"Je to malý krok pro člověka,ale velký skok pro lidstvo." N.Amstrong

Duben 2006

PLUTO

22. dubna 2006 v 15:10 | Lukáš V. |  PLUTO

Pluto a Charón - Popis

Objevení Pluta se datuje na 18. února 1930. Jeho objevením jsme poznali devátou planetu naší sluneční soustavy. Dráha Pluta kolem Slunce se vyznačuje velkou excentricitou, zpravidla je Pluto nejvzdálenější planetou od Slunce. Při oběžné době 249 let se na 20 let dostává do menší vzdálenosti od Slunce než Neptun. Nejblíže byl Pluto Slunci v roce 1989 a až 14. března 1999 se opět stal skutečně nejvzdálenější planetou sluneční soustavy.
Další zvláštností oběžné dráhy Pluta je také její šikmost. Je o 17 stupňů odkolněna od roviny, na které mají oběžnou dráhu ostatní planety. Pozorování ukázala, že rotační osa planety má sklon asi 120 stupňů. Dle poznatků uváděných pozemními observatořemi je povrch Pluta pokryt zmrzlým metanem a dalšími prvky jako jsou H2O, N2, CH4, CO. Jak se vzdaluje od Slunce, jeho téměř neznatelná atmosféra zamrzá a padá na povrch.
V roce 2001 plánovala NASA expedici s názvem Pluto Express, která měla k této planetě dorazit v roce 2007. K vyslání sondy Pluto Express bohužel nedošlo, ale v lednu 2006 byla na tuto cestu vyslána sonda New Horizons, která by měla kolem nejvzdálenější planty naší sluneční soustavy proletět roce 2015.
Vývoj dozajista popohnalo to, že atmosféru planety bude možné studovat jen několik následujích let. Pluto se na své eliptické dráze od Slunce vzdaluje, a jeho slabá atmosféra za pár let zamrzne úplně.
Charón. Toto jméno nesl v řecké mytologii převozník mrtvých přes řeku Styx do podzemní říše Pluta. Je to i název velkého Plutova měsíce. Charón byl objeven v roce 1978. Zdá se, že složení jeho povrchu je odlišné od Pluta. S větší pravděpodobností je jeho povrch pokryt spíše vodním ledem než zmrzlým metanem. Pluto a Charón se vyznačují vázanou rotací, což znamená, že Pluto s Charónem jsou k sobě otočení stále stejnou stranou.
Díky Hubleovu vesmírnému teleskopu byly 15. května 2005 astronomy z Southwest Research Institute objeveny další dva měsíce, prozatím pracovně označené jako S/2005 P1 a S/2005 P2.
Jejich jas je zhruba 5000x slabší než Pluta, což je hlavní důvod, proč na svůj objev čekaly tak dlouho. Kolem Pluta obíhají ve vzdálenosti 44 000 až 53 000 km po téměř kruhové dráze. Jejich průměr je odhadován na 32 a 70 km.
Nový objev nasvědčuje tomu, že tento planetární systém vzniknul srážkou Pluta s větším objektem Kuiperova pásu.
Po tomto významném objevu byla oblast Pluta dále intenzivně zkoumána, ale žádná další tělesa již nalezena nebyla.
Pluto je studenější, než se předpokládalo
Sluneční záření, odražené od povrchu Pluta, bylo registrováno takovými dalekohledy, jako je Keckův dalekohled na Havajských ostrovech či Hubblův kosmický dalekohled (HST) na oběžné dráze kolem Země. Z pozorování vyplývá, že povrch Pluta je chladnější, než se předpokládalo. Avšak žádný dalekohled není schopen přímo měřit tepelnou emisi tak, aby rozlišil obě tělesa - Pluto a Charona. Obě tělesa se od sebe nevzdalují na vzdálenost větší než 0,9 obloukové vteřiny, což představuje úhel, pod kterým je vidět například tužka ze vzdálenosti 50 km.
První přímá měření obou těles jednotlivě se poprvé podařila astronomům z Harvard-Smithsonian Center, kteří použili radioteleskop SMA (Submillimeter Array) na Mauna Kea, Havajské ostrovy. Ten se skládá z 8 antén o průměru 6 m, pracujících na frekvenci 180 až 900 GHz. Byla provedena měření tepelného toku obou těles samostatně, přičemž bylo zjištěno, že Pluto je opravdu studenější, než se čekalo, a studenější než Charon.
... Pluto je fungující příklad toho, co můžeme označit jako anti-skleníkový efekt. ...
V průběhu pozorování dalekohledem SMA byla využita jeho největší konfigurace za účelem získání interferometrických dat s co největším rozlišením, umožňující jednotlivě změřit teplotu jak Pluta, tak i Charona. Bylo zjištěno, že teplota ledového povrchu Pluta je 43 K (tj. -230 °C), místo předpokládaných 53 K (tj. -220 °C), jako na povrchu měsíce Charon.
To souhlasí se současným modelem, kdy nízká teplota Pluta je způsobena rovnováhou mezi ledovým povrchem a řídkou dusíkovou atmosférou - nejen s dopadajícím slunečním zářením. Sluneční energie, dopadající na povrch Pluta, je spotřebována především k přeměně dusíkového ledu na plynný dusík, nikoliv k ohřevu jeho povrchu. Jedná se o podobný efekt, který vzniká při vypařování kapaliny - například odpařující se pot ochlazuje vaši kůži.

