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

Květen 2006

různé

4. května 2006 v 18:11 | Lukáš V. |  ruzné

Slunce a planety

rozměry a hmotnost

Těleso
Poloměr (km)
Zploštění
Hmotnost (kg)
Hustota (g.cm-3)
Albedo (odrazivost)
Teplota povrchová (° C)
Teplota jádra (K)
Slunce
695 000
1,989E+30
1,41
6 000
15 600 000
Merkur
2 439,7
0,0
3,303E+23
5,42
0,10
-173 až 427
Venuše
6 051,8
1/110000
4,869E+24
5,25
0,65
482
Země
6 378,14
1/298,257
5,976E+24
5,515
0,37
prům. 15
Mars
3 397,2
1/135,13
6,421E+23
3,94
0,15
-140 až 20
Jupiter
71 492
1/15,415
1,900E+27
1,33
0,52
prům. -121 (oblaků)
Saturn
60 268
1/10,208
5,688E+26
0,69
0,47
prům. -125 (oblaků)
Uran
25 559
1/43,611
8,686E+25
1,29
0,51
prům. -193 (oblaků)
Neptun
24 764
1/58,479
1,024E+26
1,64
0,41
prům. -193 až -153 (oblaků)
Pluto
1 137
1,270E+22
2,05
0,30


SLUNEČNÍ SOUSTAVA

4. května 2006 v 18:00 | Lukáš V. |  SLUNEČNÍ SOUSTAVA
První, kdo se pokusil odpovědět na otázku, jak vypadá stavba sluneční soustavy, byla antická věda. S využitím pythagorijské školy (rozvíjela geometrii) mohla více či méně přesně popsat pozorovaný stav.
Doprostřed vesmíru byla lidmi dosazována různá tělesa.
Ve 4. století př. n. l. Aristoteles jednoznačně přijal geocentrický systém, že Země je uprostřed vesmíru, a dokázal jeho platnost.
Ve 3. století př. n. l. Aristarchos na základě pozorování zatmění Slunce a Měsíce a s geometrickými úvahami vytvořil heliocentrický model vesmíru - Slunce se nacházelo uprostřed - nicméně tento systém nebyl přijat.
Kolem roku 200 př. n. l. Apolónius z Pergy a Hipparchos (2. století př. n. l.) vytvořili nové prvky pohybu planet. Později na ně navázal Ptolemaios, který je zahrnul do svého kosmogenického systému - geocentrického modelu vesmíru. Tento model se spolu s Aristotelovou fyzikou stal základem pro další generace.
Až Mikuláš Koperník (19. 2. 1473 - 24. 5. 1543) ve svém díle De revolutionibus orbium caelestium - Oběhy nebeských sfér zveřejnil svou heliocentrickou soustavu (přiřadil všechny pozorované pohyby těles ve vesmíru Zemi, předpokládal dokonce i rotaci Země kolem své osy). Tímto svým dílem se zasloužil o formování správného heliocentrického systému.
Jelikoš se však planety nepohybují po ideálních kružnicích (bylo nutno provádět značné korekce jejich pohybů), nebyla tato teorie hned a bez výhrad přijata. Tycho Brahe (1546 - 1601) si raději vytvořil novou soustavu, aby nemusel přistoupit na Koperníkův systém. Díky jeho přesným měřením však Johannes Kepler (27. 12. 1571 - 15. 11. 1630) potvrdil platnost heliocentrického systému a zjistil, že se planety pohybují po eliptických drahách kolem Slunce.

