a tedy i nejjasnější, meteory. Materiál meteoroidů zkoumáme na dopadnuvších meteoritech. V podstatě jsou v něm zastoupeny kovy nebo křemičitany (kameny). Téměř 90% meteoritů je s převažujícími křemičitany (tzv. aerolity). U zbytku převažují kovy (zejména železo a nikl). Říkáme jim siderity. Komety Dalšími, na pohled někdy velmi efektními, tělesy sluneční soustavy jsou komety. Jedná se o tělesa průměru jednotek až desítek km. Od planetek se liší zejména svým difuzním vzhledem a výstřednou drahou. Skládají se z hlavy a ohonu (chvostu). Hlava komety je složena z pevného jádra a tzv. komy. Jádro je tvořeno zmrzlými plyny smíšenými s prachem a má jen velmi malou soudržnost. V důsledku malé gravitační síly se nestačilo vyvinout do kulového tvaru, takže bývá často nepravidelné. Koma (česky též kštice) vzniká sublimací látek z jádra v blízkosti Slunce. Koma je u komet patrna, když se tyto přiblíží ke Slunci blíže než cca 3 AU. Má kulový tvar a rozměry mohou být řádově desetitisíce až miliony km. Hustota komy je nižší než nejlepší na Zemi dosažitelné vakuum. Záření komy je jednak odražené záření sluneční a jednak záření vznikající fluorescencí molekul uhlíkových sloučenin. Většina komet při přiblížení se ke Slunci tvoří ohon. Vzniká vytlačováním částic z komy tlakem záření a působením slunečního větru. Ohon prakticky vždy míří od Slunce. Může být prachový nebo iontový (plazmový). Prachový ohon je kratší a více zakřivený. Svítí odraženým slunečním světlem. Prachové částice ohonu jsou pro kometu ztraceny, neboť vytvoří meteorický roj s touto kometou spojený. Plazmové ohony jsou dlouhé, zakřivené podle magnetických siločar. Skládají se převážně z iontů OH+ , CH+ nebo N+ . Ohon je ještě cca stokrát řidší než koma. Jeho průměrná hustota je cca 100 molekul na krychlový centimetr. Délka ohonu může být i více než sto milionů kilometrů. Může jím projít Země, aniž bychom to nějak pocítili. Nejznámější kometou vůbec je Halleyova kometa. Anglický astronom Halley ji však neobjevil. Byla už známa dávno předtím. On pouze předpověděl její průlet blízkostí Země v roce 1758. Základní oběžná doba této komety je 76 let, velké planety ale působí značné poruchy její dráhy. První pozorování se datuje rokem 239 před Kristem. Poslední objevení v okolí Země bylo roku 1986. Podle vlivu velkých planet kolísala její oběžná doba od 74,4 do 79,2 roku. Její perihelium je ke Slunci blíže než dráha Venuše, afelium je od Slunce dále než dráha Neptuna. Velikost jádra asi 16 krát 8 kilometrů, hustota jádra cca 100 kg/m3 . V rámci mezinárodní spolupráce bylo v roce 1986 k této kometě vypraveno 5 sond. Byly to sondy Vega1 a Vega2 (SSSR), Sagikake a Suisei (Japonsko) a Giotto (Evropa). Pomocí těchto sond byla předpovězena její životnost na cca 160000 let. Planetky Planetky (asteroidy, planetoidy) jsou tělesa, řadící se svými rozměry mezi meteoroidy a (velké) planety. Mají průměry (rozměry) 1 km až 1000 km a obíhají kolem Slunce převážně v pásu mezi Marsem a Jupiterem. Velké planetky jsou kulového tvaru 3
a vznikly z protoplanetárního disku, podobně jako planety. Malé planetky mají nepravidelný tvar a vznikaly štěpením větších planetek až později. Největší planetkou je Ceres, objevený roku 1801. Má průměr téměř 1000 km. Další velké planetky s průměrem větším než 500 km jsou Pallas, Juno a Vesta. Planetek větších než 250 km je pouze 10, planetek větších než 100 km je asi 250. Původně se astronomové domnívali, že planetky jsou pozůstatkem rozpadnuvší se planety, která dříve zaplňovala mezeru v Titiově-Bodeově řadě mezi Marsem a Jupiterem. Protože však celková hmotnost planetek je menší než tisícina hmotnosti Země, jedná se spíše o zbytkovou protoplanetární hmotu, z níž vznikaly velké planety. Třídění planetek se provádí nejčastěji podle polohy jejich drah. Kolem 95% planetek obíhá v tzv. pásu planetek mezi drahou Marsu a Jupitera. Za drahou Jupitera se pohybují tzv. vnější planetky objevené převážně v 70. letech 20. století. Rozdělují se na dávné komety, Kentaury a kuiperoidy. Dávné komety jsou jádra komet, které byly vlivem gravitace velkých planet nuceny změnit svoji dráhu a už nelétají blíže ke Slunci. Kentauři jsou planetky s drahou nacházející se mezi drahami Jupitera a Neptuna a kuiperoidy mají dráhu v Kuiperově pásu, tedy za hranicí Neptunovy dráhy. Zvláštní skupinu planetek tvoří tzv. křížiče Země nebo planetky skupiny Apollo. Jedná se o planetky s periheliem bližším ke Slunci než 1 AU. U těchto planetek teoreticky hrozí srážka se Zemí. Několik (málo) planetek má dokonce celou svou dráhu uvnitř dráhy Země kolem Slunce (např. Athena). Některé planetky mají jiné (ještě podstatně menší) za svoje miniaturní družice (např. Herkulina). Významné skupiny planetek tvoří tzv. Trojané. Jedná se o planetky nacházející se v libračních centrech L4 a L5 Slunce a Jupitera. Tyto planetky se nacházejí v rovině Jupiterovy dráhy ve třetím vrcholu rovnostranného trojúhelníka, jehož dva vrcholy tvoří střed Slunce a Jupitera. Obíhají kolem Slunce v matematicky kladném smyslu. Ve smyslu obíhání ”před” Jupiterem (tedy v libračním centu L4) se nachází skupina 425 planetek, z nichž největší byly nazvány podle řeckých hrdinů Trojské války. Máme zde proto např. Hektora, Nestora, Achilea, Agamemnona, Menelaa a další. Ve smyslu obíhání ”za” Jupiterem (tedy v libračním centu L5) se nachází skupina 188 planetek, z nichž největší byly nazvány podle trojských hrdinů Trojské války. Máme zde proto např. Aenea, Mentora, Priama, Patroklea a další. Některé planetky se nacházejí rovněž v libračních centrech L4 a L5 Slunce a Neptuna, nebo Slunce a Marsu. Poznámka: Librační centra příslušející ke dvojici těles jsou definovány jako body, v nichž z hlediska omezeného problému tří těles (viz příslušné téma) může existovat tělísko tak, že poměry jeho vzdáleností od ”velkých” těles v průběhu pohybu všech zmíněných těles zůstávají zachovány. Úlohu tohoto typu řešil na přelomu 18. a 19. století Lagrange. Zjistil, že existuje 5 bodů výše uvedené vlastnosti. Nazývají se Lagrangeova librační centra L1 až L5. Librační centra L1, L2 a L3 leží na spojnici středů ”velkých” těles. Říkáme jim kolineární librační centra. Za určitých podmínek může poloha v nich být nestabilní, kdy pod účinkem byť i malé poruchy tělísko v nich se původně nacházející změní podstatně svoji dráhu. Librační centra L4 a L5 se nacházejí ve třetích vrcholech rovnostranných trojúhelníků se dvěma vrcholy ve středech ”velkých” těles. Polohy v nich jsou vždy stabilní. Říkáme jim nekolineární librační centra. Jednou z významných vlastností kolineárního libračního centra Slunce a Země je fakt, že leží (trvale) ve stínu Země. Spojené státy plánují do tohoto bodu navést sondu, na jejíž palubě by byl dalekohled s trojnásobně lepší rozlišovací schopností než má pověstný Hubbleův dalekohled. Trvalé zastínění Slunce umožní snadné pozorování vzdáleného vesmíru prakticky bez časového omezení a bez nároků na dodání energie. 4