Charakteristika Pluta

název
absolutní hodnota
relativní hodnota
Země = 1
Objevil
Clyde W. Tombaugh
Datum objevení
18. února 1930
Hmotnost
1,29 . 1022 kg
2,158 6 . 10-3
Poloměr
1160 km
1,818 8 . 10-1
Průměrná hustota
2 050 kg/m3
Úniková rychlost (na rovníku)
1,1 km/s
Povrchová gravitace na rovníku
0,4 m/sec2
Střední oběžná rychlost
4,74 km/sec
Průměrná vzdálenost od Slunce
5 913 520 000 km
39,529 4
Doba otočení kolem osy (Plutův den)
-6,387 2 dne
Doba oběhu - siderická (Plutův rok)
248,54 roků
Sklon rotační osy
122,52°
Naklonění orbitální dráhy
17,148°
Excentricita dráhy
0,248 2
Průměrná teplota
37 kelvina
Albedo
0,3
Magnituda
15,12
Složení atmosféry: pravděpodobně metan a dusík
Složení povrchových materiálů: pravděpodobně metanový led
Povrch Pluta
Nikdy nespatřený povrch Pluta se podařilo získat zpracováním několika snímků z Hubblova teleskopu. Snímky, které byly pořízeny v modrém světle, ukázaly, že jeho povrch je snad nejrozmanitější v celé naší sluneční soustavě (samozřejmě kromě Země). Na snímcích Pluta lze nalézt mnoho ostrých a hladkých přechodů mezi světlejšími a tmavšími oblastmi, ale jako u starších snímků Marsu to může být dáno optickým rozlišením Hubblova teleskopu, které může způsobovat rozostření malých objektů na velkých. Dva malé snímky nahoře ukazují skutečné snímky z HST. Každý pixel obrázku představuje rozlohu téměř 100 kilometrů čtverečních. V tomto rozlišení rozeznává HST přibližně 12 hlavních oblastí, kde je povrch buď světlý nebo tmavý. Velký obrázek je sestaven z počítačem zpracovaných obrázků, ke kterým dodal data Hubblův teleskop. Opačná polokoule Pluta je vidět z dalších dvou obrázků. (Courtesy NASA/ESA/ESO)

