Astronomie

Proč jsou saturnské kapely mnohem slabší než Jupiterovy?

Proč jsou saturnské kapely mnohem slabší než Jupiterovy?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Atmosférické složení obou planet je velmi podobné. Proč jsou tedy Jupiterovy pásy viditelnější (severní a jižní rovníkový pás atd.):

Zatímco Saturn nejsou:

(samozřejmě kromě bouře)


Dám tomu šanci. Oprava je vítána.

Teplota horní atmosféry.

Nejen prvky, které dávají planetě barvu, ale i teplota prvků. Když zkoumáme, jak planeta vypadá, mluvíme v zásadě o odraženém slunečním světle z povrchu planety nebo atmosféry. U Země je její atmosféra dostatečně průhledná, takže její povrch lze vidět z vesmíru. Je to však jediná planeta ve sluneční soustavě, kde tomu tak je. Ostatní planety mají hustou atmosféru, takže vše, co vidíme, jsou v podstatě jen mraky ve velké výšce.

Jak tomu dobře rozumím, obrázky planet jsou často vylepšovány, aby byly rozdíly viditelnější. Takže pokud jste skutečně letěli nad Jupiterem, jeho linie nemusí být tak výrazná jako ty hezké obrázky, které obvykle najdete na webu. Bez ohledu na to to vaši otázku nezmění; jeho linie jsou stále daleko, mnohem zřetelnější než ty Saturnovy a Galileo viděl její červenou skvrnu, takže si myslím, že je bezpečné říci, že její linie jsou výrazné, i když obrázky, které získáváme, jsou trochu upraveny.

Jupiter je tedy ve správné vzdálenosti od Slunce, aby podstoupil atmosférický přechod z ledu na plyn. Jak říká Wikipedia,

Mraky horního amoniaku viditelné na povrchu Jupitera jsou uspořádány do tuctu pásmových pásem rovnoběžných s rovníkem a jsou ohraničeny silnými pásmovými atmosférickými proudy (větry) známými jako trysky. Pásy se střídají barevně: tmavé pásy se nazývají pásy, zatímco světlé pásy se nazývají zóny. Zóny, které jsou chladnější než pásy, odpovídají upwellings, zatímco pásy označují sestupný vzduch. Předpokládá se, že světlejší barva zón je výsledkem ledu amoniaku; to, co dává pásům jejich tmavší barvy, není s jistotou známo

Amoniakový led, stejně jako veškerý led, je velmi reflexní, takže chladnější pásy s ledem jsou světlejší. Plynný amoniak je průhledný, ale každý, kdo někdy přeletěl oceán, ví, že pokud máte dostatek průhledné věci (vody), má výraznou barvu. Zatímco citát z Wikipedie výše říká, že důvod tmavších barev je nejistý, méně ledu v jeho nejvyšší atmosféře znamená méně odraženého světla a tmavší barvy.

Saturn, Neptun a Uran jsou dostatečně daleko od Slunce, kde mají vždy led ve své nejvyšší atmosféře, takže mají menší rozdíly v barvě. Mraky Země jsou také primárně ledem (ne vodní párou), takže to je v zásadě odpověď. Jupiter je správná vzdálenost od Slunce k přechodu horní atmosféry a má odlišné pásy, některé s ledem, jiné bez.

„Ale proč jsou kapely v přímkách?“

To je způsobeno Coriolisovým efektem. Při pohledu shora vytváří Coriolisův efekt pásy, které se srovnávají s rovníkem. Jupiter i Saturn rotují poměrně rychle (9,5, respektive 10,8 hodiny), takže oba mají silné Coriolisovy účinky.

Atmosféra Jupitera se nepohybuje jen podle těchto viditelných linií; cirkuluje nahoru z teplejších spodních částí atmosféry do vyšších částí konvekcí. Je to proto, že je třeba přenášet hodně tepla. Jupiter (spolu se Saturnem, Uranem a Neptunem) vyzařují do prostoru více tepla, než přijímají ze Slunce, takže i když teplo ze Slunce hraje roli v tom, že nezmrazí horní atmosféru Jupitera nad teplejšími pásmy, je to Coriolisův efekt který vytváří kapely.

Saturn má také pásma (jak víte). Nejsou tak viditelné, protože oba teplé a studené pásy Saturnu jsou ledové. Prohlédněte si články zde a zde a článek s falešnými barvami zde, připisující saturnské barvy ledu amoniaku.

Aby se kapely vytvořily, potřebujete pouze relativně rychlou rotaci. Ale u vysoce viditelných pásem musí být plynová obří planeta ve správné vzdálenosti od Slunce a / nebo mít správné množství vnitřního tepla. Je to všechno o teplotě.

Mám pocit, že to musím přerušit „pravděpodobně“, protože nemohu přísahat, že Saturn má kolem své horní atmosféry led amoniak, ale jsem si docela jistý, že to je hlavní rozdíl mezi Saturnovým uniformnějším vzhledem (Uran a Také Neptun). Je to především amoniak, který dává těmto planetám jejich barvu, i když Saturn i Jupiter tvoří 99% vodík a hélium. Přímé molekuly plynu (O2, N2, H2) a vzácné plyny mají tendenci mít velmi malou interakci s viditelným světlem.

Zde je zábavný článek o barvě planety plynného obra. Věda o tom, co dává atmosféře specifickou barvu, je však poměrně složitá a nad mým platovým stupněm. Také mi tento článek připadal zajímavý, i když nemohu přísahat na jeho přesnost. Saturn vyzařuje překvapivé množství tepla, protože je to 1/3 hmotnosti Jupiteru.

A konečně, tento může poskytnout přesnější, ale méně sexy obraz Saturnu, než jsme zvyklí.

Závěrečná poznámka k Jupiterovým tmavým skvrnám a tmavým pásům. Wikipedia uvedla, že důvod tmy není znám (jak je uvedeno výše). I když si myslím, že nedostatek atmosférického čpavkového ledu je do značné míry součástí odpovědi, zde je alternativní vysvětlení tmavě červené skvrny Jupitera a (možná) do jisté míry i jeho tmavých pásem. Jupiter získá v průměru asi 3,4krát vyšší sluneční záření na metr čtvereční než Saturn. Aby toho nebylo málo, mohlo by probíhat rozsáhlejší míchání atmosféry než Saturn a více organických sloučenin v jeho horní atmosféře, které by v kombinaci s UV paprsky mohly dobře hrát roli i v tmavších liniích Jupitera.


PLANETA SATURN

Pro fanouška astronomie nemusí být okouzlující zážitek, než prohlížení Saturnu a jeho slavných prstenů malým dalekohledem. Scéna je téměř surrealistická: třpytivá koule ve tvaru vejce visící proti temnotě vesmíru a opásaná něčím, co vypadá jako neuvěřitelně jemný, tenký kotouč materiálu téměř dvakrát tak široký jako samotná planeta. Je to skutečně jeden z drahokamů oblohy.

Saturn je druhý největší z plynných gigantů, více než devětkrát širší a téměř stokrát hmotnější než Země. Plochý disk, který obíhá kolem rovníku planety # 8217, je samozřejmě slavný Saturnův prsten. Skládaný převážně z ledu, kruhový systém pravděpodobně není tlustý více než 22 až 33 yardů (20 až 30 metrů).

