Planete Sunčevog sistema

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

Write comment (0 Comments)

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

Write comment (1 Comment)

VENERA

Detalji: Kategorija: Planete Sunčevog sistema; Datum kreiranja: utorak, 15 maj 2001 01:00; Autor Marko Stalevski

Venera, kao oličenje rimske boginje ljubavi po kojoj je dobila ime, blistavo sija na nebu. U narodima poznatija kao Zornjača, Večernjača ili Zvezda Danica, posle Sunca i Meseca to je najsjajniji objekat na nebu. U Vavilonu, Veneru su izdvajali od ostalih planeta i obožavali je kao člana trojstva Venera, Mesec i Sunce. Ne tako davno u Polineziji su Zornjači – Veneri prinosili ljudske žrtve. U Rimskim kolonijama bila je lux divina, božanska svetlost.

Pošto se njena orbita nalazi unutar Zemljine i ona, kao i Merkur, pokazuje smenu faza, što je još 1610. godine ustanovio Galilej. Venera je najsjajnija kada je oko 27% njenog diska osvetljeno. Ako je nebo duboko plavo i čisto, trebalo bi da se tada vidi po danu i golim okom uz malo napora, a ako se odredi njen položaj, dvogledom se može, kada je u toj fazi, videti pri dnevnoj svetlosti bez teškoća, i u po bela dana. Iako izgleda tako veličanstveno na nebu ljudi se obično razočaraju kada je vide kroz teleskop. Umesto planina, dolina, kontinenata ili kratera, jedino se može videti svetao beličasti gotovo bezobličan disk. Naše oko ne moze ništa nazreti ispod gustih slojeva atmosfere.

Oko Sunca kruži na srednjem rastojanju od 108.21 miliona kilometara, krećući se prosečnom brzinom od 35.03 km/h po gotovo potpuno kružnoj orbiti. Venera se okrene oko Sunca za 224.7 dana, a oko svoje ose za 243 dana, što znači da venerijanski dan traje duže od venerijanske godine! Sve planete se okreću oko svoje ose u istom smeru, sa zapada na istok, osim Venere koja se jedina obrće sa istoka na zapad. To znači da bi se na Veneri Sunce rađalo na zapadu, a zalazilo na istoku, kada bi njena gusta atmosfera dozvoljavala da se ono vidi. Ovakvu veoma čudnu rotaciju mogao je da prouzrokuje sudar sa nekim velikim telom u dalekoj prošlosti. Drugo objašnjenje je da Venera nije oduvek bila član Sunčevog sistema, već je gravitacija zarobila i primorala da se pridruži Sunčevoj porodici. Osim toga, nagib ose planete iznosi 3°.39 tako da na Veneri praktično nema godišnjih doba.

Venera je po veličini skoro blizanac Zemlje, a masa i gravitacija su neznatno manje. Veruje se da je jezgro, sačinjeno od gvožđa i nešto manje od Zemljinog, okruženo silikatnim omotačem. Međutim moguće je da jezgro nije posebno izdvojeno, već da su gvožđe i silikati pomešani u čitavoj unutrašnjosti planete. Kora debljine od 25 km do 160 km je sačinjena od samo jedne ploče, sastava sličnog Zemljinim okeanski basenima.

Atmosferu je otkrio ruski naučnik Lomonosov 6. juna 1761. godine, posmatrajući prolaz planete preko Sunčevog diska. Ovo je izuzetno retka pojava, koja se posle posmatranja Lomonosova desila još svega tri puta. Sledeći takav događaj odigraće se 8. juna 2004. godine. Astronomi XIX veka su zamišljali da ispod njenih prekrasnih oblaka leži raj. Zato je bilo prilično razočaravajuće saznanje da iz oblaka koji skrivaju površinu planete od naših pogleda, pada kiša koncetrovane sumporne kiseline i da ugljen dioksid čini oko 97% atmosfere. Preostalih 3% popunjava azot, a u tragovima ima i sumporne i hlorovodonične kiseline, ugljen monoksida, kiseonika i vodene pare. Veoma su česta električna pražnjenja u atmosferi usled čega se poneki put na tamnom delu Venere vidi slabo, sablasno osvetljenje. Još jedna od specifičnosti Venerine atmosfere jeste da rotira brže od same planete.

