Päikesesüsteem (1)

SISSEJUHATUS Juba väiksest peale on mind imestama ning vaimustama pannud kogu see müstika, mis kosmose avarustes peitub. Nüüd on taas käes olukord, kus oleks vaja leida vastus ühele küsimusele: mis on Päikesesüsteem? Sellele küsimusele püüangi antud töös vastust leida. Teadsin ammusest ajast peale ,et on olemas planeedid ja ,et Päike on üks tähtsamaid taevakehi, enamvähem teadsin ka kuidas süsteem tekkinud on, kuid sügavamaid teadmisi pole mul senini Päikesesüsteemist olnud.
Töö koostamiseks kasutasin peamiselt interneti ning erinevate raamatute abi. Et tööd oleks lugejal huvitavam lugeda, lisasin ka pilte, mis antud peatüki kohta käivad. Kergemaks arusaamiseks kasutasin ka tabeleid.
Kuid nüüd teema juurde. Meeldivat lugemist! 1. PÄIKESESÜSTEEM
Päikesesüsteem moodustub Päikesest ja tema ümber tiirlevatest taevakehadest. Tegelikult on Päikesesüsteem üks tohutu suur tähtede ja planeetide süsteemi- Galaktika osake. Galaktikaid on universumis miljardeid. Meie Galaktikat nimetatakse Linnuteeks (vt. joonis1.).
Joonis.1. Universum
Päikesesüsteem moodustus 4,6 miljardit aastat tagasi supernoova plahvatusest järgi jäänud gaasi ja tolmupilvest. Tegemist oli normaalse tähetekke protsessiga. Arvatakse, et selle protsessi alguses toimus päikeseudukoguks nimetatava tähtedevahelise gaasi ja tolmu pilve gravitatsiooniline kollaps, mille tulemusena tekkis tiheneva ja pöörlemise tõttu lapikuks muutuva gaasipilve keskele prototäht. Kui prototäht tõmbus niivõrd kokku, et tema keskmes tõusid temperatuur ja tihedus termotuumareaktsioonide algamiseks piisavalt kõrgeks, süttis
2 prototäht tähena - Päikesena. Gaasipilve kollapsi käigus koondusid ketta tasandisse raskematest elementidest koosnevad ühendid, mis esinesid põhiliselt tolmu kujul. Edasisel suhteliselt kiirel tolmuosakeste kleepumise ning kuhjumise ajajärgul tekkisid suuremad ainekogumid, mis üksteisega põrgates moodustasid aja jooksul praegu tuntud planeedid. Päikese ja planeetide tekkimisest üle jäänud tahke aine on jäänud Päikesesüsteemi tolmu ja väikekehadena, gaas aga puhutud Päikese kiirguse ja Päikesetuule poolt kaugetesse Päikesesüsteemi välisosadesse. (Allikad 3, 8, 10 )
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. Päikesesüsteemi kuuluvad planeedid liiguvad mööda kindlat, peaaegu ringikujulist teed, mida nimetatakse orbiidiks. Orbiiti mööda liikudes pöörlevad planeedid veel ümber oma kujutletava telje. (Allikad 3, 8, 10 )
Lähtudes Päikesest on planeetide asukoht selline: Merkuur, Veenus , Maa, Marss, Jupiter , Saturn , Uraan , Neptuun ja Pluuto . (Allikad 3, 8, 10 )
Planeedid saab jagada kaheks: sise- ja välisplaneetideks. Siseplaneedid ehk Maa- tüüpi planeedid on Merkuur, Veenus, Maa ja Marss ning välisplaneedid Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto. (Allikad 3, 8, 10 )
Väide, et tegu on just süsteemiga, mitte aga lihtsalt ümber Päikese tiirlevate taevakehade kogumiga, tugineb korrapärale planeetide suurustes ja liikumises. Kui kõige kaugem planeet Pluuto välja jätta, kehtivad järgmised väited:
*Planeetide orbiidid on ligikaudu samas tasapinnas ja praktiliselt ringikujulised.
*Planeedid tiirlevad ümber Päikese samas suunas Päikese pöörlemisega.
*Orbiitide raadiused suurenevad kindla seaduspärasuse järgi.
*Enamik planeete pöörleb tiirlemisega samas suunas.
*Planeetide pöörlemistelg võib olla orbiidi tasandi suhtes kaldu. (Allikad 3, 4, 8, 10 )
Planeedid jagunevad kahte gruppi: algul (Päikese poolt lugedes) neli väikest ja tihedat, siis neli suurt, väikese tihedusega planeeti. Kõige suurem planeet on Jupiter ja kõige väiksem Merkuur .
3 Planeetide konfiguratsiooniks nimetatakse planeetide, Maa ja Päikese mõnda iseäralikku vastastikust asendit. Planeedi ühenduseks Päikesega nimetatakse asendeid, kus siseplaneet jääb Päikese taha või Maa ja Päikese vahele. Ühenduses kaob planeet Päikesekiirtesse ja pole nähtav. Maalt vaadatuna eemaldub Merkuur Päikesest maksimaalselt 28° võrra ja Veenus 48° võrra. Sellepärast paistavad siseplaneedid alati kas hommikul või õhtul Päikese lähedal. (Allikad 3, 4, 5, 8, 10 )
Ka välisplaneedid võivad olla ühenduses Päikesega, kui nad asuvad Päikese taga. Asendit, kus välisplaneet asub Maad ja Päikest ühendaval sirgel selliselt , et Maa jääb planeedi ja Päikese vahele, nimetatakse vastasseisuks. Vastasseis on planeedi vaatlemiseks sobivaim , sest siis on planeet Maale kõige lähemal. Maa poole on pööratud valgustatud külg ja planeet kulmineerub kesköö paiku. (Allikad 3, 8, 10 )
Järgnevalt väike tabel. Kui suure osa moodustavad erinevad taevakehad Päikesesüsteemist?
Päike: 99.85%
Planeedid: 0.135%
Komeedid : 0.01%
Satelliidid: 0.00005%
Asteroidid : 0.0000002%
Meteoriidid : 0.0000001%
Planeetide vaheline keskkond (tolm, gaasid, erinevad energiad): 0.0000001% (Allikas 10 )
4 2. PÄIKE
Päike on Päikesesüsteemi keskpunkt. Oma valguse ja soojuse tõttu on ta meile väga vajalik. Ilma nende tingimusteta ei oleks elu maal. 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 , mis koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist ning vähemal määral teistest elementidest. 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. Tingimused Päikese tuumas on äärmuslikud. Temperatuur on 15.6 miljonit kelvinit ja rõhk on 250 biljonit atmosfääri. Tuuma gaasid on kokku surutud 150 korda tihedamalt , kui vesi. (Allikad 1, 2, 9)
Andmeid Päikesest:
· läbimõõt on 1, 4 miljonit kilomeetrit
· kaalub umbes sama palju kui 300 000 Maad
· vanus- umbes 4, 5 miljardit aastat
· välispinna temperatuur on umbes 6000 °C
Keemiline koostis:
· vesinikku 92, 1%
· heeliumit 7, 8%
· hapnikku 0, 061%
· süsinikku 0, 03%
· lämmastikku 0, 0084%
5 · neooni 0, 0076%
· rauda 0, 0037%
· räni 0, 0031%
· magneesiumi 0, 0024% ja teisi 0.03% (Allikas 9)
3. MAA RÜHMA PLANEEDID
Ma rühma planeedid on Merkuur, Veenus, Maa ja Marss, kuna nende mõõtmed, massid ja tihedused on võrreldavad. Veel iseloomustab neid väike kaaslaste arv ja aeglane pöörlemine. Maa rühma planeetidel on kindlaks tehtud kraatrite olemasolu. Vesi esineb ainult Maal ookeanidena. (Allikad 3, 8, 10 )
3.1. Merkuur
Merkuur on suuruselt kaheksas ja Päikesele lähim planeet. Oma läbimõõdult on Merkuur väiksem Jupiter kaaslasest Ganymedesest ja Saturni kaaslasest Titaanist, kuid massilt suurem. Merkuuri orbiit on piklik ja tema liikumine orbiidil on ebaühtlane, ebaühtlane on ka Päikese liikumine Merkuuri taevas. (Allikad 5, 8, 10)
Merkuur oli Rooma mütoloogias kaubanduse, reisimise ja varaste jumal. Arvatakse, et planeet sai oma nime selle järgi, et ta üle taeva kiiresti liigub. Seda planeeti tunti juba sumerite ajal (3 aastatuhat enne Kristust). Kreeklased andsid Merkuurile kaks nime: Apollo - tema ilmumise järgi hommikuse tähena ja Hermes kui õhtune täht. Kreeka astronoomid teadsid, et need kaks nime ostutavad siiski ühele ja samale taevakehale. (Allikad 5, 8, 10)
Kuni 1962-ni aastani arvati, et Merkuuri päev on sama pikk, kui tema aasta, kuid see teooria lükati ümber 1965. aastal radarivaatlusega. Nüüd teatakse , et Merkuur pöörleb oma kahe aasta jooksul kolm korda. Päikesesüsteemis on Merkuur ainus keha, millel teatakse olevat orbiidi/pöörlemise resonants suhtega midagi muud kui üks ühele. (Allikad 5, 8, 10)
Kosmosest on Merkuuri pildistatud vaid ühe automaatjaama ( Mariner 10, USA, 1974-75) poolt. Jaam lendas kolm korda Merkuurist mööda, kuid kahjuks on kõikidel piltidel üks ja sama poolkera .
