Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Vypracovala: Petra Sudková. Sluneční soustava Slunce Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluto Planetky Komety.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Vypracovala: Petra Sudková. Sluneční soustava Slunce Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluto Planetky Komety."— Transkript prezentace:

1 Vypracovala: Petra Sudková

2 Sluneční soustava Slunce Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluto Planetky Komety

3 Sluneční soustava Historie

4 4. století př. n. l. - Aristoteles přijal geocentrický systém, že Země je uprostřed vesmíru, a dokázal jeho platnost. 3. století př. n. l. – Aristarchos vytvořil heliocentrický model vesmíru - Slunce se nacházelo uprostřed - tento systém nebyl přijat. Mikuláš Koperník ( ) ve svém díle - Oběhy nebeských sfér zveřejnil svou heliocentrickou soustavu (přiřadil všechny pozorované pohyby těles ve vesmíru Zemi, předpokládal dokonce i rotaci Země kolem své osy). Svým dílem se zasloužil o formování správného heliocentrického systému. Tycho Brahe ( ) vytvořil novou soustavu, aby nemusel přistoupit na Koperníkův systém. Johannes Kepler ( ) potvrdil platnost heliocentrického systému a zjistil, že se planety pohybují po eliptických drahách kolem Slunce.

5 Slunce Základní charakteristika Atmosféra slunce Granulace Supergranulace Sluneční skvrny

6 Granulace Má buněčnou strukturu, která je tvořena jasnými granulemi a tmavým mezigranulovým prostorem. Granule mají nepravidelný, často mnohoúhelníkový tvar o průměru 1-2". Jednotlivé granule od sebe navzájem oddělují tmavé mezigranulové pruhy o průměrné šířce 0,4". Je způsobena konvekcí sluneční hmoty. Průměrná granulí se pohybuje kolem 8 minut. Během svého vývoje mění granule svůj jas a to v závislosti na výšce v atmosféře. Mnoho granulí vybuchuje. Vybuchující granule vytvářejí prstenec, který se rozpadne na části. Doba tohoto často pozorovatelného jevu je asi 10 minut.

7 Supergranulace Je systém velkorozměrných buněk (řádově km) se stejnou rychlostí Můžeme pozorovat ve fotosféře dále od centra slunečního disku jako obraz horizontálních pohybů. Tento obraz zůstává podobný po celou fázi slunečního cyklu v klidných oblastech. V aktivních oblastech buňky zvětšují svůj rozměr až o 10 %. Horizontální pohyby v oblastech magnetického pole na hranicích supergranulačních buněk mají charakteristickou rychlost 0,3-0,4 km/s a klesající vertikální pohyby přibližně 0,1-0,2 km/s. Doba života jednotlivých buněk je pravděpodobně 1-2 dny. Původ těchto buněk je pravděpodobně konvektivní a shodují se s buňkami konvektivní zúony velkých rozměrů. Supergranulace není viditelná v optickém spektru a jen velmi málo v infračerveném. Pozorovatelná je díky doplerometrům.

8 Základní charakteristika Slunce je nejbližší hvězda Zemi a je zatím jediná, jejíž povrch můžeme detailněji sledovat (povrchem máme na mysli nejspodnější vrstvu, kterou jsme schopni vidět). Jsme na jeho povrchu schopni pozorovat útvary o velikosti desítek a stovek kilometrů. Nitro Slunce můžeme popisovat pouze modely, jež se shodují s pozorováním vnějších projevů Slunce. Slunce je centrální těleso naší sluneční soustavy. Obsahuje 99 % hmotnosti celé soustavy. Je mohutným zdrojem energie, kterou vyzařuje ve všech oblastech elektromagnetického záření, čímž ovlivňuje všechna tělesa sluneční soustavy. Je to obrovská žhavá plazmová koule. Kolem Slunce obíhá devět planet.