Spora rotacija obično uslovljava veliki temperaturni raspon. Međutim, pokazalo se da se na Veneri temperatura malo menja od dana do noći. Venera je veoma vrela - na njenoj površini srednja temperatura iznosi 467°C. Neki elementi koji su obično u čvrstom stanju kao što su kadmijum, kalaj, olovo i cink, na Veneri su tečni. Pritisak je na Veneri takođe izuzetno visok, oko 90 atmosfera što odgovara pritisku u okeanu na Zemlji na dubini od 1000 m gde ne mogu da se spuste ni ronioci sa specijalnom opremom. Visoka temperatura na površini planete se objašnjava efektom staklene bašte. Naime ugljen dioksid je prozračan za sve vidljive i ultraljubičaste zrake ali veoma dobro apsorbuje toplotno, odnosno daleko infracrveno zračenje. Zato znatna količina energije dospeva na površinu planete u obliku vidljive svetlosti ali se zračenje zagrejane površine apsorbuje i prenosi kroz celu atmosferu što objašnjava i malu temperaturnu razliku dana i noći. Tako je površinska temperatura na Veneri, usled efekta staklene bašte tri puta veća nego što bi bila bez atmosfere. Na Zemlji, trenutno, ovaj efekat diže temperaturu za svega 15%.

Na Venerinoj površini je uočljiv manjak kratera, što je jednim delom i očekivano, s obzirom na gustu atmosferu u kojoj sagorevaju svi metori manji manji od kilometra u prečniku, koji bi inače ostavili kratere prečnika do 15 kilometara. Međutim i većih kratera ima manje nego što je očekivano. Oskudnost kratera je naravno evidentna i na Zemlji, gde je veoma izražena erozija usled rada vetra i vode. Ali Venerina površina je suviše topla za tečnu vodu, a površinski vetrovi su slabi. Kao jedino moguće rešenje nameće se da je neki geološki događaj globalnih razmera, kao što je intenzivna vulkanska aktivnost, naglo izbrisao sve kratere starije od 800 miliona godina.

Uočeno je više od 1000 vulkanskih kupa čiji prečnici premašuju 20 km, a skoro milion sa prečnicima od preko 1 km. Njih prate karakteristični oblici reljefa vulkanskog porekla, kao što su tokovi lave. Javljaju se još korone – kružne strukture koje liče na kratere i arahnoidi – formacije koje podsećaju na paučinu.

Na radio-lokacionoj mapi Venere planinske oblasti slične su kontinentima na Zemlji. Depresije koje bi bile analogne okeanskim basenima na našoj planeti, ovde zauzimaju samo 1/6 površine, prema 2/3 na Zemlji. Dva, uslovno rečeno, kontinenta Venere su Zemlja Afrodite i Zemlja Ištar, koji su imena dobili po grčkom imenu boginje Venere i po imenu kojim su Veneru zvali u drevnom Vavilonu. Inače, sva obličja na Veneri, uz nekoliko izuzetaka, imenovana su po poznatim ženama iz svih svetskih kultura. Zemlja Afrodite se po površini može uporediti sa SAD, a Zemlja Ištar sa Australijom.

Zemlja Ištar leži na velikoj visini i po svemu sudeći je relativno glatka i moguće je da je pokrivena ohlađenom lavom. U blizini Zemlje Ištar nalaze se planine Maksvela, masiv koji se nad srednjim nivoom uzdiže čitavih 11 km te je mnogo veći od Mont Everesta na Zemlji. Zapadno od Maksvela leži prilično tamna (pa prema tome i glatka) oblast kruškolikog oblika koja je nazvana Laksmi plato. Mada se nalazi na visini od 2500 do 3000 m ovo je najglatkija površina na planeti.