Podle složení se planetky dělí na uhlíkaté (skupina C=carbonaceous), kamenné (skupina S=stong) a kovové (skupina M=metallic). Uhlíkatých planetek je 75% a mají velmi nízké albedo (do 0.05). Kamenných planetek je cca 17% a jejich albedo je v rozmezí 0.1 až 0.15. Kovových planetek je asi 7%. Zbylé 1% jsou planetky nezařazené (třída U=unclassified). Výzkum planetek zblízka podnikly v 90. létech sondy Galileo (při cestě k Jupiteru) a Near. Japonsko plánuje přistání na jedné z planetek a návrat na Zemi s nabranými vzorky. Poznámka: Výše byla uvedena zmínka o tzv. Titiově-Bodeově řadě planet. Jedná se o empirický poznatek, na nějž upozornil roku 1766 německý matematik J. D. Titius a jejž o několik let později publikoval ředitel berlínské hvězdárny J. E. Bode. Vyjádříme-li posloupnost délek velkých poloos drah planet kolem Slunce v AU, vyhovuje této posloupnosti předpis pro n−tý člen ve tvaru an = 0, 4 + 0, 3n . Pro Merkur je n → ∞, pro Venuši n = 1, pro Zemi n = 2 až pro Uran n = 7. Neptun v té době ještě nebyl objeven. Mezi Marsem (n = 3) a Jupiterem (n = 5) bylo volné místo. Když byla roku 1801 objevena první planetka Ceres, Bode jásal (Titius byl už v té době po smrti). Na její dráhu se s dostatečnou přesností hodilo ve zmíněné řadě číslo 4. Pro vědecké potvrzení této řady však nehovoří žádný fyzikální zákon. Zřejmě se jedná o náhodné rozložení drah planet. Rovněž roku 1846 objevený Neptun do této řady (pro n = 8) nezapadá. Planety sluneční soustavy Velká tělesa sluneční soustavy (největší po Slunci, s průměrem přesahujícím 4000 km) se nazývají planety. Planet je celkem 8 a dělí se na dvě základní skupiny: • terestrické (Zemi podobné), kam patří Merkur, Venuše, Země a Mars, • obří (plynné), kam patří Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Terestrické planety obíhají Slunce po drahách s menšími velkými poloosami (0,4 až 1,5 AU), mají malou hmotnost (0,06 až 1,0 hmotnosti Země) a velkou hustotu (3930 až 5520 kg/m3 ). Mají pevný povrch složený z hornin, především z křemičitanů. Jejich plynné obaly (atmosféry) vznikly až druhotně, odplyněním jader. Atmosféra u Merkura je zcela zanedbatelná, u Marsu je řídká, nejhustší je u Venuše. Mají malý počet přirozených družic (měsíců). Merkur a Venuše nemají žádné, Země má svůj Měsíc a Mars má dva malé měsíčky s rozměry menšími než 20 km. Nazývají se Phobos (Strach) a Deimos (Hrůza). Terestrické planety rovněž pomalu rotují kolem svých os (Merkur za 58 dní, Venuše za 243 dní, Země a Mars za cca 1 den). Naproti tomu obří planety obíhají po vzdálených drahách (velké poloosy 5,2 až 30,1 AU), mají velkou hmotnost (15 až 318 hmotností Země) a malou hustotu (690 až 1640 kg/m3 ). Mají (pravděpodobně) pouze malé pevné jadérko a obrovské prvotně vzniklé atmosféry, postupně přecházející ve zkapalněný plyn. Jako povrch se jeví vrstva, odkud je odražené světlo schopno uniknout do prostoru. Tyto planety rotují kolem svých os poměrně rychle (9 až 24 hodin) a mají velký počet přirozených družic. Velké přirozené družice (rozměrově srovnatelné s nejmenšími planetami) konají přímý pohyb a mají vázanou rotaci. Pravděpodobně vznikly současně s planetami. Jiné (malé) přirozené družice mají velké výstřednosti svých drah a retrográdní pohyb. Planety je svoji přitažlivou silou přitáhly už jako hotová tělesa. Až do doby rané kosmické éry (do 60. let 20. století) bylo objeveno u Jupitera 12, u Saturna 10, u Urana 5 a u Neptuna 2 5
přirozené družice. V době průletu sond Pioneer a Voyager kolem obřích planet bylo objeveno množství dalších malých jejich přirozených družic. Do konce roku 2000 bylo známo u Jupitera 28, u Saturna 30, u Urana 21 a u Neptuna 8 přirozených družic. Popíšeme nyní základní podmínky na jednotlivých planetách. Merkur Jedná se o nejmenší planetu s průměrem 4880 km. Má ze všech planet nejvýstřednější dráhu kolem Slunce (ε =0,206) s největším sklonem její roviny k rovině ekliptiky (i = = 7o ). Vzhledem k blízkosti Slunce, řídké atmosféře a pomalé rotaci kolem osy panují na povrchu obrovské teplotní rozdíly. V místech, kde je Slunce v zenitu, panuje žár 470o C (při této teplotě by např. olovo už bylo v tekutém stavu). V noci dochází k rychlému vyzařování tepla. V místech zastíněných kráterů v okolí pólů klesá povrchová teplota až k -160o C. V období března 1974 až března 1975 proletěla 3 krát kolem Merkura sonda Mariner 10 a pořídila více než 10000 snímků jeho povrchu. Magnetické pole je velmi slabé (asi 100 krát slabší než zemské). Největším povrchovým útvarem je pánev Caloris Basin o průměru 1350 km, jež vznikla nárazem tělesa průměru většího než 100 km do povrchu Merkura. Na okrajích pánve vznikla pohoří 3 km vysoká. Povrch Merkura je (podobně jako u Měsíce) hustě pokryt krátery. V důsledku relativistického zakřivení prostoru se přímka apsid Merkura otáčí ve směru Merkurova pohybu. U ostatních planet, v důsledku větších vzdáleností od Slunce, už tento jev není měřitelný. Velmi řídká atmosféra na Merkuru má převahu kyslíku se stopami oxidu uhličitého, vody a vzácných plynů. Venuše Je to planeta zdánlivě nejvíce podobná Zemi (až do 60. let 20. století byla považována za sesterskou planetu). Má stejnou hustotu i rozměry jako Země, rotuje však kolem osy ze všech planet nejpomaleji. Otočka kolem osy trvá více než 8 měsíců. Vnější vrstvy Venušiny atmosféry ale rotují podstatně rychleji (doba periody cca 4 dny). Proto v těchto