Monika Šípková Listopad 2008

Prezentace na téma: "Monika Šípková Listopad 2008"— Transkript prezentace:

1 Monika Šípková Listopad 2008
SLUNEČNÍ SOUSTAVA

2 Sluneční soustava Sluneční soustava je planetární systém hvězdy pojmenované Slunce, ve které se nachází i naše domovská planeta Země. Soustavu tvoří 8 planet, více než 3 trpasličí planety, přes 150 měsíců (především planet Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) a další menší tělesa jako planetky, komety, meteoroidy apod. Planety obíhají po eliptických drahách kolem Slunce, které je ve společném ohnisku oběžných elips. Měsíce obíhají kolem planet také po eliptických drahách. Sluneční soustava je součástí galaxie známé také pod názvem Mléčná dráha. Zhruba 99,866 % celkové hmotnosti sluneční soustavy tvoří samo Slunce, které svou gravitační silou udržuje soustavu pohromadě. Zbylých 0,133 % připadá na planety a jiná tělesa. Soustava se rozkládá do vzdálenosti přibližně 2 světelných let, pásmo komet do vzdálenosti přibližně 1 000 AU, planetární soustava 50 AU. Soustava vznikla asi před 5 miliardami let (různé zdroje uvádějí rozmezí 4, miliard let). Planety jsou v pořadí od Slunce – Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 6min59s

3 Slunce Základní data o Slunci Charakteristika Slunce Slunce je hvězdou průměrné velikosti a ani  jeho poloha v naší Galaxii není nijak výjimečná. Leží asi v 1/3 průměru disku Galaxie (cca světelných let od jejího středu). Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina). U Země je tok sluneční energie 1,4 kW/m2. Hmotu Slunce tvoří převážně vodík, v menší míře helium a stopové množství dalších prvků. Hustota sluneční hmoty je v centru velmi vysoká (až desetinásobek hustoty olova g/cm3) a směrem k povrchu klesá až na 0,001 g/cm3. V průměru je však Slunce jen o něco hustší než voda. Celé sluneční těleso rotuje, avšak vzhledem k jeho plynnému charakteru je rotace rovníkových vrstev rychlejší než rotace pólů. Slunce má výrazné magnetické pole, do kterého je ponořena celá Sluneční soustava. Hmotnost  ,989×1030 kg Průměr  km Teplota povrchu K Teplota jádra K Doba otočení kolem osy 25 dní rovník; dní póly Chemické složení H 92,1%; He 7,8%; O 0,061%; C 0,03 % Průměrná hustota ,4 g/cm3 Slunce vzniklo asi před 4,6 miliardami let a bude svítit ještě přibližně 7 miliard let. Stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti i Slunce září díky termonukleárním reakcím v jádře. Povrch se neustále mění, vznikají a zanikají sluneční skvrny, protuberance, erupce i jiné sluneční útvary. Slunce ovlivňuje ostatní tělesa Sluneční soustavy nejen gravitačně, ale i zářením v širokém spektru vlnových délek, magnetickým polem i proudem nabitých částic. Indukce mg.pole   (10 až 300)×10-6 T Spektrální třída G 2 Hustota výkonu 0,19 mW/kg Celkový výkon ×1026 W Tok energie u Země ,4 kW/m2 Úniková rychlost km/s Tíhové zrychlení g Magnituda Relativní  -26,8 mag Absolutní +4,1 mag

4 Slunce Fotosféra Povrch Slunce, zvaný fotosféra, má teplotu asi K. Je pro něj charakteristická tzv. granulace - vrcholky vzestupných a sestupných  proudů z konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Z fotosféry jsou vyvrhovány protuberance - oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli. Chromosféra Chromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Je to pravděpodobně způsobeno rozpadem různých typů nestabilit plazmatu, které chromosféru ohřívají. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce - náhlá zjasnění v chromosféře. Jádro Jádro je energetickým zdrojem nejen Slunce, ale i 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 hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů. Schéma naznačuje nejrozšířenější typ reakce v našem Slunci - tzv. proton-protonový řetězec.  Vrstva v zářivé rovnováze  Jádro obklopuje Vrstva v zářivé rovnováze, široká 500 tisíc km. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu přibližně 100 tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním hmotou a znovu vyzářením v náhodném směru. Konvektivní zóna Proudy horké sluneční hmoty v Konvektivní zóně proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Šířka tohoto pásma je asi 200 tisíc km.  Koróna 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 1,5×106 K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 700 K). Rekonekce magnetických silokřivek a turbulentní brzdění spolu s tlumením magnetoakusztických vln právě v koróně je pravděpodobnou příčinou této vysoké teploty koróny.