URAN

22. dubna 2006 v 14:49 | Lukáš V. |  URAN
URAN
Uran byl starověký řecký bůh nebe, nejčasněji nejvyšší bůh. Uran byl syn a přítel Gaia, otce Cronuse (Saturnu) a byl z rodu Kyklopů a Titánů (tedy z předchůdců Olympských bohů).
Uran je sedmá planeta od Slunce a je třetí největší ve sluneční soustavě. Má rovníkový průměr 51 800 kilometrů a oběhne okolo Slunce jednou za 84,01 pozemských let. V rovníkovém průměru je větší než Neptun, ale co do váhy je lehčí než on. Jeho střední vzdálenost od Slunce je 2 870 milionů kilometrů. Délka dne na Uranu je 17 hodin 14 minut. Uran má známých 21 měsíců, ale předpokládá se, že jich je ještě o něco více. Dva největší měsíce, Titania a Oberon, byly objeveny Williamem Herschelem už v roce 1787.
Herschell nebyl ani profesionální astronom, byl prý znamenitý hudebník a pěstoval astronomii jen jako svého krásného koníčka. Na fotografii vlevo je i se svou sestrou Karolínou, která jeho nadšení pro astronomii sdílela. Nakonec se Herschell stal astronomem anglického krále Jiřího III. Planetu pojmenoval "Georgium Sidus" (Georgiánská Planeta) ke cti svého patrona. Jiní planetu nazývali prostě "Herschel". Pojmenování "Uran" bylo poprvé navrhnuto německým astronomem Johannem Elertem Bodem ve shodě s jmény jiných planet vycházejících z klasického bájesloví, ale vstoupilo do běžného používání až po r.1850.

Uran - popis

Uran na rozdíl od většiny ostatních planet má výrazně skloněnou osu rotace. Je nakloněný na stranu o téměř 98°, a co je pozoruhodné, s ním i jeho prstence a oběžné roviny většiny jeho měsíců (vyjma těch nejvzdálenejších). Uranova osa rotace je tedy téměř rovnoběžná s jeho rovinou oběhu kolem Slunce a s trochou nadsázky by se dalo říci, že se po své dráze kutálí. Jeho neobvyklá pozice je pravděpodobně následek dávné kolize s tělesem o velikosti jako planeta samotná kdysi v ranné historii sluneční soustavy. Většinou si nejsme jisti, jak rozhodnout, zda má zpětnou rotaci nebo nemá, není to tak jasné jako například v případě Venuše. Ale náklon jeho osy přesahuje 90°, takže v tomto smyslu se otáčí opačným směrem než většina ostatních planet. Z tohoto důvodu je doba jeho rotace uváděna jako záporná (-17,9 hod), aby se vyjádřil i směr rotace planety, jiný význam zde nehledejte, jedna jeho otočka nevede do minulosti. V čase Voyagerova průchodu byl Uranův jižní pól natočen téměř přímo ke Slunci. Z toto plyne zvláštní skutečnost, a sice, že Uranovy polární oblasti přijmou více energie od Slunce než jeho rovník. Uran je přesto žhavější u rovníku než u pólů. Mechanismus, který by toto vysvětlil, zatím není znám. Teplota centra planety se odhaduje na 11 000 K, přičemž průměrná teplota mraků na povrchu je -193 °C (80 K).
Atmosféra Uranu se skládá z 83 % vodíku, 15 % helia, 2 % metanu a malého množství acetylénu a jiných uhlovodíků. Metan v horní atmosféře pohlcuje červené světlo a tím dává Uranu jeho modrozelenou barvu. Tloušťka atmosféry se odhaduje asi na 1000 km. Atmosféra je uspořádána do vířících mraků poháněných rotací planety, obíhajících v konstantních šířkách, čímž vytváří pásy, podobné daleko živějším skupinám mraků pozorovatelných na Jupiteru nebo Saturnu. Větry vanou ve středních šířkách po směru otáčení planety, rychlostí od 40 do 160 metrů za sekundu. Radioexperimenty zdetekovaly vichry kolem 100 metrů za sekundu vanoucí opačným směrem v okolí rovníku.

Základní charakteristika Uranu

Objevitel
William Herschel
Datum objevu
13. března 1781
Hmotnost (kg)
8,686 . 1025
Hmotnost (Země = 1)
14,535
Rovníkový poloměr (km)
25,559
Rovníkový poloměr (Země = 1)
4,0074
Střední hustota ( kg / m 3 )
1290
Střední vzdálenost od Slunce (km)
2 870 990 000
Střední vzdálenost od Slunce (Země = 1)
19,1914
Doba rotace (hod)
-17,9
Oběžná doba (let)
84,01
Střední oběžná rychlost ( km / sec )
6,81
Výstřednost dráhy
0,0461
Náklon rotační osy (°)
97,86
Sklon roviny oběhu (°)
0,774
Rovníkové povrchové zrychlení ( m / sec 2 )
7,77
Rovníková úniková rychlost ( km / sec )
21,30
Vizuální geometrické albedo
0,51
Magnituda (Vo)
5,52 ± 0,3
Střední teplota mraků
-193 °C
Atmosférický tlak ( bar )
1,2
Atmosférické složení
Vodík
Helium
Metan

