NEPTUN

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: petak, 15 april 2005 01:00

Autor Marko Stalevski

Na vrhu pera

Neptun je prva planeta otkrivena, kako astronomi vole da kažu, “na vrhu pera”. Koristeći Njutnov zakon gravitacije i Keplerove zakone kretanja planeta, moguće je u svakom trenutku odrediti položaj planete na njenoj orbiti. Na osnovu pomenutih zakona Lagranž i Laplas su izgradili opštu teoriju kretanja nebeskih tela. U obimnim numeričkim izračunavanjima Laplasov saradnik bio je Buvar, koji je radio na Pariskoj opservatoriji. Prilikom sastavljanja tablica za kretanje Urana on je ustanovio da se rezultati ranijih posmatranja ne poklapaju, prema novim tablicama, sa orbitom planete. Uran je ubrzavao i usporavao svoje kretanje na neobjašnjiv način, ne pokoravajući se ustanovljenim zakonitostima. Student univerziteta u Kembridžu, Džon Adams, pokazao je da poremećaji u kretanju Urana mogu biti izazvani masivnom, nepoznatom planetom koja se nalazi iza njegove orbite. Međutim, kada 1845. je objavio svoje rezultate sa predviđenim položajem nepoznate planete na nebu, astronomska javnost ih nije uzela ozbiljno. 

U isto vreme ovim problemom se u Francuskoj bavio Leverje. On je izvršio svoje proračune, koji su se slagali sa Adamsovim i objavio položaj nepoznate planete. Ipak, ni pariski astronomi nisu bili voljni da prekinu rad i potraže novu planetu. Na kraju Leverje je poslao pismo u Berlin, mladom astronomu Johanu Galeu, koji je 23. septembra 1846. godine, iz prvog pokušaja, pronašao osmu planetu Sunčevog sistema, jedan stepen od predskazanog mesta. Naknadna posmatranja su pokazala da prilično brzo dolazi do odstupanja Adamsove i Leverjeove orbite od stvarne putanje Neptuna. Da je kojim slučajem potraga za nepoznatom planetom počela koju godinu ranije ili kasnije, Neptun se ne bi našao ni blizu predviđenog mesta. Takođe, srećna je okolnost da su Neptun i Uran bili na najbližem rastojanju 1822. godine, tako da je uticaj Neptuna na Uranovo kretanje još uvek bio primetan. Da su u to vreme bili na suprotnim stranama svojih orbita, ko zna kada bi Neptun bio otkriven.

Interesantno je da je, izučavanjem skica Jupitera i njegove okoline koje je načinio Galileo Galilej, utvrđeno da je ovaj veliki naučnik još 1612. posmatrao Neptun! Čak je tokom ove dve noći primetio da se neznatno pomerio, ali narednih noći mu je bio van vidnog polja pa nije potvrdio ovo zapažanje. Da je posmatrao i nekoliko prethodnih noći svakako bi uočio ovo kretanje, ali oblačno vreme ga je omelo. Ovako, zasluga za otkriće osme planete od Sunca ide ravnopravno Adamsu i Leverjeu.

Bog mora

Zapravo, nije sasvim tačno da je Neptun osma planeta od Sunca, tj on to nije tokom perioda od 20 godina, svakih 248 godina, kada zbog ekscentričnosti svoje orbite Pluton postaje bliži Suncu. Poslednji takav period bio je između januara 1979. i marta 1999. Pošto mu je za jednu celu orbitu potrebno 165 godina, Neptun od svog otkrića pa do danas nije napravio ni jedan pun krug oko Sunca. Ovaj najmanji od svih gasovitih džinova kruži oko Sunca na rastojanju oko 30 puta većem nego Zemlja.

Ipak, iako je nešto manji od Urana, po masi ga premašuje za 18%. I po građi Neptun dosta nalikuje svom susedu. Malo, gvozdeno-silikatno jezgro veličine Zemlje okružuje ledeni omotač na bazi vode, metana i amonijaka, a dalje se prostiru vodonik, helijum i metan. U gornjim slojevima atmosfere je u većim količinama prisutan metan koji dobro apsorbuje crvenu svetlost i tako daje planeti karakteristično modro plavu boju. U vreme prolaska “Vojadžera 2”, slično Jupiteru i Saturnu, i Neptun je imao tzv “Veliku tamnu mrlju”, uragan veličine Zemlje. Međutim, posmatranja sa Hablovog Svemirskog Teleskopa 1994. godine su pokazala da je ovaj uragan nestao! Ili se jednostavno rasuo ili ga trenutno prekriva neki sloj atmosfere. Na Neptunu su zabeleženi i najbrži vetrovi u Sunčevom sistemu – najbrži od njih dostižu čak 2400 km/h.

Dan na Neptunu traje oko 16 časova, što za posledicu ima malu temperaturnu razliku između dnevne i noćne strane planete. Usled velikog nagiba ose rotacije ( 30° u odnosu na ekliptiku) južni i severni pol su naizmenično konstantno osvetljeni u periodu od po 41 godine. Prosečna temperatura Neptuna je samo za 2° niža od one na Uranu,  umesto za očekivanih 12°. Neptun očigledno poseduje neki unutrašnji izvor toplote koji daje otprilike isto toliko energije koliko dolazi i od Sunca. Kao i Uran, i Neptun ima neobično magnetno polje – magnetna osa je nagnutna oko 47° u odnosu na osu rotacije i izmeštena za skoro 2/3 poluprečnika planete u odnosu na središte, što je verovatno posledica strujanja provodnih materijala u unutrašnjosti planete.

Na osnovu posmatranja okultacija zvezda tokom '80-ih godina 20. veka pretpostavljeno je da i Neptun okružuje sistem prstenova.  “Vojadžer 2” je potvrdio postojanje nekoliko prstenova ali prilično neuglednih s obzirom da se sastoje od tamnih materijala i prašine.

Triton

Danas se zna za 13 satelita koji kruže oko Neptuna. Od njih, samo dva zaslužuju da se pomenu. Nereida, koju je otkrio Kajper 1949, je satelit sa najekscentričnijom orbitom u Sunčevom sistemu – na  najdaljem rastojanju od Neptuna je čak sedam puta dalji nego na najbližem.

Znatno je interesantniji Triton, koji je otkrio britanski astronom amater Vilijam Lasel, teleskopom koji je nabavio zahvaljujući uspehu u poslovanju sa fabrikom piva. Lasel zapazio Triton svega 17 dana nakon otkrića Neptuna.

Triton je jedini veći satelit Sunčevog sistema koji oko svoje planete kruži retrogradno – u smeru suprotnom smeru rotacije planete. Ovo dovodi do njegovog stalnog usporavanja i približavanja Neptunu tako da će ga, 10 do 100 miliona godina od danas plimske sile rastrugnuti i formirati sistem prstenova koji će možda i premašiti Saturnov. Osa rotacije je nagnutna pod neobičnim uglom, tako da Triton, slično kao i Uran, deluje skoro kao da se kotrlja duž svoje putanje oko Sunca. Sve ovo, kao i njegova relativno velika gustina, navodi na zaključak da se Triton formirao u nekom drugom delu Sunčevog sistema i kasnije bio zarobljen Neptunovom gravitacijom. U tom slučaju, moguće je da je Triton kružio oko Sunca po veoma ekscentričnoj orbiti, sličnoj Plutonovoj, i postepeno bio privučen Neptunu, čak i istopljen snažnim plimskim silama, kružio oko Neptuna u tečnom stanju gotovo milijardu godina. Po drugom, znatno dramatičnijem scenariju, Pluton je bio Neptunov satelit koga je bliski susret, ili čak katastrofalni sudar sa gostujućim Tritonom zavitlao na samostalnu orbitu, a Triton na retrogradnu putanju oko Neptuna.

Triton je jedno od tri tela Sunčevog sistema sa atmosferom, doduše veoma retkom, u kojoj preovlađuje azot (ostala dva su Zemlja i Saturnov Titan.). Površina okovana ledom veoma dobro reflektuje ono malo Sunčeve svetlosti što do nje stiže, tako da je Triton sa temperaturom od oko -235°C verovatno najhladniji objekat Sunčevog sistema. Na samoj površini su vidljivi dokazi o burnoj geološkoj istoriji. Prisutno je veoma malo kratera što govori da je površina relativno mlada. Jedna od najzanimljivijih pojava je tzv ledeni vulkanizam, tj vulkani koji izbacuju mešavinu tečnog azota, metana i prašine, koji se trenutno zamrzavaju i padaju na površinu kao sneg. Time Triton spada u jedno od četiri tela Sunčevog sistema sa aktivnim vulkanizmom (ostala tri su Zemlja Venera i Io; Marsovi vulkani više nisu aktivni). Međutim, dok Zemljin i Venerin vulkanizam održava unutrašnja toplota, a Iov plimske sile, vulkane na Tritonu verovatno pokreće mehanizam u kome bitnu ulogu igra periodično smenjivanje osunčavanja polarnih i ekvatorijalnih zona usled pomenutog neobičnog nagiba ose rotacije. Kao posledica čestih zamrzavanja i topljenja, uočavaju se sistemi pukotina, grebena i dolina preko čitave površine.

*          *          *

Neptun, kao i Uran, je posetila samo jedna letelica napravljena ljudskom rukom. 25. avgusta 1989. “Vojadžer 2” je proleteo pored ovog plavog gasovitog džina i time uspešno kompletirao svoje istorijsko Veliko Putovanje. Tokom 12 godina, zahvaljujući izuzetno povoljnom rasporedu planeta, ovaj Putnik je, uz minimalan utrošak goriva, koristeći tzv gravitacionu praćku, obišao sve spoljašnje planete izuzev Plutona, i nastavio ka rubu Sunčevog sistema. Pošto se takavo poravnanje planeta neće skoro ponoviti, ostaje bleda nada da će se u skorije vreme u budžetu svemirskih agencija naći mesta i za neku misiju ka osmoj planeti od Sunca….   

(april 2005)

URAN

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: utorak, 15 februar 2005 00:00

Autor Marko Stalevski

Vekovima je rub Sunčevog sistema bila orbita Saturna – poslednje od pet planeta koje su još drevni narodi posmatrali kako se “šetaju” među nepokretnim zvezdama. Iako je dovoljno sjajan da se opazi i golim okom, bilo je potrebno da prođe gotovo celi pisani period čovekove istorije, da bi krajem osamnaestog veka ljudsko oko ugledalo Uran, prvu planetu otkrivenu pomoću teleskopa, prvu za koju nisu znali stari narodi. U upoznavanju sedme planeta od Sunca značajna su tri datuma.

Crkveni orguljaš

Prvi je 13. mart 1781. godine. Te noći, orguljaš crkve u engleskom gradu Batu i pasionirani astronom amater Vilijem Heršel, upravio je teleskop koji je sam konstruisao prema sazvežđu Blizanaca u sistematskoj potrazi za dvojnim zvezdama. Među brojnim poznatim zvezdama ugledao je nebesko telo koje je imalo oblik diska i opisao ga u svojoj beležnici kao “magličastu zvezdu ili možda kometu”. Tek je nekoliko meseci kasnije finski matematičar Anders Leksel ustanovio da se radi o novoj planeti, prvoj koja je otkrivena od početka ljudske istorije. Kada je nešto kasnije, radi što boljeg utvrđivanja orbite, tragano za eventualnim starijim posmatranjima, utvrđeno je da je Uran bio uočen čak dvadesetak puta pre Heršela! Naravno, ovi rani posmatrači nisu utvrdili da se ne radi o zvezdi. Najnesrećniji među njima bio je Le Monier koji ga je osmatrao čak jedanaest puta, ali nije uočio njegovo kretanje među zvezdama, a najstarije posmatranje potiče iz 1690. kada ga je Džon Flemstid zaveo kao zvezdu 34 Tauri.