5 Merkur Charakteristika Merkuru Merkur je malá, skalnatá planeta, pokrytá velkým množstvím kráterů. Jeho oběžná dráha je blíže Slunci než dráha Země, proto se na nebi nikdy příliš nevzdaluje od Slunce. Trajektorie má značnou výstřednost e = 0,21 a dosti velký sklon k ekliptice i = 7°. Merkur má velmi řídkou atmosféru, tvořenou hlavně sodíkem, se stopami vodíku a helia. Teplota na jeho povrchu po západu Slunce velmi rychle klesá až na –180°C a přes den vystupuje na 430°C. 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 Merkura 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. Merkur je planeta nejbližší Slunci. Vzhledem k pomalé rotaci Merkuru kolem vlastní osy trvá den na Merkuru dvakrát déle než oběh Slunce. Je to skalnatá planeta, posetá krátery podobně jako náš Měsíc. Je téměř bez atmosféry, v pořadí velikosti nejmenší. Teplota povrchu tohoto tělesa kolísá mezi –180°C a 430°C.

6 Základní data o Merkuru
Hmotnost ,3×1023 kg Průměr km Hustota kg×m−3 Povrchová teplota −180°C až 430°C Doba otočení kolem osy ,65 dne Doba oběhu kolem Slunce pozem. dní Průměrná vzdálenost od Slunce mil. Km Excentricita ,21 Inklinace ° Počet měsíců 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 Rotace Merkuru je ve velmi těsné rezonanci s oběžnou dobou v poměru 2:3. Je to důsledkem slapových sil působících na Merkur. Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 0min29s

7 Charakteristika Venuše
Venuše, zahalená v husté atmosféře, dobře odráží sluneční svit a je proto snadné nalézt ji v některých obdobích na obloze jako Večernici nebo Jitřenku. Díky neměnnosti počasí se povrch planety téměř nezměnil ani za milióny let. Charakteristika Venuše Povrch této "sestry Země", zahalený v husté atmosféře, nám umožnily pozorovat teprve kosmické sondy, které sestoupily až k jejímu povrchu. Kosmická sonda Magellan, vypuštěná na oběžnou dráhu Venuše, zmapovala radarem detaily povrchu a objevila obrovské krátery, způsobené dopadem obřích meteoritů. Podmínky na Venuši jsou z pohledu člověka dosti nepříznivé: 95-krát vyšší tlak než na Zemi, deště kyseliny sírové a teplota 480°C. Tuto vysokou teplotu způsobuje skleníkový efekt. Sluneční záření proniká atmosférou a ohřívá Venuši. Tepelné záření jejího povrchu však atmosféra s velkým podílem CO2 nepropustí zpět do Vesmíru. Ve vyšších vrstvách atmosféry by mohly přežívat nízké formy organismů (bakterie). Na Venuši je mnoho sopek, některé až 3 km vysoké a 500 km široké. Krátery, sopky a ztuhlé potoky lávy se za miliony let téměř nezměnily - nejsou tam bouřky, změny teplot, led ani jiné činitele, způsobující zvětrávání. Venuše je druhou planetou od Slunce a její dráha leží nejblíže Země. Hustá oblaka kyseliny sírové zabraňují přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu dosahuje teplota povrchu Venuše až 480°C. Venuše krouží kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů km s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (ve směru hodinových ručiček, proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen 2-krát za 1 oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na jaře můžeme Venuši spatřit na západní obloze chvíli po západu Slunce - proto jí lidé říkají Večernice. Přes tři měsíce potom vychází na východní obloze stejná planeta s tříhodinovým předstihem před Sluncem jako Jitřenka.