6 Merkuur sarnaneb kõige rohkem Maa kaaslase Kuuga . Tema pind on väga vana ja kraatreid täis, Merkuuril ei ole atmosfääri ega oletatavasti ka laamtektoonikat. Tiheduselt on Merkuur teine keha Päikesesüsteemis pärast Maad. (Allikad 5, 8, 10)
Merkuuri sisemuses domineerib suur rauast tuum (raadius umber 1800km- 1900km). Merkuuri tuum on suurem, kui Maa tuum, arvatakse, et vähemalt osa Merkuuri tuumast on sula. Silikaadist Merkuuri välimine koor sarnaneb Maa vahevöö ja koorega ning on ainult 500 kuni 600 kilomeetrit paks. (Allikad 5, 8, 10)
Üks suurimatest iseärasustest Merkuuri pinnal on Caloris Kauss , tema diameeter on umbes 1300 km. Arvatakse, et ta on sarnane suurte kaussidega Kuul.
Merkuuril puuduvad ka kaaslased. Merkuuril on nõrk magnetväli, mille tugevus on umbes 1 % Maa magnetvälja tugevusest. (Allikad 5, 8, 10)
Andmeid Merkuurist:
· raadius: 2420 km (0, 38 Maa raadiust)
· mass: 3, 3* 1020 t (0, 055 Maa massi)
· keskmine tihedus: 5, 44 g/ cm3 (0, 96 Maa tihedust )
· raskuskiirendus : 3, 6 m/ s2 (0, 37 Maa raskuskiirendust)
· paokiirus : 4, 2 km/s (0, 38 Maa paokiirust)
3.2. Veenus
Veenus on Maale lähim, Päikesest lugedes teine planeet. Mõõtmetelt on Veenus Maale väga sarnane ja planeet on kaetud kogu ulatuses läbipaistmatu pilvekihiga. (Allikad 2, 5, 8, 10)
Veenuse orbiit on praktiliselt ringikujuline. Veenus pöörleb väga aeglaselt, kuid see toimub tiirlemisele vastassuunas , siis on päikeseööpäev (117 päeva) pöörlemisperioodist lühem. Kuna Veenuse telg on orbiidi tasandiga enam- vähem risti siis aastaaegade vaheldumine seega puudub. (Allikad 5, 8, 10)
Veenus on ümbritsetud tiheda pilvise atmosfääriga, mis varjab meie eest planeedi pinna. Rõhk Veenusel on 100 korda suurem kui Maal. Peale kraatrite on Veenusel avastatud ka lõhesid.
7 Veenuse tahke ja ülikuum pind asub 60 km pilvekihist allpool. Pinnavormidelt on Veenus sarnane Maaga, madalamad alad vahelduvad kõrgemate mägiste piirkondade ehk mandritega. Mandrilaamade liikumise tüüpilised elemendid Veenusel siiski puuduvad, selle põhjuseks peetakse Veenuse koore väiksemat paksust ja suuremat painduvust. Pinnaseproovid näitavad maise koostisega tardkivimite, nagu näiteks graniidi ja basaldi olemasolu. (Allikad 5, 8, 10)
Veenusel on suhteliselt vähe meteoriidikraatreid ja tuhandeid vulkaane , mis võivad olla aktiivsed. (Allikad 5, 8, 10)
Veenuse atmosfääris domineerib süsihappegaas (96. 5%) ülejäänud osa moodustab lämmastik. Vähesel määral leidub ka vingugaasi, vääveldioksiidi ja veeauru. Vedel vesi puudub, pilvede põhikiht koosneb väävelhappest. Veenusel puudub nii magnetväli kui kaaslased. (Allikad 5, 8, 10)
Andmeid Veenusest :
· raadius: 6070 km (0, 99 Maa raadiust)
· mass: 4, 9* 1021 t (0, 82 Maa massi)
· keskmine tihedus: 4, 95 g/cm3 (0, 81 Maa tihedust)
· raskuskiirendus: 8, 6 m/s2 (0,88 Maa raskuskiirendust)
· paokiirus: 10,3 km/s (0, 92 Maa paokiirust)
3.3. Maa
Maal on pisut piklikum orbiit kui Veenusel ning tunduvalt kiirem pöörlemine kui Veenusel ja Merkuuril. Maa välisilme on üldiselt samasugune nagu meile näib kosmosest vaadatuna Veenus. Maa liigub oma orbiidil kiirusega 107 200 km tunnis. Ta pöörleb ümber enda kujutletava telje (23, 5 ). Selle telje lõikumispunkte maakera pinnaga nimetatakse vastavalt põhja ja lõunapooluseks e. põhja- ja lõunanabaks. (Allikad 2, 5, 8, 10)
Maakera keskkohta vöötab ekvaator - mõtteline joon, mis jagab maakera põhja- ja lõunapoolkeraks. Ekvaator asub mõlemast poolusest ühekaugusel. Pöörlemisel teeb Maa täispöörde ümber oma telje 24 tunniga. Pöörlemisel keerab Maa päiksekiirtele ette järjest uue
8 osa oma pinnast (päev). Alad, mida päiksekiired ei valgusta on kosmilises pimeduses (öö). Meie jaoks tähistab päikesetõus momenti, kui see osa maakera pinnast, kus meie elame pöörab end Päikese poole. Päikeseloojangul eemaldub meie elukoht Päikese kiirtevihust.
Maal on ka üks kaaslane - Kuu. Viimane on oma emaplaneediga võrreldes sedavõrd suur, et Maad ja Kuud oleks õigem nimetada kaksikplaneediks. (Allikad 5, 8, 10)
Alates Maast on kõikidel planeetidel kaaslased. Maa kaaslane Kuu on üks suuremaid planeedi kaaslaseid kogu Päiksesüsteemis. Kuu pinnavorme näeb ka palja silmaga, teleskoop toob need nähtavale veelgi rohkem. Kuud iseloomustab rõngasmägede ehk meteoriidikraatrite rohkus. Vulkaanilise tegevuse jälgi pole Kuul märgata. Kuna Kuul puudub atmosfäär, siis puudub ka vedel vesi. (Allikad 5, 8, 10)
Maa poole on Kuu pööratud kogu aeg ühe küljega, teist külge pildistati esmakordselt 1959 . aastal ( Luna -3, NL). Tänaseks on Kuud külastanud kuus ekspeditsiooni ja suurel hulgal automaatjaamu. (Allikad 5, 8, 10)
Kuu kivimid sarnanevad oma koostiselt maakoore kivimitele. Kuu tihedus on suhteliselt väike. Kuul puudub magnetväli. (Allikad 5, 8, 10)
Maa keemiline koostis (massi järgi):
34.6% rauda
29.5% hapnikku
15.2% räni
12.7% magneesiumi
2.4% niklit
1.9% väävlit
0.05% titaani
Veel andmeid Maast:
raadius: 6371 km (keskmine raadius, meie planeet on veidi lapik ); mass: 5,97 * 10²¹ tonni; keskmine tihedus: 5,52 g/cm³; raskuskiirendus: 9,8 m/s²; paokiirus: 11, 2 km/s
9 3.4. Marss
Marss oli Kreekas sõjajumal ja Roomas põllumajandusjumal. Nähtavasti sai ka planeet Marss selle nime vastavalt oma punasele värvusele. Marsi kutsutakse ka mõnikord Punaseks Planeediks . Selle planeedi nime järgi on nimi pandud ka kalendri kolmandale kuule - märtsile.
Marsi ööpäev on ainult nelikümmend minutit pikem Maa ööpäevast ning tema telje ümber pöörlemise periood on peaaegu samasugune kui Maal. Nagu Maal vahetuvad ka Marsil aastaajad. Marsi atmosfäär sisaldab ainult vähesel hulgal hapnikku ja veeauru. Kuna Marsil on vähe veeauru, siis tekib seal ka harva pilvi. Kuna Marss on palju väiksem kui Maa, siis on tema pindala sama suur kui Maa maismaa pindala. (Allikad 5, 8, 10)
Kui välja arvata Maa, siis on Marsil kõige mitmekesisem ja huvitavam maastik kõikidest maistest planeetidest, mõned maastikuvormid on üsna suurejoonelised:
- Olympus Mons on suurim mägi Päikesesüsteemis tõustes 24 km kõrgemale ümbritsevast platoost. Tema jalami diameeter on üle 500 km ja on äärena ümbritsetud 6 km kõrgusest kaljust .
- Tharsis on tohutu kühm Marsi pinnal, mis on läbimõõduga umbes 4000 km ja 10 km kõrgune.
- Valles Marineris on 4000 km pikkune ja 2-7 km sügavune kanjonite süsteem.
- Hellas Planitia on rohkem kui 6 km sügavune ja 2000 km-se läbimõõduga kraater lõunapoolkeral. (Allikad 5, 8, 10)
Suurem osa Marsi pinnast on väga vana ja kraatreid täis, aga seal on ka palju nooremaid, lõhestatud orge , kõrgendikke, mägesid ja tasandikke. (Allikad 5, 8, 10)
Paljudes Marsi paikades on väga selgeid tõendeid erosioonist, kaasa arvatud suurtest üleujutustest ja väikeste jõgede süsteemidest. Marsi kanalid muudavad oma värvi ja heledust vastavalt aastaajale. Mingil ajal oli Marsi pinnal selgelt vesi. Arvatakse, et seal võisid olla isegi suured ookeanid ja mered . Kuid nähtavasti toimus see lühiajaliselt ja väga kaua aega tagasi. Erosioonikanalite vanuseks hinnatakse umbes neli miljonit aastat. Oma varases minevikus oli Marss üsna Maa sarnane. Marsil on globaalne magnetväli. (Allikad 5, 8, 10)
Marsil on kaks kaaslast : Deimos ja Phobos . Suurem neist on Phobos (tähendusega hirm), mis tiirleb umbes 6000 km kõrgusel planeedi pinnast ja teeb ühe Marsi ööpäeva jooksul kolm tiiru
10 ümber planeedi. Nii näib Phobos liikuvat Marsi taevas läänest- itta vastupidiselt Päikesele. Teine kaaslastest- umbes poole väiksem Deimos (tähendusega õudus) on 20000 kilomeetri kõrgusel. Tema tiirlemisperiood on pisut pikem Marsi ööpäevast. (Allikad 5, 8, 10)
Kui teisi planeete saab vaadelda igal aastal, siis Marss on näha vaid kord kahe aasta tagant.
Marsi statistilised andmed:
· raadius: 3395 km (0, 53 Maa raadiust)
· mass: 6, 42 * 1020 tonni (0, 1 Maa massi)
· keskmine tihedus: 3, 95 g/cm3 (0, 72 Maa tihedust)
· raskuskiirendus: 3, 7 m/s2 (0, 45 Maa raskuskiirendust)
· paokiirus: 5, 0 km/s (0, 45 Maa paokiirust (Allikad 5, 8, 10)
11 4. HIIDPLANEEDID
Pärast Marssi on Päikesesüsteemis tükk tühja maad ja siis algab hiidplaneetide piirkond. Hiidplaneetidele on iseloomulik suur mass, suured mõõtmed, kuid väike tihedus. Selle tingib ulatuslik läbipaistmatu atmosfäär, mis koosneb põhiliselt heeliumist ja vesinikust kuid seal leidub ka metaani ja ammoniaaki. Need planeedid pöörlevad kiiresti ja neil on suur lapikus. (Allikad 4, 5, 8, 10)
4.1. Jupiter
Kõige rohkem on hiidplaneetidest uuritud Jupiteri. Tema magnetväli on tugevam kui Maal. Esineb kiirgusvöönd. Kiirgusvööndi ja ionosfääri laetud osakeste liikumine tekitab raadiokiirgust. Jupiteri mass on 318 korda suurem Maa massist ning Jupiter on kolm korda massiivsem kui teised planeedid kokku. Jupiter asub Maast viis korda kaugemal ja tema tiirlemisperiood on ligi kaksteist aastat. Teised hiidplaneedid liiguvad veelgi aeglasemalt kui Jupiter. Jupiteri orbiit on peaaegu ringikujuline, kuid Veenuse ja Maa omadest siiski veidi piklikum. Jupiteril on kuusteist kaaslast. Neist neli tuntumat on Io, Europa, Ganymedes ja Callisto . Võrreldes Maa tihedusega on Jupiteri tihedus tunduvalt väiksem, see näitab seda, et ülekaalus on kergemad elemendid nagu näiteks heelium ja vesinik . Neid väiteid kinnitab ka spekteranalüüs. Üle planeedi liiguvad ka suure kiirusega tuuled, mis piiratakse avaratel pikkuskraadide vöötidel. Külgnevatel vöötidel puhuvad suure kiirusega tuuled vastupidises suunas. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Jupiteri pilvedes nähtavad eredad värvid on arvatavasti Jupiteri atmosfääris olevate lisaelementide keemiliste reaktsioonide tagajärg, võib-olla sisaldavad need väävlit, mille ühendid võtavad enese peale laia värvigamma. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Suurt punast laiku (SPL) on nähtud maiste vaatlejate poolt rohkem kui 300 aastat (see avastus on tavaliselt omistatud Cassini'le või Robert Hooke'le 17.ndal sajandil). SPL on ovaalne 12,000 - 25,000 km suurune. Teisi väiksemaid, aga sarnaseid laike on teatud aastakümneid. Laigu pöörlemise suund näitab, et SPL on kõrge rõhuga piirkond, mille pilvetipud on oluliselt kõrgemal ja külmemad kui ümbritsevatel aladel. Samalaadseid struktuure on nähtud ka Saturnil ja Neptuunil. Pole teada kuidas sellised struktuurid suudavad püsida nii kaua aega.
12 Kosmosesse kiirgab Jupiter rohkem soojust kui ta saab Päikeselt. Jupiteri sisemus on kuum. Kuumus planeedi sisemuses tekitatakse aeglase gravitatsioonilise surve poolt. Jupiter ei tooda ise energiat vastupidiselt Päiksele. Ta on siiski liiga väike ja tema sisemuses ei ole piisavalt energiat tuumareaktsioonide süütamiseks. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Jupiteril on ähmaseid rõngaid nagu Saturnil, kuid palju väiksemad. Need on pildistatud infrapunases kiirguses maapealsetest teleskoopidest. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Erinevalt Saturnist, on Jupiteri rõngad tumedad . Arvatavasti koosnevad nad väga väikestest kivise materjali teradest. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Osakesed Jupiteri rõngastes ei püsi seal kaua (vastavalt atmosfäärilisele ja magnetilisele takistusele). Seetõttu, kui rõngastel on jäävad tunnused, peavad nad saama pidevalt uut gaasilist ainet. Väikesed kaaslased Metis ja Adrastea, mis tiirlevad rõngaste sees, on ilmsed gaasilise aine allikate kandidaadid. (Allikad 4, 5, 8, 10)
1994 aastal põrkas Comet Shoemaker- Levy 9 kokku Jupiteriga. Kokkupõrke tulemused olid selgelt nähtavad isegi amatöörteleskoopidega. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Öises taevas on Jupiter tihti heledaim "täht" taevas (ta on tumedam ainult Veenusest, mis on harva nähtav tumedas taevas). Neli Galileo kuud on kergesti nähtavad binoklitega, mõned rõngad ja Suur Punane Laik on nähtavad väikeste astronoomiliste teleskoopidega. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Jupiteri võrdlus Maaga Jupiter Maa Diameeter ekvaatoril(km) 142 754 12 759 Diameeter poolustel(km) 133 659 12 714 Pöörlemisperiood(tundi) 9,84 23,94 Mass (Maa=1) 317,9 1,00 Gravitatsioonijõud(kg/N) 22,9 9,8 Pöörlemisnurk(kraadi) 3,1 23,3 Maksimaalne temp.(kraadi) -118 +58,0 Minimaalne temp.(kraadi) -129 -88,3 Kuude arv 16 1
13
4.2. Saturn
Saturn on kuues planeet Päikesest ning suuruselt teine. Saturn on üsna sarnane Jupiteriga, kuid ta on Jupiterist pisut väiksem. Saturni orbiit on "keskmiselt ümmargune" nagu Jupiterilgi. Kalle on ekliptika suhtes hiidplaneetidest suurim. Pöörleb ta umbes sama kiirusega kui Jupiter.
Teleskoobis vaadelduna on Saturni eripäraks kolmest osast koosneva heleda rõnga olemasolu. Rõngas asub 13 000 km kõrgusel ekvaatori kohal ja rõnga kogulaius on peaaegu võrdne planeedi läbimõõduga. Rõnga kalle orbiidi tasandiga on 63 kraadi. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Saturn on kõige lapikum päikesesüsteemi planeet, mis on põhjendatav väiksema tihedusega, s.t. väiksem tihedus tähendab ka nõrgemat raskusjõudu. Saturni pilvevöödid sarnanevad Jupiteri pilvevöötidega, kuid väikese heleduskontrasti tõttu on Saturni pilvevöödid raskesti märgatavad. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Saturn koosneb umbes 75% vesinikust ja 25% heeliumist ning lisanditena veest, metaanist, ammoniaagist ja "kivimist"- mis on sarnane ürgsele Päikese udukogu koostisele , millest moodustus Päiksesüsteem. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Saturni sisemus koosneb kivisest tuumast, vedela metallilise vesiniku kihist ja molekulaarse vesiniku kihist. Planeedi sisemus on kuum ning planeet kiirgab kosmosesse rohkem energiat kui ta saab Päikeselt. (Allikad 4, 5, 8, 10)
14 Võrud, mis on nii tavalised Jupiteril, on palju kahvatumad Saturnil. Ekvaatori lähedal on nad ka palju laiemad. Detailid pilvede tipus on Maalt nähtamatud, ning neist ei teatud midagi kuni Voyager sinna ootamatult sattus ning nüüd on kõik Saturni atmosfääri ringid uuritavad. Saturnil on näha samuti pikaealisi ovaale ja teisi Jupiterile omaseid tunnuseid. 1990. aastal märkas Hubble'i kosmoseteleskoop hiiglasuurt valget pilve Saturni ekvaatori lähedal, mis ei olnud seal Voyager'i kohtumiste ajal; 1994. aastal märgati teist väiksemat tormi. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kahte tuntumat rõngast (A ja B) ja ühte ähmast rõngast (C) on võimalik Maalt näha. A ja B rõnga vahelist tühimikku tuntakse Cassini joonena ; palju ähmasemat tühimikku A rõngas tuntakse kui Encke joont. Voyager'i piltidelt on näha lisaks nelja ähmast rõngast. Saturn'i rõngas, vastupidiselt teiste planeetide rõngastele, on väga hele. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kuigi rõngad paistavad Maalt pidevatena, on nad tegelikult moodustunud loendamatust arvust väikestest osakestest, millest igaühel on individuaalne orbiit. Nende suurused ulatuvad nii umbes sentimeetrist kuni mõne meetrini. Samuti on seal tõenäolised mõned kilomeetri suurused objektid. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Saturn'i rõngad on erakordselt õhukesed: kuigi nende diameeter on 250,000 km või rohkem, ei ole nad rohkem kui 1.5 kilomeetrit paksud. Hoolimata nende mõjukast välimusest on rõngastes tõesti väga vähe materjali -kui rõngad surutaks kokku iseseisvaks kehaks, ei oleks selle läbimõõt rohkem kui 100 km. Rõngaste päritolu on teadmata. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Saturnil on üsna tugev magnetväli.
andmeid Saturnist:
· raadius: 60100 km (9, 4 Maa raadiust)
· mass: 5, 68 * 1023 tonni (95 Maa massi)
· keskmine tihedus: 0, 7 g/ cm3 (0, 13 Maa tihedust)
· raskuskiirendus: 11, 2 m/ s2 (1, 2 Maa raskuskiirendust)
· paokiirus: 37 km/ s (3, 3 Maa paokiirust) (Allikad 4, 5, 8, 10)
15 4.3. Uraan
Uraan on Päikesest seitsmes planeet ja suuruselt kolmas. Suuruselt kolmas on Uraan diameetri , mitte massi poolest, sest massilt on Uraan kergem kui Neptuun. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Uraani avastas 13. Märtsil 1781. aastal William Herschel. Algul arvas mees, et tegemist ei ole planeedi vaid komeediga. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Teleskoobis meenutab Uraan pigem tähte, kui planeeti. Uraan on tegelikult taevas ka silmaga nähtav, kuid kuna taevas on selliseid tähti/planeete palju, siis Uraan jäi vanaaja astronoomidele märkamata. Uraan on tüüpiline hiidplaneet nii tiheduse, kuju kui ka keemilise koostise poolest. Uraani atmosfääris on umbes 83% vesinikku, 15% heeliumi ja 2% metaani. Uraan koosneb põhiliselt erinevatest jäädest ja ainult umbes 15% vesinikust ja heeliumist, mida on üpriski vähe. Uraanil ei ole kivist tuuma. Uraanil on samuti pilvevöönd (nagu ka teistel gaasiplaneetidel), mis lõõtsub kiiresti ümber planeedi. Uraanil on ka üheteistkümnest kitsast rõngast koosnev rõngaste süsteem. Kõik rõngad on väga ähmased, neist heledaimat tuntakse kui Epsiloni rõngast. Uraani rõngad avastati järgmisena pärast Saturni rõngaid.
Uraan ei pöörle ümber Päikese nagu teised planeedid tiirlemisega samas suunas vaid on sellega peaaegu risti. Kui täpselt öelda, siis pöörleb planeet isegi tiirlemissuunale vastassuunas nagu Veenus. Uraani pöörlemisperiood on praegustel andmetel 17, 2 tundi. Pilvemass pöörleb kiiremini, 14- 16 tundi. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Uraani on külastanud vaid üks kosmoselaev Voyager , mis käis Uraanil 24. jaanuaril 1986. Pärast seda "väljasõitu" saadi aimu Uraani pilvevööst, mis oli piltidel siiski üsna ähmane.
Uraani sinine värvus on ülemistes atmosfäärikihtides metaani poolt neelatava punase valguse tagajärg. Seal võib olla värvilisi vööte nagu Jupiteril, aga nad on vaatlemise eest peidetud pealasuvate metaanikihtide poolt. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Voyager 2 avastas 10 väikest kuud lisaks juba teatud 5 suurele . On tõenäoline, et seal on veel mitmeid pisikesi kaaslasi rõngaste sees. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kokku on Uraanil 15 kuud - Cordelia, Ophelia , Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind , Belinda, Puck, Miranda, Ariel , Umbriel ja Titania .
Andmeid Uraanist:
o raadius: 24500 km (3, 8 Maa raadiust);
16 o mass: 8, 6 * 1022 tonni (14, 5 Maa massi);
o keskmine tihedus: 1, 58 g/ cm3 (0, 29 Maa keskmist tihedust);
o raskuskiirendus: 10, 4 m/s2 (1, 05 Maa raskuskiirendust);
o paokiirus: 22 km/s (2 Maa paokiirust) (Allikad 4, 5, 8, 10)
4.4. Neptuun
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 (vt. joonis2.).
Joonis.2. Neptuun
Neptuuni on külastanud ainult üks kosmoselaev- Voyager 2 25.augustil 1989. aastal. Peaaegu kõik, mida me teame Neptuuni kohta tuleneb sellest kohtumisest. (Allikad 4, 5, 8, 10)
17 Neptuunil on ka kaks kaaslast Triton ja Nereis. Triton, üks massiivsemaid kaaslasi Päikesesüsteemis, liigub planeedi tiirlemisele ja pöörlemisele vastassuunas. Teise kaaslase, Neireisi orbiit on väga piklik, kaugus Neptuunist on muutuv. Neptuunil on ka kolm nõrka rõngast. Neptuuni pöörlemisperiood on umbes kuusteist tundi. Planeedil on samasugune atmosfäär ja samasugune keemiline koostis nagu Jupiteril. Neptuunil on ka suured tormid , tuuled, või keerised ulatudes kuni 2000 km/tunnis. Neptuunil on ka sisemine soojusallikas, mis kiirgab kaks korda rohkem energiat, kui ta saab Päikeselt. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Neptuunil on veel Suur Tume Laik, mis on Jupiteri laigu külm analoog . Temperatuur Neptuunil on -235 kraadi Celsiust.
Andmeid Neptuunist:
· raadius: 25100 km (3, 93 Maa raadiust)
· mass 1, 03 * 1023 tonni (17, 23 Maa massi)
· keskmine tihedus: 2, 3 g/cm3 (0, 4 Maa tihedust)
· raskuskiirendus: 14 m/s2 (1, 2 Maa raskuskiirendust)
· paokiirus: 25 km/s (2, 2 Maa paokiirust) (Allikad 4, 5, 8, 10)
4.5. Pluuto
Pluuto on planeet, mis on väikseim nii seitsmest kuust kui ka suuruselt kõige väiksem Päikesesüsteemi planeet. Pluuto avastati 1930. aastal õnneliku õnnetuse tõttu. Arvestused, mis põhinesid Uraani ja Neptuuni liikumisel ja osutusid hiljem valeks, ennustasid planeedi olemasolu teiselpool Neptuuni. Mitte teadlik olles veast, teostas Clyde W. Tombaugh Arizonast Lowell'i observatooriumist väga hoolika taevavaatluse ja leidis Pluuto. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Pluuto on ainuke Päikesesüsteemi planeet, mida pole külastanud ükski kosmoselaev. Seega tuginevad meie teadmised Pluutost vaid arvutustel, vaatlustel ja oletustel. Arvatakse, et Pluuto mass on võrdne Maa massiga. Pluuto raadius ei ole täpselt teada. Päiksesüsteemi kõige kontrastsem keha on samuti Pluuto. Seda kontrasti kavatsetakse uurida Pluuto Ekspress missioonil. Pluto pinna temperatuur pole täpselt teada, kuid see on arvatavasti umbes -228
18 kuni -238 kraadi. Pluuto koostis on teadmata, aga nähtavasti koosneb planeet 70% kivimite ja 30% jää segust . (Allikad 4, 5, 8, 10)
1987. aastal tehti kindlaks, et Pluuto ei ole "Päikesesüsteemi lõpus" üksi, nimelt on tal kaaslane Charon . Charoni tiirlemisperiood on kuus päeva ja üheksa tundi. Charoni keskmine kaugus planeedist on 19 700 kilomeetrit. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Pluutot tahetakse klassifitseerida mitmesuguselt nii planeeti kui ka tähte. Ajalooliselt on Pluuto siiski planeet.
Andmeid Pluutost:
· raadius: 1137 km (0, 18 Maa raadiust)
· mass: 1, 4 * 1019 tonni (1/418 Maa massi)
· keskmine tihedus: 2, 2 g/ cm3 (0, 4 Maa keskmist tihedust ) (Allikad 4, 5, 8, 10)
5. PÄIKESESÜSTEEMI VÄIKEKEHAD
Päikesesüsteemi väikekehadeks nimetatakse asteroide, meteoore ja komeete, ehk sabatähti.
5.1. Asteroidid
Asteroidid on väikeplaneedid, mis tiirlevad Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel (vt. Joonist), olles piirivööndiks Maa- tüüpi planeetide ja hiidplaneetide vahel. Suuruselt on asteroidid väiksemad kui planeetide kaaslased, kuid nad on Maa tüüpi planeetide sarnased.
19 Asteroidi nimetus tuleneb kreeka keelest ja tähendab tähesarnast. Kujult on asteroidid ebakorrapärased, orbiidid on valdavalt ringikujulised, kuid esineb ka piklikke ja tasandist väljuvaid orbiite. Oletatakse, et tegemist on kunagi eksisteerinud planeetide kildudega.
Asteroidide kogumass on 0,1 Maa massi. Asteroidide läbimõõt ulatub mõnest kilomeetrist kümnete kilomeetriteni. (Allikad 4, 5, 6, 8, 10)
5.2. Meteoorid
Meteoorid ehk "langevad tähed "või lendtähed on kivi- või rauatükikesed, mis maailmaruumist Maa atmosfääri sattudes kuumenevad ja ära põlevad. Tegelikult võib meteoore näha igal ööl, kui on vaid selge ilm. (Allikad 4, 5, 7, 8, 10)
Meteoorkeha tavaline suurus on millimeetri murdosast kuni sentimeetrini, massi poolest milligrammist kuni grammini. Helendama hakkavad meteoorid 100- 120 kilomeetri kõrgusel. Kui meteoorid jõuavad 80 kilomeetri piirimaile, siis tavaliselt on nad selleks ajaks juba ära põlenud. Helendav jälg, mille meteoriit jätab on tekkinud mahajäävatest hõõguvatest gaasidest. Meteoorkehad ringlevad ümber Päikese parvedena, mis on tekkinud komeedi lagunemisel. (Allikad 4, 5, 8, 10)
5.3. Meteoriidid
Meteoriitideks nimetatakse neid kehasid siis, kui mõni neist on piisavalt suur selleks, et atmosfääris mitte täielikult aurustuda. Et "taevakivitükikesest" saaks meteoriit, peab see kõigepealt Maale jõudma ja siis üles leitama. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Üle 90% leidub meteoriidi keemilises koostises rauda, hapnikku, räni ja mangaani . Vähemal määral sisaldub neis ka niklit, väävlit, alumiiniumi ja kaltsiumi. Kui Maale langeva meteoriidi mass on üle 100 tonni tekib põrkel maapinnaga plahvatuskraater, mis oma kujult meenutab kuu rõngasmägesid. (Allikad 4, 5, 7, 8, 10)
Euroopa tuntuim meteoriidikraater asub Saaremaal Kaalis. Kaali kraatri läbimõõt on 100 meetrit ning selle tekitanud meteoriit kaalus arvatavasti 1000 tonni. Maailma suurim meteoriidikraater asub Arizonas, ning selle läbimõõt on 1200 meetrit, ning meteoriidi massiks, mis selle kraatri tekitas on hinnatud 63 000 tonni. (Allikad 4, 5, 8, 10)
20 5.4. Komeedid
Komeedid ehk sabatähed on pärit Päikesesüsteemi äärealadelt ja nad on Päikesesüsteemi väikekehadest kõige tuntumad. Komeedid ilmuvad enamasti ootamatult, korduvalt nähtavaid, nn. perioodilisi komeete on teada ainult mõnikümmend. Teleskoobis paistab komeet ebakorrapäraselt liikuva udulaiguna, mis lähenedes Päikesele kasvab sabatäheks. Komeet püsib taevas mõne päeva kuni poole aastani, kuid enamasti on komeete näha siiski mõnest nädalast mõne kuuni (vt. joonis3 .).
Joonis.3. Komeedid
Komeedid on väga hõredad taevakehad, millel võib eristada udust ümmargust pead, sellest eristuvat tuuma ning pikka heledat moodustist ehk saba. Komeedi tuum koosneb tolmuosakestest, kivikestest, jääst ning külmunud gaaside segust. Enamasti on see
21 mõnekümne kilomeetrise läbimõõduga kamakas. Päikesele lähenedes hakkab see kamakas soojenema, tolm ja gaasid hakkavad eralduma ning selle tulemusena moodustub komeedi pea, mille läbimõõt võib olla kuni 200 000 kilomeetrit. Osa kergemat ainet paiskub päiksetuulte mõjul eemale ning sellest moodustub saba, mille pikkus võib olla kuni 100 miljonit kilomeetrit. Selle tohutu moodustise mass on kõigest üks miljondik Maa massi. Komeedi peas olev aine on väga hõre, veel hõredam on komeedi saba. (Allikad 4, 5, 7, 8, 10)
Komeetidest, mida tuntakse kui perioodilisi, võiks ära nimetada Halley komeedi, mille tiirlemisperiood on 70 aastat.
22 6. KEPLERI SEADUSED
1563 . aastal, jälgides Jupiteri ja Saturni kohtumist taevalaotuses, märkas noor astronoom Tyco Brahe, et astroloogilistes tabelites on planeetide liikumine kirjeldatud vigaselt. Soov tabeleid parandada viis Brahe aastatepikkuste taevavaatluste juurde. Kolmkümmend aastat kestnud, tolle aja kohta ülitäpsete planeedivaatluste tulemused pärandas ta oma õpilasele Johannes Keplerile. (Allikad 4, 5, 8, 10)
1609. ja 1619. a. ilmunud teostes "Astronomia Nova" ning "Harmonica Mundi " formuleeris Kepler (1571 - 1630) planeetide liikumise kolm seadust:
1.Planeedi liikumistee (orbiit) on ellips , mille fookuses on Päike.
2.Planeedi raadiusvektor (lõik Päikesest planeedini) katab võrdsetes ajavahemikes võrdsed pindalad .
3.Planeetide tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad nagu nende orbiitide pikemate pooltelgede kuubid.
T = planeedi tiirlemisperiood
a = planeedi orbiidi suur pooltelg (Allikad 4, 5, 8, 10)
23 7. JUPITERI KUUD
7.1. Jupiteri süsteem
Jupiteri süsteem on täiesti võrreldav Päikesesüsteemiga. Ümber peajumala hiigelkera tiirleb 4 planeediväärset kaaslast, 12 pisemat kuud ning rõngas. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Andmed Jupiteri kuude kohta on toodud tabelis. Kuud on ritta pandud keskmise kauguse järgi Jupiteri keskpunktist. Esimeses tabeli veerus olev rooma number tähistab vastava kuu avastamise järjekorranumbrit. Kuude nimetuste veerule järgneb nende avastamisaasta ja avastaja nimi. 1979. aastal avastati kuud juba automaatjaama Voyager-1 abil. Kauguste veerus on toodud kuude orbiitide raadiused ja järgmises veerus tiirlemisperiood Maa ööpäevades. Viimases veerus on võrreldud Jupiteri kuude massi meie Kuuga. Tabeli kaks viimast rida näitavad, et Jupiteri suurimad kuud on enamasti kopsakamad kui meie Kuu .
Kaugus Periood Läbimõõt Mass Kuu nr. Nimi Avastamine (10^3 (ööpäev) (km) (Kuu massi) km)
rõngas Halorõngas 1979 100 22800
rõngas Pearõngas 1979 123 6400
XVI Metis S.Synnott, 1979 128 0,3 40
D. Jewitt, E. Danielson, XIV Adrastea 129 0,3 20 1979
rõngas Gossamer 1979 129 850000
V Amaltheia E. Barnard, 1892 181 0,5 196
XV Thebe S. Synnott, 1979 222 0,7 100
I Io G. Galilei, 1610 422 1,8 3630 1,2
II Europa G. Galilei, 1610 671 3,6 3138 0,7
III Ganymedes G. Galilei, 1610 1070 7,2 5262 2,0
IV Callisto G. Galilei, 1610 1880 16,7 4800 1,5
24 XIII Leda C. Kowal, 1974 11100 240,0 16
VI Himalia C. Perrine, 1904 11480 250,6 186
X Lysitheia S. Nicholson, 1938 11720 260,0 36
VII Elara C. Perrine, 1905 11740 260,1 76
XII Ananke S. Nicholson, 1951 21200 617,0 30
XI Carme S. Nicholson, 1938 22600 692,0 40
VIII Pasiphae P. Melotte, 1908 23500 735,0 50
IX Sinope S. Nicholson, 1914 23700 758,0 36
XVIII S/199 J 1 Spacewatch, 1999 24200 12
Kuu 3476 1,0
Merkuur 4840 4,5
Jupiteri kuud saab jagada neljaks grupiks . Esimesed kaks gruppi : neli sisemist pisikuud ja Galilei kuud -- tiirlevad planeedi ekvaatori tasandil peaaegu ringikujulistel orbiitidel . Neli Galilei kuud väärivad omaette käsitlust ja sellepärast räägime neist lähemalt natuke hiljem. Siinkohal aga tutvume lühidalt ülejäänud pisikuudega. Kõik kuud on saanud oma nimed peajumala Zeus -Jupiteriga lähedalt seotud isikute või olevuste nimede järgi. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kõige sisemisemad teadaolevad kaaslased Metis ja Adrasthea asuvad Jupiteri rõnga välispiiril. Nad on tumedad väikesed kuukesed. On üsnagi usutav , et osa Jupiteri rõnga materjali pärineb nende kuude küljest. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Jupiteri välimised kuud võib orbiidi raadiuse järgi jagada kahte gruppi. Planeedile ligema välisgrupi kuud : Leda, Himalia, Lysitheia ja Elara -tiirlevad nagu sisemised kuudki Jupiteri pöörlemise suunas. Kaugeim kuude grupp, kuhu kuuluvad Ananke, Carme, Pasiphae ja Sinope, tiirleb aga vastassuunas. Kõikide välimiste kuude orbiidid on tugevasti elliptilised ning orbiitide tasandid on paar-kolmkümmend kraadi Jupiteri ekvaatori tasandi suhtes kaldu. Jupiteri kaugeimate kuude orbiitide raadiused on täitsa võrreldavad Merkuuri orbiidi
25 raadiusega ; veelkord tekib tunne, et Jupiteri süsteem on Päikesesüsteem paar suurusjärku vähendatud mõõtmetega. (Allikad 4, 5, 8, 10)
7.2. Neli suurt
1610. aasta jaanuaris Galilei avastatud Jupiteri suured kuud näitasid, et ka mõni teine planeet peale Maa võib omada kaaslasi. See oli tähtis tõend Kopernikuse maailmasüsteemi kasuks. Oli ju tolle ajani Kuu ainus teadaolev planeedikaaslane. Esimesena vaatles Jupiteri kaaslasi küll saksa astronoom Simon Marius (Meier), kuid Galilei, kes avastas nad sõltumatult kümme päeva hiljem, taipas esimesena, millega on tegemist. Marius andis kuudele ka kreeka mütoloogiast pärinevad nimed ja rajas sellega traditsiooni, mis kestab tänaseni: planeedid kannavad rooma jumalate nimesid ja nende kaaslastele antakse selle jumalaga seotud isikute või olendite kreekapäraseid nimed. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Galilei kaaslased on planeediväärsed, sisestruktuuri omavad taevakehad, nimetame neid edaspidi Jupiteri suurkuudeks. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Io, Jupiterile lähim Galilei kuudest, on küllaltki hele taevakeha . Io keskmine pinnatemperatuur ekvaatoril on -50°C, kuid on avastatud alasid, kus temperatuur tõuseb kuni kahekümne soojakraadini. Pinna värvus on valdavalt punakasoranzh, polaaralad paistavad rohkem tumepruunikatena, ekvatoriaalaalad heledamatena. Astrogeoloogidele ootamatult avastasid "Voyagerid" Io peal 7 tegutsevat vulkaani. Jupiteri lähedusest tingitud loodejõud on Iol väga tugevad ning nende energia arvel kujundavad suurkuu vulkaanid täielikult kogu kaaslase reljeefi. Erinevalt kõikidest teistest Galilei kaaslastest ja maataolistest planeetidest, puuduvad Io pinnal meteoriidikraatrid - nad on mattunud laava alla. Vulkaanikraatreid on aga suurkuu lausa täis pikitud, keskmine kraatritevaheline kaugus on 250 kilomeetrit. Vulkaanikoonuste läbimõõt on keskmiselt 50 kilomeetrit, kuid on ka paarisaja-kilomeetrise läbimõõduga vulkaane. Kraatrite sügavus ulatub mõnesajast meetrist kahe kilomeetrini, koonuste kõrgused on tublisti väiksemad. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Vulkaanide tõttu on Io üpris tasase reljeefiga. Suurkuu värvuse määravad väävlirikkad, heleoranzhid tasandikud, kuid on ka valgeid ja pruune piirkondi. Nende keskel on näha musti või tumepruune laike tegutsevate kraatrite läheduses. Io lõunapooluse läheduses paikneb ilma kraatriteta poolteise kilomeetri kõrgune platoo. Lõuna-parasvöötmes asuvad Io kaks suurt mäge - Silpium ja Haemus. Haemus on suurim, ta tipp on kümme kilomeetrit kõrgemal
26 ümbritsevast tasandikust. Tegutsevad vulkaanid paiknevad enamasti Io ekvaatori läheduses ning uhkeimad neist kannavad nimesid Pele ja Loki. Ainukesena Galilei kuudest ei ole Io peal leitud jälgi veest. Levinuim ühend suurkuu pinnal on vääveldioksiid. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Galileo mõõtis Io Pillan Patera nime kandva vulkaani suudme temperatuuriks 1700°C. Tegemist on üldse Päikesesüsteemi kõige kuumema kohaga (loomulikult Päikese järel...). Maal pole nii kõrget temperatuuri looduslikult esinenud juba mitu miljardit aastat, praegu küünib maistest vulkaanidest purskuva laava temperauur vaid veidi üle 1100°C. Io vulkaani suudme kõrge temperatuur viitab sellele, et ta purskab suure magneesiumisisaldusega laavat. Seni arvati, et Io vulkaanid purskavad vaid väävlit, sest alates vulkaanide avastamisest Voyager'i poolt 1979. aastal oli nende temperatuuriks mõõdetud vaid umbes 400°C. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Europa, väikseim Galilei kuudest, on nagu Iogi hele. Suurkuu pinnatemperatuur on öösel -190°C, keskpäeval -150°C. Pinna värvus on valdavalt kollakas , polaaralad on ekvatoriaalaladest heledamad . Europa pind on ämblikuvõrgutaoliselt kaetud suhteliselt tumedate "kanalitega ". Pind " kanalite " vahel on väga hele. On alust arvata, et Europa on kaetud õhukese, vaid mõne kilomeetri paksuse jääkihiga ja selle all on ookean või kivitükkidest, jääst ja veest koosnev segu. "Kanalid" on tõenäoliselt praod suurkuu jääkoores. Sügavaim neist, Minose joon on kuni kolm kilomeetrit sügav. Europa pind jääpragude vahel on erakordselt tasane, suurimad vallid pole üle paarisaja meetri kõrged. Praeguseks on Europal avastatud kaheksa suurt kraatrit, läbimõõduga ligikaudu 20 kilomeetrit. Kraatrit ümbritseb alati tunduvalt suurem tume ala. Paljud väikesed tumedad laigud suurkuu pinnal paiknevad oletatavasti väiksemate kraatrite ümber. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Ganymedes, suurim kuu Päikesesüsteemis, peegeldab tagasi 40% pealelangevast valgusest. Võrreldes Io ja Europaga on seda vähe, kuid meie Kuu kõige heledamad alad on veel poole kehvemad peegeldajad. Ganymedese pinnatemperatuur on umbes sama mis Europal. Suurima Galilei kuu pind on hallikaskollast värvi. Pool Ganymedese ainest on silikaadid, pool aga vesi ja jää. Nii rehkendasid teoreetikud kuu keskmise tiheduse järgi. Oletust kinnitavad spektrofotomeetrilised vaatlused ja kraatrite servade kuju , servad on tekitanud voolava vee pursked kraatri tekkimise käigus. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Ganymedese üldiselt väga tasasel pinnal on näha tumedamaid ja heledamaid alasid. Leidub ka veel väiksemaid heledaid, täiesti siledaid piirkondi. Heledamatel aladel on kraatreid umbes kümme korda vähem kui tumedamatel aladel. Heledamad alad on tihedasti täis vagusid, need on 5-15 kilomeetrit laiad ja kuni sada meetrit kõrged. Tumedamad alad on kaetud kraatritega,
27 mille sügavus pole kuskil üle kilomeetri. Kuni 5-kilomeetrise läbimõõduga kraatrid meenutavad kaussi, 5-35 kilomeetrised on lamedad, tihti tsentraalmäega nagu Kuul. Suuremad kraatrid on samuti lamedad, kuid tsentraalse lohuga. Selliseid kraatreid Kuult ei leia, küll aga Marsilt , sest lohuga kraater tekib meteoriidi kukkumisel jäässe. Ganymedese heledamatel aladel leidub ka külmunud veevulkaane, mille kõrgus on kuni 2,5 kilomeetrit ja laius kuni 250 kilomeetrit. Suurkuu reljeef on pooluste lähedal kaetud õhukeste polaarmütsikestega. Need on jäägid külmunud ja lendunud atmosfäärist. (Allikad 4, 5, 8, 10)
"Galileo" leidis Ganymedesel ka magnetvälja, mis on ainus teadaolev planeetide kaaslastel ja tugevam kui Merkuuril, Veenusel ja Marsil. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Callisto on kõige tumedam Jupiteri suurkuudest. Tume pind neelab hästi soojust ja sellepärast on suurkuu päevane pinnatemperatuur -120°C, aga öösel vaid -200°C. Ka Callisto koosneb poolenisti veest nagu Ganymedeski, ainult Callisto pinnal on jääd oluliselt vähem. Suurkuu pind on täis meteoriidikraatreid veel tihedamalt kui meie Kuu mandrialad. Callisto kraatrid on lamedad ja madalad ning paljudel neist on ka tsentraalne lohk, kuna kraatrid tekkisid jääd sisaldavasse ainesse . Kraatreid ümbritsev külmunud vesi tekitab tumedale suurkuu pinnale erevalgeid laike, eemalt särab Callisto nagu kalliskivi . Iseäralikud on suured kraatrid, mis on matrjoska moodi täidetud väiksemate kraatritega nii, et kõigil neil on ühine keskpunkt. Suurim taoline moodustis kannab nime Valhalla ja tema heleda keskosa läbimõõt on 600 km, välimiste vallide läbimõõt küünib aga 3000 kilomeetrini. Suure veesisalduse tõttu on Callisto reljeef kaunis tasane, kõrguste vahe ei ületa kuskil ühte kilomeetrit. (Allikad 4, 5, 8, 10)
28 8. PLUUTO, CHARON ja KUIPERI VÖÖ
Le Verrier' ning Galle edu planeetide avastamisel pliiatsi ja paberi abiga ei andnud rahu teistelegi matemaatikutele. Selle sajandi algul lõi üks tolle aja juhtivaid planeediuurijaid Percival Lowell spetsiaalse arvutusbüroo Neptuuni-taguste planeetide otsimiseks. Rehkendused vaheldusid vaatlustega, kuni 1930. a. C. Tombaugh sattuski seni tundmatule liikuvale objektile . Oletades, et tegemist ongi uue planeediga, pandi objektile nimeks Pluuto (surmajumal Plutoni järgi). Alles aastatepikkused vaatlused osutasid, et tegemist on kõigist senistest tugevasti erineva taevakehaga. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Esiteks on Pluuto orbiit palju piklikum kui ülejäänud planeetidel. Kui seni oli suurima ekstsentrilisusega (0,2) Merkuur, siis Pluutol on see 0,253. Periheelis on Pluuto orbiit seespool Neptuuni orbiiti, afeelis aga sellest 1,9 miljardi kilomeetri võrra väljaspool. Mis aga kõige hullem, orbiidi kaldenurk Maa (ja ka kõigi ülejäänud planeetide) orbiidi tasandi suhtes on 17°! See aga tähendab omakorda, et Pluuto eemaldub süsteemi sümmeetriatasandist ligi 15 miljoni kilomeetri kõrgusele. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Võrreldes ülejäänutega on Pluuto väike planeet. Heleduse ja kauguse järgi rehkendades saadi talle Maa omaga võrreldav mass ja seetõttu mõjutab ta vähe temast kümneid kordi massiivsemate hiidplaneetide liikumist. Pluuto näiv heledus (15. tähesuurus) on visuaalsete vaatluste piiril ning ainult tema juhuslik sattumine otsingupiirkonda võimaldas teda leida.
Tegelikult osutus Pluuto veelgi väiksemaks. 1978. a. avastati Pluuto kaaslane, mis sai nimeks Charon. Charoni tiirlemisperiood (6 päeva 9 tundi) ning tema kaugus planeedist (19 700 km) annavad süsteemi kogumassiks 1/400 Maa massi, mis on vaid viiendik Kuu massist ning on võrreldav suuremate asteroididega. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Küsimus, kas on olemas veel teisigi kaugeid planeete, piinab astronoome endiselt. Pluuto ebaharilik orbiit suurendab tunduvalt otsimispiirkonda: kui teised planeedid liiguvad ekliptika (Päikese tee, tegelikult Maa liikumise projektsioon taevasfäärile) lähedal, siis nüüd tuleks läbi uurida tunduvalt suurem taevaala. Aastatel 1970-80 läbiviidud vaatlusprogramm -tähtede omaliikumiste mõõtmine 20-aastase ajavahega tehtud taevafotode võrdlemise teel - välistab 19. tähesuurusest heledamate planeetide olemasolu. Ja siiski teatati 1992. aastal veel ühe Neptuuni-taguse planeedi avastamisest. Selle heledus oli 23 tähesuurust (80 korda nõrgem tähtede omaliikumiste kataloogi piirheledusest), orbiit peaaegu ringikujuline, kaugus
29 Päikesest 6,6 miljardit km .Samal aastal leiti veel kaks sarnast objekti, praeguseks ulatub Neptuuni-taguste planeetide arv kümnetesse. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kui suured on leitud taevakehad, pole veel teada. Heleduse järgi otsustades peaks nad olema kümmekond korda väiksemad Pluutost. Väikeste masside ja suure arvu poolest sarnanevad leitud objektid Maa rühma planeete hiidplaneetidest eraldavatele asteroididele. Sellise väikeplaneetidest koosneva vöö olemasolu ennustati juba varem G. Kuiperi poolt ja nii (Kuiperi vööks) seda piirkonda ka nimetatakse. Mida see vöö endast kujutab, saab vast lähiaastatel selgemaks. (Allikad 4, 5, 8, 10)
30 9. PÄIKESESÜSTEEMI STABIILSUS
Jõuks, mis määrab planeetide ja nende kaaslaste liikumise, on gravitatsioon . Et praktiliselt kogu Päikesesüsteemi mass on koondunud kerakujulisse Päikesesse, on gravitatsiooniväli siin hästi kirjeldatav meile mehaanikakursusest tuntud punktmassi välja valemiga
Sellises väljas liikuva punktmassi trajektooriks on ellips, mille fookus langeb ühte välja tsentriga - täpselt nii liiguvadki kõik planeedid. Mehaanika seaduste järgi kestab selline liikumine igavesti , kui planeetidele ei mõju mingid täiendavad jõud. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Aga sellised jõud on Päikesesüsteemis täiesti olemas. Maale langevate meteooride sagedus kasvab hommikutundidel - see näitab, et Maa ei liigu ruumis vabalt, vaid "murrab endale teed" läbi meteoorse aine pilve. See pilv pidurdab Maa liikumist, planeet kaotab energiat ja peaks lõpuks langema Päikesele. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Lisaks pidurdumisele kosmilises tolmus mõjutab planeetide liikumist teiste planeetide ja ka oma kaaslaste gravitatsiooniväli. Seegi mõju on väga nõrk ning kuna tegu on konservatiivsete jõududega, mis teatavasti ei vähenda liikumise energiat, võib planeedi orbiit (ja ka tiirlemisperiood) küll pisut muutuda, kuid orbiidi põhiparameetrid - kaugus Päikesest ja ekstsentrilisus - on väga püsivad suurused. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Mõnevõrra muutlikum on planeetide pöörlemine. Siin on tegu kahe mehaanikas hästi uuritud nähtuse - pretsessiooni ja loodeliste jõududega. Mõlema põhjuseks on gravitatsioonivälja tugevuse kahanemine välja allikast eemaldumisel: Päike tõmbab Maa tema poole pööratud külge mõnevõrra tugevamini, kui "tagumist" külge. Et Maa telg on tõmbejõu suhtes " viltu " (mitte risti), Maa ise aga lapik, tekib jõupaar, mis püüab telge "õigeks" pöörata. Vurri liikumise teooriast aga teame, et ümber kukkumise asemel hakkab selle telg pöörduma vertikaali (planeedi korral orbiidi tasandi normaali) ümber, kusjuures kaldenurk ise ei muutu. Seda liikumist nimetataksegi pretsessiooniks, Maa telg teeb näiteks ühe täistiiru 26 000 aastaga. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Loodelised jõud tulevad mängu siis, kui pöörlev keha ei ole täiesti jäik. Maal on loodelistest nähtustest tuntud tõusu- ja mõõnalained ookeanides, mille teket seostatakse Kuu külgetõmbega. Kui Maa ei pöörleks, omandaks ookean (ja tõenäoliselt ka Maa ise) mingi
31 tasakaalulise, Kuu suunas välja venitatud kuju (Kuu ise, olles Maa poole pööratud kogu aeg ühe ja sama küljega, ongi selles suunas välja venitatud). Pöörlemise tõttu ei jää aga maapealne "venitus" maapinna suhtes paigale, vaid liigub koos Kuuga. Seda liikumist takistavad nii vee raskus kui merepõhja kuju, teele jäävatest mandritest-- saartest rääkimata. Kõige selle mõjul Maa pöörlemine aeglustub, ehkki väga pikkamööda. Iga 100 000 aastaga lisandub ööpäevale poolteist sekundit; kahekordistub ööpäeva pikkus umbes 6 miljardi aasta pärast. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Loodelised jõud mõjuvad ka orbiidil liikuvale taevakehale. Tasakaalulise kiiruse ringorbiidil ümber punktmassi liikuva keha jaoks saame gravitatsiooni- ja tsentrifugaaljõu võrdsusest:
Ruumilise keha puhul tähendab see valem, et näiteks Kuu Maast kaugemal olevad osad peavad liikuma orbiidil väiksema kiirusega kui lähemal olevad. Tahke keha ja ka gravitatsiooniliselt seotud osakeste süsteemi korral peavad aga kõigi osade kiirused olema võrdsed; teiste sõnadega sisejõud peavad olema suuremad süsteemi lõhkuvatest välisjõududest. Kui välisjõud on suuremad, laguneb taevakeha loodeliste jõudude toimel. See juhtub eeskätt siis, kui taevakehad on teineteisele liig lähedal; minimaalset kaugust, kus võib eksisteerida antud tihedusega (määrab sisejõudude tugevuse!) kaaslane, nimetatakse Roche'i piiriks . Kuna samasugused jõud tekivad ka planeetide lähenemisel teineteisele, määrab just stabiilsus loodeliste jõudude suhtes nii planeetide minimaalse kauguse Päikesest kui ka planeetide omavahelised kaugused. (Allikad 4, 5, 8, 10)
Kõik see kehtib loomulikult ka planeetide kaaslaste kohta. Senini on kõik rehkendused näidanud, et Päikesesüsteem on äärmiselt stabiilne ja võib praegusel kujul eksisteerida miljardeid aastaid. Seega jääb kosmoloogiale ülesandeks uurida, kas sellise süsteemi teke on normaalne füüsikaline nähtus või nõuab mingeid väga erilisi, vähetõenäolisi tingimusi. (Allikad 4, 5, 8, 10)
32 KOKKUVÕTE
Päikesesüsteem koosneb Päikesest ning sellega seotud objektidest ja nähtustest, sealhulgas planeet Maa, millel me elame. Päikesesüsteemi põhikomponent on Päike, suhteliselt tavaline väikese massiga täht, mis siiski moodustab 99,86% Päikesesüsteemi massist ning on gravitatsiooniliselt domineeriv.
Päikesesüsteem on osa Galaktikast, spiraalgalaktikast, mille läbimõõt on umbes 100 000 valgusaastat ning mis sisaldab ligikaudu 200 miljardit tähte, mille hulgas meie Päike on üsna tüüpiline. Siiski, Päike on massiivsem umbes 85% kõigist Galaktika tähtedest.
Et inimesed nägid Päikesesüsteemi kaua aega geotsentrilisest (Maa-kesksest) vaatekohast, ei saanud nad selle loomusest ja ehitusest aru. Päikesesüsteemi objektide näivaid liikumisi liikuvalt Maalt vaadatuna peetigi nende tegelikeks liikumisteks ümber Maa, mida arvati paigal seisvat. Peale selle ei ole paljud Päikesesüsteemi objektid ja nähtused palja silmaga vaadeldavad. Nõnda nõudis adekvaatne arusaamine Päikesesüsteemist teoreetilisi ja tehnilisi saavutusi. Kuni selle hetkeni kui ma hakkasin antud tööd koostama polnud mul ka erilisi teadmisi Päiksesüsteemi kohta. Teadsin ainult ,et Päiksesüsteemis on planeedid ,mis liiguvad ümber Päikese ringikujulistel orbiitidel. Teadsin ka ,et Maa kuulub antud planeetide hulka. Seda tööd koostades sain aga palju huvitavat teada- erinevad seadused ja teooriad ,mis on loodud, Pluuto, Charon ja Kuiperi vöö jne. Koostatud materjal annab põhi ülevaate Päiksesüsteemist.
33 KASUTATUD MATERJALID
1. E. Pärtel, J. Lõhmus. Füüsika IX klassile Soojusõpetus ja Universum, Tallinn, Koolibri 2000
2. S. Kaljula , A.Saar. Loodusõpetuse õpik IV klassile, I osa. Tallinn, Koolibri 2001
3. J. Jaaniste. Füüsika XII klassile, Kosmoloogia. Tallinn, Koolibri 1999
4. T. Soopalu. Kooliastronoomia põhivara. Tallinn, Koolibri 1994
5. B. Vorontsov- Veljaminov. Astronoomia õpik Keskkooli XI klassile. Eesti Riiklik Kirjastus. Tallinn 1951
6. C. Varley ja L. Miles . Laste Geograafia Entsüklopeedia. Lk. 6 Tallinn 1995.
7. kaardikirjastus Jana Seta. Maailma atlas. Eesti entsüklopeediakirjastus Tallinn 2000
8. http://opik.obs.ee/
9. http://paikesesysteem/sun.html
10. http://www.solarviews.com/cap/index/solarsystem1.html
11. http://www.solarviews.com/eng/sun.ht m
34