Drugi veliki kontinent je Zemlja Afrodite čiju severoistočnu i severozapadnu granicu obeležavaju planinske oblasti koje se izdižu i do 8000 m iznad srednjeg nivoa. Tu se nalaze i dve doline koje podsećaju na Vales Marineris na Marsu. Dve druge svetle oblasti nazvane su Alfa i Beta. Na jugu Oblasti Alfa nalazi se prstenasti objekat koji je dobio ime Eve i verovatno predstavlja stari udarni krater prečnika oko 200 km. Predloženo je da svetla tačka u centru kratera označi nulti meridijan na Veneri.

Oblast Beta čine dva ogromna vulkana štitastog oblika koji su slični vulkanima na Havajima. Kao i njihovi Zemaljski dvojnici oni se uzdižu do 4000 km visine ali zauzimaju neuporedivo veću površinu. Kosmički brodovi “Venera-9” i 10 spustili su se u neposrednoj blizini oblasti Beta i ustanovili da se tlo u ovoj oblasti sastoji od bazalta.

Kroz guste oblake na površinu Venere ipak dopire i malo svetla. Prema merenjima kosmičkih sondi koje su se spustile na površinu Venere, osvetljenost na ovoj planeti iznosi oko 10% osvetljenosti na Zemlji, odnosno tamo je mračno kao u tmurni dan. Ipak to nije smetalo da se načine prekrasni snimci površine planete pri prirodnom osvetljenju, tako da je čovek ugledao tlo Venere, sestre Zemljine, koja je toliko raspaljivala maštu pisaca naučne fantastike dok nam nije pokazala svoje pravo, negostoljubivo lice.

Venera i Zemlja su iz presolarne magline izronile gotove identičnog sastava i veličine. Ipak, evoluirale su u dva potpuno različita sveta. Zato izučavanje ove još uvek zagonetne planete može biti od velikog značaja za nas. Dosadašnji rezultati ukazuju da su klima i površina ove planete u prošlosti pretrpele drastične promene. Proučavanje procesa koji su doveli do tih promena mogu nam u mnogome pomoći u razumevanju sličnih pojava na Zemlji. Na primer, dugo pre nego što su ozonske rupe postale predmet diskusija, uočeno je da hlor u Venerinoj atmosferi smanjuje koncentraciju kiseonika iznad oblačnog sloja. Izučavanje tog procesa je kasnije doprinelo rasvetljavanju sliče pojave u Zemljinoj atmosferi, gde veštački proizveden hlor uništava ozon iz stratosfere.

Istraživanja Venere

Još krajem pedesetih godina postalo je jasno da metode optičke, infracrvene i ultraljubičaste astronomije nisu pogodni da se sa Zemlje ustanovi šta krije oblačni pokrov planete. Radio astronomske metode su omogućile samo da se dobiju globalne karakteristike Venere i tek kosmička istraživanja su razgrnula veo njene tajne.

Za tridesetak godina, u pravcu Venere je bilo poslato preko 20 kosmičkih brodova koji su omogućili bolje upoznavanje ove planete Prvi kosmički brod upućen prema ovoj planeti, bila je sovjetska letelica “Venera-1”. Lansirana je 12. februara 1961. godine, ali je kontakt sa njom izgubljen samo 15 dana kasnije. Ni “Venera-2” i “Venera-3” nisu poslale nikakve korisne podatke - sa “Venerom-2” je izgubljen kontakt neposredno pred dolazak na odredište, dok se “Venera-3” razbila o površinu.

Prva Američka misija “Mariner-1”, zakazala je svega nekoliko minuta nakon lansiranja. “Mariner-2”, lansiran 27. avgusta 1962, ušao je u istoriju kao prva uspešna, međuplanetarna misija. Putovao je 109 dana, da bi proleteo na 35 000 km od planete, i tom prilikom otkrio njenu retrogradnu rotaciju, kao i veliku koncentraciju ugljen dioksida u atmosferi. Takođe, u okviru misije “Marinera 2”, prvi put je direktno detektovan Sunčev vetar, za koji je do tada bilo pretpostavljeno, ali ne i dokazano da postoji.