8 Venuše Základní data o Venuši Důležité objevy
Hmotnost  ,87×1024 kg Průměr km Hustota kg m−3 Povrchová teplota max. 80°C Doba otočení kolem osy dní Doba oběhu kolem Slunce ,7 pozem. dní Průměrná vzdálenost od Slunce ×106 km Počet měsíců Atmosféra CO2(96%),N2(3%), SO2, H2O, CO, He, Ne, HCl, HF 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 snímků oblak 1978-První podrobné mapy, pořízené sondou Pioneer 1990-Sonda Magellan zahajuje podrobné mapování Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 0min54s

9 Země Základní data o Zemi Hmotnost ,9×1024 kg Průměr km Hustota kg m−3 Magnetický dipólový moment 8×1015 T·m3 Průměrná povrchová teplota °C Doba otočení kolem osy den Doba oběhu kolem Slunce ,26 dne Průměrná vzdálenost od Slunce  149×106 km Počet měsíců Oběžná rychlost kolem Slunce 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 Rotační osa Země Rotační osa Země je skloněná o 23° vzhledem ke kolmici k oběžné dráze Země. Rotační osa vykazuje řadu pohybů. Z nich nejvýznamnější jsou: * Pohyb zemské osy spolu se Zemí v prostoru. Tento pohyb 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 vrcholovým 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. * 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. Nejvýznamější jsou dvě periody: ** Chandlerova perioda (435 dní). Je způsobena vlivem netuhosti zemského tělesa, zejména vlivem oceánů. ** Vliv tekutého jádra (cca 1den). Země je třetí planetou v pořadí od Slunce. Je největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém Vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Magnetosféra Země Země spolu s Měsícem tvoří v podstatě dvojplanetu obíhající kolem společného těžiště. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70% povrchu Země je pokryto oceány, 30% tvoří kontinenty. 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.

10 Země Měsíc Měsíc obíhá kolem Země a rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou  polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl). Základní data o Měsíci Hmotnost /81 MZemě Průměr km Hustota kg×m3 Povrchová teplota K Doba otočení kolem osy 27,3 dní (vázaná rotace) Doba oběhu kolem Země 27,3 dní Průměrná vzdálenost od Země  km Magnituda v úplňku ,7 Albedo ,07 Výzkum Měsíce První fotografie odvrácené strany (Luna 3) První tvrdé přistání (Luna 2) První měkké přistání (Luna 9) Přistání člověka na povrchu (Neil Armstrong, Apollo 11) Nalezení vody na Měsíci (Lunar Prospektor) Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 2min39s

11 Mars Atmosféra Měsíce Povrch Sondy Život na Marsu
Mars - planeta více než 100 let spojovaná s mimozemským životem - si až do dnes uchovala své tajemství. Ani s dnešními poznatky ze sond nemůžeme tuto otázku s určitostí potvrdit ani vyvrátit. Mars byl přínosem pro lidské poznání i v dobách Johannese Keplera, kterého pozorování Marsu přivedlo ke třem zákonům pohybu planet. Atmosféra Složení atmosféry: 95,3% CO2; 2,7% N2; 1,6% Ar; 0,14% O2; 0,07% CO; 0,03% H2O. Rychlost větru naměřena až 450 km/hod. Měsíce Mars má dva malé měsíce - Phobos (Strach) a Deimos (Hrůza). Byly to pravděpodobně dříve planetky, které Mars zachytil svou gravitací. Je těžké zpozorovat je i velkým dalekohledem, protože mají průměr jen 23 a 16 km  a jde o nepravidelná skaliska posetá krátery. Povrch Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars - podle boha válek). Obrovské sopky, z nichž ta největší - Olympus Mons (24 km vysoká, 550 km široká, kráter o průměru 72 km) je největší sopkou Sluneční soustavy,  jsou zkamenělými svědky vývoje planety. Charakteristické  pro Mars jsou systémy kaňonů, vzniklé pohybem kůry. Snímky z Vikingů, Pathfinderu a MGS ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Z toho co o Marsu víme, se zdá, že dříve byl Mars vlhčí a teplejší, než je dnes. Sondy 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 provedena chemická analýza, která existenci života nepotvrdila ani nevyvrátila.  V roce 1996 na Marsu přistála sonda Mars Pathfinder, která podrobně prozkoumala bezprostřední okolí přistání (vozítko Sujourner) Marsu. V roce 1997 k Marsu přilétla sonda Mars Global Surveyor (MGS), která provádí podrobný průzkum celé planety. Starty dalších sond se připravují. Život na Marsu Mars, známý jako Rudá planeta, je v pořadí čtvrtým tělesem Sluneční soustavy. Jeho význačnost spočívá v tom, že v minulosti, ale i dnes lidé spojují tuto planetu s mimozemskou formou života. Nedávné (1996) výzkumy 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. Rozpětí teplot, které dnes na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě), by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života, žijící na Zemi.

