Mis on Päikesesüsteem? (4)

Kool
Nimi
Klass
Päikesesüsteem
Referaat
Tallinn 2008
Mis on Päikesesüsteem?

Päikesesüsteem moodustub Päiksest ja tema ümber tiirlevatest taevakehadest. Tegelikult on Päikesesüsteem üks tohutu suure tähtede ja planeetide süsteemi- Galaktika osake. Galaktikaid on universumis miljardeid. Meie Galaktikat nimetatakse Linnuteeks.
Päikesesüsteem on umbes 5 miljardit aastat vana. Sel ajal tekkis gaasipilv , mille mass oli umbes kaks Päikese massi. See pilv sisaldas vesinikku, heeliumit ning peale nende veel 1- 2 % raskemaid elemente.
Raskusjõud tõmbas pilve aina kokku poole ja pärast miljoneid aastaid kestnud kokkutõmbumist muutus aine tihedus ning temperatuur pilves nii suureks, et kergemad aatomituumad (vesiniku tuumad ) hakkasid ühinema raskemateks.
Päikesesüsteemi kuulub üheksa suurt planeeti, mõnituhat väikeplaneeti- asteroidi , sadakond perioodilist komeeti ("sabatähte"), planeetide kaaslased ning teadmata koguses meteoorset ainet, "tolmu", mis Maa atmosfääri sattudes tekitab üle taeva lendava tulejuti - langeva tähe.
Viimastel aastakümnetel on tehtud lugematuid katseid, et avastada 10. planeet, enamused küll arvutite abiga, s.t. on püütud välja arvutada oletatava planeedi liikumise tee. Osade ennustuste kohaselt võib tundmatu planeet liikuda isegi läbi Neptuuni orbiidi. Teiste järgi planeedi liikumisrada on äärmiselt pikk ja planeet asub väga kaugel Päikesest (teeb tiiru ümber Päikese 800 aastaga). Suuruselt oleks selline planeet 2-5 korda suurem Maast.
Praegusel ajal on planeeti võimalik otsida palju täpsemal viisil kui senini . Päikesesüsteemist väljub 4 satelliiti: Pioneer 10 ja 11 ning Voyager 1 ja 2, mis saadavad koguaeg signaale Maale. Satelliitide võimalikud kõrvalekalded oma teelt tõestaksid tundmatu planeedi olemasolu. Näiteks Pioneer 10 teel pole täheldatud siiani mingeid kõrvalekaldeid.
Päikesesüsteemi kuuluvad planeedid liiguvad mööda kindlat, peaaegu ringikujulist teed, mida nimetatakse orbiidiks. Orbiiti mööda liikudes pöörlevad planeedid veel ümber oma kujutletava telje.
Päikesesüsteemi planeedid jagunevad: Maa sarnased planeedid ehk kiviplaneedid ja Jupiteri tüüpi ehk gaasiplaneedid. Esimeste hulka kuuluvad Merkuur, Veenus , Maa ja Marss. Oma nime on nad saanud sellest, et neil on samasugune kaljune pind nagu Maal. Nad erinevad üksteisest atmosfääri poolest: Maad, Veenust ja Marssi ümbritseb oluline atmosfäär, samas Merkuuril see puudub. Lähtudes Päikesest on planeetide asukoht selline: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter , Saturn , Uraan , Neptuun .
Päike
Päike on meie päikesesüsteemi täht. Oma olemuselt on Päike samasugune täht nagu kõik ülejäänudki. Teised tähed paistavad meile vaid väikeste valguspunktidena, kuna nad on väga kaugel. Nagu kõik tähed, nii on ka Päike hõõguv gaasikera . Päikese mass koosneb praegusel ajal 75% vesinikust ja 25% heeliumist kõik ülejäänud moodustavad ainult 0.1%. See koostis muutub aja jooksul aeglaselt, kuna vesinikku muundatakse Päikese tuumas ümber heeliumiks . Ta on Maast keskmiselt 149,6 miljoni kilomeetri kaugusel. Päikese pinnatemperatuur on 5780 K, kuid märksa kuumemad on Päikese kroon (kuni 5 miljonit kelvinit) ja tuum (kuni 13,6 miljonit kelvinit).
Päikese välised kihid ilmutavad eristatavat pöörlemist: ekvaatoril pindmine kiht teeb täispöörde iga 25,4 päevaga; pooluste lähedal aga 36 päevaga. Selline veider käitumine tuleb sellest, et Päike ei ole tahke keha nagu Maa, vaid koosneb peamiselt gaasidest. Nii pöörleb Päikese väline gaasiline kiht erinevalt Päikese tuumast. Eristatav pöörlemine ulatub üsna sügavale Päikese sisemusse , aga Päikese tuum pöörleb nagu tahke keha. Samalaadseid efekte on täheldatud ka gaasilistel planeetidel.
Päikesel kui gaasilisel kehal ei saa olla kindlat pinda, aine tihedus peab muutuma pidevalt väljapoole vähenedes. Seda, et me näeme serva teravana, tingib nähtava valguse tekkimine suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses ) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist ; kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele.
Oma valguse ja soojuse tõttu on ta meile väga vajalik. Ilma nende tingimusteta ei oleks elu maal.
Merkuur