Ovo otkriće, pronalazaču je brzo donelo slavu koja se proširila i izvan naučnih krugova i nagradu londonskog Kraljevskog društva. Kralj Džordž III mu je dodelio doživotnu penziju od 200 funti i za njega ustanovio zvanje dvorskog astronoma čija je jedina dužnost bila da kraljevskoj porodici pokazuje nebeska tela kada mu se to zatraži. Zahvalni Heršel je predložio da se nova planeta nazove Georgium sidus to jest Džordžova zvezda, ali ovaj naziv nije bio prihvaćen i ona je dobila ime Uran na Bodeov predlog.

Otkriće Urana nije bila slučajnost. To je bio vrhunac procesa sistematskog ispitivanja neba čiji je takav ishod bio neizbežan. Sam Heršel kaže: “Obično se pretpostavlja da je srećna prilika upravila moj pogled na ovu zvezdu, ali to je očigledno pogrešno. Ja sam sistematski ispitivao svaku zvezdu na nebu, ne samo te veličine nego i mnogo slabije. One noći, bio je njen red da bude otkrivena. Da sam bio sprečen te večeri, otkrio bih je sledeće,  a moj teleskop bio je tako dobar da bih njen planetarni disk uočio čim mi pogled padne na nju.” 

Ovaj događaj potpuno je izmenio Heršelov zivot. Profesionalni muzičar, čija je najveća strast bila astronomija u kojoj je bio samouk, postao je profesionalni astronom čiji je hobi do kraja života ostala muzika. Umro je slavan i poštovan u 84. godini života. Njegov životni vek trajao je upravo koliko i jedan obilazak oko Sunca planete koju je otkrio.

Leteća opservatorija 

Sledeći značajan datum je 10. mart 1977. godine. Nekoliko godina ranije, Gordon Tejlor sa Kraljevske Griničke opservatorije, izračunao je da će tog dana Uranov disk preći preko lika jedne slabe zvezde. Ovakvi veoma retki događaji su od velikog značaja jer omogućuje da se precizno odredi prečnik planete,  a na osnovu načina na koji se zvezda gasi dok se planeta kreće ispred nje može mnogo da se otkrije o planetinoj atmosferi. Merenja su pokazala da će događaj biti najbolje vidljiv sa južnog dela Indijskog okeana gde nema astronomskih opservatorija. Rešenje je nađeno u Kajperovoj letećoj opservatoriji, visokoletećem avionu, opremljenom stabilisanim teleskopom i nazvanom po jednom od najvećih planetologa dvadesetog veka.

U sumarak 10. marta, leteća opservatorija je uzletela iz Perta u Australiji na desetočasovni let na 12 500 metara iznad pustog okeana. Astronomi Dž. Eliot, E. Danhem i D. Mink su počeli posmatranja jedan čas pre predviđenog trenutka kontakta radi obezbeđenja od bilo kakve greške u proračunima. Iznenada, 40 minuta pre okultacije (zaklanjanja), sjaj zvezde je naglo opao da bi se posle nekoliko sekundi vratio na prvobitnu veličinu. Primećeno je ukupno pet takvih naglih promena sjaja. Pošto je Uranov disk prošao ispred zvezde, zvezda se još pet puta gasila na tačno istim daljinama od planetinog diska. Analogne, ali ne tako potpune, rezultate dobili su i posmatrači u Pertu i Južnoj Africi. Zajedničkom obradom svih podataka zaključeno je da je Uran okružen sa pet ili šest prstenova, verovatno sitnih otpadaka, koji kruže oko planete, slično kao kod Saturna. “Vojadžer 2” je ovom spisku dodao još nekoliko, tako da danas beležimo ukupno 11 prstenova oko ove planeta.

Za razliku od Saturnovih prstenova koji su široki i imaju samo nekoliko jasnih praznina, Uranovi su veoma uski, svaki širine oko svega 10 km, i između pojedinih prstenova nalaze se velike praznine. Osim što su skromnih razmera u odnosu na Saturnove, oni odbijaju veoma malo Sunčeve svetlosti, tako da ih je nemoguće primetiti prilikom običnih vizuelnih ili fotografskih posmatranja. Po svemu sudeći Uranovi prstenovi su sastavljeni od tamnih čestica koje odbijaju najviše 5 % Sunčeve svetlosti, dok su Saturnove prstenove čine gromade leda leda koje odbijaju oko 70 % svetlosti. Zato i ne čudi činjenica da su Uranovi prsteni otkriveni relativno skoro. Uprkos svim teškoćama i na Zemlji je dobijen snimak Uranovih prstenova, doduše ne u vidljivoj nego u infracrvenoj svetlosti.

Vesti od Putnika

I konačno, kao poslednji značajan datum, beležimo 24. januar 1986. Tog dana “Vojadžer 2” je na stigao pretposlednju stanicu na svom Velikom Putovanju, samo minut kasnije nego što je bilo predviđeno. Preciznost kojom je sonda došla na cilj može se porediti sa nemogućim podvigom igrača golfa koji bi lopticu poslao pravo u rupu sa udaljenosti od 1500 km. Mreža antena širom sveta počela je da prima prve fotografije planete Uran, njenih meseca i prstenova.

Još od ranije je bilo poznato da se osa rotacije plavo – zelene planete nalazi gotovo u vodoravnom položaju,  odnosno Uran izgleda kao kao da se kotrlja po svojoj putanji oko Sunca. Neobični nagib je verovatno posledica katastrofalnog sudara sa nekim telom planetarnih dimenzija u prošlosti. Prolazak “Vojadžera” doneo je još dva velika iznenađenja. Najpre, otkriveno je da se magnetno polje planete nalazi pod uglom od 60° u odnosu na osu rotacije, i da magnetna osa ne prolazi kroz središte planete već je pomerena za oko trećinu poluprečnika planete. Drugo iznenađenje je predstavljala distribucija toplote. Naime, s obzirom da je u vreme prolaska  “Vojadžera”, zbog već pomenutog neobičnog položaja ose rotacije, južni pol planete bio okrenut Suncu, očekivalo se da će i temperatura na južnom polu biti veća nego u ekvatorijalnim predelima. Međutim, merenja “Vojadžera” su pokazala potpuno suprotno – i pored manjeg osunčavanja, pojasevi oko ekvatora su bili topliji. Mehanizam koji je doveo do ovakve veoma neobične raspodele toplote je nepoznat.  

Po građi, Uran je sličan ostalim gasovitim planetama. Malo, gvozdeno-silikatno jezgro veličine Zemlje okružuje ledeni omotač na bazi vode, metana i amonijaka, a dalje se prostiru vodonik (83%), helijum (15%) i metan (2%). Za razliku od Jupitera i Saturna, pritisci u unutrašnjosti nisu dovoljni veliki, pa nema karakteristični sloj metalnog vodonika. U gornjim slojevima atmosfere u znatnoj meri je prisutan metan koji upija crvenu i žutu svetlost i tako daje planeti plavkasto – zelenu boju. Sloj metana verovatno krije od našeg pogleda i pruge i pojaseve kao one jasno vidljive kod Jupitera i Saturna. Temperatura u gornjim slojevima atmosfere iznosi oko 60 K (-214°C), a vetrovi dostižu brzine od 580 km/h.

Uran je 19.2 puta dalji od Sunca nego Zemlja. U njega bi mogle stati 67 Zemljine kugle,  dok mu je masa veća od Zemljine samo 14.6 puta. Oko Sunca se okrene za 84 godine, a oko svoje ose za nešto više od 17 časova. 

Šekspirovi junaci

Oko Urana kruže 27 satelita koji se mogu podeliti u tri grupe: 11 unutrašnjih koje je otkrio “Vojadžer”, svi su malog prečnika i izrazito tamni, 5 većih koji su bili poznati pre “Vojadžera”, dok ostali, skoro otkrivenu, verovatno predstavljaju zarobljene asteroide. Većina se sastoji od mešavine leda i stena. Za razliku od ostalih satelita Sunčevog sistema koji su pokupili imena iz klasičnih mitologija, većina svetova koji kruže oko Urana nose imena junaka Šekspirovih dela.

Mirandu, najmanji od 5 glavnih Uranovih satelita, odlikuju veoma neobični oblici reljefa – kanjoni duboki do 20 km, terasasti slojevi, velike depresije, izmešani mladi i stari delovi tla, neobične brazde, doline i litice. Ovako intenzivnu geološku aktivnost teško je objasniti. Problem je u tome što izuzetno jaka tektonska aktivnost podrazumeva izvor unutrašnje topolote što je teško zamisliti na telu tako malom kao Miranda. Dodatan, ali verovatno ne dovoljan izvor toplote predstavljaju plimske sile Urana. Prema jednoj teoriji, ovaj satelit je više puta u svojoj istoriji bivao rasturen i ponovo sastavljen iz krhotina; danas se smatra da je verovatnije da je za ovakav izgled Mirande odogvoran neki unutrašnji mehanizam koji izbacuje lakše materijale na površinu.

Arijel najsvetliji od Uranovih satelita. Karakteriše ga sistem dolina, pukotina i kanjona koji se protežu preko cele njegove površine. Dna ovih kanjona deluju kao da su u prošlosti uglačana radom neke tečnosti. Zbog izuzetno niske temperature, ove tragove su mogli da ostave jedino amonijak, metan ili ugljen monoksid, u tečnom stanju.

Umbriel je najtamniji Uranov satelit. Slične je veličine i gustine kao i Arijel. Površina je stara i ravnomerno pokrivena velikim kraterima.

Titanija je najveći satelit Urana. Površini je relativno mlada i na njoj se izdvajaju nekoliko većih udarnih kratera i rov dugačak oko 1600 km.

Oberon ima staru površinu, prekrivenu ledom i izrovanu kraterima. Dna nekih kratera su prekrivena tamnim materijalom koji izbija iz unutrašnjosi. Uočena je i jedna planina visine 6 km.

Ostali sateliti su fotografisani sa velikih udaljenosti i o njima se jako malo zna.

*          *          *

Od Heršela, preko leteće opservatorije, pa do “Vojadžera”, o ovoj planeti smo dobili više pitanja nego odgovora. Na žalost, po svemu sudeći, tako će ostati još dugo, s obzirom da u budžetima svemirskih agencija trenutno nema mesta ni za jednu misiju ka ovom gasovitom džinu.

(februar 2005)

SATURN

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: sreda, 15 decembar 2004 00:00

Autor Marko Stalevski

Saturn, šesta po redu planetu od Sunca, najdalja od pet 'zvezda lutalica' poznatih još drevnim narodima. Vekovima je ova planeta označavala granicu Sunčevog sistema i mada su je ljudi od davnina gledali kako se kreće među zvezdama, u svoj svojoj lepoti se predstavila tek kada se u XVII veku čovekovo oko naoružalo teleskopom. Prvi kroz teleskop ga je posmatrao Galileo Galilej 1610, i zabeležio da je “najvišu planetu video trostruku” – usled slabe rezolucije svog teleskopa nije mogao da razluči prsten pa mu se činilo da je Saturn sastavljen tri tela. Ta prva posmatranja je dodatno otežavala i promena položaja Zemlje u odnosu na ravan prstena. Kada se nekoliko godina kasnije Zemlja našla u samoj ravni, prsten je posao praktično nevidljiv i Galilej je pomislio da se prevario. Tek je Kristijan Hajgens 1659. bio u stanju da pravilno protumači ovu neobičnu sliku u okularu teleskopa. Kasnijim posmatranjima je ustanovljeno da se prsten zapravo sastoji od nekoliko podprstena, da bi ga prolazak “Vojadžera” raščlanio u više stotina, pa čak i hiljada komponenti! Ovaj veličanstven sistem prstenova koji obavija šestu planetu od Sunca ujedno je čini najlepšom planetom Sunčevog sistema.