12 Historie poznávání Marsu
Základní data o Marsu Hmotnost ,4×1023 kg Průměr km × 6751 km Hustota 3930 kg m−3 Povrchová teplota –130°C až +17°C Povrchový tlak Pa až 1400 Pa Sklon rotační osy ° 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 ,093 Inklinace dráhy °05'59,28‘‘ Gravitační zrychlení ,725 ms-2 Úniková rychlost ,024 ms-1 Počet měsíců Rozměry Phobose ×19 km Rozměry Deimose ×12×11 km Historie poznávání Marsu Johannes Kepler dokazuje eliptickou dráhu Marsu se Sluncem v jednom ohnisku Zjištěna doba otáčení asi 24 hodin  Objev Phobose a Deimose Astronom Lowell poprvé hovoří o existenci "Marťanů„ Mariner 4 posílá od Marsu 21 fotografií, ukazujících krátery, ale žádné stopy kanálů Mariner 9 posílá 7329 snímků Marsu přistává Viking 2,  Viking 1. Obě sondy mapují většinu planety, nenacházejí stopy života a posílají první fotografie povrchu. přistává Mars Pathfinder. Podrobný průzkum, vozítko Sojourner. přílet MGS k Marsu. Podrobný průzkum s vysokou rozlišovací schopností. Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 2min20s

13 Jupiter Magnetosféra Tepelná bilance Prstence Měsíce
Největší a nejhmotnější planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Od hvězd se Jupiter liší pouze malou hmotností, která nestačí k vytvoření podmínek pro reakce, probíhající ve hvězdách. I přesto se se svými mnoha měsíci podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Měsíce Kolem Jupiteru krouží 63 měsíců, z nichž čtyři největší objevil již Galileo Galilei. Ganymede je největším Jupiterovým 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 černočervenožluté zbarvení má měsíc  Io. Toto zbarvení způsobuje síra, vyvrhovaná z nitra sopek 200 km nad povrch měsíce. Vyvrhovaná ionizovaná síra vytváří kolem Jupiteru tzv. plazmový torus. V něm se uzavírá část Birkelandových proudů tekoucích podél silokřivek planety a zpětně ohřívá měsíc Io. Vulkanická činnost na měsíci Io je tak způsobena kombinovaným ohřevem gravitačními slapovými silami mateřské planety a elektromagnetickým ohřevem Birkelandovýni proudy. V letech bylo objeveno několik desítek nových měsíců 3,6 metrovým dalekohledem na Havajských ostrovech (CCD 12000×12000 pixlů, David Jewitt ad.). Jde jen o kilometrová skaliska. Magnetosféra Magnetosféra Jupiteru je fenomén, který nemá ve sluneční soustavě obdoby. Především se vymyká svou enormní velikostí. Ve směru ke Slunci (denní, návětrná strana) dosahuje magnetosféra až do devadesátinásobku poloměru planety. Ve směru od Slunce (noční strana) se táhne rozsáhlý magnetický ohon až k oběžné dráze Saturnu, tedy do vzdálenosti 5 astronomických jednotek! Magnetosféra je tak obrovská, že by se do ní vešlo Slunce i s korónou. Lineární rozměry magnetosféry jsou stokrát větší než rozměry magnetosféry Země, objem je dokonce větší milionkrát. Magnetický moment planety Jupiter je 20 000-krát silnější než pozemský. Struktura Vnitřní část planety tvoří oceán kapalného vodíku.  Jeho hlubší část má díky velkému tlaku odtrhány elektrony z atomárních obalů a vykazuje kovové vlastnosti (tzv. kovový vodík). Vnější část oceánu je tvořena stlačeným molekulárním vodíkem a tvoří vlastní povrch planety. Hranice mezi kovovým a molekulárním oceánem je v hloubce 17 000 km pod horní vrstvou mraků. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je  −160°, 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 Jupiteru silné magnetické pole. Toto pole je odpovědné za pozorované polární záře způsobené Birkelandovými proudy tekoucími podél magnetických silokřivek. Tepelná bilance Jupiter vydává asi o 60 % více tepelné energie, než přijímá ze slunečního záření. Předpokládá se, že tato energie pochází ze tří zdrojů: teplo z doby vzniku Jupiteru; energie, uvolňovaná pomalým smršťováním planety a energie velmi slabě probíhajících termonukleárních reakcí. Prstence Jupiter má tři slabé prstence, objevené sondou Voyager 1. Soustavy prstenců pozorujeme u všech obřích planet. Jsou složeny z velmi malých, prachových částic. Charakteristika Jupiter je první z tzv. obřích planet a zároveň je největší a nejhmotnější planetou sluneční soustavy. Je složen převážně z plynů, jejichž chemické složení je podobné Slunci. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká červená skvrna, větší než naše planeta. Sondy K Jupiteru bylo vysláno celkem 5 sond. První byla dvojice sond Pioneer. Nejslavnější se stala mise dvou sond Voyager, která získala podrobné informace o planetě. V letech 1995 až 2003 byla u planety sonda Galileo, která zkoumala zejména Jupiterovy měsíce. Na svou šestiletou cestu byla sonda vypuštěna v roce 1989.