Merkuur on Päikesele kõige lähem ning kõige väiksem Päikesesüsteemi planeet. Ta asub Päikesele umbes 3 korda lähemal kui Maa. Merkuur on planeet kus päevas on kaks aastat. Oma nime on Päikesele lähim planeet saanud Rooma kaubandusjumala ja jumalate käskjala Mercuriuse järgi. Nime õigustab tema kiire liikumine ümber Päikese. Merkuur teeb tiiru ümber päikese 88 Maa ööpäeva jooksul.
Merkuur on neljast Maa-tüüpi planeedist väikseim; oma mõõtmetelt jääb ta alla nii Jupiteri kui Saturni suurematele kaaslastele. Merkuuril endal kaaslased puuduvad.
Tema pöörlemisperiood on umbes 2/3 tiirlemisperioodist, mistõttu üks päikeseööpäev -- 176 Maa-päeva -- on neist mõlemaist pikem. Et Merkuuri orbiit on piklik ja tema liikumine orbiidil ebaühtlane, on ebaühtlane ka Päikese liikumine.
Maalt on Merkuuri väga halb vaadelda, kuna ta asub Päikese lähedal ja jääb Maast suhteliselt kaugele. Eestis näeb Merkuuri vaid siis, kui tema suurim kaugenemine Päikesest (kuni 28°) langeb kevadisele või sügisesele pööripäevale. Siis on hämarik suhteliselt lühiajaline ja taevas jõuab enne Merkuuri loojumist piisavalt pimeneda. Teleskoobis paistab Merkuur tillukese sirbina, mingeid pinnadetaile seal näha ei õnnestu.
Esimesed lähifotod Merkuurist saadi 1970. aastate keskel, kui kosmosesond Mariner 10 lendas kolmel korral Merkuurist lähedalt mööda. Automaatjaama vähim kaugus Merkuurist oli 300 km ning planeedi pinnast õnnestub pildistada umbes poolt kuna kõigil Mariner 10 lähenemistel jäi päevapoolele üks ja seesama poolkera.
Merkuuri pinnal on palju kraatreid . Veel leidub pikki seljandikke, mis arvatakse olevat tekkinud planeedi kokkutõmbumisest. Atmosfääri Merkuuril ei ole. Päikesekiirgus ja meteoorkehad langevad planeedi pinnale ilma mingi takistuseta. Merkuuri keskmine pinnatemperatuur on 452 kelvinit (179°C), minimaalne 90°K (-173°C; enne koitu) ja maksimaalne 700°K (427°C; sellel temperatuuril on võimalik tina sulatada). Päeval on keskmine pinnatemperatuur 623°K, öösel 193°K. Veenusel on küll pisut kuumem, kuid temperatuur on seal stabiilsem.
Merkuur on moodustunud umbes samamoodi nagu Maa. Planeedid moodustusid umbes 4,5 miljardit aastat tagasi. Sel ajal langes planeetidele palju hajusainet ja kivipuru, mis oli järele jäänud planeedid moodustanud udukogust. Tõenäoliselt eristusid päris alguses tihe metalliline tuum ja silikaatidest koor. Kui suurem kivirahe oli vaibumas, voolas laava planeedi pinnale, kattes vana koore. Sel ajal tekkisid kraatritevahelised tasandikud. Hiljem Merkuur jahtus . Tuum tõmbus kokku. See tõi kaasa koore pragunemise ning pikkade ja kõrgete kaljurünkade moodustumise . Pärast seda ujutas laava madalmikud üle ning moodustas siledad tasandikud. Seejärel tekkis mikrometeoriitide toimel tolmune pind, mida nimetatakse ka regoliidiks. Suuremad meteoriidid tekitasid kiirtega kraatreid. Merkuuri pind ei ole miljoneid aastaid enam muutunud, kui jätta kõrvale aeg-ajalt aset leidvad kokkupõrked meteoriitidega.
Veenus

