На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти образцы готовых работ или получить помощь в написании уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, рефератов. Так же вы мажете самостоятельно повысить уникальность своей работы для прохождения проверки на плагиат всего за несколько минут.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Повышение уникальности

Предлагаем нашим посетителям воспользоваться бесплатным программным обеспечением «StudentHelp», которое позволит вам всего за несколько минут, выполнить повышение уникальности любого файла в формате MS Word. После такого повышения уникальности, ваша работа легко пройдете проверку в системах антиплагиат вуз, antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru. Программа «StudentHelp» работает по уникальной технологии и при повышении уникальности не вставляет в текст скрытых символов, и даже если препод скопирует текст в блокнот – не увидит ни каких отличий от текста в Word файле.

Результат поиска


Наименование:


реферат Солнечная система

Информация:

Тип работы: реферат. Добавлен: 24.05.2012. Сдан: 2011. Страниц: 8. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


 
 
 
 
 
Реферат 

Дисциплина: Концепции современного естествознания
Тема: «Солнечная система». 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

                   
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Москва, 2011 год
Содержание 

Введение                  3
1. Строение Солнечной системы 4
2. Солнце 6
3. Краткая характеристика планет Солнечной системы 12
3.1 Меркурий 12
3.2 Венера 12
3.3 Земля 13
3.4 Марс 14
3.5 Юпитер 16
3.6 Сатурн 17
3.7 Уран 19
3.8 Нептун 19
Заключение 21
Список  использованной литературы 22
   
   
 
 

Введение 

     Парадокс  современной астрономии состоит  в удивительно низком уровне знаний о Солнечной системе. Астрономия в рамках известных физических законов способна построить близкие к реальности модели рождения, жизни и смерти небесных объектов, размеры, массы, энергетическая отдача и удаленность которых громадны по сравнению с реалиями повседневного опыта. И в то же время нет надежной модели происхождения и формирования планет и спутников Солнечной системы, неизвестно, как образуются и откуда появляются кометы, неясно, содержат ли астероиды первичное вещество или являются осколками однажды уже сформировавшихся планетных тел.
 

1. Строение Солнечной системы 

     В строение Солнечной системы входят: Солнце (желтый карлик) – оно сосредоточило в себе 99,8 % всей массы Солнечной системы, 8 больших планет - Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун (до 2006 г. в состав Солнечной системы входила 9 планета – Плутон), несколько десятками спутников планет (в настоящее время их открыто более 60), малые планеты – астероиды (~100 тысяч), кометы ( ~1011 объектов), огромное количество мелких фрагментов – метеороидов, а также космическая пыль. Механически эти объекты объединены в общую систему силой притяжения Солнца. Средняя плотность тел Солнечной системы изменяется в пределах от 0,5 г/смдля ядер комет до 7,7 г/смдля металлических астероидов и метеоритов.
     Самая крупная из планет – Юпитер. Также к группе планет-гигантов относятся – Сатурн, Уран и Нептун. Отличительной особенностью всех 4 планет является не только значительные размеры и масса, но также и низкая средняя плотность, характерная для газового состава.
     Другая группа – планеты земного типа – состоит из четырех планет, в нее входят Земля и Венера, которые почти не отличаются друг от друга по размерам, массе и средней плотности (5,52 и 5,24 г/смсоответственно), а также меньшие по размерам и массе Марс и Меркурий.
     Планеты земной группы составляют внутреннюю часть Солнечной системы. Планеты-гиганты образуют ее внешнюю часть. Промежуточное положение занимает пояс астероидов, в котором сосредоточена большая часть малых планет. На окраинах Солнечной системы, по-видимому, сосредоточены облака гигантских по размерам и массам комет, которые могли посещать окрестности Солнца задолго до появления жизни на Земле. Об этом свидетельствуют следы на поверхности таких безатмосферных тел, как Луна или Меркурий, способных сохранять отпечатки самых древних событий в истории планет.
     Соотношение расстояний и периодов обращения планет вокруг Солнца определяется известным законом Кеплера, согласно которому квадраты периодов пропорциональны кубам больших полуосей относительных орбит. Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, совпадающем с направлением осевого вращения Солнца, и в том же направлении они обращаются вокруг своей оси. Исключение составляют Венера, Уран, осевое вращение которых противоположно солнечному.
     После завершения стадии формирования больших планет и спутников из первичного газопылевого облака, окружавшего Солнце, состояние их поверхности в основном определялось двумя процессами: выпадением большого числа мелких фрагментов, находившихся в межпланетном пространстве, и внутренней активностью собственных недр. Современный вид поверхности больших планет и спутников показывает, что для каждого тела воздействия этих процессов сочетались в различных пропорциях. На поздних стадиях развития планет существенную роль играло также наличие или отсутствие у тела газовой оболочки – атмосферы.
 