vrstvách atmosféry panuje obrovský vítr. Nad rovníkem může mít rychlost až 1200 km/h. Podobným způsobem se projevuje i v zemské atmosféře tzv. tryskové proudění (jet stream). Na Venuši však zabírá daleko větší oblasti. Atmosféra Venuše je cca do 40 km nad povrchem průhledná a klidná. Od 40 do 70 km se ale nachází silná vrstva oblaků složená z kapiček kyseliny sírové. V těchto výškách atmosféra obsahuje i čistou síru. Tlak atmosféry na povrchu je 9,2 MPa (téměř 100 krát více než na Zemi). V důsledku stále přítomných oblaků nedopadá nikdy na povrch Venuše přímý sluneční svit. Stíny jdou do všech směrů a jsou neostré. Povrchová teplota za dne dosahuje 480o C, takže Venuše je nejteplejší planetou. Je to způsobeno skleníkovým efektem v důsledku husté atmosféry a pomalou rotací kolem osy. Atmosféra je složena převážně z oxidu uhličitého s příměsí dusíku. Rozptyluje se v ní červená složka viditelného spektra, pročež má obloha načervenalé zabarvení a není na ní poznat, ve kterém místě se momentálně nachází Slunce. Venuše má také velmi slabé magnetické pole, jakožto důsledek velmi pomalé rotace. Výzkumu Venuše se zúčastnily sondy Veněra, Pioneer, Venus, Mariner, Vega, Galileo a především sonda Magellan, jež v letech 1990 až 1994 zmapovala 90% Venušina povrchu. Na povrchu zcela chybí voda a 85% je pokryto sopečnými horninami. Jsou tam rozsáhlé roviny tvořené lávovými poli. Jsou tam ale i vysočiny o výškách 3 až 5 km nad okolním povrchem. Nejvyšším pohořím o výšce větší než 10 km nad okolím jsou Maxwell Montes. Na Venuši probíhá rozsáhlá sopečná činnost. Jsou tam stovky velkých a více než 100000 malých sopek. Některé jejich kaldery (krátery) mají průměr až 100 km (tedy 10 krát více než u největších sopek na Zemi). Na povrchu bylo zjištěno 6
i 935 impaktních kráterů. Největší má průměr 275 km. Nejmenší mají průměry cca 1 km. Menší krátery nemohly být vytvořeny, protože menší tělesa se při průletu hustou atmosférou vypařila nebo rozpadla. Mars Svit Marsu je načervenalý, pročež se mu říká Rudá planeta. Zabarvení je způsobeno velkým obsahem oxidů železa v povrchových horninách Marsu. Jeho průměr je 6750 km, zploštění je dvojnásobné oproti Zemi. V jádře má méně těžkých kovů, takže jeho hustota je nejmenší z terestrických planet (3930 kg/m3 ). Tekutá voda na povrchu Marsu chybí. Ve formě ledu se však nachází v polárních čepičkách a pod povrchem ve formě tzv. permafrostu (trvale zmrzlé půdy). Vyprahlý povrch s velmi suchou atmosférou bez ozónu vylučuje vznik jakékoliv formy života. Průměrná teplota planety je -60o C a kolísá mezi +20o C a -140o C. Tlak na povrchu je asi stokrát menší než na Zemi. Vlivem sklonu roviny rovníku k rovině Marsovy dráhy kolem Slunce (24o ) vznikají na Marsu roční období podobně jako na Zemi. Polární čepičky v létě tají a v zimě se zvětšují. Atmosféra obsahuje 95% CO2 , 2,5% N a 1,5% Ar. Obloha je nažloutlá, při nízkých výškách Slunce nad obzorem červená. Je to způsobeno jemným prachem (velikost částic 0,1 až 10 µm) oxidu železnato-železitého, který se trvale vznáší v atmosféře. Mars navštívily sondy Mars (SSSR), Mariner (roku 1965 jako první), Zond (SSSR), Viking (USA), Phobos (SSSR) a Pathfinder (USA). Povrch Marsu je kamenitý, pokrytý prachem, ze kterého se tvoří duny. Povrch utvářela jak sopečná činnost, tak impakty meteoroidů a planetek. Jižní polokoule má výšku 1 až 4 km nad průměrem (podobně jako ”pevniny” na Měsíci), kdežto severní polokoule má výšku 1 až 2 km pod průměrem. Na Marsu jsou patrna široká údolí (vallis) vzniknuvší před 3 miliardami let katastrofálními záplavami. V geologické minulosti totiž na Marsu byla voda v tekutém stavu. Na povrchu Marsu se nacházejí obrovské sopky. Největší z nich je Olympus Mons s výškou 25 km nad okolím. Kolem Marsu obíhají dva malé měsíčky Phobos a Deimos (z řečtiny Strach a Hrůza). Byly objeveny v roce 1877. Obíhají po kruhových drahách v rovině Marsova rovníku. Mají nepravidelný tvar, který se v prvním přiblížení dá nahradit protáhlým rotačním elipsoidem s velkou poloosou mířící stále k Marsu. Phobos obíhá rychleji než činí úhlová rychlost otáčení Marsu kolem osy. Proto vychází na západě a zapadá na východě. Slapové síly Marsu zmenšují jeho rychlost, takže cca za 30 milionů let skončí dopadem na Marsův povrch. Soudí se, že v minulosti tímto způsobem skončilo více Marsových měsíčků. Hustota obou měsíčků je asi 2000 km/m3 . Jsou tedy složeny převážně z lehkých prvků. Jejich povrch je šedočerný, podobný ”mořím” na Měsíci. Je hustě poset impaktními krátery. Největší z nich má průměr 10 km. Jupiter Jedná se o největší planetu sluneční soustavy. Je objemově 1000 krát větší než Země a pouze 1000 krát menší než Slunce. Svým celkovým stavem se nachází blízko rozhraní mezi planetou a hvězdou. Je to plynná planeta, složená převážně z vodíku a helia s příměsí metanu, amoniaku a vodní páry. Má poměrně malé pevné jádro (průměr asi 10000 km) složené z křemičitanů a železa. Dále je tvořen tekutým vodíkem s chemickým uzpůsobením podobným kovům (někdy se mu proto říká kovový vodík), a sice asi do vzdálenosti 50000 km od středu. Pak existuje klasický molekulární kapalný vodík, který tvoří Jupiterův povrch. Do výšky asi 1000 km nad povrchem se rozprostírá atmosféra. Jsou v ní žluté, červenavé, namodralé a hnědavé oblaky, jejichž barvy se dosud nepodařilo uspokojivě vysvětlit. Obsahují amoniak, metan, vodu (sníh), oxid uhelnatý i jiné sloučeniny. Rovnoběžně s rovníkem jsou už menším dalekohledem viditelné světlé a 7