Veenus on Maale lähim (minimaalne kaugus 42 milj. km), Päikesest lugedes teine planeet. Veenusel ei ole looduslikke kaaslasi, vaid ainult tehiskaaslased . Planeet on kaetud tiheda pilvekihiga ja peegeldab Päikese valgusest 77%, kaks korda rohkem kui Maa. Juba sajandeid on teada, et Veenuse aasta kestab 225 maist ööpäeva, kuid alles paarkümmend aastat tagasi õnnestus USA astronoomil G. Pettingil radari abil kindlaks teha planeedi tavapärasele vastassuunaline pöörlemine. Ehkki üheks pöördeks kulub 243 Maa ööpäeva, on tiirlemise tõttu Veenuse päikeseööpäeva pikkus 117 ööpäeva. Maale lähenedes on Veenus alati sama küljega meie poole pööratud. Selle põhjuseks võib olla tõusu-mõõnajõudude mõju, kuid päris kindel see ei ole.
Teleskoobis paistab Veenus alati sirbikujulisena, kuid selle pind pole vaadeldav, sest taevas on seal kogu aeg pilves: 49-63 km kõrgusel paikneb tihe, 71-72 km kõrgusel hõredam pilvekiht . Pilvekihtide vahel puhub kogu aeg tuul, mille kiirus on 300-400 km/h.
Temperatuur planeedi pinnal on 480 °C.
Veenuse atmosfäär on ligi 100 korda tihedam Maa omast. Atmosfääri rõhk on 9 MPa ehk 90 at. Maal on selline rõhk ookeanides 1 km sügavuses. Veenust võib võrrelda kasvuhoonega: kõrge temperatuur tema pinnal tuleneb sellest, et atmosfäär nagu kasvuhooneklaas laseb läbi suure osa soojendavat päikesekiirgust, kuid takistab pinna soojuskiirguse hajumist. Soojust neelab peamiselt süsinikdioksiid. Veenuse atmosfäär sisaldab seda 96,5%, lämmastikku 3,4% ja argooni 2% ja hapnikku 0,1%. Vähesel määral (kokku 0.1%) on vingugaasi (CO), vääveldioksiidi (SO2) ja veeauru. Vedel vesi muidugi puudub.
Pilvede põhikiht koosneb väävelhappest. Kuigi süsihappegaasi olemasolu tuvastati juba 1932, andis alles esimesena Veenuse atmosfääri sisenenud automaatjaama "Venera 4" otsemõõtmine 1967 teada õhkkonna koostise. Päikese lähedus ja äärmine kasvuhooneefekt (süsihappegaasi, veeauru ja vääveldioksiidi mõju) teevad Veenusest Päikesesüsteemi kõige kuumema planeedi. Üldse on Veenuse õhkkonna keemia väga keeruline, sest suure kuumuse tõttu peavad kõik atmosfääri mikrokomponendid peale inertgaaside ennast ülal väga agressiivselt. Näiteks väävelhape tekib pilvedes veest ja vääveldioksiidist süsihappegaasi ja vesinikkloriidi osavõtul. Analoogiliselt tekivad Maal stratosfääripilved ja tööstuslikud sudud. Madalamal kui 46 kilomeetrit väävelhappe laguneb termiliselt ning komponendid tõusevad jälle pilvedesse.
Pinnavormidelt on Veenus üsna sarnane Maaga. Veenus on üldiselt tasane , rohkem kui pool pindalast mahub poolekilomeetrilisse kõrgusvahemikku. Suurim kõrgustevahe on 12 kilomeetrit (Maal 20 kilomeetrit). Madalamad alad (" ookeanid ") vahelduvad kõrgemate mägiste piirkondade (mandritega).
Omal ajal arvati, et Veenus peab olema väga Maa moodi. Veenuse läbimõõt (12 100 km) ja keskmine tihedus (5,25 g/cm3) jäävad ju Maale alla vaid kahekümnendiku võrra, mass ainult viiendiku võrra.
Veenus ei sarnane Maaga sellepärast, et Veenusel puudub vesi, sest nii imelik kui see ka pole, on süsihappegaasi mõlemal planeedil umbkaudu samapalju. Ka Maa atmosfäär koosnes alguses põhiliselt süsihappegaasist, kuid vihmaveega reageerides moodustas ta süsihappe. See omakorda tekitas kaltsiumiga ühinedes lubjakivi . Veenusel jäi aga CO2 atmosfääri, kus ta oma tohutu hulga tõttu tekitab väga tugeva kasvuhooneefekti, millest paratamatult tuleneb ülikõrge temperatuur ja rõhk planeedi õhkkonnas ja pinnal. Suur kuumus ja õhurõhk määravadki tingimused Veenuse pinnal.
Veenusel on nagu Maalgi troposfäär, kus gaasid on ühtlaselt segatud . Veenuse troposfäär on viis korda ulatuslikum ja viiskümmend korda tihedam kui Maa troposfäär.
USA teadlased jõudsid ajakirjas avaldatud artiklis järeldusele, et Veenusel võib leiduda elu. Mikroobid võivad elada ja paljuneda Veenuse õhukeses pilvekihis, mida kaitsevad päikesekiirguse eest selles leiduvad väävliühendid. Mõni aasta tagasi avastati meie planeedil bakter , mis on võimeline elama ja paljunema pilvedes. Samasugune evolutsioon võis toimuda ka Veenusel ning kui pinnas muutus seal elamiseks liiga kuumaks, võis pilvedest saada sealse elu ainus pelgupaik. Teadlased on ka teinud NASA -le ettepaneku saata Veenusele kosmoseaparaat , mis tooks võimalikud proovid Veenuse “elanikest” Maa peale.
Maa
Maa on meie päikesesüsteemi kolmas planeet Päikese poolt loetuna ning ainuke meile teadaolev planeet universumis, kus leidub elu.
Pythagaros avaldas VI sajandil e. Kr. esimesena, et Maa on kerakujuline. Platon, Aristoteles ja teised Kreeka filosoofid kujutasid Maad kerana, milles ringlevad tuli, vesi ja õhk põhjustavad maapinnal vulkaanipurskeid ja maavärinaid. Esimese maailmakaardi koostas Klaudius Ptolemaios 2. sajandil m.a.j ., millel oli kujutatud Lõuna - Euroopat, Põhja - Aafrikat ja osa Aasiast. Alles Kopernikuse ajal (kuueteistkümnes sajand ) saadi aru, et maa on vaid üks planeetidest. Fernao de Magalhaes tegi esimese ümbermaailmareisi (1521 - 1523), mis kestis kolm aastat.
Maad saab uurida ilma kosmoselaeva abita , siiski ei olnud enne 20. sajandit kaarte tervest planeedist. Kosmoses tehtud pildid maast on abiks ilmaennustamisel, orkaanide ennustamisel ja jälgimisel ning nad on erakordselt kaunid. Maa on jagatud mitmeteks kihtideks, mis erinevad üksteisest keemilise ja seismilise omaduste poolest . Koor varieerub paksusest, ta on ookeanide all õhem ning kontinentide all paksem . Sisemine tuum ja koor on tahked ; välimine tuum ja vahevöö kihid on vedelad. Suurem osa maa massist on koondunud vahevöösse, enamik ülejäänust tuuma. Tuuma põhikoostisaineks on raud, kuid on võimalik, et selles esinevad ka mõningad kergemad elemendid. Temperatuur tuumas on kuumem kui Päikese pinnal ( 7500 kraadi ).
Maapind on väga noor. Selle 4, 6 miljardi aasta jooksul on erosioon ja tektoonilised protsessid hävitanud ja uuesti loonud suurema osa maapinnast . Seetõttu on peaaegu kõik varasemad jäljed Maa pinna geoloogilisest ajaloost (kokkupõrked, kraatrid jms.). Vanimad kivimid on umbes 4 miljardit aastat vanad. Vanimad elavate organismide kivistised on vähem kui 3. 9 miljardit aastat vanad. Selle perioodi kohalt, kui elu hakkas alguses arenema, ülestähendused puuduvad.
Maa on ainuke planeet, kus vesi saab eksisteerida vedelas olekus Maa pinnal (kuigi Titaani pinnal võib olla vedelat etaani või metaani ja Euroopa pinna all vett). Vedelas olekus vesi on eluks olulise tähtsusega. Maa temperatuuri stabiilsena hoidmises on väga tähtis ookeanide soojusmahtuvus. Vesi murendab suur osa Maa kontinentide erosiooni, see protsess on tänapäeva Päikesesüsteemis unikaalne (kuigi see võis toimuda minevikus Marsil) .
Maa atmosfäär koosneb 77% lämmastikust, 21% hapnikust, argoonist, süsinikdioksiidi ja vee lisandist. Minevikus koosnes Maa atmosfäär palju suuremast hulgast süsinikdioksiidist, see on aga aja jooksul enamasti liitunud karbonaatkivimiteks. Väiksemal määral on süsihappegaas lahustunud ookeanidesse ja taimede poolt ära tarvitatud.
Maa põhiandmed:
Päikese süsteem ja seega ka Maa tekkis umbes 4, 6 miljardit aastat tagasi;
Maa kaugus Päikesest: 150 miljonit kilomeetrit;
Maa läbimõõt ekvaatoril: 12 756 km;
Maa ümbermõõt: 40. 000 kilomeetrit;
Maa pindala : ~ 510 miljonit km2;
vesi moodustub maast 70. 8% ;
Maa kõrgeim tipp on Džomolungma mäetipp Himaalajas;
Maa päev: tavaliselt 23 tundi ja 56 minutit;
Maal on üks kaaslane - Kuu.
Kuu on Maa looduslik kaaslane. Kuu läbimõõt on 3476 km, mis on ligi 4 korda väiksem kui Maa läbimõõt. Ta on Maale lähim taevakeha (keskmine kaugus Maast 384 400 km).
Roomlased panid Kuule nimeks Luna , kreeklased Selene ja Artemis , ning tal on palju teisi nimesid erinevates mütoloogiates. Kuud on tuntud juba esiajaloolisest ajast peale. Ta on heleduselt teine objekt taevas pärast Päikest. Vastavalt tema suurusele ja koostisele on Kuud vahetevahel klassifitseeritud kui maist "planeeti" kõrvuti Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsiga.
Kuu on Maa poole pööratud alati ühe ja sama küljega. Põhjus on selles, et Kuu teeb täispöörde ümber oma telje sama ajaga , mis tal kulub ühe tiiru tegemiseks ümber Maa.
Kuid seejuures esineb teataval määral libratsiooni - optilist ja füüsikalist. Optilise libratsiooni põhjuseks on Kuu orbiidi elliptilisus ja orbiidi tasandi võrdlemisi suur nurk ekliptika suhtes, samuti Maa mõõtmete olemasolu. Nii on Kuu näiv pöörlemine Maa suhtes kiirem, kui Kuu Maale lähemale tulles tiirleb kiiremini, ja aeglasem, kui Kuu on Maast kaugemal, kuna aga tegelik pöörlemine on ühtlasem. Optilise libratsiooni tõttu on Kuu pinnast näha 59%. Füüsikaline libratsioon on võimalik Kuu ebasümmeetrilisuse tõttu: kui Kuu kaldub kõrvale oma orientatsioonist, pööravad tõusu-mõõnajõud ta tagasi ja ta hakkab võnkuma. Selle amplituud on siiski palju väiksem optilise libratsiooni omast.
Kuu tekke kohta on aegade jooksul esitatud mitmeid oletusi. Apollo -lendude alguseks valitsesid selles küsimuses kolm hüpoteesi:

• Kaksikplaneedi- ehk õehüpoteesi järgi moodustusid Maa ja Kuu korraga ühest ja samast gaasi-tolmupilvest.
  
• Lõhenemis- ehk tütrehüpoteesi järgi pöörles Maa kunagi nii kiiresti, et temast eraldus tükk, millest moodustuski Kuu.
  
• Haaramise- ehk abikaasahüpoteesi järgi haaras Maa enda ümber tiirlema juba "valmis" Kuu, mis lendas temast liiga lähedalt mööda.
  

Tänapäeval on siiski teadlaste seas kõige soositum nn katastroofihüpotees. Selle kohaselt langes Maale üsna tema moodustumise algjärgus hiigelsuur (ligikaudu Marsi-suurune) taevakeha. Kokkupõrke tagajärjel eraldus Maast hulgaliselt materjali, millest moodustus Maa kaaslane Kuu. Selle plahvatuse energia pani muuhulgas aluse Maa kihilisele ehitusele. Maa sulas ning koostiselemendid hakkasid gravitatsiooniliselt diferentseeruma. Sellest ajast on Maal rauast tuum.
Marss
Rooma sõjajumalalt nime saanud Marss on Päikesest lugedes neljas planeet, asudes viimasest keskmiselt poolteist korda kaugemal kui Maa. Marsi aasta kestab 687 päeva, seega maisest ligi kaks korda kauem. Ka ööpäev on Marsil maisest pikem, seda küll vaid 37 minutit. Seejuures on tema pöörlemistelg ligikaudu samapalju kaldu kui Maal, seetõttu toimub Marsil sarnaselt ka aastaaegade vaheldumine .
Marss on Päikessüsteemi väiksemaid planeete, temast väiksemad on vaid Merkuur ja Pluuto . Maale jääb ta oma 6790 km läbimõõduga alla ligi kaks korda. Tema pindala on vaid veidi suurem Maa mandrite kogupindalast.
Marssi ümbritseb hõre atmosfäär, mis koosneb 95% ulatuses süsihappegaasist, vähesel määral on lämmastikku, argooni ja hapnikku. Rõhk Marsi pinnal on keskmiselt 150 korda väiksem normaalsest õhurõhust Maal. Marsil on hirmus külm - kõrgeim õhutemparatuur küünib vaid 20°C, madalaim on see-eest -140°C.Marsi põhja- ja lõunapooluse ümber on nagu Maalgi polaarmütsid, kuid erinevalt maistest koosnevad nad peale "tavalise" vee-jää ka süsihappelumest. Polaarmütsid vähenevad, kui vastaval poolkeral on suvi ja suurenevad maksimaalseni, kui seal valitseb talv. Automaatjaamade abil on leitud Marsil samasugused kraatrid nagu Kuul, voolusängid, hiiglaslikud kanjonid ja kustunud vulkaanid , mille hulgas on ka Päikesesüsteemi suurim - Olümpose mägi. Tema kõrgus jalamilt on tervelt 21 km, samal ajal kui Maa kõrgeim Mauna Loa (Havail) küünib vaid 9 km kõrgusele oma jalamist Vaikse ookeani põhjas. Voolusängides on sadu miljoneid aastaid tagasi voolanud vesi, praegu on Marss äärmiselt kuiv isegi maiste kõrbetega võrreldes. Kui kogu Marsi pinnal ja atmosfääris olev vesi kataks terve planeedi ühtlase kihina, oleks selle paksus vaid 0,014 mm, maistes kõrbetes oleks sellise kihi paksus tervelt 1 mm.
Maalt teleskoobiga vaadates on sellest kõigest näha vaid punakas ketas ja polaarmütsid, suurema teleskoobi ja hea nähtavuse korral paistavad ka mõningad tumedamad ja heledamad laigud. Need ei vasta täpselt mingile Marsi pinnavormile, vaid kujutavad endast erineva peegeldumisvõimega alasid, näiteks tihedalt kraatritega kaetud alad paistavad olevat tumedamad.
Marss on oma heleduse ja silmatorkava punase värvusega juba aastatuhandeid inimeste tähelepanu köitnud, kuid mitte mingi muu nähtus pole Marsi puhul tekitanud nii palju eriarvamusi ja puhunud lõkkele kirgi kui Marsi kanalid. Just kanalite avastamine oli see, mille järel sai populaarseks hüpotees arukatest olenditest Marsil. On ju eesti keeleski olemas nende tähistamiseks eriline sõna "marslane". Seejuures ühegi teise taevakeha asukate jaoks pole eri nimetust kasutusele võetud.
Marsil on ka kaks imepisikest ebakorrapärase kujuga kaaslast , mis kannavad sõjajumala saatjatele hästisobivaid nimesid Phobos (kreeka k hirm) ja Deimos (kreeka k õudus).
Phobos meenutab kujult lömmilöödud kurki ja tema teoreetiline keskmine läbimõõt on 22 km, suurim aga 27 km. Satelliidi tihedus on 2,1 g/cm³, seetõttu sajakilone inimene kaalub seal veid 50 kilo. Hea sportlane, kes Maal suudab hüpata 2,5 meetri kõrgusele saavutab Phobosel samasuguse pingutusega teise kosmilise kiiruse ja lahkub alatiseks Marsi kuu raskusväljast. Phoboselt paistab Marss hiiglasuurena ning pole näha polaaralasid . Orbiidi raadius on vaid 9370 km. Marsi ööpäeva jooksul jõuab Phobos teha kolm tiiru ümber planeedi. Ühele tiiru jaoks läheb aega 7 tundi 39 minutit ja 14 sekundit. Vastupidiselt teistele taevakehadele tõuseb Phobos läänest ja loojub itta .
Oma lähedusest hoolimata paistab Phobos Marsi pinnalt väga pisikesena ja on liiga väike katmaks kinni päikeseketast. Seega Marsil päikesevarjutust näha ei saa, sest tema kuud ei suuda seda täiekult varjata. Niisiis saab seal täielik päikesevarjutus olla vaid rõngakujuline. Deimos on veelgi pisem ja asub kaugemal, kui Phobos. Tema orbiidi raadius on 23 000 kilomeetrit ning ühe täistiiru tegemiseks ümber Marsi kulub 30 tundi 17 minutit ja 55 sekundit. Deimose keskmine läbimõõt on vaid 13 km ning ta paistab Marsi taeva teiste tähtede seas silma vaid oma liikuvuse poolest.
Mõlemad Marsi kaaslased on halli värvi ja nende tolmune pind on täis erineva suurusega kraatreid. Phobosel on aga veel ka piklikud vaod . Nad paiknevad üheskoos, kattes üle poole kuu pinnast. Nende pikkus ulatub kümnetesse kilomeetritesse, laius on 100-200 meetrit ja sügavus 20-90 meetrit. Vagude päritolu on siiani ebaselge . Ka Phobose ja Deimose elulugu pole teada, nad võivad olla nii Marsi poolt haaratud asteroidid kui ka endisaegse Marsi rõnga jäänukid.
Jupiter
Pärast Marssi tuleb Päikesesüsteemis tükk tühja maad ja siis algab suurte planeetide piirkond. Jupiter on neist esimene ja ka suurim. Tähistaevas on ta Veenuse järel kõige heledam "täht" ning inimestele ammust ajast tuntud. Jupiteri läbimõõt ületab Maa oma 11,2 korda, tema mass on 318 korda suurem Maa massist ning kaks ja pool korda rohkem kui kõigi teiste planeetide massid kokku. Jupiter asub Päikesest 5 korda kaugemal kui Maa ja tema tiirlemisperiood on ligi 12 aastat. Et teised hiidplaneedid liiguvad veelgi aeglasemalt, määrab nende näiva liikumise põhiliselt Maa liikumine -- sünoodiline periood on umbes üks aasta. Jupiteri orbiit on peaaegu ringikujuline, kuid siiski piklikum Maa ja Veenuse omadest . Nagu teisedki selle rühma planeedid, pöörleb Jupiter kiiresti, kusjuures pöörlemisperiood sõltub "geograafilisest laiusest": ekvaatoril kestab ööpäev 9 tundi 50 minutit, poolusel aga viis minutit kauem. Pöörlemistelg on orbiidi tasandiga peaaegu risti (nurk 86,9°), samas tasandis tiirlevad ka viis suuremat kaaslast.
Teleskoobis paistab Jupiter heleda triibulise kettana, mille lähedal on alati näha ühele joonele rivistunud tähekesed -- Jupiteri suured kaaslased. Kokku on neid neli; nende liikumine, varjutused ja üleminekud Jupiteri kettast on hästi jälgitavad juba väikeses teleskoobis. Triibud planeedi pinnal on muutuva kuju ja heledusega, väiksematest detailidest on kuulsaim nn. Suur Punane Laik, mille avastas 1666 . a. Cassini ja mis püsib -- erinevalt teistest, muutlikest detailidest -- oma kohal juba 330 aastat.
Kiire pöörlemise tõttu on planeet üsna lapik ( polaarne läbimõõt on ekvatoriaalsest 9000 km võrra väiksem). Võrreldes Maa rühma planeetidega on Jupiteri tihedus tunduvalt väiksem -- see näitab kergemate elementide, eelkõige vesiniku ja heeliumi suurt osakaalu, mida kinnitab ka spektraalanalüüs. Et Jupiteril on tugev magnetväli, peab tal teoreetiliselt olema ka tahke tuum.
Kosmosejaamad "Voyager" pildistasid möödalennul nii Jupiteri kui selle kaaslasi. Fotodelt võib näha, et Jupiteri pilvekiht on pidevas liikumises, kuigivõrd muutub isegi punane laik. Kaaslastel -- Jupiteri neli suurt kaaslast on mõõtmetelt võrreldavad Kuuga -- on näha detailiderohke tahke pind, pinnastruktuurilt on kaaslased väga erinevad. Lähima kaaslase -- Io -- pind on aktiivne, sealsete vulkaanide purskeid seostatakse lähedalasuva suure Jupiteri poolt esile kutsutud deformatsioonidega. Järgmise -- Europa -- pind on seevastu sile ja detailivaene (oletatakse, et see kujutab endast külmunud ookeani). Sama arvatakse ka välimiste kaaslaste Ganymedese ja Callisto kohta, kuid nende "jääkoor" on paksem ja seetõttu on temas näha ka meteoriidikraatreid.
Spektraalanalüüsi ja kosmosejaama "Galileo" poolt Jupiteri atmosfääri heidetud sondi andmetel moodustab vesinik 86% Jupiteri atmosfäärist. Ülejäänust on enamus heelium , keemilisi ühendeid nagu ammoniaak ja metaan on alla protsendi. Sama koostisega on tõenäoliselt ka ülejäänud osa planeedist. Jupiter kiirgab intensiivset infrapunast kiirgust, tema kogukiirgus ületab Päikeselt saadava energia, mis näitab, et tema sisemuses toimub küllalt intensiivne energiatoodang.
Maapealsete vaatlustega on Jupiteril avastatud veel 9 kaaslast, kuid need on neljast esimesest tunduvalt väiksemad. Kosmoseaparaatide abil on leitud kolm kaaslast ja planeeti ümbritsev rõngas -- erineva suurusega tahketest osakestest koosnev süsteem, laiusega umbes 6000 ja paksusega alla ühe kilomeetri. Rõngas asub planeedi ekvaatori kohal, 55000 km kaugusel pilvekihist.
Saturn
Saturn paistab Maalt kui hele kollane täht. Kosmosesondid on toonud uut teavet selle värvika planeedi kohta, millel on hämmastav rõngaste süsteem ja suur kuupere.
 
