Порівняльна характеристика планет земної групи і планет-гігантів

Астрономія

РЕФЕРАТ ПО АСТРОНОМІЇ

НА ТЕМУ:

"ПОРІВНЯЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА планет земної групи і планет-гігантів".

Учня 11 класу, другої групи,

екстернату № 41

БАЛАСАНЯН Арсена.

Москва 1999 г.

ПЛАН:

1. Будова Сонячної системи.

2. Методи вивчення фізичної природи тіл Сонячної системи.

3. Відмінні риси планет земної групи від планет-гігантів.

4. Фізичні умови на Місяці та її рельєф.

5. Планети земної групи (Венера).

6. Планети-гіганти (Сатурн).

7. Малі тіла Сонячної системи.

8. Сучасні уявлення про походження Солнесной системи.

9. Список використаної літератури.

Будова Сонячної системи.

Сонячна система - система небесних тіл, що складається із Сонця, 9великих планет і їхніх супутників, десятків тисяч малих планет і їх супутників,десятків тисяч малих планет (астероїдів), безлічі комет, дрібних метеорнихтіл і міжпланетного газу і пилу. Все в сонячній системі визначається
Сонцем, що є найбільш масивним тілом і єдине, яке володієвласним світлом. Сонце - звичайна зірка головної послідовності забсолютною зоряною величиною +5. Його обсяг у мільйон разів перевищує обсяг
Землі, однак у порівнянні з зірками-гігантами Сонце дуже мало.
Інші члени Сонячної системи світять відбитим сонячним світлом івиглядають такими яскравими на небі, що не важко і забути, що для всесвіту вцілому вони навіть віддалено не є настільки важливими об'єктами, якимипредставляються нам. Дев'ять планет обертаються навколо Сонця по еліпсах
(мало відрізняється від кіл) майже в одній площині в порядкувіддалення від Сонця: Меркурій, Венера, Земля (з Місяцем), Марс, Юпітер,
Сатурн, Уран, Нептун і Плутон.

Планети поділяються на дві чітко розрізняються групи. У першу входятьвідносно невеликі планети: Меркурій, Венера, Земля і Марс, здіаметрами від 12756 км (Земля) до 4880 км (Меркурій). Ці планети маютьдеякі загальні характеристики. Усі вони, наприклад, мають твердуповерхню і, очевидно, складаються з подібного по складу речовини, хоча
Земля і Меркурій більш щільні ніж Марс і Венера. Їх орбіти в загальному невідрізняються від кругових, тільки орбіти Меркурія і Марса більш витягнуті ніж у
Землі і Венери. Меркурій і Венеру називають внутрішніми планетами, оскількиїх орбіти лежать усередині земної; вони, як і Місяць, бувають у різних фазах - віднової до повної - і залишаються в тій же частині неба, що і Сонце. У Меркуріяі Венери немає супутників, Земля має один супутник (відому нам Місяць), у
Марса два супутники - Фобос і Деймос, обоє дуже маленькі і явно відрізняютьсяпо своїй природі від Місяця.

За Марсом знаходиться широкий провал, у якому рухаються тисячіневеликих тіл, називаних астероїдами, планетоїда чи малими планетами.
Діаметр навіть найбільшого з них - Церери - складає лише близько 1000 -
1200 км.

Далеко за основною зоною астероїдів знаходяться чотири планети-гіганти:
Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун. Ці планети зовсім відмінні від планетземної Групи: вони скоріше газові і рідкі чим тверді, з дуже щільнимиатмосферами. Їхня маса настільки велика, що вони були здатні утриматибільшу частину первісного водню. Так, швидкість тікання для Юпітерастановить 60 км/с, тоді як для Землі вона дорівнює 11,2 км/с. Їх середнявідстані від Сонця складають від 778 млн. км (Юпітер) до 4497 млн. км
(Нептун). Планети-гіганти мають багато спільного, але сильно відрізняються вдеталях. Їх щільності відносно низькі, а щільність Сатурна навіть меншещільності води. Хоча Юпітер видний винятково завдяки відбитому віднього сонячному світлу, планета має також власні джерела тепла.
Однак, незважаючи на те, що температура його ядра повинна бути високої, вонадалеко недостатня, щоб там почалися ядерні реакції, тому Юпітерне можна порівнювати з зіркою начебто Сонця.

