URAN

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: utorak, 15 februar 2005 00:00

Autor Marko Stalevski

Vekovima je rub Sunčevog sistema bila orbita Saturna – poslednje od pet planeta koje su još drevni narodi posmatrali kako se “šetaju” među nepokretnim zvezdama. Iako je dovoljno sjajan da se opazi i golim okom, bilo je potrebno da prođe gotovo celi pisani period čovekove istorije, da bi krajem osamnaestog veka ljudsko oko ugledalo Uran, prvu planetu otkrivenu pomoću teleskopa, prvu za koju nisu znali stari narodi. U upoznavanju sedme planeta od Sunca značajna su tri datuma.

Crkveni orguljaš

Prvi je 13. mart 1781. godine. Te noći, orguljaš crkve u engleskom gradu Batu i pasionirani astronom amater Vilijem Heršel, upravio je teleskop koji je sam konstruisao prema sazvežđu Blizanaca u sistematskoj potrazi za dvojnim zvezdama. Među brojnim poznatim zvezdama ugledao je nebesko telo koje je imalo oblik diska i opisao ga u svojoj beležnici kao “magličastu zvezdu ili možda kometu”. Tek je nekoliko meseci kasnije finski matematičar Anders Leksel ustanovio da se radi o novoj planeti, prvoj koja je otkrivena od početka ljudske istorije. Kada je nešto kasnije, radi što boljeg utvrđivanja orbite, tragano za eventualnim starijim posmatranjima, utvrđeno je da je Uran bio uočen čak dvadesetak puta pre Heršela! Naravno, ovi rani posmatrači nisu utvrdili da se ne radi o zvezdi. Najnesrećniji među njima bio je Le Monier koji ga je osmatrao čak jedanaest puta, ali nije uočio njegovo kretanje među zvezdama, a najstarije posmatranje potiče iz 1690. kada ga je Džon Flemstid zaveo kao zvezdu 34 Tauri.

Ovo otkriće, pronalazaču je brzo donelo slavu koja se proširila i izvan naučnih krugova i nagradu londonskog Kraljevskog društva. Kralj Džordž III mu je dodelio doživotnu penziju od 200 funti i za njega ustanovio zvanje dvorskog astronoma čija je jedina dužnost bila da kraljevskoj porodici pokazuje nebeska tela kada mu se to zatraži. Zahvalni Heršel je predložio da se nova planeta nazove Georgium sidus to jest Džordžova zvezda, ali ovaj naziv nije bio prihvaćen i ona je dobila ime Uran na Bodeov predlog.

Otkriće Urana nije bila slučajnost. To je bio vrhunac procesa sistematskog ispitivanja neba čiji je takav ishod bio neizbežan. Sam Heršel kaže: “Obično se pretpostavlja da je srećna prilika upravila moj pogled na ovu zvezdu, ali to je očigledno pogrešno. Ja sam sistematski ispitivao svaku zvezdu na nebu, ne samo te veličine nego i mnogo slabije. One noći, bio je njen red da bude otkrivena. Da sam bio sprečen te večeri, otkrio bih je sledeće,  a moj teleskop bio je tako dobar da bih njen planetarni disk uočio čim mi pogled padne na nju.” 

Ovaj događaj potpuno je izmenio Heršelov zivot. Profesionalni muzičar, čija je najveća strast bila astronomija u kojoj je bio samouk, postao je profesionalni astronom čiji je hobi do kraja života ostala muzika. Umro je slavan i poštovan u 84. godini života. Njegov životni vek trajao je upravo koliko i jedan obilazak oko Sunca planete koju je otkrio.

Leteća opservatorija 

Sledeći značajan datum je 10. mart 1977. godine. Nekoliko godina ranije, Gordon Tejlor sa Kraljevske Griničke opservatorije, izračunao je da će tog dana Uranov disk preći preko lika jedne slabe zvezde. Ovakvi veoma retki događaji su od velikog značaja jer omogućuje da se precizno odredi prečnik planete,  a na osnovu načina na koji se zvezda gasi dok se planeta kreće ispred nje može mnogo da se otkrije o planetinoj atmosferi. Merenja su pokazala da će događaj biti najbolje vidljiv sa južnog dela Indijskog okeana gde nema astronomskih opservatorija. Rešenje je nađeno u Kajperovoj letećoj opservatoriji, visokoletećem avionu, opremljenom stabilisanim teleskopom i nazvanom po jednom od najvećih planetologa dvadesetog veka.

U sumarak 10. marta, leteća opservatorija je uzletela iz Perta u Australiji na desetočasovni let na 12 500 metara iznad pustog okeana. Astronomi Dž. Eliot, E. Danhem i D. Mink su počeli posmatranja jedan čas pre predviđenog trenutka kontakta radi obezbeđenja od bilo kakve greške u proračunima. Iznenada, 40 minuta pre okultacije (zaklanjanja), sjaj zvezde je naglo opao da bi se posle nekoliko sekundi vratio na prvobitnu veličinu. Primećeno je ukupno pet takvih naglih promena sjaja. Pošto je Uranov disk prošao ispred zvezde, zvezda se još pet puta gasila na tačno istim daljinama od planetinog diska. Analogne, ali ne tako potpune, rezultate dobili su i posmatrači u Pertu i Južnoj Africi. Zajedničkom obradom svih podataka zaključeno je da je Uran okružen sa pet ili šest prstenova, verovatno sitnih otpadaka, koji kruže oko planete, slično kao kod Saturna. “Vojadžer 2” je ovom spisku dodao još nekoliko, tako da danas beležimo ukupno 11 prstenova oko ove planeta.

Za razliku od Saturnovih prstenova koji su široki i imaju samo nekoliko jasnih praznina, Uranovi su veoma uski, svaki širine oko svega 10 km, i između pojedinih prstenova nalaze se velike praznine. Osim što su skromnih razmera u odnosu na Saturnove, oni odbijaju veoma malo Sunčeve svetlosti, tako da ih je nemoguće primetiti prilikom običnih vizuelnih ili fotografskih posmatranja. Po svemu sudeći Uranovi prstenovi su sastavljeni od tamnih čestica koje odbijaju najviše 5 % Sunčeve svetlosti, dok su Saturnove prstenove čine gromade leda leda koje odbijaju oko 70 % svetlosti. Zato i ne čudi činjenica da su Uranovi prsteni otkriveni relativno skoro. Uprkos svim teškoćama i na Zemlji je dobijen snimak Uranovih prstenova, doduše ne u vidljivoj nego u infracrvenoj svetlosti.

Vesti od Putnika

I konačno, kao poslednji značajan datum, beležimo 24. januar 1986. Tog dana “Vojadžer 2” je na stigao pretposlednju stanicu na svom Velikom Putovanju, samo minut kasnije nego što je bilo predviđeno. Preciznost kojom je sonda došla na cilj može se porediti sa nemogućim podvigom igrača golfa koji bi lopticu poslao pravo u rupu sa udaljenosti od 1500 km. Mreža antena širom sveta počela je da prima prve fotografije planete Uran, njenih meseca i prstenova.

Još od ranije je bilo poznato da se osa rotacije plavo – zelene planete nalazi gotovo u vodoravnom položaju,  odnosno Uran izgleda kao kao da se kotrlja po svojoj putanji oko Sunca. Neobični nagib je verovatno posledica katastrofalnog sudara sa nekim telom planetarnih dimenzija u prošlosti. Prolazak “Vojadžera” doneo je još dva velika iznenađenja. Najpre, otkriveno je da se magnetno polje planete nalazi pod uglom od 60° u odnosu na osu rotacije, i da magnetna osa ne prolazi kroz središte planete već je pomerena za oko trećinu poluprečnika planete. Drugo iznenađenje je predstavljala distribucija toplote. Naime, s obzirom da je u vreme prolaska  “Vojadžera”, zbog već pomenutog neobičnog položaja ose rotacije, južni pol planete bio okrenut Suncu, očekivalo se da će i temperatura na južnom polu biti veća nego u ekvatorijalnim predelima. Međutim, merenja “Vojadžera” su pokazala potpuno suprotno – i pored manjeg osunčavanja, pojasevi oko ekvatora su bili topliji. Mehanizam koji je doveo do ovakve veoma neobične raspodele toplote je nepoznat.  

Po građi, Uran je sličan ostalim gasovitim planetama. Malo, gvozdeno-silikatno jezgro veličine Zemlje okružuje ledeni omotač na bazi vode, metana i amonijaka, a dalje se prostiru vodonik (83%), helijum (15%) i metan (2%). Za razliku od Jupitera i Saturna, pritisci u unutrašnjosti nisu dovoljni veliki, pa nema karakteristični sloj metalnog vodonika. U gornjim slojevima atmosfere u znatnoj meri je prisutan metan koji upija crvenu i žutu svetlost i tako daje planeti plavkasto – zelenu boju. Sloj metana verovatno krije od našeg pogleda i pruge i pojaseve kao one jasno vidljive kod Jupitera i Saturna. Temperatura u gornjim slojevima atmosfere iznosi oko 60 K (-214°C), a vetrovi dostižu brzine od 580 km/h.

Uran je 19.2 puta dalji od Sunca nego Zemlja. U njega bi mogle stati 67 Zemljine kugle,  dok mu je masa veća od Zemljine samo 14.6 puta. Oko Sunca se okrene za 84 godine, a oko svoje ose za nešto više od 17 časova. 

Šekspirovi junaci

Oko Urana kruže 27 satelita koji se mogu podeliti u tri grupe: 11 unutrašnjih koje je otkrio “Vojadžer”, svi su malog prečnika i izrazito tamni, 5 većih koji su bili poznati pre “Vojadžera”, dok ostali, skoro otkrivenu, verovatno predstavljaju zarobljene asteroide. Većina se sastoji od mešavine leda i stena. Za razliku od ostalih satelita Sunčevog sistema koji su pokupili imena iz klasičnih mitologija, većina svetova koji kruže oko Urana nose imena junaka Šekspirovih dela.

Mirandu, najmanji od 5 glavnih Uranovih satelita, odlikuju veoma neobični oblici reljefa – kanjoni duboki do 20 km, terasasti slojevi, velike depresije, izmešani mladi i stari delovi tla, neobične brazde, doline i litice. Ovako intenzivnu geološku aktivnost teško je objasniti. Problem je u tome što izuzetno jaka tektonska aktivnost podrazumeva izvor unutrašnje topolote što je teško zamisliti na telu tako malom kao Miranda. Dodatan, ali verovatno ne dovoljan izvor toplote predstavljaju plimske sile Urana. Prema jednoj teoriji, ovaj satelit je više puta u svojoj istoriji bivao rasturen i ponovo sastavljen iz krhotina; danas se smatra da je verovatnije da je za ovakav izgled Mirande odogvoran neki unutrašnji mehanizam koji izbacuje lakše materijale na površinu.