2. Солнце 

     Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда  лет. С момента своего рождения оно  израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но, увы, приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).
     Солнце  – центральное тело Солнечной  системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального  класса G2.
    Расстояние от Солнца до центра галактики – 104пк~3/3*104 световых лет;
    скорость движения Солнца вокруг центра Галактики – 250 км/с;
    период обращения Солнца вокруг центра Галактики - 2*108 лет;
    земной наблюдатель видит солнечный диск под углом 0,5°;
    масса MS ~ 2*1023 кг;
    RS~629 тыс. км;
    Объем - 1,41*1027 м3, что почти в 1300 раз превосходит объем Земли;
    средняя плотность 1,41*103 кг/м;
    светимость LS=3,86*1023 кВт;
    эффективная температура поверхности (фотосфера) - 5780 К;
    период вращения (синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов;
    ускорение свободного падения 274 м/с2. (при таком огромном ускорении силы тяжести человек массой 60 кг весил бы более 1,5 т.).
     Химический  состав Солнца был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Открыто там много и других химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.), но все вместе они составляют очень малую долю по сравнению с водородом. На Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле. Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же веществ, что и Земля. Но на разных небесных телах вещество может находиться в самых различных состояньях.
     Корона Солнца во внутренней части представляет собой чрезвычайно разреженное облако легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном пространстве.
     В центральной части Солнца находится  источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.
     Ядро  имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной  массы и выделяется практически  вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.
     Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.
     Плотность, температура и давление Солнца уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед.
     Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Атмосферу принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.
     Фотосфера - это видимая поверхность Солнца, которая знакома нам лучше  всего. Она достигает толщины всего чуть более 100 км, что чрезвычайно мало по сравнению с радиусом Солнца. Фотосфера полностью поглощает и переиспускает излучение, идущее из солнечного ядра, из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Тем самым этот слой солнечной структуры не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца. Температура фотосферы в среднем около 5800 К, а плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха. По мере приближения к внешнему краю фотосферы температура уменьшается до 4800 К. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца (именно по ней пределяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца)
     Даже  в самый обычный телескоп на видимой  поверхности Солнца, фотосфере, можно  увидеть множество интересных деталей  таких как Солнечные пятна, яркие  фотосферные факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере получают измеряя скорости движения плазмы с использованием эффекта Доплера, например, именно так были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией.
     Хромосфера  Солнца становится видимой, например, когда при полном солнечном затмении Луна закрывает яркую фотосферу. Хромосфера неоднородна по структуре, расположена над фотосферой и простирается на 8 000 километров. Температура слоя увеличивается с высотой с 4000 до 100 000 градусов, это уже довольно много, однако хромосфера настолько разрежённая, что яркость её все же незначительна. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.