9 Sluneční skvrny Co jsou sluneční skvrny Umbra Penumbra

10 Sluneční skvrny Johannes Fabricius spatřil 9. března 1611 spolu se svým otcem skvrnu a tento objev zveřejnil téhož roku. Sluneční skvrny pozoroval dalekohledem již 8. prosince 1610 anglický matematik a filozof Thomas Harriot, avšak ten svůj objev nepublikoval. Sluneční skvrny jsou oblasti fotosféry se sníženou teplotou, zářením a tlakem plynu. Obsahují koncentrovaný magnetický tok intenzity 0,2 - 0,4 T. Skládají se z jádra - tmavé umbry a obálky - o něco světlejší penumbry. Velikost slunečních skvrn je od 1" do 1´. Sluneční skvrny často vytvářejí skupiny, ve kterých se může vyskytovat až několik desítek skvrn jak s bipolárním, tak i s unipolárním uspořádáním. Magnetický tok velké skvrny je přibližně Wb. Magnetický tok velké skupiny skvrn činí až Wb.

11 Umbra Umbra je tmavé jádro sluneční skvrny a představuje průměrně 17 % celkové plochy skvrny. Jas umbry je zhruba % jasu fotosféry ve viditelném světle. Její jas roste od fialové do červené části spektra, avšak nezávisí na velikosti umbry. Teplota umbry je K. Uvnitř umbry byly zjištěny různé jevy: jemná struktura, pohyby, body, umbrové oscilace, umbrové výbuchy.

12 Penumbra Penumbra je vnější částí sluneční skvrny (polostín). Zrna se vytvářejí po celé penumbře a pohybují se směrem k umbře horizontální rychlostí, která je maximální na hranici umbry, kde její hodnota činí asi 0,5 km/s. Životnost zrn se odhaduje na 40 minut až 3 hodiny a závisí na místě jejich vzniku. Průměrný jas zrn na vlnové délce 528 nm je 95 % jasu fotosféry, jas tmavého pozadí je 60 % jasu fotosféry. Teplota ve vnějších částech penumbry je K a K. Zrna pokrývají 43 % plochy penumbry. Střední hodnota jasu penumbry se pohybuje od 64 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 387 nm do 72,5 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 510 nm a dále roste až na 93,6 % jasu fotosféry.

13 Atmosféra Sluneční atmosféru můžeme podle fyzikálních vlastností rozdělit na tři vrstvy: 1.Fotosféra 2.Chromosféra 3.Koróna

14 Fotosféra Je vnější vrstva slunečního povrchu. Její tloušťka je asi 300 km. Z jejího pozorování jsou odvozené fyzikální vlastnosti Slunce. Na dně fotosféry přestává působit vztlaková síla, která způsobuje konvekci a její jevy pozorujeme jako granulací, supergranulaci a oscilaci v případě klidného Slunce a jako skvrny v případě aktivního Slunce. Tato vrstva má na své spodní hranici teplotu přibližně 6000 K a na horní hranici 4300 K – což je teplotní minimum. S výškou klesá hustota a tlak plynu, ale vzrůstá neprůzračnost, proto vzrůstá pohlcování záření. Většina slunečního záření se vyzařuje z fotosféry, přičemž maximum záření připadá na viditelnou část spektra. Ve fotosféře zároveň můžeme též pozorovat Fraunhoferovy absorpční spektrální čáry. Tyto spektrální čáry jsou nazvané podle J. Fraunhofera, který je podrobně popsal a katalogizoval roku 1815.

15 Chromosféra Chromosféra je střední oblast sluneční atmosféry. Její tloušťka je přibližně – km. V ní se v rozmezí několika tisíc kilometrů teplota zvyšuje ze 4300 K na milión kelvinů. Spodní část chromosféry je poměrně rovinná. Ve střední části vznikají spikuly. Hranice mezi korónou a chromosférou není ostře ohraničená a v oblasti bez spikul splývá s horní hranicí střední chromosféry. Chromosféru můžeme pozorovat buď při zatmění Slunce (tehdy můžeme pozorovat i bleskové spektrum) nebo pomocí spektrohelioskopu nebo pomocí monochromatických filtrů v čarách vodíku či vápníku.

16 Koróna jednotlivé složeky záření koróny: 1.Koróna K: (kontinuální, spojitá). 2.Koróna F: Fraunhoferova, neboli prachová koróna. 3.Koróna E: emisní koróna. Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr. Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy. Rozpínající se plazma vynáší siločáry slunečního magnetického pole, čímž se tvoří meziplanetární magnetické pole. Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné množství zářivé energie vyzařované z fotosféry.