U pogledu sastava i mnogih drugih svojstava Saturn je sličan Jupiteru, pa ga često, kao i kralja svih bogova, nazivaju 'promašenom zvezdom' – oba ova gasovita džina se sastoje, kao i zvezde, pretežno od vodonika i helijuma ali nisu sakupili dovoljno mase da bi temperature u središtima dostigle dovoljne vrednosti da pokrenu termonuklearne reakcije. Ipak, ovo u znatno manjoj meri važi za Saturn s obzirom da, iako gotovo iste veličine kao i Jupiter, ima svega 30% njegove mase. To ga čini najmanje gustom od svih planeta; srednja gustina Saturna je čak manja i od srednje gustine vode tako bi plutao na površini, ako bismo našli neki dovoljno veliki 'kosmički okean' da ga u njega potopimo. Zato je, iako 750 puta veći od Zemlje, masivniji samo 95 puta.

Ovaj prstenasti svet je 9.5 puta udaljeniji od Sunca nego Zemlja i prima samo 1% Sunčeve energije koju prima naša planeta. Ipak, Saturn kao i Jupiter zrači energiju i to 2.8 puta više nego što primi od Sunca. Mehanizam oslobađanja ove energije nije još dovoljno razjašnjen – veruje se da kao i kod Jupitera potiče od postepenog skupljanja planete ali ovo skupljanje nije dovoljno da objasni ukupni iznos oslobođene energije; verovatno je na delu još neki, za sada nepoznati, mehanizam. Usled veoma brze rotacije – oko svoje ose se okrene za 10 časova i 14 minuta – veoma je izražena spljoštenost na polovima; ekvatorijalni i polarni prečnik se razlikuju za 10% (120 000 km naspram 108 000km), što se objašnjava snažnim delovanjem centrifugalne sile. Ovako brza rotacija uslovljava i stalne, veoma snažne vetrove koji duvaju u ekvatorijalnim predelima u pravcu obrtanja planete i dostižu brzine od 1800 km/h.  To opet uzrokuje veoma malu temperaturnu razliku. Prosečna temperatura u Saturnovoj atmosferi iznosi –180 °C i razlika između dnevne i noćne strane je svega nekoliko stepeni.

Unutrašnjost planete takođe nalikuje Jupiterovoj. U središtu je malo čvrsto jezgro (prečnika do 15 000 km), bogato gvožđem iznad koga se nalazi tanak sloj leda na bazi vode, metana i amonijaka. Sve ovo je obavijeno slojem tečnog vodonika oko 26 000 km debljine koji se usled ogromnog pritiska ponaša kao metal – takozvani metalni vodonik. Ovoj sloj je odgovoran za veoma jako magnetno polje, 1000 puta jače od Zemljinog, premda 20 puta slabije od Jupiterovog. Saturnovo magnetno polje je jedinstveno u Sunčevom sistemu; ose magnetnih polja ostalih planeta su nagnute u odnosu na osu rotacije planete,  dok se kod Saturna ove dve ose poklapaju. Iznad sloja metalnog vodonika, pruža se tečni molekulski vodonik. (oko 18 000 km) i na kraju gasovita atmosfera koju čini većim delom vodonik, nešto helijuma, i u tragovima metan, amonijak, vodena para, kao i neka druga jedinjenja.

Atmosfera Saturna je mnogo složenija od Jupiterove što se može videti po tome što ima pet do šest puta više pruga sa slojevima promenljive visine. Usled niže temperature oblaci su gušći i dominiraju drugačije hemijske reakcije, pa boje nisu tako raznovrsne kao na Jupiteru. Vidljivi sloj oblaka Saturna predstavljaju oblaci kristalića amonijaka pomešanih sa kapljicama metana, kojima živopisne boje daju ugljovodonici, sumpor i fosfor. Ovi oblaci plivaju nad slojem aerosoli debljine 80 km koji ublažava obrise i doprinosi pastelnim tonovima boja. I u atmosferi Saturna posmatrane su tvorevine slične velikoj crvenoj pegi na Jupiteru, ‘oku’ džinovskog tornada koji traje već četiri stotine godina. Tako je 16 stepeni od severnog pola udaljena “velika smeđa pega” slična onoj na Jupiteru, samo živahnijih boja i manjih dimenzija. Otkriven je i džinovski torus neutralnog vodonika oko planete koji se proteže od orbite Ree do orbite Titana, na koji se ukazuje kao najverovatniji izvor neutralnog vodonika u torusu, s obzirom da nema magnetno polje koje bi ga štitilo od Sunčevog vetra koji jonizuje i odnosi molekule iz gornjih slojeva atmosfere.

Gospodar prstenova

Sistem Saturnovih prstenova predstavlja jedno od čuda vidljivog univerzuma. Zajedno sa svojim prstenovima, Saturn bi pokrio rastojanje između Zemlje i Meseca. Iako danas znamo da svi gasoviti džinovi imaju sličan oreol, nijedan nije ni približno tako spektakularan kao Saturnov. Razlog tome je što u prstenovima ostalih planeta dominiraju tamne čestice prašine, dok su kod Saturnovog pored nešto malo prašine i kamenja, glavni sastojak gromade leda koje dobro reflektuju Sunčevu svetlost. Na osnovu analize prostiranja radio - talasa ustanovljeno je da su dimenzije većine čestica između 1 mm i 5 m, a najveće među njima dostižu nekoliko desetina metara.

Sa Zemlje su vidljiva dva najsjajnija prstena, A i B koje razdvaja takozvana 4 000 km široka Kasinijeva pukotina, i znatno slabiji C prsten. Susedni D prsten je još slabiji i pruža se gotovo da gornjih slojeva oblaka. Na obodu A prstena uočljiva je Enkeova pukotina, a još dalje se nalazi F prsten koji je otkrio “Pionir 11”. I dok glavni prstenovi imaju po više hiljada komponenti, F prsten se sastoji od svega nekoliko, i to isprepletanih prstenova. To je predstavljalo veliko iznenađenje i činilo se da prkosi zakonim orbitalne mehanike. Objašnjenje je nađeno u gravitacionom uticaju dva obližnja satelita koje materijal iz prstena prati kao pastire (tzv "shepherding satellites"). Štaviše, postoji veoma složena rezonanca između Saturnovih satelita i prstenova koju i danas nedovoljno dobro razumemo. Prolazak “Vojadžera” dodao je spisku još dva slabašna prstena, E i G.

Praćenje prolaza prstenova preko lika zvezde delta Bika i delta Škorpiona pokazalo je da su prstenovi izdiferencirani ne samo radijalno nego i po dubini, tako da je praćenje ovakvih pojava,  otkrilo na jednom delu prstena postojanje sedam slojeva, koji se prostiru jedan iznad drugog.

Oko porekla samog prstena ima više teorija: bivši satelit rastrgnut plimskim silama kada se  previše približio planeti; ostaci katastrofalnog sudara satelita sa nekim drugim telom; nesuđeni satelit kome prevelika blizina matičnom svetu nikad nije dozvolila da se u potpunosti formira. Danas se ova poslednja smatra za najverovatniju. Što je neki sastojak prstena bliži planeti, to je, saglasno trećem Keplerovom zakonu, veća njegova orbitalna brzina. Ova razlika u brzinama između dve susedne gromade je veoma mala, svega nekoliko centimetara u minutu, ali čak i tako malo relativno kretanje gromada dovoljno je da ih onemogući u okupljanju u jedinstvenu celinu pod uticajem uzajamne sile teže. Čim bi to pokušale, mala razlika u orbitalnim brzinama odmah bi ih osujetila.

S obzirom da je osa Saturna nagnuta pod uglom od 26°45', izgled Saturnovih prstenova sa Zemlje se menja. Najbolje se vide kada je jedan od polova najviše okrenut Zemlji što se dešava dva puta za vreme njegovog obilaska oko Sunca koji traje 29 i po godina. Kada se Zemlja nalazi u ravni prstenova, praktično su nevidljivi i za velike opservatorijske instrumente.

Titan…

Do novembra 1980. godine Saturnovu porodicu činilo je 10 tačkica jedva vidljivih pomoću teleskopa. Hajgens je posmatrao Saturnov najveci satelit, Titan. Kasini je otkrio Japeta, Reu, Tetis i Dionu; Heršel, Mimasa i Ecelada; Bond Hiperiona; Pikering Febe a Dolfus Janusa. Danas znamo za 60 svetova koji kruže oko Saturna. 

Najveći od njih je Titan, koga je Hajgens otkrio još 1655. godine. On s pravom nosi ime koje mu je dao ser Džon Heršel dva veka kasnije. Veći je od Merkura i Plutona i dugo se verovalo da je najveći satelit u Suncevom sistemu. “Vojadžer 1” je pokazao da nije tako – Titan ima gustu atmosferu koja skriva njegovu pravu veličinu –  poluprečnik čvrstog tela je 2575 km (poluprečnik Jupiterovog Ganimeda je 2640 km). Zamisao da Titan ima atmosferu javila se još početkom prošlog veka, pošto je utvrđeno da je disk Titana tamniji prema periferiji nego u centru. Sunčeva svetlost koju Titan reflektuje prema Zemlji prolazi duži put kroz atmosferu na periferiji nego u centru. Zato je slabljenje svetlosti na periferiji usled apsorpcije veće pa je rub diska tamniji. 

U atmosferi ovog satelita Kajper je 1944. otkrio metan, a pretpostavljalo se da je crvenkasta boja Titana indirektna posledica prisustva azota. Ultraljubičasta svetlost sa Sunca pretvara metan u složenije ugljovodonične molekule i vodonik. Ugljovodonici bi trebalo da ostanu na Titanu, prekrivajući površinu smeđim, katranastim, organskim talogom. Dalje, gusitina ovog satelita je toliko mala da on mora da sadrži velike količine raznih vrsta leda, uključujući tu i vodeni, a verovatni i metanski. Prisustvo azota i metana na ovom satelitu omogućuje nastanak cijanovodonične kiseline i cijanoacetilena što je preduslov za pojavu amino kiselina, neophodnih za razvoj života. Iako je poznato da zbog udaljenosti od Sunca temperatura mora biti znatno ispod tačke mržnjenja, bilo je spekulacija da uz eventualan obiman efekat staklene bašte ili topla vulkanska područja i obilje organske materije, ne treba tako lako prenebeći mogućnost postojanja nekih jednostavnijih oblika života.

Prve slike pristigle sa “Vojadžera” bile su prilično razočaravajuće. Titan je izgledao kao teniska lopta i kroz njegovu gustu atmosferu ništa se nije moglo videti. Istraživanja su pokazala da je atmosfera Titana gušća od Zemljine, a pritisak 1500 milibara. U atmosferi postoje oblaci, verovatno sačinjeni od metana i moguće je da povremeno padaju metanske kiše. Sama atmosfera se sastoji od najvećim delom od azota, zatim nešto argona i metana, a detektovana su i brojna organska jedinjenja i vodena para. To je ustanovljeno analizom zračenja koje dolazi iz atmosfere ovog satelita – svaki atom ili molekul zrači ili apsorbuje samo na nekim,  određenim, talasnim dužinama koje su karakteristčne za njega i na osnovu kojih se može prepoznati. 

Merenja “Vojadžera” su pokazala da je temperatura na površini -179°C i da varijacije između ekvatora i polova nisu veće od 3°. Uzrok tome je gusta atmosfera koja apsorbuje svetlost i ima toplotnu inerciju što jako smanjuje promene temperature. Na ovakvim temperaturama metan može da bude tečan i smelije pretpostavke kažu de je moguće je da je ceo Titan pokriven okeanom od metana. On bi na Titanu mogao da ima ulogu koju na Zemlji ima voda. Na površini je tečan, u atmosferi gasovit i verovatno može da stvara oblake i kišu. Ovakve pretpostavke su dovedene u sumnju skorašnjim istraživanjima u radio – domenu, ali konačan sud bi trebalo da daju podaci koji upravo pristižu sa “Kasinija”.