     Хромосферный  слой не имеет гладкой поверхности: на его верхней границе постоянно  происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Если наблюдать хромосферу в телескоп, то можно подумать, что смотришь на горящие прерии. В настоящее время разработаны специальные фильтры, которые прекрасно пропускают свет, излучаемый хромосферой. Использование таких фильтров дало ощутимые результаты - на хромосфере, как и на фотосфере, видны факелы, пятна и вспышки. Так же можно увидеть множество друих интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом.
     Горячая корона Солнца отделена от существенно более холодной хромосферы очень тонким слоем солнечной атмосферы. Температура на нижней границе переходного слоя составляет всего около 100 000 градусов, чрезвычайно быстро растет с высотой и достигает на верхней границе уже 1 000 000 градусов. Переходный слой был объектом исследования множества космических обсерваторий так как излучение вещества этого слоя лежит в ультрафиолетовой области, недоступной для наблюдений с земной поверхности.
     Корона  — это последняя внешняя оболочка Солнца, самая протяженная часть солнечной атмосферы. Этому слою свойственна очень высокая температура (от 600 000 до 5 000 000 градусов). Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, магнитным эффектом и воздействием ударных волн, однако этот вопрос еще недостаточно изучен и носит название "Проблемы нагрева солнечной короны". В связи с тем, что температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходит сквозь земную атмосферу и в последнее время активно изучаются с помощью космических аппаратов. Такой способ изучения короны продуктивен еще и потому, что другие слои атмосферы Солнца, фотосфера и хромосфера, почти не производят рентгеновского излучения. В видимом свете корона Солнца видна с Земли во время полных затмений как лучистый ореол, окружающий закрытый солнечный диск, однако в этом диапазоне яркость короны невелика. Это связано с невысокой плотностью вещества в этой области солнечной атмосферы.
     Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр. Солнечная корона и в общем сильно неоднородна и содержит множество особенностей, таких как стримеры, петли и протуберанцы. Структура и размер этих особенностей, как и форма самой короны, меняются с течением солнечного цикла (в периоды максимума солнечной активности корона имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора).
     Солнечная активность это совокупность нестационарных явлений на Солнце. К этим явлениям относятся солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы, флоккулы, протуберанцы, корональные лучи, конденсации, транзиенты, спорадическое радиоизлучение, увеличение ультрафиолетового, рентгеновского и корпускулярного излучения и др. Большинство этих явлений тесно связаны между собой и возникают в активных областях. В их протекании отчётливо видна цикличность со средним периодом 11.2 года, а также с периодами 22, 80-90 лет и др.
     В процессе развития активной области  в атмосфере Солнца иногда возникают ситуации, при которых возможна быстрая перестройка магнитных полей. Эта перестройка вызывает вспышки, сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц и т.д. Вспышки на Солнце представляют собой самые мощные из всех проявлений Солнечной активности. Такие вспышки, как правило, наблюдаются вблизи пятен. Обычно бывает несколько слабых вспышек за день.
     Поток выброшенных при вспышке частиц примерно через сутки достигает  орбиты Земли и вызывает на Земле магнитную бури и полярные сияния. Имеются свидетельства сильного влияния вспышечной активности на погоду и состояние биосферы Земли.
       Как показали исследования Теодора  Ландшайдта, уровень Солнечной активности  зависит от взаиморасположения  планет и от ряда других астрологических факторов. Более того, Ландшайдт разработал методику, позволяющую сугубо астрологическими методами прогнозировать изменения в Солнечной активности. Долговременные предсказания вспышек Солнечной активности и геомагнитных бурь, которые делает Ландшайдт, сбываются (по данным проверки астрономов) на 90% (!).
     Таким образом, если Солнечная активность зависит от астрологических факторов, то и все явления на Земле, связанные  с изменением Солнечной активности, также зависят от астрологических показателей.  

 

3. Краткая характеристика планет Солнечной системы 

3.1. Меркурий
     С Земли наблюдать Меркурий в телескоп сложно: он не удаляется от Солнца на угол более 28°. Его изучали при  помощи радиолокации с Земли, а межпланетный зонд «Маринер-10» сфотографировал половину его поверхности. Вокруг оси он вращается с периодом 58,6 сут., в точности равным 2/3 орбитального периода, поэтому каждая точка его поверхности поворачивается к Солнцу лишь один раз за 2 меркурианских года, т.е. солнечные сутки там длятся 2 года!
     По средней плотности Меркурий находится на втором месте после Земли. Вероятно, у него большое металлическое ядро, составляющее 75% радиуса планеты (у Земли оно занимает 50% радиуса). Поверхность Меркурия подобна лунной: темная, абсолютно сухая и покрытая кратерами. Средний коэффициент отражения света поверхности Меркурия около 10%, примерно как у Луны. Температура поверхности планеты днем около 700 C, а ночью около 100 C. По данным радиолокации, на дне полярных кратеров в условиях вечной темноты и холода, возможно, лежит лед.
     У Меркурия практически нет атмосферы  – лишь крайне разреженная гелиевая оболочка с плотностью земной атмосферы  на высоте 200 км. Вероятно, гелий образуется при распаде радиоактивных элементов  в недрах планеты. У Меркурия есть слабое магнитное поле и нет спутников. 

3.2. Венера
     Это вторая от Солнца и ближайшая к  Земле планета – самая яркая  «звезда» на нашем небе; порой она  видна даже днем. Венера во многом похожа на Землю: ее размер и плотность лишь на 5% меньше, чем у Земли; вероятно, и недра Венеры похожи на земные. Поверхность Венеры всегда закрыта толстым слоем желтовато-белых облаков, но с помощью радаров она исследована довольно подробно. Вокруг оси Венера вращается в обратном направлении (по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса) с периодом 243 земных суток. Ее орбитальный период 225 суток; поэтому венерианские сутки (от восхода до следующего восхода Солнца) длятся 116 земных суток.
     Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого  газа, а также небольшого количества азота и паров воды. В виде малых примесей обнаружены соляная кислота и плавиковая кислота. Температура на Венере около 750C по всей поверхности и днем, и ночью.
     Облака  Венеры состоят из микроскопических капелек концентрированной серной кислоты. Верхний слой облаков удален от поверхности на 90 км, температура там около 200C; нижний слой – на 30 км, температура около 430C. Еще ниже так жарко, что облаков нет. Разумеется, на поверхности Венеры нет жидкой воды. Атмосфера Венеры на уровне верхнего облачного слоя вращается в том же направлении, что и поверхность планеты, но значительно быстрее, совершая оборот за 4 сут; это явление называют суперротацией, и объяснения ему пока не найдено.
     В отличие от Земли на Венере нет  четко выраженных континентальных  плит, но отмечается несколько глобальных возвышенностей, например земля Иштар  размером с Австралию. На поверхности  Венеры множество метеоритных кратеров и вулканических куполов. Очевидно, кора Венеры тонка, так что расплавленная лава подходит близко к поверхности и легко изливается на нее после падения метеоритов. Поскольку дождей и сильных ветров у поверхности Венеры не бывает, эрозия поверхности происходит очень медленно, и геологические структуры остаются доступными для наблюдения из космоса сотни миллионов лет. О внутреннем строении Венеры известно мало. Вероятно, у нее есть металлическое ядро, занимающее 50% радиуса. Но магнитного поля у планеты нет вследствие ее очень медленного вращения. Нет у Венеры и спутников. 