Suuruselt teine ja Päikese poolt kuues planeet Saturn on gaashiid, mille moodustab põhiliselt vesinik. Tema väline pind ei ole tahke, vaid kujutab endast ammoniaagi-, vee- ja metaanipilvede kogumeid, mille teevad värviliseks fosfor ja mõned teised elemendid. Neid pilvemoodustusi ümbritseb udu, mis peidab tormist ilmastikku enda all. Mõned ilmastikuhäired on nähtavad ka Maalt. Umbes kolm korda sajandis häirivad planeedi pinda raevukad tormid . . Need on nähtavad heledate laikudena planeedi ekvaatori läheduses.
Kolm Saturnile saadetud kosmosesondi on meile selle planeedi kohta paljut õpetanud. “Pioneer 11” oli 1979. aastal esimene, järgnesid “Voyager 1” ja “Voyager 2”aastatel 1980-1981. Nad said üksikajalikku informatsiooni mitte ainult planeedi kohta, vaid vaatlesid ka rõngaste süsteemi ja avastasid 12 kuud. Kosmoselaev “Cassini” on praegu teel Saturnile. Saabudes sinna 2004. aastal, hakkab ta tiirlema ümber Saturni ja uurib seda 4 aastat, ning saadab Titani atmosfääri väikese sondi.
Kõik neli gaashiidu on ümbritsetud rõngaste süsteemiga, kuid Saturnil on see kõige ulatuslikum ja tähelepanuväärsem See lai, kuid õhuke süsteem paistab olevat jagatud mitmetesse laiadesse rõngastesse, kuid igaüks neist koosneb tuhandetest kitsastest eraldi rõngakestest. Iga rõngakese moodustavad jäätunud kivimitükid, mis ulatuvad tillukestest kübemetest majasuuruste rahnudeni. Rõngaste süsteem on kohati ainult meetreid paks, kuid ulatub peaaegu 500 000 kilomeetri kaugusele – kaugemale kui meie Kuu Maast.
Rõngad pole nii vanad kui planeet. Arvatakse, et nende vanus on ainult mõnisada miljonit aastat ja nad on jäänukid kuust või komeedist , mis laiali rebiti. Saturni pöörlemistelg on orbiidi tasandi suhtes kaldu, mistõttu rõngad on näha erinevate nurkade all. Igal Saturni tiirul ümber Päikese on rõngad kaks korda näoga meie poole ning kaks korda servaga, kadudes siis vaateväljast.
Saturnil on vähemalt 18 ja tõenäoliselt üle 20 kuu. Loodetakse, et “Cassini” leiab üles väiksemad kuud. Saturni suurim ja Päikesesüsteemi suuruselt teine kuu Titan on ainus teadaolev kuu, millel on atmosfäär – põhiliselt koosneb see lämmastikust. Kõige väiksem, Pan, on läbimõõdult ainult 20 km ringis . See on üks sõrmedel loetavatest kuudest, mis tiirleb ümber Saturni välise rõngassüsteemi sees.
Uraan