Sa ove letelice nam iz dana u dan pristižu nove, uzbudljive fotografije i po pri put smo u prilici da vidimo detalje na površini ovog neobičnog sveta, naravno samo u infracrvenom i radio domenu, pošto je gusta atmosfera Titana nepremostiva prepreka za vidljivu svetlost. I dok će biti potrebno vreme da se analiziraju podaci i daju definitivni odgovori, za sada su konstatovane sledeće karakteristike: površina je relativno glatka i mlada i bez upadljivih udarnih kratera što svedoči o izraženoj geološkoj aktivnosti; sami procesi koji su tu na delu tek treba da budu utvrđeni. Uočene su i formacije nastale vetrom, a posebno interesantne su tame oblasti za koje se spekuliše da bi mogle biti u tečnom stanju, ali tek će detaljne analize dati odgovor.

…i drugi svetovi

Japet ima prečnik 1460 km i uvek je okrenut istom stranom prema Saturnu (kao i većina Saturnovih satelita). Ima veoma malu gustinu pa je verovatno da je sačinjen uglavnom od vodenog leda. Hemisfera koja se kreće kroz prostor, tzv vodeća hemisfera, izuzetno je tamna i odbija samo 3 do 5%  svetlosti, kao recimo čađ, dok je suprotna hemisfera veoma sjajna i odbija gotovo 50% svetlosti. Ovu razliku primetio je još Kasini u 17. veku. Po jednoj pretpostavci za ovo je odgovoran tamni materijal koji se rasipa sa satelita Febe. Ipak, boja na vodećoj hemisferi Japetusa i ona sa površine Febe nisu potpuno iste. Druga hipoteza je da tamni materijal dolazi iz same unutrašnjosti Japeta. Ono što je posebno zbunjujuće je što je granica između svetle i tamne oblasti izuzetni oštra.

Febe rotira retrogradno i ima veoma mali albedo (refleksivnost) od oko 5 % što sugeriše da je reč o objektu  koji je zalutao iz Kajperovog pojasa sa ruba Sunčevog sistema i bio zahvaćen Saturnovom gravitacijom. 

Hiperion je jedno od najvećih tela nepravilnog oblika u Sunčevom sistemu. Dugačak je 400 km a širok svega 220. Sačinjen većim delom od leda ali nizak albedo sugeriše da je prekriven slojem prašine koja verovatno potiče sa Febe. Jedino poznatno telo u Sunčevom sistemu, pored asteroida  Tutatis koji je nedavno prohujao pored Zemlje, sa potpuno haotičnom rotacijom – njegova osa rotacije se stalno potpuno nepredvidivo koleba.

Rea, telo prečnika 1530 km. Na zadnjoj (‘pratećoj’) hemisferi nalaze se svetliji pramenovi na tamnijoj pozadini. Ovi pramenovi su po svemu sudeći rezultat unutrašnje aktivnosti na satelitu – svetliji materijal je verovatni izbačen kroz pukotine na površini. Prednja strana je svetla i izbrazdana kraterima. Trećinu mase satelita čini kameno jezgro, ostalo otpada na vodeni led. 

Diona, prečnika 1120 km, najgušći je Saturnov satelit posle Titana. Uočava se slična asimetriju izmedju vodeće i prateće hemisfere kao i kod Ree – vodeća hemisfera je ravnomerno osvetljena i izbrazdana kraterima, dok se na pratećoj hemisferi nalaze svetli pramenove koji se seku na tamnijoj površini. 

Tetis ima približno isti prečnik kao i Diona, ali je manje gustine. Dva oblika dominiraju njegovom topografijom. Na zapadu to je ogromni udarni krater prečnika 400 km nazvan Odisej, koji obuhvata gotovo dve petine satelita, a na istoku ogroman kanjon Itaka koji počinje daleko na jugu ispod ekvatora, ide sve do severnog pola, pa se opet spušta prema ekvatoru i zahvata gotovo tri četvrtine velikog kruga satelita. Udar koji je napravio onoliki krater bi potpuno razmrskao Tetis što sugeriše da je u doba kada je nastao unutrašnjost satelita bila mnogo toplija, možda tečna. Osim toga, ako je Tetis bio nekada tečan, hlađenje i zamrzavanje bi povećalo njegovu zapreminu, što bi dovelo do pucanja ohlađene kore. Ovo može objasniti i nastanak pomenutog kanjona čija je dužina najmanje 2000 km, širina 100 km a dubina 3 – 5 km. 

Površinom Mimasa dominira ogroman krater, 130 km u prečniku što je trećina prečnika satelita; dubina kratera dostiže 10 km, a uzvišenje u centru kratera 6 km. Na suprotnoj strani satelita se vide naprezanja nastala usled istog udara. Udar koji je ostavio takav krater je gotovo rasturio Mimas.

Encelad je najsjajniji satelit Saturna, odbija gotovo 100%  svetlosti koja padne na njega, što je među planetama i satelitima jedinstven slučaj. Verovatno je površina satelita pokrivena svežim ledom.   

Ostali sateliti predstavljaju tela daleko manjeg prečnika i nepravilnog oblika. Od njih vredi pomenuti Jana i Epimeta čije putanje razdvaja svega 50 km; svaki put kada se približe dolazi do male razmene momenta impulsa što uzrokuje da svake četiri godine potpuno zamene orbite!

*          *          *

Još mnogo toga ostaje da se otkrije o ovom prstenastom svetu i njegovim pratiocima. Iz dana u dan nam pristižu nove fotografije Saturnovih prstenova neviđenog kvaliteta i prvi detalji Titanove površine, a sa posebnim nestrpljenjem očekujemo 14. januar naredne godine za kada je zakazano spuštanje sonde “Hajgens” kroz Titanovu atmosferu. Sve u svemu, u naredne četiri godine, koliko će još “Kasini” biti na orbiti oko Saturna, očekujemo odgovore na mnoga pitanja o ovom misterioznom sistemu....

(decembar 2004)

JUPITER

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: ponedeljak, 15 novembar 2004 00:00

Autor Marko Stalevski

Jupiter je planeta koja sa pravom nosi ime kralja svih bogova. Ne samo da je najveća planeta, već svojom masom skoro dva i po puta nadmašuje masu svih ostalih planeta zajedno. Astronomi ga često nazivaju “promašenom zvezdom”  jer su zastupljeni isti elementi i u istom odnosu kao u zvezdama  – oko 90% vodonika i 10% helijuma ali nikad nije dostigao dovoljnu temperaturu koja bi pokrenula termonuklearne reakcije. Da je nekoliko desetina puta masivniji, naš planetarni sistem bi imao dva sunca.

Sjaj Jupitera na nebu  nadjačava jedino sjaj Venere, naravno ne računajuci Mesec i Sunce, tako da je veoma pogodan za posmatranje malim teleskopom. Kroz amaterski teleskop lepo se vidi osvetljeni disk pun detalja. Četiri Galilejeva satelita mogu se posmatrati amaterskom opremom, pa čak i običnim dvogledom. Njihov položaj se menja iz časa u čas, kako se obrću oko planete.

Posle upoznavanja sa unutrašnjim planetama tokom šezdesetih i početkom sedamdesetih godina, došlo je vreme da se upute misije ka velikim spoljašnjim planetama, Jupiteru, Saturnu, Uranu i Neptunu. Letovi “Pionira 10”, “Pionira 11”, “Vojadžera 1” i “Vojadžera 2”, praćeni su sa velikim interesovanjem. Prolaz svakog od ovih kosmičkih brodova pored neke planete predstavljao je pravu malu revoluciju u poznavanju Sunčevog sistema.

Prva sonda upućena prema spoljnim planetama je “Pionir 10”, lansirana 3. marta 1972. u Kejp Kanaveralu. Tvorce “Pionira 10” mučile su mnoge brige u vezi sa njegovom sudbinom. Neki su postavljali pitanje o verovatnoći bezbednog prolaska sonde kroz pojas asteroida. U ovaj pojas “Pionir 10” je ušao jula 1972. i ostao u njemu sve do februara 1973. Ispitivanja u toku leta pokazala su da je verovatnoća sudara objekta veličine “Pionira 10” sa nekim većim asteroidom mala i da pojas asteroida ne predstavlja nepremostivu prepreku koja bi čoveka zadržavala u Sunčevoj blizini. Četvrtog decembra 1973. “Pionir 10” prolazi na rastojanju od 130 000 km od Jupitera i šalje više od tri stotine slika Jupitera i njegovih satelita. Petog aprila 1973, lansiran je i “Pionir 11”. Već 3. decembra 1974. godine on prolazi na oko 40 000 km od Jupitera i koristeći njegovo gravitaciono polje kao odskočnu dasku biva usmeren prema Saturnu.

Period izmedju 1976. i 1978. godine bio je izuzetno pogodan za upućivanje kosmičkih letelica ka spoljašnjim planetama. Raspored planeta bio je takav, da kada sonda posle godinu dana stigne do Jupitera, gravitacija ove džinovske planete može da je skrene ka Saturnu, ovaj ka Uranu a Uran dalje ka Neptunu. Na ovaj način, ne samo da bi se jednom ekspedicijom posetile ove spoljašnje planete sem Plutona, nego bi se i trajanje puta do Urana i Neptuna znatno skratilo. U normalnim prilikama let do Urana trajao bi 16 a do Neptuna čitavih 20 godina. Korišćenjem gravitacionih polja usputnih planeta, let se skraćuje na 9 odnosno 12 godina. Ovako povoljna prilika ne ponavlja se često, sledeća ce biti tek 2155. godine. Zato su američki naučnici rešili da ostvare “Veliko putovanje” odnosno da upute kosmički letelice koji će posetiti Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Uprkos velikim finansijskim teškoćama i drugim preprekama na koje se nailazilo, pošto su aparature “Vojadžera” proradile u blizini Neptuna, ovaj projekat se ostvario. 

U okviru misije “Vojadžer”, prema Jupiteru i ostalim spoljnim planetama su upućene dve sonde. 20. avgusta 1977. u Kejp Kanaveralu je lansiran “Vojadžer 2”. “Vojadžer 1” je lansiran kasnije, 5. septembra iste godine, ali je njegova putanja bila takva da je ubrzo prestigao “Vojadžer 2” i našao se na čelu misije. Osnovni cilj misije bio je ispitivanje Jupitera, Saturna i njihovih satelita, naročito Titana. “Vojadžer 2” je pod uslovom da uspe misija “Vojadžera 1”, trebalo da produži prema Uranu i Neptunu.

Danas, posle “Pionira” i “Vojadžera” i nešto skorije misije “Galileja”, znamo da je Jupiter skoro u celini tečno telo osim malog, gvozdeno silikatnog jezgra u centru, u kome temperatura dostiže 30000 K. Iznad ovog jezgra nalazi se sloj tečnog vodonika debljine 70000 km, koji zauzima gotovo celu zapreminu planete. Međutim, pritisak u Jupiterovoj unutrašnjosti, koji je sto miliona puta veći od pritiska u Zemljinij atmosferi, pretvara ga u potpuno nesvakidašnji oblik – metalni vodonik u tečnom stanju. Običan tečni vodonik je samo gusto pakovanje vodonikovih molekula; ali u Jupiterovoj unutrašnjosti ti molekuli su razbijeni na pojedinačne atome. U tako gustoj skupini atoma neki pojedinačni elektroni mogu da se oslobode i provode električnu struju. Stalno mešanje Jupiterovog jezgra proizvodi jake struje, a one stvaraju magnetno polje deset puta jače od Zemljinog. Dalje, prema površini, vodonik gubi metalna svojstva ali ostaje u tečnom stanju. Još dalje, gustina vodonika opada, da bi se konačno stopio sa atmosferom, tako da Jupiter nema čvrstu povrsinu.

Debljina atmosfere je oko 1000 km. Gornji sloj oblaka sastoji se od kristalića amonijaka,  srednji od amonijum bisulfida a donji od kristalića vode. Prisustvo amorfnog crvenog fosfora, vodoničnih i amonijačnih polisulfida i sumpora, boji Jupiter crvenom, braon i žutom bojom. 