83%
15%
2%

SATURN

21. dubna 2006 v 21:10 | Lukáš V. |  SATURN

Popis

Vysvětlení jména, jeho vzniku

Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených, kde žili héróové. V římském podání Saturnus prchl před vítězným Iovem do krajiny obklopené horami, kterou nazval Latium. V krajině vládl bájný král Ianus, který Saturna učinil svým spoluvládcem. Za vlády Saturnovy bylo v Itálii období zlatého věku. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnalie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky. Saturnus měl chrám na foru na úpatí Capitolia; chrám byl současně státním archivem a pokladnou. Báje vypráví, že Saturnus zplodil v podobě hřebce s Ókeanovnou Filyrou moudrého Kentaura Cheiróna. V pozdějších dobách byl Saturnus bohem symbolizujícím Čas.

Datum objevení, předpovězení tělesa

Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze.(O znalosti a zbožštění planet se lze dočíst v Platónově dialogu Timaios.)

Popis tělesa

Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.
Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.
Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg/m3) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.

JUPITER

21. dubna 2006 v 20:53 | Lukáš V. |  JUPITER
Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9.1027 kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny
Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1). Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.
Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.
V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky.
Nitro Jupitera
Předpokládá se, že nitro planety se nachází ve středu planety a skládá se ze silikátů a železa. Tlak a teplota jsou zde velmi vysoké. Zejména vysoký tlak byl v minulosti příčinou toho, že se pevné jádro pokládalo za útvar složený z pevného vodíku. Nad jádrem se nachází tlustá vrstva složená převážně z vodíku. Ta tvoří rozhodující část objemu i hmoty Jupiteru. Vodík je rozdělen do dvou dílčích vrstev, přičemž v obou je kapalný. Spodní vrstva sahá od jádra do vzdálenosti 46 000 km od středu planety a skládá se z kovového kapalného vodíku. Druhá vodíková vrstva sáhá do vzdálenosti 70 000 km od středu planety. Její hlavní složkou je kapalný molekulární vodík.

Shrnutí

Vrstva
Tloušťka
Složení
Atmosféra
1 000 km
většinou plynný vodík a helium
Vnější plášť
22 500 km
tekutý vodík
Vnitřni plášť
33 000 km
tekutý kovový vodík
Poloměr jádra
14 000 km
hornina

Výzkum planety Jupiter

-
USA Jupiter Flyby (3. března 1972)
-
259 kg
-
Pioneer 10 letěl kolem Jupitera 1. prosince 1973. Prolétl ve vzdálenosti 132 250 km nad vrcholem Jupiterových mraků. Poslal přes 500 snímků Jupitera a jeho měsíců. Největší úspěch Pioneer 10 byla data soustředěná okolo magnetického pole Jupitera, past nabitých částic a ovlivňování slunečního větru. Hranici oběžné dráhy Pluta křižoval 13. července 1983. Nyní opouští sluneční soustavu.

MARS

20. dubna 2006 v 17:12 MARS
MARS
P

Detail povrchu Marsu

Díky kosmické sondě NASA Viking 1 lander se můžeme podívat na nejpodrobnější pohled na povrch planetu Mars. Jednalo se totiž o první sondou, která přistála na Marsu. Stalo se tak 20. července 1976. O několik týdnů později ji následovala kosmická sonda Viking 2 lander. Oba Vikingy pracovaly na povrchu Marsu na počátku 80. let a pořídily tisíce snímků, provedly sofistikované chemické hledání života a studovaly počasí a geologii Marsu. Na následujícím detailním snímku je zobrazeno pole skal a kamenů tak, jak jej zaznamenala kamera sondy Viking 1, která přistála v oblasti Chryse Planitia. V pravém dolním rohu je viditelná zaprášená přistávací noha sondy Viking 1. Obrázek byl vytvořen kombinací černobílých snímků s vysokým rozlišením a barevných snímků stejné oblasti pořízených s nízkým rozlišením.
Povrch Marsu je obrazem dlouhého a složitého geologického vývoje. I když na Zemi také probíhaly podobné děje, na Marsu byly zřejmě mnohem dramatičtější patrně proto, že má menší hmotnost i gravitaci, a také proto, že zde nedocházelo k deskové tektonice. Nejnápadnější je rozdíl mezi hladkými nížinami vulkanického původu na severní polokouli a hornatým terénem jižní polokoule, rozrytým krátery. Ve vulkanické oblasti Tharsis je vyvýšená lávová kupole, jejíž příčný rozměr je 5 000 km. Nejvyšší vulkanickou strukturou na Marsu a v celé sluneční soustavě je Olympus Mons. Poblíž masívu Tharsis jsou tři další vyhaslé sopky: Arsia Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Všechny mají průměr základny stovky kilometrů a dosahují do výšky okolo 17 km. Je možné, že na Zemi způsobí desková tektonika posunutí sopek a odkrytí vrstev lávy pod nimi a tím vznikne řetěz vulkánů, na Marsu ale zůstávají sopky na místě a zvětšují se. Na východ od Tharsisu se do vzdálenosti 4 500 km táhne Valles Marineris. Některá údolí Marsu jsou zlomové systémy, ale jiná, např. Valles Marineris a další, jsou koryta někdejších řek. Některé povrchové struktury jsou považovány za dno vyschlého moře. To vše znamená, že někdy v minulosti muselo být na Marsu značně odlišné klima a hustší atmosféra. Je možné, že se všechna voda vsákla do povrchových vrstev a zmrzla. Pravděpodobnější ale je, že malá gravitace Marsu nedokázala atmosféru a vodu udržet.
Jižní polokouli dominují dvě velké pánve, vzniklé dopadem cizích těles:
Hellas (1 800 km) a Argyre (900 km). Existují zde dva typy terénu: staré horniny téměř úplně pokryté krátery, rozryté kanály a mezikráterové roviny, které jsou méně členité. Na mnohých kráterech jsou zřejmé stopy eroze, způsobené prachovými bouřemi, které na Marsu řádí. Jsou zde i písečné duny, které se větrem přesouvají. Výše položené krátery vypadají vyhlazené, což je pravděpodobně dáno vlivem podložního ledu, který způsobil pomalou, "plazivou" deformaci stěn.
Polární čepičky jsou asi z tuhého oxidu uhličitého, pod nimiž by mohla být vrstva ledu. Severní polární čepička se v létě ohřívá natolik, že se oxid uhličitý vypaří do atmosféry, což neplatí pro čepičku na jižním pólu, kde je vrstva tuhého CO2 trvalá.

Nitro Marsu

Histor

Ještě dnes nemáme jasný důkaz o poměrech, které se odehrávají pod povrchem Marsu, všechno co víme, je založeno na teoretických modelech. Průkopníci v tomto druhu přibližování byly Harold Jeffries (1937) a K.E. Bullen (1949); v roce 1952 Harold Urey vydal knihu, kde diskutuje o modelu nitra planety a teplotní historii. Všechny dřívější modely byly omezené špatnou znalostí přesného poloměru Marsu a momentu setrvačnosti. Nejpřesnější informace o Marsu mohly přijít, až když se k měření používaly první kosmické sondy.

Současnost

Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován kůrou (složenou z hliníku Al a křemíku Si) silnou 20 až 100 km, pláštěm (olivín a FeO) a jádrem (FeS nebo směs niklu Ni, železa Fe a FeS), které zaujímá přibližně 16 % hmotnosti planety a 4 % objemu. Z toho lze přibližně určit hustotu jádra, 7 000 až 8 000 kg/m3.
Užitím čtyř parametrů můžeme rozhodnout o velikosti a hmotnosti marťanského jádra. Nicméně, pouze tři z nich jsou známé, celková hmotnost, velikost Marsu a moment setrvačnosti. Hmotnost a velikost byla přesně stanovena z dřívějších misí. Moment setrvačnosti byl stanoven pomocí kosmické sondy Viking a dat z Pathfinder, Dopplerovským měřením precese Marsu. Čtvrtý parametr, potřebný pro dokončení modelu nitra planety, bude získán z budoucích kosmických misí. Se třemi známými parametry je model podstatně omezený. Jestliže je jádro pevné (složené ze železa) podobně jako zemské, potom by byl minimální poloměr jádra okolo 1 300 km. Jestliže je jádro vytvořeno z méně hustého materiálu jako například směs síry a železa, potom by byl maximální poloměr pravděpodobně menší než 2 000 km.

Kůra

Od července 1997 pořizuje z oběžné dráhy podrobné snímky červené planety sonda Mars Global Surveyor (MGS), ale pod povrch se podívat nemůže. Nicméně změny gravitačního pole planety působí malé změny orbitální rychlosti sondy a tyto změny odpovídají vnitřním hustotním fluktuacím. Jemné změny dráhy byly měřeny pomocí MGS rádiového experimentu kombinovaného s topografickými údaji přesného laserového výškoměru MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), a tak mohli vědci vytvořit mapu tloušťky marťanské kůry. Na obrázku vpravo odpovídá červená barva tenčím a modrá barva silnějším oblastem kůry. Z celkové mapy kůry je možné zjistit, že rozsah tloušťky se pohybuje v intervalu od 32 km do 80 km a jsou zřejmé zřetelné rozdíly mezi obecně tenčí kůrou na severní polokoulí a silnější na jižní. Tenká kůra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na ranném Marsu.
Je zřejmé, že největší tloušťka kůry je pod oblastí Tharsis, 60 - 80 km a minimální je pod pánví Hellas, pouze 10 km. Zdá se být velice pravděpodobné, že kůra Marsu je mnohem silnější než zemská, nejméně 100 km. Toto může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky.

Plášť

Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že jeho průměrná hustota je okolo 3 400 až 3 500 kg/m3.

Jádro

Přesné rozměry jádra nejsou přesně známé, protože jak bylo uvedeno výše, závisejí na zatím nepřesně zjištěných parametrech. Pokud se budeme držet toho, že je jádro složené z pevných hornin a železa, tak jeho poloměr vychází na 1 250 km. Pokud by se jednalo o lehčí látky (např. směs síry a železa), potom by jeho maximální průměr byl okolo 2 000

Teplota

Průměrná zaznamenaní teplota na planetě Mars je -63°C (210 K) s maximální teplotou 20°C (293 K) a minimální -140°C (133 K).
Tento obrázek byl získán pomocí Tepelného emisního spektrometru (TES), který se nachází na palubě sondy Mars Global Surveyor. Data z TESu, která byla použitá ke konstrukci této podrobné teplotní mapy, byla pořízena při přechodu přes noční stranu Rudé planety v průběhu 500 mapovacích oběhů Marsu. Mapa zobrazuje teploty od nejvyšších v bílé, přes červenou, žlutou a zelenou barvu k nejstudenějším teplotám, které jsou v modré barvě. Na severní polokouli je léto, zatímco jižní polokoule podstupuje chladnou zimu. V blízkosti rovníku odpovídají variace nočních teplot různým povrchovým materiálům. Modré studené oblasti jsou pokryty jemnými prachovými částicemi a teplejší oblasti jsou pokryty hrubým pískem a kamením.

Snímek celého povrchu Marsu

Na následujícím snímku je vykreslený celý povrch Marsu. Snímek byl zkonstruován digitálně z více jak 200 miliónů laserových altimeterických měření, které prováděla sonda Mars Global Surveyor obíhající kolem Marsu. Na snímku byly odstraněny mraky a prach a tak se můžeme podívat na celý povrch najednou v jeho skutečných denních barvách. Zvláště pozoruhodné jsou sopky z oblasti Tharsis, viditelné nalevo. Vlevo od středu je Valles Marineris, kaňon, který je mnohem delší a hlubší než Grand Canyon na Zemi. Vpravo, jižně od středu je 2 000 km široká proláklina Hellas Planitia, která byla pravděpodobně vytvořena srážkou s asteroidem. Na severu jsou zejména lávové nížiny, kdežto na jihu objevíme řadu zvrásněných vrchovin.

ZEMĚ

20. dubna 2006 v 16:40 ZEMĚ
ZEMĚ


Země je třetí planeta naší sluneční soustavy, počítáno z pohledu Slunce, od kterého je vzdálena 150 miliónů kilometrů a je zatím jedinou známou planetou, na které existuje život. Je to mimo jiné také otázka vzdálenosti naší planety od Slunce, která je právě taková, že jsou zde takřka ideální podmínky pro život. Kdyby naše planeta obíhala blíže Slunci, pak by na Zemi bylo příliš veliké horko, v opačném případě by naopak bylo příliš chladno, aby zde mohl vzniknout život. Země je stále v pohybu, obíhá nejenom kolem Slunce a kolem vlastní osy, ale zároveň spolu se Sluneční soustavou obíhá v rámci Mléčné dráhy
.

Základní údaje o Zemi

Střední vzdálenost Země od Slunce
149,60 mil. km (1 astronomická jednotka)
Afélium (odsluní)
152,10 mil. km
Perihélium (přísluní)
147,09 mil. km
Průměr kolem rovníku
12756,20 km
Hmotnost
5,97 × 1024 kg
Hustota
5,515 g×cm-3
Objem
108,32 × 1010km3
Oběžná doba hvězdného roku
365,26 dne
Oběžná doba tropického roku
365,24 dne
Excentricita oběžné dráhy
0,017
Sklon oběžné dráhy vzhledem k ekliptice
0,00°
Průměrná oběžná rychlost Země
29,78 km×s-1
Sklon zemské osy
23,45°

Hydrosféra

Zemský pokrývá asi 71% vody. Většina vody není z důvodu vysokého obsahu soli pitná. 3% zahrnují vodu čistou, tedy pitnou. Velká část pitné vody je ukryta pod zemským povrchem nebo ve formě ledu na polárních čepičkách a vysoko v horách. Tato vrstva, v níž je po dva roky teplota pod bodem mrazu, se nazývá kryosféra.

Voda má takové chemické a fyzikální vlastnosti, že je nenahraditelná pro život na zemi. Velice důležitá je její schopnost dobře absorbovat teplo slunečního záření a schopnost postupného uvolňování tepla do atmosféry. Další vlastností je tzv. anomálie vody, která dává přežít živočichům na dně řek. Hustota vody je nejvyšší právě při této teplotě, což v zimě způsobuje, že se tato čtyř stupňová vrstva propadá stále níže na dno rybníku, který zamrzá odshora, zatímco dno nezamrzá.

Zemětřesení

Jelikož Země není stabilní neměnné těleso, ale ve své historii prodělala a stále prodělává neustálý vývoj, během něhož dochází k zaplavování rozsáhlých ploch mořem, jinde vynořením mořského dna nad hladinu, posunováním a otáčením celých kontinentů, je pravděpodobné, že zde existují síly, které toto způsobovaly a zůsobují. Jsou to například konvenční proudy, izostatické síly, gravitace... Toto působení je zdánlivě velmi pomalé, avšak spojené účinky těchto sil vedou v zemské kůře a ve svrchní části zemského pláště ke vzniku dlouhotrvajících napěťových stavů, které někdy vedou k překonání meze pevnosti horninového materiálu (Většinou ve smyku). Při tomto dochází k uvolnění mechanické energie a to se projevuje zemětřesením. Zemětřesení tedy můžeme charakterizovat jako soubor krátkodobých pohybů, reprezentující proces při změně napěťového stavu hornin. Zemětřesení jsou tedy vázána na zemskou kůru a svrchní plášť. Výjimečně jsou zaznamenávána zemětřesení ze středního pláště (max. z hloubky 700 km).

Pojmy:

Ohnisko zemětřesení

Je to prostor konečných rozměrů, ve kterém vzniká zemětřesení. Jeho délkové rozměry dosahují až několika set kilometrů.

Hypocentrum

Tímto bodem nahrazujeme ohnicko a klademe jej do těžiště ohniska.

epicentrum

Je to kolmý průmět hypocentra na povrch Země.

Hloubka ohniska

Takto nazýváme vzdálenost mezi hypocentrem a epicentrem.

Epicentrální vzdálenost

Je vzdálenost epicentra od místa pozorování.

Epicentrální čas

Tímto pojmem označujeme okamžik, v němž se zemětřesení projeví v epicentru.

Pleistoseistní oblast

Okolí epicentra nejvíce postižené zemětřesením.

Intenzita zemětřesení

Veličina charakterizující velikost zemětřesení na základě pozorování makroseismických účinků. Směrem od pleistoseistní oblasti klesá intenzita na všechny strany.

Zemětřesné roje

Pokud se obejví skupina po sobě následujících otřesů podobné intenzity - nejsme-li tedy schopni určit hlavní, nazýváme toto zemětřesné roje.

Druhy zemětřesení:

Podle původu:
  • řítivá - přibližně 3 % všech zemětřesení - vznikají např. zřícením stropů podzemních dutin v krasových nebo poddolovaných oblastech. Mají mělké hypocentrum a bývají lokálního charakteru. Mohou však způsobit značné škody.
  • sopečná (vulkanická) - 7 %. Bývají průvodním jevem sopečné činnosti. Hypocentra mají vázaná na přívodní dráhy vulkanického materiálu a nacházejí se v hloubkách do 10 km. Tato zemětřesení mívají lokální význam a malou intenzitu. Často se vyskytují v rojích
  • tektonická (dislokační) - nejčastější a nejzhoubnější. Vznikají náhlým uvolněním nahromaděné elastické energie v tektonicky aktivních oblastech, přičemž dochází ke smykovému pohybu ker podél zlomových spár.Maximální pohyby v horizontálním i vertikálním směru mohou dosáhnout i mnohametrových hodnot. Horizontální rozměr ohniska může dosahovat i stovek kilometrů.
Podle hloubky:
  • mělká - do 60 km
  • střední - 60 - 300 km
  • hluboká - 300 - 700 km

Účinky a intenzita zemětřesení

Stupnice MCS (Mercalli - Cancani - Sieberg)
Stupeň
Označení
Zrychlení v 10-3 m.s-2
popis
I.
do 2,5 i
zaznamenatelné pouze přístroj
II.
2,5 - 5
pozorován citlivými lidmi v klidu, zvláště ve vyšších patrech budov
II.
slabé zemětřesení
5 - 10
část obyvatelstva uvnitře budov je pociťuje jako slabý otřes, nezvyklý pocit změny rovnováhy, praskavé zvuky ve stropě a podlaze
IV.
mírné zemětřesení
10 - 25
lze pozorovat i mimo vudovy, spící se většinou probudí, nábytek a okna se chvějí, dveře praští
V.
dosti silné zemětřesení
25 - 50
pozoruje jej i venku většina lidí, budovy se chvějí, nábytek se kýve, lehčí předměty se posunují, praskají okenní tabulůky
VI.
silné zemětřesení
50 - 100
nábytek se posunuje nebo padá, obrazy a nádobí padají, rozezvučí se zvony, objevují se trhliny v omítce, půda kolísá, lidé opuštějí budovy
VII.
velmi silné zemětřesení
100 - 250
poškození střech a komínů, objevují se trhliny ve zdech, špatně založené budovy se řítí, stromy se kymácejí, vodní plochy se vlní
VIII.
bouřlivé zemětřesení
250 - 500
velké škody na většině budov, boří se stěny, padají kostelní věže a sochy, v půdě se objevují trhliny, na strmých svazích sesuvy
IX.
pustošivé zemětřesení
500 - 1000
mnohé domy jsou vážně poškozeny a částečně se hroutí, stávají se neobyvatelnými, vznikají nová jezera
X.
ničivé zemětřesení
1000 - 2500
většina budov zničena stejně jako hráze, mosty, železnice a potrubí, vznikají pukliny ve vozovkách
XI.
zemětřesná katastrofa
2500 - 5000
neodolá žádná běžná stavba, dochází k sesuvů, zdvihům a poklesům, řícení svahů, řeky mění svá koryta
XII.
velká zemětřesná katastrofa
přes 5000
účinky podobné jako při stupni XI., ale silnější. Dochází ke změnám tvářnosti krajiny
Obdobná stupnice MSK - 64 (Medvědev - Sponheuer - Kárník) - udává hodnoty zrychlení přibližně 4- - 5 krát větší.