3.3. Земля
     Наша  планета – единственная, у которой  большая часть поверхности (75%) покрыта  жидкой водой. Земля – активная планета  и, возможно, единственная, у которой обновление поверхности обязано процессам тектоники плит, проявляющим себя срединно-океаническими хребтами, островными дугами и складчатыми горными поясами. Распределение высот твердой поверхности Земли бимодальное: средний уровень океанического дна на 3900 м ниже уровня моря, а континенты в среднем возвышаются над ним на 860 м.
     Сейсмические  данные указывают на следующее строение земных недр: кора (30 км), мантия (до глубины 2900 км), металлическое ядро. Часть  ядра расплавлена; там генерируется земное магнитное поле, которое улавливает заряженные частицы солнечного ветра (протоны и электроны) и формирует вокруг Земли две заполненные ими тороидальные области – радиационные пояса (пояса Ван-Аллена), локализованные на высотах 4000 и 17 000 км от поверхности Земли .
     Атмосфера Земли состоит на 78% из азота и  на 21% из кислорода; это результат  длительной эволюции под влиянием геологических, химических и биологических процессов. Возможно, первичная атмосфера Земли  была богата водородом, который затем  улетучился. Дегазация недр наполнила атмосферу углекислым газом и водяным паром. Но пар сконденсировался в океанах, а двуокись углерода оказалась связанной в карбонатных породах. Таким образом, в атмосфере остался азот, а кислород появился постепенно в результате жизнедеятельности биосферы. Еще 600 млн. лет назад содержание кислорода в воздухе было раз в 100 ниже нынешнего.
     Существуют  указания, что климат Земли изменяется в короткой (10 000 лет) и длинной (100 млн. лет) шкалах. Причиной этого могут  быть изменения орбитального движения Земли, наклона оси вращения, частоты вулканических извержений. Не исключены и колебания интенсивности солнечного излучения. В нашу эпоху на климат влияет и деятельность человека: выбросы газов и пыли в атмосферу. У Земли есть спутник – Луна, происхождение которой до сих пор не разгадано. 

3.4. Марс
     Марс  похож на Землю, но почти вдвое  меньше ее и имеют несколько меньшую  среднюю плотность. Период суточного  вращения (24 ч 37 мин) и наклон оси (24°) почти не отличаются от земных.
     Земному наблюдателю Марс кажется красноватой звездочкой, блеск которой заметно меняется; он максимален в периоды противостояний, повторяющиеся через два с небольшим года (например, в апреле 1999 и в июне 2001). Особенно близок и ярок Марс в периоды великих противостояний, происходящих, если он в момент противостояния проходит вблизи перигелия; это случается через каждые 15–17 лет.
     В телескоп на Марсе видны яркие  оранжевые области и более  темные районы, тон которых меняется в зависимости от сезона. На полюсах  лежат ярко-белые снежные шапки.
     Красноватый цвет планеты связан с большим  количеством окислов железа (ржавчины) в ее грунте.
     Разреженная атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа и на 3% из азота. В малом количестве присутствуют водяной пар, кислород и аргон. При таком низком давлении не может быть жидкой воды. Средняя дневная температура 240 C, а максимальная летом на экваторе достигает 290 C. Суточные колебания температуры около 100 C. Таким образом, климат Марса – это климат холодной, обезвоженной высокогорной пустыни.
     В высоких широтах Марса зимой  температура опускается ниже 150 C и атмосферный углекислый газ замерзает и выпадает на поверхность белым снегом, образуя полярную шапку. Периодическая конденсация и сублимация полярных шапок вызывает сезонные колебания давления атмосферы на 30%. К концу зимы граница полярной шапки опускается до 45°–50° широты, а летом от нее остается небольшая область (300 км диаметром у южного полюса и 1000 км у северного), вероятно, состоящая из водяного льда, толщина которого может достигать 1–2 км.
     Иногда  на Марсе дуют сильные ветры, поднимающие  в воздух тучи мелкого песка. Особенно мощные пылевые бури бывают в конце  весны в южном полушарии, когда  Марс проходит через перигелий орбиты и солнечное тепло особенно велико. На недели и даже месяцы атмосфера становится непрозрачной от желтой пыли. Отложения пыли так сильно меняют вид марсианской поверхности от сезона к сезону, что это заметно даже с Земли при наблюдении в телескоп. В прошлом эти сезонные изменения цвета поверхности некоторые астрономы считали признаком растительности на Марсе.
     Геология  Марса весьма разнообразна. Большие  пространства южного полушария покрыты  старыми кратерами, оставшимися  от эпохи древней метеоритной  бомбардировки (4 млрд. лет назад). Значительная часть северного полушария покрыта более молодыми лавовыми потоками. Особенно интересна возвышенность Фарсида, на которой расположены несколько гигантских вулканических гор. Высочайшая среди них – гора Олимп – имеет поперечник у основания 600 км и высоту 25 км. Хотя признаков вулканической активности сейчас нет, возраст лавовых потоков не превышает 100 млн. лет, что немного по сравнению с возрастом планеты 4,6 млрд. лет.
     Одним из интереснейших геологических  открытий, сделанных по снимкам с  космических аппаратов, стали разветвленные извилистые долины длиной в сотни километров, напоминающие высохшие русла земных рек. Это наводит на мысль о более благоприятном климате в прошлом, когда температура и давление могли быть выше и по поверхности Марса текли реки. Правда, расположение долин в южных, сильно кратерированных районах Марса указывает на то, что реки на Марсе были очень давно, вероятно, в первые 0,5 млрд. лет его эволюции. Теперь вода лежит на поверхности в виде льда полярных шапок и, возможно, под поверхностью в виде слоя вечной мерзлоты.
     Внутреннее  строение Марса изучено слабо. Его  низкая средняя плотность свидетельствует  об отсутствии значительного металлического ядра; во всяком случае оно не расплавлено, что следует из отсутствия у Марса  магнитного поля.  