Nekoliko stotina godina atmosfera Jupitera krila je veliku zagonetku. To je velika crvena pega koju je otkrio Kasini 1665. godine. Danas je ustanovljeno da je ova tvorevina, široka 14000 km a dugačka 30 - 40 000 km, što je dovoljno da u nju stanu tri Zemlje, ustvari “oko” džinovskog tornada koji traje već stotinama godina i prema kome su najjači Zemaljski uragani obični povetarci. Danas se čak zna kako miriše crvena pega. Zahvaljujuci prisustvu fosfina, koji je glavni sastojak arome belog luka i crvena pega ima takav miris. U ovako surovoj atmosferi u kojoj vetrovi u ekvatorijalnim oblastima duvaju brzinama od 400 km/h, i sa pražnjenjima prema kojima su munje i gromovi na Zemlji dečija igrača, mesta za život ima samo u naučnoj fantastici.

Radio-astronomska istraživanja Jupitera su takođe donela niz značajnih rezultata, i postavila neka interesantna pitanja. Godine 1955. otkriveno je radiozračenje Jupitera. Energija bljeskova radiozračenja na Jupiteru odgovara energiji milijarde istovremenih bljesaka munje na Zemlji. Takođe, utvrđeno je da Jupiter usled nekog unutrašnjeg izvora toplote oslobađa dva puta više energije nego što prima od Sunca. Veruje se da bi izvor te energije moglo da bude postepeno skupljanje planete, što je teško proveriti jer potrebno skupljanje iznosi svega jedan milimetar godišnje.  

Jupiter je planeta sa najbržom rotacijom u Sunčevom sistemu. Jednom oko svoje ose se obrne za svega 9.84 časa i to brzinom koja iznosi 45 km/h, što je gotovo ista brzina kojom se kreće oko Sunca! Usled ovako brze rotacije, i snažnih vetrova, temperatura u atmosferi između noćne i dnevne strane  je veoma ujednačena, oko –150°C. Kružeći na srednjem rastojanju od 778 miliona km, Jupiter napravi pun krug oko Sunca za 11.86 godina. U ovaj gasoviti džin, sa prečnikom od 142 900 km, moglo bi se smestiti ravno 1323 Zemaljskih kugli, a njegovoj masi odgovara 318 Zemljinih masa.

“Vojadžer 1” je prilikom prolaska pored Jupitera otkrio prsten oko ove planete. Jupiterov prsten je debeo manje od jednog kilometra a širok 6000 km i nalazi se na 128 000 km od centra planete unutar orbite satelita Amaltee. Sastavljen je od veoma tamnih čestica. Njegov sjaj je više od 10 hiljada puta manji od sjaja Saturnovih prstenova pa ga je veoma teško posmatrati sa Zemlje. Ipak, grupa američkih astronoma uspela je da ga posmatra i sa naše planete, ali ne u vidljivoj nego u infracrvenoj oblasti spektra. Dimenzije čestica koje čine prsten kreću se od nekoliko mikrona do nekoliko metara i one naprave krug oko Jupitera za oko 7 časova. Po svemu sudeći, prsten je u stvari neformirani satelit koji se nalazi toliko blizu planete da je usled destruktivnog delovanja gravitacionih sila postojanje satelita teorijski nemoguće. Prsten oko planete je ranije smatran za izuzetnu pojavu, a danas, kod planeta Jupiterovog tipa, on postaje pravilo.

Posle prolaska “Vojadžera” bilo je poznato 16 Jupiterovih  satelita. Oni se mogu razvrstati u četiri grupe. Najbliži Jupiteru su  četiri mala satelita (Teba, Metis, Amaltea, Adrastea),a zatim slede veliki Galilejevi sateliti Io, Evropa, Ganimed i Kalisto. Treću grupu čine mali sateliti na koji kruže oko Jupitera na razdaljini između 11 i 12 miliona kilometara (Leda, Himalia, Lisita i Elara).  Najdalju grupu čine Ananka, Karma, Pasifa i Sinopa koji kruže  retrogradnim orbitama. Danas porodicu Jupiterovih sateleta čini čak 62 člana. Većina spoljašnjih satelita su zapravo zarobljeni asteroidi.

Četiri najveća Jupiterova satelita otkrio je 1610. godine Galileo Galilej pa se Io,  Evropa, Ganimed i Kalisto, nazivaju Galilejevi sateliti. Sateliti Jupitera su često pomagali čoveku da dobije bolju predstavu o Vasioni i shvati neke od fizičkih zakona. Na primer otkriće Galilejevih satelita je pokazalo da Zemlja nije jedinstveni centar kretanja u Vasioni što je mnogima pomoglo da napuste geocentričnu sliku sveta. Ole Remer je 1675. godine izmerio po prvi put brzinu svetlosti, koristeći posmatranje pomračenja Jupiterovih satelita, a matematička analiza kretanja satelita, ukazala je početkom veka na značaj rezonatnih fenomena u nebeskoj mehanici. Pravilno shvatanje nastanka i evolucije porodice Jupiterovih satelita može da odigra odlučujucu ulogu u našem shvatanju nastanka Sunčevog sistema.

Najviše uzbuđenja, astronomima je priredio Io, najbliži Jupiteru od Galilejevih satelita. Očekivalo se da će njegova površina biti izbrazdana kraterima poput površine našeg Meseca, medjutim, stvarni događaji su prevazišli i najsmelije pretpostavke. Nekoliko dana posle susreta “Vojadžera 1” sa Jupiterom, na jednoj fotografiji Ioa primećena je velika svetla mrlja na ivici južne polulopte satelita. Pošto su propali svi pokušaji da se ona objasni kao neke greške na snimku, zaključeno je da je to ogroman oblak koji se diže 270 km iznad površine satelita. Ubrzo je ustanovljeno da na istoj slici postoji još jedna vulkanska erupcija. Tokom prolaska “Vojadžera 1” potvrđeno je postojanje osam aktivnih vulkana čije erupcije su išle od 70 do 300 km u visinu. Od tih osam, šest je bilo još uvek aktivno kada je stigao “Vojadžer 2”, jedna erupcija je prestala, a jedan od vulkana se nalazio u oblasti koja je bila nedostupna kamerama “Vojadžera 2”

Neki od planetarnih geologa smatraju da su potoci materije koji ističu iz vulkana od čistog sumpora a ne od lave od silikatnog stenja. Oni smatraju da različite nijanse živih boja potiču od alotropskih modifikacija sumpora, koje su stabilne na različitim temperaturama. Suprotno mišljenje je da su ovi tokovi sastavljeni od “običnije” bazaltne lave koja je obojena usled visokog sadržaja sumpora i njegovih naslaga na površini. 

Io je telo sa najizraženijom vulkanskom aktivnošću u Sunčevom sistemu. Uzrok tome su veoma jake plimske sile kojima Jupiter deluje na Io (to su gravitacione sile poput onih kojim Mesec na Zemlji izaziva plimu i oseku) koje usled trenja stvaraju toplotu u njegovoj unutrašnjosti i izazivaju vulkansku aktivnost. Drugi potencijalni izvor energije je jedinstveni položaj Ioa u Jupiterovoj magnetosferi. Pošto je period Jupiterove rotacije oko svoje ose 10 sati, a Io se obrne oko njega za 1.77 dana, Io prolazi kroz linije sila Jupiterovog magnetnog polja brzinom od 57 km/s. Interakcija jonosfere satelita sa pokretnim poljem stvara naponsku razliku od 600 000 volti, tako da između satelita i planete postoji strujna cev u kojoj jačina struje možda dostiže i čitavih 5 000 000 ampera a provodnu sredinu stvaraju naelektrisane čestice u magnetosferi planete. 

Osim zagonetne strujne cevi Io je odgovoran i za nastanak plazmenog torusa oko cele planete. Naime, Io stalno gubi atmosferu koja se neprestano obnavlja usled vulkanske aktivnosti. Ovaj proces je doveo do formiranja oblaka koji se proteže duž cele putanje satelita u ravni malo nagnutoj u odnosu na ravan putanje. Torus sadrži veliki broj jona sumpora i vodonika nastalih verovatno pod uticajem elektrona zarobljenih u magnetosferi Jupitera,  a detektovano intenzivno ultraljubičasto zračenje visoko jonizovanog sumpora ukazuje na to da neki, za sada nepoznati, mehanizam snabdeva torus energijom.

Ustanovljeno je da Io poseduje veoma retku atmosferu čiji je osnovni sastojak sumpor dioksid. Sumpor dioksid na Iou ima niz interesantnih osobina. Nove količine gasa, koje obilato dolaze iz vulkana, mogu se kondenzovati na površini. U polarnim predelima, za vreme noći, temperature su dovoljno niske da se gotovo sav SO2 zaledi. Osim toga, na temperaturama koje vladaju u umerenim dubinama, moguće je topljenje sumpora tako da ispod sloja čvrstog sumpora pomešanog sa SO2 leži okean rastopljenog sumpora. Moćni tokovi tečnog sumpora izlaze i na površinu i vide se u obliku ogromnih ravnica sa slabo izraženim reljefom.

Evropa, blistave narandžaste boje, drugi je od Galilejevih satelita. Njena površina ima veoma čudan izgled, jedinstven u Sunčevom sistemu. Pokrivena je lavirintom linija i traka, koje podsećaju na čuvene Marsovske kanale. Dužina nekih linija dostiže i hiljade kilometara, a širina 20-40 km. Satelit ima ledenu koru debljine 75-100 km, a linije i trake,  sugerišu na postojanje različitih tenzija ispod kore. To se može lako shvatiti ako se ima u vidu blizina Jupitera i plimskih sila usled kojih je unutrašnjost Evrope vrela. Mada je srednja temperatura na površini oko –150°C, u dubljim slojevima ledene kore temperatura bi mogla biti znatno povoljnija zbog tople unutrašnjosti. Štavise, po podacima koje je poslao “Galilej” veoma je verovatno da se ispod ledenog pokrivača krije okean vode u tečnom stanju! Usled ledene kore koja stalno poravnava površinu satelita, Evropa je najglatkije telo Sunčevog sistema, na kome se najveće “planine” uzdižu samo 40 m iznad površine.

Ledeni gigant Ganimed najveći je satelit Sunčevog sistema, veći je i od dve planete, Merkura i Plutona. Njegova površina odlično odbija svetlost, a srednja temperatura mu je –130°C. Viđen izdaleka, sa malom razdvojnom moći, podseća na Mesec, sa nepravilnim tamnijim oblastima na svetlijoj pozadini. Velika kružna tamna oblast koja zahvata gotovo trećinu satelita, i ima 3200 km u prečniku, nazvana je Galilejeva oblast. Slike sa velikom rezolucijom koje je napravio “Vojadžer”, pokazale su koliko se Mesec i Ganimed razlikuju.  Tamne oblasti nisu kao na Mesecu načinjene tokovima materijala sličnog lavi, nego su najstariji delovi satelita i gusto su prekrivene kraterima. Svetliji delovi Ganimedove površine prekriveni su snopovima paralelnih brazdi koje su široke 1 do 10 km i sa ivicama visokim, možda, i do nekoliko stotina metara. One se prostiru hiljadama kilometara,  savijajući se i sekući se međusobno. 

Poslednji od Galilejevih satelita je Kalisto. Oko planete obiđe za 16.7 dana, a prečnik mu je je 4840 km. Sastoji se od gotovo jednakih delova stenja i leda, prljavo sive je boje i izbrazdan kraterima. Krateri su gusto poređani jedan do drugog i za razliku od ostalih satelita i planeta, na njemu ne postoje ravnije oblasti,  “doline” ili “mora”, u kojima su krateri poravnati kasnijim procesima. Vidi se da je Kalisto telo najgušće prekriveno kraterima u Sunčevom sistemu. Na Kalistu se nalazi i ogromna struktura sa puno koncentričnih prstenova i sjajnom centralnom oblašću čiji je prečnik oko 300 km. Osam do deset prstenastih grebena koncentrično okružuju centar do rastojanja od gotovo 1500 km. Ova struktura nazvana je Valhala. Prstenovi su mogli biti formirani dinamički usled sudara velikog tela ili su posledica kasnijeg prilagođavanja okolne površine. 