17 Merkur Základní údaje Vysvětlení jména, jeho vzniku Atmosféra Povrch Nitro Dráha Rotace

18 Vysvětlení jména, jeho vzniku Mercurius, bůh obchodu a zisku, na kterého přenesli Římané veškeré vlastnosti boha Herma. Jeho kult vznikl již v pátém století př. K. Kupci pořádali na jeho počest slavnost 15. května, kdy prý byl zasvěcen v roce 495 př. K. Mercuriovi jeho první chrám v Římě. Před kapenskou bránou byl pramen nazývaný "vodou Merkuriovou", kterou se očišťovali kupci ze svých "obchodních" prohřešků.Herma

19 Atmosféra Merkur má velmi tenkou atmosféru, složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem. Povrch Merkura velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Takže v protikladu se Zemí nebo s Venuší, jejichž atmosféry jsou stabilní. Merkurova atmosféra je proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru, i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením.

20 Povrch Slunce se jeví dvaapůlkrát větší, než je tomu na Zemi. Obloha zůstává přesto vždy černá díky tomu, že atmosféra nezpůsobuje žádný rozptyl světla. K Merkuru se přiblížila pouze jedna meziplanetární sonda, Mariner 10 (v překladu námořník). Povrch Merkura je tedy zmapován pouze zčásti. 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 může být pozorován jen během dne nebo velmi krátce před východem či po západu Slunce. Merkur je v mnoha směrech podobný Měsíci. Jeho povrch je velice starý a pokrytý krátery. Obsahuje prohlubně vytvořené mnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. Merkur nemá žádnou tektonickou činnost..

21 Nitro Merkur má mnohem vyšší hustotu než Měsíc. Merkur je ve sluneční soustavě těleso s druhou největší hustotou. Merkur má magnetické pole. Je to zdánlivě slabé pole, ale je daleko intenzivnější než například magnetické pole Venuše či Marsu. Magnetické pole produkuje magnetosféru kolem planety a má sklon 7 stupňů vzhledem k Merkurově ose otáčení. Zdrojem pole je pravděpodobně částečně roztavené železné jádro uvnitř planety. Přítomnost magnetického pole však ukazuje, že železné jádro zůstalo přinejmenším částečně roztavené. Magnetické pole je s největší pravděpodobností vytvářeno rotací tohoto roztaveného jádra. Dalším zdrojem pole by mohlo být například železo ukryté v horninách Merkura, které bylo zmagnetováno kdysi v minulosti. Potom se planeta ochladila a zpevnila.

22 Dráha Merkurova dráha je silně excentrická, druhá (opět po Plutu) nejvíce excentrická ve sluneční soustavě. Perihélium merkurovy dráhy se velice pomalu otáčí kolem Slunce, celou otočku vykoná za 2254 let. Byla dokonce předběžně pojmenována a intenzivně hledána planeta, která by tyto odchylky mohla způsobovat, planeta Vulkán. Dráha této planety by byla velice blízká dráze Merkura a gravitační působení by vysvětlovalo pozorované neshody. Vysvětlení však přinesla až Einsteinova obecná teorie relativity. Podle ní by se dráha stáčela i kdyby další tělesa ve vesmíru vůbec neexistovala. Její přesné předpovědi pohybu planety Merkur byly hlavně v počátcích nesmírně důležitým faktorem pro přijetí pravdivosti této teorie.

23 Rotace Merkur se otočí jeden a půlkrát během jednoho oběhu, nebo taky třikrát za dva oběhy kolem Slunce. Kvůli této rezonanci 3:2 je na Merkuru jeden sluneční den (období od svítání do svítání) dlouhý celých 176 pozemských dní, tedy dva Merkurovy roky a tři Merkurovy hvězdné dny (otočky vůči vzdáleným hvězdám). Rezonance jeho oběhu a rotace je ukázána na následujícím diagramu: Ve velmi vzdálené minulosti Merkura byla jeho perioda rotace jistě rychlejší. A podle některých úvah mohla být jeho rotace skutečně velmi svižná - mohl činit i jednu otočku za 8 hodin. Ale za milióny let byl postupně zbržděn slapovými silami způsobovanými blízkým Sluncem. Model tohoto procesu, založený na znalostech o tělese planety ukázal, že takové zpomalování by trvalo 10 9 let a zvýšilo by vnitřní teplotu Merkura o 100 stupňů Kelvina.