3.5. Юпитер
     Крупнейшая  планета Солнечной системы, Юпитер, в 11 раз больше Земли и в 318 раз  массивнее ее. Его низкая средняя  плотность указывает на состав, близкий  к солнечному: в основном это водород  и гелий. Быстрое вращение Юпитера  вокруг оси вызывает его полярное сжатие на 6,4%.
     В телескоп на Юпитере видны облачные полосы, параллельные экватору; светлые  зоны в них перемежаются красноватыми поясами. Вероятно, светлые зоны –  это области восходящих потоков, где видны верхушки аммиачных  облаков; красноватые пояса связаны с нисходящими потоками, яркий цвет которых определяют гидросульфат аммония, а также соединения красного фосфора, серы и органические полимеры. Температура на уровне верхушек аммиачных облаков 125C, но с глубиной она увеличивается на 2,5 C/км. На глубине 60 км должен быть слой водяных облаков.
     У Юпитера нет твердой поверхности. Верхний слой планеты протяженностью 25% радиуса состоит из жидкого  водорода и гелия. Ниже, где давление превышает 3 млн. бар, а температура 10 000 C, водород переходит в металлическое состояние. Возможно, вблизи центра планеты есть жидкое ядро из более тяжелых элементов с общей массой порядка 10 масс Земли. В центре давление около 100 млн. бар и температура 20–30 тыс. C.
     Жидкие  металлические недра и быстрое  вращение планеты стали причиной ее мощного магнитного поля, которое в 15 раз сильнее земного. Огромная магнитосфера.
     Температура в центре Юпитера всегда была ниже, чем необходимо для протекания термоядерных реакций. Но внутренние запасы тепла  у Юпитера, оставшиеся с эпохи формирования, велики. Даже сейчас, спустя 4,6 млрд. лет, он выделяет примерно столько же тепла, сколько получает от Солнца; в первый миллион лет эволюции мощность излучения Юпитера была в 104 раз выше.
     У Юпитера насчитывают 16 спутников. 

3.6. Сатурн
     Вторая по размеру планета-гигант. Это водородно-гелиевая планета, однако относительное содержание гелия у Сатурна меньше, чем у Юпитера; ниже и его средняя плотность. Быстрое вращение Сатурна приводит к его большой сплюснутости (11%).
     Верхние области его атмосферы заполнены рассеивающим свет аммиачным туманом. Сатурн дальше от Солнца, поэтому температура его верхней атмосферы на 35 C ниже, чем у Юпитера, и аммиак находится в сконденсированном состоянии. С глубиной температура атмосферы возрастает на 1,2 C/км, поэтому облачная структура напоминает юпитерианскую: под слоем облаков из гидросульфата аммония находится слой водяных облаков.
и т.д.................


Перейти к полному тексту работы


Скачать работу с онлайн повышением уникальности до 90% по antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru


Смотреть полный текст работы бесплатно


Смотреть похожие работы


* Примечание. Уникальность работы указана на дату публикации, текущее значение может отличаться от указанного.