Juna 1967. prema Veneri su gotovo istovremeno bili lansirani “Venera-4” i “Mariner-5”. Sa “Venere-4” padobranom je u gušće slojeve atmosfere spušten aparat koji je radio samo do visine od 27 km s obzirom da je bio napravljen za relativno mali spoljašnji pritisak. “Venera-4” je potvrdila postojanje guste Venerine atmosfere koja se uglavnom sastoji od ugljen dioksida. “Mariner-5” je vršio merenja plazme oko planete i magnetnog polja.

“Venera-5” je ušla u atmosferu sa noćne strane 16. marta 1969. i emitovala podatke 53 minuta pre nego što je smrskana pod pritiskom. Slično je prošla i “Venera-6” koja je samo 24 časa kasnije prodrla kroz atmosferu, takođe sa noćne strane, i izdržala do 10 km iznad površine.

Decembra 1970. godine na površinu planete se spustila kosmička letelica “Venera-7”. Njena aparatura je vršila merenja ne samo tokom spuštanja kroz atmosferu već i 23 minuta na samoj površini planete. Na mestu njenog spuštanja temperatura je bila veća od 450°C. “Venera-8” koja se na površinu planete spustila 1972. godine pokazala je, između ostalog, da je bez obzira na oblačni sloj, osvetljenost u blizini površine takva da se snimanje okoline može vrsiti bez dodatnih izvora osvetljenja.

22. i 25. oktobra 1975. godine “Venera-9” i “Venera-10” su izvršile sondiranje atmosfere i meko spuštanje na površinu planete, pri čemu su po prvi put na Zemlju poslati foto i televizijski snimci mesta spuštanja. Takođe je određen sadržaj prirodnih radioaktivnih elemenata u tlu, a celim tokom spuštanja mereni su brzina vetra, sadržaj vodene pare, temperatura, pritisak i osvetljenost. Mesto spuštanja bilo je 1.5 do 2 km iznad srednjeg nivoa površine. Tu je pritisak bio 90 atmosfera, a temperatura 460°C.

Naročito intenzivna istraživanja Venere vršena su 1978. godine kada su prema ovoj planeti lansirani “Venera-11” i 12 i američki kosmički brodovi “Pionir”. Sovjetski brodovi “Venera-11” i 12. su se sastojali iz kosmičke letelice i modula za spuštanje, a u sastavu “Pionira-Venere-2” nalazio se jedan veliki modul i tri mala: “Sever”, “Dan” i “Noć” pri čemu nije bilo predviđeno njihovo meko spuštanje.

4. decembra 1978. godine, “Pionir-Venera-1” je prišao Veneri i postavio veštački satelit na cirkumpolarnu orbitu. “Pionir-Venera-2” je došao do Venere 9. decembra 1978. i njegovi moduli su bili upućeni prema površini. Uprkos tvrdom spuštanju, modul “Dan” je emitovao informacije sa površine planete u toku 67 minuta.

21. i 25. decembra 1978. u blizinu Venere su stigli i “Venera-12” i 11 od kojih su se odvojili moduli i meko spustili na površinu planete. U istraživanjima tla Venere još više uspeha su imale stanice “Venera-13” i 14 čiji su se moduli 1982. godine meko spustili na površinu planete i gotovo 3 sata slali podatke. Fotografije i merenja hemijskog sastava prašine i stenja oko stanice, pokazala su da je ispitivani materijal sličan vulkanskom kamenju na zemlji.

Venerin satelit lansiran sa američkog kosmičkog broda “Pionir-Venera” bio je snabdeven radarom i time omogućio da se baci pogled ispod oblačnog omotača planete. Radio lokaciona posmatranja sa satelita koja su se pridružila takvim posmatranjima koja su više od deceniju ranije počela da se vrše sa Zemlje, omogućila su da se dobiju grube mape oko 93% površine planete.

