MIROSLAVOVY TAJUPLNÉ STRÁNKY

NA STRÁNKÁCH SE USILOVNĚ PRACUJE DĚKUJEME ZA POCHOPENÍ administraci v 'Nastavení stránek'.

ODKAZY

http://http://kaprarina.webnode.cz/

SUPER DOMÉNY NA PRODEJ

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

RADIO FENIX DJ MICHAL

MAPA

ITERAKTIVNÍ MAPA MARSU

ČT1 TV

ČT 1

zvuky z vesmíru

SETI HOME

SATELITNÍ MAPY A ATLASY

ON LINE WORLD

POČASÍ

STELITNÍ POHLED - POČASÍ

PRAHA

ON LINE KAMERY

 

HOROSKOPY

HOROSKOPY

ON LINE RÁDIO

ON LINE RÁDIO

ON LINE TELEVIZE

ON LINE TELEVIZE CELÉHO SVĚTA

SMS ZDARMA

SMS ZDARMA MUŽETE POSÍLAT NA 02 A VODAFON

webgarden|zone

Ukázkový odkaz

HLEDÁM - PRODÁM - KOUPÍM

Podpořte rozvoj stránek pomocí SMS Děkujeme

SLUNEČNÍ SOUSTAVA

Slunce

Slunce

Slunce - obrázek

Slunce patří mezi jednu ze stamiliard hvězd naší Galaxie a nachází se ve středu Sluneční soustavy. Hvězdy se podle své teploty, a tedy i barvy dělí do skupin, které nazýváme spektrální třídy. Slunce patří do spektrální třídy G2.  Vzniklo před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě přibližně 7 miliard let. Je průměrnou hvězdou hlavní posloupnosti a ani jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie (cca 30 000 světelných let od jejího středu). Jeho průměr je 1 384 640 km (uvádí se také 1 392 000), což je asi 109x více než průměr Země. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů. Kolem své osy se otočí za 25 - 35 dní (25 dní na rovníku; 36 dní na pólech). Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova - 130 g/cm3) a směrem k povrchu klesá až na 0,001g/cm3. V průměru je však Slunce jen o něco hustší než voda. Průměrná hustota je 1410 kg/m3. To jej činí nejtěžším tělesem Sluneční soustavy a ve skutečnosti tvoří Slunce více jak 99% celé hmotnosti Sluneční soustavy. Tím je přibližně 330 000x hmotnější než Země.

Stejně jako ostatní hvězdy je Slunce obrovská koule tvořená především vodíkem, v menší míře heliem a stopovým množstvím dalších prvků. Jeho jádro je energetickým zdrojem celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát větší než voda a teplotu 15 milionů Kelvinů. V tomto dokonalém reaktoru probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku na helium za současného uvolňování energie v podobě fotonů. Jádro obklopuje Vrstva v zářivé rovnováze, široká 500 000km. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu přibližně 100 000 let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním hmotou a znovu vyzářením v náhodném směru. V Konvektivní zóně proudí proudy horké sluneční hmoty vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Šířka tohoto pásma je asi 200 000km. Povrch Slunce zvaný fotosféra má teplotu asi 5 700 K. Není pevný jako například povrch Země. Je to zhruba 400 km silná vrstva plynů. Je pro něj charakteristická tzv. granulace - vrcholky vzestupných a sestupných proudů z Konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Z fotosféry jsou také vyvrhovány protuberance - oblaka plazmatu ovládána magnetickými poli. Chromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce (od 4 500 K do 100 000 K). Je to pravděpodobně způsobeno rozpadem různých typů nestabilit plazmatu, které chromosféru ohřívají. Typickými útvary chromosféry jsou např. chromosférické erupce - náhlá zjasnění v chromosféře. Oblast nad chromosférou nazýváme koróna. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5 mil. K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry.

Vysoká teplota nitra podmiňuje udržení jaderné reakce. Ta vzniká při srážce dvou atomů vodíku a vzniku helia. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun helia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii. Energie, jež vznikla v jádru, potřebuje ke své cestě "vrstvou v zářivé rovnováze" k povrchu několik milionů let. Poté, co dosáhne povrchu, je vyzářena do meziplanetárního prostoru. Slunce má výrazné magnetické pole, do kterého je ponořená celá Sluneční soustava.

Základní data

Základní data o Slunci

Hmotnost

 

1,989×1030 kg

Průměr

 

1 400 000 km

Teplota povrchu

 

5 700 K

Teplota jádra

 

15 000 000 K

Doba otočení  
kolem osy

 

25 dní rovník;  
36 dní póly

Chemické složení

 

H

92,1 % 

He 

7,8 %

O

0,061 %

C

0,03 %

Průměrná hustota

 

1,4 g/cm3

Indukce mg. pole

 

(10 až 300)×10-6 T

Spektrální třída

 

G 2

Hustota výkonu

 

0,19 mW/kg

Celkový výkon

 

4×1026 W

Tok energie u Země

 

1,4 kW/m2

Úniková rychlost

 

618 km/s

Tíhové zrychlení

 

28 g

Magnituda

 

Relativní  -26,8 mag
Absolutní +4,1 mag

 

Vnější projevy Slunce

Erupce

Náhlá zjasnění ve fotosféře a chromosféře doprovázená výrazným uvolněním hmoty a energie. Může dojít až k odtržení oblaku plazmatu se zamrzlým magnetickým polem, který putuje Sluneční soustavou. Zachytí-li tento oblak magnetosféra naší Země, dojde k výrazným polárním zářím a magnetickým bouřím.

 

Protuberance

Protuberance jsou výtrysky sluneční hmoty desetitisíce kilometrů nad povrch, ovládané magnetickým polem Slunce. Jejich tvar kopíruje silokřivky lokálního magnetického pole.

 

Sluneční skvrny

Sluneční skvrny jsou tmavší oblasti na povrchu Slunce. Tyto útvary, někdy velké i 50 tisíc kilometrů, vznikají interakcemi magnetického pole Slunce a vzhledem k nižší teplotě se jeví jako tmavé oblasti.

 

Spikule

Úzké výtrysky plynů z chromosféry s dobou života několik minut. Dosahující velikosti několik tisíc kilometrů. Shromažďují se na okraji supergranulačních oblastí.

 

Magnetické pole

Magnetické pole Slunce je ovlivněno rotací Slunce. Silokřivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulového pole je v ekvatoriální oblasti výrazně rozvlněna. Planeta tak při pohybu kolem Slunce střídavě prochází oblastmi s různým směrem magnetického pole.

 

Sluneční vítr

Sluneční vítr je označneí pro porudy nabitých částic, vyvržených ze Slunce tlakem záření. Sluneční vítr v podstatě vytváří atmosféru Slunce - korónu, která prostupuje celou Sluneční soustavou. Sluneční vítr interaguje s magnetosférami planet a komet. Vytváří rázové vlny a tvaruje magnetické pole planet. Při průniku částic do magnetosféry Země dochází k polárním zářím a magnetickým bouřím.

Poslední komentáře
02.05.2007 10:46: Suprrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrrr

Merkur

Merkur

Merkur - obrázek

Merkur je planeta nejbližší Slunci a po Plutu druhá nejmenší ve Sluneční soustavě. Je to skalnatá planeta posetá krátery stejně jako náš Měsíc. Má jen velmi řídkou atmosféru, tvořenou hlavně sodíkem, se stopami vodíku a helia, ale dá se říct, že je téměř bez atmosféry. Slunce se na Merkuru jeví 2,5x větší než ze Země, ale obloha zůstává přesto dále černá díky tomu, že amosféra nezpůsobuje žádný rozptyl světla. Vzhledem k pomalé rotaci Merkuru kolem vlastní osy trvá den na Merkuru dvakrát déle než oběh Slunce. Merkur se otočí kolem vlastní osy jednou za 59 našich dní. Jeho doba oběhu kolem Slunce trvá 88 dní. Tento poměr způsobuje, že od jednoho svítání na Merkuru ke druhému uplynou dva Merkurovy roky (176 našich dní). Jde o příklad vázané rotace (spinorbitální interakce) způsobené slapovými silami. Dráha Merkuru kolem Slunce je protáhlá elipsa, jejíž stáčení v minulém století vysvětlovali astronomové existencí jiné planety. V roce 1916 vysvětlila stáčení dráhy Merkuru Einsteinova teorie relativity.