tmavé pásy. Jsou způsobeny tzv. konvekcí, což jsou stoupající a klesající proudy plynů. Ochlazený plyn vlivem gravitace klesá a tvoří tmavé pásy, zatímco horký plyn stoupá a tvoří světlé pásy. Doba otočení Jupitera kolem osy je na rovníku 9 hodin 50,5 minuty. Na pólech je o 5 minut pomalejší. Mnoho desítek let setrvává asi 20o pod rovníkem tzv. Rudá skvrna. Jedná se o obrovský vír chladných oblaků otáčející se proti smyslu pohybu hodinových ručiček. Hnací silou těchto pohybů je vlastní vnitřní energie Jupitera. Kosmický výzkum Jupitera a okolí začal roku 1973 sondou Pioneer 10, poté roku 1979 pokračoval sondami Voyager 1 a 2. Sonda Galileo se stala Jupiterovou družicí. Tyto sondy objevily v okolí Jupitera prstence, ovšem podstatně tenčí než známé Saturnovy prstence. Hlavní prstenec je od povrchu vzdálen 1,8 poloměru a je 7000 km široký. Nachází se tedy celý uvnitř dráhy nejbližšího měsíce. Je složen z mikroskopických částic vyvržených sopkami měsíce Io nebo impakty z ostatních měsíců. Z vnější strany na něj navazuje jemný a široký tzv. pavučinový prstenec. V předkosmické éře bylo známo 12 Jupiterových měsíců. Do konce roku 2000 už jich bylo objeveno 28. Šestnáct největších měsíců lze rozdělit do čtyř významných skupin: • Čtyři tzv. Galileovy měsíce byly objeveny už roku 1610 Galileem. Jsou největší a tedy nejjasnější. Jsou to měsíce Io, Europa, Callisto a Ganymed. • Uvnitř dráhy měsíce Io obíhají čtyři měsíce tzv. vnitřní skupiny. Jsou nepravidelného tvaru, rozměrů řádu desítek kilometrů. • Skupině čtyř měsíců obíhajících ve vzdálenostech 11 až 12 milionů kilometrů se sklonem 25 až 29 stupňů od Jupiterova rovníku se říká přechodová skupina měsíců. • Čtyři měsíce vnější skupiny obíhají retrográdním pohybem ve vzdálenostech 21 až 24 milionů kilometrů. Jedná se pravděpodobně o zachycené planetky, zejména z řad Trojanů. Saturn Jedná se o druhou největší planetu, objemově 764 krát větší než Země. Její atmosféra je složena téměř výhradně z vodíku a helia. Pouze horní vrstva oblaků se skládá z krystalů amoniaku. I Saturn má svoji vnitřní energii, vznikající gravitační diferenciací, kdy těžší helium klesá do spodnějších vrstev atmosféry. Podobně jako na Jupiteru, je i zde patrna pásová struktura povrchu, ale poněkud méně výrazná. I zde se nacházejí různobarevné skvrny, mající podobný původ jako tlakové výše v zemské atmosféře. Největší je tzv. Hnědá skvrna na 42 stupni severní šířky. Na Saturnu dují jedny z nejrychlejších větrů ve sluneční soustavě. V okolí rovníku dosahují rychlosti až 400 m/s, což je 1440 km/h. Na Jupiteru to je jen 150 m/s. Už v roce 1659 objevil Huygens Saturnovy prstence. Je to jen stovky metrů silná, avšak stovky tisíc kilometrů široká vrstva částic, rozměrů od mikrometrů do desítek metrů, obíhající Saturna v rovině jeho rovníku. Nejbližší části prstenců oběhnou Saturna za 5 hodin, nejvzdálenější za 2 dny. Prstence se při pozorování ze Země vždy dvakrát za siderickou dobu oběhu Saturna kolem Slunce (asi 29,5 roku) jeví jako tenká čárka, jelikož se na ně při průchodu uzly dráhy Saturna díváme z boku. Dvakrát za totéž období se na tyto prstence díváme ”shora” (”zdola”), kdy se Saturn nachází na kolmici k uzlové přímce. Tehdy je nejlépe vidět struktura těchto prstenců. Jeví se jako soustředná mezikruží mající rozličnou jasnost. Jednotlivé části mají písmenná označení podle pořadí objevení. Jasné, tzv. hlavní prstence A, B a C, byly objeveny už v 17. století. Mezi prstenci A a B se nachází tzv. Cassiniovo 8
dělení a mezi prstenci B a C tzv. Maxwellova mezera. Tyto tři prstence se skládají z částic větších než 1 centimetr. Ostatní prstence (vnitřní D a vnější F,G a E) se skládají z miniaturních částeček rozměrů mikrometrů. Proto jsou podstatně méně jasné a byly objeveny až v 80. letech 20. století sondami Voyager 1 a 2. Struktura prstenců při pohledu zblízka je mnohem složitější tvoří ji tisíce jemných proužků, podobných drážkám na vinylové gramofonové desce. Některé proužky jsou dokonce zkroucené, vlnité a uzlovité. Tmavé rýhy jsou místa bez částic, způsobená existencí miniaturních měsíčků o rozměrech řádu kilometrů. V předkosmické éře bylo známo 10 Saturnových měsíců, zatímco do konce roku 2000 už jich bylo objeveno 30. Nejznámější je druhý největší měsíc ve sluneční soustavě - měsíc Titan. Má průměr 5150 km, je tedy větší než planeta Merkur. Má poměrně hustou atmosféru. Byla k němu vyslána sonda Huygens z mateřské lodi Cassini. Uvnitř dráhy Titana obíhá ve vzdálenostech 200000 až 500000 km pět velkých měsíců o průměrech 400 až 1500 km, v pořadí vzestupných vzdáleností od mateřské planety nazvaných Mimas, Enceladus, Tethys, Dione a Rhea. Do rodiny velkých Saturnových měsíců patří ještě Japetus o průměru 1500 km, obíhající po výstředné dráze v průměrné vzdálenosti 3,5 milionu kilometrů a dva vnější měsíce Hyperion a Phoebe o průměrech 400km. Ostatní malé měsíčky obíhají z velké části blíže k povrchu než Mimas. Některé byly zatím snímkovány pouze jednou a jejich existence se musí ještě ověřit. Většina měsíců je pokryta impaktními krátery, jež byly na některých měsících pozdější geologickou činností částečně zahlazeny. Největší geologická činnost byla objevena u Encelada. Většina měsíců má vázanou rotaci a téměř kruhovou dráhu v rovině Saturnova rovníku. Jejich tělesa mají hustotu 2000 kg/m3 . Jsou tvořeny ze 70% z vodního ledu a z 30% z křemičitanů. Uran Jedná se o sedmou planetu v pořadí vzdáleností od Slunce a první, jež nebyla známa už ve starověku. Uran byl objeven roku 1781. Za extrémně dobrých pozorovacích podmínek jej ještě lze zahlédnout pouhým okem. Je objemově 63 krát větší než Země, hmotnostně však pouze 14,5 krát. Dosud nevysvětlený je sklon rotační osy, která prakticky leží v rovině Uranovy dráhy kolem Slunce. Na pólech tedy trvá 42 let polární den a 42 let zase polární noc. Siderická doba oběhu Urana kolem Slunce je totiž 84 let. Uran má, stejně jako Jupiter a Saturn, mnoho přirozených družic a prstence. Tyto útvary obíhají planetu v rovině rovníku, tedy kolmo na rovinu Uranovy dráhy kolem Slunce. Dvakrát za 84 let se pozorovatelům ze Země tedy jeví pohyby Uranových měsíců jako přímočaré harmonické. Uran má rozsáhlou atmosféru, složenou výhradně z vodíku a helia. Kvůli nedostatečnému tlaku se zde, narozdíl od Jupitera a Saturna, nevytvořil kovový vodík. Pevné jádro je jen o málo větší než Země a je složeno z křemičitanů a železa. Kolem jádra je 10000 km silný plášť tvořený pevným metanem, amoniakem a vodou. Atmosféra má tloušťku 7500 km. Narozdíl od Jupitera a Saturna, nemá Uran vlastní zdroj energie. Jeho prstence byly objeveny už ze Země, při pozorování zákrytů hvězd touto planetou roku 1977. Voyager 2 tento objev roku 1986 potvrdil. Systém prstenců jich obsahuje 11 o šířkách řádově jednotky kilometrů. Obíhají ve vzdálenostech 0,6 až 1 průměru od Uranova povrchu. Před kosmickou érou bylo objeveno 5 Uranových měsíců. Dnes je jich známo 21. Pět velkých měsíců se jmény Ariel, Umbriel, Titania, Oberon a Miranda má průměry od 240 km (Miranda) do 1580 km (Titania). Sonda Voyager 2 objevila 10 malých měsíčků o průměrech řádu desítek kilometrů, obíhajících blíže k planetě než velké měsíce. Koncem 90. let byly objeveny ještě tzv. nepravidelné měsíce, obíhající retrográdním pohybem daleko od planety. Jedná se patrně o zachycené planetky. Všechny pravidelné měsíce mají vázanou rotaci. Jejich povrch je ledový, 9