Podaci o Galilejevim satelitima koje su prikupili “Vojadžeri” i “Galilej” predstavljaju napredak u znanju gotovo isto tako dubok kao i njihovo originalno otkriće. Za vreme uzbudljivih časova, marta i jula 1979. i u periodu 1995 - 1997, ove svetle tačkice na nebu sa ukupnom površinom koja je jednaka površini Zemlje, pretvorili su se u četiri nova sveta puna pitanja i izazova. 

Pažnju široke javnosti kralj svih bogova ponovo privukao je 1994. kada je ceo svet posmatrao pad komete Šumaher-Levi 9 na Jupiter. Posmatrajući kako ova majušna kometa pravi ožiljke na gigantskom Jupiteru i imajući u vidu da između orbite Marsa i Jupitera oko Sunca kruži veliki broj asteroida, ljudi su se prisetili da bi takva sudbina pre ili kasnije mogla da zadesi i Zemlju. Zato se razvijaju razni programi “Svemirske Straže” u okviru kojih se traga za telima koje predstavljaju potencijalnu opasnost po Zemlju kako bi se pravovremeno mogle preduzeti odgovarajuće mere.

(novembar 2004)

***

Literatura

MARS

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: sreda, 15 septembar 2004 01:00

Autor Marko Stalevski

Od svih planeta Mars je oduvek najviše podsticao maštu sanjara. Početkom prošlog veka,  podstaknut ranijim posmatranjima Đovanija Skjaparelija koji je na Marsu uočio mrežu svetlih i tamnih linija, čuveni astronomPersival Lovel podigao je posebnu opservatoriju za proučavanje te planete. Skjapareli je ove pruge nazvaokanalima, a Lovel je bio ubeđen da ih je načinila napredna marsovska civilizacija da bi navodnjavala pustinjevodom iz Marsovih polarnih kapa. Kanali su bili toliko pravolinijski da bi morali da budu veštački, a pošto je Mars ličio na isušeni svet, šta bi bilo prirodnije nego meliracioni radovi tako velikih razmera. Takođe, verovao je da do sezonskih promena boje tamnih područja dolazi zbog bujanja i zamiranja vegetacije. Međutim, posle misije “Marinera-9”, postalo je sasvim jasno da o nekakvim kanalima na Marsu nema ni govora, a da tamne oblasti nisu vegetacija, već naprosto oblasti odakle je svetla površinska prašina oduvana sezonskim vetrovima. Ipak postavlja se pitanje kako su iskusni astronomi poput Lovela i mnogih drugih, mogli tako da se zavaraju. Pravi odgovor je teško dati. Izgleda da su svi oni samo strašno želeli da vide kanale i da su podlegli optičkoj varci. U maloj titravoj slici u okularu teleskopa neke crte reljefa Marsa oko posmatrača spaja u linije koje zapravo nepostoje.

Mnogi naučnici XVII, XVIII i XIX veka smatrali su da je klima na Marsu i Veneri pogodna za život i da su ove planete naseljene razumnim bićima. Maštovitiji su počeli da strahuju da bi žitelji Marsa mogli da napuste svoju, sve suvlju, planetu i nasele naš vlažni svet. To je inspirisalo Orsona Velsa da 1938. priredi radiodramsku verziju klasičnog naučnofantastičnog romana Rat svetova Herberta Džordža Velsa, premestivši poprište radnje iz Engleske u istočni deo Sjedinjenih Država. Milioni Amerikanaca, obuzeti predratnom psihozom, poverovali su da je uistinu otpočela invazija Marsovaca.

Poslednji put Mars je uznemirio  duhove 1976. kada je “Viking-1” poslao sliku takozvanog “Lica sa Marsa”. U pitanju je konfiguracija u oblasti Cydonia koja neodoljivo podseća na ljudsko lice. Romantični duhovi počeli su da zagovaraju teoriju da ta formaciji mora biti neimarsko delo inteligentnih bića. Međutim “Mars GlobalSurveyor”  je aprila 1998. razobličio još jednu ljudsku legendu o Marsu, poslavši sliku visoke razdvojne moći iste oblasti. Pokazalo se da je to ustvari samo skup stena, grebena i brda, koje su nedovoljno precizni merni instrumenti, igra svetlosti i senke i ljudski um pretvorili u gigantski spomenik kulture više civilizacije.

Još početkom XIX veka bilo je poznato da se Mars okrene oko svoje ose za gotovo tačno  24h. Još jedna neobična podudarnost predstavlja podatak da je Marsova osa rotacije nagnuta u odnosu na ravan orbite za oko 24°, samo ½  stepena više od Zemljine, te prema tome i na ovoj planeti postoje godišnja doba slična našim. Mars kruži oko Sunca na srednjem rastojanju od 227.9 miliona km prosečnom brzinom od  24.1 km/s, po orbiti koja je nagnuta u odnosu na ekliptiku za 1.8°. Marsovska godina je duža od Zemljine i traje 687 dana, s obzirom da je 1.524 puta dalji od Sunca nego Zemlja. Znajući da je prečnik Marsa upola manji od Zemljinog, a sila teže na površini planete svega 0.38 Zemljine, astronomi su još u to doba zaključili da atmosfera Marsa mora biti mnogo ređa od naše.

Spektralna istraživanja pedesetih godina pokazala su da preko 95 % Marsove atmosfere čini ugljen dioksid, a preostalih 4% popunjavaju azot, argon, kiseonik i vodena para. Za razliku od Zemlje, nema ozonski omotač. Bez obzira na razređenost Marsove atmosfere u njoj se često vide kondenzacioni oblaci kao i oblaci prašine. Oblaci se razvijaju kada se atmosferski ugljen dioksid kondenzuje u hladnim polarnim oblastima zimske polulopte. Na srednjim širinama u oblake se kondenzuje vodena para i oni sadrže običan led. Oblaci se formiraju i kada se uzlazne struje vazduha u planinskim oblastima hlade, kao što je to na primer u blizini velikih vulkana u oblasti Tharsis. Dakle, oblaci na Marsu mogu biti na bazi vode kao i na Zemlji ali i na bazi ugljen dioksida.

Tipičan meteorolški izveštaj sa Marsa mogao bi da glasi: maksimalna dnevna temperatura oko –30°C. U toku noći temperatura će opasti do –86°C. Atmosferski pritisak 7.78 milibara, što je uzgred rečeno, kao na 38 kmnoći kada je počeo da duva jugozapadni vetar brzine oko 24 km/s. iznad Zemljine površine. Lak istočni vetar u kasno popodne promenio se posle po

Pretpostavlja se da Mars ima jezgro nešto manje od Zemljinog, sastavljeno pretežno od gvožđa i okruženo silikatnim omotačem dok je tanka kora prekrivena oksidom gvožđa.

Prve pokušaje dosezanja Marsove orbite preduzeo je SSSR početkom 60-ih, ali prvi kosmički brod koji je to uspeo bio je američki “Mariner – 4” koji je 1965. poslao fotografije Marsa koje su po kvalitetu bile uporedive sa fotografijama Meseca koje se mogu dobiti sa Zemlje. Četiri godine kasnije, pored Marsa su proletele dve nove letelice: “Mariner-6” i “Mariner-7”. Godine 1971. “Mariner-9” je ušao u orbitu oko Marsa i kružio oko godinu dana. To je ujedno i prva letelica postavljena na orbitu oko neke planete. Misije “Vikinga 1” i “Vikinga 2”, 1976.  godine, sastojale su se iz dva dela: orbitera i lendera. “Viking 1” je radio tokom 4 godine, a drugi orbiter 2 godine. Zajedno su poslali više od 55000 fotografija. Oni su sakupljali podatke o vremenu na površini planete i merili temperaturu, pritisak, brzinu i pravac vetra duže od cele marsovske godine. Važan rezultat misije Viking je i kartografisanje cele planete od severnog do južnog pola i to sa razdvojnom moći od 1 km, dok je skoro 10% njegove površine snimljeno tako da se jasno vide čak i detalji manji od 100 m. Na snimcima okoline, koje je na mestu spuštanja načinio Viking, jasno se vidi pustinja zasuta kamenjem, koja se proteže sve do blago zatalasane linije horizonta. U neposrednoj blizini broda snimljeni su čak i kamenčići čije su dimenzije nekoliko milimetara. Boja tla na mestu sletanja bila je crvenkasto riđa zbog prisustva oksida gvožđa, koga je prema hemijskoj analizi tla bilo oko 14%. Veliko iznenađenje je predstavljala ružičasta boja neba crvene planete, uslovljena verovatno sitnim česticama koje uzvitlane peščanim burama lebde u atmosferi.

Obavljeni su i bio-hemijski  eksperimenti sa ciljem otkrivanja jednostavnih oblika života. Prvi rezultati su izazvali zabunu jer su različiti testovi dali suprotne rezultate ali smatra se da je najverovatnije da su  svi pozitivni rezultati izazvani neočekivanim reakcijama Marsovog tla. Pitanje života na Marsu ponovo je pokrenuto 1996. godine, kada je utvrđeno da je meteorit ALH84001, izvađen iz dubina antarktičkog leda, poreklom sa Marsa. Naime, kada su izvršene prve analize, objavljeno je da su pronađeni fosili nekih jednostavnih bakterija. Kasnijim analizama se ispostavilo da pronađeni tragovi ne moraju biti organskog porekla već da mogu nastati i nekim drugim složenim hemijskim procesima. Današnja nauka jos uvek nije u stanju da da definitivan odgovor na ovo pitanje.

Pogled na Marsovu površinu izbliza pokazuje puno interesantnih oblika reljefa. Severna polarna kapasastavljena je od običnog leda, a južna od takozvanog suvog leda tj. smrznutog ugljen dioksida. To je posledica činjenice da su zime na jugu hladnije jer je tada Mars dalje od Sunca. Takođe je uočeno da se polarne kape uvećavaju i smanjuju u raznim godišnjim dobima.

Ako se zanemare polarne kape, čitav Mars izgleda kao da je sastavljen iz dve različite polulopte. Južna je nešto viša od srednjeg topografskog nivoa i obiluje kraterima iz najranije istorije Marsa. Severna polulopta je nešto ispod srednjeg topografskog nivoa i njena površina je mlađa. Njome se pružaju blage i prostrane ravnice i visoke vulkanske visoravni. Granica između ovih oblasti je široka i strma.

Najupadljivija oblast južne polulopte je sistem ogromnih kanjona koji se u dužini od 4000 km prostiru gotovoparalelno ekvatoru. To su Vales Marineris koja se proteže na 2700 km i kanjon Coprat koji se nastavlja na nju. Ovaj sistem kolosalnih kanjona ima na pojedinim mestima širinu i od 500 km i dubinu od 6000 m.č koji bi stajao na dnu uopšte ne bi bio svestan da se nalazi u kanjonu jer bi njegovi obronci bili čak iza horizonta! Kanjon na kraju nestaje u Bisernoj zemlji, koja se sa Zemlje vidi kao tamna oblast. Posmatra

Na severnoj polulopti se nalaze dve velike oblasti ogromnih vulkana Tharisis i Elysium. Oblast Tarsis, koja doseže deset kilometara u visinu, je prostrana vulkanska visoravan, sa koje se uzdiže više vulkana. Najveći od njih zove se Olympus Mons. To je istovremeno najveći vulkan u Sunčevom sistemu. Po visini trostruko nadmašuje Himalaje, a dva i po puta je veći od Mauna Kea, najvišeg vulkana na Zemlji (računajući od dna okeana Mauna Kea je visok 9.754 km i tako je najviša planina na Zemlji). Mnogobrojne kaldere na vrhu ove planine podsećaju na kaldere Havajskih vulkana. Svi Marsovi vulkani su ugašeni ali u prošlosti su imali veliku ulogu u formiranju reljefa planete.