Povrch Merkuru je velmi starý a pokrytý krátery. Obsahuje prohlubně vytvořené mnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. Velikost kráterů se pohybuje od 100 metrů (nejmenší rozlišitelný útvar na snímcích sondy Mariner 10) až do 1 300km. Největší z nich, pánev Caloris, má průměr 1250 km. Mají různé stupně zachování původního tvaru. Některé krátery jsou mladé s ostrými hranami a jasnými paprsky, které z nich vyčnívají. Merkurovy oválné, prachem pokryté kopce jsou nahlodávány erozivní činností dopadajících meteoritů, kterými je povrch neustále bombardován. Stěny geologických zlomů a rozsedlin povstávají na výšku několika kilometrů a táhnou se v délce stovek kilometrů. Teplotní rozdíly na Merkuru jsou největší v celé Sluneční soustavě, od 90 K (-180°C) na straně odvrácené od Slunce, až po 700 K (asi 430°C) na straně vystavené slunečním paprskům. Merkur je na obloze velmi těžké spatřit, neboť vychází a zapádá blízko Slunce.

Základní data

Základní data o Merkuru

Hmotnost

3,3×1023 kg

Průměr

4870 km

Hustota

5430 kg×m−3

Povrchová teplota

−180°C až 430°C

Doba otočení kolem osy

58,65 dne

Doba oběhu kolem Slunce

88 pozem. dní

Průměrná vzdálenost od Slunce

58 mil. km

Excentricita

0,21

Inklinace

Počet měsíců

0

Sondy k Merkuru

K Merkuru se přiblížila pouze jedna meziplanetární sonda, Mariner 10. Sonda byla vypuštěna 3. listopadu 1973. Proletěla okolo planety 29. března 1974 ve vzdálenosti pouhých 705 kilometrů od povrchu. 21. září 1974 proletěla sonda kolem Merkuru podruhé a 16. března 1975 potřetí. Během těchto návštěv pořídila 2700 snímků, pokrývajících pouze 45% povrch planety. Povrch je tedy zmapován pouze z části. V roce 1991 vědci z Caltechu zachytili odražené rádiové vlny od povrch a našli neobvykle jasný odraz na severním pólu. Zřejmé zjasnění u severního pólu mohlo být vysvětleno například právě ledem na povrchu nebo pod ním. Protože osa rotace je téměř kolmá k jeho rovině oběhu, ze severního pólu je vidět Slunce vždy právě na obzoru. Vnitřky kráterů proto nikdy nebyly vystaveny Slunci a vědci se domnívají, že tam teplota nestoupá nad -161°C. Tyto mrazivé teploty mohly zachytit vodu vypařující se z planety nebo z ledů přinesených k planetě kometárními dopady.

Důležité objevy

1631 - Astronomové poprvé pozorují přechod Merkuru přes sluneční kotouč

1965 - Radar stanovil dobu otočení Merkuru na 58,65 dne

1974 - Kosmická sonda Mariner 10 pořizuje první fotografie povrchu

1985 - Zjištění sodíku v atmosféře

Venuše

Venuše

Venuše - obrázek
 

Základní data

Základní data o Venuši

Hmotnost

 

4,87×1024 kg

Průměr

 

12 100 km

Hustota

 

5250 kg m−3

Povrchová teplota

 

max. 480°C

Doba otočení kolem osy

 

243 dní

Doba oběhu kolem Slunce

 

224,7 pozem. dní

Průměrná vzdálenost od Slunce

 

108×106 km

Počet měsíců

 

0

Atmosféra

 

CO2 (96%), N2 (3%), 
SO2, H2O, CO,  
He, Ne, HCl, HF

Sondy k Venuši

Venuše byla starověkými astronomy zvaná též Večernice nebo Jitřenka. Venuše nese jméno podle řecké bohyně jara a probouzející se přírody. Toto jméno jí snad bylo přisouzeno díky její jasnosti na obloze. Teprve nedávno se podařilo pohlédnout skrz hustou atmosféru Venuše, která chrání před našimi zraky skutečný povrch planety. Až vývoj v oblasti radarových teleskopů a radarových zobrazovacích systémů, umístěných na oběžnou dráhu planety, nám umožnil vidět skrz clonu mraků a spatřit povrch. Čtyři z nejúspěšnějších misí vedoucích k odhalení povrchu Venuše byly NASA´s Pioneer Venus mission (1978), Sovětské mise Venera 15 a 16 (1983-1984) a NASA´s Magellan radar, radar mapping mission (1990-1994). A když tyto družice začaly mapovat povrch, dostali jsme o Venuši novou představu.

Důležité objevy

1610 - Galileo pozoruje fáze Venuše

1958 - Rádiová měření teploty

1962 - Mariner 2 jako první sonda, prolétající kolem Venuše, potvrzuje její vysokou teplotu

1974 - Mariner 10 pořizuje 4 000 snímků oblak

1978 - První podrobné mapy, pořízené sondou Pioneer

1990 - Sonda Magellan zahajuje podrobné mapování

Země a Měsíc

Země

Země - obrázek

Země je ve Vesmíru výjimečným místem. Doposud je to jediné místo, o kterém víme, že na něm existuje život. Země je třetí planetou v pořadí od Slunce, od kterého je vzdálená 149 milionů km. Zemi trvá 365,256 dnů, než oběhne svoji dráhu kolem Slunce. Průměr Země je 12 756 km, což je pouze o několik km více, než je průměr Venuše. Od ostatních planet se liší hlavně tím, že je na ní voda v kapalném stavu, jenž zakrývá 2/3 povrchu planety. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a "plave" na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100°C, tlak 0,4 TPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno Slunečním větrem do charakteristického tvaru.

Naše atmosféra se skládá ze 78% dusíku, 21% kyslíku a 1% ostatních plynů. Atmosféra Země je v celé Sluneční soustavě jedinečná, protože se v ní nalézá kyslík a 5km silná ozonosféra, která brání pronikání smtrícímu záření z Vesmíru (ultrafialové paprsky aj.) Atmosféra Země nás také chrání před meteory, které díky ní většinou shoří vysoko nad povrchem.

Rotační osa Země je skloněna o 23° vzhledem ke kolmici k oběžné dráze Země. Rotační osa vykazuje řadu pohybů. Z nich nejvýznamnější jsou:      1. Pohyb zemské osy spolu se Zemí v prostoru. Tento pophyb je způsoben poruchami dalších těles, většinou Slunce a Měsíce. Nejvýznamnější jsou dva pohyby: PRECESE - (26 000 let, Platónský rok), která představuje pohyb po plášti kužele s vrcholným úhlem 23°. Precesi znal již Hipparcos ve 2. století př.n.l.  NUTACE - (18,6 roku) drobné zvlnění precesního pohybu s celou řadou period. Nejvýraznější je dlouhá 18,6 roku a experimentálně byla objevena Bradleym v 18. století.      2. Pohyb zemské osy vůči povrchu Země. Tento pohyb je způsoben přesuny hmot uvnitř a na povrchu Země. V průsečíku zemské osy s povrchem tento pohyb zahrnuje oblast o velikosti cca 30 m. Nejvýznamnější jsou dvě periody: CHANDLEROVA PERIODA - (435 dní) je způsobena vlivem netuhosti zemského tělesa, zejména vlivem oceánů. VLIV TEKUTÉHO JÁDRA - (cca 1 den).

Poslední komentáře
07.01.2008 20:23: Dovolil jsem si přidat na svůj web odkaz na tyto skvělé stránky o vesmíru... příjdou mi opravdu věcné a zároven velmi záživné...Honza Buka
http://janbuka.webgarden.cz/
26.04.2007 18:59:
20.04.2007 13:38: hyghyhvj
09.03.2007 10:38: [16][13][12][5][18][4][22][11][20][10][1][8][9][23][3][24][26][25]za jeden rok zanikne

Základní data

Základní data o Zemi

Hmotnost

5,9×1024 kg

Průměr

12 700 km

Hustota

5 520 kg m−3

Magnetický dipólový moment

8×1015 T·m3

Průměrná povrchová teplota

13°C

Doba otočení kolem osy

1 den

Doba oběhu kolem Slunce

365,26 dne

Průměrná vzdálenost od Slunce 

149×106 km

Počet měsíců

1

Oběžná rychlost kolem Slunce

30 km/s

Parametry plazmatu: 

Sluneční vítr:

n ~ 10 cm−3; v ~ 450 km/s; T ~ 50 eV; B ~ 200×10−6 G

Plazmosféra: 

T ~ 50 eV, korotuje se Zemí

Plazmový ohon:  

n ~ 0,5 cm−3; T ~ 1÷10 keV; α~ 60÷70°

Hraniční vrstva: 

n ~ 1 cm−3; odděluje mg. pole Země od okolí

Měsíc

Měsíc - obrázekJedinou přirozenou družicí Země je Měsíc. Měsíc obáhá kolem Země a rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Vědci se dodnes dohadují o vzniku Měsíce, ale nejpravděpodobnější teorie je, že nějaké těleso se srazilo se Zemí a kolem planety začaly létat kamenné úlomky, které se shlukovaly a postupně zahřívaly. Po vychladnutí vzniklo nové těleso, náš Měsíc. Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Protože nemá žádnou atmosféru, která by bránila dopadu meziplanetární hmoty, je jeho povrch výrazně posetý krátery. Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Větší z nich jsou zality tmavou lávou. Tmavší oblasti nazýváme moře, přestože v nich nikdy žádná voda nebyla. Jistě jste si již všimli, že Měsíc je každý den na obloze jinak veliký nebo dokonce není vidět vůbec. Měsíc má vždy osvětlenou jen jednu polovinu, nakloněnou ke Slunci, a z našeho pozorovacího místa může být vidět jen část osvětlené polokoule. Pokud je na obloze Měsíc ve tvaru písmena D znamená, že dorůstá (1. čtvrt). Osvětlená část, kterou vidíme se každou noc zvětšuje, až nastane úplněk. V této fázi vidíme celou osvětlenou polokouli. Zhruba po týdnu po úplňku je Měsíc ve fázi poslední čtvrti a je ve znaku písmene C - couvá. Doba od novu do novu je přibližně 28 dní. Měsíc má také vliv na oceán, svou gravitací způsobuje příliv a odliv. Na některých místech jsou extrémní slapové rozdíly (rozdíl hladiny moře (oceánu) při přílivu a odlivu). Takovýmto místem je například ostrov na Fidži.

Základní data

Základní data o Měsíci

Hmotnost

1/81 MZemě

Průměr

3 476 km

Hustota

3 340 kg×m3

Povrchová teplota

100 - 400 K

Doba otočení kolem osy

27,3 dní (vázaná rotace)

Doba oběhu kolem Země

27,3 dní

Průměrná vzdálenost od Země 

384 000 km

Magnituda v úplňku

- 12,7

Albedo

0,07

Výzkum Měsíce

1959 - První fotografie odvrácené strany (Luna 3)

1959 - První tvrdé přistání (Luna 2)

1966 - První měkké přistání (Luna 9)

1969 - Přistání člověka na povrchu (Neil Armstrong, Apollo 11)

1998 - Nalezení vody na Měsíci (Lunar Prospektor)

Jádro planety Země se točí rychleji než kůra planety

Porovnáváním seizmických vln, které vyvolaly různá zemětřesení na stejných místech Země, avšak v různých časových období se americkým vědcům prý podařilo potvrdit, že se zemské jádro točí rychleji, než vnější vrstvy planety.

Analýza seizmických vln téměř identických zemětřesení ukázala, že vnitřní jádro se otáčí rychleji než zbytek planety zhruba o 0,009 vteřiny za rok.

     Země má pevné vnitřní jádro složené ze železa a niklu, které má v průměru zhruba 2400 kilometrů. Vnější část jádra v průměru měří asi 7000 kilometrů a je polotekutá. Vnitřní jádro je pro Zemi velmi důležité. Je jednou z částí, která "pohání" magnetické pole planety.

     Paul Richards z Columbijské univerzity a Xiaodong Song z Illinoiské univerzity o tom, že se jádro točí rychleji než zbytek planety hovořili již před deseti lety. Jejich tehdejší tvrzení však provázely skeptické reakce kolegů. Nová zjištění prý však přinášejí přesvědčivější důkazy.

      Experti studovali vlny vyvolané malými zemětřeseními v takřka identické oblasti jižního Atlantického oceánu, které pak prošly zemským jádrem do seizmografické laboratoře na Aljašce. Porovnáváním se záznamy z minulých let zjistili, že vlny z novějších otřesů na Aljašku dorazily o chvilku dříve, než tomu bylo u vln ze starších otřesů. Jediným způsobem, kterým to lze podle nich vysvětlit, je právě to, že vnitřní jádro se točí trochu rychleji.

(28.8.2005)

Vědci možná objevili kráter po meteoritu, který zavinil vymírání

Vědci pod Antarktidou objevili útvar, který je zřejmě kráterem širokým přibližně 480 kilometrů. Mohlo by podle nich jít o stopy po nárazu meteoritu, který před 250 miliony let způsobil masivní vymírání na Zemi.

Útvar se nachází ve východní části Antarktidy pod oblastí označovanou jako Wilkesova země. Objevit se jej podařilo pomocí satelitů amerického Národního úřadu pro letectví a vesmír (NASA), které měří jemné odlišnosti v gravitaci Země.

     "Tento zásah ve Wilkesově zemi je mnohem větší než ten, který zabil dinosaury," uvedl profesor Ohijské státní univerzity Ralph von Frese.

      Pokud byl kráter vytvořen v době, kterou von Frese a jeho kolegové zmiňují, mohlo by se ukázat, že jde o příčinu největšího masového vymírání na Zemi. Při něm podle BBC vymizelo 95 procent druhů v oceánech a 70 procent pozemských druhů.

     Někteří vědci už dlouho věří tomu, že toto vymírání, které proběhlo zhruba před 250 miliony let, mohl být způsobeno náhlou změnou klimatu, kterou vyvolal náraz velkého vesmírného tělesa. Podobným způsobem řada expertů vysvětluje vymření dinosaurů před 65 miliony let.

(5.6.2006)

Masivní vymírání na Zemi mohl způsobit kosmický záblesk

Z analýzy amerických vědců, kterou citovala BBC výplívá, že za masivním vymíráním ke kterému došlo na Zemi před 450 milióny let, možná stojí mohutné kosmické vzplanutí gama paprsků (kosmický záblesk).

Podle expertů v důsledku vzplanutí v době kdy se na planetě život omezoval hlavně na mořské hlubiny, vymřelo na 60 procent mořských bezobratlých. Vědci se domnívají, že desetisekundové vzplanutí poblíž Země ztenčilo ozonovou vrstvu planety až o polovinu. Když byla vrstva chránící Zemi poškozena, radiace a ultrafialové záření vyhubilo řadu živočichů na Zemi i poblíž povrchu oceánů a jezer.
     Podobná vzplanutí gama paprsků jsou poměrně řídká, vědci avšak odhadují, že někdy během příští miliardy let by mohlo podlíž Země k nějakému dojít. Pokud by k němu došlo v okruhu šesti tisích světelných let (zhruba 9,5 biliónu kilometrů) mělo by to podle astronoma Adriana Melotta z Kasaské univerzity na život na Zemi devastující vliv.

(24.4.2005)

Každých 100 let se Země od Slunce vzdálí o 10 metrů

Slunce a Země se od sebe pomalu vzdalují. Podle astronomů se od sebe obě vesmírná tělesa každých 100 let vzdálí o deset metrů.

Podle německého astronoma Clause Lämmerzahla k tomuto závěru dospělo ve svých nejnovějších výpočtech hned několik vědeckých skupin, které systematicky vyhodnotily údaje zaznamenané v průběhu uplynulých 120 let při pozorování nebeských těles. Příčinu vzájemného vzdalování Země a Slunce není možné na základě dosud obvyklých metod a znalostí gravitační fyziky zjistit.

      Experti ze střediska pro užitou kosmickou technologii a mikrogravitaci při Brémské univerzitě ale zároveň uklidňovali: přibývající vzdálenost Země od Slunce nemá žádný vliv na podnebí. Na to je změna vzhledem ke kosmickým měřítkům příliš malá.

     Nejasná je podle Lämmerzahla v našem slunečním systému také příčina takzvané Pioneer anomálie. Jde o jev, který byl zaznamenán díky dvěma sondám Pioneer, které byly do vesmíru vypuštěny už počátkem 70. let a které nedávno dospěly na okraj Sluneční soustavy. Tam je totiž překvapivě zbrzdila dosud záhadná síla.

Mars

Mars

Mars - obrázek

Mars, známý jako Rudá planeta, je v pořadí čtvrtým tělesem Sluneční soustavy. Ze Země se Mars jeví jako jasný načervenalý objekt, který patří mezi nejjasnější tělesa na obloze. Jeho význačnost spočívá v tom, že v minulosti, ale i dnes lidé spojují tuto planetu s mimozemsko formou života. Nedávné výzkumy (1996) meteoritu z povrchu Marsu, nalezeného v Antarktidě, připouštěli existenci života na Marsu před 3,8 miliardami let. Další podrobné průzkumy tohoto meteoritu tuto domněnku nepotvrdily. Ani s dnešními poznatky ze sond nemůžeme tuto otázku zcela potvrdit ani vyvrátit. Rozpětí teplot, které dnes na Marsu panují (zima ne větší než na Antarktidě, s teplotou -130°C až +17°C, nad nulu vystupují jen velmi zřídka), by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života, žijící na Zemi. Mars má dva měsíce (dále v této kategorii).

Svůj červený povrch získala planeta díky svým rozsáhlým pouštím oxidu železa, proto můžeme říci, že je planeta "zrezlá". Díky své barvě také získala jméno (Mars - podle boha válek). Při bouřích, které jsou na Marsu velmi časté, se zvedá červený prach do atmosféry a rozprašuje se po celém povrchu planety. Na Marsu se také nalézá největší sopka Sluneční soustavy - Olympus Mons. Tyčí se do výše 24 km nad povrchem planety, 550 km široká, kráter o průměru 72 km. Charakteristické pro Mars jsou systémy kaňonů, způsobené pohybem kůry.

Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od atmosféry naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého (95%) s malým množstvím ostatních plynů. Atmosféra na Marsu obsahuje pouze jednu tisícinu vody v porovnání se Zemí, přesto toto množství je schopné zkondenzovat a vytvořit oblačnost, která se vznáší vysoko v atmosféře nebo víří okolo svahů ohromných sopek. V údolích se mohou v časných ranních hodinách utvářet místa s mlhou. V místech, kde se vyskytoval přistávací modul sony Viking, se každou zimu objevila tenká vrstva zmrzlé vody. Je zřejmé, že v minulosti mohla hustá atmosféra planety umožňovat proudění vody na povrchu tak, jak pozorujeme na Zemi. To, že kdysi byly na planetě velké řeky naznačují věrohodně vypadající soutěsky, pobřeží, koryta řek a různé ostrovy. Jak tedy Mars ztratil svoji atmosféru? Možných vysvětlení je několik: ztráta magnetického pole, zmírnění sopečné činnosti, únik částic z atmosféry nebo srážka planety s kosmickým tělesem. Mars by se mohl stát v budoucnosti druhým tělesem po Měsíci, na které člověk osobně vstoupí.

Poslední komentáře
04.12.2007 14:32:
03.10.2007 18:45:
09.09.2007 07:46: www.fero.7x.cz
25.08.2007 23:06:

Základní data

Základní data o Marsu

Hmotnost

6,4×1023 kg

Průměr

6794 km × 6751 km

Hustota

3930 kg m−3

Povrchová teplota

–130oC až +17oC

Povrchový tlak

590 Pa až 1400 Pa

Sklon rotační osy

24°

Doba otočení kolem osy

24h 39min

Doba oběhu kolem Slunce

687 poz. dní

Vzdálenost od Slunce

(207 až 249)×106 km

Průměrná oběžná rychlost

24 km/s

Excentricita dráhy

0,093

Inklinace dráhy

1°05'59,28"

Gravitační zrychlení

3,725 ms-2

Úniková rychlost

5,024 ms-1

Počet měsíců

2

Rozměry Phobose

22×19 km

Rozměry Deimose

15×12×11 km

Sondy k Marsu

Myšlenka mimozemského života a snaha o poznání pravdy přivedla americké vědce již v roce 1975 k vyslání dvou kosmických sond (Viking 1 a Viking 2) na Mars. Kamery sond nenalezly stopy rostlin ani živočichů, z povrchových vzorků byla přímo na místě proveden achemická analýza, která existenci života nepotvrdila ni nevyvrátila. V roce 1996 na Marsu přistála sonda Mars Pathfinder, která podrobně prozkoumala bezprostřední okolí přistání (vozítko Sojourner) Marsu. V roce 1997 k Marsu přilétla sonda Mars Global Surveyvor (MGS), která provádí podrobný průzkum celé planety (z oběžné dráhy provádí mapování povrchu pomocí kamer, radaru a laseru). Starty dalších sond se připravují.

Historie poznávání Marsu

1605 - Johannes Kepler dokazuje eliptickou dráhu Marsu se Sluncem v jednom ohnisku.

1656 - Zjištěna doba otáčení, asi 24 hodin.

1877 - Objev Phobose a Deimose.

1900 - Astronom Lowel poprvé hovoří o existenci "Marťanů".

1965 - Mariner 4 posílá od Marsu 21 fotografií ukazujících krátery, ale žádné stopy kanálů.

1971 - Mariner 9 posílá 7329 snímků Marsu.

1976 - 3.7. přistává Viking 2, 20.7. Viking 1. Obě sondy mapují většinu planety, nenacházejí stopy života a posílají první fotografie povrchu.

1996 - 4.7. přistává Mars Pathfinder. Podrobný průzkum vozítko Sojourner.

1997 - 11.9. přílet MGS k Marsu. Podrobný průzkum s vysokou rozlišovací schopností.

Měsíce

Mars má dva malé měsíce - Phobos (Strach) a Deimos (Hrůza). Byly to pravděpodobně dříve planetky, jež Mars zachytil svou gravitací. Je těžké pozorovat je i velkým dalekohledem, protože mají průměr jen 16 a 23 km, a jde o nepravidelná skaliska posetá krátery. 

Povrch Marsu zřejmě nevytvářela voda, ale sopky nebo meteorit

Vytváření některých skalních a terénních útvarů na povrchu Marsu, jejichž vznik byl dosud přičítán působení významného množství vody, je možná důsledkem sopečných erupcí nebo dopadu meteoritu. Tvrdí to američtí vědci, kteří tak zpochybňují hypotézy o dřívější přítomnosti významného množství vody na rudé planetě, a tedy i o existenci podmínek vhodných pro vznik života.

Vědci Thomas McCollom a Brian Hynek z Coloradské univerzity v Boulderu se domnívají, že útvary a usazeniny nacházející se v oblasti Marsu zvané Meridiani Planum mohly být vytvořeny vulkanickým popílkem, později narušeným malým množstvím kyselé vody a dioxidem síry ze sopečného plynu.
     Paul Knauth z Arizonské státní univerzity v Tempe vyvozuje, že vrstvy usazenin, jaké na Marsu zjistil robot Opportunity, mohou být důsledkem staršího dopadu meteoritu na povrch planety. Také tato hypotéza tak nepočítá s existencí významnějšího množství vody na Marsu.

     Podle první hypotézy - vulkanické - rozpad skal "nevyžadoval přítomnost vody v kapalné podobě ani klimatické podmínky výrazněji odlišné od současných. To potvrzuje dlouhodobou, ne-li trvalou existenci podmínek, které nebyly příznivé vzniku jakékoli formy života.

     Knauth naproti tomu dovozuje, že vytvoření vrstev usazenin nevyžadovalo existenci vody v podobě velkých jezer nebo oceánů, jak je známe z pozemských podmínek. Může podle něj jít o usazeniny úlomků skalní drti, solí, síry a ledu tvořeného jinými látkami než vodou, které vznikly při dopadu meteoritu. "Pokud usazeniny skutečně takto vznikly, měla by být znovu přezkoumána snaha najít stopy bývalého života na Marsu," dodává.

(22.12.2005)

Mars Express zaznamenal vodu hluboko pod povrchem Marsu

Evropská sonda Mars Express s pomocí speciálního radaru zjistila, že i v hloubce více než jednoho kilometru půda planety Mars ukrývá led.

Hlubinnou půdu planety Mars tvoří písek, který je ledem o teplotě minus 33 stupňů Celsia "spečen" na beton, napsal v americkém vědeckém časopise Science Giovanni Picardi z Římské univerzity. Led v okolí severního pólu Marsu podle vědců obsahuje jen dvě procenta "nečistot".

     Sonda Evropské vesmírné agentury (ESA) objevy učinila díky radaru Marsis (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) z výšky 250 až 800 kilometrů nad povrchem rudé planety. 

     Jiné výzkumy sondy údajně znovu naznačily, že Mars byl v době svého "mládí" před čtyřmi miliardami let částečně pokryt vodou v kapalném stavu. 
     K podobným závěrům už směřovaly údaje získané různými sondami v minulosti. Mnoho vědců spojuje přítomnost vody na Marsu s nadějemi, že tu kdysi mohl být život, a doufají v objevení fosílií mikroorganismů.

      Vědci zároveň s pomocí radaru objevili u rovníku planety již zasypaný kráter, který zřejmě vznikl dopadem obrovského meteoritu. Zóna dopadu má v průměru 250 kilometrů.
      Intenzita odrazu údajně nahrává tomu, že v kráteru se stále nachází led z doby, kdy v kráteru byla voda v kapalném stavu. "Pokud tam voda uvízla, může tam být i po miliardách let," řekl Jeff Plaut z vědeckého týmu amerického Národního úřadu pro letectví a vesmír (NASA).

(4.12.2005)

Voda je na Marsu ukryta v písčitých dunách

Americká geoložka Mary Bourkeová z institutu planetologie v arizonském Tusconu tvrdí, že zásoby zmrzlé vody jsou na planetě Mars ukryty v obrovských písčitých dunách.

Jedním takovým místem je v kráteru Kaiser na jižní polokouli Marsu duna vysoká 475 metrů a široká 6,5 kilometru. Podle geoložky jde možná o největší dunu v celé sluneční soustavě.
     Duny na Marsu mají některé rysy podobné s těmi pozemskými. Mají ale jen málo společného s pouštními dunami na Sahaře, které se neustále přesýpají. Vykazují ale mnohé podobnosti s ledovými dunami na Antarktidě. Sonda Mars Reconnaissance Orbiter totiž dodala fotografie, na nichž povrchové pukliny, výčnělky, strmé svahy a převisy připomínají krajinu věčného ledu na jižním pólu Země. 

     Bourkeová před kolegy na vědeckém kongresu v irském Dublinu prohlásila: "máme důvod se domnívat, že v písčitých dunách Marsu je něco, čím jsou slepeny. Já tvrdím, že to má na svědomí voda," naznačila vědkyně. Gigantické duny se podle ní na rudé planetě utvořily teprve před 100.000 lety. Tehdy údajně na Marsu možná naposledy sněžilo.

      Geoložka se domnívá, že led tvoří až polovinu masy obřích dun na rudé planetě. To však podle ní neznamená, že na sousední planetě je více vody, než se obecně předpokládá. Důkazy o přítomnosti vody na Marsu už díky sondám přinesly průzkumy marsovské půdy. Četné kanály a zvrásněný reliéf navíc dávají tušit, že voda na Marsu kdysi měla svá řečiště.

(7.9.2005)

Život na Marsu zřejmě nikdy nebyl možný

Na Marsu v posledních zhruba čtyřech miliardách let prakticky neustále panoval mráz. Na Marsu tak nejspíš nikdy nebylo dostatečně teplé a vlhké prostředí, které by umožnilo vznik života.

Vědci, analizovali složení dvou meteoritů, které spadly na Zemi z Marsu. Zkoumali maximální teploty, kterým byly horniny z meteoritů vystaveny a tvrdí, že neexistují důkazy, že na Marsu bylo někdy nějak výrazně teplo. V současné době teploty u rovníku dosahují -55 stupňů Celsia.
     Výzkum byl založen na studiu dvou ze sedmi meteoritů, které na Zemi spadly z Marsu (byly objeveny v Egyptě). Jeden ze zkoumaných meteoritů Mars opustil asi před jedenácti milióny let. Během doby, kterou byl na planetě, podle vědců nebyl víc než 3,5 miliardy let vystaven teplotám vyšším než bod mrazu. 
     Výzkum podle vědců ukazuje, že na planetě Mars nebyly po dobu čtyř miliard let velké oblasti s volnou stojatou vodou. Útvary, které se zdají být vzniklé činností vody, prý proto musely vzniknout v krátkých časových úsecích

Jupiter

Jupiter

Jupiter - obrázek

Jupiter je první z tzv. vnějších planet a zároveň největší a nejhmotnější planeta Sluneční soustavy. Je téměř 318x větší a průměr má 11x větší než naše Země. Je složen převážně z plynů, jejichž chemické složení je podobné Slunci. Rychlá rotace Jupitera (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Největším útvarem, který můžeme pozorovat ve svrchní části atmosféry planety, je Velká rudá skvrny, obří vír ještě větší, než jsou dva průměry naší Země. Tato obrovská anticyklóna byla poprvé pozorována před více než 300 lety. Její stálosti napomáhá i fakt, že planeta nemá pevný povrch, který by bouři oslabil.

Kolem malého kamenného jádra je oceán kapalného vodíku. Jeho vnitřní část má díky velkému tlaku odtrhány elektrony z atomárních obalů a vykazuje kovové vlastnosti (tzv. kapalný vodík). Vnější část oceánu je tvořena stlačeným molekulárním vodíkem a tvoří vlastní povrch planety. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je -160°C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi, ještě kousek hlouběji je teplota na bodu varu vody. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupitera silné magnetické pole. Toto pole je zodpovědné za pozorované polární záře Birkelandovými proudy tekoucími podél magnetických silokřivek. Tepelná bilance Jupitera vydává asi o 60% více tepelné energie, než přijímá ze slunečního záření. Předpokládá se, že tato energie ochází ze tří zdrojů: teplo z doby vzniku Jupitera, energie uvolňovaná pomalým smršťováním planety a energie velmi slabě probíhajících termonukleárních reakcí. Jupiter má tři slabé prstence, objevené sondou Voyager 1. Soustavy prstenců pozorujeme u všech obřích planet. Jsou složeny z velmi malých, pracových částic.

V roce 1992 roztrhla gravitace Jupitera kometu Shoemaker-Levy 9 na více jak 21 kusů, které se za dva roky srazily s Jupiterem a nastalo jedno z největších vesmírných představení ve 20.století. Kdyby se tyto úlomky srazily se Zemí, náraz by byl tak silný, že by celé lidstvo zahynulo a na Zemi by nastala arktická zima.  

Poslední komentáře
09.10.2007 18:55: tisk

Základní data

Základní data o Jupiteru

  Hmotnost

1,9×1027 kg

Průměr

143 760 km

Hustota

1310 kg m−3

Povrchová teplota

− 160°C (svrchní  
oblačná vrstva) 

Doba otočení kolem osy

9 hodin 55 minut

Doba oběhu kolem Slunce

11,86 roku

Průměrná vzdálenost od Slunce

778 mil. km

Průměrná oběžná rychlost

13 km/s

Albedo

0,73

Počet měsíců

přes 60

Sondy k Jupiteru

K Jupiteru bylo vysláno celkem 5 sond. První byla dvojice Pioneer. Nejslavnější se stala dvojice Voyager, která získala podrobné informace o planetě. V současné době je u planety sonda Galileo, která zkoumá zejména Jupiterovy měsíce. Na svou šestiletou cestu byla vypuštěna v roce 1989. 

Důležité objevy

1610 - Galileo pozoruje Jupiter a jeho měsíce dalekohledem

1675 - První přesná měření rychlosti světla pomocí určování času zákrytů Jupiterových měsíců (O.Roemer)

1955 - Objev rádiových vln z Jupiteru

1973 - Průlet sond Pioneer

1979 - Průzkum planety sondami Voyager; zjištěna rotace Velké rudé skvrny; objevy dalších Jupiterových prstenů a polární záře

1994 - Srážka komety SL9 s Jupiterem

1995 - Od tohoto roku probíhá podrobný průzkum měsíců sondou Galileo

2000-2003 - 30 nových měsíců z Havajských ostrovů

Měsíce Jupitera

Jupiter se svými mnoha měsíci se podobá jakési "Sluneční soustavě" v malém. Kolem Jupitera krouží přes 60 měsíců, z nichž čtyři největší objevil Galileo Galilei. Ganymedes je Jupiterovým největším měsícem. Jeho jádro z tvrdých hornin pokrývá tlustá vrstva ledu. O něco menší Callisto je silně pokrytý krátery. Nejsvětlejším Jupiterovým satelitem je Europa, jejíž 100 km tlustý ledový obal dobře odráží sluneční svit. Velmi nápadné červenožluté zbarvení má měsíc Io. Toto zbarvení způsobuje síra, vyvrhovaná z nitra sopek 200 km nad povrch měsíce. Vyvrhovaná ionizovaná síra vytváří kolem Jupitera tzv. plazmový torus. V něm se uzavírá část Birkelandových proudů tekoucích podél silokřivek planety a zpětně ohřívá měsíc Io. Vulkanická síla na Io je tak způsobena kombinovaným ohřevem gravitačními slapovými silami mateřské planety a elektromagnetickým ohřevem Birkelandovými proudy.

V letech 1999-2003 bylo objeveno několik desítek nových měsíců 3,6 metrovým dalekohledem na Havajských ostrovech (CCD 12000x12000 pixlů, David Jewitt ad.). Jde o kilometrová skaliska.

Měsíce

Jupiterovy měsíce (30.4.2003)

 

Jméno

Průměr

Vzdálenost

 1

Metis (1979)

40 km

128 000 km

 2

Adrastea (1979)

26×16 km

129 000 km

 3

Amalthea (1892)

262×134 km

181 300 km

 4

Thebe (1979)

110×90 km

222 000 km

 5

Io (1610)

3 630 km

422 000 km

 6

Europa (1610)

3 126 km

661 000 km

 7

Ganymedes (1610)

5 276 km

1 070 000 km

 8

Callisto (1610)

4 800 km

1 883 000 km

 9

Themisto (2000)

8 km

7 507 000 km

10

S/2003 J6 (2003)

4 km

10 973 000 km

11

Leda (1974)

10 km

11 094 000 km

12

Himalia (1904)

170 km

11 480 000 km

13

Lysithea (1938)

24 km

11 720 000 km

14

Elara (1905)

80 km

11 737 000 km

15

S/2000 J11 (2000)

4 km

12 555 000 km

16

S/2003 J20 (2003)

3 km

17 100 000 km

17

S/2003 J3 (2003)

2 km

18 340 000 km

18

S/2003 J12 (2003)

1 km

19 002 000 km

19

S/2001 J10 (2001)

2 km

19 394 000 km

20

S/2003 J18 (2003)

2 km

20 700 000 km

21

S/2003 J16 (2003)

2 km

21 000 000 km

22

S/2001 J7 (2001)

3 km

21 017 000 km

23

Harpalyke (2000)

4 km

21 105 000 km

24

Praxidike (2000)

7 km

21 147 000 km

25

S/2001 J9 (2001)

2 km

21 168 000 km

26

Ananke (1951)

20 km

21 200 000 km

27

S/2001 J3 (2001)

4 km

21 252 000 km

28

Iocaste (2000)

5 km

20 269 000 km

29

S/2001 J2 (2001)

4 km

21 312 000 km

30

S/2003 J15 (2003)

2 km

22 000 000 km

31

S/2003 J17 (2003)

2 km

22 000 000 km

32

S/2003 J11 (2003)

2 km

22 395 000 km

33

S/2003 J9 (2003)

1 km

22 492 000 km

34

Carme (1938)

30 km

22 600 000 km

35

S/2003 J19 (2003)

2 km

22 800 000 km

36

S/2001 J6 (2001)

2 km

23 029 000 km

37

S/2002 J1 (2002)

3 km

23 064 000 km

38

S/2001 J8 (2001)

2 km

23 124 000 km

39

Chaldene (2000)

4 km

23 179 000 km

40

Isonoe (2000)

4 km

23 217 000 km

41

S/2001 J4 (2001)

3 km

23 219 000 km

42

S/2003 J4 (2003)

2 km

23 257 000 km

43

Erinome (2000)

3 km

23 279 000 km

44

Taygete (2000)

5 km

23 360 000 km

45

Pasiphae (1908)

36 km

23 500 000 km

46

S/2001 J11 (2001)

3 km

23 547 000 km

47

Kalyke (2000)

5 km

23 583 000 km

48

Sinope (1914)

28 km

23 701 000 km

49

Magaclite (2000)

5 km

23 806 000 km

50

S/2003 J7 (2003)

4 km

23 808 000 km

51

S/2001 J5 (2001)

2 km

23 808 000 km

52

S/2003 J13 (2003)

2 km

24 000 000 km

53

S/2003 J5 (2003)

4 km

24 084 000 km

54

S/2001 J1 (2001)

4 km

24 122 000 km

55

Callirhoe (1999)

10 km

24 200 000 km

56

S/2003 J10 (2003)

2 km

24 250 000 km

57

S/2003 J8 (2003)

3 km

24 514 000 km

58

S/2003 J1 (2003)

4 km

24 557 000 km

59

S/2003 J14 (2003)

2 km

25 000 000 km

60

S/2003 J2 (2003)

2 km

28 570 000 km

Saturn

Saturn

Saturn - obrázek

Saturn, v pořadí 6. planeta od Slunce, je zároveň druhou největší ve Slenční soustavě. Je charakteristická svým dobře viditelným prstencem, který můžeme pozorovat i menšími dalekohledy. Od Slunce je desetkrát dále než Země a proto je jeho teplota velmi nízká (-150°C). Průměrná hustota planety je nejnižší z celé Sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody (na vodě by plaval). Saturn patří k obřím planetám Sluneční soustavy. Oběhne Slunce za 30 pozemských let, ale kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Tato rychlý diferenciální rotace způsobuje obdobně jako Jupiter způsobuje obdobně jako na Jupiteru vznik pásů. V atmosféře jsou někdy pozorovány velké žluté či bílé skvrny (Velká bílá skvrna - 1990). Atmosféra je tvořen apřevážně vodíkem a heliem, s oblaky čpavku. V nitru se zřejmě nachází malé jádro z křemičitanů železa obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1800 km/h. Magnetické pole je slabší než u Jupitera, má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou.

Vědci se domnívají, že kdysi kolem planety letělo těleso. Gravitace Saturnu jej rozdrtila a kamenné a ledové části začaly obíhat kolem planety a vytvořily prstenec. Tyto prstence tvořené drobnými částicemi jsou patrně ledem obalené kousky hornin o velikosti od několika centimetrů po desítky metrů. Ze Země se jeví, že se skládá ze třech částí, ale kosmická sonda Voyager 1 v roce 1985 objevila, že je tovřen tisíci uzounkými prstýnky. Přestože prstence jsou široké několik desítek tisíc km, jejich tloušťka je jen pár desítek metrů. V prstenci B byly nalezeny radiální struktury (loukotě). Prstenec F je složen z několika propletených prstenců, gravitačně ovlivňovaných tzv. "pastýřskými" měsíci. Předpokládáme, že planetární prstence vznikly roztrháním některých měsíců dopadem komet a meteoroidů nebo slapovými silami mateřské planety. Čím blíže je měsíc k planetě, tím větší je rozdíl gravitačního působení na přivrácenou a odvrácenou stranu měsíce. Po překročení určité vzdálenosti rozdíl sil běžnou horninu roztrhá.

Poslední komentáře
09.10.2007 18:58: Proc to NEJDE vytisknout ?????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????¨
?????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????????
[3][3][3][3][3][3][3][3][3]

Základní data

Základní data o Saturnu

Hmotnost

5,68×1026 kg

Průměr

120 420 km

Hustota

710 kg m−3

Povrchová teplota (svrchní oblačná vrstva)

– 150 °C

Doba otočení kolem osy

10 hodin 32 minut

Doba oběhu kolem Slunce

29,46 roku

Průměrná vzdálenost od Slunce

1427×106 km

Průměrná oběžná rychlost

9,65 km/s

Počet měsíců

30

Důležité objevy

1610 - Galileo poprvé pozoruje Saturn

1655 - Christian Huygens objevuje Titan a o rok později Saturnův prstenec

1675 - Objev Cassiniho dělení prstenců

1979 - Průlet sondy Pioneer 11

1980 - Voyager 1 fotografuje Saturn a Titan

1981 - Přílet Voyageru 2

1989 - Objev chaotické rotace Hyperionu

1990 - Pozorování planety Hubblovým kosmickým dalekohledem

2000 - 2003 - Objev 13 malých měsíců s nepravidelnými drahami (2,2 m dalekohled ESO a 3,5 m dalekohled na Mauna Kea)

Měsíce Saturnu

Saturn má velmi bohatou soustavu měsíců (30). Osm nejmenších má zcela nepravidelný tvar. Měsíc Phoebe obíhá planetu v opačném směru (retrográdně) a je pravděpodobně zachyceným asteroidem. Mimas se vyznačuje obrovským kráterem Herschel, který zřejmě vznikl po srážce s kometou nebo planetkou, jenž málem tento malý měsíc roztrhla. Největší ze Saturnových družic je Titan. Titan se od všech měsíců planet zcela liší a to tím, že má jako jediný atmosféru tvořenou hlavně dusíkem a podobá se nehostinné atmosféře Venuše, avšak zde nepanují obrovské teploty, nýbrž arktické zimy. To je jedním z důvodů, proč se na tomto měsíci nalézá metan ve formě kapaliny, a ne ve formě plynu. Povrch tohoto měsíce zakrývají "moře" kapalného metanu. Na měsíci Enceladus buď probíhá nebo probíhala v nedávné minulosti tektonická činnost. O jeho geologické aktivitě svědčí světlé zabarvení s různými kaňony a průrvami.

Poslední komentáře
15.11.2007 19:52:
15.11.2007 19:52: [24][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25]
15.11.2007 19:52: [25][25][25][25][25][25][25][25]
15.11.2007 19:52: [24][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25][25]

Měsíce

Saturnovy měsíce (31)

Jméno

Průměr

Vzdálenost

Pan (1990)

19 km

133 600 km

Atlas (1980)

40×20 km

137 670 km

Prometheus (1980)

140×100×80 km

139 353 km

Pandora (1980)

110×90×80 km

141 700 km

Epimetheus (1980)

140×120×100 km

151 472 km

Janus (1966)

220×200×160 km

151 422 km

Mimas (1789)

392 km

185 520 km

Enceladus (1789)

520 km

238 020 km

Calypso (1980)

34×22×22 km

294 660 km

Telesto (1980)

34×28×26 km

294 660 km

Tethys (1684)

1 060 km

294 660 km

Dione (1684)

1 120 km

377 400 km

Helene (1980)

36×32×30 km

377 400 km

Rhea (1672)

1 530 km

527 040 km

Titan (1655)

5 150 km

1 221 860 km

Hyperion (1848)

410×260×220 km

1 481 000 km

Iapetus (1671)

1 460 km

3 560 830 km

S/2000 S5 (2000)

17 km

11 365 000 km 

S/2000 S6 (2000)

14 km

11 440 000 km 

Phoebe (1898)

220 km

12 952 000 km

S/2000 S2 (2000)

25 km

15 199 000 km 

S/2000 S8 (2000)

8 km

15 645 000 km 

S/2000 S11 (2000)

30 km

16 392 000 km 

S/2000 S10 (2000)

10 km

17 611 000 km 

S/2000 S3 (2000)

45 km

18 160 000 km 

S/2000 S4 (2000)

16 km

18 239 000 km 

S/2000 S9 (2000)

7 km

18 709 000 km 

S/2003 S1 (2003)

8 km

18 719 000 km 

S/2000 S12 (2000)

7 km

19 470 000 km 

S/2000 S7 (2000)

7 km

20 470 000 km 

S/2000 S1 (2000)

20 km

23 096 000 km 

Pohyblivé měsíce Saturnu

Rotace Titanu

Rotace Titanu v infračerveném světle.gif, (2.49MB)
Zelené plochy jsou dosud nezmapovaná místa.

Astronomové zachytili mohutné blesky na Saturnu

Obrovskou bouři doprovázenou blesky zaznamenali američtí astronomové na planetě Saturn. Blesky na planetě byly více než tisíckrát silnější než blesky na Zemi.

Vědci z Iowské univerzity s pomocí přístrojů na palubě mezinárodní sondy Cassini bouři poprvé zaznamenali 23. ledna. "Je jasné, že jde o nejsilnější bleskovou aktivitu, jakou jsme zaznamenali s pomocí sondy Cassini od jejího příletu k Saturnu," řekl astronom Donald Gurnett.

     Vědci od prvního pozorování bouře zaznamenali 35 za sebou jdoucích bouřkových událostí, z nichž každá trvala nejméně deset hodin.

      Astronomům není jasné, jak blesky na Saturnu vznikají, ale domnívají se, že to souvisí s jeho horkým nitrem. Experti doufají, že více informací získají během dalšího průletu sondy kolem Saturnu v následujících týdnech.

Sonda Cassini odstartovala v roce 1997 a na oběžné dráze kolem Saturnu je již zhruba rok a půl.  

(15.2.2006)

Horniny ze Země mohly přinést život na Titan

Pozemské horniny odmrštěné do vesmíru při dopadech asteroidů na naši planetu v minulosti mohly doletět až na Titan (měsíc planety Saturn) a přinést tam život.

     Experti se domnívají, že dopad asteroidu na Zemi, který vyhubil dinosaury, mohl vymrštit dostatek materiálu, z něhož se některé úlomky dostaly až na vzdálené měsíce jako Titan. Pozemské mikroorganismy přítomné v pozemských meteoritech pak mohly na Titanu "zasít život".

     Aby se dostaly pozemské úlomky z atmosféry Země do kosmu, je zapotřebí dopadu asteroidu nebo komety o velikost deset až 50 kilometrů. Takových je v geologické historii registrováno jen málo.
     Jedním z nich je náraz asteroidu před 65 miliony let, který vytvořil kráter o šířce mezi 160 a 240 kilometry na území dnešního poloostrova Yucatán v Mexiku.
     Brett Gladman z univerzity v kanadském Vancouveru se svými kolegy vypočetl, že při takovémto nárazu se ze Země odštěpilo asi 600 milionů fragmentů, které se dostaly na oběžnou dráhu kolem Slunce. Některé z nich měly únikovou rychlost takovou, že zhruba za milion let mohly doletět na Jupiter či Saturn.
     Na základě počítačového modelu kanadští vědci demonstrovali chování těchto částic po jejich vstupu na oběžnou dráhu. Z něj vypočítali očekávané množství úlomků, které se mohlo dostat na měsíce Jupiteru a Saturnu.

     Hlavní cíle, které označili, Saturnův měsíc Titan a Jupiterův měsíc Europa, jsou předmětem zvýšeného zájmu astrobiologů, kteří studují obyvatelnost jiných vesmírných těles. Titan oplývá bohatstvím organických sloučenin, které poskytují potenciální zdroj pro primitivní životní formy. Europa je podle předpokladů domovem oceánu, který se ukrývá pod tlustou vrstvou ledu.

     Gladmanův tým spočetl, že asi 20 pozemských kamenů takto mohlo doletět na Titan. Do horní atmosféry tohoto měsíce by vstoupily rychlostí deset až 15 kilometrů za sekundu. Tuto rychlost cestou k povrchu Titanu by mikroorganismy prý mohly přežít, otázkou podle některých odborníků nicméně zůstává, jak by se dokázaly vyrovnat s mrazivými teplotami Titanu, jež se podle vědců pohybují kolem minus 180 stupňů Celsia.
     Do ledového měsíce Europa mohlo narazit dokonce asi 100 pozemských meteoritů. Přitažlivost Jupiteru by ale zvýšila jejich rychlost tak, že by se do povrchu měsíce vřítily průměrnou rychlostí 25 kilometrů za sekundu, v případě některých až 40 kilometrů za sekundu. Přežití aminokyselin při takovémto nárazu označil Gladman za nepravděpodobné.

     Měsíc Titan zkoumala nedávno evropská sonda Huygens, která na jeho povrchu přistála v lednu loňského roku. Na základě získaných údajů vědci uvedli, že Titan se v mnoha ohledech podobá Zemi, ale život je tam nepravděpodobný.
     Fyzikální a chemické zákony jsou na Titanu stejné jako na Zemi, hustá atmosféra však se skládá především z dusíku a metanu a postrádá kyslík. Vzhledem ke zmíněné teplotě na povrchu a silným větrům by podle expertů bylo nejlepším místem pro život na Titanu jeho nitro.

(20.3.2006)

Saturn

Den na Saturnu trvá pouze deset hodin a 47 minut

Saturn rotuje kolem své osy pomaleji než jednou za zhruba 11 hodin, jak se dosud uvádělo. Díky americké sondě Cassini a jejímu zařízení - magnetometru nyní američtí a britští vědci zjistili, že den na Saturnu trvá asi deset hodin a 47 minut.

Michele Doughertyová z Královské koleje v Londýně a její američtí kolegové z vědeckých institutů v kalifornských městech Pasadena a Los Angeles tvrdí, že planeta Saturn potřebuje na jednu otáčku o osm minut méně, než kolik naměřila sonda Voyager počátkem 80. let minulého století.

     Vědci prohlásili, že nové údaje o rychlosti rotace mohou vést k přehodnocení údajů o velikosti pevného jádra obří plynové planety obklopené žlutými a zlatými prstenci a poskytují cenná vodítka k bádání o jejím vzniku.

     "Tato měření patřila mezi nejdůležitější vědecké cíle týmu. Po téměř dvou letech sbírání dat začínáme Saturnu rozumět, ale stále pokládáme více otázek," dodala profesorka.

     Na rozdíl od Země, která má pevný povrch, tvoří většinu objemu Saturnu plynný vodík a helium, což znesnadňuje měření rychlosti rotace.

(4.5.2006)

Oceány u rovníku Titanu nejsou prý z ethanu, ale z písku

Údajné oceány tekutého ethanu, které podle některých astronomů pokrývají části povrchu Titanu, největšího měsíce planety Saturn, jsou prý jen moři písku.

Práce amerických vědců je založena na nových snímcích, které pořídil radar sondy Cassini. Duny jsou vysoké kolem sta metrů a rozkládají se na ploše několika stovek kilometrů podél rovníku měsíce, uvedl Ralph Lorenz z měsíční a planetární laboratoře při Arizonské univerzitě.

     "Je to divné," poznamenal vědec. "Tyto snímky Saturnova měsíce jsou úplně stejné jako ty, které pořídily radary nad Namibií či Arábií na naší planetě," dodal.

     Atmosféra měsíce Titan je hustější než ta, která je na Zemi. Gravitace je naopak slabší a písek je tam nejspíš odlišný od toho, který se nachází na naší planetě. Proces formování dun a krajiny jsou však podobné, dodal Lorenz. 

     Před deseti lety se vědci ještě domnívali, že Titan leží příliš daleko od Slunce, aby na něm mohly být patrné sluneční větry dostatečně silné k tomu, aby daly vzniknout písečným dunám. 

     Americko-evropská sonda Cassini-Huygens byla do kosmu vynesena v roce 1997 a na oběžnou dráhu kolem Saturnu doputovala v roce 2004. Od té doby prozkoumává prstence a měsíce Saturnu.

(4.5.2006)

Uran

Uran

Uran - obrázek

Sedmá planeta Sluneční soustavy je další z plynných obrů s nízkou teplotou (-220°C=53K). Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zabarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně při střetu s jinou velkou planetou při vzniku Sluneční soustavy. Sama rotace je diferenciální s periodou 16-17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Planeta má 11 málo patrných mladých prstenců, objevených při zákrytu jedné hvězdy Uranem.

Magnetická osa svírá úhel 59° a je zančně exentrická (prochází 8000 km od středu planety). Sama magnetosféra je výrazná, internzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tavru vývrtky díky vlastní rotaci planety. Radiační pásy u Uranu jsou podobné radiačním pásům u Saturnu.

V čase průchodu Voyagera 2 byl Uranův jižní pól natočen téměř přímo ke Slunci. Z toho plyne zvláštní skutečnost, a sice, že polární oblasti přijmou více energie od Slunce než jeho rovník. Uran je přesto žhavější u rovníku než u pólů. Mechanismus, který by toto vysvětlil zatím není znám. Teplota centra planety se odhaduje na 11 000 K, přičemž průměrná teplota mraků na povrchu je -193°C (80K).

Poslední komentáře
11.12.2007 13:13: [3][24][26][25][10][11][20][22]
30.10.2007 11:31: a href="http://www.megarapid.eu/?partner=12809">megarapid.eu - stahování z rapidshare.com neomezeně
30.10.2007 11:31: src="http://www.megarapid.eu/client/megarapid-userbar-anim.gif" alt="megarapid.eu - stahování z rapidshare.com neomezeně">
30.10.2007 11:30: a href="http://www.megarapid.eu/?partner=12809">megarapid.eu - stahování z rapidshare.com neomezeně

Základní data

Základní data o Uranu

Hmotnost

8,7×1025 kg

Průměr

51 300 km

Hustota

1270 kg×m-3

Povrchová teplota 

– 220 °C

Doba otočení kolem osy

17 h 14 min

Sklon rotační osy 

98°

Doba oběhu kolem Slunce

84 let

Průměrná vzdálenost od Slunce

2,86×109 km

Počet měsíců

21

Důležité objevy

1690 - První zaznamenání Uranu; je považován za hvězdu

1781 - Uran objeven jako planeta Williamem Herschelem

1787 - Nalezeny dva z Uranových měsíců

1948 - Nalezen poslední z pěti velkých měsíců

1977 - Objev Uranových prstenců

1986 - Průlet sondy Voyager 2, objev deseti drobných měsíců

1998 - P.D.Nicholson objevil měsíce Kaliban a Sycorax 

Měsíce Uranu

Uran má 5 větších a 16 drobných měsíců (do 150 km). Deset menších měsíců bylo objeveno sondou Voyager 2 v roce 1986, měsíce Kaliban a Sycorax až v roce 1998, další měsíce v roce 1999. Díky náklonu rotační osy planety se zdá, že měsíce obíhají okolo pólů. Ve skutečnosti obíhají v rovině rovníku planety. Jeden z větších měsíců, Miranda, vypadá jako by byl složen ze tří nebo čtyř obrovských kusů. Je možné, že v dobách dávno minulých byl měsíc rozlomen impaktem jiného tělesa a později se opět spojil v jediné těleso. Rýhy a kaňony na povrchu dosahují hloubky až 20 km, charakteristické jsou terasovité a střídaní geologicky mladších a starších oblastí. Měsíc Titania byl geologicky aktivní (rozsáhlé kaňony), Ariel je nejjasnější z Uranových měsíců a má pravděpodobně nejmladší povrch. Umbriel a Oberon jsou naopak tmavé a v minulosti byly málo geologicky aktivní.

Měsíce

Měsíce Uranu (21)

Jméno

Průměr

Vzdálenost

Cordelia (1986)1

26 km

49 800 km

Ophelia (1986)1

30 km

53 800 km

Bianca (1986)

42 km

59 200 km

Juliet (1986)

62 km

61 800 km

Desdemona (1986)

54 km

62 700 km

Rosalind (1986)

84 km

64 400 km

Portia (1986)

108 km

66 100 km

Cressida (1986)

54 km

69 900 km

Belinda (1986)

66 km

75 300 km

1986 U10 (1999)

40 km

75 300 km

Puck (1985)

154 km

86 000 km

Miranda (1948)

472 km

129 900 km

Ariel (1851)

1 158 km

190 900 km

Umbriel (1851)

1 172 km

265 969 km

Titania (1787)

1 580 km

436 300 km

Oberon (1787)

1 524 km

600 000 km

Kalibán (1997)2

60 km

7×106 km

Sycorax (1997)2

160 km

12×106 km

Prospero (1999)3

30 km

(10÷25)×106 km

Setebos (1999)3

30 km

(10÷25)×106 km

Stephano (1999)3

20 km

(10÷25)×106 km

1 - pastýřské měsíce objevené v roce 1986 Voyagerem 2. Vztah s prstenci byl prokázán v roce 2000 E. Karschkovem. 
2 - měsíce objevil jako objekty 20 a 22 magnitudy P.D. Nicholson Haleovým dalekohledem na Mont Palomaru
.
3 - měsíce objevené systémem adaptivní optiky ze Země v roce 1999.

Uran je obklopen modrým prstencem

Uran je obklopen modrým prstencem - obrázek

Jeden z nově objevených prstenců kolem planety Uran je modrý. Nezvyklou barvu mu dává složení z podobně nepatrných částeček, jako je tomu u nadzemské oblohy. Prstenec Uranu se navíc nápadně podobá vnějšímu prstenci kolem planety Saturn.

"Modré jsou proto, že jde o malinké částečky," vysvětlil expert z Kalifornské univerzity v Berkeley Imke de Pater. "Ze stejného důvodu je modré nebe. Jsou to malé částečky, jež rozptylují světlo domodra," dodal.

     Většina prstenců kolem planet je zbarvena dočervena, což je dáno velikostí částic, z nichž jsou složeny. A to je také důvod, proč vnější prstenec Uranu dlouho unikal pozornosti astronomů. Mylně totiž prstence hledali v infračervené oblasti spektra.

      Podobně jako Saturnův prstenec, jenž se podle nedávných poznatků vytvořil z měsíce Enceladus, skrývá i modrá obruč Uranu malý měsíc zvaný Mab. Ten je ale příliš malý a chladný, než aby chrlil gejzíry ledu, které za měsícem Saturnu na orbitě pravděpodobně vytváří modrý závoj. "Myslím, že není možné, aby modrý prstenec vytvářela činnost gejzírů," řekl profesor de Pater.

      Vědci se domnívají, že při dopadu meteoritů se z měsíce Mab uvolňují drobné úlomky. Ty větší zůstávají na oběžné dráze kolem měsíce nebo jsou odneseny pryč. Ty menší však poletují kolem a následně vytváří prstenec.

     Modrý prstenec kolem Uranu byl objeven až při srovnání údajů z Keckova teleskopu na Havajských ostrovech a fotografií pořízených Hubbleovým vesmírným dalekohledem.

      Vědci nyní pátrají po prstencích kolem dalších planet; dokonce i kolem Marsu.

(7.4.2006)

1  
2  
 
UFO - VESMÍR - ZÁHADY - VĚDA administraci v 'Nastavení stránek'.