Veliki pomak u našem saznanju o Veneri, doneo je kosmički brod “Magelan”, lansiran 4. maja 1989. godine. To je prva sonda lansirana sa Spejs šatla. “Magelan” je 10. avgusta 1990. godine stigao u okolinu Venere i počeo da kruži oko nje kao satelit, šaljući nam dragocene podatke. Njegov misija je bila podeljena u nekoliko ciklusa, od kojih je svaki trajao 243 Zemaljska dana, koliko je potrebno da ‘prebriše’ celu površinu. Do 1994, pomoću radara, mapirao je celu površinu planete i njeno gravitaciono polje, sa preciznošću kakva do tada nije bila postignuta. Istraživao je opšti karakter geologije Venere, udarne kratere i druge oblike reljefa, kao i prisustvo vulkanskih i tektonskih aktivnosti. Neki od njegovih rezultata ukazuju da na Veneri i danas postoje aktivni vulkani. Nije otkrio tektonske ploče. U okviru ove misije, prvi put je testirano i takozvano aeorokočenje, tehnika koji koristi atmosferu planete radi usporavanja ili skretanja letelice.

Istraživanje Venere se nastavlja. Evropska Svemirska Agencija planira lansiranje svemirske letelice Venus Express za novembar 2005. Na orbiti oko planete će biti dva venerijanska (tj. 486 Zemljnih) dana, i za to vreme obaviti detaljna ispitivanja atmosfere. Japanski Institut za Svemir i Aeronautiku namerava da u februaru 2007. ka Veneri pošalje sondu sa sličnim zadatkom. U NASI se razmatra slanje prve američke misije koja bi uključivala i lender. Takva misija, ukoliko bude odobrena, krenuće na put najranije 2009.

(april 2004)

***

Literatura

Write comment (2 Comments)

MERKUR

Detalji: Kategorija: Planete Sunčevog sistema; Datum kreiranja: ponedeljak, 15 decembar 2003 00:00; Autor Marko Stalevski

U davna vremena, stari narodi su zapazili sjajnu zvezdu koja se ponekada mogla videti nisko na zapadnom nebu upravo posle Sunčevog zalaska. Po svojim karakteristikama koje su se razlikovale od osobina nepokretnih zvezda to je mogla biti samo planeta. Kasnije je identifikovana sa sličnom planetom koja se na istočnom nebu pojavljivala neposredno pre izlaska Sunca. Usled njene bliskosti Suncu veoma je teško uhvatiti pogledom pa su je stari Grci nazvali Merkur u čast brzog glasnika bogova.

Gledan sa Zemlje Merkur izgleda kao mali Mesec sa fazama koje se menjaju od uskog srpa do punog kruga, kako se planeta kreće oko Sunca. Na našim širinama Merkur se može videti golim okom samo oko dvadesetak puta godišnje nisko nad horizontom, gde uslovi pri horizontu to dozvoljavaju. Kako se špustamo prema ekvatoru on se sve bolje vidi, pošto Sunce zalazi i izlazi pod sve većim uglom. Prvu pouzdanu kartu Merkura dao je oštrooki italijanski astronom Skijapareli na osnovu svojih posmatranja iz 1881 - 1889. godine. Godine 1974. kosmički brod «Mariner 10» prošao je na nekoliko stotina kilometara od Merkurove površine šaljući pritom obilje novih podataka. Drugi niz izvanrednih fotografija, «Mariner 10» je poslao 21. septembra 1974. a treći, kada je Merkuru prišao na 320 km, marta 1975, posle čega su se zalihe gasa za njegovu stabilizaciju na orbiti istrošile.

Merkur kruži oko Sunca na srednjem rastojanju od 57,9 miliona kilometara prosečnom brzinom 47,9 km/s i to je planeta najbliža Suncu. Na svojoj eliptičnoj orbiti, koja je nagnuta 7° u odnosu na ravan ekliptike, približava se Suncu na 45,9, a najviše udaljava do 69,7 miliona kilometara. Uočeno je da se Merkurov dan (59 zemaljskihdana) i njegova godina (88 Zemaljskih dana) odnose kao 2 prema 3, odnosno planeta se obrne tri puta oko svoje ose dok napravi tačno dva kruga oko Sunca. Ovakav skup orbitalnih elemenata uzrokuje veoma čudan Merkurov «dan». Naime, Sunce najpre polako izlazi na istoku, postepeno napreduje ka zapadu, a zatim počinje da usporava sve dok se potpuno ne zaustavi i krene u suprotnom smeru! Kasnije ponovo počinje polako da se kreće ka zapadu, da bi konačno zašlo iza horizonta.