Uraan on Päikesesüsteemi seitsmes planeet ja palja silmaga vaevu nähtav. See on gaashiid rõngaste süsteemiga ja suure kuuperega.
Uraan on Päikesesüsteemi suurte planeetide hulgas kolmas planeet. Ta on neli korda Maast suurem, kuid nii kaugel, et teda on raske näha. Uraan on Päikesest 19 korda kaugemal kui Maa, sellepärast jõuab sinna vähe soojust ja valgust. See on külm ja pime paik. Temperatuur pilvede ülaosas on -200º C ringis ja isegi kui Päike on Uraani taevas, jääb taevas ikka mustaks.
Uraan liigub ümber Päikese küljeli asendis. Tema telg on vertikaali suhtes 98º kaldus, mistõttu tema põhjapoolus on pisut lõunasse suunatud. Uraani rõngad ja kuud tiirlevad ümber tema keskpaiga.
Uraani kauge asukoht Päikesesüsteemis tähendas seda, et ta polnud antiikrahvastele tuntud. See planeet avastati alles 1781. aastal, kui astronoom Wiiliam Herschel (1738-1822) seda läbi teleskoobi vaatas. Sellest ajast saadik on kaugete planeetide vaatlemiseks kasutatud teleskoope, kuid isegi kõige võimsamad toovad vähe nähtavale. Alles 1986. aastal, kui kosmosesond Voyager 2 jõudis Uraanini, saadi seda esimest korda hästi vaadata. Voyager 2 võttis pilte planeedist, selle rõngastest ja kuudest ja kujundas ümber meie teadmised Uraani süsteemist.
Uraani viis kõige suuremat kuud olid tuntud enne Voyager 2 jõudmist Uraanile. Sond avastas veel kümme, igaühe diameeter väiksem kui 100 km. Hiljem on neid leitud veelgi. Aastaks 2000 oli teada 18 kuud, kolm võimalikku kuud oli vaatluse all. Enamik kuudest on nimetatud Shakespeare ´i tegelaste järgi, näiteks suurim kuu on Titana ja teised Miranda, Oberon ning Puck.
Uraani rõngaste süsteem, mis koosneb 11 või enamast suurest rõngast, näib olevat peaaegu püsti ümber planeedi. Põhjuseks on see, et Uraan on külje peale kaldu. Rõngad sisaldavad ligikaudu ühemeetrise läbimõõduga tükke.
Uraani pind on üsna ilmetu. See koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. Teine gaas metaan annab planeedile tema sinakasrohelise värvi.
Neptuun
Neptuun on kaheksas ja viimane suurtest planeetidest meie päikesesüsteemis ja on eriti kuulus oma avastusloo poolest. Pärast Uraani avastamist pandi tähele, et tema orbiit ei ole selline, nagu ta peaks olema kooskõlas Newton 'i seadustega. Sellepärast ennustati, et mõni teine veelgi kaugemal asuv planeet peab häirima Uraani oma orbiidil. Neptuuni märkasid esimesena Galle ja d'Arrest 1846. aasta 23. septembril väga lähedal asukohale, mida ennustasid teineteisest sõltumatult Adams ja Le Verrier põhinedes arvutustele, mis saadi Jupiteri, Saturni ja Uraani positsioone vaadeldes. Inglismaa ja Prantsusmaa (kuigi mitte, ilmselt isiklikult Adams'i ja Le Verrier'i vaheline) vahel tekkis rahvusvaheline vaidlus õiguse üle panna nimi uuele planeedile; nad on nüüd koos kuulutatud Neptuuni avastajaiks.
Mõõtmetelt on Neptuun väga lähedane Uraanile ja sarnane on ka välimus, mida esmakordselt võis uurida 1989. a. "Voyageri" poolt tehtud fotodelt (maapealsetes teleskoopides näeme vaid tillukest rohekat ketast).
Neptuuni kaugus Päikesest on kolm korda suurem kui Saturnil (ja 1,5 korda suurem kui Uraanil); sellega "rikub" ta ära hiidplaneetide rea, kus seni oli iga järgnev planeet eelmisega võrreldes Päikesest poole kaugemal. Ka Neptuuni täpne pöörlemisperiood on leitud magnetvälja kaudu.
1846. aastal avastati ka Neptuuni kõige suurem kuu Triton, teine kuu Nereid leiti alles 1949. “Voyager 2” avastas 1989. aastal veel kuus kuud. Triton arvatakse olevat kivine keha, suurem kui Pluuto, ja see tiirleb teistele kuudele vastupidises suunas. Võib-olla ei alustanud ta elu kuuna, kuid haarati Neptuuni gravitatsioonijõu poolt planeedi kaaslaseks. “Voyager 2” leidis Neptuuni ümbert ka neli nõrga heledusega ja kitsast rõngast.
Ilmselt hakkab siin Päikesesüsteem lõppema.
Muud taevakehad :

• Pluuto
  

Pluuto on 1930. aastal avastatud kolme kaaslasega taevakeha Päikesesüsteemis. Alates avastamisest kuni 2006. aastani nimetati teda planeediks ning loeti Päikesesüsteemi üheksandaks planeediks. 24. augustil 2006 otsustas Rahvusvaheline Astronoomiaunioon kvalifitseerida Pluuto ümber kääbusplaneediks. Pluuto on kaugemal kõigist Päikesesüsteemi planeetidest. Pluutot ei ole külastanud ükski automaatjaam. Isegi Hubble'i kosmoseteleskoop suudab eristada tema pinnal vaid üksikuid suuremaid vorme. 19. jaanuaril 2006 asus Pluuto poole teele NASA kosmosesond New Horizons, mis jõuab sinna aastal 2015.