Nikdo neví, zda jsou prstence Saturnu starodávným, prvotním rysem, nebo zda se jedná o relativně nový rys, který snad vznikl z katastrofického rozpadu bývalého ledového měsíce.

Doprovodným Saturnem je 62 známých měsíců, stovky menších & # 8220moonlets & # 8221 vložených do prstenů a miliardy prstencových částic v rozsahu od velikosti domů a automobilů po skvrny prachu. Největší měsíc Saturn a # 8217, Titan, je větší než Merkur a je jediným měsícem ve sluneční soustavě se silnou atmosférou.

Mraky Saturn & # 8217s a oparové pásy jsou slabší a méně barevné než Jupiter & # 8217s, ačkoli složení atmosféry je docela podobné. Snad největší chemický rozdíl mezi Saturnem a Jupiterem spočívá v tom, že z důvodů, které nejsou plně pochopeny, má Saturn o něco méně helia ve srovnání s vodíkem, což ho činí méně & # 8220solar & # 8221 než Jupiter.

Další záhadou je, proč jsou rychlosti větru na Saturnu mnohem vyšší než na Jupiteru, nebo kdekoli jinde ve sluneční soustavě místy více než 1 800 kilometrů za hodinu! Podrobné studie Saturnu a Jupitera od kosmických lodí Pioneer, Voyager, Galileo a Cassini nám ukazují, že ne všichni plynoví giganti jsou stejní. Když mezi extrasolárními planetami objevíme více plynných gigantů, budou i tyto světy pravděpodobně krásné a záhadné.


Klíčová fakta a souhrn zesilovače

  • Saturn je šestá planeta od Slunce s největšími planetárními prstenci ve sluneční soustavě.
  • Je to druhá největší planeta ve sluneční soustavě po Jupiteru.
  • Saturn má poloměr 58,232 km / 36,183 mil a průměr 120 536 km / 74 897 mil.
  • Povrch Saturnu je 83krát větší než Země.
  • Saturn je králem měsíců a má celkem 82 potvrzených měsíců. Pravděpodobně je jich tam víc.
  • Největší měsíc Saturnu se jmenuje Triton a je druhým největším měsícem ve sluneční soustavě po Jupiterově měsíci Ganymedovi. Triron je mnohem větší než planeta Merkur.
  • Periodické bouře se vyskytují na Saturnu a jsou dostatečně velké, aby je bylo možné vidět ze Země. Jmenují se White Spots.
  • Saturn nemá pevný povrch. Je obklopen vířícími plyny a kapalinami, čím dále dolů.
  • Je možné, že Saturn může mít jádro, bylo by nejméně dvakrát větší než Země a bylo by složeno z kovů, jako je železo a nikl.
  • Teplota v horní atmosféře Saturnu je v průměru kolem -175 stupňů Celsia / -285 stupňů Fahrenheita. To je přinejmenším docela chladné pro plynného obra. Pod jeho oblaky se však značně oteplí.
  • Saturn je nejvíce zploštělá planeta sluneční soustavy. Jeho rovníkový průměr je větší než polární průměr planety. Podíváte-li se na Saturn dalekohledem, vypadalo by to zploštělé.
  • Saturn má nejnižší hustotu ze všech planet. Je lehčí než voda a pokud by byla umístěna, planeta by plavala.
  • Nízká hustota Saturnu je přičítána jeho složení. Planeta je z velké části tvořena plyny, jako je vodík a hélium.
  • Složení Saturnu spolu s atmosférou ovlivňuje jeho barvu a dodává mu hnědožlutý vzhled.

Saturn je šestá planeta od Slunce a druhá největší planeta ve sluneční soustavě po Jupiteru. Saturn je králem měsíců, protože má nejvíce měsíců ze všech planet, 82, a může jich mít ještě více.

I když je to nejvzdálenější z viditelných planet - planet, které lze vidět bez nutnosti dalekohledu nebo dalekohledu - vždy byla zaznamenána pozoruhodná vlastnost, její prstence.

Saturn je přezdíván „Prstencová planeta“ - má kolem sebe více než 30 kruhových systémů. Není to jediná planeta s prsteny, ale určitě má ty nejkrásnější a nejviditelnější.

převedený soubor PNM

První osobou, která pozorovala Saturn dalekohledem, byl Galileo Galilei v 16. století. Galileo si nebyl jistý tím, co vidí, a nejprve si myslel, že planeta má rukojeti, a pak věřil, že pozoroval tři planety, i když ve skutečnosti to byly prstence Saturnu.


Proč barevné cloudové pásma obklopují Jupiter?

Vrchní vrstva atmosféry Jupiteru a # 8217 je rozdělena na světlé zóny a tmavé pásy, které procházejí celou obří planetou. Silné horizontální větry - více než 300 kilometrů za hodinu - způsobují, že se zóny šíří po celé planetě. Co způsobuje tyto silné větry, zůstává předmětem výzkumu.

Zónová pásma, doplněná o plyn zvyšující teplotu, předpokládají, že zahrnují relativně neprůhledné mraky čpavku a vody, které blokují světlo z nižší a tmavší atmosférické úrovně.

Jedna světle zbarvená zóna je velmi podrobně zobrazena na vybrané vyhlídce pořízené robotickou kosmickou lodí Juno v roce 2017. Atmosféra Jupiteru a # 8217 je většinou čistý a bezbarvý vodík a hélium, plyny, o nichž se nepředpokládá, že přispívají ke zlaté a hnědé barvě. To, jaké sloučeniny vytvářejí tyto barvy, je dalším aktivním tématem výzkumu - předpokládá se však, že zahrnuje malé množství síry a uhlíku, které mění sluneční světlo.

Z dat Juno & # 8217s bylo učiněno mnoho objevů, včetně toho, že voda tvoří neočekávaně vysokých 0,25 procent molekul oblaku na vyšší úrovni poblíž rovníku Jupitera # 8217, což je nález důležitý nejen pro pochopení jupitských proudů, ale i pro historii vody v celé Sluneční Soustava.


Proč jsou saturnské kapely mnohem slabší než Jupiterovy? - Astronomie

Největší z planet v naší sluneční soustavě, jméno Jupiter, byla nehoda, protože starověcí astronomové neznali skutečnou velikost Jupitera. Jeho poloměr je 11,3 poloměru Země, jeho hmotnost je 317 hmotností Země. Je složen převážně z vodíku (90%) a helia (9%) a stop ze všeho ostatního. Průměrná hustota Jupitera je 1,3 g / cm3, téměř stejná jako voda.

Jak jsme již zmínili dříve, střední hustota joviánských světů se blíží hodnotě pro vodu, 1 g / cm3, ve srovnání s pozemskými světy, které mají průměrnou hustotu poblíž hodnoty hornin, 3 až 5 g / cm3. To bylo způsobeno skutečností, že teploty ve vnější sluneční soustavě jsou nízké kvůli velké vzdálenosti od teplého Slunce. Takže těkavé sloučeniny, jako jsou ledy jako H 2 O, CO 2 , NH 3 , CH 4 , které měly tendenci se odpařovat ve vnitřní sluneční soustavě (i když ne všechny, protože zbývalo spousty zbytků k vytvoření sekundárních atmosfér), jsou hojné ve vnější sluneční soustavě a tvoří většinu komet, měsíců a prstenců kolem joviánských světů.