Prečnik Merkura iznosi 4878 km i njegova površina je nešto manja od površine Azije i Afrike zajedno. Merkurova zapremina iznosi oko 6% Zemljine, a masa oko 5%. To čini njegovu prosečnu gustinu od oko 5,5g/cm zbog čega se pretpostavlja da ima tanki silikatni omotač i veoma veliko jezgro pretežno od gvožđa. Veruje se da jezgro, približno veličine Meseca, čini oko 2/3 Merkurove mase.

Smatralo se na osnovu rezultata spektroskopskih istraživanja, da Merkur ima veoma razređnu atmosferu čija bi gustina mogla biti lak istog reda veliline kao i na Marsu. Otkriveno je radio-zralenje sa Merkura, koje je bilo toplotnog porekla, tj. posledica zagrevanja površine planete Sunčevim zracima. Međutim, astronome je čudilo što je toplotno radio zračenje sa noćne strane planete bilo mnogo jače nego što se to očekivalo. Činilo se da je to potvrda postojanja atmosfere sposobne da prenese toplotu na noćnu stranu planete. Danas se zna da je Merkur usled niske gravitacije atmosferu odavno skoro potpuno izgubio. Atomi helijuma i vodonika su prisutni, ali na osnovu merenja «Marinera 10», pritisak na površini je manji od trilionitog dela Zemljinog atmosferskog pritiska.

Uslovi na Merkurovoj površini su veoma surovi. Usled veoma spore rotacije temperaturna razlika dana i noći dostiže 600 stepeni. U toku dana temperatura se podiže do +430°C, a tokom veoma duge noći ima vremena da se ohladi do -173°.

Fotografije Merkura koje je poslao «Mariner 10» neodljivo podsećaju na Mesec, čak toliko da su ih neki strucnjaci pogrešno identifikovali kao fotografije Meseca. Na osvetljenoj površini čije je snimke poslao «Mariner 10» prilikom prvog prolaska, dominiraju krateri i bazeni koji podsećaju na Mesečeva mora. Ipak razlike u odnosu na Mesec postoje. Planine na Merkuru nisu tako visoke, a «morske» oblasti predstavljaju kotline koje su okružene ravnicama sa manjom gustinom kratera nego na Mesecu. Osim toga Merkurova površina je u mnogo manjoj meri od Meseca posejana većim kraterima prečnika između 20 i 50 km.

S druge strane pada u oči da su Merkurovi krateri plići nego Mesečevi iste veličine. Terase na unutrašnjim zidovima kratera i središnja uzvišenja mnogo se česce vide kod Merkurovih kratera. Na dnu nekoliko većih kratera vidi se nepravilan splet brazdi. Za sada nije jasno da li je to okamenjeni materijal koji je tekao po dnu ili su to raseline. Jedan od uzroka razlika je gravitacija koja je na Merkuru dva puta jača nego na Mesecu. Usled toga materijal koji je izbačen iz primarnih kratera na Merkuru, prekriće površinu koja je samo šestina odgovarajuće površine na Mesecu. Sekundarni udarni krateri su na Merkuru mnogo bliži primarnom, pa su stariji krateri bolje sačuvani nego na Mesecu gde su izbačaji iz novijih udarnih bazena zagladili veliki deo ranije površine.

Zraci koji izlaze iz nekih kratera, kontrastniji su nego na Mesecu. Velikim kraterima na Merkuru data su imena poznatih pisaca, slikara i kompozitora. Tako na ovoj planeti danas postoje krateri Homera, Šekspira, Tolstoja, Rodena, Ticijana, Renoara, Baha... Najveći krater, čiji je precnik 625 km, nosi Betovenovo ime.