KOMETY

4. května 2006 v 17:53 | Lukáš V. |  KOMETY
Historie komet
Základní charakteristika
Komety jsou malá tělesa sluneční soustavy, která se pohybují většinou po eliptických drahách s velkou výstředností. Výrazně mění svůj vzhled při přiblížení ke Slunci. Ve velké vzdálenosti od Slunce vypadají jako mlhovinné, slabě svítící objekty. Při přibližování ke Slunci vzniká ohon, orientovaný na opačnou stranu než Slunce.
Název
Název pochází z řeckého slova "cometes" (tj. dlouhovlasý). V české obrozenecké literatuře byl nejčastěji používán název "vlasatice".
První pozorování
Komety byly zcela určitě pozorovány našimi předky již v dobách předhistorických a záznamy o kometách nalezneme v nejstarších archivních dokladech zejména z Dálného východu. K tomu, aby byly zaznamenány, musely ovšem obvykle dosáhnout alespoň +2 mag. Nejstarší doklad o objevu Halleyovy komety pochází z čínských pramenů z roku 240 př. n. l. Až do 15. stol. n. l. však přetrvávalo mínění, že jde o úkazy ("výpary") v zemském ovzduší. Když však Regiomontanus v roce 1472 nebyl s to určit paralaxu jasné komety, začali se kometami zabývat astronomové a definitivní důkaz o tom, že komety jsou dále než Měsíc, podal roku 1577 Tycho Brahe (1546-1601), když využil měření svých a Tadeáše Hájka (1525-1600).
Halleyova kometa
V roce 1682 spočítal Edmund Halley dráhy komet z let 1531, 1607 a 1682 a tak zjistil, že jde o jediné těleso, pohybující se po protáhlé eliptické dráze. Předpověděl současně příští návrat komety na prosinec 1758, kdy ji právě na Štědrý den zpozoroval Johann Palitzsch (1723-1788) dalekohledem ve vesnici Prohlis u Drážďan. Ve Francii návrat Halleyovy komety pozoroval v lednu 1759 Charles Messier (1730-1817), známý lovec komet. Do konce 18. století bylo zaznamenáno celkem 150 komet, ale ve více případech šlo o opakované návraty krátkoperiodických komet, jejichž identita nebyla ještě rozpoznána. Halleyova kometa se naposledy přiblížila ke Slunci v roce 1986.
Popis komet
Vznik komet
Kometární jádra pravděpodobně vznikají během gravitačního smršťování z ledových planetesimál na periférii soustavy. Potvrzuje to objev prachových disků kolem blízkých hvězd hlavní posloupnosti, učiněný družicí IRAS ve středním a dalekém infračerveném oboru spektra. Protoplanetární disk ve sluneční soustavě měl o řád vyšší hmotnost, než kolik činí současná celková hmotnost planet a komet. To znamená, že větší část původního materiálu již ze sluneční soustavy unikla. Kometární jádra vznikala kondenzací uhlíkatých a křemičitých látek na periférii systému planet. Na tuhé částečky namrzala voda. Průměrná hmotnost jader činí 1013 kg, hustota 50 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
Změna vzhledu komet
Dokud jsou jádra daleko od Slunce, prakticky se nevyvíjejí. Situace se změní, když se jádro vlivem poruch dostane na dráhu do nitra sluneční soustavy. Kolem zmrzlého jádra se vytvoří prachová a plynná koma o průměru desítek až stovek tisíc km. Komy dosahují největších rozměrů obvykle ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce. Současně se vytváří vodíkové halo o průměru až 10 miliónů km a prachový i plazmový chvost. Chvosty mohou dosáhnout délky řádu sto milionů km. Hustota částic v komě dosahuje maximálně 105 částic v krychlovém centimetru, tj. 10-11 hustoty zemské atmosféry. V chvostu je maximálně 100 částic v krychlovém centimetru. Hmotnost komy činí nanejvýš 109 kg, z toho plyn tvoří asi 1 %. Pro částice v chvostu menší než 10-7 m převažuje tlak záření nad gravitací, takže právě tyto částice tvoří prachový chvost. Občas pozorované protichvosty jsou vždy z prachu. Plazmové chvosty odnáší od Slunce sluneční vítr, takže reagují na sluneční činnost.