Na Marsu često nastaju peščane oluje koje zahvataju ograničene oblasti površine. Osim njih svake godinekada se Mars nalazi u perihelu, tački na putanji koja je najbliža Suncu, razvijaju se snažne peščane oluje kojemogu da zahvate i celu planetu.  One počinju krajem proleća na južnoj polulopti, iznenada, pri čemu se naovršini vidi blješteća bela traka koja se proteže i nekoliko hiljada kilometara. U toku prvih nekoliko danaoblak peska i prašine širi se veoma sporo a zatim naglo raste, uglavnom u pravcu zapada, opasujući zanekoliko nedelja celu planetu. Velike pustinje prekrivene peščanim dinama nalaze se oko severne polarne kape. Dine izgledaju kao okamenjene, pri čemu je vezivni materijal najverovatnije led, kao što je to slučaj i na Antarktiku.  p

Usled jakih vetrova krateri na Marsu često imaju tamne repove, istegnute sve u istom pravcu, koji predstavljaju stenovitu podlogu ogoljenu vetrom. Drugi krateri imaju svetle repove. To su nanosi peska i prašine stvoreni vetrom. Takva struktura omogućava astronomima da sastave vrlo precizne karte sezonskih vetrova.  Jedan od kratera na Marsu nosi ime Milutina Milankovića.

Mada se na satelitima spoljašnjih planeta vodeni led nalazi u velikim količinama,  Mars je jedina planeta, osim Zemlje, na kojoj je u prošlosti površinom tekla voda. Ostaci starih rečnih tokova i tragovi delovanja vode jasno se vide na fotografijama. Veliki kanali nastaju na južnim visoravnima i upravljeni su prema severnim nizijama. Oni dostižu dužine i od 1000 km a neki su na pojedinim mestima širi od 100 km. U maju 2002. “Mars Odyssey” je detektovao velike količine vode u vidu leda na svega metar ispod površine, u širokoj oblasti blizu južnog pola. Osim presahlih rečnih tokova i rečnih dolina, na Marsu se vide i ostaci tokova lave, kao i kanjoni nastali usled kompleksnog delovanja pukotina u tlu, izliva magme, usled obrušavanja svodova zbog topljenja leda u tlu i erozionog delovanja vodenih tokova. 

Oko Marsa, božanstva rata, kruže dva satelita, Fobos – strah i Dejmos – užas. Iznenađenje je predstavljala razlika u njihovoj površinskoj strukturi. Na Fobosu se jasno vide brazde, koje su povezane sa kraterom Stikni čiji prečnik od 10 km dostiže gotovo polovinu prečnika satelita. Ove brazde čije su širine od 100 do 200 mplimskih naprezanja ili rasedanja tla. Potpuno jednoznačan odgovor za sada nije dobijen. Na Dejmosu je sloj regolita znatno deblji nego na Fobosu, a krateri sa prečnikom manjim od 50 m izgleda da su pokriveni slojem prašine. Oba satelita imaju sivu boju i svetlost odbijaju poput najprostijih meteorita, ugljeničnih hondrita. Asteroidi u blizini Marsa su svetliji, pa Fobos i Dejmos verovatno predstavljaju posetioce iz spoljašnih delova Sunčevog sistema, koje je bog rata zarobio.  mogu biti posledica pada meteorita,

Mars je jedina planeta dovoljno velikodušna da i amaterima pokaže detalje svoje površine. To je prva od spoljašnjih planeta tako da njena pojava nije vezana za jutro ili veče,  odnosno za blizinu Sunca. Uz pomoć manjeg teleskopa vidi se kao crvenkasti disk na kome se mogu zapaziti detalji površine, polarne kape iponekad beličasti oblaci od vodene pare i ugljen dioksida i žućkasti od prašine. Mars takođe pokazuje malu promenu faza. To se naročito može zapaziti u vreme kada Sunce, Mars i Zemlja čine prav ugao. Tada faza iznosi oko 88%.

Zla kob koja je pratila rana istraživanja Marsa (rusi su izgublil kontakt sa sondama “Mars 3” i “Mars 6”neposredno po spuštanju), nastavila se tokom devedesetih. Krajem 1993. godine u blizinu Marsa je trebao da stigne američki kosmički brod “Mars Observer” ali je samo dva dana pre ulaska u orbitu komunikacija sa njim prekinuta iz nepoznatih razloga. Ruski “Mars-96” orbiter/lender je pao ubrzo nakon lansiranja. “MarsClimate Orbiter”, koji je trebao da proučava Marsovu klimu, lansiran je 1998. ali je zbog greške u mernim jedinicama prebrzo ušao u Marsovu atmosferu i sagoreo (zaboravljeno je da se engleske merne jedinice pretvore u metričke!). “Mars Polar Lender” je 3. decembra 1999. uspešno i po planu stigao do Marsa. Letilica je otpočela spuštanje na planetu i nakon toga se više nije oglasila. Zajedno sa njom izgubljene su i dve sonde iz programa “Deep Space 2”, koje su trebale da se zabiju ispod Marsove površine.

“Mars Global Surveyor” (lansiran 1996.) je posle ozbiljnih neprilika ipak nastavio svoju misiju kartografisanja površine sa dotad nepostignutom razdvojnim moći. Potpuno uspešno svoju misiju obavio je “Mars Pathfinder” koji se spustio na Mars 4. jula 1997. Misija se sastojala iz lendera i rovera za izučavanje stenja i površine kojim je upravljano sa Zemlje.

Na samom početku 21. veka otpočela je prava invazija na Mars. Trenutno je aktivno nekoliko misija. Pored već pomenutih “Mars Global Surveyor” i “Mars Odyssey”, na orbiti je i “Mars Expess” Evropske Svemirske Agencije (izgubljen kontakt sa lenderom “Beagle 2”). Po samom Marsu se “šetaju” roveri “Spirit” i “Opportunity”. Do sada su našli veoma jake dokaze da je voda nekad tekla površinom crvene planete. Veruje se da se “Opportunity” nalazi na mestu koje je nekad zapljuskivalo slano marsovsko more.

Do kraja tekuće decenije NASA planira da lansira još nekoliko misija. “Mars Reconnaissance Orbiter” (2005) čiji će glavni zadatak biti potraga za još dokaza o prisustvu vode u prošlosti, kao i detektovanje vode i leda ispod površine, izučavanje klime i nalaženja mesta za spuštanje budućih misija.. “Phoenix” (2007) će biti prva sonda spuštena u polarne krajeve, a “Mars Science Laboratory” (2009) prva prava dugotrajana mobilna laboratorija. Sledeću dekadu bi trebalo da obeleži vraćanje prvih uzoraka Marsovog tla na Zemlju. Sve ove misije imaju zadatak da utru put prvoj ekspediciji na Mars sa ljudskom posadom.

(septembar 2004)

***

Literatura  

ZEMLJA

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: utorak, 15 jun 2004 01:00

Autor Marko Stalevski

Naša planeta je treća od Sunca i najveća od stenovitih planeta. Zemlja je jedinstvena i po drugim osobenostima. Ona je jedina planeta bez očiglednih kratera, jedina sa tečnom vodom, jedina sa obiljem kiseonika u atmosferi – i jedina planeta na kojoj se razvio život. Sve ove osobenosti su zapravo povezane i Zemlja svoju jedinstvenost duguje složenoj interakciji niza faktora.

Prvi, očigledan uslov je orbita oko Sunca unutar takozvane nastanjive zone u kojoj temperatura dozvoljava postojanje vode u tečnom stanju.

Još jedan neophodan faktor je svakako dovoljno jaka gravitacija da zadrži atmosferu. Kada bi bila previše mala da sačuva atmosferu, Zemlja bi završila slično Mesecu. S druge strane, Zemljina bliznakinja, Venera, je svoju atmosferu dovela do druge krajnosti – do zagušljivog gasnog pokrivača, stotinu puta gušćeg od Zemljinog. Kako se to dogodilo?

Pre svega, svaku eventualnu prvobitnu atmosferu Zemlja, pa i ostale čvrste planete, su izgubile usled pojačane Sunčeve aktivnosti neposredno po formiranju Sunčevog sistema. Ali kada se Sunce smirilo do sadašnjeg, stabilnog stanja, vulkanski gasovi su počeli da okružuju planetu novom atmosferom, pretežno od vodene pare i ugljen-dioksida, sa dodacima sumpornih jedinjenja, ugljen-monoksida i cijano-vodonika. U to vreme i Venera je morala imati sličnu atmosferu. Ipak, Zemlja je izbegla Venerinu sudbinu zahvaljujući većoj udaljenosti od Sunca – bila je dovoljno ohlađena da bi se vodena para kondenzovala u oblake i pala kao kiša. A kako se Zemljina atmosfera gradila postepenim isticanjem gasova iz vulkana, većina ugljen-dioksida je mogla da bude rastvorena u morima; on se nije mogao nagomilavati kao na Veneri. Tako su okeani spasili Zemlju toplotne katastrofe.

Doduše, efekat staklene bašte postoji i na Zemlji, ali podiže temperaturu za samo oko 35°C; zapravo, bez njega okeani bi se zamrzli i život kakav poznajemo ne bi bio moguć. Takođe, efekat staklene bašte zajedno sa ugljenično – silikatnim ciklusom održava Zemljinu klimu u dinamičkoj ravnoteži. Naime, ugljen-dioksid, koji vulkani stalno izbacuju u atmosferu, reaguje sa silikatnim mineralima iz stena i u vidu kalcijum karbonata tone na okeansko dno. Tokom vremena, tektonske ploče prilikom podvlačenja jedne pod drugu vuku sa sobom ovaj karbonat do gornje mantije, posle čega se ponovo vraća u atmosferu kroz vulkane. Ako bi Zemlja pretrpela globalno zamrzavanje, ugljen-dioksid više ne bi mogao da reaguje sa mineralima iz stena, tako da bi nastavio da se akumulira u atmosferi sve dok efekat staklene bašte ne bi postao dovoljno veliki da dovede do topljenja leda. Potom bi se sa obnovljenim padavinama ugljen-dioksid 'isprao' iz atmosfere i nastavio da kruži. Dakle, Zemlja ima prirodan termostat koji održava površinsku temperaturu u opsegu tečne vode.

Za funkcionisanje opisanog ugljenično – silikatnog ciklusa je neophodno postojanje tektonskih ploča. To je još jedna osobenost Zemlje – za razliku od ostalih stenovitih planeta, Zemljina kora se sastoji iz najmanje 15 ploča, koje se kreću nezavisno, brzinom od 1 do 10 centimetara godišnje. Tamo gde se dve ploče dodiruju i kreću jedna prema drugoj, jedna tone ispod druge i nestaje u toploj unutrašnjosti Zemlje gde se topi. Struganje jedne ploče o drugu izaziva zemljotrese na površini, dok sveže istopljene stene mogu da probiju sebi put kroz gornju ploču i izbiju napolje kao vulkan. Kada se dve ploče koje nose kontinente sretnu, dolazi do nabiranja i stvaraju se džinovski planinski lanci. Tako su se izdigli Himalaji, kada se pre 50 miliona godina Indija sudarila sa Azijom. Ogromnu energiju potrebnu za kretanje ovih ploča obezbeđuje toplota oslobođena radio-aktivnim atomima u unutrašnjosti Zemlje, mada još uvek nije sasvim razjašnjeno kako se ta toplotna energija pretvara u kretanje ploča.