Všimněte si, že H 2 O (voda), CO 2 (oxid uhličitý), NH 3 (amoniak) a CH 4 (metan) jsou nejjednodušší molekuly, které můžete vyrobit s vodíkem (H), uhlíkem (C), kyslíkem (O) a dusíkem (N) = často nazývané sloučeniny HCNO. Jupiter je také bohatý na NH 4 SH = hydrogensulfid amonný.

Tvorba Jupitera (a dalších jovianských světů) začíná narůstáním (hromaděním) ledem pokrytého prachu ve vnější studené sluneční mlhovině

Všimněte si, že díky gravitaci klesají těžší prvky k jádru proto-Jupiteru, takže očekáváme, že oblast jádra bude kamenitá. Zatímco lehčí prvky (H a He) zůstávají v atmosféře.

Atmosférické vlastnosti Jupitera:

Jupiter byl několikrát prozkoumán robotickou kosmickou lodí, zejména během raných průletových misí Pioneer a Voyager a později orbiterem Galileo. Na konci února 2007 navštívil Jupiter sonda New Horizons, která pomocí gravitace Jupitera zvýšila svoji rychlost a ohnula svou trajektorii na cestě k Plutu. Poslední sondou k návštěvě planety je Juno, která vstoupila na oběžnou dráhu kolem Jupitera 4. července 2016.

Vnějšek Jupiteru se vyznačuje pestrobarevnými zeměpisnými šířkami, tmavými pásy a tenkými pruhy posetými četnými bouřemi a víry. Kvůli diferenciální rotaci se rovníkové zóny a pásy otáčejí rychleji než vyšší zeměpisné šířky a póly, jak je vidět v tomto filmu Jupiteru a polárním pohledu z Juna.

Zóny a pásy jsou pásmové proudové proudy pohybující se rychlostí až 400 mil / h. Směr větru se střídá mezi sousedními zónami a pásy. Světle zbarvené zóny jsou oblasti nahoru se pohybujících konvekčních proudů. Tmavší pásy jsou vyrobeny z materiálu klesajícího dolů. Ti dva se proto vždy nacházejí vedle sebe. Hranice zón a pásů (nazývaných pásy) zobrazují složité jevy turbulence a víření.

Oranžové a hnědé zbarvení v oblacích Jupiteru je způsobeno vzrůstajícími sloučeninami, které mění barvu, když jsou vystaveny ultrafialovému světlu ze Slunce. Přesný makeup zůstává nejistý, ale předpokládá se, že tyto látky jsou fosfor, síra nebo případně uhlovodíky. Tyto barevné sloučeniny, známé jako chromofory, se mísí s teplejší dolní oblačnou oblohou. Zóny se vytvářejí, když rostoucí konvekční buňky tvoří krystalizující amoniak, který maskuje tyto nižší mraky z dohledu. Plyny pohybující se vzhůru v atmosféře Jupiteru tedy přinášejí bílé mraky čpavku / vody z nižších vrstev. Plyny směřující dolů klesají a umožňují nám prohlížet spodní, tmavší vrstvy.

Nejviditelnějším rysem Jupiteru je Velká rudá skvrna, což je přetrvávající anticyklonální bouře, která je větší než Země a nachází se jižně od rovníku. Je známo, že existuje přinejmenším od roku 1831 a pravděpodobně od roku 1665. Snímky z Hubblova kosmického dalekohledu ukázaly až dvě „červené skvrny“ sousedící s Velkou červenou skvrnou. Bouře je dostatečně velká, aby byla viditelná dalekohledem na Zemi s otvorem 12 cm nebo větším. Oválný předmět se otáčí proti směru hodinových ručiček, po dobu asi šesti dnů. Maximální výška této bouře je asi 8 km (5 mi) nad okolními oblaky.

Plynové planety nemají pevné povrchy, ale spíše se hromadí v tlaku a hustotě, když se člověk dostane hlouběji k jádru. Různé barvy představují různé hloubky atmosféry Jupitera. Barvy (červené, hnědé, žluté, oranžové) jsou způsobeny jemnými chemickými reakcemi, které zahrnují síru. Bílí a modří jsou způsobeni CO 2 a H 2 Dobře.

V podrobné struktuře atmosféry Jupitera dominuje fyzika známá jako mechanika tekutin. Všimněte si, že atmosféra Jupiteru je tak hustá a chladná, že se chová spíše jako tekutina než jako plyn. V okamžiku, kdy jsme viděli atmosférické rysy, je tlak 5 až 10krát vyšší než atmosférický tlak Země na hladině moře.

Nejjednodušší teorie mechaniky tekutin předpovídají dva typy vzorů. Jeden vzorec nastane, když tekutina sklouzne druhou tekutinou jiné hustoty. Taková událost je známá jako viskózní tok a na hranici obou tekutin vytváří rysy podobné vlnám. Druhý vzor je vytvářen proudem tekutiny v konstantním médiu, který se nazývá turbulentní proudění. Proud se rozpadá na jednotlivé prvky, které se nazývají víry. Tyto víry se mohou vyvinout v cyklóny.

Cyklóny se vyvíjejí v důsledku Coriolisova jevu, kdy nižší zeměpisné šířky cestují rychleji než vyšší zeměpisné šířky a vytvářejí síťovou rotaci v tlakové zóně. Cyklóny na Jupiteru jsou oblasti místního vysokého nebo nízkého tlaku, které se otáčejí takovým způsobem. Všimněte si, že směr otáčení se liší ve dvou polokoulích, kde je otáčení ve směru hodinových ručiček na severu a proti směru hodinových ručiček na jihu.

Takovéto bouře jsou běžné v bouřlivých atmosférách obřích planet. Jupiter má také bílé ovály a hnědé ovály, což jsou menší nepojmenované bouře. Bílé ovály mají tendenci sestávat z relativně chladných, vysokotlakých mraků v horní atmosféře. Hnědé ovály jsou teplejší, mají nízký tlak a nacházejí se v „normální oblačné vrstvě“. Takové bouře mohou trvat jen několik hodin nebo se mohou natahovat po celá staletí.

Na Zemi pochází energie pro napájení našich bouřkových systémů ze slunečního světla. Jupiter je příliš daleko od Slunce a přijímá velmi málo energie. Energie potřebná k napájení všech turbulencí v atmosféře Jupiteru pochází z tepla uvolněného z jádra planety.

Jupiter je velmi zploštělý (zploštělý). Navíc má Jupiter velmi vysokou rychlost rotace (jednou za 9,8 hodiny). Kombinace těchto dvou faktů nám říká, že Jupiter má velmi malé pevné jádro.

Jupiterův interiér se skládá převážně z vodíku a hélia. Tyto prvky jsou na vrcholu atmosféry Jupitera plynné až několik tisíc kilometrů. V tomto okamžiku tlaky a teploty stlačují tyto plyny do kapalného stavu.