PLANETKY

4. května 2006 v 17:46 | Lukáš V. |  PLANETKY

Planetky

Co jsou to planetky

Planetky (asteroidy) jsou shluky skal o velikostech desítek metrů až stovek kilometrů, které obíhají kolem Slunce většinou po drahách podobných planetárním. Nejvíce z pozorovaných planetek se nachází mezi drahami Marsu a Jupiteru, v poslední době jsou však objevovány i větší planetky za drahou Neptunu. Naopak některé planetky se přibližují k Zemi a mohou na ni i dopadnout. Malé úlomky planetek k nám dopadají často jako meteority, několikakilometrové skály mohou znamenat i ohrožení naší civilizace. Pokud je však dobře poznáme, mohou být naopak užitečné pro příští generace, například jako zdroj surovin. Už dnes máme informace o některých planetkách i z kosmických sond, které kolem nich prolétly. Převzato

Vlastnosti planetek a jejich místo ve sluneční soustavě

První planetka byla objevena v roce 1801. Byla to planetka Ceres. Od té doby počet známých planetek trvale roste a jejich počet se v průměru každých 12 let zdvojnásobí. Planetky obíhají především v tzv. hlavním pásu planetek. Ten se nachází mezi drahami Marsu a Jupitera a je vymezen těmito hodnotami elementů drah planetek: velikostí poloosy: 2,1 - 3,3 AU (oběžné doby mezi 1/4 a 1/2 oběžné doby Jupitera, který toto rozdělení určuje) excentricita: 0,0 - 0,35 sklon: 0 - 30 stupňů perihel. vzd.: 1,6 - 3,3 AU (velká poloosa dráhy Marsu je 1,52 AU) aphel. vzdál.: 2,1 - 4,0 AU (velká poloosa dráhy Jupitera je 5,20 AU) Mimo tyto limity se nachází jen několik málo procent z celkového počtu planetek - speciální typy (Apollo-Amor-Aten, Trojané, Kentaurové, ...).

Planetky - asteroidy (planetoidy)

