Сонячна система

Сонячна система

Міністерство освіти і науки України.

Реферат.

на тему: «Сонячна система».

Сонячна система — це система космічних тіл, включаючи, крім центрального світила (Сонця), дев" ять великих планет, їх супутники, безліч малих планет, комети, дрібні метеорні тіла і космічний пил, рухомі у області переважаючої гравітаційної дії Сонця. Утворилася Сонячна система близько 4,6 млрд. років тому з холодної газопилової хмари. В даний час за допомогою сучасних телескопів (зокрема космічного телескопа ім. Хаббла) астрономи знайшли декілька зірок з подібними протопланетними туманностями, що підтверджує цю космогонічну гіпотезу.

Загальна структура Сонячної системи була розкрита у середині VI ст. Н. Коперніком, який обґрунтував уявлення про рух планет навколо Сонця. Така модель Сонячної системи одержала назву геліоцентричної (геліоцентричний — це такий, центр якого співпадає з Сонцем). У VII ст. І.Кеплер відкрив закони руху планет, а І.Ньютон сформулював закон всесвітнього тяжіння. Вивчення фізичних характеристик космічних тіл, що входять до складу Сонячної системи, стало можливим тільки після винаходу Г. Галілеєм в 1609р. телескопа. Так, спостерігаючи сонячні плями, Галілей вперше знайшов обертання Сонця навколо своєї осі.

Розміри і будова Сонячної системи.

Спостережувані розміри Сонячної системи визначаються відстанню від Сонця до найдальшої від нього планети — Плутона (близько 40 а. е., 1 а. е. = 1,49 598Ч1011 м).

Проте сфера, в межах якої можливий стійкий рух небесних тіл навколо Сонця, займає набагато обширнішу область простору, що тягнеться на відстань близько 230 000 а. о. і що стуляється з сферами впливу найближчих до Сонця зірок.

Великі планети, рухомі навколо Сонця, утворюють плоску підсистему і розділяються на дві групи, що помітно розрізняються. У одну з них, внутрішню (або земну), входять Меркурій, Венера, Земля і Марс. До зовнішньої групи, яку складають планети-гіганти, відносяться Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Дев" яту планету, Плутон, звичайно розглядають відособлено, оскільки по своїх фізичних характеристиках вона помітно відрізняється від планет зовнішньої групи.

У загальній масі системи, на Сонце припадає 99,866% всієї маси Сонячної системи, якщо не враховувати космічний пил в її межах, що порівнюється з масою Сонця. Сонце на 76% складається з водню, гелію приблизно в 3,4 рази менше, а на інші елементів припадає близько 0,75% всієї маси Сонця. Схожий хімічний склад мають і планети-гіганти. Планети земної групи по хімічному складу близькі до Землі.

Планети і їх супутники.

Деякі дані, що відносяться до великих планет Сонячної системи, приведені в таблиці. У цій таблиці маса Землі, її середній діаметр, велика напіввісь орбіти і час обігу навколо Сонця (в літах) прийняті за одиницю.

Характеристика планет Сонячної системи відносно Землі.

№.

п/п.

Назва планети.

Маса.

Середній діаметр

Велика напіввісь орбіти.

Час обертання.

Середня густина (г/см2).

1.

Меркурій.

0,056.

0,382.

0,387.

0,241.

5,14.

2.

Венера.

0,8136.

0,97.

0,723.

0,615.

5,22.

3.

Земля.

1.

1.

1.

1.

5,52.

4.

Марс.

0,108.

0,530.

1,524.

1,881.

3,95.

5.

Юпітер

317,8.

11,19.

5,203.

11,862.

1,33.

6.

Сатурн.

95,1.

9,1.

9,539.

29,457.

0,68.

7.

Уран.

14,52.

3,75.

19,18.

84,015.

1,48.

8.

Нептун.

17,24.

3,50.

30,06.

164,782.

2,27.

9.

Плутон.

0,1.

0,5.

39,75.

250,6.

10,4.

Майже у всіх планет є супутники, причому близько 90% їх числа групується навколо зовнішніх планет. Юпітер і Сатурн самі є мініатюрними копіями Сонячної системи. Деякі з їхніх супутників (Ганімед, Титан) за розмірами перевершують планету Меркурій. Сатурн, крім 30 супутників, ще володіє могутньою системою кілець, що складаються з величезного числа невеликих тіл, крижаної або силікатної природи, радіус зовнішнього спостережуваного кільця складає приблизно 2,3 радіуси Сатурну. З появою космічних методів досліджень планет (автоматичні міжпланетні станції, космічні телескопи) знайдені кільця і у інших планет-гігантів.

Рух тіл Сонячної системи.

Всі планети Сонячної системи, крім того, що вони, підкоряючись тяжінню Сонця, обертаються навколо нього, мають і власне обертання. Обертається навколо своєї осі і Сонце, хоча і не як єдине жорстке ціле. Як показують засновані на ефекті Допплера вимірювання, швидкості обертання різних ділянок сонячної поверхні декілька розрізняються. На широті 16° періодів повного обігу складає 25,38 земних діб. Напрям обертання Сонця співпадає з напрямом обертання навколо нього планет і їх супутників і з напрямом власного обертання планет навколо своїх осей (за винятком Венери, Урану і ряду супутників). Маса Сонця в 330 000 разів перевершує масу Землі.

Астероїди, комети і інші малі тіла.