14 Základní data o Jupiteru
Hmotnost ,9×1027 kg Průměr km Hustota ,31 g cm−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 ×106 km Průměrná oběžná rychlost 13 km/s Albedo ,73 Pole na rovníku μT Dipólový moment 160×1018 Tm3 Vybočení dipólu ze středu 13 % Počet měsíců Důležité objevy Galileo pozoruje Jupiter a jeho měsíce dalekohledem První přesná měření rychlosti světla pomocí určení času zákrytů Jupiterových měsíců (Ole Roemer) Objev rádiových vln z Jupiteru (Bernard Burke, Kenneth Franklin) Průlet sond Pioneer Průzkum planety sondami Voyager; zjištěna rotace Velké červené skvrny; objevy dalších Jupiterových prstenců a polární záře Srážka komety SL9 s Jupiterem Podrobný průzkum měsíců sondou Galileo Cca 30 nových měsíců z Havajských ostrovů. Obří magnetosféra Jupiteru, do které se bez problému vejde Slunce i s korónou. Magnetický ohon zasahuje až k dráze Saturnu Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 1min24s

15 Saturn Měsíce Magnetosféra Prstence
Saturn, v pořadí 6. planeta od Slunce, druhá největší planeta sluneční soustavy. Je charakteristická svým dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce 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. Měsíce Saturn má velmi bohatou soustavu měsíců (56). Osm nejmenších má zcela nepravidelný tvar. Měsíc Phoebe obíhá planetu v opačném směru (retrográdně) a je pravděpodobně zachyceným asteroidem. Měsíc Titan je největší Saturnův měsíc a s průměrem 5 150 km je větší než planeta Merkur. Má hustou atmosféru, v níž převažuje dusík s trochou metanu. Tlak atmosféry na povrchu je 1,5 atm (má tedy atmosféru hustší než Země), teplota −180 °C. Tyto hodnoty nevylučují možnost primitivních forem života. Na Titanu přistálo v roce 2005 pouzdro Huygens. Na měsíci Enceladus buď probíhá nebo probíhala v nedávné minulosti tektonická činnost. O jeho geologické aktivitě svědčí světlé zabarvení povrchu s různými kaňony a průrvami. Na měsíci Mimas je obrovský kráter způsobený impaktem, který málem měsíc roztrhl. Měsíc Hyperion se na své dráze namísto rotace chaoticky převaluje díky gravitační vazbě s Titanem. 13 měsíců bylo objeveno ze Země systémem adaptivní optiky dalekohledy umístěnými na hoře Mauna Kea. Magnetosféra Saturn má výrazně menší magnetosféru než Jupiter (asi 20 % velikosti). Struktura magnetického pole je relativně jednoduchá a připomíná zvětšeninu magnetosféry naší Země. V blízkosti planety má pole téměř ideální dipólový charakter. Plazma uvnitř magnetosféry zaujímá spolu s  radiačními pásy oblast rozsáhlého toru, jehož vnitřní část je ukončena prstenci A, B a C, které absorbují veškeré částice z této oblasti. Součástí vnitřního toru jsou měsíce Mimas, Enceladus, Tethys a Dione. Koncentrace nabitých částic dosahuje až 3 000 v jednom cm3. Plazmosféra včetně radiačních pásů interaguje s měsíci obíhajícími v této oblasti. Měsíce vychytávají nabité částice a vytvářejí v rozdělení koncentrace částic v radiálním směru charakteristická minima. Vnější část toru je rozprostřena kolem dráhy měsíce Rhea a zasahuje až k dráze Titanu, kde již převažují neutrální částice. Prstence Saturn má soustavu prstenců, z nichž 3 hlavní jsou viditelné velkými dalekohledy. Přestože prstence jsou široké několik desítek tisíc km, jejich tloušťka je jen pár stovek metrů, maximálně kilometr. Prstence tvoří drobné částice, patrně ledem obalené kousky hornin o velikosti od několika cm po desítky metrů. V prstenci B byly nalezeny radiální struktury (loukotě). Ukázalo se, že jde o levitující nabitý prach. 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. Charakteristika Saturn patří k obřím planetám sluneční soustavy. Oběhne Slunce za 30 pozemských let, ale kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Tato rychlá diferenciální rotace způsobuje obdobně jako na Jupiteru vznik pásů. V atmosféře jsou někdy pozorovány velké žluté či bílé skvrny (Velká bílá skvrna – 1990). Atmosféra je tvořena převážně vodíkem a heliem, s oblaky čpavku. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů železa obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole je slabší než u Jupiteru, má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou. Dipólový moment je 35× menší než u Jupiteru, ale 575× větší než u Země. Sondy Poprvé obletěla Saturn sonda Pioneer 11 v roce Podrobné snímky prstenců a některých měsíců pořídily sondy Voyager 1 v roce 1980 a Voyager 2 v roce Od roku 2004 je u Saturnu sonda Cassini (NASA) s pouzdrem Huygens (ESA), které přistálo na Titanu počátkem roku 2005.

16 Základní data o Saturnu
Hmotnost ,68×1026 kg Průměr km Hustota ,71 g cm−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 ×106 km Průměrná oběžná rychlost 9,65 km/s Pole na rovníku μT Magnetický dipólový moment ,6×1018 Tm3 Vybočení dipólu ze středu  % Počet měsíců Důležité objevy Galileo poprvé pozoruje Saturn Christian Huygens objevuje Titan a o rok později Saturnův prstenec  Cassiniho objev dělení prstenců Průlet sondy Pioneer 11 Voyager 1 fotografuje Saturn a Titan Přílet Voyageru 2 Objev chaotické rotace Hyperionu Pozorování planety Hubblovým kosmickým dalekohledem Objev 13 dalších malých měsíců s nepravidelnými drahami (2,2 m dalekohled ESO a 3,5 m dalekohled na Mauna Kea)  Přílet sondy Cassini–Huygens, intenzívní výzkum Saturnu Přistání pouzdra Huygens na měsíci Titan Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 0min49s

17 Uran Magnetosféra Charakteristika
Další z obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5m je na hranici viditelnosti lidského oka. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Magnetosféra Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Sama magnetosféra je výrazná, intenzita pole na rovníku je srovnatelná s intenzitou pole Země, celkový dipólový moment je dvanáctkrát menší než u Saturnu, ale padesátkrát větší než u Země. Ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. Radiační pásy u Uranu jsou podobné radiačním pasům u Saturnu. Prstence a měsíce Planeta má 11 málo patrných mladých prstenců, objevených při zákrytu jedné hvězdy Uranem. Uran má 5 větších a 22 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, 2001 a 2003. 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 vrstvy a střídání 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 ve vnějších oblastech obíhají planetu retrográdně, možná jde o zachycené planetky. Charakteristika Sedmá planeta sluneční soustavy je další z plynných obrů s velmi nízkou (−220 °C = 53 K) teplotou. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je pravděpodobně malé jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky 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.

18 Uran Základní data o Uranu Důležité objevy
Hmotnost ,7×1025 kg Průměr km Hustota kg×m-3 Povrchová teplota  – 220 °C Doba otočení kolem osy 17 h 14 min Sklon rotační osy  ° Doba oběhu kolem Slunce let Průměrná vzdálenost od Slunce ,86×109 km Magnetické pole na rovníku 23 μT Magnetický dipólový moment ,4×1018 Tm3 Vybočení dipólu ze středu  % Počet měsíců Důležité objevy První zaznamenání Uranu; je považován za hvězdu (John Flamsteed) Uran objeven jako planeta Williamem Herschelem  William Herschell objevil měsíce Titania a Oberon William Lassel objevil Ariel a Umbriel Gerard Kuiper objevil Mirandu, poslední z velkých měsíců Objev Uranových prstenců při zákrytu jedné hvězdy Uranem Průlet sondy Voyager 2, objev deseti drobných měsíců P. D. Nicholson objevil měsíce Kaliban a Sycorax (jako objekty 22. maguitudy, Mt. Palomar) E. Karschkov ukázal, že měsíce Cordelia a Ophelia jsou pastýřské měsíce způsobující propletení prstenců Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 0min24s

19 Neptun Charakteristika Atmosféra Prstence a měsíce Magnetické pole
Neptun je poslední z obřích planet, osmá planeta v pořadí od Slunce. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, pravděpodobně rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Charakteristika Neptun je téměř stejně velký jako Uran, ale přesto, že je mnohem dále od Slunce, jeho teplota je o něco vyšší (–213 °C). Neptun má v nitru vlastní zdroj energie, podobně jako Jupiter a Saturn. Průměrná hvězdná velikost je 7,8m, úhlový průměr má 2,2". Atmosféra Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno, podobně jako u Uranu, stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 vkm/h.  Magnetické pole Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 R. Detekovány byly slabé polární záře (Voyager 2). Dipólový moment je 27-krát větší než magnetický dipólový moment naší Země. Nedipólový příspěvek k poli na povrchu planety je největší ze všech planet, kvadrupólový moment je dokonce větší než dipólový. V době průletu sondy Voyager 2 v roce 1989 byla orientace magnetosféry taková, že do ní Voyager vstoupil jako u jediné planety polárním kaspem. Magnetosféra má obdobné rozměry jako u Uranu. Objev Neptunu Parametry dráhy z poruch trajektorie Uranu spočetli nezávisle U. L'Verrier a J. C. Adams. Vlastní planetu v blízkosti předpovězené polohy nalezl 23. 9. 1846 J. Galle. Podrobný průzkum Uranu provedla až sonda Voyager 2 při průletu v roce 1989.  Prstence a měsíce Neptun má čtyři tenké prstence a 13 měsíců, Triton a Nereida byly známé před příletem Voyageru. Triton je největším měsícem, je přibližně tak veliký jako náš Měsíc a má velmi řídkou dusíkovou atmosféru. Krouží kolem Neptunu v opačném směru než rotuje planeta. Pravděpodobně byl Neptunem zachycen dodatečně. Třetinu měsíce tvoří led (hustota jen 2 g/cm3). Sonda Voyager naměřila na Tritonu teplotu pouze 38 K a zjistila nedávnou tektonickou činnost a nalezla polární čepičku. Na měsíci jsou gejzíry kapalného dusíku a prachu. Měsíc Nereida má mimořádně excentrickou dráhu (1,4–9,7×106 km) a jedná se asi o zachycené těleso. Ostatní měsíce jsou malá tělesa soustředěná v rovině rovníku. 

20 Základní data o Neptunu
Hmotnost ,0×1026 kg Průměr km Hustota kg m−3 Povrchová teplota – 213°C Doba otočení kolem osy 16 h 7 min Doba oběhu kolem Slunce 165 let Průměrná vzdálenost od Slunce ,5 miliard km Magnetické pole na rovníku 14 μT Magnetický dipólový moment ,2×1018 Tm3 Vybočení dipólu ze středu 55 % Počet měsíců   Důležité objevy Uran zakresluje Galileo Galilei jako hvězdu 8. magnitudy, nerozpoznává ho ale jako planetu Objev Neptuna (J. Galle), objev Tritonu (W. Lassel) Objev Nereidy (J. C. Adams, G. Kuiper) Objev prstenců při zákrytu hvězdy planetou Průlet Voyageru 2 kolem Neptunu, průzkum jeho prstenců a měsíců, objev šesti měsíců Objev čtyř měsíců (M. Holman & J. J. Kavelaars) Objev zatím posledního, 13. měsíce Video - spusť kliknutím nad tento text Pauza - kliknutí Konec – mezerník Délka 0min40s

21 Náměty k opakování Do jaké galaxie patří Sluneční soustava.
Kolik procent celkové hmotnosti sluneční soustavy tvoří slunce. Jaké planety tvoří Sluneční soustavu. Kterou planetu lze na obloze pozorovat jako Jitřenku. Jaká je perioda rotace Merkuru. Čím je pokryt povrch Měsíce. Která planeta je nejvíce spojována s mimozemským životem. A proč. Kolik měsíců má Jupiter. Jaká planeta má nejnižší hustotu. Co odděluje plášť a kůru Země. Co způsobuje červenou barvu Marsu. Jaká je povrchová teplota Slunce. Které planety jsou zemského typu. Jaké planety řadíme mezi: - vnější planety (ledové obry) - planety jupiterova typu (plynné obry)