s horninovým jádrem. Neptun Neptun je poslední (osmá) planeta v pořadí podle vzdálenosti od Slunce. Byla objevena roku 1846 Gallem na Berlínské hvězdárně v místech, předpovězených Adamsem a Le Verrierem na základě poruch dráhy Urana. Pozorování Neptuna a okolí provádí Hubbleův dalekohled z oběžné dráhy Země a v roce 1989 okolí zkoumala sonda Voyager 2. Je z obřích planet nejmenší (objemově 60 krát větší než Země) a nejhustší (hustota 1640 kg/m3 ). Při pozorování má barvu modrou, což je způsobeno obsahem metanu v atmosféře. Metan totiž pohlcuje dlouhovlnnou část viditelného záření. Přestože na jednotku plochy jeho povrchu dopadá 1000 krát méně energie než na Zemi, jedná se o velmi dynamickou planetu. V jeho atmosféře vanou nejprudší větry v celé sluneční soustavě. Jejich rychlost je až 2400 km/h a směr je proti smyslu rotace planety kolem osy. Na povrchu jsou patrny tmavé skvrny. Největší z nich, tzv. Velká tmavá skvrna, má průměr větší než Země. Je podobného původu jako Rudá skvrna na Jupiteru. V atmosféře se vyskytují jasné a dlouhé oblaky, podobné cirům v zemské atmosféře. Vzhledem k prudkým větrům nelze přesně změřit rychlost rotace planety kolem osy. Voyager 2 z rotace magnetosféry změřil nejpravděpodobnější hodnotu periody 16,1 hodiny. Neptun vykazuje velmi nepravidelnou magnetosféru. Magnetická osa je vystředěna o půl poloměru planety z jejího středu. Důsledkem toho je, že intenzita magnetického pole je na jedné polokouli až desetkrát větší, než na polokouli opačné. Dalším důsledkem je vznik polárních září, vyskytujících se i mimo polární oblasti. I Neptuna obklopují prstence. Byly objeveny roku 1981 při pozorování zákrytů hvězd Neptunem. Jejich existenci poté roku 1989 potvrdil Voyager 2. Obsahují mnohem více prachu (částic o velikosti 1 mikrometr a menších) než prstence ostatních planet. V současné době je známo 8 Neptunových měsíců. Největší, jménem Triton, byl objeven ve stejném roce jako sám Neptun, tedy v roce 1846. Až po více než 100 letech, roku 1949, objevil Kuiper druhý měsíc, jenž dostal jméno Nereida. Voyager 2 pak objevil ještě 6 vnitřních měsíců, obíhajících Neptuna v rovině rovníku. Nereida je nejvzdálenější měsíc. Obíhá po tak výstředné dráze (ε = 0, 75), že pericentrum je ve vzdálenosti 1,35 milionu kilometrů od středu planety, zatímco apocentrum až ve vzdálenosti 9,62 milionu kilometrů. Přirozené družice planet Měsíc Je to jediná přirozená družice Země a nám nejbližší kosmické těleso (průměrná vzdálenost středů 384400 km). Je to prozatím jediné kosmické těleso, na kterém přistáli lidé. Už při pozorování pouhým okem vidíme na povrchu tmavá místa, tzv. moře (mare) s albedem 5 až 8% a světlejší místa, tzv. pevniny s albedem 9 až 12%. První sondou, která se dostala do okolí Měsíce, byla v lednu roku 1959 sovětská Luna 1. Prolétla ve vzdálenosti 6700 km od středu Měsíce. Dne 13. září 1959 dopadla na povrch Měsíce Luna 2. Následovaly další sondy typů Luna, Ranger, Surveyor, Lunar Orbiter a Lunar Explorer. Největším přínosem ve výzkumu Měsíce však byly pilotované lety kosmických lodí řady Apollo. První lidé přistáli na Měsíci 20. července 1969 (Armstrong a Aldrin s expedicí Apolla 11). Dosud posledními návštěvníky byli astronauti Apolla 17 dne 11. prosince 1972. Celkem se po Měsíci procházelo 12 astronautů, výhradně z USA. Měsíc vznikl ve stejné době jako Země, o čemž svědčí stejné zastoupení izotopů kyslíku v horninách. Na Měsíci se ale vyskytuje mnohem méně lehkých prvků, jež na Zemi tvoří hydrosféru a atmosféru. Je zde také mnohem méně železa než na Zemi. Po vzniku Země 10
došlo ke gigantické srážce s velkou planetkou. Přitom byl ze Země vyrván kus kůry složené z křemičitanů a vznikl Měsíc. Železné jádro Země bylo v té době už usazeno poblíže středu a tato katastrofa se jej nedotkla. Na Měsíci v dřívějších geologických dobách probíhala sopečná činnost. Přitom byly zality lávou největší impaktní krátery, tzv. pánve. Láva ztuhla a vznikla pověstná měsíční ”moře”. Nacházejí se hlavně na přivrácené straně Měsíce. Zde pokrývají 33% povrchu. Na odvrácené straně pouze 2%. Měsíční kůra (povrchová vrstva tělesa Měsíce) je v různých místech různě silná. Na přivrácené straně je obecně tenčí (např. pod mare Crissium má téměř nulovou tloušťku) a na odvrácené straně je silnější (např. severně od kráteru Korolev má tloušťku 107 km). Pod kůrou se nachází plášť a ve středu malé jádro, jen částečně roztavené, o teplotě kolem 2000o C. Proto je Měsíc už dávno mrtvé těleso, bez sopečné činnosti. Na Měsíci prakticky není voda a to ani krystalická, nacházející se v minerálech. Podobně jako na Merkuru, i zde by se malé množství krystalické vody mohlo vyskytnout v kráterech u pólů, kam nedopadá sluneční záření. Tato voda byla na Měsíc přenesena kometami. Soustava Země-Měsíc je někdy označována jako dvojplaneta, neboť tak těsná existence relativně málo hmotnostně odlišených těles je v celé sluneční soustavě ojedinělá. Vzájemná přitažlivost obou těles způsobuje různé specifické fyzikální efekty. Jako nejdůležitější uveďme posunutí těžiště Měsíce o 2 km od jeho geometrického středu směrem k Zemi, zpomalování rotace Země kolem osy, vázanou rotaci Měsíce, vzdalování Měsíce od Země, precesní pohyb zemské osy, slapové pohyby moří a oceánů na Zemi a jiné. Společné těžiště soustavy Země-Měsíc se nachází jen 1400 km pod povrchem Země. Na povrchu Měsíce se nachází značné množství impaktních kráterů o průměrech metr až 60 kilometrů. Ještě větší krátery se nazývají valové roviny, jež jsou plošně omezeny kruhovými pohořími. Většina kráterů je na ”pevninách”, které jsou starší. Na mladších ”mořích” je kráterů