Між орбітами Землі і Юпітера рухається декілька тисяч малих планет, або астероїдів. Це наймасивніші з малих тіл Сонячної системи, що є глибами неправильної форми з поперечниками від 0,5 км (Церера) до 768 км. Орбіти деяких з астероїдів відрізняються від орбіт великих планет: нахили до площини екліптики досягають 52°, а ексцентриситети 0,83, тоді як зі всіх великих планет нахил орбіти порівняно великий тільки у Меркурія (7° 0″ 15), Венери (3° 23″ 40″) і особливо у Плутона (17° 10″).

Серед малих планет Сонячної системи особливий інтерес представляє Ікар, відкритий в 1949р., який має діаметр близько 1 км. Його орбіта майже перетинається з орбітою Землі, і при найбільшому зближенні цих тіл відстань між ними зменшується до 7 млн. км. Таке зближення Ікара із Землею відбувається раз в 19 років (останнє спостерігалося в 1987р.).

Своєрідну групу малих тіл утворюють комети. За розмірами, формою і видом траєкторій вони значно відрізняються від великих планет і їх супутників. Ці тіла малі тільки по масі. «Хвіст» великої комети за об" ємом перевершує Сонце, тоді як маса може складати лише декілька тисяч тонн. Практично вся маса комети зосереджена в її ядрі, що має, ймовірно, розміри невеликого астероїда. Ядро комети складається переважно із замерзлих газів — метану, аміаку, водяної пари і вуглекислого газу — з вкрапленнями метеорних частинок. Продукти сублімації (сублімація — це перехід речовини при нагріванні з твердого стану в газоподібний, минувши рідкий стан) ядра під дією сонячного випромінювання покидають ядро і утворюють кометний хвіст, що різко збільшується при проходженні ядра через перигелій (перигелій — це точка орбіти планети, комети або штучного супутника Сонця, яка знаходиться найближче до Сонця).

В результаті розпаду кометних ядер виникають метеорні рої, при зустрічі з якими в земній атмосфері спостерігаються «дощі падаючих зірок».

Періоди обігу комет можуть досягати мільйонів років. Деколи комети віддаляються від Сонця на такі величезні відстані, що починають випробовувати гравітаційні обурення від найближчих зірок. Лише орбіти небагатьох комет обурюються настільки, що стають короткоперіодичними. Однією з найяскравіших з них є комета Галлея, період її обігу близький до 76 років. Загальне число комет Сонячної системи оцінюється сотнями мільярдів.

Метеорні тіла, як і космічний пил, заповнюють весь простір Сонячної системи. При зустрічі із Землею їх швидкості досягають 70 км/с. На їхній рух і, особливо, на рух космічного пилу впливають гравітаційне і (у меншій мірі) магнітні поля, а також потоки радіації і частинок. Усередині орбіти Землі густина космічного пилу зростає, і вона утворює хмару, що оточує Сонце, видиме із Землі як зодіакальне світло.

Сонячна система бере участь в обертанні Галактики, рухаючись по приблизно круговій орбіті із швидкістю близько 250 км/с. Період обігу навколо центру Галактики приблизно 200 млн. років.

По відношенню до найближчих зірок вся Сонячна система в середньому рухається із швидкістю 19,4 км/с.

Чорні діри.

У 1783 англійський геолог і астроном Джон Мітчелл (1724−1793р.) першим припустив, що в природі можуть існувати такі масивні зірки, що навіть промінь світла не здатний покинути їх поверхню. Цю ж ідею виказав в своїй книзі «Система світу» (1796р.) французький математик і астроном Пьер Симон Лаплас. Простий розрахунок дозволив записати йому наступні знаменитий слова: «Зірка з густиною, рівної густини Землі, і діаметром більшим за діаметр Сонця в 250 разів не дає жодному світловому променю досягти нас через своє тяжіння, тому можливо, що найяскравіші небесні тіла у Всесвіті опиняються з цієї причини невидимими». Проте маса такої зірки повинна була б в десятки мільйонів раз перевершувати сонячну масу. А оскільки астрономічні вимірювання показали, що маси реальних зірок не дуже сильно відрізняються від сонячної, ідея Мітчелла і Лапласа про чорні діри виявилася забута.

Удруге учені «зіткнулися» з чорними дірами в 1916р., коли німецький астроном Карл Шварцшильд одержав перше точне рішення рівнянь, тільки-що створеної Ейнштейном теорії гравітації. Виявилося, що порожній простір навколо масивної крапки володіє особливістю на відстані rg від неї (величину rg часто називають «шварцшильдовським радіусом», а відповідну поверхню (горизонт подій) — шварцшильдовською поверхнею). У наступні півстоліття зусиллями теоретиків були з" ясовані багато дивовижних особливостей рішення Шварцшильда, але як реальний об" єкт дослідження чорні діри ще не розглядалися.

Правда, в 1930;і роки, після створення квантової механіки і відкриття нейтрона, фізики досліджували можливість формування компактних об" єктів — білих карликів і нейтронних зірок — як продуктів еволюції нормальних зірок. Виявилося, що такі об" єкти дійсно можуть народжуватися і бути стійкими, але лише при помірній початковій масі зірки. У 1939р. американські фізики Роберт Оппенгеймер і Хартланд Снайдер обґрунтували висновок, що ядро масивної зірки повинне безупинно коллапсирувати (переходити) в гранично малий об" єкт, властивості простору навколо якого (якщо він не обертається) описуються рішенням Шварцшильда. Але оскільки такий, як говорили тоді, «коллапсар» (коллапсар — це космічні тіла (інакше звані чорні діри) щодо невеликих розмірів (до 20 км в перерізі), з дуже високою густиною речовини.) або «застигла зірка» не випромінює електромагнітних хвиль.