Kapalný vodík v molekulární formě na těchto úrovních (H 2 ), je nadále komprimován a dále dosahuje kovového stavu. K tomu dochází v přechodové zóně umístěné 20 000 km pod atmosférou. Všimněte si, že v žádném okamžiku neexistuje žádný skutečný `` povrch``, jak jeden klesá do Jupiterova nitra.

V samém středu Jupiteru je malé (15 hmotností Země) skalní jádro, zbytky ledových prachových částic, které se původně shromažďovaly v rané sluneční mlhovině.

Planeta absorbuje energii ze Slunce ve formě světla a přeměňuje ji na teplo. Teplo se poté znovu odvádí zpět do vesmíru (většinou z noční strany planety). Na základě toho, kolik energie Jupiter absorbuje ze Slunce, by jeho průměrná teplota měla být 105 K (asi -280 F). Infračervené a rádiové měření Jupiteru však ukazuje, že má průměrnou teplotu 125 K nebo 20 stupňů příliš teplou. Jinými slovy, Jupiter vyzařuje přibližně dvakrát tolik energie, než kolik přijímá. Úspora energie vyžaduje, aby toto teplo pocházelo z nějakého místa a jediným rezervoárem bylo jádro Jupiteru. Toto další teplo tedy zbývá energií z doby vzniku Jupitera.

Mnoho učebnic označuje Jupiter jako `` neúspěšnou hvězdu``. To je způsobeno skutečností, že kdyby byl Jupiter o něco masivnější, teploty v jeho jádru by dosáhly bodu vznícení pro termonukleární fúzi. Toto je proces, kdy hvězdy přeměňují vodík na helium a uvolňují energii (tj. Hvězda svítí). Pokud by Jupiter byl stokrát hmotnější, naše sluneční soustava by měla dvě hvězdy.

Jupiterův radiační výkon:

Infračervené a rádiové měření odhalilo dvě složky výstupu záření Jupitera, tepelnou a netermickou složku.

Tepelná složka je spojena se zbytkovým teplem formace (viz výše). Netepelná složka je spojena se zářením, které nesleduje Planckovu křivku, ale sleduje to, co je známé jako spektrum výkonového zákona. Spektrum spojené s synchrotronovým zářením.

Magnetické pole Jupiteru je 19 000krát silnější než magnetické pole Země. I při velkém skalnatém jádru a vysoké rychlosti rotace je magnetické pole příliš silné. Původ silného magnetického pole Jupiteru (a dalších joviánských planet) je kovová vodíková skořápka, která obklopuje Jupiterovo skalní jádro. Metal je vynikajícím vodičem elektrického proudu a dodává energii pro generování intenzivního a velkého magnetického pole.

Silné magnetické pole může zachytit nabité částice ze slunečního větru (tj. Vysokorychlostní protony a elektrony) a částice vyvržené z vnitřního měsíce, Io. Tyto částice jsou zachyceny ve vnitřních magnetických pásech a odrážejí se tam a zpět mezi severním a jižním magnetickým pólem.

Viditelným výsledkem této interakce je polární záře nebo polární záře na Jupiteru.

Interakce silného magnetického pole Jupitera a blízkého prostoru vytváří oblast známou jako Jupiterova magnetosféra. Magnetosféra má několik funkcí:

Rychlá rotace Jupitera chrlí nabité částice do aktuálního listu kolem magnetického rovníku Jupitera. Uvnitř tohoto aktuálního listu obíhá měsíc Io. Aktuální list zametá vysunuté ionty z Ioových gejzírů a vytváří plazmový torus. Oblast kolem tohoto plazmatického torusu a systému vnitřního měsíce je intenzivně radioaktivní s úrovněmi zhruba 1000krát vyššími než jsou radioaktivní hladiny zemského povrchu. Tato oblast vesmíru je neobyvatelná člověkem nebo strojem bez silného stínění.

Magnetosféra Jupitera naráží na sluneční vítr asi milion kilometrů od planety. Šok luku z této hranice sahá až za oběžnou dráhu Saturnu.

Saturn je šestá planeta od Slunce a je druhým největším ve sluneční soustavě s rovníkovým průměrem 119 300 kilometrů. Hodně z toho, co je o planetě známo, je způsobeno průzkumy Voyageru v letech 1980-81. Jeho den je 10 hodin, 39 minut dlouhý a ve vzdálenosti 9,5 A.U. to trvá 29,5 pozemských let, než se točí kolem Slunce.

Saturn je 95 hmotností Země a má poloměr 9,4 poloměru Země. Atmosféra je primárně složena z vodíku (94%) s malým množstvím helia (6%) a metanu. Všimněte si, že se to mírně liší od Jupiteru, který je bohatší na helium (10%).

Saturn je jediná planeta méně hustá než voda (0,7 g / cm3, tj. Plavala by). Saturnův mlhavý žlutý odstín je poznamenán širokými atmosférickými pruhy, které jsou podobné, ale slabší než u Jupiteru. V atmosféře Saturnu bylo detekováno stopové množství amoniaku, acetylenu, etanu, propanu, fosfinu a metanu. Horní mraky jsou složeny z krystalů amoniaku, zatímco mraky nižší úrovně se zdají být tvořeny buď hydrogensulfidem amonným (NH4SH) nebo vodou. Ultrafialové záření ze Slunce způsobuje fotolýzu metanu v horních vrstvách atmosféry, což vede k řadě uhlovodíkových chemických reakcí, přičemž výsledné produkty jsou neseny dolů víry a difúzí. Tento fotochemický cyklus je modulován ročním sezónním cyklem Saturnu.

Přestože se většina Saturnovy hmoty skládá převážně z vodíku a hélia, nenachází se v plynné fázi, protože vodík se stává neideální kapalinou, když je hustota vyšší než 0,01 g / cm3, čehož je dosaženo v poloměru obsahujícím 99,9% Saturnovy hmotnosti. Teplota, tlak a hustota uvnitř Saturnu neustále stoupají směrem k jádru, což způsobuje, že vodík je kovem v hlubších vrstvách.

Jednou ze zjevnějších vlastností je Saturnův prstencový systém. V průběhu Saturnova roku lze prstence naklonit pod 27 stupňů a vidět je z různých úhlů. Poslední přelet letadla byl v květnu 1995.

Vlastnosti Saturnu jsou mlhavé, protože jeho atmosféra je silnější. Hmotnost Jupiteru je větší než Saturnů. Proto je jeho gravitace vyšší a vyšší povrchová gravitace stlačuje atmosféru na tloušťku 75 km. Na Saturnu znamená nízká hmotnost menší povrchovou gravitaci a atmosféra je hustší ve vzdálenosti 300 km shora dolů.

Výsledkem je, že atmosféra Saturnu má více oparu a jeho rysy (turbulence, cyklóny atd.) Jsou rozmazané a těžko viditelné. To také způsobí, že jeho barvy budou ztlumeny do obecného nažloutlého odstínu.

Vítr fouká vysokou rychlostí na Saturn, kvůli energii emitované z jeho jádra, jako je Jupiter (viz níže). V blízkosti rovníku dosahuje rychlostí 1100 mil za hodinu. Vítr fouká většinou východním směrem. Nejsilnější větry se nacházejí poblíž rovníku a rychlost klesá rovnoměrně ve vyšších zeměpisných šířkách. V zeměpisných šířkách větších než 35 stupňů se větry střídají s rostoucí šířkou na východ a na západ.