podstatně méně. Některé krátery se dokonce částečně překrývají. Velké krátery se označují jmény významných osobností vědy. Máme zde kráter Archimedes, Ptolemaios, Koperník, Kepler, Lomonosov, Ciolkovskij, Korolev a jiné. Pohoří, jakožto valy velkých kráterů, se nazývají jmény pozemských pohoří. Máme zde např. měsíční Alpy, Karpaty, Apeniny, Kavkaz a jiné. Zvláštnosti pohybu Měsíce Poměrně velká hmotnost Měsíce vůči Zemi způsobuje, že se na Měsíc, Zemi a Slunce nedá nazírat jako na omezenou úlohu tří těles. Tento fakt s sebou nese některé nepravidelnosti relativního pohybu Měsíce vůči Zemi. Některé z nich dále popíšeme. Spojnice uzlů měsíční dráhy (tzv. uzlová přímka) se pravidelně natáčí proti smyslu pohybu Měsíce kolem Země s periodou Tu =18.6 roku. V důsledku toho zavádíme periodu Tdr tzv. drakonického měsíce, jakožto dobu mezi dvěma sousedními průchody Měsíce uzlem své dráhy stejného typu (tedy výstupním nebo sestupným). Tato perioda je zřejmě menší než perioda Tsi siderického měsíce, za kterou se Měsíc otočí kolem Země o 360 stupňů (vůči nehybnému hvězdnému pozadí). Jestliže ωsi je úhlová rychlost odpovídající periodě siderického měsíce a ωdr odpovídá periodě drakonického měsíce, je zřejmě ωdr = = ωsi +ωu , kde ωu je úhlová rychlost natáčení uzlové přímky, odpovídající její periodě Tu . , dostáváme Protože mezi periodou T a příslušnou úhlovou rychlostí platí vztah T = 2π ω (po krácení konstantou 2π) pro periodu Tdr vztah 1 1 1 Tu Tsi = + ⇔ Tdr = . Tdr Tsi Tu Tu + Tsi Dosazením do tohoto vztahu Tsi = 27.3217 dní, dostaneme Tdr = 27.2122 (středních slunečních) dní. 11
Spojnice perigea a apogea měsíční dráhy (tzv. přímka apsid) se (nepravidelně) natáčí, přičemž převažující pohyb je ve smyslu pohybu Měsíce kolem Země s periodou Tp =8.85 roku. V důsledku toho zavádíme periodu Tan tzv. anomalistického měsíce jakožto dobu mezi dvěma sousedními průchody Měsíce perigeem své dráhy . Tato perioda je zřejmě větší než perioda Tsi . Jestliže ωan odpovídá periodě anomalistického měsíce, je zřejmě ωan = ωsi − ωp , kde ωp je (průměrná) úhlová rychlost natáčení přímky apsid, odpovídající její periodě Tp . Odtud dostáváme pro periodu Tan vztah 1 1 Tp Tsi 1 = − ⇔ Tan = . Tan Tsi Tp Tp − Tsi Dosazením do tohoto vztahu Tsi = 27.3217 dní, dostaneme Tan = 27.5545 (středních slunečních) dní. Měsíc vykazuje dále tzv. roční nerovnost pohybu způsobenou faktem, že rušivé zrychlení Slunce na Měsíc působící se v průběhu roku mění vzhledem k roční periodicitě změny vzdálenosti Země (a tím i Měsíce) od Slunce. Zvětšování zmíněného rušivého zrychlení způsobuje zmenšování rychlosti oběhu Měsíce kolem Země. Vzhledem k hodnotě délkové výstřednosti dráhy Země kolem Slunce je změna její vzdálenosti od Slunce mezi periheliem a afeliem čtyřprocentní. Velikost rušivého zrychlení ovšem závisí na třetí mocnině této vzdálenosti. Proto změna velikosti rušivého zrychlení Slunce na Měsíc mezi periheliem a afeliem Země je 12.5% (je totiž 1.043 = 1.125). Protože v létě je Země v okolí svého afelia, je v tomto období velikost rušivého zrychlení Slunce na Měsíc nejmenší, takže Měsíc obíhá Zemi nejrychleji. V zimním období naopak Měsíc obíhá Zemi nejpomaleji. Rozdíl mezi extrémními periodami činí 20 (časových) minut. Stejnou příčinu jako roční nerovnost má i tzv. lunární nerovnost. Změna vzdálenosti Měsíce od Slunce je ale zde způsobena pohybem Měsíce kolem Země. Tato porucha má periodicitu synodický měsíc a je asi osmkrát slabší než roční nerovnost. Velikost rušivého zrychlení Slunce se totiž mění v rozmezí 1.5%, protože vzdálenost Měsíce od Slunce se v důsledku této příčiny mění v rozmezí 0.5%. Jestliže je Měsíc v konjunkci se Sluncem (tedy v novu), je Slunci nejblíže, velikost rušivého zrychlení Slunce je v té době největší a rychlost oběhu Měsíce kolem Země je nejmenší. Je-li Měsíc v opozici se Sluncem (tedy v úplňku), je tomu naopak a jeho rychlost při pohybu kolem Země je největší. Jak už bylo řečeno, Měsíc má tzv. vázanou rotaci, což znamená, že úhlová rychlost jeho rotace kolem osy je totožná s úhlovou rychlostí jeho pohybu kolem Země. Důsledkem této vlastnosti je fakt, že Měsíc přivrací pozemskému pozorovateli stále touž polokouli svého povrchu. Až do počátků kosmické éry (do roku 1959) lidé znali z povrchu Měsíce pouze 59%. Příčinou větší než padesátiprocentní tehdejší znalosti měsíčního povrchu jsou jevy tzv. optické librace. Jedná se o zdánlivé kývavé pohyby Měsíce způsobené periodickými změnami polohy pozemského pozorovatele vůči Měsíci. Příčiny tohoto jevu jsou tři a postupně si je popíšeme. 1. Librace v šířce je způsobena nenulovým sklonem ekliptiky k rovině měsíčního rovníku. Tento úhel je asi 6o 40′ a skládá se z úhlu sklonu roviny měsíční dráhy kolem Země s ekliptikou (který je 5o 9′ ) a úhlu sklonu roviny měsíčního rovníku s rovinou jeho dráhy kolem Země (který je 1o 31′ v témže smyslu). V důsledku toho se v periodě jednoho siderického měsíce pozemský pozorovatel podívá jednou na odvrácenou stranu Měsíce ”za jeho severní pól” a podruhé ”za jeho jižní pól”. 2. Librace v délce je způsobena nenulovou výstředností měsíční dráhy kolem Země. V důsledku druhého Keplerova zákona je úhlová rychlost pohybu Měsíce kolem 12
Země rozdílná, zatímco úhlová rychlost rotace Měsíce kolem své osy je konstantní. V okolí perigea Měsíce, kdy je úhlová rychlost pohybu kolem Země větší než kolem osy, se pozemský pozorovatel podívá za hranici měsíčního poledníku oddělujícího přivrácenou polokouli východním směrem a v okolí apogea Měsíce zase západním směrem. Největší velikost librace v délce v jednom směru činí 7o 53′ . 