SUNCEV SISTEM

Na rastojanju od oko 30 000 svetlosnih godina od centra galksije koju zovemo Mlecni Put, nesto malo iznad galakticke ravni u Orionovom spiralnom kraku, kruzi mala, zuta zvezda. Da bi sa devet svojih pratioca zavrsila jednu orbitu oko jezgra Galaksije, potrebno joj je oko 200 miliona godina. Ta zvezda, koju stanovnici trece planete po redu od nje zovu Sunce, je patuljasta zvezda spektralnog tipa G2, sa povrsinskom temperaturom 5700 K. Precnika je 1 392 000 km i njena masa cini 99,86% celokupne mase Sucevog sistema. Suncev sistem je nastao pre oko pet milijardi godina od rotirajuceg oblaka gasa i prasine. Najudaljenija planetarna orbita se nalazi na 40 astronomskih jedinica (1 AJ iznosi 150 miliona kilometara, sto je prosecno rastojanje Zemlje od Sunca) ali je zona uticaja Sunceve gravitacije mnogo sira. Suncev sistem cine sva tela i cestice koje su pod uticajem gravitacije Sunca:

U poslednjih nekoliko vekova stvoreno je nekoliko teorija koje manje ili vie uspeno objanjavaju nastanak Sunevog sistema. Upoznaemo se sa nekima od njih. Istorija nastanka Prvu naunu hipotezu, jo daleke 1644. g. osmislio je Rene Dekart predlaui da je Sunev sistem nastao od oblaka gasa i praine. Ipak, prva teorija formulisana je tek nekih stotinak godina kasnije naporima nemakog filozofa Imanuel Kanta (Immanuel Kant) i francuskog matematiara Pier Simon Laplasa (Pierre Simon de LaPlace). Ova teorija danas je poznata kao teorija saimajue magline (nebular theory). Teorija saimajue magline Zaetnikom ove ideje smatra se Imanuel Kant (1755.), po kome se veliki oblak meuzvezdanog gasa poeo saimati pod dejstvom sopstvene gravitacije. Saimanjem on postaje topliji i gui, da bi se u njegovom centru u jednom trenutku formiralo Sunce. U hladnijim i udaljenim delovima oblaka dolazi do kondezacije materije u planete i njihove mesece. 1796. g. francuski matematiar i astronom Pier Lapas bavio se razvojem ove teorije, ali sa matematikog stanovita. Koristei matematiki aparat pokazao je da bi, zbog ouvanja ugaonog momenta oblak morao u jednom trenutku da povea svoju rotaciju (pretpostavka je da je u poetnom obliku oblak rotirao). Ostatak Laplasove teorije je njegova predstava kako

su mogle da nastanu planete. Kao i Kant, smatrao je da e se u centru formiratiprotosunce (a potom i Sunce), da bi se od ostatka oblaka formirali koncetrini prstenovi od kojih e se posle formirati planete. Problem, koji ova teorija nije mogla da razrei, jesu fiziki razlozi usled kojih bi dolo do spontanih stvaranja koncetrinih prstenova i problem momenta impulsa. Ipak, ova teorija opstaje tokom 19 veka, da bi se sa nagomilavanjem novih posmatrakih injenica javila potreba za novim objanjenjima. Teorija sudara 1917.g. naunik Dejms Dins (J. Jeans), zajedno sa Dejms Maksvelom razvija teoriju sudara u pokuaju da pobije teoriju saimajue magline. Dejmsu se nije dopala ideja sa koncetrinim prstenovima, obrazlaui svoj stav time da oni nisu mogli imati dovoljno mase iz koje bi gravitacionim privlaenjem nastale planete. Nova teorija je predlagala da se planetarni sistem formirao kao posledica prolaska neke zvezde pored Sunca, to je dovelo do izbacivanja dela suneve materije. Od izbaenog materijala formiran je disk, koji se posle kondezovao u planete. Ovim modelom objanjena je spora rotacija Sunca; nastanak planeta Zemljinog tipa objanjen je sudarima protoplaneta blie Suncu, a nastanak dinovskih planeta i njihovih meseca kondezacijom materije na velikoj udaljenosti od Sunca. Meutim, par injenica nije ilo u prilog ovoj teoriji: - verovatnoa da, usled ogromnih rastojanja izmeu zvezda, doe do bliskog susreta je vrlo mala - vreo gas iz unutranjosti Sunca pre bi se rasuo nego to bi iz njega nastale lokalne kondezacije (budue planete)

Moderna teorija Najprihvatljivija teorija, ili bolje najaktuelnija danas meu astronomima je sofisticirana verzija stare Kant Laplasove teorije, poznata pod nazivom teorija kondezacije. Ona kombinuje dobre strane stare teorije saimajue magline sa novim informacijama o meuzvezdanoj materiji. Kljuni element, po ovoj teoriji, jeste praina jer ubrzava spajanje materije u planetezimale (tela veliine 0.1 do 1 km), ne zahteva formiranje prstenova i za sada je najbolja. Prema njoj, Sunce i planete nastale su pre oko 4,6 milijardi godina. Ovu teorija se najlepe objanjava podelom na faze. Faza kondezacije solarne magline Teorija kako su nastale zvezde je jedna optija teorija, koja bi trebalo da objasni i nastanak Sunca. Zato je bitno ne izdvajati nastanak Sunca od ve prihvaene ideje o nastanku zvezda, te iz teorije nastanka zvezda izvlaimo poetne uslove koji su bili okidai za nastanak Sunevog sistema. Nastanak verovatno poinje nestabilnou oblaka meuzvezdane materije, tanije molekulskog oblaka. Jo uvek se pretpostavljaju procesi koji bi uzrokovali potrebnu nestabilnost i jedan od moguih je eksplozija bliske supernove. Meutim, nestabilnost je mogla da nastupi uticajem spiralnih talasa gustine, pa ak i usled prolaza kroz galaktiki ekvator. Da bi od ovog oblaka nastao planetarni sistem potrebno je da u startu poseduje neki moment impulsa (u suprotnom bi se sva materija skocentrisala u sreditu formirajui samo

protosunce). Saglasno odranju momenta impulsa, raste i rotacija protosolarne magline. Materijal ispod i iznad ravni rotacije (ravan upravna na osu rotacije) sputa se, formirajui protoplanetarni disk, a pretpostavlja se da je za ovaj proces potrebno nekoliko miliona godina (slika izravnavanje diska.jpg). Momenat u kome poinju termonuklearne reakcije u formiranom centralnom zgunjenju (odnosno do fuzije vodonika) jeste trenutak nastanka Sunca. Pretpostavlja se da Sunce tada postaje zvezda T Tauri tipa. Protodisk poinje da se hladi da bi praina, nastala oslobaanjem suneve energije, zapoela kondezaciju. Faza akrecije U ovoj fazi glavnu ulogu imaju istaknute estice praine, ponaajui se kao jezgra kondezacije. Njihova veliina se od 0,0001cm poveava na oko jedan santimetar, koncetriui se u ravni diska (normalnoj na osu rotacije protoplanetarne magline). Od ovih akrecija nastae grumenje, silikatne grae, iji sastav danas moemo da naemo kod primitivnih hondrita (meteoriti nastali akrecijom estica iz protoplanetarne magline). Faza nastanka planetezimala Sudari se nastavljaju, formirajui tela veliine od 0.1 do 1 km, tzv. planetezimale. Ova tela e nastaviti nagomilavanje materije privlaei je sopstvenom gravitacijom. Tekstura materijala nastalog u ovoj fazi sauvana je u nekim meteoritima. Sledeu fazu podeliemo na dve, tako da u svakoj napravimo razliku izmeu formiranja planeta zemljinog i jupiterovog tipa. Nastanak planeta Zemljinog tipa Dalji rast deava se uz pomo sudara (od krhotina e se formirati vee telo). Planetezimali poinju da rastu i time se poveava i sama efikasnost prikupljanja okolnog materijala. Ovako veliki planetezimali narastu do tela veliine nekoliko hiljada kilometara. Nastanak planeta Jupiterovog tipa Rast je omoguen gravitacionim privlaenjem i ovakvim mehanizmom mogu da se formiraju tela 10 do 20 puta vea od Zemlje. Ovo se deava jer su isparljiviji elementi (voda, amonijak i led od metana) rasprostranjeniji i vie ih ima u spoljanjim delovima magline. Jednom kada telo naraste toliko da je 15 puta vee od Zemlje, ono privlai velike koliine nekondezovanog gasa direktno iz protoplanetarnog diska. Pluton je do skora smatran za planetu i uestvovao je u modelima nastanka Ova teorija objanjava nastanak dinovskih planeta, uzimajui Sunevog sistema. Autorka u obzir njihovu malu srednju gustinu. Ipak, u spoljanjim ovog teksta je namerno delovima naeg sistema mogu se nai tela visoke gustine, zadrala stari status Plutona, zbog ega sada moramo da je dopunimo. Pretpostavlja se da kako bi itaoci mogli da se u jo hladnijim delovima tj. udaljenijim od onih gde se steknu sliku o oitoj razlici nalaze planete jupiterovog tipa, ugljenik vezao za kiseonik izmeu Plutona i ostalih formirajui ugljen monoksid (gas) koji je uglavnom bio raznet velikih tela Sunevog sunevim vetrom jo u fazi T Tauri, da bi se u ovakvim sistema. Meseci dinovskih planeta formiraju se iz sekundarnih kondezacija.

uslovima dobile planete sa malom totalnom masom i visokom gustinom. Meutim, ova dopuna nije jo dovoljno dobra da objasni visoku gustinu Plutona. Danas moemo nai vie razliitih teorija, ali kao posledica pokuaja da se jedan detalj objasni na drugaiji nain. Teorija koju sam izdvojila, povrh toga to je najaktuelnija, je i ona koja se danas ui na svim studijama. Ipak, i dalje postoje pristalice Dinsove teorije koja se od teorije kondezacije razlikuje ve u samom poetku. Naravno, postoje njene modifikovane verzije te umesto da je pored Sunca prola neka zvezda, uzima se da je na oticanje materije iz Sunca uticala zvezda iz jata u kome su obe zvezde nastale. Da bismo saznali koja od ovih teorija najbolje opisuje nastanak naeg planetarnog sistema, moraemo jo dugo da ekamo.

1. uvod

Sunce je samo jedna od preko 100 milijardi zvezda u naoj galaksiji. Ni po veliini, ni po sjaju, ni po ostalim osobinama Sunce se ne istie meu zvezdama. Bez obzira na to, zahvaljujui njemu, Sunce je dalo ivot naoj planeti, i bez njega on ne bi mogao da opstane. Toga su bili svesni i drevni narodi, tako da gotovo i nema civilizacije u kojoj Suncu nije pripisivan boanski karakter.

Poloaj Sunca u Galaksiji

Poloaj okolnih zvezda u odnosu n Sunce ( vei crte 24 k, jpg)

Prema spektralnoj klasifikaciji Sunce spada u ute zvezde spektralne klase G2. Na poznatom Hertzsprung-Russellovom dijagramu ono se sada nalazi u sredinjoj oblasti glavne grane, gde e ostati jo oko pet milijardi godina, to iznosi oko polovinu njegovog ivotnog veka. Ono to Sunce razlikuje od planeta su njegove ogromne dimenzije, masa, gravitacija, temperatura i ogromna energija koju ono emituje u okolni protor i zagreva planete. Sunce, kao i sve zvezde, poseduje termonuklearni izvor energije.Oblik Sunca je sferan, a njegov poluprenik iznosi oko 696.000km, odnosno 109 puta je vei od poluprenika nae planete. Zapremina Sunca je 1,3 miliona puta vea od zapremine Zemlje.

Sunce rotira oko ose koja sa normalnom na ravan ekliptike zaklapa ugao od 7,2o. U proseku ono se oko svoje ose obrne jednom u 27 dana, to ga svrstava u zvezde koje sporo rotiraju. Razliiti delovi Sunca rotiraju razliitim brzinama. Ovakav nain rotacije Sunca jedan je od dokaza da ono nije kruto telo ve da predstavlja gasovitu sferu. Ova vrsta rotacijeSOHO MDI 1996 may 24 00:00 UT 31 minute filter

gasovitih tela naziva se diferencijalna (zonska). Oblasti oko ekvatora rotiraju bre i za jedan obrt im je potrebno 25 dana (periferijska brzina iznosi 2 km/s) dok je oblastima na irini od oko 60o heliografske irine period rotacije oko 29 dana (periferijska brzina je ovde 0,87km/s). Prema tome, brzina rotacije opada od ekvatora ka polovima. Postojanje razlika u brzini rotacije razliitih zona na Suncu utvreno je na osnovu posmatranja dugotrajnih nehomogenosti koje se javljaju na njegovoj povrini kao i na osnovu Doplerovih pomaka spektralnih linija. Slinu ovakvu diferencijalnu rotaciju, u naem komiluku, imaju Jupiter i Saturn. Slina pojava uoava se i u Zemljinoj atmosferi i okeanima.Treba napomenuti i to da ne rotiraju sve zvezde na ovakav nain, postoje pretpostavke da neke zvezde rotiraju tako da im oblasti oko polova rotiraju veom brzinom nego ekvatorske oblasti. Zbog kretanja Zemlje oko Sunca vidljiv period ekvatora ne iznosi, kako je reeno, 25 dana ve 27 dana to je sinodiki period rotacije. Sunce ima masu od 1,99 1030kg, odnosno 333.000 puta veu masu od Zemlje. Na Sunce odlazi oko 99,866% ukupne mase Sunevog sistema a ono je 750 puta masivnije od svih ostalih planeta zajedno. Zbog stalng emitovanja elektromagnetnog i korpuskularnog zraenja, koje nastaje kao posledica nuklearne fuzije masa, u okolni prostor Sunce svake godine smanji svoju masu za 1,5 1017kg. Masa i zapremina nekog tela odreuju njegovu prosenu gustinu. Pojedini delovi tela imaju razliinu gustinu od prosene, ali prosena gustina upuuje na stanje tela u celini. Prosena gustina Sunca iznosi 1408 kg/m3, to je skoro etiri puta manje od gustine Zemlje. Sunce je izgraeno od usijanog gasa, koji se sastoji uglavnom od vodonika i helijuma. Na vodonik otpada oko 73,4% ukupne mase (92% broja atoma), a na helijum 25% mase (7,8% broja atoma). Ostali elementi (kiseonik, ugljenik, gvoe, azot, neon itd.) zastupljeni su sa neto preko 1% Suneve mase. Na slici 4 prikazana je zavisnost temperature i gustine od rastojanja od centra Sunca prema predvianju Standardnog modela. Treba obratiti panju na to kako gustina u poetku naglo opada, a kasnije je smanjenje gustine sve sporije i sporije kako se rastojanje pribliava rastojanju fotosfere, oko 700.000 km od centra. Prosena gustina kree se od 1,6 105 kg/m3 u jezgru, preko 1.000 kg/m3 na rastojanju od 350.000 km, do granice fotosfere sa gustinom od 2 10-4 kg/m3 (10.000 puta manja gustina od gustine vazduha. Zbog ogromne gustine jezgra u u prvoj polovini radijusa Sunca koncentrisano 90% ukupne mase. Sa udaljavanjem od fotosfere gustina nastavlja da Slika 4 opada i u spoljnjim delovima korone pada na 10-23 kg/m3, gustina najboljeg vakuma koji je mogue postii na Zemlji. Sunce je usijano telo koje zrai sopstvenu energiju. Svake sekunde Sunce u okolni prostor izrai 3,86 1026J energije (odnosno njegova luminoznost iznosi 3,86 1026 J/s). Samo jedan mali, dvomilijarditi, deo ove energije dospeva na Zemlju. Najvei deo zraenja Sunce emituje

u obliku elektromagnetnog zraenja (i to najvie u optikom delu spektra, sa talasnim duinama izmeu 400 i 800 nm), a mnogo manji deo otpada na korpuskularno zraenje. Elektromagnetno zraenje, koje do nas dospeva, potie sa relativno tankog povrinskog sloja. Dublji slojevi Sunca su neprozrani, ak i za najjae i x zraenje, zbog njihove velike debljine. Iz tog razloga unutranjost Sunca nije dostupna posmatranjima, ve se o njoj prosuuje na osnovu teorijskih modela. Jedan takav model, koji se, uz neophodne korekcije, i danas smatra kao prihvatljiv, dao je 1964. godine R. Sears. Ovaj model primenljiv je za zvezde ija staros iznosi oko 4,5 milijardi godina, sa masom, dimenzijama, sjajem i hemijskim sastavom koji odgovaraju Suncu. Prema ovom modelu temperatura u jezgru Sunca iznosi 15 106 K, gustina oko 1,6 105 kg/m3 i pritisak oko 3,4 1016 N/m2. Gustina Sunca u jezgru je 15 puta vea od gustine olova. Zbog visokih temperatura atomi su potpuno jonizovani, tako da su atomska jezgra, bez elektrona, zbijena vrlo gusto to dovodi do viestruko vee gustine od vrstih tela na Zemlji. Dimenzije jezgra vodonika i helijuma su oko 100 hiljada puta manje od dimenzija odgovarajuih atoma pa, bez obzira na veliku zbijenost jezgra i veu gustinu supstance, estice u sreditu Sunca imaju na raspolaganju vei meuprostor od atoma u strukturi vrstih tela. Ovo je osnovni razlog zbog ega se ne kae da se supstanaca Sunca ne nalazi u vrstom agregatnom stanju, ve u stanju gasne plazme (ovo stanje se ponekad naziva etvrtim agregatnim stanjem).

PLANETE

Planeta je telo koje direktno oblece zvezdu, dakle ne kao sto to cine sateliti kojioko zvezde idu kruzeci istovremeno oko drugog dela. Dalje, to je telo dovoljno malo da se u njemu ne moze razviti unutrasnja nuklearna fuzija, inace bi to bila zvezda ali dovoljno veliko da ga njegova sopstvena gravitacija formira u sferni oblik.

Podele planeta 1. Po svom polozaju planete se dele na unutrasnje i spoljasnje, akao granica uzima se glavni asteroidni pojas koji se nalazi izme|u Marsa i Jupitera. Prema tome unutrasnje planete su Merku, Venere, Zemlja i Mars, a spoljasnje Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Ponekad se unutrasnjim planetama zovu one koje su blize Suncu od Zemlje (Merkur i Venera), tj. tada je granicnik za ovu podelu putanja Zemlje. Ostale planete od Marsa do Plutona su spoljasnje.

2. Prema strukturi planete se delena terestricke i jovijanske.Terestricke (terra ? lat. zemlja) planete imaju cvrstu, stenovitu povrsinu, relativno su velike gustine, sporo rotiraju, nemaju prsten i imaju malo satelita ili ih uopste nemaju. U njih spadaju sve unutrapnje planeta: Merkur, Zemlja i Mars. Od ovih Venera, Zemlja i Mars imaju atmosferu, dok je Merkur prakticno nema ? ona je toliko razre|ena da o njoj i nemozemo govoriti u nasem, zemaljskom smislu. Jovijanskeplanete su slicne Jupiteru. To su gasoviti dzinovi sastavljeni uglavnom od vodonika i helijuma, male su gustine, imaju brzu rotaciju, prstenove i puno satelita i verovatno malo

cvrsto jezgro. To su Jupiter, Saturn, Uran i Nepun. Pluton se ne uklapa dobro ni u jednu grupu planeta i mogao bi da predstavlja zasebnu kategoriju. To je ledena planeta sa veoma izduzenom putanjom.

3. Po velicini dele sena male igigantske. Male su Merkur, Venera, Zemlja, Mars i Velicine planeta 1. Jupiter, 2 Saturn, 3. Uran, 4. Pluton i njihovi precnici ne prelaze Neptun, 5. Zemlja, 6. Venera, 7. Mars, 8. Merkur, 9. Pluton 13000 km. Gigantske su Jupiter, Saturn, Uran i Neptun i njihovi precnici prelaze 48000 km.

4. Postoji i istorijska podela po kojoj uklasicne planete spadaju one

koje su poznate od davnih vremena i koje vidimo golim okom. To su Merkur, Venera, Mars, Jupiter i Saturn. Moglo bi se reci da su to prave planete posto si im to ime, planete, dali Heleni. U anticko doba nije bila poznata priroda ovih tela i uocavalo se jedino njihovo brzo kretanje u odnosu na zvezde, pa otuda potice naziv - planeta znaci lutajuca zvezda. Moderne planete su one koje su otkrivene u novije doba i koje se vide jedino pomocu teleskopa. To su Uran, Neptun i Pluton.

ta je to planeta?Planeta je nebesko telo koje se (a) nalazi u orbiti oko Sunca, (b) ima dovoljnu masu da sopstvenom gravitacijom nadvlada dejstvo sila krutog tela to pretpostavlja hidrostatiki ravnoteni oblik (priblino okrugao), i (c) koje je raistilo okolinu du svoje orbite. Masa svih planeta zajedno ini 0.135% mase Sunevog sistema.

Mase u Sunveom sistemuSunce Planete: Komete: Sateliti: Asteroidi: Meteoroidi: Gas i prasina: 99.85% 0.135% 0.01% ? 0.00005% 0.0000002% ? 0.0000001% ? 0.0000001% ?

[Koliko ste teki na drugim planetama Teina zavisi od gravitacije tela na kome teinu merite, a ova opet zavisi od mase tela. Prema tome vi neete biti jednako teki i na Mesecu i na Jupiteru] Iako odlukom MAU od 2006. Pluton nije vie planeta (ve planeta patuljak) u ovom lanku se navodi i on iz istorijskih razoga.

Sunce posmatrano sa: (date su srednje ugaone vrednosti) 1. Merkura: 122'40" 2. Venere: 44'15" 3. Zemlje: 32'01" 4. Marsa: 21' 5. Jupitera: 6'09" 6. Saturna: 3'22" 7. Urana: 1'41" 8. Neptuna: 1'04" 9. Plutona: 49"

Podele planeta Po svom poloaju planete se dele na unutranje i spoljne, a kao granica uzima seglavni asteroidni pojas koji se nalazi izmeu Marsa i Jupitera. Prema tome unutranje (engl. inner) planete su: Merkur, Venera, Zemlja i Mars, aspoljne (engl. outer): Jupiter, Saturn, Uran i Neptun (i Pluton). Ponekad se unutranjim planetama (engl. inferior) zovu one koje su blie Suncu od Zemlje (Merkur i Venera), tj. tada je graninik za ovu podelu putanja Zemlje. Ostale planete od Marsa do Plutona su spoljne (engl. superior).

Prema strukturi planete se dele na terestrike i jovijanske. Teresrtike(terra = lat.zemlja) planete imaju vrstu, stenovitu povrinu, relativno su velike gustine, sporo rotiraju, nemaju prsten i imaju malo satelita ili ih uopte nemaju (Merkur, Venera). U njih spadaju sve unutranje planete: Merkur, Venera, Zemlja i Mars. Od ovih Venera, Zemlja i Mars imaju atmosferu, dok je Merkur praktino nema - tj. ona je veoma razreena tako da o njoj i ne moemo govoriti u ovom naem, zemaljskom smislu. Jovijanske planete su sline Jupiteru. To su gasni giganti sastavljeni uglavnom od vodonika i helijuma, male su gustine, imaju brzu rotaciju, prstenove i puno satelita i verovatno malo vrsto jezgro. To su Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Pluton se ne uklapa dobro ni u jednu grupu planeta i stoga je 2006. svrstan u zasebnu kategoriju planeta patuljaka iji je predsatvnik. To je ledeno telo sa izduenom putanjom.

Po veliini dele se na male: Merkur, Venera, Zemlja i Mars i njihovi prenici neprelaze 13000 km. Gigantske planete su Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Njihovi precnii prelaze 48000 km.

Postoji i istorijska podela po kojoj u klasine planete spadaju sve one koje su

poznate od preistorijskih vremena i koje se vide i golim okom. To su Merkur, Venera, Mars, Jupiter i Saturn. Moglo bi smo rei i da su to prave planete poto su im to ime, planete, dali Heleni. U antinko doba nije bila poznata uta boja oznaava priroda ovih tela i uoavalo se jedino njihovo ekliptiku, plava putanju brzo kretanje u odnosu na zvezde, pa otuda i Plutona, a crvena potie naziv planete sto je znailo lutajua putanje ostalih planeta zvezda.Moderne planete su one koje su otkrivene u novije doba i koje se vide jedino pomou teleskopa. To su Uran i Neptun (i planeta patuljak Pluton). Uran je otkrio W. Hersel 1781, Neptun J. G. Gale 1846, a Pluton K. Tomba 1930.

OrbiteOrbite planeta su eliptine sa Suncem u jednom fokusu. Meutim ekscentricitet planetarnih putanja je veoma mali te su putanje gotovo krune. Izuzetak predstavalja Merkur (i naroito Pluton) ija je putanja u odnosu na putanje drugih planeta naglaeno eliptina (tj. ima vei ekscentricitet). Sve orbite planeta gotovo da lee u ravni ekliptike - njihovi nagibi su do 7. (Nagib putanje Plutona prema ekliptici je 17,15).

OrbiteOd Merkura do Jupitera. U tabeli su brojevima oznaene orbite planeta i vreme u minutima koje je potrebno svetlosnom zraku sa Sunca da stigne do odnosne planete.

Planeta 1. 2. 3. 4. 5. Merkur Venera Zemlja Mars Jupiter

minuta 3,21 6,01 8,31 12,67 43,27

Bela strelica pokazuje smer kretanja planeta posmatrano iznad severnog Sunevog pola (to je smer suprotno od kretanja kazaljke na satu).

Orbite od Jupitera do Plutona, u tebeli oznaene rednim brojevima. Vreme svetlosnom zraku koje je potrebno da od Sunca stigne do date planete dato je u satima.

Planeta

sati

5. 6. 7. 8. 9.

Jupiter Saturn Uran Neptun Pluton

0,72 1,32 2,66 4,17 5,48

Bela strelica pokazuje smer kretanja planeta posmatrano iznad severnog Sunevog pola (to je smer suprotno od kretanja kazaljke na satu). [Koliko traje godina na drugim planetama Godina je vreme za koje Zemlja jedanput obie Sunce. To traje 365 dana i est sati. Ali druge panete svoj put oko Sunca naine za neko drugo vreme, pa tako ako imate 20 naih, zemaljskih godina, istovremeno imate svega 10 marsovskih godina]

Planete - tabelarni pregledRastojanje Nagib Polupod Period Ekscenputanje recnik Sunca(x revolucije(dana) tricitet [stepeni] [km] 1000 km) 57910 108200 149600 227940 778330 1429400 28709902

Ime Merkur Venera Zemlja Mars Jupiter Saturn Uran1

Masa

Priv. Gusveli. Brojsatelita tina [m]

87,97 7,00 224,70 3,39 365,26 0,00 686,98 1,85 4332,71 1,31 10759,50 2,49 30685,00 0,77 60190,00 1,77 90800 17,15

0,21 2440 3,30e23 5,43 -1,9 0,01 60,52 4,87e24 5,24 -4,4 0,02 6378 5,97e24 5,52 0,09 3397 6,42e23 3,93 -2,0 0,05 71492 1,90e27 1,33 -2,7 0,06 60268 5,68e26 0,69 0,7 0,05 25559 8,68e25 1,32 5,5 0,01 24766 1,02e26 1,64 7,8 0,25 1150 1,27e22 2,06 13,61 2 63 60 27 13 3

Neptun Pluton3

4504300 5913520

1) otkriven 1781. 2) otkriven 1846 3) otkriven 1930.

Nagibi planeta

1 Merkur Venera Zemlja Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Pluton 2 0.1 177.4 23.45 25.19 3.12 26.73 97.86 29.56 119.6 3 1407.5 5832.5 23.9345 24.623 9.925 10.656 17.24 16.11 153.29 1 - Planeta, 2 - Nagib, 3 - Period rotacije u satima Na crteu su prikazani nagibi ravni ekvatora (crvene strelice) planeta prema ravni njihovih orbita. Prema konvenciji Meunarodne astronomske unije severni pol planete (oznaen je crvenom takom) se nalazi iznad ravni ekliptike (narandasta linija). Iz toga sledi da Venera, Uran i Pluton rotiraju retrogradno, tj. suprotno od smera rotiranja ostalih planeta. (Crvene strelice pokazuju smer rotacije planete. Unutar svake planete na crteu dat je i njen grafiki simbol).

MERKURU davna vremena, stari narodi su zapazili sjajnu zvezdu koja se ponekada mogla videti nisko na zapadnom nebu upravo posle Sunevog zalaska. Po svojim karakteristikama koje su se razlikovale od osobina nepokretnih zvezda to je mogla biti samo planeta. Kasnije je identifikovana sa slinom planetom koja se na istonom nebu pojavljivala neposredno pre izlaska Sunca. Usled njene bliskosti Suncu veoma je teko uhvatiti pogledom pa su je stari Grci nazvali Merkur u ast brzog glasnika bogova. Gledan sa Zemlje Merkur izgleda kao mali Mesec sa fazama koje se menjaju od uskog srpa do punog kruga, kako se planeta kree oko Sunca. Na naim irinama Merkur se moe videti golim okom samo oko dvadesetak puta godinje nisko nad horizontom, gde uslovi pri horizontu to dozvoljavaju. Kako se pustamo prema ekvatoru on se sve bolje vidi, poto Sunce zalazi i izlazi pod sve veim uglom. Prvu pouzdanu kartu Merkura dao je otrooki italijanski astronom Skijapareli na osnovu svojih posmatranja iz 1881 - 1889. godine. Godine 1974. kosmiki brod Mariner 10 proao je na nekoliko stotina kilometara od Merkurove povrine aljui pritom obilje novih podataka. Drugi niz izvanrednih fotografija, Mariner 10 je poslao 21. septembra 1974. a trei, kada je Merkuru priao na 320 km, marta 1975, posle ega su se zalihe gasa za njegovu stabilizaciju na orbiti istroile. Merkur krui oko Sunca na srednjem rastojanju od 57,9 miliona kilometara prosenom brzinom 47,9 km/s i to je planeta najblia Suncu. Na svojoj eliptinoj orbiti, koja je nagnuta 7u odnosu na ravan ekliptike, pribliava se Suncu na 45,9, a najvie udaljava do 69,7 miliona kilometara. Uoeno je da se Merkurov dan (59 zemaljskihdana) i njegova godina (88 Zemaljskih dana) odnose kao 2 prema 3, odnosno planeta se obrne tri puta oko svoje ose dok napravi tano dva kruga oko Sunca. Ovakav skup orbitalnih elemenata uzrokuje veomaudan Merkurov dan. Naime, Sunce najpre polako izlazi na istoku, postepeno napreduje ka zapadu, a zatim poinje da usporava sve dok se potpuno ne zaustavi i krene u suprotnom smeru! Kasnije ponovo poinje polako da se kree ka zapadu, da bi konano zalo iza horizonta. Prenik Merkura iznosi 4878 km i njegova povrina je neto manja od povrine Azije i Afrike zajedno. Merkurova zapremina iznosi oko 6% Zemljine, a masa oko 5%. To ini njegovu prosenu gustinu od oko 5,5g/cm zbog ega

se pretpostavlja da ima tanki silikatni omota i veoma veliko jezgro preteno od gvoa. Veruje se da jezgro, priblino veliine Meseca, ini oko 2/3 Merkurove mase. Smatralo se na osnovu rezultata spektroskopskih istraivanja, da Merkur ima veoma razrenu atmosferu ija bi gustina mogla biti lak istog reda veliline kao i na Marsu. Otkriveno je radio-zralenje sa Merkura, koje je bilo toplotnog porekla, tj. posledica zagrevanja povrine planete Sunevim zracima. Meutim, astronome je udilo to je toplotno radio zraenje sa none strane planete bilo mnogo jae nego to se to oekivalo. inilo se da je to potvrda postojanja atmosfere sposobne da prenese toplotu na nonu stranu planete. Danas se zna da je Merkurusled niske gravitacije atmosferu odavno skoro potpuno izgubio. Atomi helijuma i vodonika su prisutni, ali na osnovu merenja Marinera 10, pritisak na povrini je manji od trilionitog dela Zemljinog atmosferskog pritiska. Uslovi na Merkurovoj povrini su veoma surovi. Usled veoma spore rotacije temperaturna razlika dana i noi dostie 600 stepeni. U toku dana temperatura se podie do +430C, atokom veoma duge noi ima vremena da se ohladi do -173. Fotografije Merkura koje je poslao Mariner 10 neodljivo podseaju na Mesec, ak toliko da su ih neki strucnjaci pogreno identifikovali kao fotografije Meseca. Na osvetljenoj povrini ije je snimke poslao Mariner 10 prilikom prvog prolaska, dominiraju krateri i bazeni koji podseaju na Meseeva mora. Ipak razlike u odnosu na Mesec postoje. Planine na Merkuru nisu tako visoke, a morske oblasti predstavljaju kotline koje su okruene ravnicama sa manjom gustinom kratera nego na Mesecu. Osim toga Merkurova povrina je u mnogo manjoj meri od Meseca posejana veim kraterima prenika izmeu 20 i 50 km. S druge strane pada u oi da su Merkurovi krateri plii nego Meseevi iste veliine. Terase na unutranjim zidovima kratera i sredinja uzvienja mnogo se esce vide kod Merkurovih kratera. Na dnu nekoliko veih kratera vidi se nepravilan splet brazdi. Za sada nije jasno da li je to okamenjeni materijal koji je tekao po dnu ili su to raseline. Jedan od uzroka razlika je gravitacija koja je na Merkuru dva puta jaa nego na Mesecu. Usled toga materijal koji je izbaen iz primarnih kratera na Merkuru, prekrie povrinu koja je samo estina odgovarajue povrine na Mesecu. Sekundarni udarni krateri su na Merkuru mnogo blii primarnom, pa su stariji krateri bolje sauvani nego na Mesecu gde su izbaaji iz novijih udarnih bazena zagladili veliki deo ranije povrine. Zraci koji izlaze iz nekih kratera, kontrastniji su nego na Mesecu. Velikim kraterima na Merkuru data su imena poznatih pisaca, slikara i kompozitora. Tako na ovoj planeti danas postojekrateri Homera, ekspira, Tolstoja, Rodena, Ticijana, Renoara, Baha... Najvei krater, iji je precnik 625 km, nosi Betovenovo ime. Meu Merkurovim morima, najupadljivija zaravnjena oblast je Bazen Kaloris koji je dvojnik Mora Kia na Mesecu. Prenik oblasti je oko 1300 km i ona predstavlja glatku ravnicu ije je dno izbrazdano pukotinama, kako koncentrinim rubu tako i radijalnim. Veruje se da su one nastale sleganjem sredinjeg dela bazena, koji je danas oko 2000 m nii od planinskih vrhova na rubu. Pad tela iji je udar izazvao nastanak Bazena Kaloris bio je tako jak da je ostavio karakteristian trag i na dijametralno suprotnoj taki. Izgleda da su prilikom sudara stvoreni jaki seizmiki talasi koji su se potresavi celu planetu, skupili kao u ii u antipodnoj taki na suprotnoj strani planete i tu izazvali najvea razaranja. Na tome mestu tlo je sve ispucalo a ivice kratera su esto napukle. Na osnovu misije Marinera 10, doneti su sledei zakljuci o Merkurovoj istoriji. Pre svega, odsustvo modifikacije velikih starih kratera na Merkuru pomou vulkanske tektonske ili atmosferske aktivnosti implicira da se masa planete razdvojila na veliko gvozdeno jezgro okrueno tankim (500 - 600 km) silikatnim omotaem, pre nego to su najstariji krateri bili formirani. Bilo kakva atmosfera znaajnije gustine morala je takoe nestati u to doba ili se nikada nije ni formirala. Toplota potrebna za razdvajanje gvoa i silikata morala je takoe nestati dovoljno rano tako da su spoljanji slojevi bili dovoljno vrsti da ouvaju do danas topografski reljef starih udarnih kratera. Zatim je Merkur doiveo period tekog bombardovanja pri emu su neki od kratera zaravnjivani usled rane vulkanske aktivnosti.

Kao trei period Merkurove istorije moemo izdvojiti doba stvaranja Bazena Kaloris, do koga je dolo pri kraju epohe velikog bombardovanja. Za vreme etvrte faze, izlivanje lave u toku rairene vulkanske aktivnosti stvorilo je iroke ravnice koje lie na Meseeva mora. U petoj fazi, koja traje i danas, malo se ta dogodilo osim izvesnog poveanja broja kratera pri emu se oko nekih vide uoljive zrakaste strukture. Interesantno je napomenuti da se izgled Merkura kada se gleda sa Zemlje i na snimcima Marinera 10 toliko razlikuje u kvalitetu da je tek u nekoliko slucajeva uspelo prepoznavanje oblasti snimljenih pomocu ove kosmike sonde, sa oblastima na Merkurovim kartama napravljenim na Zemlji. Misija Marinera 0 je snimila 37% Merkurove povrine i omoguila kompletiranje znanja o unutranjim planetama. Pravi izazov za astronome amatere iprofesionalce predstavlja prolazak Merkurovog lika preko Sunevog diska. Naalost, ovakav dogaaj nije est i deava se proseno 14 puta u jednom veku. Ova pojava se posmatra samo uz odgovarajui filter, ili uz pomo projekcije Sunevog lika na zastor. Planeta se vidi kao mala crna pega i treba joj oko pet sati da pree Sunev disk. Merkur je na jo jedan nain bio od vanosti za razvoj ljudske misli. Naime poto je njegova orbita nagnuta za 7 u odnosu na ravan u kojoj se kreu ostale planete i ima veliki ekscentricitet od 0,21, u taki najblioj Suncu, perihelu, njegova brzina dostie 58 km/s, to omoguava empirijsku proveru Ajntajnove teorije relativnosti. Za jedan vek njegov se perihel pomakne za 43 lune sekunde to je vie nego to se dobije kada se izrauna uticaj ostalih planeta. Mnoge astronome to je ranije navodilo na pomisao da postoji jedna planeta jo blia Suncu, koja je dobila ak i ime - Vulkan. Danas se zna da se ovo odstupanje tano poklapa sa predvianjima Teorije relativnosti. Na taj nain Merkur je odigrao znaajnu ulogu u razvoju moderne nauke.

VENERAVenera, kao olienje rimske boginje ljubavi po kojoj je dobila ime, blistavo sija na nebu. U narodima poznatija kao Zornjaa, Veernjaa ili Zvezda Danica, posle Sunca i Meseca to je najsjajniji objekat na nebu. U Vavilonu, Veneru su izdvajali od ostalih planeta i oboavali je kao lana trojstva Venera, Mesec i Sunce. Ne tako davno u Polineziji su Zornjai Veneri prinosili ljudske rtve. U Rimskim kolonijama bila je lux divina, boanska svetlost. Poto se njena orbita nalazi unutar Zemljine i ona, kao i Merkur, pokazuje smenu faza, to je jo 1610. godine ustanovio Galilej. Venera je najsjajnija kada je oko 27% njenog diska osvetljeno. Ako je nebo duboko plavo i isto, trebalo bi da se tada vidi po danu i golim okom uz malo napora, a ako se odredi njen poloaj, dvogledom se moe, kada je u toj fazi, videti pri dnevnoj svetlosti bez tekoa, i u po bela dana. Iako izgleda tako velianstveno na nebu ljudi se obino razoaraju kada je vide kroz teleskop. Umesto planina, dolina, kontinenata ili kratera, jedino se moe videti svetao beliasti gotovo bezoblian disk. Nae oko ne moze nita nazreti ispod gustih slojeva atmosfere. Oko Sunca krui na srednjem rastojanju od 108.21 miliona kilometara, kreui se prosenom brzinom od 35.03 km/h po gotovo potpuno krunoj orbiti. Venera se okrene oko Sunca za 224.7 dana, a oko svoje ose za 243 dana, to znai da venerijanski dan traje due od venerijanske godine! Sve planete se okreu oko svoje ose u istom smeru, sa zapada na istok, osim Venere koja se jedina obre sa istoka na zapad. To znai da bi se na Veneri Sunce raalo na zapadu, a zalazilo na istoku, kada bi njena gusta atmosfera dozvoljavala da se ono vidi. Ovakvu veoma udnu rotaciju mogao je da prouzrokuje sudar sa nekim velikim telom u dalekoj prolosti. Drugo objanjenje je da Venera nije oduvek bila lan Sunevog sistema, ve je gravitacija zarobila i primorala da se pridrui Sunevoj porodici. Osim toga, nagib ose planete iznosi 3.39 tako da na Veneri praktino nema godinjih doba. Venera je po veliini skoro blizanac Zemlje, a masa i gravitacija su neznatno manje. Veruje se da je jezgro, sainjeno od gvoa i neto manje od Zemljinog, okrueno silikatnim omotaem. Meutim mogue je da jezgro nije posebno izdvojeno, ve da su gvoe i silikati pomeani u itavoj unutranjosti planete. Kora debljine od 25 km do 160 km je sainjena od samo jedne ploe, sastava slinog Zemljinim okeanski basenima. Atmosferu je otkrio ruski naunik Lomonosov 6. juna 1761. godine, posmatrajui prolaz planete preko Sunevog diska. Ovo je izuzetno retka pojava, koja se posle posmatranja Lomonosova desila jo svega tri puta. Sledei

takav dogaaj odigrae se 8. juna 2004. godine. Astronomi XIX veka su zamiljali da ispod njenih prekrasnih oblaka lei raj. Zato je bilo prilino razoaravajue saznanje da iz oblaka koji skrivaju povrinu planete od naih pogleda, pada kia koncetrovane sumporne kiseline i da ugljen dioksid ini oko 97% atmosfere. Preostalih 3% popunjava azot, a u tragovima ima i sumporne i hlorovodonine kiseline, ugljen monoksida, kiseonika i vodene pare. Veoma su esta elektrina pranjenja u atmosferi usled ega se poneki put na tamnom delu Venere vidi slabo, sablasno osvetljenje. Jo jedna od specifinosti Venerine atmosfere jeste da rotira bre od same planete. Spora rotacija obino uslovljava veliki temperaturni raspon. Meutim, pokazalo se da se na Veneri temperatura malo menja od dana do noi. Venera je veoma vrela - na njenoj povrini srednja temperatura iznosi 467C. Neki elementi koji su obino u vrstom stanju kao to su kadmijum, kalaj, olovo i cink, na Veneri su teni. Pritisak je na Veneri takoe izuzetno visok, oko 90 atmosfera to odgovara pritisku u okeanu na Zemlji na dubini od 1000 m gde ne mogu da se spuste ni ronioci sa specijalnom opremom. Visoka temperatura na povrini planete se objanjava efektom staklene bate. Naime ugljen dioksid je prozraan za sve vidljive i ultraljubiaste zrake ali veoma dobro apsorbuje toplotno, odnosno daleko infracrveno zraenje. Zato znatna koliina energije dospeva na povrinu planete u obliku vidljive svetlosti ali se zraenje zagrejane povrine apsorbuje i prenosi kroz celu atmosferu to objanjava i malu temperaturnu razliku dana i noi. Tako je povrinska temperatura na Veneri, usled efekta staklene bate tri puta vea nego to bi bila bez atmosfere. Na Zemlji, trenutno, ovaj efekat die temperaturu za svega 15%. Na Venerinoj povrini je uoljiv manjak kratera, to je jednim delom i oekivano, s obzirom na gustu atmosferu u kojoj sagorevaju svi metori manji manji od kilometra u preniku, koji bi inae ostavili kratere prenika do 15 kilometara. Meutim i veih kratera ima manje nego to je oekivano. Oskudnost kratera je naravno evidentna i na Zemlji, gde je veoma izraena erozija usled rada vetra i vode. Ali Venerina povrina je suvie topla za tenu vodu, a povrinski vetrovi su slabi. Kao jedino mogue reenje namee se da je neki geoloki dogaaj globalnih razmera, kao to je intenzivna vulkanska aktivnost, naglo izbrisao sve kratere starije od 800 miliona godina. Uoeno je vie od 1000 vulkanskih kupa iji prenici premauju 20 km, a skoro milion sa prenicima od preko 1 km. Njih prate karakteristini oblici reljefa vulkanskog porekla, kao to su tokovi lave. Javljaju se jo korone krune strukture koje lie na kratere i arahnoidi formacije koje podseaju na pauinu. Na radio-lokacionoj mapi Venere planinske oblasti sline su kontinentima na Zemlji. Depresije koje bi bile analogne okeanskim basenima na naoj planeti, ovde zauzimaju samo 1/6 povrine, prema 2/3 na Zemlji. Dva, uslovno reeno, kontinenta Venere su Zemlja Afrodite i Zemlja Itar, koji su imena dobili po grkom imenu boginje Venere i po imenu kojim su Veneru zvali u drevnom Vavilonu. Inae, sva oblija na Veneri, uz nekoliko izuzetaka, imenovana su po poznatim enama iz svih svetskih kultura. Zemlja Afrodite se po povrini moe uporediti sa SAD, a Zemlja Itar sa Australijom. Zemlja Itar lei na velikoj visini i po svemu sudei je relativno glatka i mogue je da je pokrivena ohlaenom lavom. U blizini Zemlje Itar nalaze se planine Maksvela, masiv koji se nad srednjim nivoom uzdie itavih 11 km te je mnogo vei od Mont Everesta na Zemlji. Zapadno od Maksvela lei prilino tamna (pa prema tome i glatka) oblast krukolikog oblika koja je nazvana Laksmi plato. Mada se nalazi na visini od 2500 do 3000 m ovo je najglatkija povrina na planeti. Drugi veliki kontinent je Zemlja Afrodite iju severoistonu i severozapadnu granicu obeleavaju planinske oblasti koje se izdiu i do 8000 m iznad srednjeg nivoa. Tu se nalaze i dve doline koje podseaju na Vales Marineris na Marsu. Dve druge svetle oblasti nazvane su Alfa i Beta. Na jugu Oblasti Alfa nalazi se prstenasti objekat koji je dobio ime Eve i verovatno predstavlja stari udarni krater prenika oko 200 km. Predloeno je da svetla taka u centru kratera oznai nulti meridijan na Veneri. Oblast Beta ine dva ogromna vulkana titastog oblika koji su slini vulkanima na Havajima. Kao i njihovi Zemaljski dvojnici oni se uzdiu do 4000 km visine ali zauzimaju neuporedivo veu povrinu. Kosmiki brodovi

Venera-9 i 10 spustili su se u neposrednoj blizini oblasti Beta i ustanovili da se tlo u ovoj oblasti sastoji od bazalta. Kroz guste oblake na povrinu Venere ipak dopire i malo svetla. Prema merenjima kosmikih sondi koje su se spustile na povrinu Venere, osvetljenost na ovoj planeti iznosi oko 10% osvetljenosti na Zemlji, odnosno tamo je mrano kao u tmurni dan. Ipak to nije smetalo da se naine prekrasni snimci povrine planete pri prirodnom osvetljenju, tako da je ovek ugledao tlo Venere, sestre Zemljine, koja je toliko raspaljivala matu pisaca naune fantastike dok nam nije pokazala svoje pravo, negostoljubivo lice. Venera i Zemlja su iz presolarne magline izronile gotove identinog sastava i veliine. Ipak, evoluirale su u dva potpuno razliita sveta. Zato izuavanje ove jo uvek zagonetne planete moe biti od velikog znaaja za nas. Dosadanji rezultati ukazuju da su klima i povrina ove planete u prolosti pretrpele drastine promene. Prouavanje procesa koji su doveli do tih promena mogu nam u mnogome pomoi u razumevanju slinih pojava na Zemlji. Na primer, dugo pre nego to su ozonske rupe postale predmet diskusija, uoeno je da hlor u Venerinoj atmosferi smanjuje koncentraciju kiseonika iznad oblanog sloja. Izuavanje tog procesa je kasnije doprinelo rasvetljavanju slie pojave u Zemljinoj atmosferi, gde vetaki proizveden hlor unitava ozon iz stratosfere. Istraivanja Venere Jo krajem pedesetih godina postalo je jasno da metode optike, infracrvene i ultraljubiaste astronomije nisu pogodni da se sa Zemlje ustanovi ta krije oblani pokrov planete. Radio astronomske metode su omoguile samo da se dobiju globalne karakteristike Venere i tek kosmika istraivanja su razgrnula veo njene tajne. Za tridesetak godina, u pravcu Venere je bilo poslato preko 20 kosmikih brodova koji su omoguili bolje upoznavanje ove planete Prvi kosmiki brod upuen prema ovoj planeti, bila je sovjetska letelica Venera-1. Lansirana je 12. februara 1961. godine, ali je kontakt sa njom izgubljen samo 15 dana kasnije. Ni Venera-2 i Venera-3 nisu poslale nikakve korisne podatke - sa Venerom-2 je izgubljen kontakt neposredno pred dolazak na odredite, dok se Venera-3 razbila o povrinu. Prva Amerika misija Mariner-1, zakazala je svega nekoliko minuta nakon lansiranja. Mariner-2, lansiran 27. avgusta 1962, uao je u istoriju kao prva uspena, meuplanetarna misija. Putovao je 109 dana, da bi proleteo na 35 000 km od planete, i tom prilikom otkrio njenu retrogradnu rotaciju, kao i veliku koncentraciju ugljen dioksida u atmosferi. Takoe, u okviru misije Marinera 2, prvi put je direktno detektovan Sunev vetar, za koji je do tada bilo pretpostavljeno, ali ne i dokazano da postoji. Juna 1967. prema Veneri su gotovo istovremeno bili lansirani Venera-4 i Mariner-5. Sa Venere-4 padobranom je u gue slojeve atmosfere sputen aparat koji je radio samo do visine od 27 km s obzirom da je bio napravljen za relativno mali spoljanji pritisak. Venera-4 je potvrdila postojanje guste Venerine atmosfere koja se uglavnom sastoji od ugljen dioksida. Mariner-5 je vrio merenja plazme oko planete i magnetnog polja. Venera-5 je ula u atmosferu sa none strane 16. marta 1969. i emitovala podatke 53 minuta pre nego to je smrskana pod pritiskom. Slino je prola i Venera-6 koja je samo 24 asa kasnije prodrla kroz atmosferu, takoe sa none strane, i izdrala do 10 km iznad povrine. Decembra 1970. godine na povrinu planete se spustila kosmika letelica Venera-7. Njena aparatura je vrila merenja ne samo tokom sputanja kroz atmosferu ve i 23 minuta na samoj povrini planete. Na mestu njenog sputanja temperatura je bila vea od 450C. Venera-8 koja se na povrinu planete spustila 1972. godine pokazala je, izmeu ostalog, da je bez obzira na oblani sloj, osvetljenost u blizini povrine takva da se snimanje okoline moe vrsiti bez dodatnih izvora osvetljenja. 22. i 25. oktobra 1975. godine Venera-9 i Venera-10 su izvrile sondiranje atmosfere i meko sputanje na povrinu planete, pri emu su po prvi put na Zemlju poslati foto i televizijski snimci mesta sputanja. Takoe je

odreen sadraj prirodnih radioaktivnih elemenata u tlu, a celim tokom sputanja mereni su brzina vetra, sadraj vodene pare, temperatura, pritisak i osvetljenost. Mesto sputanja bilo je 1.5 do 2 km iznad srednjeg nivoa povrine. Tu je pritisak bio 90 atmosfera, a temperatura 460C. Naroito intenzivna istraivanja Venere vrena su 1978. godine kada su prema ovoj planeti lansirani Venera-11 i 12 i ameriki kosmiki brodovi Pionir. Sovjetski brodovi Venera-11 i 12. su se sastojali iz kosmike letelice i modula za sputanje, a u sastavu Pionira-Venere-2 nalazio se jedan veliki modul i tri mala: Sever, Dan i No pri emu nije bilo predvieno njihovo meko sputanje. 4. decembra 1978. godine, Pionir-Venera-1 je priao Veneri i postavio vetaki satelit na cirkumpolarnu orbitu. Pionir-Venera-2 je doao do Venere 9. decembra 1978. i njegovi moduli su bili upueni prema povrini. Uprkos tvrdom sputanju, modul Dan je emitovao informacije sa povrine planete u toku 67 minuta. 21. i 25. decembra 1978. u blizinu Venere su stigli i Venera-12 i 11 od kojih su se odvojili moduli i meko spustili na povrinu planete. U istraivanjima tla Venere jo vie uspeha su imale stanice Venera-13 i 14 iji su se moduli 1982. godine meko spustili na povrinu planete i gotovo 3 sata slali podatke. Fotografije i merenja hemijskog sastava praine i stenja oko stanice, pokazala su da je ispitivani materijal slian vulkanskom kamenju na zemlji. Venerin satelit lansiran sa amerikog kosmikog broda Pionir-Venera bio je snabdeven radarom i time omoguio da se baci pogled ispod oblanog omotaa planete. Radio lokaciona posmatranja sa satelita koja su se pridruila takvim posmatranjima koja su vie od deceniju ranije poela da se vre sa Zemlje, omoguila su da se dobiju grube mape oko 93% povrine planete. Veliki pomak u naem saznanju o Veneri, doneo je kosmiki brod Magelan, lansiran 4. maja 1989. godine. To je prva sonda lansirana sa Spejs atla. Magelan je 10. avgusta 1990. godine stigao u okolinu Venere i poeo da krui oko nje kao satelit, aljui nam dragocene podatke. Njegov misija je bila podeljena u nekoliko ciklusa, od kojih je svaki trajao 243 Zemaljska dana, koliko je potrebno da prebrie celu povrinu. Do 1994, pomou radara, mapirao je celu povrinu planete i njeno gravitaciono polje, sa preciznou kakva do tada nije bila postignuta. Istraivao je opti karakter geologije Venere, udarne kratere i druge oblike reljefa, kao i prisustvo vulkanskih i tektonskih aktivnosti. Neki od njegovih rezultata ukazuju da na Veneri i danas postoje aktivni vulkani. Nije otkrio tektonske ploe. U okviru ove misije, prvi put je testirano i takozvano aeorokoenje, tehnika koji koristi atmosferu planete radi usporavanja ili skretanja letelice. Istraivanje Venere se nastavlja. Evropska Svemirska Agencija planira lansiranje svemirske letelice Venus Express za novembar 2005. Na orbiti oko planete e biti dva venerijanska (tj. 486 Zemljnih) dana, i za to vreme obaviti detaljna ispitivanja atmosfere. Japanski Institut za Svemir i Aeronautiku namerava da u februaru 2007. ka Veneri poalje sondu sa slinim zadatkom. U NASI se razmatra slanje prve amerike misije koja bi ukljuivala i lender. Takva misija, ukoliko bude odobrena, krenue na put najranije 2009. (april 2004) *** ZEMLJA Naa planeta je trea od Sunca i najvea od stenovitih planeta. Zemlja je jedinstvena i po drugim osobenostima. Ona je jedina planeta bez oiglednih kratera, jedina sa tenom vodom, jedina sa obiljem kiseonika u atmosferi i jedina planeta na kojoj se razvio ivot. Sve ove osobenosti su zapravo povezane i Zemlja svoju jedinstvenost duguje sloenoj interakciji niza faktora. Prvi, oigledan uslov je orbita oko Sunca unutar takozvane nastanjive zone u kojoj temperatura dozvoljava postojanje vode u tenom stanju.

Jo jedan neophodan faktor je svakako dovoljno jaka gravitacija da zadri atmosferu. Kada bi bila previe mala da sauva atmosferu, Zemlja bi zavrila slino Mesecu. S druge strane, Zemljina bliznakinja, Venera, je svoju atmosferu dovela do druge krajnosti do zaguljivog gasnog pokrivaa, stotinu puta gueg od Zemljinog. Kako se to dogodilo? Pre svega, svaku eventualnu prvobitnu atmosferu Zemlja, pa i ostale vrste planete, su izgubile usled pojaane Suneve aktivnosti neposredno po formiranju Sunevog sistema. Ali kada se Sunce smirilo do sadanjeg, stabilnog stanja, vulkanski gasovi su poeli da okruuju planetu novom atmosferom, preteno od vodene pare i ugljen-dioksida, sa dodacima sumpornih jedinjenja, ugljen-monoksida i cijano-vodonika. U to vreme i Venera je morala imati slinu atmosferu. Ipak, Zemlja je izbegla Venerinu sudbinu zahvaljujui veoj udaljenosti od Sunca bila je dovoljno ohlaena da bi se vodena para kondenzovala u oblake i pala kao kia. A kako se Zemljina atmosfera gradila postepenim isticanjem gasova iz vulkana, veina ugljen-dioksida je mogla da bude rastvorena u morima; on se nije mogao nagomilavati kao na Veneri. