Päikesesüsteem (0)

-Kooli nimi-
- koostaja -
12. RL klass
PÄIKESESÜSTEEM
füüsika referaat
Juhendaja : -juhendaja-
Rakvere 2010

SISUKORD

SISUKORD 2
SISSEJUHATUS 3
1.1 Avastamise ajaloo järgi: 4
1.2 Koostise järgi: 4
1.3 Suuruse järgi: 4
1.4 Kauguse järgi Päikesest: 5
1.5 Asendi järgi Maa orbiidi suhtes: 5
5
2.1 Ajalugu 6
2.2 Merkuuri omapära 6
2.3 Merkuuri astangud 7
2.4 Merkuuri keemilised ja füüsikalised omadused 7
8
Pilt 2. Merkuuri pind 8
3. VEENUS 9
3.1 Ajalugu 9
3.2 Veenuse omadused 9
3.3 Veenuse pilved 10
4. MAA 11
4.1 Maa omadused 11
4.2 Maa ehitus 11
4.3 Kuu 12
5. MARSS 14
5.1 Marsi omadused 14
5.2 Marsi pinnas 14
5.3 Marsi kuud 16
6. JUPITER 17
6.1 Jupiteri omadused 17
6.2 Jupiteri keemilised omadused 17
6.3 Jupiteri kuud. Jupiteri rõngad. 18
Pilt 6. Jupiter ja tema kuud. 18
7. SATURN 19
7.1 Saturni omadused 19
7.2 Saturni keemilised ja füüsikalised omadused 19
7.3 Saturni rõngad ja kaaslased 20
8. URAAN 21
8.1 Uraani ajaloost 21
8.2 Uraani omadused 21
8.3 Uraani rõngad 22
23
Pilt 8. Uraan ja tema rõngad 23
9. NEPTUUN 24
9.1 Neptuuni avastuslugu 24
9.2 Neptuuni omadused 24
9.3 Neptuuni rõngad 25
9.4 Neptuuni kaaslased 25
KOKKUVÕTE 26

SISSEJUHATUS

Päikesesüsteemi põhikomponent on Päike, suhteliselt väike täht, mis siiski moodustab 99,86% Päikesesüsteemi massist ning on gravitatsiooniliselt domineeriv. Peale selle on Päikese sisemus Päikese suure massi tõttu jõudnud termotuumareaktsiooni jaoks vajaliku tiheduseni ja temperatuurini ning vabastab tohutul hulgal energiat, millest suurem osa kiirgub kosmosesse elektromagnetkiirguse kujul. Suurem osa sellest kiirgusest on nähtav valgus. Päike kiirgab ka laetud osakesi, mille voogu nimetatakse päikesetuuleks. Päikesetuul avaldab tugevat mõju planeetidele, millel on magnetosfäär, ning lükkab tolmu ja gaasi päikesesüsteemist välja. Ülejäänud väike osa väljaspool Päikest asuvast massist hõlmab üheksa planeeti (Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto ) ning nende kaaslased ja rõngad. Peale selle on Päikesesüsteemis veel asteroidid , komeedid , Neptuuni-tagused objektid ja Kuiperi vöö objektid, teoreetiline Öpiku-Oorti komeedipilv ning planeetidevaheline tolm ja gaas . Tahkete kehade kogupindala päikesesüsteemis on 1 700 000 000 km2.
Valisin selle teema, kuna tahtsin rohkem teada saada päikesesüsteemist. Leian, et tegemist on väga huvitava teemaga.
Oma referaadis käsitlen planeetide ajalugu, liigitamist, nende olemust ja omadusi.
1. KUIDAS LIIGITADA PLANEETE
Meie päikesesüsteemi üheksat planeeti saab liigitada mitmel viisil. Tutvustan lähemalt 5 viisi.

1.1 Avastamise ajaloo järgi:

• Klassikalised planeedid : Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter, Saturn.
  

Neid planeete tunti juba antiikajal .

• Kaasaegsed planeedid: Uraan, Neptuun, Pluuto.
  

Avastatud kaasajal , ei ole palja silmaga nähtavad.

1.2 Koostise järgi:

• Maa-tüüpi ehk kiviplaneedid : Merkuur, Veenus, Maa, Marss.
  

Koosnevad peamiselt kivimeist ja metallidest, on suhteliselt suure tihedusega, neil on tahke pind, nad pöörlevad aeglaselt neil pole rõngaid ja neil on vähe kaaslasi.

• Jupiteri-tüüpi ehk gaasplaneedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun.
  

Koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist, on väikese tihedusega, pöörlevad kiiresti, neid ümbritseb paks atmosfäär, ei ole tahket pinda, neil on rõngad ja palju kaaslasi.

1.3 Suuruse järgi:

• Väikesed planeedid: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Pluuto.
  

Nende planeetide diameeter on väiksem kui 13000 km.

• Hiidplaneedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun.
  

Nende planeetide diameeter on suurem kui 48000 km.

1.4 Kauguse järgi Päikesest:

• Lähisplaneedid: Merkuur, Veenus, Maa, Marss.
  

Asuvad seespool asteroidide vööd.

• Kaugplaneedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun, Pluuto.
  

Asuvad väljaspool asteroidide vööd.

1.5 Asendi järgi Maa orbiidi suhtes:

• Siseplaneedid: Veenus ja Merkuur. Nende orbiit on seespool Maa orbiiti, neil on Maalt vaadeldavad muutuvad faasid nagu meie kaaslasel Kuul.
  
• Välisplaneedid (ingl. superior planets): Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun.
  

Nende orbiit on väljaspool Maa orbiiti.[4] (pilt1)
Pilt 1. Planeetide järjestus
2. MERKUUR

2.1 Ajalugu

Oma nime on Päikesele lähim planeet saanud Rooma kaubandusjumala ja jumalate käskjala Mercuriuse järgi. Nime õigustab tema kiire liikumine ümber Päikese. Asudes Päikesest keskmiselt vaid 0,4 a.ü. kaugusel, teeb ta ühe tiiru 88 ööpäevaga. Merkuurist oli seni väga vähe teada, sest Maalt on teda aasta jooksul võimalik näha kahel või kolmel ajavahemikul, natuke aega enne Päikese tõusu või pärast loojangut madalal horisondi kohal, väga kehvasti vaadeldavas alas. [6]
Teleskoobis nähtavate ebamääraste püsivate laikude jälgimise põhjal arvati, et Merkuuri pöörlemisperiood võrdub tema tiirlemisperioodiga ümber Päikese ning ta on seega pööratud Päikese poole alati ühe ja sama küljega. Kuid 1965. a. tehtud raadiolokatsioon näitas, et Merkuuri pöörlemisperiood on tegelikult natuke vähem kui 59 päeva, st. moodustab täpselt 2/3 tema tiirlemisperioodist. See pole juhuslik kokkusattumus, vaid on tingitud Päikese poolt tekitatud loodejõududest. [6]

2.2 Merkuuri omapära

Ööpäev on sellel planeedil 176 korda maisest pikem, võrdudes kahe Merkuuri aastaga. Päike liigub Merkuuri taevas hoopis eriskummaliselt - jääb teatavas asendis seisma, liigub siis umbes 8 maise ööpäeva jooksul tagasi ning jätkab seejärel oma tavalist teekonda taevavõlvil. Eriti huvitav on vaatepilt kohtades, kus Päike sel ajal parajasti tõuseb või loojub . Siin kaob Päike korraks silmapiiri taha, et siis uuesti nähtavale ilmuda . Selline hüppamine toimub ajal, mil Merkuur asub periheelis, sest siis tema orbitaalne nurkkiirus on teatava aja jooksul suurem pöörlemise nurkkiiruset. [2]
Raadiolokatsiooni põhjal teati Merkuuri pinnast 1974. aastani vaid seda, et ta on väga ebatasane. Olulisi teadmisi tõid planeetidevahelise automaatjaama " Mariner 10" kolm möödalendu Merkuurist 1974. ja 1975. aastal, mis senini on jäänud ka ainsateks. Automaatjaama minimaalne kaugus Merkuurist oli 300 km ning planeedi pinnast õnnestus pildistada umbes poolt, kuna kõigil "Mariner 10" lähenemistel oli valgustatud üks ja seesama poolkera . Piltide lahutusvõime vastas ligikaudu Maalt teleskoopidega saadud Kuu fotodele.
Kui kraatrite olemasolu Merkuuril võis vähemalt aimata, siis magnetvälja avastamine "Mariner 10" poolt oli tõeline üllatus. Merkuuri magnetväli on küll väike, moodustades Maa magnetvälja tugevusest vaid ühe protsendi, kuid Kuul ja Veenusel puudub see hoopiski. Seni seostati magnetvälja olemasolu planeedil tema kiire pöörlemisega (nn. dünamo-teooria), Merkuur pöörleb aga väga aeglaselt. Võimalik, et Merkuuri rauast tuum on püsimagnet. Teine hüpotees seletab Merkuuri magnetvälja teket päikesetuule mõjuga.[1]

2.3 Merkuuri astangud

Täiesti ainuomased Merkuurile on kuni kahe kilomeetri kõrgused ja sadade kilomeetrite pikkused astangud, mida pole leitud ei Kuul ega Marsil. Sageli lõikavad astangud erineva iseloomuga piirkondi. Tõenäoliselt on need tekkinud Merkuuri kokkutõmbumisel planeedi rauast tuuma jahtumisel. Seejuures vähenes raadius umbes 1 km. Astangutele on nimed pandud kuulsate maadeuurijate laevade järgi, näiteks "Santa Maria" Kolumbuse lipulaeva auks, " Viktoria " Magalhaesi ainsana tagasipöördunud laeva auks jmt. Merkuuri kraatritele pannakse Rahvusvahelise Astronoomia Uniooni otsuse põhjal tuntud kirjanike, kunstnike, muusikute nimed. Nii on Merkuuril Beethoveni, Puškini, Shakespeare , Raffaeli , Rodini, Lermontovi , Händeli jt. nimelised kraatrid. Kokku oli Merkuuril 1984. aastaks pandud nimi 268 pinnamoodustisele.[6]

2.4 Merkuuri keemilised ja füüsikalised omadused

"Mariner 10" tehtud piltidelt paistavad Merkuuri pinnavormid teravate, ümardamata servadega, mis näitab, et sellel planeedil pole kunagi olnud märkimisväärset atmosfääri. Automaatjaama pardal olevad gaaside avastamiseks mõeldud aparaadid leidsid planeedi lähedusest vaid tühisel hulgal heeliumi ja vesiniku aatomeid. "Mariner 10" mõõtis ka Merkuuri pinnatemperatuuri. Päevapoolkeral on temperatuur kuni 430°C (sellisel temperatuuril sulab tina ja isegi tsink), ööpoolkeral langeb aga -173°C-ni. Veenuse pinnatemperatuur on veidike veel kõrgem, kuid selline 600 kraadini küündiv temperatuuri ööpäevane kõikumine on Päikesesüsteemis rekordiline. See-eest näitavad Maalt tehtud raadioastronoomilised vaatlused, et juba mõnekümne sentimeetri sügavusel on temperatuur ühtlane kogu Merkuuri ööpaeva vältel. Järelikult on planeedi pinnas sarnane Kuu omaga , millel on samuti väga halb soojusjuhtivus .[7]
Kuna Merkuuril pole looduslikke kaaslasi, siis polnud tema mass ja tihedus täpselt teada. "Mariner 10" liikumise analüüs kinnitas planeedi suurt tihedust (5,44 g/cm3). Ta on selle poolest Maa (5,52 g/cm3) järel teisel kohal Päikesesüsteemis. Merkuuri sisemuses on ainete kokkusurumine Maaga võrreldes palju väiksem, sest ta on ise palju väiksem. Järelikult peab raskete elementide osakaal tema koostises olema suurem. Ilmselt on Merkuuril nagu Maalgi olemas rauast tuum, mis aga viimasega võrreldes võtab enda alla märksa suurema osa planeedi massist. Kuul seevastu puudub tuum üldse. [6]
Merkuur on andnud oma osa ka füüsika arengusse. Tema orbiidi periheeli nihke uurimine on üks tugevamaid argumente A. Einsteini loodud üldrelatiivsusteooria paikapidavuse kasuks.[7]

Pilt 2. Merkuuri pind

3. VEENUS

Päikesest lugedes teine ning meile lähim planeet on peaaegu maakera suurune Veenus. Kui meil Maal Päike ega Kuu parasjagu ei paista, on Veenus kõige heledam ja inimese silmale kõige ilusam taevakeha .

3.1 Ajalugu

Antiikajal nähti temas armastuse ja ilu jumalannat ning roomlased pärandasid meile selle planeedi nimes oma jumalanna nime. Siseplaneedina ei kaugene Veenus Päikesest kunagi rohkem kui 49 kraadi. Rahvasuu nimetab teda seetõttu vastavalt olukorrale kas koidu- või ehatäheks. Planeet on kaetud tiheda pilvekihiga ja peegeldab Päikese valgusest 77%, kaks korda rohkem kui Maa. [3]
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.[6]
Maanduda õnnestus Veenusel esimesena N. Liidu automaatjaamal "Venera 7" 1970. aastal. Selgus, et maandumiskohas oli temperatuur 475°C ja õhurõhk küündis 90 atmosfäärini. Nii suur rõhk valitseb Maa ookeanides kilomeetri sügavusel. Tugevad tuuled, puhudes päevapoolelt ööpoolele ja ekvaatorilt poolustele, ei lase kusagil tekkida olulisi temperatuurierinevusi. [6]

3.2 Veenuse omadused

Veenuse atmosfäär koosneb põhiliselt süsihappegaasist, mida on 96,5%, sisaldades veel 3,4% lämmastikku ja vähesel määral vingugaasi, vääveldioksiidi ja veeauru. Täpsema analüüsiga leiab sealt ka vesinikku, hapnikku, mitmesuguseid vesiniku ja väävliühendeid ning inertgaase. Päikese lähedus ja äärmine kasvuhooneefekt teevad Veenusest päikesesüsteemi kõige kuumema planeedi.[3]
Süsihappegaas Veenuse atmosfääris laguneb valguse mõjul vingugaasiks ja hapnikuks. Veenuse õhkkonna keemia on väga keeruline, sest suure kuumuse tõttu peavad kõik atmosfääri mikrokomponendid peale inertgaaside ennast ülal väga agressiivselt. Madalamal kui 46 kilomeetrit toimub väävelhappe termiline lagunemine ning komponendid tõusevad pilvedesse.[2]

3.3 Veenuse pilved

1967. aastal mõõtis prantslane A. Dolfus fotograafiliselt Veenuse pöörlemisperioodiks neli ööpäeva. Osutus, et ka temal oli õigus, sest Veenuse kollakasvalged pilved kihutavad pöörlemisele vastassuunas (idast läände) kiirusega 350 km/h, tehes täistiiru 100 tunniga, ehk umbes 60 korda kiiremini kui planeet ise. [6]
Pilvkate on mitmekihiline. Põhiline pilvekiht on keskeltläbi paarkümmend kilomeetrit paks, ta ulatub 60-70 kilomeetri kõrguseni ning sisaldab kontsentreeritud väävelhappe piisku läbimõõduga kuni 1 mikromeeter . Madalamad pilved on rikkad mitmesuguste ainete poolest. Osa pilvi sisaldab näiteks kloori, osa aga kuni sadakond tahket osakest kuupsentimeetri kohta. Veenuse pinnale lähemal pilved hõrenevad ning 30 kilomeetri kõrgusel kaovad sootuks. Ülespoole ulatub hõre udu 90 kilomeetrini.[4]
Pilvede põhikihis on nähtavus üllatavalt hea - mitu kilomeetrit, kuid siiski on pilvkatte tõttu valgustatus Veenuse pinnal sada korda nõrgem kui Maal. (pilt 3)
Pilt 3. Veenus

4. MAA

Maa on Päikesesüsteemi kolmas planeet Päikese poolt loetuna ning ainuke teadaolev planeet Universumis, kus leidub elu.[6]
Maa on koduks miljonitele liikidele, sealhulgas inimesele. Maa moodustus 4,54 miljardit aastat tagasi koos teiste Päikesesüsteemi planeetidega Päikese ümber tiirelnud tolmu- ja gaasikettast.[3]

4.1 Maa omadused

Koos Päikesesüsteemiga liigub Maa kosmoses kiirusega umbes 20,1 km/s = 72 360 km/h Herkulese tähtkuju poole. Galaktika tervikuna liigub aga Lõvi tähtkuju suunas kiirusega umbes 600 km/s.[3]
Maa koos oma loodusliku kaaslase Kuuga tiirleb mööda ellipsikujulist orbiiti ümber Päikese. Tiirlemisperiood (nn täheaasta) on 365 ööpäeva 6 tundi 9 minutit 9,98 sekundit. Maa tiirlemise keskmine kiirus on 107 218 km/h (peaaegu 29,783 km/s). [3]
Maa pöörleb ümber oma keset läbiva mõttelise polaartelje. Täispöörde ümbritseva galaktilise tausta (tähesüsteemi) suhtes teeb Maa 23 tunni 56 minuti 4,10 sekundiga (see on nn täheööpäev). Täheööpäeva pikkus kõigub, peamiselt seetõttu, et aine (näiteks lumikate ) paigutub Maa pinnal ümber. [3]
Keskmine temperatuur Maa pinnal on 15° C. Süstemaatilistel ilmavaatlustel maapinna lähedal registreeritud kõrgeim õhutemperatuur on 58° C ja madalaim õhutemperatuur on –89,6° C.
Maa vanus on hinnangute kohaselt 4,55±0,05 miljardit aastat.
Maa moodustab Päikesesüsteemis koos oma loodusliku kaaslase Kuuga vastastikku graviteeriva osasüsteemi, mille massikese asub Maa keskmest keskmiselt 4635 km kaugusel.[3]

4.2 Maa ehitus

Teadmised Maa siseehituse kohta on hangitud peamiselt seismiliste lainete levikupildi alusel. Seismiliste lainete levikukiirus ja suund muutuvad siis, kui lainete levimiskeskkonna omadused muutuvad. Muutuvaks omaduseks võib olla koostis (mineraloogiline ja kivimiline), mineraalide kristallstruktuur või mõlemad korraga. Seismiliste lainete levimiskiirus muutub tavaliselt ühtlaselt. Näiteks suureneb see vahevöös sügavuse suurenedes, sest sügavamad vahevöö osad on tihedamad. Lisaks ühtlasele muutumisele esinevad Maa sisemuses ka teravamad piirpinnad, kus seismiliste lainete kiirus muutub väga äkki olulisel määral. Sellised piirpinnad ongi aluseks Maa siseehituse jagamisel erinevateks üksusteks.[1]
Kõige üldisem on jaotus maakooreks , vahevööks ja tuumaks. Maakoor on valdavalt tahke kivimiline kest, mille alumiseks piirpinnaks on 20...70 km sügavusel paiknev Mohorovičići eralduspind ehk Moho . Sellest allpool levivad seismilised lained oluliselt kiiremini. Vahevöös on mitmeid väiksemaid piirpindu, kuid väga suur muutus seismiliste lainete levikukiiruses tuleb alles 2900 km sügavuses, kus algab Maa välistuum. P-lainete levikukiirus aeglustub järsult ning S-lainetele on see kiht läbimatu. Sellest võib järeldada, et välistuum on vedelas olekus. 5200 kilomeetri sügavusel muutub tuum taas tahkeks, ehkki ta on ilmselt sulamispunktile väga lähedal.[6]
Maakoorest eristatakse litosfääri, mis on oluline mõiste laamtektoonika seisukohalt. Litosfäär hõlmab Maa ülemise kihi 50...300 kilomeetri sügavuseni. Litosfääri alumiseks pinnaks on astenosfääri ülemine pind. 660 kilomeetri sügavuses toimub viimane oluline hüpe seismiliste lainete levikukiiruses enne vahevöö ja välistuuma piiri. Selle piirpinna järgi jagatakse vahevöö üle- ning alavahevööks. Vahevöö alaosas on D"-kiht, mis ulatub vahevöö ja tuuma piirilt 220...250 kilomeetrit kõrgemale. See on kiht, kus seismiliste lainete levikukiirus sügavuse suurenedes ei muutu.[3]

4.3 Kuu

Kuu on meile lähim taevakeha, keskmiselt vaid 384 400 km kaugusel. Kuna Kuu orbiit on küllalt piklik, siis muutub tema kaugus Maast piirides 356 410 km kuni 406 700 km. Sellega kaasnevat Kuu näiva suuruse muutumist võib isegi silmaga märgata.[6]
Ühe tiiru tegemiseks ümber Maa kulub Kuul üks kuu, täpsemalt 27 päeva ja 8 tundi. Ilmnevad kuu faasid. Noorkuu on meie jaoks siis, kui Kuu on Päikese ja Maa vahel. Mõne päeva pärast ilmub ta kitsa sirbina õhtutaevasse ja tema kumerus on suunatud paremale. Valgustatud (seal on Kuul päev) ja valgustamata (seal on öö) osade piirjoonel (nn. terminaatoril) tõuseb Päike -- sinna saabub Kuul hommik. Iga päevaga muutub valgustatud osa suuremaks ja Kuu loojub üha hiljem. Täiskuu ajal paistab kettakujuline Kuu kogu öö. Edaspidi hakkab valgustatud osa vähenema ja ta tõuseb üha hiljem pärast päikese loojumist, olles viimasest veerandist alates nähtav vaid pärast keskööd. Seda aega kutsutakse vanakuuks. Nüüd on valgustatud Kuu vasakpoolne osa ja terminaatoril Päike loojub, st. Kuul on õhtu. Faasid korduvad iga 29 ja poole päeva järel. [6]
Kuu on väike. Tema läbimõõt 3476 km on ligi 4 korda ja mass koguni 81 korda väiksem kui Maal. Raskusjõud on Kuu pinnal kuus korda maisest väiksem, st. iga asi kaalub Kuul kuus korda vähem kui Maal. Oma väiksuse tõttu ei ole Kuul märkimisväärset atmosfääri, sest ta ei suuda seda kinni hoida. Sõna märkimisväärne on siin oluline, sest mingi atmosfääri moodustab Kuu ümber päikesetuul. See on aga nii hõre, et maistes laborites taolist vaakumit saada ei õnnestu: ta on 10000 miljardit korda hõredam õhust merepinnal. [6]
Vaatamata vedelast rauast tuumale ei ole Kuul üldist magnetvälja, kuid mõnedes uuritud piirkondades on leitud kohalikke magnetvälju. Nende mõnesaja kilomeetrise ulatusega aladel küünib magnetvälja tugevus vaid miljondikuni Maa keskmisest. Ka on magnetiseerunud Kuu kivimid, seejuures seda tugevamalt, mida vanemad nad on. Ilmselt on Kuul olnud varasematel aegadel magnetväli.[3] (Pilt 4.)
Pilt 4. Kuu ja Maa

5. MARSS

Marss on Päikesesüsteemi neljas planeet, mis asub Päikesest 1,5 korda kaugemal kui Maa ja saab seepärast 2 korda vähem soojust.
Teleskoobis on see Maast 2 korda väiksem punakas planeet hästi vaadeldav iga 15-17 aasta tagant suurte vastasseisude ajal, kui Marsi ja Maa vaheline kaugus on ainult 55-60 milj. km. Sel ajal on Marss niisama hele kui Veenus.[3]

5.1 Marsi omadused

Et Marsi ja Maa pöörlemistelgede kalle on enam-vähem ühesugune, ilmnevad Marsilgi aastaajad ja kliimavöötmed, kuid ringjoonest erineva orbiidi tõttu on temperatuuri muutumine keerukam . Kui planeet asub Päikesele lähemas orbiidis, võib troopikavöötmes olla suvepäevadel kuni 25 °C, kuid aasta keskmine temperatuur on päeval paarkümmend, öösel 100 kraadi alla nulli. Atmosfäärirõhk Marsi pinnal on võrreldav õhurõhuga 35 km kõrgusel maapinnast . Atmosfäär koosneb peamiselt süsinikdioksiidist, lämmastikku ja argooni on kuni 2%, hapnikku 0,3%; veeaur, kui see kõik sadestuks Marsi pinnale, moodustaks vaid u. 0,02 mm paksuse veekihi. Enne koitu võib Marsi taevas olla hõredaid pilvi. Pooluste piirkonda katab kuni paarikümne meetri paksune valge tahke süsinikdioksiidi ehk süsihappelume kiht (need paistavad nn. polaarmütsidena).[6]

5.2 Marsi pinnas

Enamik Marsi pinda meenutab punakat kivikõrbe. Heledamad alad, nn. mandrid , on keskmiselt 3 km kõrgemad tumedatest nn. meredest. Mandritel on meteoriidikraatreid rohkem kui meredel, järelikult on viimased tekkinud hiljem. Väiksemad kraatrid (läbimõõt alla 3 km) on tuulte ja liivatormide mõjul tasandunud. Mäeahelike ja orgude kõrguste vahe küünib 14 km-ni. Marsil asub Päikesesüsteemi kõrgeim mägi, kustunud vulkaan Nix Olympica (ladina keeles "Olümpose lumi"), mille jalami läbimõõt on 600 km, kraatri läbimõõt 80 km ja kõrgus 24 km. Silma paistab 5000 km pikkune , 120 km laiune ja 6 km sügavune lõhe. Osa pinnavorme - kuivanud jõesänge meenutavad orud, poolenisti ärauhutud valliga kraatrid - lubavad arvata, et varem on Marsil olnud vett. [5] (Pilt 5.)

5.3 Marsi kuud

Marsi kuud Phobos (lad., "hirm") ja Deimos (lad., " ahastus "), arvatavasti juhuslikult Marsi külgetõmbejõu mõjupiirkonda sattunud asteroidid, on korrapäratu kujuga kaljurahnud. Neilgi leidub meteoriidikraatreid ja lõhesid. Phobos tõuseb läänest ja loojub itta , kolm korda ööpäevas, sest ta tiirleb kiiresti. Rohkem kui 100 aastat on väideldud, kas Marsi kuud ja aeg-ajalt planeedi pinnal paistvad tumedad jooned (nn. Marsi kanalid) on mõistusega olendite rajatised, kuid ei kosmoserakettidelt tehtud fotodelt ega planeedi pinnaseproovidest pole leitud mingit väljasurnud ega praeguse tsivilisatsiooni jälge.
Pilt 5. Marsi pinnas

6. JUPITER

Jupiter on esimene hiidplaneet nii järjekorra kui ka suuruse mõttes. Tema keskmine kaugus Päikesest - 5,2 a.ü., on üle kolme korra suurem kui neljandal planeedil, Marsil. Jupiter paistab silma heleda ja püsiva valgusega ning ta liigub tähtede vahel soliidse aeglusega. Vist sellepärast peetigi teda antiikajal peajumalaks - kreeklastele Zeus ja roomlastele Jupiter.

6.1 Jupiteri omadused

Väikese pikksilmaga on näha planeedi neli suurt kaaslast ning iseloomulikud vöödid Jupiteri pinnal. Planeet on märgatavalt lapik , sest kiire pöörlemine surub Jupiteri pooluste kohalt kokku. Jupiteri ööpäev kestab napilt alla kümne tunni, tema aasta pikkuseks on umbes 11,9 Maa aastat ehk 10 000 Jupiteri ööpäeva. Planeet väärib on 318 korda massiivsem kui Maa ning kaks ja pool korda massiivsem kui kõik teised päikesesüsteemi planeedid kokku. Jupiteri läbimõõt on umbes 140 600 kilomeetrit, 11 korda suurem kui Maal. Läbipaistmatu pilvkatte pärast ei ole võimalik näha Jupiteri pinda ning ta keskmine tihedus leitakse pilvkattega piiratud ruumala järgi. Niiviisi saadakse Jupiteri keskmiseks tiheduseks 1,34 vee tihedust (Maa vastav näit on 5,52). Raskusjõud on Jupiteril 2,8 korda suurem kui Maal. [6]

6.2 Jupiteri keemilised omadused

Keemilise koostise järgi sarnaneb Jupiter rohkem tähtedega: tema atmosfäär ja arvatavasti ka sisemus koosneb peamiselt vesinikust (mahu järgi 87-90%) ja heeliumist (10-13%). Jupiterist olekski võinud saada täht, kuid selleks oleks ta pidanud olema veel 7-8 korda massiivsem. Tähed tekivad hõreda gaasi kokkutõmbumisel, kui vabaneb niipalju soojust, et aine sisemuses saavad alata termotuumareaktsioonid . Selleks on vaja temperatuuri vähemalt kümme miljonit kraadi. Jupiteri esialgsel kokkutõmbumisel ei läinud ta sisemus küllalt kuumaks ja termotuumareaktsioonid ei puhkenud. Sellest hoolimata kiirgab Jupiter soojuskiirgust ja tõenäoliselt toimub see gravitatsioonilise kokkutõmbumise energia arvel. Planeet on ka tugeva raadiokiirguse allikaks ning selle põhjuseks on Jupiteri väga tugev magnetväli ja teda ümbritsevad kiirgusvööndid. [3;6]
Jupiteri pilvede ülapiiril kõigub õhutemperatuur vahemikus -100°C kuni -160°C. Üheatmosfäärilisel rõhul sulab ammoniaak temperatuuril -78°C ja aurustub temperatuuril -33°C ja umbes selline rõhk Jupiteri pilvepiiril ongi. Allapoole minnes kasvab nii rõhk kui temperatuur ja kuskil 12-15 kilomeetri sügavusel, kus õhurõhk ulatub 2-3 atmosfäärini, algavad jääkristallidest koosnevad pilved. [3;6]

6.3 Jupiteri kuud. Jupiteri rõngad.

Jupiteril on 2006. aasta sügiseks teada 63 kuud. Neli suuremat – Io, Europa, Ganymedese ja Callisto – avastas Galileo Galilei 1610 , neid võib näha tavalise prismabinokliga. Nad tiirlevad täpselt planeedi ekvaatori tasandis ringjoonelistel orbiitidel . Ülejäänud kuud on korrapäratu kujuga kaljurahnud, nende orbiidid on Jupiteri ekvaatori tasandi suhtes tugevasti kaldu ja erinevad ringjoonest. Need on juhuslikult Jupiteri külgetõmbejõu mõjupiirkonda sattunud asteroidid, mida leitakse tulevikus suure tõenäosusega veelgi. Planeetide kuude seas on ainulaadne Io, millel peale atmosfääri on avastatud 7 tegevvulkaani, laava valgumist pinnale ja Maa geisreid meenutavaid purskeid . Ekvaatori tasandis ümbritseb Jupiteri Maalt nähtamatu rõngaste süsteem. Rõngaste raadiused on vahemikus 92 000 km - 122 500 km (nn. halo ), tihedama osa raadius on ca 128 940 km, laius 6400 km ja paksus 1 km. Kahe välimise nn. Gossameri rõnga kaugused Jupiteri keskpunktist jäävad 181 000 ja 221 000 km vahele. Rõngad avastati 1979 aastal kosmoseaparaadi Voyager 1 tehtud piltidelt, olulise panuse nende struktuuri uurimisel andis Jupiteri orbiiter Galileo.[6] (Pilt 6.)

Pilt 6. Jupiter ja tema kuud.

7. SATURN

Saturn on antiikajal tuntud planeetidest kõige kaugem, teda lahutab Päikesest keskmiselt 9,5 a.ü.

7.1 Saturni omadused

Saturni on tema suure kauguse tõttu teleskoobi abil juba kaunis raske uurida. Pikksilmaga on näha vaid rõngas ning heal juhul ka see, et planeet on veel lapikum kui Jupiter. Saturni ööpäev kestab "Voyageri" andmetel 10 tundi ja 39 minutit ja täistiiruks ümber Päikese kulub 29,5 maist aastat ehk umbes 25 000 Saturni ööpäeva. Planeet on üle kolme korra "kergem" kui Jupiter, aga 95 korda massiivsem kui Maa ning kolm korda massiivsem kui kõik teised päikesesüsteemi planeedid ilma Jupiterita kokku. Saturni läbimõõt on 120 600 kilomeetrit, 9,4 korda suurem kui Maal. Nagu teistelgi hiidplaneetidel, ei ole läbipaistmatu pilvkatte pärast võimalik näha Saturni pinda ning ta keskmine tihedus leitakse pilvkattega piiratud ruumala järgi. Saturni keskmine tihedus on ainult 0,7 vee tihedust, ta on Maast kaheksa korda hõredam. Raskusjõud Saturni pilvepiiril ületab maise vaid 1,2 korda. [6]

7.2 Saturni keemilised ja füüsikalised omadused

Väga vähe on teada hiidplaneetide siseelu kohta. Tänu "Voyageritele" on olemas hea ülevaade gigantide kaaslastest ja rõngastest, kuid planeetidest saadi andmeid vaid pilvkatte ülemise piiri kohta. Saturni fantastiliselt väike keskmine tihedus lubab arvata, et planeedi pind, kui ta üldse olemas on, asub kaugel allpool pilvepiiri. Usutavam on aga, et kuigi planeedil on olemas tahke tuum, läheb aine pilvedeks ja gaasiks üle sujuvalt, nagu teistelgi hiidplaneetidel. Ka Saturnil on väga tugev magnetväli ja kiirgusvööndid. Magnetvälja telg langeb kokku pöörlemisteljega.
Keemiline koostis on Saturnil umbkaudu sama mis Jupiteril. Levinuim element on vesinik (mahu järgi 87-90%), see, mis üle jääb, on peamiselt heelium (10-13%). Ka lisandid on samad -- ammoniaak (NH3), metaan (CH4), etaan (C2H6), vesi, atsetüleen (C2H2) ja fosfiin(PH3). Lisandid moodustavad paksu ja mitmevärvilise pilvekihi nagu Jupiterilgi. Pilvkate jaguneb vöönditeks, kuid need pole nii kontrastsed ja värvilised kui naabril. Vööndid kulgevad ekvaatoriga paralleelselt. [3;6;8]
Saturn kiirgab kaks ja pool korda rohkem soojust, kui ta Päikeselt saab, ning tuulte ülesandeks on ülearune soojus välja pumbata .

7.3 Saturni rõngad ja kaaslased

Saturni rõngad on tõenäoliselt tekkinud mitmeid miljardeid aastaid tagasi. Varasemate, Voyageri missioonidelt pärinevate andmete põhjal oletasid teadlased, et Saturni rõngad on suhteliselt hiljutine nähtus. Teooria lükkasid ümber Cassinilt saadud andmed. Rõngad asuvad ekvatoriaaltasandil ja nende kogulaius ületab planeedi läbimõõdu. Rõngad avastas Galileo Galilei, kes 1610. aastal märkas oma väikese teleskoobiga Saturni küljes kahte moodustist, kuid ta ei suutnud välja selgitada, millega on tegemist. Hüpoteese oli palju, kuid esimese sõnastas hollandlane Huygens 1655. aastal, kus ta väitis et "ta on ümbritsetud õhukese ja tasase rõngaga, mis ei puutu teda kuskil ja on ekliptika suhtes kaldu." Saturni rõngad on oma nime saanud nende avastamise järgi tähestikulises järjekorras.[9]
Roche arvutuste järgi ei saa lähemal kui 2,44 planeedi raadiust suuri kaaslasi tekkida ning kui nad sinna satuvad, siis nad purunevad. Saturni rõngad asuvad just sellises vahemikus ning see on viinud arvamuseni, et materjal, millest muidu oleks tekkinud mõned kuud, on jäänud rõngastesse. Rõngaste osakesed koosnevad jääst, mis on segatud metaani ja ammoniaagiga. Osakeste suurus kõigub mikromeetrist kilomeetrini. " Pioneer 11" piltide põhjal jõudsid uurijad arvamusele, et F-rõngast "karjatatakse"- kaks kuud, Prometheus ja Pandora tiirlevad teine teiselpool rõngast. Saturni kuud järjestatuna kaugemast lähemale on: Phoebe, Iabetus, Hyperion, Titan , Rhea, Helena, Dione, Kalypso , Telesto, Tethys , Enceladus, Mimas, Janus, Epimetheus, Pandora, Prometheus, Atlas, Pan.[3;8:9]
Pilt 7. Saturn

8. URAAN

8.1 Uraani ajaloost

Saturn on inimkonnale iidsetest aegadest teadaolevatest planeetidest kaugeim . Järgmised kolm planeeti on paljale silmale nähtamatud, nad on avastatud alles pärast teleskoobi kasutuselevõttu.
1781 . aasta 31. märtsil leidis Saksa päritoluga inglise amatöörastronoom William Herschel (1738-1822) Sõnni ja Kaksikute tähtkuju piiril uduse objekti, mis päevast päeva nihkus tähtede suhtes. Herschel pidas seda esialgu komeediks, kuid orbiidi väljaarvutamine näitas, et tegemist on hoopis planeediga. Eksitus oli tingitud halvast kujutisest, mis ei võimaldanud planeeti kettakujulisena näha. Herschel nimetas uue planeedi kuningas George III auks Georgium Sidus (lad. k. Georgi täht), kuid see nimi ei leidnud poolehoidu. Üldtuntuks sai nimi Uraan, mille pani saksa astronoom Johann Elert Bode (1747- 1826 ). Nii jätkus tava nimetada planeete antiikaja jumalate järgi. Uranos oli kreeka taevajumal, vanim kõigist jumalatest. Selle avastuse eest määras kuningas W. Herschelile palgaks 200 naela aastas. Herschelist sai üks kõigi aegade silmapaistvamaid astronoome. [3]

8.2 Uraani omadused

Uraan ise kuigi silmapaistev ei ole. Suurte teleskoopidega näeme teda sinakasrohelise kettana, millel pole näha mingeid detaile. Heleduse perioodilise kõikumise ja spektroskoopiliste vaatluste põhjal leiti, et Uraan teeb ühe pöörde ümber oma telje umbes 16 tunniga. Seejuures on täiesti unikaalne pöörlemistelje asend: see asub enam-vähem tema orbiidi tasandis. Pöörlemistelje sellise asendi tõttu on Uraanil omapärane päeva ja öö vaheldumise rütm, mis mõnevõrra sarnaneb Maa polaaraladel valitsevaga. Uraani poolustel kestab nii polaarpäev kui polaaröö 42 maist aastat. Mida rohkem ekvaatori suunas, seda lühemaks nad muutuvad. Kaks korda Uraani aastas (kevadel ja sügisel) teatud ajavahemiku jooksul vahelduvad öö ja päev nii-öelda normaalselt: mõlemad kestavad siis umbes 8 tundi. Seejuures on huvitav, et ühe Uraani aasta jooksul on Päike kõigis planeedi punktides kaks korda seniidis, peale pooluste, kus seda juhtub vaid kord aastas. [6]
Uraan on hiidplaneet, tema läbimõõt ületab Maa oma neli korda, mass aga 14,5 korda. Keskmine kaugus Päikesest on tal 19,2 aü ja tiirlemisperiood 84 aastat. Spektroskoopiliste vaatlustega leiti Uraanilt vesinikku, heeliumi, metaani ning vähesel määral atsetüleeni. Metaan neelab tugevasti päikesekiirguse kollast ja punast osa, seega peegelduvad tagasi vaid sinised ja rohelised kiired. Sellest tulenebki Uraani sinakasroheline värvus.[6]
"Voyager 2" poolt tehtud mõõtmised kinnitasid magnetvälja olemasolu Uraanil. Ootamatu oli aga see, et magnetväli on pöörlemistelje suhtes 60 nurga all, meenutades sellega pulsareid. Uraani magnetväli, nagu ka teiste planeetide magnetväljad, on päikesetuule (Päikeselt lähtuvate laetud osakeste voo) poolt pühitud pikka "magnetsappa". Kuna Uraani magnetväli on pöörlemisteljega suure nurga all, siis moodustab tema "magnetsaba planeedi pöörlemisel korgitõmbaja moodi struktuuri. Magnetvälja pöörlemise perioodiks leiti 17,24 tundi. Kuna magnetväli tekib planeedi sisemuses, siis vastab tema pöörlemisperiood hästi planeedi kui terviku pöörlemisperioodile. Uraani magnetväli on liialt tugev selleks, et tekkida ainult tema kivimitest tuumas, mille läbimõõt on umbes 15000 km. Arvatavasti tekib ta seda tuuma ümbritsevas enam kui 10000 km paksusega kuumas (temperatuuriga mitu tuhat kraadi) veekestas, millele annavad elektrijuhtivuse mitmesugused ioonid . [5]

8.3 Uraani rõngad

Mõned kuud enne automaatjaama "Voyager 2" starti tehti sensatsiooniline avastus - 10. märtsil 1977 avastati Uraanil rõngad. Seni oli taoline moodustis teada vaid Saturnil. Erinevalt viimasest on aga Uraani rõngad väga kitsad ja seega väga raskesti märgatavad. Kokku leiti 5 rõngast. Rõngaste avastamisel olid kõige olulisemad vaatlused, mis tehti kaheteist ja poole kilomeetri kõrgusel India ookeani kohal lendavalt lennukilt (nn. Kuiper'i nimeline Lendav Observatoorium). Hiljem avastatud kuus rõngast (neist neli maa pealt ja kaks "Voyager 2-lt") on tõstnud praegu teadaolevate rõngaste koguarvu üheteistkümnele, millest lähim asub 37000 km, kaugeim 51000 km kaugusel planeedi keskpunktist. "Voyager 2" leidis, et Uraani rõngad sisaldavad väga vähe alla meetrise läbimõõduga osakesi ja osakesed ise on väga tumedad. Arvatakse, et väikesed osakesed on suurte osakeste pinnale kleepunud ja selles on oma osa nii magnetväljal kui laetud osakestel. See-eest on mikromeetri suurusjärgus läbimõõduga tolmu hulgaliselt rõngaste vahel. Ta paikneb seal ebaühtlaselt, moodustades kitsamaid ja laiemaid ribasid. Rõngaste vahel olev materjal oli märgatav vaid siis, kui päike valgustas neid tagantpoolt.[3;6] (vt. Pilt 8)
Uraani rõngad on väga kitsad (laius 1-100 km) ja järskude servadega. Kuid aja jooksul peaksid rõngaid moodustavad osakesed omavaheliste kokkupõrgete tagajärel laiali lendama ja moodustama ühe ühtse rõnga. Hajumist võivad ära hoida rõnga läheduses tiirlevad kaks kaaslast, kui neist üks tiirleb rõngast seespool, teine väljaspool. Niisugused "karjusteks" kutsutavad kaaslased olid leitud valvamas Saturni F-rõngast, "Voyager 2" avastas kaks "karjust" ka Uraani epsilon -rõnga juurest.[1;6]

Pilt 8. Uraan ja tema rõngad

9. NEPTUUN

9.1 Neptuuni avastuslugu

Kõige huvitavam, mida kuni viimase ajani Neptuunist teati, oli planeedi avastamise lugu. Neptuun avastati teatavasti Uraani liikumise korrapäratuste analüüsi põhjal, millest tehti järeldus, et Uraanist kaugemal peab asuma veel üks planeet. J. Adams Inglismaalt ja temast sõltumatult U. Leverrier Prantsusmaalt arvutasid uue planeedi asukoha välja ning saksa astronoom J. Galle leidiski ta 1846 aastal U. Leverrier' poolt väljapakutud koha lähedalt. Nimi pandi vastleitule merejumal Neptunuse järgi. Planeet on Päikesest 30 korda kaugemal kui Maa - nelja ja poole miljardi kilomeetri kaugusel. Maa taevas paistab ta kaheksanda suuruse tähena - teda on lootusetu vaadelda palja silmaga. Ka väikese pikksilmaga on Neptuuni võimatu eristada ümbritsevatest tähtedest.[6] (Pilt 9.)

9.2 Neptuuni omadused

Neptuun on neli korda suurema läbimõõduga, seitseteist korda massiivsem ja kuuskümmend korda mahukam kui Maa. Planeedi keskmine tihedus on selle põhjal pisut rohem kui poolteist korda suurem vee tihedusest, aga üle kolme korra väiksem Maa keskmisest tihedusest. Neptuun tiirleb peaaegu ringikujulisel orbiidil ning üheks tiiruks kulub 165 maist aastat, tema päev kestab aga ainult 18 tundi. Planeet pöörleb tavapärases suunas ja see oligi põhiline, mis teda astronoomide silmis eristas vastupidiselt pöörlevast Uraanist, kuna need kaks planeeti on peaaegu ühesuurused ning suure kauguse tõttu paistsid nad olevat ka väga sarnased. Spektraalvaatluste põhjal leiti Neptuuni pilvekihi temperatuur olevat -235 kraadi. Nagu teistegi hiidplaneetide puhul ei ole vähemalt praegu selge, kas ta pilvekihi all on tahket maapinda. Enamus uurijaid on veendunud, et hiidplaneedid on lihtsalt gaasimullid, mille tihedus keskpunkti suunas kasvab ning keskosas suure rõhu all võib esineda ka tahke faas. Heledate pilvede liikumise põhjal tehti kindlaks, et Neptuuni kõrgpilvedes puhuvad tuuled kohati pilvi edasi rohkem kui tuhat kilomeetrit tunnis. Neptuuni ja Uraani atmosfäärid on erineva aktiivsusega. Põhjus võib peituda Neptuuni suuremas tiheduses ja aktiivsuses, mis avaldab ennast märkimisväärsete raadiopursete kaudu. Planeedi magnetväli on aga palju nõrgem kui Uraanil ning magnetpoolused on 50 kraadi eemal planeedi enda poolustest.[1;3;6]

9.3 Neptuuni rõngad

Nagu kõikidel teistel hiidplaneetidel on ka Neptuunil rõngad. Saturni ega ka Uraani vastu need rõngad oma suurusega ei saa, kuid Jupiteri rõngastest on nad küll kopsakamad. Kaks kitsast Neptuuni rõngast paiknevad üks 53000 ja teine 63000 kilomeetri kaugusel planeedi tsentrist. Pikema ekspositsiooniaja korral tuleb esile veel teisi rõngaid, kuid nood on oluliselt nõrgema heledusega ja laiemad. "Voyager 2" avastas veel kuus senitundmatut kaaslast, mis esialgu nimetati järjekorras 1989 N1 kuni 1989 N6. Saturni rõngaste uurimisel püstitati rõngaste "gravitatsioonilise karjatamise" hüpotees. [6]

9.4 Neptuuni kaaslased

Neptuunil on 13 teadaolevat kuud; 7 väikest ja Triton ning lisaks veel neli 2002.aastal ning üks 2003.aastal avastatud veel nimetut kuud.1846.aastal avastati ka Neptuuni kõige suurem kuu Triton, teine kuu Nereid leiti alles 1949.aastal. "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. Üllataval kombel ei olnuki Nereide Neptuuni suuruselt teine kaaslane ,vaid selleks on Proteus , mille läbimõõt on tervelt 400 kilomeetrit. Ometigi ei piisa selle kuu gravitatsioonist tagamaks talle korrapärast kuju--kaaslase opinnal asub kraater, mille läbimõõt ulatub 200 kilomeetrini. Tegemist on päikesesüsteemi kõige mustema kehaga,ta peegeldab pealelangevast päikesevalgusest tagasi vaid 5 protsenti. Triton, üks massiivsemaid kaaslasi Päikesesüsteemis, liigub nii planeedi pöörlemisele kui tiirlemisele vastassuunas. Nereise orbiit on väga piklik, kaugus Neptuunist muutub 1,3 miljonist kuni 10 miljoni kilomeetrini.[3;6]
Pilt9. Neptuun

KOKKUVÕTE

Päikesesüsteem koosneb Päikesest ning sellega seotud objektidest ja nähtustest, sealhulgas planeet Maa, millel me elame. Tegemist on kõige paremini tuntud näitega planeedisüsteemist, mis üldjuhul koosneb ühest või mitmest tähest ning nendega gravitatsiooni tõttu seotud ainest (planeedid, meteoorkehad, tolm, gaas).
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.
Päikesesüsteemi kauguseks Galaktika keskmest hinnatakse 25 000 kuni 28 000 valgusaastat. Ta tiirleb ümber Galaktika keskme kiirusega umbes 220 kilomeetrit sekundis ning teeb ühe täistiiru 226 miljoni aastaga.
Päikesesüsteemi orbiit paistab olevat väga ebaharilik. Ta on esiteks väga lähedane ringjoonele ja teiseks on ta peaaegu täpselt sellel kaugusel, kus orbitaalkiirus vastab spiraaliharusid kujundavate kompressioonilainete kiirusele. Nähtavasti on päikesesüsteem jäänud spiraaliharude vahelisse piirkonda suurema osa aja jooksul, mis elu Maal on eksisteerinud. Spiraaliharudest lähtuv supernoovade kiirgus võiks teoreetiliselt teha planeetide pinnad steriilseks, hoides ära suurte loomade tekke maismaal. Et Maa on jäänud spiraaliharudest väljapoole, võib olla tegemist ainulaadse planeediga, mille pinnal on saanud tekkida suured loomad.
Veel hiljaaegu oli päikesesüsteem ainuke tuntud näide planeedisüsteemist, olgugi et laialt usuti teiste võrreldavate süsteemide olemasolu. Nüüd on avastatud mitmeid planeedisüsteeme, kuigi nendest on väga vähe teada. Planeedisüsteemide kindlakstegemiseks tuvastatakse Doppleri efektile toetudes perioodilised muutused tähtede liikumises, mis pannakse planeetide arvele. Nii saab kindlaks teha ka nähtamatute planeetide massi ja orbiidi. See meetod ei võimalda praegu siiski avastada Maaga võrreldava massi ja orbiidiga planeete, välja arvatud kolm planeeti, mis tiirlevad ühe pulsari ümber.
KASUTATUD ALLIKAD

Jaaks Jaaniste, „Kosmoloogia“ füüsika õpik, Koolibri 1999 Tallinn

http://en.wikipedia.org/wiki/solar_syste m

http://et.wikipedia.org/wik i

http://et.wikipedia.org/wiki/Päikesesüsteem.gif

http://images.google.com/imghp?hl=en&tab=w i

http://opik.obs.ee/

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/88/Reprocessed_Mariner_10_image_of_Mercury.jpg

http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html
- 27 -