3. Paralaktická librace je způsobena nezanedbatelnou denní paralaxou Měsíce. Nachází-li se Měsíc v místním poledníku, dívá se na něj pozemský pozorovatel ve směru jeho středu (tedy ”zepředu”, přímo k přivrácené polokouli). Je-li Měsíc na východním obzoru, dívá se na něj pozemský pozorovatel poněkud ”zboku” a dohlédne za hranici měsíčního poledníku oddělujícího přivrácenou polokouli východním směrem. Je-li Měsíc na západním obzoru, je tomu naopak. Největší velikost paralaktické librace v jednom směru činí 1o 2′ . Ostatní obří měsíce sluneční soustavy Obřími měsíci nazýváme přirozené družice planet, které jsou větší než náš Měsíc, a tedy jsou velikostí srovnatelné s nejmenší planetou Merkur (popřípadě ji i předčí). Řadíme sem čtyři galileovské měsíce Jupitera (Io, Europa, Callisto, Ganymed), největší měsíc Saturna Titan a největší měsíc Neptuna Triton. Jupiterův měsíc Io je vulkanicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě. Sondou Voyager 1 bylo zjištěno 9 současně aktivních sopek na tomto měsíci. Příčinou tak vysoké sopečné činnosti je vysoká teplota jádra, které je stále zahříváno slapovým působením Jupitera a ostatních galileovských měsíců. Vlivem obrovských přitažlivých sil dochází k periodickému protahování a opětovnému smršťování tělesa tohoto měsíce (řádově o desítky metrů na průměru). Jedná se o tzv. slapový ohřev, jenž má stejnou příčinu, jako ohřev hřebíku, který několikrát po sobě ohneme a opět narovnáme. Sopečné oblasti povrchu měsíce Io mají průměrnou teplotu 17o C, zatímco klidné okolí jen -143o C. Měsíc Io má železné jádro a křemičitanovou kůru. Malá atmosféra vzniká sopečnou činností únikem plynů ze sopečných kalder. Europa je nejmenší z obřích měsíců (průměr 3140 km). Je to zároveň nejhladší těleso s pevným povrchem z celé sluneční soustavy. Převýšení jeho povrchu není větší než 1 km. Povrchem je vodní led, ve kterém se objevují velké trhliny o délce několika tisíc kilometrů a šířce až 20 km. Pod ledovou kůrou se pravděpodobně nachází vodní oceán o hloubce 100 km. Obsahuje dvakrát více tekuté vody než se nachází ve všech oceánech, mořích, jezerech a řekách na Zemi. Domníváme se, že ve vodách tohoto oceánu by se mohl nacházet primitivní život. Prokázáno to ale prozatím nebylo. Svým jádrem se tento měsíc podobá terestrickým planetám. Má řídkou atmosféru, ve které byl objeven kyslík. Povrch je poměrně mladý, protože obsahuje jen velmi málo impaktních kráterů. Callisto je třetím největším měsícem ve sluneční soustavě (po Ganymedovi a Titanovi), velikostí srovnatelný s planetou Merkur (průměr 4800 km). Má naopak nejstarší povrch, protože má ve sluneční soustavě největší hustotu impaktních kráterů. Je tvořen ze 40% vodním ledem a zbytek jsou křemičitany a železo. Pod ledem pravděpodobně existuje voda v tekutém stavu. Atmosféra mu chybí. Na jednom místě povrchu je patrna veliká kruhová světlá skvrna. Zřejmě sem kdysi dopadla planetka, jež vytvořila kráter o průměru 200 km. Povrch zalila tekutá voda vzniklá teplem po dopadu planetky. Tato voda v dalším období opět zmrzla a vytvořila zmíněnou skvrnu. Ganymed je největším měsícem ve sluneční soustavě. Má průměr 5260 km a je proto objemově o třetinu větší než planeta Merkur. Jsou na něm patrny dva druhy povrchu. Tmavé části jsou hustě pokryté krátery a světlejší části, pokryté dlouhými rovnoběžnými 13
brázdami širokými 5 až 10 km. Měsíc byl kdysi velmi aktivní, takže na něm vznikly tektonické bloky podobně jako na Zemi. Tyto bloky se pravděpodobně slapovým působením Jupitera posunuly a vytvořily se zmíněné brázdy (praskliny). Druhým největším měsícem ve sluneční soustavě je Saturnův měsíc Titan. Jeho průměr je 5450 km. Byl objeven už roku 1655 Huygensem. Roku 1944 objevil Kuiper ve spektru odraženého světla od tohoto měsíce plynný metan, čímž bylo dokázáno, že Titan má atmosféru. Podrobnější zkoumání ”zblízka” prováděla roku 1980 sonda Voyager 1. Zjistila, že hlavními složkami atmosféry Titanu je dusík a metan. Slunečním ozařováním této směsi plynů vzniká červenohnědý prášek nazvaný tholin, jenž se stále zvolna snáší atmosférou k povrchu Titanu. Zmíněná atmosféra je tedy plna červenohnědého smogu. Povrch Titanu je zčásti pevný, zčásti pokryt oceánem. Oceán ovšem není vodní, je pravděpodobně složen ze směsi kapalného metanu a etanu. Povrchová teplota na Titanu je totiž -180o C. Těleso měsíce obsahuje z 50% křemičitany a z 50% led. Led je nejen metanový, ale i amoniakový a možná i vodní. Na pevném povrchu se za tisíciletí usadila stovky metrů silná vrstva tholinu. Měsíc Titan je ve sluneční soustavě výjimečný přítomností organických uhlovodíků, ze kterých na Zemi vznikal život. USA ve spolupráci s EU vyslaly k Titanu loď Cassini se sondou Huygens, která se roku 2004 snesla na padáku atmosférou Titanu a přistála na jeho povrchu. Mezi obří měsíce řadíme i největší měsíc Neptuna Triton. Původně byl průměr tohoto měsíce nepřesně změřen jako větší. Sonda Voyager 2 v roce 1989 upřesnila jeho průměr na 2700 km. Je tak (po čtyřech galileovských měsících Jupitera, Titanu a našem Měsíci) sedmým největším měsícem ve sluneční soustavě. Má křimičitanové jádro a obal z vodního ledu. Hustota jeho tělesa je 2075 kg/m3 . Je to nejchladnější těleso v planetární soustavě o povrchové teplotě -235o C. Povrch Tritona je poměrně mladý, neboť obsahuje jen malé množství impaktních kráterů. Z povrchu tryskají proudy dusíku s prachem až do výšky 8 km nad povrchem. Triton má nejvyšší albedo z velkých těles sluneční soustavy, a sice 70%. Má rovněž řídkou atmosféru, složenou hlavně z dusíku s příměsí metanu. Tlak atmosféry na povrchu je 70000 krát a hustota atmosféry 100 krát menší než odpovídající veličiny na povrchu Země. Je to největší měsíc sluneční soustavy, jenž se kolem mateřské planety pohybuje retrográdním pohybem. Byl tedy Neptunem zachycen už jako hotové těleso. Mezi další měsíce s průměrem větším než 1000 km patří Saturnovy měsíce Rhea, Japetus a Dione (v pořadí klesající velikosti) a Uranovy měsíce (rovněž v pořadí klesající velikosti) Titania, Oberon, Ariel a Umbriel. Ostatní měsíce (celkem je jich známo 90) mají rozměry menší než 500 km. Slunce Slunce je centrální hvězdou naší sluneční soustavy. Je jednou z 1,5.1011 hvězd Galaxie. Jedná se o běžnou plazmovou hvězdu v prostřední fázi svého života. Je jediným významným zdrojem energie ve sluneční soustavě a tvoří 99,8% její hmotnosti. Jeho hmotnost v absolutní hodnotě činí 1,989.1030 kg, což je 333000 krát více než hmotnost Země. Na obloze se jeví jako oslnivě bílý disk, jehož zdánlivý úhlový průměr kolísá od 31,45 do 32,53 obloukové minuty, podle okamžité vzdálenosti od Země. Skutečný poloměr Slunce je 696000 km. Vlastní gravitace a tlaky plazmatu a záření jsou na Slunci v rovnováze. Proto Slunce nemění svou velikost a je to téměř dokonalá koule. Jeho průměrná hustota je 1400 kg/m3 . Ve slunečním nitru, kde se termojadernou reakcí uvolňuje energie ve formě γ-záření, je hustota plazmy 162000 km/m3 , teplota 1,57.107 K a tlak 2,48.1016 Pa. Tvrdé (energetické) γ-záření prostupuje pláštěm Slunce. Nejprve tzv. zářivou vrstvou, v níž je částicemi plazmy pohlcováno a opět vyzařováno. Přitom část 14