24 Základní údaje Vzdálenost od slunce – 58mil.km. Průměr – 4878 km. Oběh – 0,241 r. Rotace – 59 dnů. Měsíce – 0.

25 Venuše Základní údaje Popis tělesa Pozorování Vysvětlení jména, jeho vzniku Atmosféra Povrch Nitro

26 Popis tělesa Zpočátku si lidé neuvědomovali, že "Večernice" a "Jitřenka" je ve skutečnosti stejná planeta. To bylo již hodně dávno. Astronomové se nyní někdy zmiňují o Venuši jako o sestře Země. Obě mají podobnou velikost, hustotu a objem. Obě vznikly ve stejné době zahuštěním ze stejné mlhoviny. Nicméně, během posledních málo roků vědci přišli na to, že tady podobnosti končí. Nemá žádné oceány a je obklopena hustou atmosférou, složenou převážně z oxidu uhličitého a v atmosféře se nachází i kapky kyseliny sírové. V atmosféře nenaleznete téměř žádné vodní páry. Na povrchu je atmosférický tlak 92 x větší než na Zemi v nulové nadmořské výšce.

27 Pozorování Venuše je po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze. Má na to nárok, protože je Zemi nejblíže. Venuši lze pozorovat ráno nebo večer. Na Venuši lze už triedrem nebo malým dalekohledem pozorovat fáze dne, ale jak je známo, Venuše je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy lze pozorovat jen atmosféru.

28 Vysvětlení jména, jeho vzniku Venus, zčeštěně Venuše, znamená: půvab, krása, vděk, vnada. Původně staroitalská bohyně jara a probouzející se přírody, teprve později bohyně krásy. Po první punské válce ztotožnili Římané bohyni s řeckou bohyní lásky Afrodítou. Její kult byl nejvíce rozšířen v Římě, kam však byl přenesen pravděpodobně z některého města v Latiu. Rod Iuliovců pokládal Venuši za pramáteř svého rodu, poněvadž Iulus-Ascanius, syn Aeneův, zakladatel rodu, byl vnukem této bohyně a Anchísa. Bohyně ochraňovala manželství, Venus Conciliatrix, "Smiřující"; dále byla ctěna jako Venus Genetrix, "Rodička". Jinak Římané dávali Venuši stejná příjmení jako bohyni Afrodítě. V Římě ještě uctívali Venus Murcia, nazývanou podle údolí Murcia, ležícího nedaleko cirku Maxima; konečně byla Venus Myrtea, nazývaná podle myrty, která jí byla zasvěcena. AfrodítouAfrodítě

29 Atmosféra Atmosféra Venuše je poměrně hustá a především značně horká. U povrchu je atmosférický tlak 90 krát větší než u nás na Zemi. Ve složení atmosféry je dominantní oxid uhličitý, jimž je tvořena z 96 %. Dále pak je 3 % zastoupen dusík a v 1 % atmosféry jsou schovány prvky jako: oxid siřičitý, vodní páry, oxid uhelnatý, argon, hélium, neon, chlorovodík a fluorovodík. Vysoká koncentrace oxid uhličitého je příčinou silného skleníkového efektu, jevu, kdy sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru, ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem již atmosféra ven nepustí.

30 Povrch Teprve nedávno se podařilo prohlédnout skrze hustou atmosféru Venuše, která chrání před našimi zraky skutečný povrch planety. Až vývoj v oblasti radarových teleskopů a radarových zobrazovacích systémů, umístitelných 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 ( ) a NASA's Magellan radar, radar mapping mission ( ). A když tyto družice začaly mapovat planetu, dostali jsme o Venuši novou představu.

31 Nitro O nitru Venuše toho mnoho nevíme. Především se vychází z informací odvozených ze simulačních modelů. Předpokládá se, že se nitro Venuše skládá z kapalného jádra relativně tenkým pláštěm se skalnatou kůrou. Jádro tvoří pravděpodobně 24,8 % celkové hmotnosti planety a dle modelů je zde tlak až 260 GPa.