Vzdálenost mezi Marsem a Jupiterem je tak velká, že již Kepler předpokládal mezi těmito dvěma planetami nějaké další tehdy ještě neznámé těleso. V r. 1801 skutečně Piazzi náhodně objevil malou planetku, která má jméno Ceres. V průběhu devatenáctého století následovaly objevy dalších jasných planetek. Do poloviny 19. století jich bylo známo šestnáct.
Rozvojem fotografických metod počet objevů rychle rostl a do dnešní doby bylo zaregistrováno přibližně 5000 těchto těles, která se souhrnně označují názvem asteroidy nebo planetoidy. Necelých 2 100 se známými drahami jsou označeny čísly a jmény. Na fotografických snímcích pořízených velkou Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru se nalezlo v poli rozměru 12° X 18° až 2000 asteroid. Registrace jednotlivých těles, zejména velmi malých, není prakticky možná. Věnuje se proto pozornost zajímavým případům. Odhaduje se, že okolo 45 000 malých planetek by bylo možno zachytit dnešními přístroji, avšak jejich počet bude patrně ještě větší.
Dráhy asteroid jsou převážně mezi Marsem a Jupiterem, avšak jsou zde výjimky. Tak např. dráhy planetek Anteros a Hidalgo mají excentricity větší než 0,6 a první z nich má perihélium v blízkosti dráhy Merkura, druhá se přibližuje až k dráze Saturna. Hidalgo má též velký sklon dráhy (43°). Nejblíže Zemi se dostávají některé planetky jako např. Eros (0,15 AU), Amor (0,1 AU).
Dráhy některých planetek nejsou příliš odlišné od drah periodických komet a pravděpodobně existuje jistá vývojová souvislost mezi jednotlivými skupinami těchto nejmenších členů sluneční soustavy. Rozborem drah planetek se zjistilo, že nejsou vzácné takové případy, kdy doba oběhu je jednoduchý zlomek doby oběhu Jupitera (jako například 1/2, 1/3, 1/4, 2/5, 3/7 apod.). Tyto mezery v rozdělení oběžných drah nalezl pražský astronom Hornstein a později na základě bohatšího materiálu Kirkwood. Jsou způsobeny rušivými účinky Jupitera na dráhy asteroid. Mechanismus je obdobný jako u Saturnova prstence. Určitou výjimkou je zde skupina čtrnácti planetek "Trojanů" (všechny nesou jména hrdinů trojských válek), které jsou v libračních bodech L4 a Ls systému Jupiter-Slunce. Tyto planetky opisují jakési neuzavřené dráhy v souřadné soustavě, která se otáčí společně s Jupiterem. Úhlová vzdálenost libračních center L4 a Ls, jak známo, je 60° a nejmenší vzdálenost Trojanů od Jupitera je 24° (počítáno ze Slunce).
Díky jistému výběrovému efektu v elementech drah tvoří planetky určité skupiny. Podle některých badatelů je těchto skupin více než třicet. Znaky, podle kterých se jednotlivé planetky do skupin zařazují, nejsou příliš výrazné, a proto řada tzv. rodin asteroidů má pouze formální význam. Závažnou skutečností je, že není známa planetka, která by měla sklon dráhy i 90° nebo dokonce měla retrográdní pohyb.
Přes velké množstvi těchto těles nebude jejich celková hmotnost větší než 0,6 hmotnosti Země. Většinou jde o tělesa velice malá a jen nejjasnější planetky, které jsou 6.-7. hvězdné magnitudy, mají průměr 400 km až 750 km. Ostatní jsou menší než 100 km a převážná většina jsou skály o rozměru několika km. U malých těles možno chápat takový popis doslova, neboť zřejmě oproti velkým planetám, mají nepravidelný tvar. Jestliže těleso nepravidelného tvaru rotuje a je ozářeno bodovým zdrojem, nutně dochází k periodickému kolísání jeho jasnosti. Takové změny v jasnosti četných planetek byly skutečně zjištěny. Některé rotují s periodou několika hodin, u jiných naopak nebyly zjištěny žádné podstatné změny jasnosti, které by nasvědčovaly rychlejší rotaci. Lze předpokládat, že typický vzhled malé planetky je stejný jako vzhled Marsova měsíce Phobose.
Nepravidelný tvar u malých těles není překvapující, neboť jsou poměrně hmotná a velké útvary mají při vzniku snahu zaujmout tvar koule. Kritický rozměr, při kterém již může, avšak nutně nemusí dojít k formování koule, pro hustotu 3000 kg/m3 je přibližně 300 km. Většina asteroid má rozměry podstatně menší. Albedo těchto těles je v průměru malé, avšak fotometrická a spektrometrická měření nasvědčují tomu, že i po stránce fyzikální bude nutno dělit asteroidy na několik skupin.

Vznik a vývoj planetek, interakce s planetami

Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavních pásu.

Na začátku protosolární mlhovina, jejíž hustota se plynule mění s rostoucí vzdáleností od protoslunce. Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve drahách současných velkých planet, tak i v oblasti hlavního pásu. Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují planetesimály mezi Marsem a Jupiterem. Dříve dorostlé velké planety svým gravitačním působením zvětší vzájemnou rychlost již narostlých asteroidů (větší, než jsou ty dnešní) a zabrání tím jejich dalšímu ("měkému") spojování do větších těles (a tím i případnému vzniku další planety). Planetky získávají průměrnou relativní rychlost vůči sobě kolem 5 km/s. Občasné srážky jsou již katastrofické a nedochází při nich ke spojování, ale naopak rozbíjení planetek. Kolizní vývoj planetkové populace - od větších k menším tělesům. První čtyři fáze tohoto vývoje proběhly za dobu cca 1 miliónu let. Poslední, pátá fáze, trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let. Nejrychlejší byl její průběh na začátku, nyní je již množství planetek v hlavním pásu podstaně nižší a kolizní vývoj je mnohem pomalejší.