energie ztratí a vzniká méně energetické záření s delší vlnovou délkou. Blíže k povrchu Slunce se nachází tzv. konvektivní vrstva, ve které se přenos energie děje stoupavými proudy (konvekcí). Viditelný povrch Slunce je tzv. fotosféra. Je to součást sluneční atmosféry. Je velmi řídká, takže záření z ní uniká do okolního prostoru. Září převážně ve viditelné části elektromagnetického záření, tedy ve vlnovém rozsahu 380 až 760 nanometrů. Fotosféra je nejchladnější, nejhustší a zároveň nejspodnější vrstva sluneční atmosféry. Teplota v její nejvyšší vrstvě je 4300 K a v nejnižší vrstvě (ze které ještě může uniknout záření) pak 7000 K. Tloušťka fotosféry je jen asi 300 km. Přechodová vrstva sluneční atmosféry nad fotosférou se nazývá chromosféra. Není běžně viditelná, pouze při úplném zatmění Slunce se jeví jako úzký narůžovělý pásek mezi fotosférou a korónou. Tloušťka chromosféry je 3000 km. Její teplota stoupá s výškou od 4300 K až k 10000 K. Rozhraní mezi chromosférou a korónou je nestabilní. Chromosféra dostává svoje teplo z kinetické energie konvektivní vrstvy Slunce. Stoupavé proudy vytvářejí rázové vlny, které zahřívají plyny ve sluneční atmosféře. Svrchní vrstvou atmosféry Slunce je už zmíněná koróna. Začíná tzv. přechodovou vrstvou, ve které prudce stoupá teplota od 10000 K až do milionu Kelvinů. Teplo zde vzniká i vlivem elektrických proudů indukovaných v plazmatu proměnným magnetickým polem. Koróna září hlavně v oboru rentgenového záření a v oboru rádiových vln. Dříve byly poznatky o koróně získatelné hlavně při úplných zatměních Slunce. V poslední době účinně i při tomto studiu pomáhají sondy (např. SOHO). Ze sluneční koróny uniká do meziplanetárního prostoru nepřetržitý proud částic (protonů, elektronů, jader helia), tzv. sluneční vítr. Rychlost a množství těchto částic je určována magnetickým polem na povrchu Slunce. Při zvýšené sluneční činnosti je množství i rychlost těchto částic vyšší. Sluneční vítr se dostává do celé planetární soustavy. Vlivem magnetosféry Země se však nemůže dostat až na povrch Země. Pouze občas v polárních oblastech pronikne do vysokých vrstev zemské atmosféry a způsobí tzv. polární záři. Výkon Slunce ve všech frekvencích záření (tzv. zářivost hvězdy) je 3,85.1026 W. To tedy znamená, že ve vzdálenosti Země dopadá na každý čtvereční metr plochy za vteřinu 1,25 kJ energie (při kolmém dopadu). V atmosféře Slunce dochází k neustálým změnám magnetických poměrů, což nazýváme souhrnným názvem sluneční činnost. Projevuje se jako erupce, protuberance, sluneční skvrny, fakulová a flokulová pole. Sluneční činnost má jedenáctiletou periodicitu. Vzestup od minima k maximu sluneční činnosti trvá kratší dobu než zpětný pokles k minimu. Poslední minimum proběhlo roku 2007. Sluneční erupce je náhlé uvolnění magnetické energie v atmosféře Slunce. Projevuje se hlavně zjasněním koróny v bílém světle a výjimečně i zjasněním fotosféry. Částice urychlené magnetickým polem dávají vznik protuberancím a zčásti unikají ve formě zvýšené intenzity slunečního větru i jako zvýšená intenzita rentgenového a kosmického záření. Sluneční skvrna je oblast nižší teploty ve fotosféře (jen cca 4000 K). V počátku sluneční periody (na vzestupu sluneční činnosti) se sluneční skvrny tvoří ve vyšších heliografických šířkách a postupně (už jako jiné skvrny) klesají ke slunečnímu rovníku. Životnost skvrn je totiž jen od několika hodin (nejmenší skvrny) do několika měsíců (největší skvrny). Největší skvrny mají průměr až 20000 km a jsou viditelné i pouhým okem (samozřejmě chráněným účinným filtrem). Střed skvrny je nejtmavší a nazývá se umbra. Přechod k fotosféře tvoří světlejší penumbra. Sluneční skvrny jsou silné magnety. Vykazují na Slunci nejvyšší intenzitu magnetického pole (až 0,4 Tesla). Nejnápadnějším jevem sluneční činnosti jsou protuberance. Jsou to oblaka chladného (10000 K) plazmatu ve žhavé koróně (10 milionů Kelvinů). Hustota hmoty protuberancí je naopak tisíc krát vyšší než hustota okolní koróny. Okem je můžeme vidět pouze při úplném zatmění Slunce. Projevem zvýšené sluneční činnosti jsou i pole fakulí (pochodní). Jsou to pole ve fotosféře, které jsou jasnější vlivem jejich vyšší teploty. Ve 15
fakulovém poli je konvektivní přenos plazmatu snazší. Zasahuje až do chromosféry ve formě tzv. flokulových polí. Země dostává od Slunce výkon 180000 TW (Terawattů). Asi z poloviny je tento výkon absorbován povrchem Země a mění se v teplo. Z pětiny je pohlcen atmosférou a je motorem změn počasí. Díky této přeměně energie se průměrná teplota na Zemi udržuje na příznivých 15o C. Ultrafialové a rentgenové záření Slunce se pohlcuje ve výškách nad 60 km nad povrchem Země, kde tato záření ionizují vzduch a tvoří vodivou vrstvu tzv. ionosféry. 90 TW slunečního výkonu se formou fotosyntézy zelených rostlin na souši a fytoplanktonu v mořích podílí na vzniku organické hmoty. Tyto živé organismy tvoří organické látky ke stavbě svých těl. Od rostlin a fytoplanktonu přijímají energii ve formě potravy živočichové i lidé. Rovněž sluneční vítr přináší do magnetosféry Země výkon asi 10 TW. Vlivem změn sluneční činnosti se mění i magnetosféra Země. Za zvýšené sluneční činnosti mohou v polárních oblastech vznikat polární záře a zvyšuje se i intenzita elektrostatického a elektromagnetického pole Země. To má vliv na zvýšený vznik poruch v šíření (zejména dlouhých) rádiových vln. Tyto poruchy (tzv. atmosfériky) se projevují jako jemný praskot v rozhlasových přijímačích, podobně jako za bouřky. U citlivějších lidí tyto poruchy způsobují srdeční potíže (při velkých slunečních erupcích se statisticky zvyšuje počet infarktů), prodlužování reakční doby (a následkem toho se zvětšuje počet nehod v dopravě), uspíšení porodů a některé další vlivy.
16