Arijel najsvetliji od Uranovih satelita. Karakteriše ga sistem dolina, pukotina i kanjona koji se protežu preko cele njegove površine. Dna ovih kanjona deluju kao da su u prošlosti uglačana radom neke tečnosti. Zbog izuzetno niske temperature, ove tragove su mogli da ostave jedino amonijak, metan ili ugljen monoksid, u tečnom stanju.

Umbriel je najtamniji Uranov satelit. Slične je veličine i gustine kao i Arijel. Površina je stara i ravnomerno pokrivena velikim kraterima.

Titanija je najveći satelit Urana. Površini je relativno mlada i na njoj se izdvajaju nekoliko većih udarnih kratera i rov dugačak oko 1600 km.

Oberon ima staru površinu, prekrivenu ledom i izrovanu kraterima. Dna nekih kratera su prekrivena tamnim materijalom koji izbija iz unutrašnjosi. Uočena je i jedna planina visine 6 km.

Ostali sateliti su fotografisani sa velikih udaljenosti i o njima se jako malo zna.

*          *          *

Od Heršela, preko leteće opservatorije, pa do “Vojadžera”, o ovoj planeti smo dobili više pitanja nego odgovora. Na žalost, po svemu sudeći, tako će ostati još dugo, s obzirom da u budžetima svemirskih agencija trenutno nema mesta ni za jednu misiju ka ovom gasovitom džinu.

(februar 2005)

SATURN

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: sreda, 15 decembar 2004 00:00

Autor Marko Stalevski

Saturn, šesta po redu planetu od Sunca, najdalja od pet 'zvezda lutalica' poznatih još drevnim narodima. Vekovima je ova planeta označavala granicu Sunčevog sistema i mada su je ljudi od davnina gledali kako se kreće među zvezdama, u svoj svojoj lepoti se predstavila tek kada se u XVII veku čovekovo oko naoružalo teleskopom. Prvi kroz teleskop ga je posmatrao Galileo Galilej 1610, i zabeležio da je “najvišu planetu video trostruku” – usled slabe rezolucije svog teleskopa nije mogao da razluči prsten pa mu se činilo da je Saturn sastavljen tri tela. Ta prva posmatranja je dodatno otežavala i promena položaja Zemlje u odnosu na ravan prstena. Kada se nekoliko godina kasnije Zemlja našla u samoj ravni, prsten je posao praktično nevidljiv i Galilej je pomislio da se prevario. Tek je Kristijan Hajgens 1659. bio u stanju da pravilno protumači ovu neobičnu sliku u okularu teleskopa. Kasnijim posmatranjima je ustanovljeno da se prsten zapravo sastoji od nekoliko podprstena, da bi ga prolazak “Vojadžera” raščlanio u više stotina, pa čak i hiljada komponenti! Ovaj veličanstven sistem prstenova koji obavija šestu planetu od Sunca ujedno je čini najlepšom planetom Sunčevog sistema.

U pogledu sastava i mnogih drugih svojstava Saturn je sličan Jupiteru, pa ga često, kao i kralja svih bogova, nazivaju 'promašenom zvezdom' – oba ova gasovita džina se sastoje, kao i zvezde, pretežno od vodonika i helijuma ali nisu sakupili dovoljno mase da bi temperature u središtima dostigle dovoljne vrednosti da pokrenu termonuklearne reakcije. Ipak, ovo u znatno manjoj meri važi za Saturn s obzirom da, iako gotovo iste veličine kao i Jupiter, ima svega 30% njegove mase. To ga čini najmanje gustom od svih planeta; srednja gustina Saturna je čak manja i od srednje gustine vode tako bi plutao na površini, ako bismo našli neki dovoljno veliki 'kosmički okean' da ga u njega potopimo. Zato je, iako 750 puta veći od Zemlje, masivniji samo 95 puta.

Ovaj prstenasti svet je 9.5 puta udaljeniji od Sunca nego Zemlja i prima samo 1% Sunčeve energije koju prima naša planeta. Ipak, Saturn kao i Jupiter zrači energiju i to 2.8 puta više nego što primi od Sunca. Mehanizam oslobađanja ove energije nije još dovoljno razjašnjen – veruje se da kao i kod Jupitera potiče od postepenog skupljanja planete ali ovo skupljanje nije dovoljno da objasni ukupni iznos oslobođene energije; verovatno je na delu još neki, za sada nepoznati, mehanizam. Usled veoma brze rotacije – oko svoje ose se okrene za 10 časova i 14 minuta – veoma je izražena spljoštenost na polovima; ekvatorijalni i polarni prečnik se razlikuju za 10% (120 000 km naspram 108 000km), što se objašnjava snažnim delovanjem centrifugalne sile. Ovako brza rotacija uslovljava i stalne, veoma snažne vetrove koji duvaju u ekvatorijalnim predelima u pravcu obrtanja planete i dostižu brzine od 1800 km/h.  To opet uzrokuje veoma malu temperaturnu razliku. Prosečna temperatura u Saturnovoj atmosferi iznosi –180 °C i razlika između dnevne i noćne strane je svega nekoliko stepeni.

Unutrašnjost planete takođe nalikuje Jupiterovoj. U središtu je malo čvrsto jezgro (prečnika do 15 000 km), bogato gvožđem iznad koga se nalazi tanak sloj leda na bazi vode, metana i amonijaka. Sve ovo je obavijeno slojem tečnog vodonika oko 26 000 km debljine koji se usled ogromnog pritiska ponaša kao metal – takozvani metalni vodonik. Ovoj sloj je odgovoran za veoma jako magnetno polje, 1000 puta jače od Zemljinog, premda 20 puta slabije od Jupiterovog. Saturnovo magnetno polje je jedinstveno u Sunčevom sistemu; ose magnetnih polja ostalih planeta su nagnute u odnosu na osu rotacije planete,  dok se kod Saturna ove dve ose poklapaju. Iznad sloja metalnog vodonika, pruža se tečni molekulski vodonik. (oko 18 000 km) i na kraju gasovita atmosfera koju čini većim delom vodonik, nešto helijuma, i u tragovima metan, amonijak, vodena para, kao i neka druga jedinjenja.

Atmosfera Saturna je mnogo složenija od Jupiterove što se može videti po tome što ima pet do šest puta više pruga sa slojevima promenljive visine. Usled niže temperature oblaci su gušći i dominiraju drugačije hemijske reakcije, pa boje nisu tako raznovrsne kao na Jupiteru. Vidljivi sloj oblaka Saturna predstavljaju oblaci kristalića amonijaka pomešanih sa kapljicama metana, kojima živopisne boje daju ugljovodonici, sumpor i fosfor. Ovi oblaci plivaju nad slojem aerosoli debljine 80 km koji ublažava obrise i doprinosi pastelnim tonovima boja. I u atmosferi Saturna posmatrane su tvorevine slične velikoj crvenoj pegi na Jupiteru, ‘oku’ džinovskog tornada koji traje već četiri stotine godina. Tako je 16 stepeni od severnog pola udaljena “velika smeđa pega” slična onoj na Jupiteru, samo živahnijih boja i manjih dimenzija. Otkriven je i džinovski torus neutralnog vodonika oko planete koji se proteže od orbite Ree do orbite Titana, na koji se ukazuje kao najverovatniji izvor neutralnog vodonika u torusu, s obzirom da nema magnetno polje koje bi ga štitilo od Sunčevog vetra koji jonizuje i odnosi molekule iz gornjih slojeva atmosfere.

Gospodar prstenova

Sistem Saturnovih prstenova predstavlja jedno od čuda vidljivog univerzuma. Zajedno sa svojim prstenovima, Saturn bi pokrio rastojanje između Zemlje i Meseca. Iako danas znamo da svi gasoviti džinovi imaju sličan oreol, nijedan nije ni približno tako spektakularan kao Saturnov. Razlog tome je što u prstenovima ostalih planeta dominiraju tamne čestice prašine, dok su kod Saturnovog pored nešto malo prašine i kamenja, glavni sastojak gromade leda koje dobro reflektuju Sunčevu svetlost. Na osnovu analize prostiranja radio - talasa ustanovljeno je da su dimenzije većine čestica između 1 mm i 5 m, a najveće među njima dostižu nekoliko desetina metara.

Sa Zemlje su vidljiva dva najsjajnija prstena, A i B koje razdvaja takozvana 4 000 km široka Kasinijeva pukotina, i znatno slabiji C prsten. Susedni D prsten je još slabiji i pruža se gotovo da gornjih slojeva oblaka. Na obodu A prstena uočljiva je Enkeova pukotina, a još dalje se nalazi F prsten koji je otkrio “Pionir 11”. I dok glavni prstenovi imaju po više hiljada komponenti, F prsten se sastoji od svega nekoliko, i to isprepletanih prstenova. To je predstavljalo veliko iznenađenje i činilo se da prkosi zakonim orbitalne mehanike. Objašnjenje je nađeno u gravitacionom uticaju dva obližnja satelita koje materijal iz prstena prati kao pastire (tzv "shepherding satellites"). Štaviše, postoji veoma složena rezonanca između Saturnovih satelita i prstenova koju i danas nedovoljno dobro razumemo. Prolazak “Vojadžera” dodao je spisku još dva slabašna prstena, E i G.

Praćenje prolaza prstenova preko lika zvezde delta Bika i delta Škorpiona pokazalo je da su prstenovi izdiferencirani ne samo radijalno nego i po dubini, tako da je praćenje ovakvih pojava,  otkrilo na jednom delu prstena postojanje sedam slojeva, koji se prostiru jedan iznad drugog.

Oko porekla samog prstena ima više teorija: bivši satelit rastrgnut plimskim silama kada se  previše približio planeti; ostaci katastrofalnog sudara satelita sa nekim drugim telom; nesuđeni satelit kome prevelika blizina matičnom svetu nikad nije dozvolila da se u potpunosti formira. Danas se ova poslednja smatra za najverovatniju. Što je neki sastojak prstena bliži planeti, to je, saglasno trećem Keplerovom zakonu, veća njegova orbitalna brzina. Ova razlika u brzinama između dve susedne gromade je veoma mala, svega nekoliko centimetara u minutu, ali čak i tako malo relativno kretanje gromada dovoljno je da ih onemogući u okupljanju u jedinstvenu celinu pod uticajem uzajamne sile teže. Čim bi to pokušale, mala razlika u orbitalnim brzinama odmah bi ih osujetila.

S obzirom da je osa Saturna nagnuta pod uglom od 26°45', izgled Saturnovih prstenova sa Zemlje se menja. Najbolje se vide kada je jedan od polova najviše okrenut Zemlji što se dešava dva puta za vreme njegovog obilaska oko Sunca koji traje 29 i po godina. Kada se Zemlja nalazi u ravni prstenova, praktično su nevidljivi i za velike opservatorijske instrumente.

Titan…

Do novembra 1980. godine Saturnovu porodicu činilo je 10 tačkica jedva vidljivih pomoću teleskopa. Hajgens je posmatrao Saturnov najveci satelit, Titan. Kasini je otkrio Japeta, Reu, Tetis i Dionu; Heršel, Mimasa i Ecelada; Bond Hiperiona; Pikering Febe a Dolfus Janusa. Danas znamo za 60 svetova koji kruže oko Saturna. 

Najveći od njih je Titan, koga je Hajgens otkrio još 1655. godine. On s pravom nosi ime koje mu je dao ser Džon Heršel dva veka kasnije. Veći je od Merkura i Plutona i dugo se verovalo da je najveći satelit u Suncevom sistemu. “Vojadžer 1” je pokazao da nije tako – Titan ima gustu atmosferu koja skriva njegovu pravu veličinu –  poluprečnik čvrstog tela je 2575 km (poluprečnik Jupiterovog Ganimeda je 2640 km). Zamisao da Titan ima atmosferu javila se još početkom prošlog veka, pošto je utvrđeno da je disk Titana tamniji prema periferiji nego u centru. Sunčeva svetlost koju Titan reflektuje prema Zemlji prolazi duži put kroz atmosferu na periferiji nego u centru. Zato je slabljenje svetlosti na periferiji usled apsorpcije veće pa je rub diska tamniji. 

U atmosferi ovog satelita Kajper je 1944. otkrio metan, a pretpostavljalo se da je crvenkasta boja Titana indirektna posledica prisustva azota. Ultraljubičasta svetlost sa Sunca pretvara metan u složenije ugljovodonične molekule i vodonik. Ugljovodonici bi trebalo da ostanu na Titanu, prekrivajući površinu smeđim, katranastim, organskim talogom. Dalje, gusitina ovog satelita je toliko mala da on mora da sadrži velike količine raznih vrsta leda, uključujući tu i vodeni, a verovatni i metanski. Prisustvo azota i metana na ovom satelitu omogućuje nastanak cijanovodonične kiseline i cijanoacetilena što je preduslov za pojavu amino kiselina, neophodnih za razvoj života. Iako je poznato da zbog udaljenosti od Sunca temperatura mora biti znatno ispod tačke mržnjenja, bilo je spekulacija da uz eventualan obiman efekat staklene bašte ili topla vulkanska područja i obilje organske materije, ne treba tako lako prenebeći mogućnost postojanja nekih jednostavnijih oblika života.

Prve slike pristigle sa “Vojadžera” bile su prilično razočaravajuće. Titan je izgledao kao teniska lopta i kroz njegovu gustu atmosferu ništa se nije moglo videti. Istraživanja su pokazala da je atmosfera Titana gušća od Zemljine, a pritisak 1500 milibara. U atmosferi postoje oblaci, verovatno sačinjeni od metana i moguće je da povremeno padaju metanske kiše. Sama atmosfera se sastoji od najvećim delom od azota, zatim nešto argona i metana, a detektovana su i brojna organska jedinjenja i vodena para. To je ustanovljeno analizom zračenja koje dolazi iz atmosfere ovog satelita – svaki atom ili molekul zrači ili apsorbuje samo na nekim,  određenim, talasnim dužinama koje su karakteristčne za njega i na osnovu kojih se može prepoznati. 

Merenja “Vojadžera” su pokazala da je temperatura na površini -179°C i da varijacije između ekvatora i polova nisu veće od 3°. Uzrok tome je gusta atmosfera koja apsorbuje svetlost i ima toplotnu inerciju što jako smanjuje promene temperature. Na ovakvim temperaturama metan može da bude tečan i smelije pretpostavke kažu de je moguće je da je ceo Titan pokriven okeanom od metana. On bi na Titanu mogao da ima ulogu koju na Zemlji ima voda. Na površini je tečan, u atmosferi gasovit i verovatno može da stvara oblake i kišu. Ovakve pretpostavke su dovedene u sumnju skorašnjim istraživanjima u radio – domenu, ali konačan sud bi trebalo da daju podaci koji upravo pristižu sa “Kasinija”.

Sa ove letelice nam iz dana u dan pristižu nove, uzbudljive fotografije i po pri put smo u prilici da vidimo detalje na površini ovog neobičnog sveta, naravno samo u infracrvenom i radio domenu, pošto je gusta atmosfera Titana nepremostiva prepreka za vidljivu svetlost. I dok će biti potrebno vreme da se analiziraju podaci i daju definitivni odgovori, za sada su konstatovane sledeće karakteristike: površina je relativno glatka i mlada i bez upadljivih udarnih kratera što svedoči o izraženoj geološkoj aktivnosti; sami procesi koji su tu na delu tek treba da budu utvrđeni. Uočene su i formacije nastale vetrom, a posebno interesantne su tame oblasti za koje se spekuliše da bi mogle biti u tečnom stanju, ali tek će detaljne analize dati odgovor.

…i drugi svetovi

Japet ima prečnik 1460 km i uvek je okrenut istom stranom prema Saturnu (kao i većina Saturnovih satelita). Ima veoma malu gustinu pa je verovatno da je sačinjen uglavnom od vodenog leda. Hemisfera koja se kreće kroz prostor, tzv vodeća hemisfera, izuzetno je tamna i odbija samo 3 do 5%  svetlosti, kao recimo čađ, dok je suprotna hemisfera veoma sjajna i odbija gotovo 50% svetlosti. Ovu razliku primetio je još Kasini u 17. veku. Po jednoj pretpostavci za ovo je odgovoran tamni materijal koji se rasipa sa satelita Febe. Ipak, boja na vodećoj hemisferi Japetusa i ona sa površine Febe nisu potpuno iste. Druga hipoteza je da tamni materijal dolazi iz same unutrašnjosti Japeta. Ono što je posebno zbunjujuće je što je granica između svetle i tamne oblasti izuzetni oštra.

Febe rotira retrogradno i ima veoma mali albedo (refleksivnost) od oko 5 % što sugeriše da je reč o objektu  koji je zalutao iz Kajperovog pojasa sa ruba Sunčevog sistema i bio zahvaćen Saturnovom gravitacijom. 

Hiperion je jedno od najvećih tela nepravilnog oblika u Sunčevom sistemu. Dugačak je 400 km a širok svega 220. Sačinjen većim delom od leda ali nizak albedo sugeriše da je prekriven slojem prašine koja verovatno potiče sa Febe. Jedino poznatno telo u Sunčevom sistemu, pored asteroida  Tutatis koji je nedavno prohujao pored Zemlje, sa potpuno haotičnom rotacijom – njegova osa rotacije se stalno potpuno nepredvidivo koleba.

Rea, telo prečnika 1530 km. Na zadnjoj (‘pratećoj’) hemisferi nalaze se svetliji pramenovi na tamnijoj pozadini. Ovi pramenovi su po svemu sudeći rezultat unutrašnje aktivnosti na satelitu – svetliji materijal je verovatni izbačen kroz pukotine na površini. Prednja strana je svetla i izbrazdana kraterima. Trećinu mase satelita čini kameno jezgro, ostalo otpada na vodeni led. 

Diona, prečnika 1120 km, najgušći je Saturnov satelit posle Titana. Uočava se slična asimetriju izmedju vodeće i prateće hemisfere kao i kod Ree – vodeća hemisfera je ravnomerno osvetljena i izbrazdana kraterima, dok se na pratećoj hemisferi nalaze svetli pramenove koji se seku na tamnijoj površini. 

Tetis ima približno isti prečnik kao i Diona, ali je manje gustine. Dva oblika dominiraju njegovom topografijom. Na zapadu to je ogromni udarni krater prečnika 400 km nazvan Odisej, koji obuhvata gotovo dve petine satelita, a na istoku ogroman kanjon Itaka koji počinje daleko na jugu ispod ekvatora, ide sve do severnog pola, pa se opet spušta prema ekvatoru i zahvata gotovo tri četvrtine velikog kruga satelita. Udar koji je napravio onoliki krater bi potpuno razmrskao Tetis što sugeriše da je u doba kada je nastao unutrašnjost satelita bila mnogo toplija, možda tečna. Osim toga, ako je Tetis bio nekada tečan, hlađenje i zamrzavanje bi povećalo njegovu zapreminu, što bi dovelo do pucanja ohlađene kore. Ovo može objasniti i nastanak pomenutog kanjona čija je dužina najmanje 2000 km, širina 100 km a dubina 3 – 5 km. 

Površinom Mimasa dominira ogroman krater, 130 km u prečniku što je trećina prečnika satelita; dubina kratera dostiže 10 km, a uzvišenje u centru kratera 6 km. Na suprotnoj strani satelita se vide naprezanja nastala usled istog udara. Udar koji je ostavio takav krater je gotovo rasturio Mimas.

Encelad je najsjajniji satelit Saturna, odbija gotovo 100%  svetlosti koja padne na njega, što je među planetama i satelitima jedinstven slučaj. Verovatno je površina satelita pokrivena svežim ledom.   

Ostali sateliti predstavljaju tela daleko manjeg prečnika i nepravilnog oblika. Od njih vredi pomenuti Jana i Epimeta čije putanje razdvaja svega 50 km; svaki put kada se približe dolazi do male razmene momenta impulsa što uzrokuje da svake četiri godine potpuno zamene orbite!

*          *          *

Još mnogo toga ostaje da se otkrije o ovom prstenastom svetu i njegovim pratiocima. Iz dana u dan nam pristižu nove fotografije Saturnovih prstenova neviđenog kvaliteta i prvi detalji Titanove površine, a sa posebnim nestrpljenjem očekujemo 14. januar naredne godine za kada je zakazano spuštanje sonde “Hajgens” kroz Titanovu atmosferu. Sve u svemu, u naredne četiri godine, koliko će još “Kasini” biti na orbiti oko Saturna, očekujemo odgovore na mnoga pitanja o ovom misterioznom sistemu....

(decembar 2004)

JUPITER

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: ponedeljak, 15 novembar 2004 00:00

Autor Marko Stalevski

Jupiter je planeta koja sa pravom nosi ime kralja svih bogova. Ne samo da je najveća planeta, već svojom masom skoro dva i po puta nadmašuje masu svih ostalih planeta zajedno. Astronomi ga često nazivaju “promašenom zvezdom”  jer su zastupljeni isti elementi i u istom odnosu kao u zvezdama  – oko 90% vodonika i 10% helijuma ali nikad nije dostigao dovoljnu temperaturu koja bi pokrenula termonuklearne reakcije. Da je nekoliko desetina puta masivniji, naš planetarni sistem bi imao dva sunca.

Sjaj Jupitera na nebu  nadjačava jedino sjaj Venere, naravno ne računajuci Mesec i Sunce, tako da je veoma pogodan za posmatranje malim teleskopom. Kroz amaterski teleskop lepo se vidi osvetljeni disk pun detalja. Četiri Galilejeva satelita mogu se posmatrati amaterskom opremom, pa čak i običnim dvogledom. Njihov položaj se menja iz časa u čas, kako se obrću oko planete.

Posle upoznavanja sa unutrašnjim planetama tokom šezdesetih i početkom sedamdesetih godina, došlo je vreme da se upute misije ka velikim spoljašnjim planetama, Jupiteru, Saturnu, Uranu i Neptunu. Letovi “Pionira 10”, “Pionira 11”, “Vojadžera 1” i “Vojadžera 2”, praćeni su sa velikim interesovanjem. Prolaz svakog od ovih kosmičkih brodova pored neke planete predstavljao je pravu malu revoluciju u poznavanju Sunčevog sistema.

Prva sonda upućena prema spoljnim planetama je “Pionir 10”, lansirana 3. marta 1972. u Kejp Kanaveralu. Tvorce “Pionira 10” mučile su mnoge brige u vezi sa njegovom sudbinom. Neki su postavljali pitanje o verovatnoći bezbednog prolaska sonde kroz pojas asteroida. U ovaj pojas “Pionir 10” je ušao jula 1972. i ostao u njemu sve do februara 1973. Ispitivanja u toku leta pokazala su da je verovatnoća sudara objekta veličine “Pionira 10” sa nekim većim asteroidom mala i da pojas asteroida ne predstavlja nepremostivu prepreku koja bi čoveka zadržavala u Sunčevoj blizini. Četvrtog decembra 1973. “Pionir 10” prolazi na rastojanju od 130 000 km od Jupitera i šalje više od tri stotine slika Jupitera i njegovih satelita. Petog aprila 1973, lansiran je i “Pionir 11”. Već 3. decembra 1974. godine on prolazi na oko 40 000 km od Jupitera i koristeći njegovo gravitaciono polje kao odskočnu dasku biva usmeren prema Saturnu.

Period izmedju 1976. i 1978. godine bio je izuzetno pogodan za upućivanje kosmičkih letelica ka spoljašnjim planetama. Raspored planeta bio je takav, da kada sonda posle godinu dana stigne do Jupitera, gravitacija ove džinovske planete može da je skrene ka Saturnu, ovaj ka Uranu a Uran dalje ka Neptunu. Na ovaj način, ne samo da bi se jednom ekspedicijom posetile ove spoljašnje planete sem Plutona, nego bi se i trajanje puta do Urana i Neptuna znatno skratilo. U normalnim prilikama let do Urana trajao bi 16 a do Neptuna čitavih 20 godina. Korišćenjem gravitacionih polja usputnih planeta, let se skraćuje na 9 odnosno 12 godina. Ovako povoljna prilika ne ponavlja se često, sledeća ce biti tek 2155. godine. Zato su američki naučnici rešili da ostvare “Veliko putovanje” odnosno da upute kosmički letelice koji će posetiti Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Uprkos velikim finansijskim teškoćama i drugim preprekama na koje se nailazilo, pošto su aparature “Vojadžera” proradile u blizini Neptuna, ovaj projekat se ostvario. 

U okviru misije “Vojadžer”, prema Jupiteru i ostalim spoljnim planetama su upućene dve sonde. 20. avgusta 1977. u Kejp Kanaveralu je lansiran “Vojadžer 2”. “Vojadžer 1” je lansiran kasnije, 5. septembra iste godine, ali je njegova putanja bila takva da je ubrzo prestigao “Vojadžer 2” i našao se na čelu misije. Osnovni cilj misije bio je ispitivanje Jupitera, Saturna i njihovih satelita, naročito Titana. “Vojadžer 2” je pod uslovom da uspe misija “Vojadžera 1”, trebalo da produži prema Uranu i Neptunu.

Danas, posle “Pionira” i “Vojadžera” i nešto skorije misije “Galileja”, znamo da je Jupiter skoro u celini tečno telo osim malog, gvozdeno silikatnog jezgra u centru, u kome temperatura dostiže 30000 K. Iznad ovog jezgra nalazi se sloj tečnog vodonika debljine 70000 km, koji zauzima gotovo celu zapreminu planete. Međutim, pritisak u Jupiterovoj unutrašnjosti, koji je sto miliona puta veći od pritiska u Zemljinij atmosferi, pretvara ga u potpuno nesvakidašnji oblik – metalni vodonik u tečnom stanju. Običan tečni vodonik je samo gusto pakovanje vodonikovih molekula; ali u Jupiterovoj unutrašnjosti ti molekuli su razbijeni na pojedinačne atome. U tako gustoj skupini atoma neki pojedinačni elektroni mogu da se oslobode i provode električnu struju. Stalno mešanje Jupiterovog jezgra proizvodi jake struje, a one stvaraju magnetno polje deset puta jače od Zemljinog. Dalje, prema površini, vodonik gubi metalna svojstva ali ostaje u tečnom stanju. Još dalje, gustina vodonika opada, da bi se konačno stopio sa atmosferom, tako da Jupiter nema čvrstu povrsinu.

Debljina atmosfere je oko 1000 km. Gornji sloj oblaka sastoji se od kristalića amonijaka,  srednji od amonijum bisulfida a donji od kristalića vode. Prisustvo amorfnog crvenog fosfora, vodoničnih i amonijačnih polisulfida i sumpora, boji Jupiter crvenom, braon i žutom bojom. 

Nekoliko stotina godina atmosfera Jupitera krila je veliku zagonetku. To je velika crvena pega koju je otkrio Kasini 1665. godine. Danas je ustanovljeno da je ova tvorevina, široka 14000 km a dugačka 30 - 40 000 km, što je dovoljno da u nju stanu tri Zemlje, ustvari “oko” džinovskog tornada koji traje već stotinama godina i prema kome su najjači Zemaljski uragani obični povetarci. Danas se čak zna kako miriše crvena pega. Zahvaljujuci prisustvu fosfina, koji je glavni sastojak arome belog luka i crvena pega ima takav miris. U ovako surovoj atmosferi u kojoj vetrovi u ekvatorijalnim oblastima duvaju brzinama od 400 km/h, i sa pražnjenjima prema kojima su munje i gromovi na Zemlji dečija igrača, mesta za život ima samo u naučnoj fantastici.

Radio-astronomska istraživanja Jupitera su takođe donela niz značajnih rezultata, i postavila neka interesantna pitanja. Godine 1955. otkriveno je radiozračenje Jupitera. Energija bljeskova radiozračenja na Jupiteru odgovara energiji milijarde istovremenih bljesaka munje na Zemlji. Takođe, utvrđeno je da Jupiter usled nekog unutrašnjeg izvora toplote oslobađa dva puta više energije nego što prima od Sunca. Veruje se da bi izvor te energije moglo da bude postepeno skupljanje planete, što je teško proveriti jer potrebno skupljanje iznosi svega jedan milimetar godišnje.  

Jupiter je planeta sa najbržom rotacijom u Sunčevom sistemu. Jednom oko svoje ose se obrne za svega 9.84 časa i to brzinom koja iznosi 45 km/h, što je gotovo ista brzina kojom se kreće oko Sunca! Usled ovako brze rotacije, i snažnih vetrova, temperatura u atmosferi između noćne i dnevne strane  je veoma ujednačena, oko –150°C. Kružeći na srednjem rastojanju od 778 miliona km, Jupiter napravi pun krug oko Sunca za 11.86 godina. U ovaj gasoviti džin, sa prečnikom od 142 900 km, moglo bi se smestiti ravno 1323 Zemaljskih kugli, a njegovoj masi odgovara 318 Zemljinih masa.

“Vojadžer 1” je prilikom prolaska pored Jupitera otkrio prsten oko ove planete. Jupiterov prsten je debeo manje od jednog kilometra a širok 6000 km i nalazi se na 128 000 km od centra planete unutar orbite satelita Amaltee. Sastavljen je od veoma tamnih čestica. Njegov sjaj je više od 10 hiljada puta manji od sjaja Saturnovih prstenova pa ga je veoma teško posmatrati sa Zemlje. Ipak, grupa američkih astronoma uspela je da ga posmatra i sa naše planete, ali ne u vidljivoj nego u infracrvenoj oblasti spektra. Dimenzije čestica koje čine prsten kreću se od nekoliko mikrona do nekoliko metara i one naprave krug oko Jupitera za oko 7 časova. Po svemu sudeći, prsten je u stvari neformirani satelit koji se nalazi toliko blizu planete da je usled destruktivnog delovanja gravitacionih sila postojanje satelita teorijski nemoguće. Prsten oko planete je ranije smatran za izuzetnu pojavu, a danas, kod planeta Jupiterovog tipa, on postaje pravilo.

Posle prolaska “Vojadžera” bilo je poznato 16 Jupiterovih  satelita. Oni se mogu razvrstati u četiri grupe. Najbliži Jupiteru su  četiri mala satelita (Teba, Metis, Amaltea, Adrastea),a zatim slede veliki Galilejevi sateliti Io, Evropa, Ganimed i Kalisto. Treću grupu čine mali sateliti na koji kruže oko Jupitera na razdaljini između 11 i 12 miliona kilometara (Leda, Himalia, Lisita i Elara).  Najdalju grupu čine Ananka, Karma, Pasifa i Sinopa koji kruže  retrogradnim orbitama. Danas porodicu Jupiterovih sateleta čini čak 62 člana. Većina spoljašnjih satelita su zapravo zarobljeni asteroidi.

Četiri najveća Jupiterova satelita otkrio je 1610. godine Galileo Galilej pa se Io,  Evropa, Ganimed i Kalisto, nazivaju Galilejevi sateliti. Sateliti Jupitera su često pomagali čoveku da dobije bolju predstavu o Vasioni i shvati neke od fizičkih zakona. Na primer otkriće Galilejevih satelita je pokazalo da Zemlja nije jedinstveni centar kretanja u Vasioni što je mnogima pomoglo da napuste geocentričnu sliku sveta. Ole Remer je 1675. godine izmerio po prvi put brzinu svetlosti, koristeći posmatranje pomračenja Jupiterovih satelita, a matematička analiza kretanja satelita, ukazala je početkom veka na značaj rezonatnih fenomena u nebeskoj mehanici. Pravilno shvatanje nastanka i evolucije porodice Jupiterovih satelita može da odigra odlučujucu ulogu u našem shvatanju nastanka Sunčevog sistema.

Najviše uzbuđenja, astronomima je priredio Io, najbliži Jupiteru od Galilejevih satelita. Očekivalo se da će njegova površina biti izbrazdana kraterima poput površine našeg Meseca, medjutim, stvarni događaji su prevazišli i najsmelije pretpostavke. Nekoliko dana posle susreta “Vojadžera 1” sa Jupiterom, na jednoj fotografiji Ioa primećena je velika svetla mrlja na ivici južne polulopte satelita. Pošto su propali svi pokušaji da se ona objasni kao neke greške na snimku, zaključeno je da je to ogroman oblak koji se diže 270 km iznad površine satelita. Ubrzo je ustanovljeno da na istoj slici postoji još jedna vulkanska erupcija. Tokom prolaska “Vojadžera 1” potvrđeno je postojanje osam aktivnih vulkana čije erupcije su išle od 70 do 300 km u visinu. Od tih osam, šest je bilo još uvek aktivno kada je stigao “Vojadžer 2”, jedna erupcija je prestala, a jedan od vulkana se nalazio u oblasti koja je bila nedostupna kamerama “Vojadžera 2”

Neki od planetarnih geologa smatraju da su potoci materije koji ističu iz vulkana od čistog sumpora a ne od lave od silikatnog stenja. Oni smatraju da različite nijanse živih boja potiču od alotropskih modifikacija sumpora, koje su stabilne na različitim temperaturama. Suprotno mišljenje je da su ovi tokovi sastavljeni od “običnije” bazaltne lave koja je obojena usled visokog sadržaja sumpora i njegovih naslaga na površini. 

Io je telo sa najizraženijom vulkanskom aktivnošću u Sunčevom sistemu. Uzrok tome su veoma jake plimske sile kojima Jupiter deluje na Io (to su gravitacione sile poput onih kojim Mesec na Zemlji izaziva plimu i oseku) koje usled trenja stvaraju toplotu u njegovoj unutrašnjosti i izazivaju vulkansku aktivnost. Drugi potencijalni izvor energije je jedinstveni položaj Ioa u Jupiterovoj magnetosferi. Pošto je period Jupiterove rotacije oko svoje ose 10 sati, a Io se obrne oko njega za 1.77 dana, Io prolazi kroz linije sila Jupiterovog magnetnog polja brzinom od 57 km/s. Interakcija jonosfere satelita sa pokretnim poljem stvara naponsku razliku od 600 000 volti, tako da između satelita i planete postoji strujna cev u kojoj jačina struje možda dostiže i čitavih 5 000 000 ampera a provodnu sredinu stvaraju naelektrisane čestice u magnetosferi planete. 

Osim zagonetne strujne cevi Io je odgovoran i za nastanak plazmenog torusa oko cele planete. Naime, Io stalno gubi atmosferu koja se neprestano obnavlja usled vulkanske aktivnosti. Ovaj proces je doveo do formiranja oblaka koji se proteže duž cele putanje satelita u ravni malo nagnutoj u odnosu na ravan putanje. Torus sadrži veliki broj jona sumpora i vodonika nastalih verovatno pod uticajem elektrona zarobljenih u magnetosferi Jupitera,  a detektovano intenzivno ultraljubičasto zračenje visoko jonizovanog sumpora ukazuje na to da neki, za sada nepoznati, mehanizam snabdeva torus energijom.

Ustanovljeno je da Io poseduje veoma retku atmosferu čiji je osnovni sastojak sumpor dioksid. Sumpor dioksid na Iou ima niz interesantnih osobina. Nove količine gasa, koje obilato dolaze iz vulkana, mogu se kondenzovati na površini. U polarnim predelima, za vreme noći, temperature su dovoljno niske da se gotovo sav SO2 zaledi. Osim toga, na temperaturama koje vladaju u umerenim dubinama, moguće je topljenje sumpora tako da ispod sloja čvrstog sumpora pomešanog sa SO2 leži okean rastopljenog sumpora. Moćni tokovi tečnog sumpora izlaze i na površinu i vide se u obliku ogromnih ravnica sa slabo izraženim reljefom.

Evropa, blistave narandžaste boje, drugi je od Galilejevih satelita. Njena površina ima veoma čudan izgled, jedinstven u Sunčevom sistemu. Pokrivena je lavirintom linija i traka, koje podsećaju na čuvene Marsovske kanale. Dužina nekih linija dostiže i hiljade kilometara, a širina 20-40 km. Satelit ima ledenu koru debljine 75-100 km, a linije i trake,  sugerišu na postojanje različitih tenzija ispod kore. To se može lako shvatiti ako se ima u vidu blizina Jupitera i plimskih sila usled kojih je unutrašnjost Evrope vrela. Mada je srednja temperatura na površini oko –150°C, u dubljim slojevima ledene kore temperatura bi mogla biti znatno povoljnija zbog tople unutrašnjosti. Štavise, po podacima koje je poslao “Galilej” veoma je verovatno da se ispod ledenog pokrivača krije okean vode u tečnom stanju! Usled ledene kore koja stalno poravnava površinu satelita, Evropa je najglatkije telo Sunčevog sistema, na kome se najveće “planine” uzdižu samo 40 m iznad površine.

Ledeni gigant Ganimed najveći je satelit Sunčevog sistema, veći je i od dve planete, Merkura i Plutona. Njegova površina odlično odbija svetlost, a srednja temperatura mu je –130°C. Viđen izdaleka, sa malom razdvojnom moći, podseća na Mesec, sa nepravilnim tamnijim oblastima na svetlijoj pozadini. Velika kružna tamna oblast koja zahvata gotovo trećinu satelita, i ima 3200 km u prečniku, nazvana je Galilejeva oblast. Slike sa velikom rezolucijom koje je napravio “Vojadžer”, pokazale su koliko se Mesec i Ganimed razlikuju.  Tamne oblasti nisu kao na Mesecu načinjene tokovima materijala sličnog lavi, nego su najstariji delovi satelita i gusto su prekrivene kraterima. Svetliji delovi Ganimedove površine prekriveni su snopovima paralelnih brazdi koje su široke 1 do 10 km i sa ivicama visokim, možda, i do nekoliko stotina metara. One se prostiru hiljadama kilometara,  savijajući se i sekući se međusobno. 

Poslednji od Galilejevih satelita je Kalisto. Oko planete obiđe za 16.7 dana, a prečnik mu je je 4840 km. Sastoji se od gotovo jednakih delova stenja i leda, prljavo sive je boje i izbrazdan kraterima. Krateri su gusto poređani jedan do drugog i za razliku od ostalih satelita i planeta, na njemu ne postoje ravnije oblasti,  “doline” ili “mora”, u kojima su krateri poravnati kasnijim procesima. Vidi se da je Kalisto telo najgušće prekriveno kraterima u Sunčevom sistemu. Na Kalistu se nalazi i ogromna struktura sa puno koncentričnih prstenova i sjajnom centralnom oblašću čiji je prečnik oko 300 km. Osam do deset prstenastih grebena koncentrično okružuju centar do rastojanja od gotovo 1500 km. Ova struktura nazvana je Valhala. Prstenovi su mogli biti formirani dinamički usled sudara velikog tela ili su posledica kasnijeg prilagođavanja okolne površine. 

Podaci o Galilejevim satelitima koje su prikupili “Vojadžeri” i “Galilej” predstavljaju napredak u znanju gotovo isto tako dubok kao i njihovo originalno otkriće. Za vreme uzbudljivih časova, marta i jula 1979. i u periodu 1995 - 1997, ove svetle tačkice na nebu sa ukupnom površinom koja je jednaka površini Zemlje, pretvorili su se u četiri nova sveta puna pitanja i izazova. 

Pažnju široke javnosti kralj svih bogova ponovo privukao je 1994. kada je ceo svet posmatrao pad komete Šumaher-Levi 9 na Jupiter. Posmatrajući kako ova majušna kometa pravi ožiljke na gigantskom Jupiteru i imajući u vidu da između orbite Marsa i Jupitera oko Sunca kruži veliki broj asteroida, ljudi su se prisetili da bi takva sudbina pre ili kasnije mogla da zadesi i Zemlju. Zato se razvijaju razni programi “Svemirske Straže” u okviru kojih se traga za telima koje predstavljaju potencijalnu opasnost po Zemlju kako bi se pravovremeno mogle preduzeti odgovarajuće mere.

(novembar 2004)

***

Literatura

MARS

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: sreda, 15 septembar 2004 01:00

Autor Marko Stalevski

Od svih planeta Mars je oduvek najviše podsticao maštu sanjara. Početkom prošlog veka,  podstaknut ranijim posmatranjima Đovanija Skjaparelija koji je na Marsu uočio mrežu svetlih i tamnih linija, čuveni astronomPersival Lovel podigao je posebnu opservatoriju za proučavanje te planete. Skjapareli je ove pruge nazvaokanalima, a Lovel je bio ubeđen da ih je načinila napredna marsovska civilizacija da bi navodnjavala pustinjevodom iz Marsovih polarnih kapa. Kanali su bili toliko pravolinijski da bi morali da budu veštački, a pošto je Mars ličio na isušeni svet, šta bi bilo prirodnije nego meliracioni radovi tako velikih razmera. Takođe, verovao je da do sezonskih promena boje tamnih područja dolazi zbog bujanja i zamiranja vegetacije. Međutim, posle misije “Marinera-9”, postalo je sasvim jasno da o nekakvim kanalima na Marsu nema ni govora, a da tamne oblasti nisu vegetacija, već naprosto oblasti odakle je svetla površinska prašina oduvana sezonskim vetrovima. Ipak postavlja se pitanje kako su iskusni astronomi poput Lovela i mnogih drugih, mogli tako da se zavaraju. Pravi odgovor je teško dati. Izgleda da su svi oni samo strašno želeli da vide kanale i da su podlegli optičkoj varci. U maloj titravoj slici u okularu teleskopa neke crte reljefa Marsa oko posmatrača spaja u linije koje zapravo nepostoje.

Mnogi naučnici XVII, XVIII i XIX veka smatrali su da je klima na Marsu i Veneri pogodna za život i da su ove planete naseljene razumnim bićima. Maštovitiji su počeli da strahuju da bi žitelji Marsa mogli da napuste svoju, sve suvlju, planetu i nasele naš vlažni svet. To je inspirisalo Orsona Velsa da 1938. priredi radiodramsku verziju klasičnog naučnofantastičnog romana Rat svetova Herberta Džordža Velsa, premestivši poprište radnje iz Engleske u istočni deo Sjedinjenih Država. Milioni Amerikanaca, obuzeti predratnom psihozom, poverovali su da je uistinu otpočela invazija Marsovaca.

Poslednji put Mars je uznemirio  duhove 1976. kada je “Viking-1” poslao sliku takozvanog “Lica sa Marsa”. U pitanju je konfiguracija u oblasti Cydonia koja neodoljivo podseća na ljudsko lice. Romantični duhovi počeli su da zagovaraju teoriju da ta formaciji mora biti neimarsko delo inteligentnih bića. Međutim “Mars GlobalSurveyor”  je aprila 1998. razobličio još jednu ljudsku legendu o Marsu, poslavši sliku visoke razdvojne moći iste oblasti. Pokazalo se da je to ustvari samo skup stena, grebena i brda, koje su nedovoljno precizni merni instrumenti, igra svetlosti i senke i ljudski um pretvorili u gigantski spomenik kulture više civilizacije.

Još početkom XIX veka bilo je poznato da se Mars okrene oko svoje ose za gotovo tačno  24h. Još jedna neobična podudarnost predstavlja podatak da je Marsova osa rotacije nagnuta u odnosu na ravan orbite za oko 24°, samo ½  stepena više od Zemljine, te prema tome i na ovoj planeti postoje godišnja doba slična našim. Mars kruži oko Sunca na srednjem rastojanju od 227.9 miliona km prosečnom brzinom od  24.1 km/s, po orbiti koja je nagnuta u odnosu na ekliptiku za 1.8°. Marsovska godina je duža od Zemljine i traje 687 dana, s obzirom da je 1.524 puta dalji od Sunca nego Zemlja. Znajući da je prečnik Marsa upola manji od Zemljinog, a sila teže na površini planete svega 0.38 Zemljine, astronomi su još u to doba zaključili da atmosfera Marsa mora biti mnogo ređa od naše.

Spektralna istraživanja pedesetih godina pokazala su da preko 95 % Marsove atmosfere čini ugljen dioksid, a preostalih 4% popunjavaju azot, argon, kiseonik i vodena para. Za razliku od Zemlje, nema ozonski omotač. Bez obzira na razređenost Marsove atmosfere u njoj se često vide kondenzacioni oblaci kao i oblaci prašine. Oblaci se razvijaju kada se atmosferski ugljen dioksid kondenzuje u hladnim polarnim oblastima zimske polulopte. Na srednjim širinama u oblake se kondenzuje vodena para i oni sadrže običan led. Oblaci se formiraju i kada se uzlazne struje vazduha u planinskim oblastima hlade, kao što je to na primer u blizini velikih vulkana u oblasti Tharsis. Dakle, oblaci na Marsu mogu biti na bazi vode kao i na Zemlji ali i na bazi ugljen dioksida.

Tipičan meteorolški izveštaj sa Marsa mogao bi da glasi: maksimalna dnevna temperatura oko –30°C. U toku noći temperatura će opasti do –86°C. Atmosferski pritisak 7.78 milibara, što je uzgred rečeno, kao na 38 kmnoći kada je počeo da duva jugozapadni vetar brzine oko 24 km/s. iznad Zemljine površine. Lak istočni vetar u kasno popodne promenio se posle po

Pretpostavlja se da Mars ima jezgro nešto manje od Zemljinog, sastavljeno pretežno od gvožđa i okruženo silikatnim omotačem dok je tanka kora prekrivena oksidom gvožđa.

Prve pokušaje dosezanja Marsove orbite preduzeo je SSSR početkom 60-ih, ali prvi kosmički brod koji je to uspeo bio je američki “Mariner – 4” koji je 1965. poslao fotografije Marsa koje su po kvalitetu bile uporedive sa fotografijama Meseca koje se mogu dobiti sa Zemlje. Četiri godine kasnije, pored Marsa su proletele dve nove letelice: “Mariner-6” i “Mariner-7”. Godine 1971. “Mariner-9” je ušao u orbitu oko Marsa i kružio oko godinu dana. To je ujedno i prva letelica postavljena na orbitu oko neke planete. Misije “Vikinga 1” i “Vikinga 2”, 1976.  godine, sastojale su se iz dva dela: orbitera i lendera. “Viking 1” je radio tokom 4 godine, a drugi orbiter 2 godine. Zajedno su poslali više od 55000 fotografija. Oni su sakupljali podatke o vremenu na površini planete i merili temperaturu, pritisak, brzinu i pravac vetra duže od cele marsovske godine. Važan rezultat misije Viking je i kartografisanje cele planete od severnog do južnog pola i to sa razdvojnom moći od 1 km, dok je skoro 10% njegove površine snimljeno tako da se jasno vide čak i detalji manji od 100 m. Na snimcima okoline, koje je na mestu spuštanja načinio Viking, jasno se vidi pustinja zasuta kamenjem, koja se proteže sve do blago zatalasane linije horizonta. U neposrednoj blizini broda snimljeni su čak i kamenčići čije su dimenzije nekoliko milimetara. Boja tla na mestu sletanja bila je crvenkasto riđa zbog prisustva oksida gvožđa, koga je prema hemijskoj analizi tla bilo oko 14%. Veliko iznenađenje je predstavljala ružičasta boja neba crvene planete, uslovljena verovatno sitnim česticama koje uzvitlane peščanim burama lebde u atmosferi.

Obavljeni su i bio-hemijski  eksperimenti sa ciljem otkrivanja jednostavnih oblika života. Prvi rezultati su izazvali zabunu jer su različiti testovi dali suprotne rezultate ali smatra se da je najverovatnije da su  svi pozitivni rezultati izazvani neočekivanim reakcijama Marsovog tla. Pitanje života na Marsu ponovo je pokrenuto 1996. godine, kada je utvrđeno da je meteorit ALH84001, izvađen iz dubina antarktičkog leda, poreklom sa Marsa. Naime, kada su izvršene prve analize, objavljeno je da su pronađeni fosili nekih jednostavnih bakterija. Kasnijim analizama se ispostavilo da pronađeni tragovi ne moraju biti organskog porekla već da mogu nastati i nekim drugim složenim hemijskim procesima. Današnja nauka jos uvek nije u stanju da da definitivan odgovor na ovo pitanje.

Pogled na Marsovu površinu izbliza pokazuje puno interesantnih oblika reljefa. Severna polarna kapasastavljena je od običnog leda, a južna od takozvanog suvog leda tj. smrznutog ugljen dioksida. To je posledica činjenice da su zime na jugu hladnije jer je tada Mars dalje od Sunca. Takođe je uočeno da se polarne kape uvećavaju i smanjuju u raznim godišnjim dobima.

Ako se zanemare polarne kape, čitav Mars izgleda kao da je sastavljen iz dve različite polulopte. Južna je nešto viša od srednjeg topografskog nivoa i obiluje kraterima iz najranije istorije Marsa. Severna polulopta je nešto ispod srednjeg topografskog nivoa i njena površina je mlađa. Njome se pružaju blage i prostrane ravnice i visoke vulkanske visoravni. Granica između ovih oblasti je široka i strma.

Najupadljivija oblast južne polulopte je sistem ogromnih kanjona koji se u dužini od 4000 km prostiru gotovoparalelno ekvatoru. To su Vales Marineris koja se proteže na 2700 km i kanjon Coprat koji se nastavlja na nju. Ovaj sistem kolosalnih kanjona ima na pojedinim mestima širinu i od 500 km i dubinu od 6000 m.č koji bi stajao na dnu uopšte ne bi bio svestan da se nalazi u kanjonu jer bi njegovi obronci bili čak iza horizonta! Kanjon na kraju nestaje u Bisernoj zemlji, koja se sa Zemlje vidi kao tamna oblast. Posmatra

Na severnoj polulopti se nalaze dve velike oblasti ogromnih vulkana Tharisis i Elysium. Oblast Tarsis, koja doseže deset kilometara u visinu, je prostrana vulkanska visoravan, sa koje se uzdiže više vulkana. Najveći od njih zove se Olympus Mons. To je istovremeno najveći vulkan u Sunčevom sistemu. Po visini trostruko nadmašuje Himalaje, a dva i po puta je veći od Mauna Kea, najvišeg vulkana na Zemlji (računajući od dna okeana Mauna Kea je visok 9.754 km i tako je najviša planina na Zemlji). Mnogobrojne kaldere na vrhu ove planine podsećaju na kaldere Havajskih vulkana. Svi Marsovi vulkani su ugašeni ali u prošlosti su imali veliku ulogu u formiranju reljefa planete.

Na Marsu često nastaju peščane oluje koje zahvataju ograničene oblasti površine. Osim njih svake godinekada se Mars nalazi u perihelu, tački na putanji koja je najbliža Suncu, razvijaju se snažne peščane oluje kojemogu da zahvate i celu planetu.  One počinju krajem proleća na južnoj polulopti, iznenada, pri čemu se naovršini vidi blješteća bela traka koja se proteže i nekoliko hiljada kilometara. U toku prvih nekoliko danaoblak peska i prašine širi se veoma sporo a zatim naglo raste, uglavnom u pravcu zapada, opasujući zanekoliko nedelja celu planetu. Velike pustinje prekrivene peščanim dinama nalaze se oko severne polarne kape. Dine izgledaju kao okamenjene, pri čemu je vezivni materijal najverovatnije led, kao što je to slučaj i na Antarktiku.  p

Usled jakih vetrova krateri na Marsu često imaju tamne repove, istegnute sve u istom pravcu, koji predstavljaju stenovitu podlogu ogoljenu vetrom. Drugi krateri imaju svetle repove. To su nanosi peska i prašine stvoreni vetrom. Takva struktura omogućava astronomima da sastave vrlo precizne karte sezonskih vetrova.  Jedan od kratera na Marsu nosi ime Milutina Milankovića.

Mada se na satelitima spoljašnjih planeta vodeni led nalazi u velikim količinama,  Mars je jedina planeta, osim Zemlje, na kojoj je u prošlosti površinom tekla voda. Ostaci starih rečnih tokova i tragovi delovanja vode jasno se vide na fotografijama. Veliki kanali nastaju na južnim visoravnima i upravljeni su prema severnim nizijama. Oni dostižu dužine i od 1000 km a neki su na pojedinim mestima širi od 100 km. U maju 2002. “Mars Odyssey” je detektovao velike količine vode u vidu leda na svega metar ispod površine, u širokoj oblasti blizu južnog pola. Osim presahlih rečnih tokova i rečnih dolina, na Marsu se vide i ostaci tokova lave, kao i kanjoni nastali usled kompleksnog delovanja pukotina u tlu, izliva magme, usled obrušavanja svodova zbog topljenja leda u tlu i erozionog delovanja vodenih tokova. 

Oko Marsa, božanstva rata, kruže dva satelita, Fobos – strah i Dejmos – užas. Iznenađenje je predstavljala razlika u njihovoj površinskoj strukturi. Na Fobosu se jasno vide brazde, koje su povezane sa kraterom Stikni čiji prečnik od 10 km dostiže gotovo polovinu prečnika satelita. Ove brazde čije su širine od 100 do 200 mplimskih naprezanja ili rasedanja tla. Potpuno jednoznačan odgovor za sada nije dobijen. Na Dejmosu je sloj regolita znatno deblji nego na Fobosu, a krateri sa prečnikom manjim od 50 m izgleda da su pokriveni slojem prašine. Oba satelita imaju sivu boju i svetlost odbijaju poput najprostijih meteorita, ugljeničnih hondrita. Asteroidi u blizini Marsa su svetliji, pa Fobos i Dejmos verovatno predstavljaju posetioce iz spoljašnih delova Sunčevog sistema, koje je bog rata zarobio.  mogu biti posledica pada meteorita,

Mars je jedina planeta dovoljno velikodušna da i amaterima pokaže detalje svoje površine. To je prva od spoljašnjih planeta tako da njena pojava nije vezana za jutro ili veče,  odnosno za blizinu Sunca. Uz pomoć manjeg teleskopa vidi se kao crvenkasti disk na kome se mogu zapaziti detalji površine, polarne kape iponekad beličasti oblaci od vodene pare i ugljen dioksida i žućkasti od prašine. Mars takođe pokazuje malu promenu faza. To se naročito može zapaziti u vreme kada Sunce, Mars i Zemlja čine prav ugao. Tada faza iznosi oko 88%.

Zla kob koja je pratila rana istraživanja Marsa (rusi su izgublil kontakt sa sondama “Mars 3” i “Mars 6”neposredno po spuštanju), nastavila se tokom devedesetih. Krajem 1993. godine u blizinu Marsa je trebao da stigne američki kosmički brod “Mars Observer” ali je samo dva dana pre ulaska u orbitu komunikacija sa njim prekinuta iz nepoznatih razloga. Ruski “Mars-96” orbiter/lender je pao ubrzo nakon lansiranja. “MarsClimate Orbiter”, koji je trebao da proučava Marsovu klimu, lansiran je 1998. ali je zbog greške u mernim jedinicama prebrzo ušao u Marsovu atmosferu i sagoreo (zaboravljeno je da se engleske merne jedinice pretvore u metričke!). “Mars Polar Lender” je 3. decembra 1999. uspešno i po planu stigao do Marsa. Letilica je otpočela spuštanje na planetu i nakon toga se više nije oglasila. Zajedno sa njom izgubljene su i dve sonde iz programa “Deep Space 2”, koje su trebale da se zabiju ispod Marsove površine.

“Mars Global Surveyor” (lansiran 1996.) je posle ozbiljnih neprilika ipak nastavio svoju misiju kartografisanja površine sa dotad nepostignutom razdvojnim moći. Potpuno uspešno svoju misiju obavio je “Mars Pathfinder” koji se spustio na Mars 4. jula 1997. Misija se sastojala iz lendera i rovera za izučavanje stenja i površine kojim je upravljano sa Zemlje.

Na samom početku 21. veka otpočela je prava invazija na Mars. Trenutno je aktivno nekoliko misija. Pored već pomenutih “Mars Global Surveyor” i “Mars Odyssey”, na orbiti je i “Mars Expess” Evropske Svemirske Agencije (izgubljen kontakt sa lenderom “Beagle 2”). Po samom Marsu se “šetaju” roveri “Spirit” i “Opportunity”. Do sada su našli veoma jake dokaze da je voda nekad tekla površinom crvene planete. Veruje se da se “Opportunity” nalazi na mestu koje je nekad zapljuskivalo slano marsovsko more.

Do kraja tekuće decenije NASA planira da lansira još nekoliko misija. “Mars Reconnaissance Orbiter” (2005) čiji će glavni zadatak biti potraga za još dokaza o prisustvu vode u prošlosti, kao i detektovanje vode i leda ispod površine, izučavanje klime i nalaženja mesta za spuštanje budućih misija.. “Phoenix” (2007) će biti prva sonda spuštena u polarne krajeve, a “Mars Science Laboratory” (2009) prva prava dugotrajana mobilna laboratorija. Sledeću dekadu bi trebalo da obeleži vraćanje prvih uzoraka Marsovog tla na Zemlju. Sve ove misije imaju zadatak da utru put prvoj ekspediciji na Mars sa ljudskom posadom.

(septembar 2004)

***

Literatura  

ZEMLJA

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: utorak, 15 jun 2004 01:00

Autor Marko Stalevski

Naša planeta je treća od Sunca i najveća od stenovitih planeta. Zemlja je jedinstvena i po drugim osobenostima. Ona je jedina planeta bez očiglednih kratera, jedina sa tečnom vodom, jedina sa obiljem kiseonika u atmosferi – i jedina planeta na kojoj se razvio život. Sve ove osobenosti su zapravo povezane i Zemlja svoju jedinstvenost duguje složenoj interakciji niza faktora.

Prvi, očigledan uslov je orbita oko Sunca unutar takozvane nastanjive zone u kojoj temperatura dozvoljava postojanje vode u tečnom stanju.

Još jedan neophodan faktor je svakako dovoljno jaka gravitacija da zadrži atmosferu. Kada bi bila previše mala da sačuva atmosferu, Zemlja bi završila slično Mesecu. S druge strane, Zemljina bliznakinja, Venera, je svoju atmosferu dovela do druge krajnosti – do zagušljivog gasnog pokrivača, stotinu puta gušćeg od Zemljinog. Kako se to dogodilo?

Pre svega, svaku eventualnu prvobitnu atmosferu Zemlja, pa i ostale čvrste planete, su izgubile usled pojačane Sunčeve aktivnosti neposredno po formiranju Sunčevog sistema. Ali kada se Sunce smirilo do sadašnjeg, stabilnog stanja, vulkanski gasovi su počeli da okružuju planetu novom atmosferom, pretežno od vodene pare i ugljen-dioksida, sa dodacima sumpornih jedinjenja, ugljen-monoksida i cijano-vodonika. U to vreme i Venera je morala imati sličnu atmosferu. Ipak, Zemlja je izbegla Venerinu sudbinu zahvaljujući većoj udaljenosti od Sunca – bila je dovoljno ohlađena da bi se vodena para kondenzovala u oblake i pala kao kiša. A kako se Zemljina atmosfera gradila postepenim isticanjem gasova iz vulkana, većina ugljen-dioksida je mogla da bude rastvorena u morima; on se nije mogao nagomilavati kao na Veneri. Tako su okeani spasili Zemlju toplotne katastrofe.

Doduše, efekat staklene bašte postoji i na Zemlji, ali podiže temperaturu za samo oko 35°C; zapravo, bez njega okeani bi se zamrzli i život kakav poznajemo ne bi bio moguć. Takođe, efekat staklene bašte zajedno sa ugljenično – silikatnim ciklusom održava Zemljinu klimu u dinamičkoj ravnoteži. Naime, ugljen-dioksid, koji vulkani stalno izbacuju u atmosferu, reaguje sa silikatnim mineralima iz stena i u vidu kalcijum karbonata tone na okeansko dno. Tokom vremena, tektonske ploče prilikom podvlačenja jedne pod drugu vuku sa sobom ovaj karbonat do gornje mantije, posle čega se ponovo vraća u atmosferu kroz vulkane. Ako bi Zemlja pretrpela globalno zamrzavanje, ugljen-dioksid više ne bi mogao da reaguje sa mineralima iz stena, tako da bi nastavio da se akumulira u atmosferi sve dok efekat staklene bašte ne bi postao dovoljno veliki da dovede do topljenja leda. Potom bi se sa obnovljenim padavinama ugljen-dioksid 'isprao' iz atmosfere i nastavio da kruži. Dakle, Zemlja ima prirodan termostat koji održava površinsku temperaturu u opsegu tečne vode.

Za funkcionisanje opisanog ugljenično – silikatnog ciklusa je neophodno postojanje tektonskih ploča. To je još jedna osobenost Zemlje – za razliku od ostalih stenovitih planeta, Zemljina kora se sastoji iz najmanje 15 ploča, koje se kreću nezavisno, brzinom od 1 do 10 centimetara godišnje. Tamo gde se dve ploče dodiruju i kreću jedna prema drugoj, jedna tone ispod druge i nestaje u toploj unutrašnjosti Zemlje gde se topi. Struganje jedne ploče o drugu izaziva zemljotrese na površini, dok sveže istopljene stene mogu da probiju sebi put kroz gornju ploču i izbiju napolje kao vulkan. Kada se dve ploče koje nose kontinente sretnu, dolazi do nabiranja i stvaraju se džinovski planinski lanci. Tako su se izdigli Himalaji, kada se pre 50 miliona godina Indija sudarila sa Azijom. Ogromnu energiju potrebnu za kretanje ovih ploča obezbeđuje toplota oslobođena radio-aktivnim atomima u unutrašnjosti Zemlje, mada još uvek nije sasvim razjašnjeno kako se ta toplotna energija pretvara u kretanje ploča.

Još jedno nedovoljno razjašnjeno pitanje je poreklo vode i okeana. Opšte prihvaćena je teorija po kojoj je voda stigla u vidu vodene pare oslobođene prilikom pada ledenih gromada na Zemlju tokom takozvanog perioda 'teškog bombardovanja'. Znatan deo te vodene pare je pobegao iz atmosfere kroz rupe otvorene samim padom ovih ledenih gromada. Takođe, dobar deo ovih molekula vode je bio 'pocepan' ultraljubičastim zračenjem sa Sunca. Ali pošto je period 'teškog bombardovanja' trajao dovoljno dugo (oko 700 miliona godina), dovoljno pare je opstalo u atmosferi, da bi se konačno kondenzovala u okeane kada se Zemlja dovoljno ohladila. Do skoro omiljena teorija o kometama kao donosiocima ove dragocene supstance je zapala u teškoće – otkriveno je da tri komete – Halejeva, Hjakutake i Hejl-Bop – imaju visok procenat deuterijuma, izotopa vodonika koji u jezgru pored protona ima i jedan neutron. Naime, utvrđeno je da u ovim kometama deuterijuma u odnosu na običan vodonik ima dva puta više nego što je slučaj u Zemljinim okeanima. Ako se ispostavi da su ove tri kometa slične onima koje su posećivale Zemlju u prošlosti, onda izvor vode moramo potražiti negde drugde. Kao dobri kandidati javljaju se planetezimale i asteroidi iz spoljnog dela asteriodnog pojasa za koje se veruje da su bogati vodom. Po ovoj teoriji svega 10% vode je stiglo sa kometa, tako da je u skladu sa odnosom deuterijuma i vodionika.

Što se samog sastava planete tiče, Zemlju čine osnovno telo, vodena površina – hidrosfera i gasoviti omotač - atmosfera. 

Predstavu o unutrašnjosti Zemlje dobili smo zahvaljujući seizmičkim istraživanjima.  Zemljotresi proizvode talase koji nose informaciju o unutrašnjosti planete i na osnovu tih informacija zaključeno je da je Zemlja nehomogena, tj. da se sastoji od slojeva. Osnovno telo Zemlje se sastoji od kore, mantije (omotača) i jezgra. Jezgro ima mnogo veću gustinu od prosečne gustine Zemlje i sastoji se uglavnom od gvožđa i nikla (oko 80 - 90%). Jezgro se deli na tvrdo - unutrašnje jezgro i nešto mekši omotač – spoljašnje jezgro. Spoljašnji slojevi metalnog jezgra su tečni i električne struje koje tu nastaju stvaraju magnetno polje koje okružuje planetu. Gustina unutrašnjeg jezgra je između 15 i 18 gr/cm3, a temperatura iznosi oko 6900 K. Danas se smatra da je u jezgru skoncentrisano oko 10 - 20%  ukupne mase Zemlje. 

Mantija ili omotač Zemlje se može podeliti na tri dela; donja mantija, prelazna zona i gornja mantija. Ovaj deo Zemljine unutrašnjosti je složeniji, ne samo po obilju prisutnih hemijskih elemenata, nego i po tome što minerali obrazovani od tih elemenata, pri izmeni temperature i gustine menjaju svoju kristalnu strukturu. Posebno je interesantan sloj gornje mantije, čija je temperatura bliska temperaturi topljenja materijala, tako da tu dolazi do obrazovanja tečnih frakcija koje dovode do magmatskih izliva na površini Zemlje. Elastičnost mantije dovodi do kretanja vanjskog Zemljinog omotača – litosfere (sloj debljine do oko 100 km, a sačinjavaju ga kora i pokrov mantije). 

Zemljina kora je različite debljine, od 5 – 10 km ispod okeana, do 25 - 90 km na kopnu. Uzima se da je prosečna debljina kore oko 35 km. Gornji slojevi Zemljine unutrašnjosti su nešto bolje ispitani. Pored litosfere i kore, postoje astenosfera i tektonosfera. Astenosfera je oblast ispod litosfere dubine oko 100 km. Tektonosfera obuhvata koru i gornje delove mantije. Okeanska tektonosfera je identična litosferi, dok kontinentalna može imati dubinu i do 400 km.

Mi živimo na dnu vazdušnog okeana – atmosfere. Malo ko bi se dao ubediti da na sebi nosi oko 40 kg tereta – neznatnog dela ovog omotača. Masa atmosfere je mnogo veća i iznosi oko 5.16x1018 kg. Ovaj pritisak opada kako idemo ka gornjim slojevima atmosfere, tako da je oko 50% mase atmosfere smešteno u omotač čija je debljina oko pet kilometara (visina nad površinom), u sloju visine do 10 km smešteno je oko 75% mase, a oko 90% mase se nalazi u vazdušnom omotaču od 16 kilometara. Atmosfera nema tačno odvojenu granicu, a ukupna debljina vazdušnog sloja se procenjuje na oko 10000 km. Zemljina atmosfera je nešto interesantnija za astronome zbog toga što predstavlja filter u kojem ostaje veliki broj informacija koje stižu sa udaljenih objekata. Do Zemljine površine stiže samo mali deo elektromagnetnog zračenja. Pored toga tu su i drugi efekti koji utiču na posmatranja (refrakcija, apsorpcija, turbulencija itd.). Atmosfera je sastavljena od oko 77% azota, 21% kiseonika i 1% vodene pare, dok svega 1% otpada na sve ostale elemente, od čega ugljen dioksid (kojeg najviše ima u atmosferi Venere i Marsa)  čini oko 0.03%.

Zemljina atmosfera je slojevita. Najčešće se pominju podele po sastavu hemijskih elemenata u određenim slojevima i po karakterističnim promenama temperature sa visinom do kojih dolazi usled složenie zavisnosti od pritiska, zračenja i fotohemijskih procesa. 

Po zakonima fizike može se očekivati da će teži elementi biti u nižim slojevima, a lakši da se nalaze na većim visinama. Međutim, zbog turbulentnih kretanja to nije slučaj,  negde do oko 120 km visine, i ovaj deo se naziva hoiosfera. Na većim visinama dolazi do raslojavanja hemijskih elemenata taj deo se naziva heterosfera. U heterosferi na visinima do 250 km najzastupljeniji je azot, zatim do 700 km kiseonik i do visina 1500 km najzastupljeniji su helijum i vodonik. Spoljašnji omotač Zemljine atmosfere čini vodonik i ovaj deo se naziva vodonična geokorona. 

Po temperaturskoj zavisnosti od visine, Zemljina atmosfera se deli na troposferu,  stratosferu, mezosferu i termosferu. 

U troposferi, polazeći od površinskih delova Zemlje ka gornjim delovima ovog sloja,  temperatura opada. U zavisnosti od mesta na Zemlji i od vremena, troposfera se prostire do visine od 9 do 17 km. Gornja granica troposfere naziva se tropopauza. U troposferi se stvaraju oblaci i dolazi do padavina. Troposfera je različita od mesta do mesta na Zemljinoj površini; takođe se menja i sa promenom geografske širine i godišnjeg doba. 

Stratosfera se prostire do oko 55 km visine iznad površine Zemlje. U ovom delu atmosfere se nalazi sloj ozona, koji apsorbuje ultraljubičasto zračenje. U nižim slojevima stratosfere temperatura je konstantna, na visini većoj od 25 km temperatura lagano raste, tako da na visini od oko 50 km dostiže vrednost od 0 – 10°C. Inače temperatura se u ovom sloju menja u zavisnosti od godišnjeg doba. 

Mezosfera, sloj iznad stratosfere, prostire se do visine od oko 85 km. U ovom sloju dolazi do pada temperature sa visinom. Interesantno je da za razliku od troposfere i stratosfere,  gde je temperatura veća leti nego zimi, ovde je obrnuto, temperatura ovog sloja je veća zimi nego leti. 

Gornje delove mezosfere od sledećeg sloja termosfere odvaja mezopauza. U termosferi temperatura brzo raste, od – 90° na visini od oko 90 km, do 1500°C na visini od oko 400 km. Zapravo, termosfera je veoma osetljiva na promene Sunčeve aktivnosti i maksimalna temperatura u njoj varira od 500°C do 1500°C. Uzrok tako velikih temperatura je izloženost Sunčevom i kosmičkom zračenju. Na većim visinama temperatura se ne menja sa visinom. Temperatura i gustina ovog dela atmosfere se menjaju u velikom opsegu i u zavisnosti od dela dana i godišnjeg doba. Sateliti su ustanovili da je gustina veća od 1.5 do 2 puta danju nego noću na visini od 200 km. Na većim visinama ova razlika je drastičnija; na visini od 600 km gustina danju je čak 6 - 8 puta veća nego noću. Inače, gustina termosfere je jako mala – po ljudskim merilima to je gotovo vakuum. Ali to malo atoma i molekula se lako jonizuju visoko – energetskim Sunčevim i kosmičkim zračenjem i priređuju nam predivne prizore polarne svetlosti i omogućuju prenos radio talasa kroz atmosferu.

Atmosfera se završava egzosferom iz koje atomi i molekuli stalno beže u svemir. Gornja granica mezosfere je oko 5000 km.

Magnetno polje Zemlje se može predstaviti magnetnim dipolom, a osa magnetnog polja zaklapa ugao od 11°.5 u odnosu na osu rotacije. Na ekvatoru srednja jačina polja iznosi oko 0.31 Gs, a na severnom i južnom polu je oko dva puta veća. Najviše uticaja na magnetno polje Zemlje imaju čestice iz Sunčevog zračenja. Sunčevo zračenje perturbuje geomagnetno polje, tako da ono ima izdužen oblik, tj. magnetni rep je okrenut na suprotnu stranu od Sunca. Granica koja razdvaja magnetno polje Zemlje od perturbovanog kosmičkog magnetnog polja naziva se magnetopauza. Magnetopauza okružuje magnetosferu - magnetno polje Zemlje. Dimenzije magnetosfere mogu biti različite, a zavise od aktivnosti Sunca. U pravcu ka Suncu magnetosfera se prostire na oko 10 Zemljinih prečnika, a na suprotnu stranu od 900 do 1000 Zemljinih prečnika. Polarnost magnetnog polja Zemlje je takva da je južni magnetni pol smešten blizu severnog geografskog pola, a severni magnetni pol blizu južnog geografskog pola. Interesantno je da se ova polarnost menja. Istraživanja namagnetisanja materije pokazala su da se ova polarnost za vreme od 4.5 milijardi godina (od kada je Zemlja rođena) promenila više puta. Takođe, od kada je otkriven (1831), pa do danas, južni magnetni pol je prevalio put od oko 1000 km! Danas se kreće brzinom od oko 40 km godišnje.

Za razliku od Merkura i Venere, Zemlja ima jedan prirodni satelit – Mesec. Srednje rastojanje Mesec – Zemlja iznosi oko 384400 kilometara. Masa Zemlje je 81.3 puta veća nego masa njenog pratioca; stoga se centar mase sistema Zemlja – Mesec nalazi unutar Zemlje, i to bliže površini nego centru Zemlje. Posmatrana sa Meseca, Zemlja je plavkasta i ta boja potiče od vodene površine, koja prekriva oko 71% ili skoro 2/3 Zemljine površine.

I da sumiramo. Mnoga pitanja su još uvek nedovoljno razjašnjena. Do odgovora ćemo doći izučavanjem, ne samo naše planete, već i njenih suseda – Venere i Marsa. Do sada smo naučili da je ovaj po mnogo čemu jedinstven svet stvoren i oblikovan složenom interakcijom mnoštva faktora: orbita u nastanjivoj zoni, dovoljno jaka gravitacija, efekat staklene bašte zajedno sa ugljenično – silikatnim ciklusom ostvarenim kroz vulkanizam i kretanje tektonskih ploča, slojevita atmosfera koja sprečava gubitak vode itd. Sve ove osobenosti su Zemlji omogućile da postane za sada jedina poznata oaza života, što je ujedno čini i najživopisnijom planetom Sunčevog sistema.

(jun 2004)

***

Literatura

VENERA

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: utorak, 15 maj 2001 01:00

Autor Marko Stalevski

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Istraživanja Venere

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(april 2004)

***

Literatura

MERKUR

Detalji

Kategorija: Planete Sunčevog sistema

Datum kreiranja: ponedeljak, 15 decembar 2003 00:00

Autor Marko Stalevski

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(decembar 2003)

***

Literatura