Tento film pořízený Hubblovým kosmickým dalekohledem ukazuje vzácnou bouři, která se poblíž rovníku planety jeví jako bílý útvar ve tvaru šipky. Bouře je generována přívalem teplejšího vzduchu, podobně jako pozemská bouře. Rozsah této bouře na východ-západ se rovná průměru Země (asi 12 700 kilometrů). Snímky z HST jsou dostatečně ostré, aby odhalily, že převládající větry Saturnu formují temný „klín“, který se žere do západní (levé) strany jasného centrálního mraku.

Stejně jako u Jupiteru Saturn vyzařuje více energie, než absorbuje ze Slunce. Ve skutečnosti vydává 2,3krát více energie, než přijímá. Jupiterovo zbytkové teplo je zbytková energie z doby formování. Ale protože Saturn je méně hmotný než Jupiter, měl by mít méně zbylé energie, přesto vyzařuje více než Jupiter, to je rozpor.

Odpověď na toto dilema spočívá v chybějícím héliu v atmosféře Saturnu. Většina joviánských světů má to, čemu se říká prvotní hojnost 90% vodíku, 9% hélia a stopy všeho ostatního. Jedná se o stejné množství prvků, které tvoří celý vesmír.

Všimněte si, že vnitřní světy jsou v hojnosti velmi odlišné kvůli změnám v tom, že jsou příliš blízko ke Slunci a příliš teplé (vyvinuly se do svých současných stavů). Ale jovianské světy mají nyní stejné složení, jako když vznikly, podobné prvotní hojnosti vesmíru. Ale Saturn má nedostatek hélia. Jeho složení je 94% vodíku a 6% hélia, část helia v atmosféře chybí.

Proces byl následující:

Výsledkem je teplejší jádro a nedostatek helia v horních vrstvách atmosféry Saturnu.

Saturn je více zploštělý než Jupiter. Z toho usuzujeme, že jeho atmosféra a vodíkový plášť jsou úměrně větší než u Jupitera. To není totéž jako říkat, že jeho kamenité jádro je menší. Ve skutečnosti jsou jádra Jupitera a Saturnu podobná. Saturn má mnohem menší obal kovového vodíku, tj. Tenčí kovový vodíkový plášť, tlustší molekulární vodíkovou `` kůru``. Proto, pokud má více hmoty koncentrované ve svém středu.

Saturnovo magnetické pole je 8 000krát silnější než magnetické pole Země. To je docela silné, ale méně než 1/2 síly magnetického pole Jupitera, i když Jupiter a Saturn mají podobné rychlosti otáčení (síla magnetického pole je úměrná velikosti jádra nebo pláště a rychlosti otáčení). To je způsobeno skutečností, že Saturnův kovový vodíkový plášť je menší než Jupiterův.

Saturnova magnetosféra je menší a neexistuje žádný aktuální list jako Jupiter. To je způsobeno dvěma důvody 1) magnetické pole je méně silné, proto je magnetosféra menší a 2) prstence Saturn slouží k tlumení nabitých částic, které jsme viděli spojené s Jupiterovým systémem.

Snímek nahoře je vůbec prvním zářením jasných polárních září na severním a jižním pólu Saturnu, jak je vidět v daleko ultrafialovém světle Hubblovým kosmickým dalekohledem. Polární záře je vytvářena tak, že zachycené nabité částice srážející se z magnetosféry kolidují s atmosférickými plyny. Hubble rozlišuje světelný kruhový pás se středem na severním pólu, kde se obrovská aurorální opona tyčí až 2 000 kilometrů nad vrcholky mraků. Tato opona se během dvouhodinové doby pozorování HST rychle měnila v jasu a rozsahu.

Všechny joviánské světy mají prstencové systémy kvůli obrovským slapovým silám spojeným s plynovými obry.

Když se měsíc nebo kometa přiblíží v rámci Rocheho limitu planety, slapové síly překonají vnitřní síly a naruší měsíc / kometu. Zlomené kousky jsou rozděleny do tvaru prstence. Víme, že prstence nejsou pevné nebo kapalné, protože Dopplerova měření ukazují, že prstence jsou vyrobeny ze samostatných částic pohybujících se po kruhových drahách. Vysoké albedo znamená, že prstence jsou obvykle vyrobeny z ledu (zachycené komety?).

Jas prstenců je úměrný velikosti částic v prstencích. Nejjasnější prsteny jsou vyrobeny z kamenných bloků kamene / ledu. Nejslabší prsteny jsou vyrobeny z ledového prachu.

Prsteny jsou ve srovnání s jejich šířkou velmi tenké. Většina z nich má tloušťku jen několik desítek metrů až kilometr. To je způsobeno skutečností, že částice, která leží na oběžné dráze nad a pod prstencem, musí procházet prstencem dvakrát každou oběžnou dráhu. To vede ke kolizím, které způsobují, že částice si vyměňují energii a přijímají rychlosti a směry podobné částicím v prstencích.

Saturnovy prsteny jsou nejvýznamnější a Voyager ukázal, že jsou složeny ze stovek prstenů. Každý prsten zobrazuje oblast s vysokou nebo nízkou hustotou částic (všimněte si, že hustota počtu není stejná jako velikost částic). Mezery v prstencích jsou způsobeny orbitálními rezonancemi s vnějšími měsíci.

K orbitální rezonanci dochází, když jsou orbitální období měsíce a orbitální období prstencové částice ve zlomkové konfiguraci (např. 2 až 1 nebo 3 až 2). Stejně jako když někoho tlačíte na houpačce, vede to k extra gravitačnímu namáhání prstencové částice, aby se urychlila na novou oběžnou dráhu. Konečným efektem je `` zametání '' částic z oběžných drah rezonance za vzniku mezer.

Orbitální rezonance by po miliardách let nakonec vymetla všechny částice z prstence. Účinek vnitřního měsíce však působí proti působení vnějšího měsíce. Shepherdovy měsíce pracují ve dvojicích na vnitřním a vnějším okraji prstenů, aby gravitačním tlakem a tahem (zrychlily a zrychlily) částice prstence. Výsledkem je omezení prstencových částic na oběžné dráhy pastýřských měsíců.

Na tenkých prstencích je interakcí pastýřských měsíců nasměrovat částice na složitou cestu, podobnou toku dopravy na dálnici. Výsledné cesty mohou způsobit změny hustoty v kruhu. Nebo může mít za následek zkroucený prsten kvůli streamování orbitálních cest.

Saturnovy prstence také zobrazují radiální paprsky tmavších oblastí. Tyto paprsky se pohybují s rotací Saturnu, jak je vidět v tomto paprskovém filmu. The spokes are thought to be the shadows of smaller particles levitating a few tens of meters above the rings due to electrostatic forces (the ``cling'' on fabrics fresh out of a dryer).