Još jedno nedovoljno razjašnjeno pitanje je poreklo vode i okeana. Opšte prihvaćena je teorija po kojoj je voda stigla u vidu vodene pare oslobođene prilikom pada ledenih gromada na Zemlju tokom takozvanog perioda 'teškog bombardovanja'. Znatan deo te vodene pare je pobegao iz atmosfere kroz rupe otvorene samim padom ovih ledenih gromada. Takođe, dobar deo ovih molekula vode je bio 'pocepan' ultraljubičastim zračenjem sa Sunca. Ali pošto je period 'teškog bombardovanja' trajao dovoljno dugo (oko 700 miliona godina), dovoljno pare je opstalo u atmosferi, da bi se konačno kondenzovala u okeane kada se Zemlja dovoljno ohladila. Do skoro omiljena teorija o kometama kao donosiocima ove dragocene supstance je zapala u teškoće – otkriveno je da tri komete – Halejeva, Hjakutake i Hejl-Bop – imaju visok procenat deuterijuma, izotopa vodonika koji u jezgru pored protona ima i jedan neutron. Naime, utvrđeno je da u ovim kometama deuterijuma u odnosu na običan vodonik ima dva puta više nego što je slučaj u Zemljinim okeanima. Ako se ispostavi da su ove tri kometa slične onima koje su posećivale Zemlju u prošlosti, onda izvor vode moramo potražiti negde drugde. Kao dobri kandidati javljaju se planetezimale i asteroidi iz spoljnog dela asteriodnog pojasa za koje se veruje da su bogati vodom. Po ovoj teoriji svega 10% vode je stiglo sa kometa, tako da je u skladu sa odnosom deuterijuma i vodionika.

Što se samog sastava planete tiče, Zemlju čine osnovno telo, vodena površina – hidrosfera i gasoviti omotač - atmosfera. 

Predstavu o unutrašnjosti Zemlje dobili smo zahvaljujući seizmičkim istraživanjima.  Zemljotresi proizvode talase koji nose informaciju o unutrašnjosti planete i na osnovu tih informacija zaključeno je da je Zemlja nehomogena, tj. da se sastoji od slojeva. Osnovno telo Zemlje se sastoji od kore, mantije (omotača) i jezgra. Jezgro ima mnogo veću gustinu od prosečne gustine Zemlje i sastoji se uglavnom od gvožđa i nikla (oko 80 - 90%). Jezgro se deli na tvrdo - unutrašnje jezgro i nešto mekši omotač – spoljašnje jezgro. Spoljašnji slojevi metalnog jezgra su tečni i električne struje koje tu nastaju stvaraju magnetno polje koje okružuje planetu. Gustina unutrašnjeg jezgra je između 15 i 18 gr/cm3, a temperatura iznosi oko 6900 K. Danas se smatra da je u jezgru skoncentrisano oko 10 - 20%  ukupne mase Zemlje. 

Mantija ili omotač Zemlje se može podeliti na tri dela; donja mantija, prelazna zona i gornja mantija. Ovaj deo Zemljine unutrašnjosti je složeniji, ne samo po obilju prisutnih hemijskih elemenata, nego i po tome što minerali obrazovani od tih elemenata, pri izmeni temperature i gustine menjaju svoju kristalnu strukturu. Posebno je interesantan sloj gornje mantije, čija je temperatura bliska temperaturi topljenja materijala, tako da tu dolazi do obrazovanja tečnih frakcija koje dovode do magmatskih izliva na površini Zemlje. Elastičnost mantije dovodi do kretanja vanjskog Zemljinog omotača – litosfere (sloj debljine do oko 100 km, a sačinjavaju ga kora i pokrov mantije). 

Zemljina kora je različite debljine, od 5 – 10 km ispod okeana, do 25 - 90 km na kopnu. Uzima se da je prosečna debljina kore oko 35 km. Gornji slojevi Zemljine unutrašnjosti su nešto bolje ispitani. Pored litosfere i kore, postoje astenosfera i tektonosfera. Astenosfera je oblast ispod litosfere dubine oko 100 km. Tektonosfera obuhvata koru i gornje delove mantije. Okeanska tektonosfera je identična litosferi, dok kontinentalna može imati dubinu i do 400 km.

Mi živimo na dnu vazdušnog okeana – atmosfere. Malo ko bi se dao ubediti da na sebi nosi oko 40 kg tereta – neznatnog dela ovog omotača. Masa atmosfere je mnogo veća i iznosi oko 5.16x1018 kg. Ovaj pritisak opada kako idemo ka gornjim slojevima atmosfere, tako da je oko 50% mase atmosfere smešteno u omotač čija je debljina oko pet kilometara (visina nad površinom), u sloju visine do 10 km smešteno je oko 75% mase, a oko 90% mase se nalazi u vazdušnom omotaču od 16 kilometara. Atmosfera nema tačno odvojenu granicu, a ukupna debljina vazdušnog sloja se procenjuje na oko 10000 km. Zemljina atmosfera je nešto interesantnija za astronome zbog toga što predstavlja filter u kojem ostaje veliki broj informacija koje stižu sa udaljenih objekata. Do Zemljine površine stiže samo mali deo elektromagnetnog zračenja. Pored toga tu su i drugi efekti koji utiču na posmatranja (refrakcija, apsorpcija, turbulencija itd.). Atmosfera je sastavljena od oko 77% azota, 21% kiseonika i 1% vodene pare, dok svega 1% otpada na sve ostale elemente, od čega ugljen dioksid (kojeg najviše ima u atmosferi Venere i Marsa)  čini oko 0.03%.

Zemljina atmosfera je slojevita. Najčešće se pominju podele po sastavu hemijskih elemenata u određenim slojevima i po karakterističnim promenama temperature sa visinom do kojih dolazi usled složenie zavisnosti od pritiska, zračenja i fotohemijskih procesa. 

Po zakonima fizike može se očekivati da će teži elementi biti u nižim slojevima, a lakši da se nalaze na većim visinama. Međutim, zbog turbulentnih kretanja to nije slučaj,  negde do oko 120 km visine, i ovaj deo se naziva hoiosfera. Na većim visinama dolazi do raslojavanja hemijskih elemenata taj deo se naziva heterosfera. U heterosferi na visinima do 250 km najzastupljeniji je azot, zatim do 700 km kiseonik i do visina 1500 km najzastupljeniji su helijum i vodonik. Spoljašnji omotač Zemljine atmosfere čini vodonik i ovaj deo se naziva vodonična geokorona. 

Po temperaturskoj zavisnosti od visine, Zemljina atmosfera se deli na troposferu,  stratosferu, mezosferu i termosferu. 

U troposferi, polazeći od površinskih delova Zemlje ka gornjim delovima ovog sloja,  temperatura opada. U zavisnosti od mesta na Zemlji i od vremena, troposfera se prostire do visine od 9 do 17 km. Gornja granica troposfere naziva se tropopauza. U troposferi se stvaraju oblaci i dolazi do padavina. Troposfera je različita od mesta do mesta na Zemljinoj površini; takođe se menja i sa promenom geografske širine i godišnjeg doba. 

Stratosfera se prostire do oko 55 km visine iznad površine Zemlje. U ovom delu atmosfere se nalazi sloj ozona, koji apsorbuje ultraljubičasto zračenje. U nižim slojevima stratosfere temperatura je konstantna, na visini većoj od 25 km temperatura lagano raste, tako da na visini od oko 50 km dostiže vrednost od 0 – 10°C. Inače temperatura se u ovom sloju menja u zavisnosti od godišnjeg doba. 

Mezosfera, sloj iznad stratosfere, prostire se do visine od oko 85 km. U ovom sloju dolazi do pada temperature sa visinom. Interesantno je da za razliku od troposfere i stratosfere,  gde je temperatura veća leti nego zimi, ovde je obrnuto, temperatura ovog sloja je veća zimi nego leti. 

Gornje delove mezosfere od sledećeg sloja termosfere odvaja mezopauza. U termosferi temperatura brzo raste, od – 90° na visini od oko 90 km, do 1500°C na visini od oko 400 km. Zapravo, termosfera je veoma osetljiva na promene Sunčeve aktivnosti i maksimalna temperatura u njoj varira od 500°C do 1500°C. Uzrok tako velikih temperatura je izloženost Sunčevom i kosmičkom zračenju. Na većim visinama temperatura se ne menja sa visinom. Temperatura i gustina ovog dela atmosfere se menjaju u velikom opsegu i u zavisnosti od dela dana i godišnjeg doba. Sateliti su ustanovili da je gustina veća od 1.5 do 2 puta danju nego noću na visini od 200 km. Na većim visinama ova razlika je drastičnija; na visini od 600 km gustina danju je čak 6 - 8 puta veća nego noću. Inače, gustina termosfere je jako mala – po ljudskim merilima to je gotovo vakuum. Ali to malo atoma i molekula se lako jonizuju visoko – energetskim Sunčevim i kosmičkim zračenjem i priređuju nam predivne prizore polarne svetlosti i omogućuju prenos radio talasa kroz atmosferu.

Atmosfera se završava egzosferom iz koje atomi i molekuli stalno beže u svemir. Gornja granica mezosfere je oko 5000 km.

Magnetno polje Zemlje se može predstaviti magnetnim dipolom, a osa magnetnog polja zaklapa ugao od 11°.5 u odnosu na osu rotacije. Na ekvatoru srednja jačina polja iznosi oko 0.31 Gs, a na severnom i južnom polu je oko dva puta veća. Najviše uticaja na magnetno polje Zemlje imaju čestice iz Sunčevog zračenja. Sunčevo zračenje perturbuje geomagnetno polje, tako da ono ima izdužen oblik, tj. magnetni rep je okrenut na suprotnu stranu od Sunca. Granica koja razdvaja magnetno polje Zemlje od perturbovanog kosmičkog magnetnog polja naziva se magnetopauza. Magnetopauza okružuje magnetosferu - magnetno polje Zemlje. Dimenzije magnetosfere mogu biti različite, a zavise od aktivnosti Sunca. U pravcu ka Suncu magnetosfera se prostire na oko 10 Zemljinih prečnika, a na suprotnu stranu od 900 do 1000 Zemljinih prečnika. Polarnost magnetnog polja Zemlje je takva da je južni magnetni pol smešten blizu severnog geografskog pola, a severni magnetni pol blizu južnog geografskog pola. Interesantno je da se ova polarnost menja. Istraživanja namagnetisanja materije pokazala su da se ova polarnost za vreme od 4.5 milijardi godina (od kada je Zemlja rođena) promenila više puta. Takođe, od kada je otkriven (1831), pa do danas, južni magnetni pol je prevalio put od oko 1000 km! Danas se kreće brzinom od oko 40 km godišnje.

Za razliku od Merkura i Venere, Zemlja ima jedan prirodni satelit – Mesec. Srednje rastojanje Mesec – Zemlja iznosi oko 384400 kilometara. Masa Zemlje je 81.3 puta veća nego masa njenog pratioca; stoga se centar mase sistema Zemlja – Mesec nalazi unutar Zemlje, i to bliže površini nego centru Zemlje. Posmatrana sa Meseca, Zemlja je plavkasta i ta boja potiče od vodene površine, koja prekriva oko 71% ili skoro 2/3 Zemljine površine.

I da sumiramo. Mnoga pitanja su još uvek nedovoljno razjašnjena. Do odgovora ćemo doći izučavanjem, ne samo naše planete, već i njenih suseda – Venere i Marsa. Do sada smo naučili da je ovaj po mnogo čemu jedinstven svet stvoren i oblikovan složenom interakcijom mnoštva faktora: orbita u nastanjivoj zoni, dovoljno jaka gravitacija, efekat staklene bašte zajedno sa ugljenično – silikatnim ciklusom ostvarenim kroz vulkanizam i kretanje tektonskih ploča, slojevita atmosfera koja sprečava gubitak vode itd. Sve ove osobenosti su Zemlji omogućile da postane za sada jedina poznata oaza života, što je ujedno čini i najživopisnijom planetom Sunčevog sistema.

(jun 2004)

***

Literatura