Među Merkurovim «morima», najupadljivija zaravnjena oblast je Bazen Kaloris koji je dvojnik Mora Kiša na Mesecu. Prečnik oblasti je oko 1300 km i ona predstavlja glatku ravnicu čije je dno izbrazdano pukotinama, kako koncentričnim rubu tako i radijalnim. Veruje se da su one nastale sleganjem središnjeg dela bazena, koji je danas oko 2000 m niži od planinskih vrhova na rubu.

Pad tela čiji je udar izazvao nastanak Bazena Kaloris bio je tako jak da je ostavio karakterističan trag i na dijametralno suprotnoj tački. Izgleda da su prilikom sudara stvoreni jaki seizmički talasi koji su se potresavši celu planetu, skupili kao u žiži u antipodnoj tački na suprotnoj strani planete i tu izazvali najveća razaranja. Na tome mestu tlo je sve ispucalo a ivice kratera su često napukle.

Na osnovu misije «Marinera 10», doneti su sledeći zaključci o Merkurovoj istoriji. Pre svega, odsustvo modifikacije velikih starih kratera na Merkuru pomoću vulkanske tektonske ili atmosferske aktivnosti implicira da se masa planete razdvojila na veliko gvozdeno jezgro okruženo tankim (500 - 600 km) silikatnim omotačem, pre nego što su najstariji krateri bili formirani. Bilo kakva atmosfera značajnije gustine morala je takođe nestati u to doba ili se nikada nije ni formirala. Toplota potrebna za razdvajanje gvožđa i silikata morala je takođe nestati dovoljno rano tako da su spoljašnji slojevi bili dovoljno čvrsti da očuvaju do danas topografski reljef starih udarnih kratera. Zatim je Merkur doživeo period teškog bombardovanja pri čemu su neki od kratera zaravnjivani usled rane vulkanske aktivnosti.

Kao treći period Merkurove istorije možemo izdvojiti doba stvaranja Bazena Kaloris, do koga je došlo pri kraju epohe velikog bombardovanja. Za vreme četvrte faze, izlivanje lave u toku raširene vulkanske aktivnosti stvorilo je široke ravnice koje liče na Mesečeva «mora». U petoj fazi, koja traje i danas, malo se šta dogodilo osim izvesnog povećanja broja kratera pri čemu se oko nekih vide uočljive zrakaste strukture.

Interesantno je napomenuti da se izgled Merkura kada se gleda sa Zemlje i na snimcima «Marinera 10» toliko razlikuje u kvalitetu da je tek u nekoliko slucajeva uspelo prepoznavanje oblasti snimljenih pomocu ove kosmičke sonde, sa oblastima na Merkurovim kartama napravljenim na Zemlji. Misija «Marinera 0» je snimila 37% Merkurove površine i omogućila kompletiranje znanja o unutrašnjim planetama. Pravi izazov za astronome amatere i profesionalce predstavlja prolazak Merkurovog lika preko Sunčevog diska. Nažalost, ovakav događaj nije čest i dešava se prosečno 14 puta u jednom veku. Ova pojava se posmatra samo uz odgovarajući filter, ili uz pomoć projekcije Sunčevog lika na zastor. Planeta se vidi kao mala crna pega i treba joj oko pet sati da pređe Sunčev disk. Merkur je na još jedan način bio od važnosti za razvoj ljudske misli. Naime pošto je njegova orbita nagnuta za 7° u odnosu na ravan u kojoj se kreću ostale planete i ima veliki ekscentricitet od 0,21, u tački najbližoj Suncu, perihelu, njegova brzina dostiže 58 km/s, što omogućava empirijsku proveru Ajnštajnove teorije relativnosti. Za jedan vek njegov se perihel pomakne za 43 lučne sekunde što je više nego što se dobije kada se izračuna uticaj ostalih planeta. Mnoge astronome to je ranije navodilo na pomisao da postoji jedna planeta još bliža Suncu, koja je dobila čak i ime - Vulkan. Danas se zna da se ovo odstupanje tačno poklapa sa predviđanjima Teorije relativnosti. Na taj način Merkur je odigrao značajnu ulogu u razvoju moderne nauke.