The F ring, above, resolves into five separate strands in this closeup view. Potato-shaped Prometheus is seen here, connected to the ringlets by a faint strand of material. Imaging scientists are not sure exactly how Prometheus is interacting with the F ring here, but they have speculated that the moon might be gravitationally pulling material away from the ring. The ringlets are disturbed in several other places. In some, discontinuities or "kinks" in the ringlets are seen in others, gaps in the diffuse inner strands are seen. All these features appear to be due to the influence of Prometheus.

Daphnis, 8 kilometers (5 miles) across, occupies an inclined orbit within the 42-kilometer (26-mile) wide Keeler Gap in Saturn's outer A ring. Recent analyses by imaging scientists illustrate how the moon's gravitational pull perturbs the orbits of the particles forming the gap's edge and sculpts the edge into waves that have both horizontal and vertical components.


Weather Patterns:

Like Earth, Jupiter experiences auroras near its northern and southern poles. But on Jupiter, the auroral activity is much more intense and rarely ever stops. These are the result of Jupiter’s intense radiation, it’s magnetic field, and the abundance of material from Io’s volcanoes that react with Jupiter’s ionosphere.

Reprocessed view by Bjorn Jonsson of the Great Red Spot taken by Voyager 1 in 1979 reveals an incredible wealth of detail. Credit: NASA/JPL

Jupiter also experiences violent weather patterns. Wind speeds of 100 m/s (360 km/h) are common in zonal jets, and can reach as high as 620 kph (385 mph). Storms form within hours and can become thousands of km in diameter overnight. One storm, the Great Red Spot, has been raging since at least the late 1600s.

The storm has been shrinking and expanding throughout its history but in 2012, it was suggested that the Giant Red Spot might eventually disappear. Jupiter also periodically experiences flashes of lightning in its atmosphere, which can be up to a thousand times as powerful as those observed here on the Earth.

Saturn’s atmosphere is similar, exhibiting long-lived ovals now and then that can be several thousands of kilometers wide. A good example is the Great White Spot (aka. Great White Oval), a unique but short-lived phenomenon that occurs once every 30 Earth years. Since 2010, a large band of white clouds called the Northern Electrostatic Disturbance have been observed enveloping Saturn, and is believed to be followed by another in 2020.

The winds on Saturn are the second fastest among the Solar System’s planets, which have reached a measured high of 500 m/s (1800 km/h). Saturn’s northern and southern poles have also shown evidence of stormy weather. At the north pole, this takes the form of a persisting hexagonal wave pattern measuring about 13,800 km (8,600 mi) and rotating with a period of 10h 39m 24s.

Saturn makes a beautifully striped ornament in this natural-color image, showing its north polar hexagon and central vortex. Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

The south pole vortex apparently takes the form of a jet stream, but not a hexagonal standing wave. These storms are estimated to be generating winds of 550 km/h, are comparable in size to Earth, and believed to have been going on for billions of years. In 2006, the Cassini space probe observed a hurricane-like storm that had a clearly defined eye. Such storms had not been observed on any planet other than Earth – even on Jupiter.

Uranus’s weather follows a similar pattern where systems are broken up into bands that rotate around the planet, which are driven by internal heat rising to the upper atmosphere. Winds on Uranus can reach up to 900 km/h (560 mph), creating massive storms like the one spotted by the Hubble Space Telescope in 2012. Similar to Jupiter’s Great Red Spot, this “Dark Spot” was a giant cloud vortex that measured 1,700 kilometers by 3,000 kilometers (1,100 miles by 1,900 miles).

Because Neptune is not a solid body, its atmosphere undergoes differential rotation, with its wide equatorial zone rotating slower than the planet’s magnetic field (18 hours vs. 16.1 hours). By contrast, the reverse is true for the polar regions where the rotation period is 12 hours. This differential rotation is the most pronounced of any planet in the Solar System, and results in strong latitudinal wind shear and violent storms.

Reconstruction of Voyager 2 images showing the Great Dar Spot (top left), Scooter (middle), and the Small Dark Spot (lower right). Credit: NASA/JPL

The first to be spotted was a massive anticyclonic storm measuring 13,000 x 6,600 km and resembling the Great Red Spot of Jupiter. Known as the Great Dark Spot, this storm was not spotted five later (Nov. 2nd, 1994) when the Hubble Space Telescope looked for it. Instead, a new storm that was very similar in appearance was found in the planet’s northern hemisphere, suggesting that these storms have a shorter life span than Jupiter’s.


Why Is Asteroid Dust So Black?

300 million km away as part of the . [+] Hayabusa-2 mission. Inside, the black grains that appear similar to coffee grounds are actually tiny grains taken from asteroid Ryugu. The sample return mission was a success, and now we wait for the scientific analysis.

In many ways, astronomy is unique among the sciences. In every other field, you have the ability to design an experimental test you can perform, determining which among your theories, hypotheses, and ideas are correct after you make the critical measurements. From the social sciences to medicine to biology, chemistry, and physics, performing these experiments in a controlled environment is a key step. In astronomy, however, we don’t get to choose which experiments are performed. Our laboratory is the Universe, and all we can do is observe the phenomena that nature — and the limits of our instruments — provide us with.

At least, that was the case in astronomy up until recently, when a notable exception came to the forefront. Since the dawn of the space age, we gained the ability to escape the bonds of our planet’s gravity. As a result, we’ve become capable of exploring the Solar System, sampling moons, planets, and even asteroids and comets directly, in some cases even returning those samples to Earth. Even though fragments of asteroids and comets have fallen to Earth in the past, there’s nothing quite like grabbing a pristine sample and bringing it home. To the surprise of many, the recent asteroid sample returned by the Japanese Hayabusa-2 probe is almost pitch black. Here’s the reason why.

This time lapse animated photograph shows asteroid 3200 Phaethon, tracked from Riga, Latvia, in . [+] 2017. This is the parent body of the Geminid meteor shower: an asteroid just 5.8 km in diameter, approximately the size of the asteroid that catastrophically struck Earth some 65 million years ago.

When we spot the planets, moons, and other visible bodies in our Solar System — including even the stars located far beyond — they largely appear white to our eyes. There are notable exceptions, as Mars is notoriously red, Earth appears blue from space as do Uranus and Neptune, Saturn is an overall yellowish color, and stars range from red to orange to yellow to white to blue. Nevertheless, the majority of objects appear white: the color of reflected sunlight or emitted light from a largely Sun-like star.

What this means, of course, isn’t that the objects are actually white in nature. Rather, it means that the total amount of light leaving them and arriving at our eyes is neither redder nor bluer in relative color than the light we normally receive from the Sun. When you look at the Moon in the night sky, it appears white in nature, with some areas appearing brighter and other areas appearing darker. In reality, however — and this is something we learned firsthand not just from visiting the Moon, but from bringing lunar samples back to Earth — the Moon itself is a dark grey color. On average, the Moon reflects only

12% of the sunlight that strikes it.

There Is Only One Other Planet In Our Galaxy That Could Be Earth-Like, Say Scientists

29 Intelligent Alien Civilizations May Have Already Spotted Us, Say Scientists

Super Solstice Strawberry Moon: See And Stream Summer’s Biggest, Brightest And Best Moonrise This Week

Apollo 11 brought humans onto the surface of the Moon for the first time in 1969. Shown here is Buzz . [+] Aldrin setting up the Solar Wind experiment as part of Apollo 11, with Neil Armstrong snapping the photograph. Note that the Moon appears a dark grey, rather than white: it reflects only 12% of incident sunlight.