32 Základní údaje Vzdálenost od slunce – 108 mil.km Průměr – km Oběh – 0,615 r. Rotace – 243 dnů Měsíce - 0

33 Země Základní údaje Zemská kůra Zemský plášť Zemské jádro

34 Zemská kůra Je nejsvrchnější slupka zemského těles. Síla kůry se je různá. Z litografického hlediska je možno zemskou kůru rozdělit dále podle fyzikálních vlstností na: Sedimentální obal Granitická vrstva Bazaltová vrstva

35 Zemský plášť Svrchní plášť Střední plášť Spodní plášť

36 Zemské jádro Podle seismologických studií se zemské jádro skládá též ze tří částí. Odlišný charakter těchto částí se projevuje hlavně rozdílnými rychlostmi šíření seizmických P vln a schopností vzniku S vln. Rychlost P vln se snižuje na Gutenbergově diskontinuu až na 8 km.s -1 a potom ještě jednou uvnitř přechodné zóny Vnější jádro Přechodná zóna Vnitřní jádro

37 Sedimentální obal Země Tvoří přibližně 18 % objemu zemské kůry. Má průměrnou mocnost 1,8 km. Přibližně polovina všech sedimentů je uložená v kontinentálních geosynklinálních pánvích. Petropgraficky jsou zhruba stejně zastoupeny po 40 % slepence + pískovce a jílovce + břidlice. Téměř 18 % připadá na karbonáty.

38 Granitická vrstva Země Vyskytuje se pouze v kontinentálním typu zemské kůry. Tvoří ji hlavně kyselé až intermediální vyvřeliny a metamorfované horniny. Rychlost šíření seismických vln je v intervalu 5,7 - 6,3 km.s -1. Průměrná mocnost vrstvy je 18 km. Od hlubší Bazaltové vrstvy je oddělena Conradovou diskontinuitou.

39 Bazaltová vrstva Její složení se liší pod kontinenty a pod oceány. V ocenánické části se vyskytují bazické a ultrabazické horniny. Na kontinentech se navíc vyskytují i metamorfované horniny a kyselé vyvřeliny. Rychlost šíření seismických vln je 6,2 - 7,2 km.s -1. Největší mocnost má pod kontinenty, kde je silná zhruba km.

40 Svrchní plášť Z hlediska globální tektoniky spadá část svrchního pláště nad kanálem nízkých rychlostí do litosféry. Litosférou označujeme vnější pevný obal Země, který je tvořen zemskou kůrou a horní částí svrchního pláště. Litosféra je rozdělena soustavou mobilních zón na dílčí litosférické desky, které vůči sobě nejsou v klidu. Nejpatrnějšími vertikálními homogenitami ve svrchním plášti jsou zcela nepochybně litosférické desky, které se v zónách subdukace podsouvají do velkých hloubek a přinášejí do pláště materiál ze zemské kůry. Svrchní plášť je tvořen nejspíše ultrabazickými horninami - granátickými peridotity výše a eklogity níže. Tyto horniny byly zjištěny ve formě uzavřenin v magmatech přicházejícího ze svrchního pláště.

41 Střední plášť Umisťuje se mezi 400 a km. Předpokládá se, že se zde v zásadě nemění silikátový charakter hornin známých ze zemské kůry a svrchního pláště. Díky vyšším teplotám a tlakům zde však dochízí ke změnám v mineralogickém složení. Mizí zde plagioklásy, pyroxeny se mění na granáty, křemen se modifikuje na stišovit. Do této části ještě zasahují pochody spojené se subdukací a přesunem hmot ze sfér. Nejhlubší známá zemětřesení z hloubek 700 km naznačují nejhlubší mez subdukace. I zde byly zjištěny dílčí diskontinuity, a to v hluce 600 km a km. Na těchto rozhraních je změna gradientu rychlosti a ne rychlostní skok. Rychlost šíření seizmických P vln ve spodní části středního pláště dosahuje až 11 km.s -1.zemětřesení

42 Spodní plášť Tato část pokračuje až ke Gutenbergově diskontinuitě v hloubce 2900 km. Ve složení zde již můžeme hádat pouze z rozborů výsledků laboratorních experimentů. Je složen pravděpodobně ze silikátů a kromě nich i z minerálů o struktuře ilmenitu nebo perovskitu. Rychlost šíření seizmických P vln zde dosahuje rychlosti až 14 km.s -1. Na nejnižší části spodního pláště v Gutenbergově diskontinuu pravděpodobně dochází k částečnému míšení hmoty zemského jádra a pláště.

43 Vnější jádro Ve vnějším plášti mizí seizmické S vlny. Díky tomuto a náhlému skoku rychlosti na Gutenbergově diskontinuitě je předpoklad, že materiál v této zóně je v tekutém stavu a že je pravděpodobně chemicky odlišný od pláště. Skládá se zřejmě převážně ze železa a příměsí niklu. Pravděpodobně jsou též zastoupeny další prvky jako Si a C. Existuje též domněnka, že se jádro skládá též ze silikátů, které vlivem vysokého tlaku degenerovaly na metalickou fázi (Byly tedy stlačeny silikátové obaly). Toto však ještě experimentálně ověřeno nebylo.

44 Přechodná zóna Její tloušťka se různí od 150 do 600 km. Zřejmě se skládá z několika vrstev, které se liší jednak rychlostí šíření seizmických vln a zřejmě i stupněm roztavení. V této části seizmické vlny pozvolna klesají a na hranici s vnitřním jádrem se skokem zvyšují.

45 Vnitřní jádro Tuto část nazýváme též jadérko. Její svrchní hranice je pokládána do hloubky km. Protože v něm ještě existují příčné vlny, je pravděpodobně tvořeno

46 Základní údaje Vzdálenost od slunce – 149,6 mil.km Průměr – km Oběh –1 rok Rotace – 23h. 56 minut Měsíce - 1

47 Mars Základní údaje Charakteristika Pozorování Popis tělesa Nitro Atmosféra Povrch

48 Kůra Marsu Od července 1997 pořizuje z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemůže. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. Je velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.

49 Plášť Marsu Plášť je silný okolo až km, je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo až kg/m 3.

50 Jádro Marsu Přesné rozměry jádra nejsou přesně známé, protože jak bylo uvedeno výše, závisejí na zatím nepřesně zjištěných parametrech. Pokud se budeme držet toho, že je jádro složené z pevných hornin a železa, tak jeho poloměr vychází na km. Pokud by se jednalo o lehčí látky (např. směs síry a železa), potom by jeho maximální průměr byl okolo km.

51 Charakteristika Marsu Mars je třetí nejmenší planetou (po Merkuru a Plutu) a obíhá jako čtvrtá planeta kolem Slunce. Na obloze nás upoutá jeho načervenalá barva a proto je často označován za Rudou planetu. Horniny, půda a obloha mají červený nebo růžový odstín. Výrazná červená barva byla hvězdáři pozorována celou historii. Staré národy ji považovaly za symbol ohně a krve, a proto možná nepřekvapí, že mu bylo jeho jméno dáno Římany na počest jejich boha války. Podobná jména mu daly i ostatní civilizace. Staří Egypťané tuto planetu pojmenovaly "Her Descher", ve významu červená planeta.

52 Popis Marsu Marsu má zřejmě mnohem menší hmotnost i gravitaci, a také proto, zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Na Marsu zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet. Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO 2 trvalá.

53 Pozorování Marsu Spolehlivou informaci o tom, kdy byla planeta Mars poprvé pozorována, nemáme k dispozici, pravděpodobně to ale bylo kolem roku 3000 až 4000 před n.l. Všechny velké středověké civilizace, Egypťané, Babyloňané a Řekové, věděli o této "putující hvězdě" a daly jí svá jména. Zpravidla se v názvu objevovala charakteristická červená barva, jako "Červený objekt", "Nebeský oheň", "Pochodeň" nebo "Bůh války".

54 Nitro Marsu Kůra Marsu Plášť Marsu Jádro Marsu

55 Nitro Marsu Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou (složenou z hliníku Al a křemíku Si) silnou 20 až 100 km, pláštěm (olivín a FeO) a jádrem (FeS nebo směs niklu Ni, železa Fe a FeS), které zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Z toho lze přibližně určit hustotu jádra, až kg/m 3.

56 Atmosféra Marsu Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od atmosféry naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů. Vzduch 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 se víří okolo svahů ohromných sopek. V údolích se mohou v časných ranních hodinách utvářet místa s mlhou. V místech, kde se vyskytoval přistávací modul sondy Viking, se každou zimu objevila tenká vrstva zmrzlé vody.

57 Povrch Marsu Z dálky má Mars většinou červenou barvu, nebo přesněji bledě oranžovou nebo růžovou se dvěmi bílými polárními ledovými čepičkami. Na červených oblastech se nacházejí velmi rozličné světlé a tmavé plochy s čistě zelenou nebo zelenou barvou. Tmavé plochy nejsou oceány vody, protože se na Marsu nemůže vyskytovat voda v tekutém stavu kvůli nízkému atmosférickému tlaku (~600 Pa). Tyto změny v jasnosti povrchu jsou spíše způsobené rozdílným druhem povrchového materiálu: červená barva je prach a písek bohatý na oxid železitý; tmavší plochy jsou zpravidla více kamenité a skalnaté oblasti. Nahodilé silné větry, které se zde vyskytují, přesouvají prach a mění rozměry a tvar těchto světlejších a tmavších ploch.

58 Základní údaje Marsu Vzdálenost od slunce – 228 mil.km Průměr – 6796 km Oběh – 1,881 r. Rotace – 24h. 37 minut Měsíce – 2

59 Jupiter Základní údaje Pozorování Popis tělesa Jupitera Jupiterův prstenec Vysvětlení Jména Jupiter Atmosféra Jupitera Magnetické pole Nitro Jupitera

60 Pozorování Jupitera Spolehlivou informaci o tom, kdy byla planeta Jupiter poprvé pozorována, nemáme k dispozici, pravděpodobně to ale bylo kolem roku až př. n.l. První záznam (převzato z knihy od Pavla Koubského, Planety naší sluneční soustavy) o pozorování planety Jupiter, je z roku 364 př. n.l., kdy čínský astronom Gan De pozoroval pouhým okem měsíc Jupitera, pravděpodobně Ganymedes.

61 Popis tělesa Jupitera Jupiter je se svým rovníkovým průměrem km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1, kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky.

62 Jupiterův prstenec Co je prstenec? Halový prstenec Hlavní Prstenec Pavučinový prstenec

63 Co je prstenec? Na rozdíl od komplikovaného a složitého systému prstenců u Saturnu, má Jupiter jednoduchý prstenec, který je složený z vnitřního halového prstence, hlavního prstence a pavučinového prstence. Podle kosmické sondy Voyager se zdál být pavučinový kroužek jako jednoduchý prstenec, ale obrázky z Galilea poskytly neočekávaný objev, že ve skutečnosti se jedná o prstence dva. Jeden kroužek je vložený uvnitř dalšího. Prstence jsou velmi tenké a jsou složeny z částeček prachu, které vznikly po rozbití meziplanetárních meteoroidů o čtyři malé vnější měsíce, Metis, Adrastea, Thebe a Amalthea. Mnoho těchto částeček dosahuje mikroskopických velikostí.

64 Vysvětlení jména Jupiter Vznešený obr mezi všemi planetami dostal jméno po nejvyšším římském bohu Jupiterovi (jehož Řekové znali pod jménem Zeus). Mnohé v jeho božské symbolice se dá vystopovat k mezopotamskému Mardukovi, patronovi Babylónu. Marduk byl nejstarší syn Ey, boha moudrosti a pána všech sladkých vod na celé zemi. V čínské astrologii byl Jupiter považován za božského zákonodárce, který byl nebeským obrazem pozemských "vznešených úředníků".

65 Atmosféra Jupitera Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba km a skládá se z plynného vodíku a helia. Tmavší oblasti se nazývají pásy (pruhy), zatímco ty světlejší se nazývají světlá pásma (zóny). V průběhu let se pomalu mění uspořádání i barvy pásů a pásem, ale základní struktura je dlouhodobě stálá. Některé změny probíhají rychleji, v průběhu dní až týdnů. Objevují se pohyblivé tmavé a světlé skvrny a proužky. Nejvýraznější strukturou je Velká rudá skvrna (v angličtině se používá zkratka GRS - Great Red Spot), která je v jižním mírném pásmu (STZ) a byla poprvé pozorována v roce 1664 Robertem Hookem. Všechny tyto projevy mračen svědčí o existenci dynamické a turbulentní atmosféry. Rychlá rotace i vítr o rychlosti až 400 km/h způsobuje stahování mračen do horizontálních pásů. Teplota horních vrstev mračen je okolo 125 K a tlak asi 0,05 MPa.

66 Nitro Jupitera Předpokládá se, že nitro planety se nachází ve středu planety a skládá se ze silikátů a železa. Tlak a teplota jsou zde velmi vysoké. Zejména vysoký tlak byl v minulosti příčinou toho, že se pevné jádro pokládalo za útvar složený z pevného vodíku. Nad jádrem se nachází tlustá vrstva složená převážně z vodíku. Ta tvoří rozhodující část objemu i hmoty Jupiteru. Vodík je rozdělen do dvou dílčích vrstev, přičemž v obou je kapalný. Spodní vrstva sahá od jádra do vzdálenosti km od středu planety a skládá se z kovového kapalného vodíku. Druhá vodíková vrstva sáhá do vzdálenosti km od středu planety. Její hlavní složkou je kapalný molekulární vodík.

67 Halový prstenec Vnitřní halový prstenec je toroidní a rozprostírá se ve vzdálenosti km až km od středu Jupitera. Je vytvořen jemnými částečkami prachu, které vznikají z vnitřního okraje hlavního prstence, který se částečně "drobí" a padá směrem k planetě.

68 Hlavní prstenec Hlavní a jasnější prstenec se rozprostírá od okraje halo do vzdálenosti km, skoro ke vnitřní dráze měsíce Adrastea. Poblíž dráhy měsíce Metis klesá jasnost hlavního prstence.

69 Pavučinový prstenec Pavučinový prstenec je neobyčejně rozptýlený a jednotný pruh.Začíná od hlavního a halového prstence na pravé straně. Pavučinový prstenec byl dříve vidět pouze na jednotlivých snímcích ze sondy Voyager, na kterých byl objeven ve velmi nízké úrovni jasu, která dosahuje hodnoty okolo jedné desetiny jasu hlavního prstence a prstenec úplně vymizí ve vzdálenosti tří poloměrů Jupitera. Pavučinový prstenec je zřetelněji vidět na pohledu ze sondy Galileo, levá strana pohledu odpovídá radiální vzdálenosti asi 2,2 poloměry Jupitera. Vnější hrana pavučinového prstence je až za okrajem tohoto snímku.

70 Magnetické pole Jupitera Hluboko uložený plášť z kovového vodíku je zdrojem intenzivního magnetického pole a velmi rozsáhlé magnetosféry. Hranice magnetosféry se jmenuje magnetopauza, ze kterou je turbulentní magnetická oblast, nazývaná magnetický obal. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel asi 10°. Magnetické pole Jupitera je asi krát silnější než magnetické pole Země. Magnetosféra je rozlehlá a má mnoho specifických vlastností. Je několikanásobně větší než magnetosféra Slunce a může přesahovat za rámec oběžné dráhy Saturna.

71 Základní údaje Vzdálenost od slunce – 778 mil.km Průměr – km Oběh – 11,862 r. Rotace – 9h. 50 minut Měsíce – 16

72 Saturn Základní údaje

73 Vzdálenost od slunce – 1428 mil.km Průměr – km Oběh – 29,458 r. Rotace – 10h. 14 minut Měsíce – 15

74 Uran Základní údaje

75 Objevitel - Herschel Wiliam 1781 Vzdálenost od slunce – 2878mil.km Průměr – km Oběh – 84,022 r. Rotace – 7h. Měsíce – 15

76 Neptun Základní údaje

77 Objevitel - Galle Johann Gotfried Vzdálenost od slunce – 4498mil.Km Průměr – km Oběh – 164,771 r Rotace – 18h Měsíce – 2

78 Pluto Základní údaje

79 Objevitel - Tombaugh Clyde W Vzdálenost od slunce – 5910mil.km Průměr – 2400 km Oběh – 248,430 r. Rotace – 153h. Měsíce – 1

80 Planetky

81 Komety

82 Seznam literatury Jan Kříž – Hvězdy pro světlušky, žabičky a vlčata, Junák 2001 www. afro. cz


Stáhnout ppt "Vypracovala: Petra Sudková. Sluneční soustava Slunce Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluto Planetky Komety."

Podobné prezentace


Reklamy Google