• Asteroidid

Suur lünk Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel köitis samuti planeediotsijate tähelepanu. Siin tuli edu kiiremini -- esimene pisiplaneet Ceres avastati 1801. a., järgneva 50 aastaga leiti neid veel viis ning praeguseks on teada juba tuhandeid asteroide. Suuruselt jäävad nad alla ka planeetide kaaslastele, tuhande kilomeetrise lähedale küünib vaid Ceres (931 km); rohkem kui sada kilomeetrit on läbimõõt 250 asteroidil. Kujult on nad enamasti ebakorrapärased, orbiidid on valdavalt ringikujulised ja ekliptika tasandis, esineb aga ka piklikke ja tasandist väljuvaid orbiite. Asteroidide kogumassiks hinnatakse 0,0015 Maa massi.
Nagu jooniselt näha, tiirleb enamik asteroide Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Siiski on olemas küllalt palju suuri asteroide, mille tee lõikab Maa orbiiti. Et asteroide on palju ja et nad võivad üksteisele läheneda, on võimalikud ka orbiitide muutused. See tähendab aga reaalset ohtu, et mõni neist väikeplaneetidest Maaga kokku põrkab. Niisuguste kosmiliste katastroofide jälgi on geoloogid Maal ka avastanud. Asteroidi langemine tiheda asustatusega piirkonda tähendaks miljonite inimeste hukkumist ja tõsist ohtu elukeskkonnale Maal; seetõttu jälgitakse väikeplaneetide liikumist erilise hoolega; Maad ohustada võivad objektid on kõik arvel ja nende orbiite kontrollitakse pidevalt. Ootamatult ilmuva asteroidi leidmiseks kasutatakse lisaks tavalistele teleskoobivaatlustele ka radarsüsteeme.

• Komeedid

Suurte kauguste ja väikeste mõõtmete tõttu jääb enamus kosmilisi kehi astronoomidel siiski nägemata. Märkame neid vaid siis, kui nad oma teekonnal satuvad Maa või Päikese lähedale. Komeedid on Päikesesüsteemi väikekehadest kõige tuntumad. Nad ilmuvad enamikus ootamatult (korduvalt nähtud nn. perioodilisi komeete on teada vaid mõnikümmend) paistes teleskoobis ebakorrapärase liikuva udulaiguna, mis Päikesele lähenedes kasvab "sabatäheks" -- heleda uduse pea ning nõrgeneva sabaga moodustiseks. Hele komeet on näivmõõtmetelt suurem Kuust ja torkab tähistaevas hästi silma; selliseid ilmub paraku aga harva. Kümmekond igal aastal ilmuvat ja vaid binokli või teleskoobi abil vaadeldavat sabatähte jäävad eriteadlastele uurida.
See, mida taevas näeme, pole tegelikult komeet, vaid temast purskuv ja päikesevalguses helenduv gaas. Komeeti ennast nähti esimest korda 1986. aastal, kui kosmosejaamad "Vega" ning "Giotto" pildistasid Halley komeedi tuuma. Isegi see hiidkomeet osutus vaid umbes kümnekilomeetrise läbimõõduga piklikuks üsna tumedaks (neelab 96% temale langevast valgusest) kehaks.
Komeedist eralduvate gaaside spektri järgi koosnevad nad valdavalt veest; vähemal määral on süsinikku, hapnikku ja teisi kergemaid elemente.
Et kõigi, nii perioodiliste kui vaid kord ilmunud komeetide orbiidid on väga piklikud (Halley komeedi orbiidi läbimõõtude suhe on 4:1), peab nende "päriskodu" olema kusagil Päikesesüsteemi piirimail. Erinevalt planeetidest tiirlevad komeedid kõikvõimalikes tasandites ning suvalises suunas. Ilmumissageduse ja tiirlemisperioodide (arvutatakse orbiidi kuju järgi) võrdlemise teel hinnatakse komeetide koguarvuks 2-3 miljonit.

• Meteoorid

Meteoore võime näha pea igal öösel, kui on vaid selge ilm ja meil piisavalt kannatust. Nende, taevast üle vilksatavate "langevate tähtede" sagedus on tavaliselt 3-5 ühe tunni jooksul, aga võib mõnel eriti soodsal ööl ulatuda sadadesse. Helenduv jälg tekib taevasse siis, kui mõni kosmiline ainekübe tungib suure kiirusega Maa atmosfääri, kus ta kuumenedes aurustub või ära põleb. Meteoori massi võib hinnata liikumiskiiruse ja jälje heleduse järgi; tavaliselt on see vaid murdosa grammist. Siiski langeb Maale iga päev kümmekond tonni meteoorset ainet.

• Meteoriidid

Meteoriidist räägime siis, kui mõni neist kehadest on piisavalt suur, et mitte atmosfääris täielikult aurustuda. Et "taevakivist" saaks meteoriit , peab ta kõigepealt Maale jõudma ja siis üles leitama. Kuna suure meteoriidi langemine on kaunis efektne ja suurel maa-alal nähtav sündmus ning sulamisjälgedega meteoriit teistest kividest hästi eristatav, leitakse üles enamus asustatud piirkondadesse langevatest meteoriitidest. Meteoriidid olid kuni viimase ajani ainus vahend kosmiliste tahkete kehade keemiliseks analüüsiks.
Meteoriitide ainest moodustavad üle 90% raud, hapnik, räni ja mangaan; vähemal määral sisaldavad nad niklit , väävlit, alumiiniumi ja kaltsiumi; ülejäänud elemente on vaid protsendi murdosa. Et Kuu, Marsi ja Veenuse pinnaseanalüüsid sisaldavad samu elemente, on Päikesesüsteemi keemiline ühtsus tõestatud. Erinevalt planeetide pinnakivimeist leidub aga meteoriitide (ka kõige suuremate) hulgas peaaegu puhtast või väikese niklisisaldusega rauast koosnevaid meteoriite. Üldse on raua osakaal meteoriitses aines oluliselt suurem näiteks maakoore või Kuu kivimitega võrreldes; see näib kinnitavat planeetide suure rauasisaldusega tuumade teooriat.
Veel leidub planeetidevahelises ruumis tolmu, gaase ja Päikese poolt välja kiiratud suure energiaga osakesi ( kosmilist kiirgust). Massi poolest moodustab see kokku vähem kui miljardiku Maa massist.
Kasutatud kirjandus:
Vikipedia
Füüsika õpikud
ENEKE
http://opik.obs.ee/