It turns out that planets reflect an enormously varied amount of sunlight, dependent on their composition and other properties. Of the eight major planets in our Solar System, only Mercury is less reflective than the Moon, at 11%. Earth, largely due to the polar icecaps, glaciers, seasonal snow-and-ice cover, and the presence of highly reflective clouds, reflects about

30% of the sunlight that strikes it. And Saturn’s icy moon, Enceladus, holds the honor of being the most reflective known body in the Solar System: at

99% reflective. This level of reflectivity is known as albedo: with an albedo of 1 being 100% reflective and an albedo of 0 reflecting no light at all.

This is actually something we can measure remotely for a simple reason: we know how sunlight spreads out once it leaves the source. If you move twice as far away from the Sun, it appears just ¼ as bright as it did before, since it would take double the length and double the width — four times the surface area — to catch the same amount of light. If you move three times as far away from the Sun, an object will catch just one-ninth the amount of light. Sunlight spreads out in a spherical shape as it leaves the source, explaining why our most distant, far-flung spacecraft missions rely on nuclear generators, not solar panels.

The brightness distance relationship, and how the flux from a light source falls off as one over the . [+] distance squared. A satellite that's twice as far away from Earth as another will appear only one quarter as bright, but the light-travel time will be doubled and the amount of data throughput will also be quartered.

E. Siegel / Beyond the Galaxy

In addition, the farther away an observer is from a reflected object, the fainter it appears. This is ne the same effect as being farther from the source of light that an object reflects, but is additional and cumulative. Take Saturn and Jupiter, for example. On December 21st, these two worlds will align in the sky from Earth’s perspective, appearing at the same location to within 0.1° of one another. In reality, Saturn is almost the same physical size as Jupiter, but is about twice as far away from both the Earth and the Sun as Jupiter is. While Jupiter is at about 5 times the Earth-Sun distance, Saturn is more like 10 times that distance.

But if you look up at Saturn and Jupiter together in the sky, Saturn isn’t a mere ¼ as bright as Jupiter, but appears more like 10-20 times fainter. The reason is threefold:

  1. Jupiter is slightly larger and slightly more reflective than Saturn, causing it to appear a little brighter than our Solar System’s second-largest planet.
  2. Saturn is twice as far as Jupiter, meaning that the sunlight arriving at Saturn is only about ¼ as intense as the sunlight striking Jupiter.
  3. And, in order for that light to get back to Earth, it has to travel about twice as far from Saturn as it does from Jupiter that extra distance means the brightness is suppressed by yet another factor of ¼.

The seven extraterrestrial planets of the solar system: Mercury, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, . [+] Uranus, and Neptune, with sizes accurate to what's visible from Earth, but with brightnesses adjusted. Saturn is many times fainter than Jupiter, despite being almost the same size and nearly the same reflectivity: a function of its much greater distance both from the Sun and from Earth.

When we look at the asteroids in our Solar System, because of how well we understand gravity and how successful we are at reconstructing their orbits, we can know to a very small uncertainty how intrinsically reflective an asteroid is. Most of the asteroids that we know of — about 3 out of every 4 asteroids — are carbonaceous asteroids, which are extremely intrinsically dark. They only reflect between 3% and 9% of the sunlight that strikes them, and are very depleted in terms of volatile materials: things like hydrogen, helium, and various ices that are easy to boil off. The other main asteroid types are made largely of metallic iron or a mix of iron with silicates, and are much more reflective than the carbonaceous asteroids.

Although we’ve visited many asteroids over the years, we’ve only ever done a sample return mission once before: when last decade’s Hayabusa mission visited asteroid Itokawa and brought back a sample to Earth. All the other experiments on asteroids we’ve performed on Earth have only been possible because we’ve recovered meteorites that had an asteroidal origin. But recovering asteroid material in space, before it’s traveled through Earth’s atmosphere and impacted our surface, is a very different story.

In this photo from December 7, 2020, scientists successfully retrieve the container that collected . [+] samples from asteroid Ryugu. After journeying

300 million km away, Hayabusa-2 successfully collected material from the asteroid and returned it to Earth, where it will be analyzed for a variety of scientific purposes.

Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)

When we opened up the sample container from Hayabusa-2, which visited the carbonaceous asteroid Ryugu, the “black, sand-like material” found inside fit very well with what we expected. The surface of a road, when newly paved with black asphalt, has an albedo of about 0.04, corresponding to 4% reflectance. Black acrylic paint is a little bit worse, with an albedo of 0.05, corresponding to 5% reflectance. The material found inside Hayabusa-2 is extremely consistent with coming from an asteroid of the darkest type known.

Which is excellent, because that’s precisely what we intended to do. There are a series of mysteries we’re hoping to answer about our early Solar System, and the Hayabusa-2 mission is an incredible scientific opportunity. What we did was send Hayabusa-2 about 300 million km away — about twice the Earth-Sun distance — into the asteroid belt, where it encountered asteroid Ryugu. After collecting surface dust, Hayabusa-2 fired an impactor into the asteroid, kicking up pristine, sub-surface material, which it also collected. Both sets of material were returned safely back on Earth, where they have now been recovered and await analysis.

Yuichi Tsuda, the project manager of the Hayabusa-2 mission at JAXA, speaks during a press . [+] conference announcing the successful sample return and retrieval of the material collected from asteroid Ryugu. This is only the second successful sample return from an asteroid ever conducted. (STR / JIJI PRESS / AFP) / Japan OUT

JIJI PRESS/AFP via Getty Images

We know that asteroids are some of the most pristine material left over from the initial days of the Solar System. Some 4.6 billion years ago, our Solar System was a pre-solar nebula, where a central cloud of gas collapsed to form a star. The outer material formed a protoplanetary disk, where tiny gravitational instabilities grew and attracted mass. The largest-mass clumps grew into planetary systems, while the asteroid belt and Kuiper belt remained as collections of numerous bodies too low in mass to form a true planet. Even if we were to combine every object in the asteroid belt, it would fail to be even half as large as our Moon.

These asteroids, then, are thought to be relics from the earliest days of our Solar System, similar in composition to the mantles of planets. It’s also possible that some of the most important material that we have here on Earth’s surface arrived when asteroids bombarded our planet after we’d already formed. Is that where Earth’s water came from? Is that where the complex, organic material that gave rise to life originated? Is this asteroid really 4.5-4.6 billion years old, as we think it should be? And does this sample contain chondrules: round grains thought to have formed in the extremely early Solar System?

In the early days of the Solar System, before planets formed, a protoplanetary disk enshrouded the . [+] young Sun. The planetesimals that formed grew into planets, and the regions where they were not dense enough gave rise to the asteroid belt and the Kuiper belt. These leftovers from the early Solar System provide clues as to our planet's origin.

The chondrule mystery is fascinating, because there’s a particular radioactive decay that happens in them. Of all the chondrules we’ve found in meteorites here on Earth, they’ve all formed within an incredibly narrow window: about 4.567 billion years ago, with an uncertainty of only ±0.001 billion years on that. It isn’t known, however, whether these chondrules formed before the planets did or afterwards, as we don’t know the early history of our Solar System very well due to a lack of evidence. If Ryugu has these chondrules, that likely tells us they formed before the planets did if not, perhaps they only formed afterwards.