П'ять планет - Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн - відомі здревніх часів, оскільки усі вони добре видні неозброєним оком. Уран,який знаходиться на межі видимості неозброєним оком, був випадкововідкритий в 1781г. Усі гіганти супроводжуються свитами супутників: Юпітер має
14 супутників, Сатурн - 15, Уран - 5 і Нептун - 2. Один з супутниківмають розміри планет з діаметрами, принаймні рівними діаметру
Меркурія. Самая видалена з відомих планет - Плутон - була відкрита в
1930 р. Це аж ніяк не гігант, по розмірах він менше Землі, і його звичайновідносять до планет земної групи, хоча відомо про нього дуже мало.

Чим ближче планета до Сонця, тим більше її лінійна і кутова швидкостіі коротше період обертання навколо Сонця. У той час як площини орбітбільшості планет близькі до площини земної орбіти (різниця складає 7градусів для Меркурія і багато менше для інших планет), орбіта Плутонанахилена до неї відносно сильно - на 17 градусів і настільки витягнута,що при найбільшому зближенні із Сонцем Плутон підходить до нього ближче ніж
Нептун. Цілком ймовірно, Плутон утворить свій власний клас планет;можливо навіть, що колись він був супутником Нептуна і лише пізніше знайшовнезалежність.

Комети також є членами Сонячної системи. Це великіосвіти з розрідженого газу і пилових часток з дуже малим твердимядром, вони також звертаються навколо Сонця. Більшість з них маєеліптичні орбіти, що виходять за орбіту Плутона, так що діаметростанньої лише умовно приймається за діаметр Сонячної системи. Крімтого, навколо Сонця звертаються по еліпсах незліченні метеорні тіла (їхможна розглядати як своєрідний сміття в Сонячній системі, деякіметеорні тіла виразно зв'язані з кометами) розміром від піщинки додрібного астероїда. Разом з астероїдами і кометами вони відносяться до малихтіл Сонячної системи. Простір між планетами заповнено вкрайзрідженим газом та космічної пилом. Його пронизують електромагнітнівипромінювання; воно носій магнітних і гравітаційних полів.

Сонце в 109 разів більше Землі по діаметру і приблизно в 333000 размасивніший Землі. Маса всіх планет становить лише близько 0,1% відмаси Сонця, тому воно силою свого притягання керує рухом усіхчленів Сонячної системи.

Закони Кеплера. Перший закон Кеплера: орбіта кожної планети єеліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Другий закон Кеплера
(закон площ): радіус-вектор планети в рівні проміжки часуописує рівні площі. Третій закон Кеплера: квадрати сидеричнийперіодів обертання двох планет відносяться як куби великих піввісь їхорбіт.

Методи вивчення фізичної природи тіл Сонячної системи.
1. Застосування спектрального аналізу. Найважливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє вивчення. Найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дозволяє отримати спектральний аналіз їх вивчення. Він дозволяє встановити з аналізу випромінювання якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху за променем зору та багато іншого.

Спектральний аналіз заснований на розкладанні білого світу наскладові частини. Якщо вузький пучок світла пустити на бічну граньтригранної призми, то, заломлюючись в склі по-різному, що складають білийсвітло промені дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрівсі кольори розміщені завжди в певному порядку. Під спектральнимиспостереженнями розуміють звичайно спостереження в інтервалі від інфрачервоних доультрафіолетових променів. Для вивчення спектрів застосовують прилади,звані спектроскопії і спектрографом. У спектроскоп спектррозглядають, а спектрографом його фотографують, малюнок спектруназивається спектрограми.

Існують такі види спектрів.

Суцільний або безперервний спектр у вигляді райдужної смужки дають тверді ірідкі розпечені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить щільнімаси газу.

лінійчатий спектр випромінювання дають зріджені гази і пари при сильномунагріванні або під дією електричного розряду. Кожний газ випромінюєсвітло строго визначених довжин хвиль і дає характерний для даногохімічного елемента лінійчатий спектр. Сильні зміни стану газуабо умов його світіння, наприклад нагрівання чи іонізація, викликаютьпевні зміни в спектрі цього газу.

лінійчатий спектр поглинання дають гази і пари, коли за ними знаходитьсяяскравий джерело, що дає неперервний спектр. Спектр поглинання представляєсобою безперервний спектр, перерізаний темними лініями, які знаходяться втих самих місцях, де мають бути розташовані яскраві лінії, властиві даномугазу.

Вивчення спектрів дозволяє проводити аналіз хімічного складугазів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул,випромінюючих чи поглинають енергію, визначаються за інтенсивністю ліній.
Чим більше атомів, тим яскравіше лінія в спектрі випромінювання або тим вона темніше вспектрі поглинання. Коли тіло розжарений до червона, у його суцільному спектрінайяскравіше червона частина. При подальшому нагріванні найбільша яскравість вспектрі переходить в жовту, потім у зелену частину і так далі. Теоріявипромінювання світла, перевірена на досвіді, показує, що розподіляскравості вздовж суцільного спектра залежить від температури тіла. Знаючи цюзалежність, можна встановити температуру Сонця і зірок.

Треба пам'ятати, що спектральний аналіз дозволяє визначати хімічнийсклад тільки самосвітним або поглинають випромінювання газів. Хімічнийскладу твердого тіла за допомогою спектрального аналізу визначити не можна.
2. Оптичні та радіонаблюденія. Для вивчення небесних об'єктів застосовують і інші методи, наприклад фотографування світил за допомогою астрографа

(телескоп, призначений спеціально для фотографування ділянок неба). За допомогою астрономічних фотографій можна виміряти повільні переміщення порівняно близьких зірок на тлі більш далеких, побачити зображення дуже слабких об'єктів на негативі, виміряти величину потоків випромінювання, що приходить від зірок, планет та інших космічних об'єктів.

Наші уявлення про небесні тілах і їх системахнадзвичайно збагатилися після того, як стало можливим вивчати їхрадіовипромінювання. Для цього створені радіотелескопи різних систем. Антенидеяких радіотелескопів схожі на звичайні рефлектори, вони збираютьрадіохвилі у фокусі металевого увігнутого дзеркала. Це дзеркало можназробити гратчастим і величезних розмірів - діаметром у десятки і сотніметрів. Такий спосіб дозволяє дізнатися структуру радіоджерела і вимірятийого кутовий розмір, навіть якщо він у багато разів менше кутової секунди.

3.Обсерваторіі. Астрономічні дослідження проводяться внаукових інститутах, університетах і обсерваторіях. Але не кожнаобсерваторія веде всі види астрономічних робіт, але на багатьох єспеціальне обладнання, призначене для вирішення певного класуастрономічних завдань, наприклад для визначення точного положення зірок нанебі, а також швидкодіючі рахункові машини.

4. Дослідження за допомогою космічної техніки займають особливемісце в методах вивчення небесних тіл і космічного середовища. До теперішньогочасу космонавтика зробила можливим: 1) створення позаатмосфернихштучних супутників Землі; 2) створення штучних супутників Місяця іпланет; 3) доставку приладів, керованих із Землі, на Місяць і планети; 4)створення автоматів, що доставляють з Місяця проби грунту; 5) польоти в космослабораторій з людьми і висадку космонавтів на Місяць. Позаатмосферніспостереження дозволяють приймати випромінювання, які сильно поглинаються земноїатмосферою: далекі ультрафіолетові, рентгенівські й інфрачервоні промені,радіовипромінювання деяких довжин хвиль, а також корпускулярні випромінювання Сонцята інших тіл. Позаатмосферні спостереження Місяця і планет, зірок і туманностей,міжпланетної та міжзоряного середовища дуже збагатили наші знання про природу іфізичні властивості цих об'єктів.

Меркурій, Венера, Земля і Марс відрізняються від планет-гігантів меншимирозмірами, меншою масою, більшою щільністю, більш повільним обертанням,набагато більше розрідженими атмосферами (на Меркурії атмосфера практичновідсутній, тому його денна півкуля сильно загострюється; всі планети -гіганти оточені потужними протяжними атмосферами), малим числом супутниківабо відсутністю їх.

Оскільки планети-гіганти знаходяться далеко від Сонця, їх температура
(принаймні, над їх хмарами) дуже низька: на Юпітері - 145 С, на
Сатурні - 180 С, на Урані і Нептуні ще нижче. А температура в планет земноїгрупи значно вище (на Венері до плюс 500 С). Мала середня щільністьпланет-гігантів може порозуміються тим, що вона виходить розподілом маси навидимий обсяг, а обсяг ми оцінюємо по непрозорого шару обширноїатмосфери. Мала щільність і достаток водню відрізняють планети-гіганти відінших планет.

Фізичні умови на Місяці та її рельєф.

Місяць - найближче до Землі природне небесне тіло. Її середнєвідстань від Землі становить 384400 км, що майже в 10 разів перевищуєдовжину земного екватора. Це - невелике небесне тіло діаметром 3476 км імасою, що становить 1/81 маси Землі, тому і швидкість тікання для неїдорівнює 2,4 км/c, що занадто мало, щоб утримати помітну атмосферу.
Середня її щільність менше ніж у Землі, імовірно, у Місяця немає такогощільного ядра, яке є у Землі. Радянські космічні станції встановиливідсутність у Місяця магнітного поля й поясів радіації та наявність на нійрадіоактивних елементів.
Прискорення сили тяжіння на поверхні Місяця в 6 разів більше, ніж на Землі,становить 162.3 см. сек2 і зменшується на 0.187 см. сек2 при підйомі на 1кілометр. Місяць обертається щодо Сонця з періодом, рівнимсинодичним місяцю, тому день на Місяці триває майже 1.5 діб і стількиж продовжується ніч. Не будучи захищеною атмосферою, поверхня Місяцянагрівається вдень до + 110о С, а вночі остигає до -120 ° С, однак, якпоказали радіонаблюденія, ці величезні коливання температури проникаютьвглиб лише на кілька дециметрів внаслідок надзвичайно слабкоютеплопровідності поверхневих шарів. З тієї ж причини і під час повнихмісячних затемнень нагріта поверхня швидко охолоджується, хоча деякімісця довше зберігають тепло, імовірно, унаслідок великої теплоємності
(так звані "гарячі плями ").

Рельєф місячної поверхні був в основному з'ясований у результатібагаторічних телескопічних спостережень. "Місячні моря", що займають близько 40
% Видимої поверхні Місяця, являють собою рівнинні низовини,пересічені тріщинами і невисокими звивистими валами; великих кратерів наморях порівняно мало. Багато морів оточені концентричними кільцевимихребтами. Інша, більш світла поверхня покрита численнимикратерами, кільцеподібними хребтами, борознами і так далі. Кратери менш 15 -
20 кілометрівв мають просту чашоподібну форму, більш великі кратери (до 200кілометрів) складаються з округлого вала з крутими внутрішніми схилами, маютьпорівняно плоске дно, більш поглиблене, ніж навколишня місцевість,часто з центральною гіркою. Висоти гір над навколишньою місцевістювизначаються по довжині тіней на місячній чи поверхні фотометричнимспособом. Набагато докладніше і точніше вивчений рельєф крайової зони Місяця,яка, в залежності від фази лібрації, обмежує диск Місяця.

Кратери на місячній поверхні мають різний відносний вік:від древніх, ледь помітних, сильно перероблених утворень до дужечітких в обрисах молодих кратерів, іноді оточених світлими "променями".
При цьому молоді кратери перекривають більш древні. В одних випадках кратериврізані в поверхню місячних морів, а в інших - гірські породи морівперекривають кратери. Тектонічні розриви те розсікають кратери і моря, тосамі перекриваються більш молодими утвореннями. Ці та інші співвідношеннядозволяють установити послідовність виникнення різних структур намісячної поверхні; у 1949 радянський вчений А. В. Хабаков розділив місячніутворення на кілька послідовних вікових комплексів.

В утворенні форм місячного рельєфу брали участь, як внутрішнісили, так і зовнішні впливи. Розрахунки термічної історії Місяцяпоказують, що незабаром після її утворення надра були розігрітірадіоактивним теплом і значною мірою розплавлені, що призвело доінтенсивного вулканізму на поверхні. У результаті утворилисягігантські лавові полючи і деяка кількість вулканічних кратерів, атакож численні тріщини, уступи й інше. Разом з цим на поверхню
Місяця на ранніх етапах випадала величезна кількість метеоритів і астероїдів
- Залишків протопланетної хмари, при вибухах яких виникали кратери --від мікроскопічних лунок до кільцевих структур поперечником у багатодесятків, а можливо і до декількох сотень кілометрів. Через відсутністьатмосфери і гідросфери значна частина цих кратерів збереглася донаших днів. Зараз метеорити випадають на Місяць набагато рідше; вулканізм такожв основному припинився, оскільки Місяць витратив багато тепловоїенергії, а радіоактивні елементи були винесені в зовнішні шари Місяця. Прозалишковий вулканізм свідчать витікання вуглецевих газів умісячних кратерах, спектрограми яких були вперше отримані радянськимастрономом Н. А. Козирєв.

Планети земної групи (Венера).
Венера, друга по близькості до Сонця планета, майже такого ж розміру, як
Земля, а її маса більше 80% земної маси. Розташована ближче до Сонця,ніж наша планета, Венера отримує від нього в два з гаком рази більше світлаі тепла, ніж Земля. Тим не менш, з тіньової сторони на Венері пануємороз більше 20 градусів нижче нуля, оскільки сюди не попадають сонячні променіпротягом дуже довгого часу. Вона має дуже щільну, глибоку і дужехмарну атмосферу, що не дозволяє нам побачити поверхню планети.
Атмосферу - газову оболонку, на Венері, відкрив М.В. Ломоносов, в 1761році, що так само показало схожість Венери з Землею.
Середня відстань від Венери до Сонця 108,2 млн. км; воно практичнопостійно, оскільки орбіта Венери ближче до кола, ніж у будь-який іншийпланети. Часом Венера підходить до Землі на відстань, меншу 40мільйонів км.
У 1930 році було встановлено, що атмосфера Венери складається, в основному, звуглекислого газу, який здатний діяти як свого роду покривало,затримуючи сонячне тепло. Були популярні дві картини планети. Однамалювала поверхню Венери майже повністю покритою водою, в якіймогли розвиватися примітивні форми життя, - як це було на Землімільярди років тому. Інша представляла Венеру як розпечену, суху ікурну пустелю.
В1962 році американський апарат "Маринер - 2" пройшов поблизу Венери іпередав інформацію, яка підтвердила, що її поверхня дуже гаряча.
Було встановлено також, що період обертання Венери навколо осі - тривалий,близько 243 земних діб, - більше, ніж період обертання навколо Сонця (224,
7 діб), тому на Венері "доба" довше року і календар абсолютнонезвичайний.
Тепер відомо, що Венера обертається у зворотному напрямку - зі сходу назахід, а не із заходу на схід, як Земля і більшість інших планет. Дляспостерігача на поверхні Венери Сонце сходить на заході, а заходить насході, хоча насправді хмарна атмосфера повністю закриваєнебо. У лютому 1974 року знімки верхнього шару хмар показали смугастуструктуру хмар. Вони також підтвердили, що період обертання верхнього шарухмар всього лише 4 доби, так що будова атмосфери Венери не схоже наземне.
На поверхні Венери є кратери, походження яких невідоме,але, оскільки в такій щільній атмосфері повинна бути сильна ерозія, по "геологічними "стандартами вони навряд чи можуть бути дуже старими. Причиноювиникнення кратерів може бути вулканізм, тому гіпотезу про те, що на
Венері відбуваються вулканічні процеси, поки не можна виключити. Також на
Венері знайдено кілька гірських областей. Найбільший гірський район -
Іштар - за площею удвічі перевищує Тибет. У центрі його на висоту 11 кмпіднімається гігантський вулканічний конус. Було виявлено, що вхмарах міститься велика кількість сірчаної кислоти.
Поверхня Венери усипана гладкими скельними уламками, по складусхожими на земні базальти, багато з яких мали біля 1 м впоперечнику. Вкрай висока температура в нижніх шарах атмосфери Венери іна її поверхні більшою мірою обумовлена так званим "парниковимефектом ". Сонячні світлові промені поглинаються в нижніх шарах і, випромінюючиназад у вигляді інфрачервоних променів, затримуються її хмарним шаром, як упарниках. З висотою над поверхнею температура знижується, і встратосфері Венери панує мороз. Температура на поверхні Венери 485С, атиск в 90 разів перевищує тиск біля поверхні Землі. Було виявлено,крім того, що шар хмар кінчається на висоті близько 30 км. Нижчезнаходиться область гарячого їдкого туману. На висотах 50 - 70 кмрозташовуються могутні хмарні шари і дмуть ураганні вітри. У поверхні
Венери атмосфера дуже щільна (всього лише в 10 разів менше щільності води).

Планети-гіганти (Сатурн).
Сатурн, сама далека з планет, відомих з давніх-давен добре відомийнеозброєним оком об'єкт, хоча в дотелескопіческіе часи не буломожливості виявити його кільця. Середня відстань Сатурна від Сонця
1427 млн. км, а період обертання - 24,46 року. Він буває у протистоянніприблизно раз на 378 днів, так що його можна спостерігати щорічно протягомкількох місяців.
Сатурн - друга з найбільших планет. Його екваторіальний діаметр становить
120000 км, а полярний значно менше, оскільки планета сильносплюснута. Це пояснюється, по-перше, його низькою щільністю (вона меншещільності води, що відрізняє Сатурн від інших головних планет) і, по-друге,його швидким обертанням навколо осі. Період обертання на екваторі дорівнює 10 год 14хв, а на полюсах - приблизно на 26 хв довша.

Сатурн - газовий гігант, що складається в основному з водню. Запорівнянні з Юпітером в його складі виявляється дещо більше метану іменше аміаку, тому що низькі температури призводять до виморожування більшоїчастини аміаку з атмосфери планети. Хоча маса Сатурна в 95 разів перевищуємасу Землі, сила тяжіння на його поверхні лише трохи більше, ніж на
Землі. Поблизу ядра Сатурна температура висока, тиск значне, ітому водень, можливо, знаходиться в металевому стані. До цих пірне виявлено ознак існування в Сатурна магнітного поля. Оскільки
Сатурн, як і всі планети-гіганти, знаходиться далеко від Сонця йоготемпература (принаймні, над хмарами) дуже низька: - 180 С.

Якщо дивитися в телескоп середньої, Сатурн виглядає жовтуватим диском,пересіченим хмарним смугами, які загалом схожі на юпітеріанскіе,але значно більш "спокійні". Плями в смугах Сатурна щодорідкісні, але все ж іноді з'являються. На Сатурні немає плям, яке можна порівняти ззнаменитим Велика Червона Пляма Юпітера. Не рахуючи самих смуг, всерешта освіти поверхні Сатурна живуть порівняно недовго ішвидко змінюються.

Теоретично побудовано моделі масивних планет, на зразок Сатурна і
Юпітера, що складаються з водню й гелію. У центрі планети температура можедосягати декількох тисяч градусів. Щільність газової атмосфери упідстави близько 100 кг/м3. Мала середня щільність планет-гігантів можепояснюється тим, що вона виходить розподілом маси на видимий обсяг, а обсягми оцінюємо по непрозорого шару великої атмосфери. Мала щільність ідостаток водню відрізняють планети-гіганти від інших планет.

Виключним освітою в Сонячній системі здавалося яскраве кільцетовщиною не більше ніж у кілька кілометрів, що оточує Сатурн. Вонорозташовано в площині екватора Сатурна, яка нахилена до площини йогоорбіти на 27 градусів. Тому протягом 30-річного оберту Сатурна навколо
Сонця нам видно кільце то досить розкритим, то ніби з ребра, коли йогоможна розглядати у вигляді тонкої лінії лише у великі телескопи. Ширина цьогокільця така, що по ньому, будь воно суцільне, міг би котитися земну кулю.

Російський учений А.А. Білопільський, вивчивши спектр кільця, підтвердивтеоретичний висновок про те, що кільце в Сатурна має бути не суцільним, аскладатися з безлічі дрібних частинок. За спектром, використовуючи принцип Доплера
- Фізо, він встановив, що внутрішні частини кільця обертаються швидше, ніжзовнішні, у відповідність з третім законом Кеплера.

Фотографії, передані автоматичними станціями, запущеними до
Сатурна, показали, що його кільце складається з багатьох сотень окремих вузьких
"Колечок", розділених темними проміжками. Передбачається, що такаструктура кілець пов'язана з гравітаційним впливом численних супутниківпланети на рух частинок речовини, що утворює кільця.

Система кілець Сатурна або виникла при руйнуванні колисьіснував супутника планети (наприклад, при її зіткненні з іншимсупутником чи астероїдом), або ж становить залишок того речовини, зякого в далекому минулому утворилися супутники Сатурна і яка черезприливного впливу планети не змогло "зібратися" в окремі супутники.

Малі тіла Сонячної системи.

1. Астероїди. Малі планети, або астероїди, здебільшого звертаютьсяміж орбітами Марса і Юпітера й невидимі неозброєним оком. В данийчас відомо понад 3000 астероїдів. Можливо, астероїди виникли тому,що речовини з якоїсь причини не вдалося зібратися в одне велике тіло --планету. Протягом мільярдів років астероїди стикаються один з одним.
На цю думку наводить те, що ряд астероїдів має не кулясту, анеправильну форму. Сумарна маса астероїдів оцінюється всього лише в 0,1маси Землі.

Найяскравіший астероїд - Веста не буває яскравішим 6-ї зоряної величини.
Найбільший астероїд - Церера, його діаметр близько 800 км, і за орбітою
Марса навіть у найсильніші телескопи на такому малому диску нічого не можнарозглянути. Найдрібніші з відомих астероїдів мають діаметри лише близькокілометри. Звичайно, у астероїдів немає атмосфери. Для астероїдів характернопетлеподібні переміщення на фоні зоряного неба, орбіти деякихастероїдів мають незвичайно великі ексцентриситет, внаслідок чого вперигелії вони підходять до Сонця ближче, ніж Марс і навіть Земля

2. Боліди і метеорити. Болідом називається досить рідкісне явище --що летить по небу вогненна куля. Це явище спричиняється вторгненням у щільнішари атмосфери великих метеорних тіл, оточені обширною оболонкоюрозпечених газів і часток, що утворюються при нагріванні внаслідокгальмування в атмосфері. Боліди часто мають помітний кутовий діаметр в 1/10
- Ѕ видимого діаметра Місяця і бувають видно навіть удень. Від сильногоопору повітря метеорні тіло нерідко розколюється і з гуркотомвипадає на Землю у вигляді осколків. Впало на Землю тіло називаєтьсяметеоритом.

Метеорит, що має невеликі розміри, іноді цілком випаровується ватмосфері Землі. У більшості випадків маса метеорита за час польотурізко зменшується. До Землі долітають лише залишки метеорита, звичайноУспішність охолонути, коли космічна швидкість його вже погашенаопором повітря. Буває три види метеоритів: кам'яні, залізні іжелезокаменние, особливо багато знаходять залізних метеоритів. За змістомрадіоактивних елементів визначають вік метеоритів. Він різний, аленайстаріші метеорити мають вік 4,5 млрд. років.

Структура деяких метеоритів свідчить про те, що вонипіддавалися високих температур і тисків і, отже, моглиіснувати в надрах що зруйнувала планети або великого астероїда

3. Комети й метеори. Метеорна тіло, що породжує метеор, - це, якправило, крихітна частинка, зазвичай менше піщинки, що рухається навколо
Сонця. Вона така мала, що стає видимою, тільки коли потрапляє вверхню атмосферу Землі (його швидкість при цьому близько 42 км/с). Метеорибувають двох основних типів: метеорні потоки і спорадичні (випадкові)метеори. Останні можуть з'являтися з будь-якого боку і в будь-який час. Увідміну від них метеорні потоки пов'язані з кометами. Наприклад, добревідомий потік Леонід, який спостерігається щороку в листопаді, пов'язують зіслабкою періодичної кометою Темпеля, причому метеорні частки рухаються потій же самій орбіті, що й сама комета. Прийнято вважати, що метеори - цепросто "уламки" комет. Можливо, це деяке спрощення, але зовсімточно відомо, що один з періодичних комет - комета комета --розпалася і замість неї виник метеорний потік. Немає сумніву, що, коликомета рухається по орбіті, вона буквально "розсипає" слідом за собоюметеорної речовини.

Велика комета складається з трьох основних частин: ядра (що міститьбільшу частину маси), голови комети, або "коми" і хвоста. Голова і хвісткомети видно тільки тоді, коли комета наближається до Сонця і статьдією сонячного випромінювання лід у ядрі починає випаровуватися. Коли кометавіддаляється, хвіст зникає. Невеликі комети, однак, часто позбавлені хвостів ів небі виглядають швидше як невеликі клаптики слабо підсвічений пряжі.

Хвости комет бувають двох основних типів: газові і пилові. У ціломугазові хвости щодо прямі, тоді як пилові стежки, оскількивони відстають від летить по орбіті комети. Хвіст комети формуються врезультаті випаровування льодів їх ядер, тому речовина ядер постійновитрачається, і, за космічними поняттями, комети - короткоживучіосвіти.

Комети - члени Сонячної системи, але їх орбіти в більшості випадківвідрізняються від орбіт планет тим, що вони набагато більше ексцентричні. Кометипрактично не випускають власного випромінювання, а відбивають сонячне світло;останній до того ж змушує речовина комет світитися (флуоресціровать).
Таким чином, більшу частину комет не можна простежити на протязі всієїорбіти, і їх видно, тільки коли підходять відносно близько до Землі і
Сонцю.

Комети бувають короткоперіодичні і долгоперіодіческіе. Всікороткоперіодичні комети - слабкі, і багато з них важко спостерігати втелескоп. Деякі комети мають порівняно кругові орбіти, і за нимиможна простежити на всьому їхньому шляху навколо Сонця. Інші яскраві комети маютьнабагато більші періоди, які ми навіть не можемо визначити точно.
Поява комет такого типу не можна передбачити, і вони завжди єсюрпризом для астрономів.

Сучасні уявлення про походження Сонячної системи.

Для розвитку матеріалістичного світогляду величезну роль гралиперші наукові припущення про походження Сонячної системи. У 1796 р.французький вчений Лаплас докладно описав гіпотезу утворення Сонця іпланет з вже обертається газової туманності. Лаплас врахував основніхарактерні риси Сонячної системи, що повинна пояснити будь-якагіпотеза про її походження: основна маса системи зосереджена в Сонці;орбіти планет і супутників майже колові й лежать майже в одній площині;відстані між ними зростають за певним законом; майже всі планетине тільки обертаються навколо Сонця, а й обертаються навколо своїх осей водному напрямку.

Отже, згідно з сучасними уявленнями Сонячна система почалася збезформною маси газ??. Тоді ще не було справжнього Сонця, в якомувідбувалися б ядерні реакції. Основну частку газу становив водень. ЗаПісля деякого часу це хмара - Сонячна туманність - початокбрати регулярну форму. При цьому трохи збільшилася температура,хоча Сонце ще не сформувалося. Газове хмара продовжувало стискатися піддією гравітаційних сил так, що сама щільна частина його знаходилася вцентрі. Так виникло Сонце, яке почало випромінювати, тобто сталозіркою. У міру збільшення світності Сонця газова хмара ставаловсе менш однорідним. У ньому з'явилися згущення, здатні притягуватинавколишній речовина; так утворилися протопланети. Зі зростанням розмірів імаси протопланет їх гравітаційне тяжіння ставало все сильніше, івони збирали все більше матеріалу з навколишніх областей туманності. Замірою стиснення сонячної туманності все більше речовини збиралося впротопланетах, одночасно зростала потужність випромінювання Сонця. Основніпротопланети продовжували рости і набирати речовина завдяки своємугравітаційного тяжінню, тому число протопланет ставало всеменше. У міру зростання протопланет їх форма ставала сферичної і
Сонячна система почала приймати знайомий нам вигляд. Сонце вже випромінювалоенергію завдяки термоядерним реакцій. Протягом тривалого періодуформування протопланет Сонце вступило в стійкий період існуванняяк зірка головної послідовності. Приблизно 5 млрд. років тому Сонячнасистема сформувалася в тому вигляді, в якому ми знаємо її тепер, - зстійким Сонцем, оточеним планетами.

За гіпотезою О. Ю. Шмідта, планети виникли з речовини величезноїхолодного газопилового хмари, що обертається навколо Сонця. На прикладі Земліможна розглянути, як утворювалися планети Сонячної системи. Розрахункипоказують, що Земля виросла до її сучасної маси за кілька сотмільйонів років. Земля, холодна на поверхні, стала розігріватися за рахунокрозпаду радіоактивних елементів. Це призвело до розплавлення земних надр.
Важкі елементи продіффундіровалі вниз, утворивши ядро, а легкіутворили кору. У рої частинок, що оточував зародки планет, повторювавсяпроцес злипання частинок, і виникли супутники планет. У частинах газопиловогодиска, віддалених від Сонця, панувала низька температура, і водень приформуванні великих планет не вивітрився. Сильний нагрівання хмари поблизу
Сонця прискорював розсіювання водню, і в планетах земної групи його майже незбереглося. Шмідту вдалося також вперше теоретично вивести спостережуванийзакон планетних відстаней від Сонця.

Велику труднощі представляє пояснення того, як початковагазопилової хмара, що оточувала молоде Сонце, зберегло свої великірозміри і отримало швидке обертання.

Теоретичні розрахунки, що враховують наявність магнітного поля та рядінших чинників, що дозволяють пояснити походження планетної системи, алеокремі моменти цієї теорії все ще потребують перевірки і уточнення.

Список використанням