One of the holy grails of the science of planet formation is to understand how we went from a protoplanetary disk of tiny grains to the mature Solar System we have today. In order to get there, we need to understand the order in which things happened. When our young Sun was surrounded by mere gas, the first thing that formed were calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs), which show up as specks of white in practically all meteorites. Were chondrules the second thing to form? And if so, how did they form they require very high temperatures followed by fast cooling. If this occurred, we don’t yet have a working model as to how.

Eight different types of chondrule textures are shown here, where each rounded grain is smaller than . [+] approximately a millimeter in diameter. These chondrules are more than 4.5 billion years old, but we do not know how they formed or why they come in the set of varieties that they do.

Antonio Ciccolella/Cicconorsk of Wikimedia Commons

Will the chondrules found from Ryugu be similar to the chondrules we’ve found on Earth, or will they be unique: perhaps only a type found before atmospheric entry? Will there be any chondrules at all? And will OSIRIS-REx, scheduled to return from asteroid Bennu in 2023, reveal something consistent, complimentary, or conflicting with Ryugu when it comes back?

We’re also poised to learn how, after

4.6 billion years, the solar wind has affected the surface of an asteroid. Have these solar wind protons struck oxygen atoms on the asteroid, creating water molecules and enabling the reactions that are only possible in an aqueous environment? Were asteroids and/or comets responsible for bringing water to Earth? Will the deuterium levels we find (relative to hydrogen) be consistent with deuterium found on Earth, or — like comet 67P/Churyumov-Gerasimenko (which Rosetta visited) — will it have too much deuterium to be Earth-like? And, like many asteroids, will it have complex organic molecules, a wide variety of amino acids, and even fascinating molecular structures that aren’t found naturally here on Earth?

Podpisy organických, životodárných molekul se nacházejí v celém vesmíru, včetně v. [+] největší blízká oblast formující hvězdy: mlhovina Orion. Many organic molecules are also found inside meteorites, but it is unknown whether or how these molecules came to Earth and gave rise to the life that now exists on our planet.

ESA, HEXOS a konsorcium HIFI E. Bergin

This black, sand-like material holds the answers. Now that the first sample from Hayabusa-2 has returned, which collected material from both the surface and beneath the surface of asteroid Ryugu, the all-important analysis phase begins. Inside these tiny grains of material, which itself is likely older than planet Earth, signatures of the earliest days of our Solar System can be found. Will we finally gain a clue as to the origin of these very old round grains, chondrules, or will these observations only deepen the mystery? Will we learn about the origin of Earth’s water or organic compounds? Will we even gain insight into the origin of life on our planet?

With each new measurement and discovery, the body of our scientific knowledge grows, giving us an unprecedented opportunity to grow and refine our picture of how things came to be as we observe them today. Our Solar System has a rich history, most of which has largely been erased by the relentless passage of time. Sampling this early, pristine material and returning it to Earth for analysis has the opportunity to shed light on our earliest days as never before. No matter what it is that we find, this is one giant leap towards peeling back the veil of the unknown shrouding one of our deepest mysteries: the original conditions found on planet Earth right after its formation. That’s a scientific advance worth celebrating, no matter what the data winds up teaching us.


A new ring for Saturn

In 2011, astronomers using Spitzer's infrared detectors made a startling discovery around Saturn: a new supersized ring that had lain previously undiscovered. The ring is made of diffuse ice and dust particles that are dark in color, and so invisible to regular telescopes. By looking in the infrared using Spitzer, astronomers were able to spot the heat signature of these particles, and map out the band of material.

Moon Mystery Solved?

The discovery of Saturn's new ring may have solved an age-old mystery of one of Saturn's moons, Iapetus.

Iapetus has a curious appearance - it's an icy moon, and so should reflect sunlight brightly from the whole surface, but its leading side is very dark, with a reflectivity similar to coal. This pattern of light and dark baffled astronomers for decades, but the existence of a new ring near Iapetus' orbit gave them a possible explanation.

Astronomers now think that Iapetus slams into the material from the new ring as it travels in its orbit around Saturn, splattering the dark dust over the moon's surface like bugs on a windshield, covering the bright ice on one half of the moon with a dingy layer of grime.


The Solar System

Jupiter is the fifth planet from the sun. It is 777 million km from the sun. That’s more than five times Earth’s distance from the sun. Jupiter is the largest planet. It is larger across than eleven Earths! Jupiter has 63 moons.

Jupiter is covered by thick clouds. It is freezing cold at the top of the clouds. It is boiling hot at the center of Jupiter. There is a great red spot that is a giant storm. It’s like a hurricane on Earth, but it is much larger: as big as two Earths! It has been going on for more than 400 years. The great red spot has been seen since people began looking at Jupiter with telescopes in the early 1600’s. Jupiter has rings like Saturn’s but much smaller and fainter. Jupiter’s dark rings are probably made of dust and small pieces of rock. They are not like Saturn’s bright rings which are mostly ice.

A year on Jupiter is nearly 4333 Earth-days long. Jupiter’s gravity is much more than Earth’s. If you weigh 70 pounds on Earth, you would weigh 185 pounds on Jupiter. Jupiter is the fastest spinning planet in our solar system. A day on Jupiter is only 10 hours. Jupiter has the shortest day of all the planets.

Jupiter has no solid surface. It is a planet of swirling gases. The bands of colors we see when we look at Jupiter are gases rising and falling.

(Information taken from edhelper.com and Astronomy For Kids websites)
(Picture from NASA)

1 orbit of Sun (year): 4333 Earth-days long

1 rotation (day): 10 hodin

Average distance from Sun: 777 million km

Diameter: 142, 984 km

Average Temperature: -110 °C

Atmosphere: has several thick layers of brightly coloured clouds

Surface: is gaseous. May have a very small solid core, but it is mostly gas. What lies beneath the clouds is a mystery.


Why are Saturn bands much fainter than Jupiter's? - Astronomie

The giant of the Sun’s family is the planet called Jupiter. It is the biggest of all the planets in the solar system – more than eleven times bigger than Earth.

Mercury, Venus, Earth and Mars are solid balls of rocky material, but Jupiter, the fifth planet from the Sun, is very different. It is a big ball of liquid with an iron core. Around the liquid are thick clouds of gas which form coloured bands around the planet. A gigantic spot of colour, called the Red Spot, can be seen in the clouds. The Red Spot is three times bigger than our Earth. It is like an enormous hurricane that has been whirling in Jupiter’s atmosphere for hundreds of years. There are many other wild windstorms always raging in Jupiter’s very thick atmosphere.

Jupiter is also a very big magnet, much bigger than the magnet of Earth. Like our Earth, it also has aurorae near its Poles. It also has flashes of lightning high in its atmosphere.

Jupiter is about 483 million miles (778 million kilometres) from the Sun. a year on Jupiter is almost as long as twelve years on Earth. A day on the planet is only about as long as ten of our hours.


Podívejte se na video: JUPITER - 20 FAKTŮ (Listopad 2022).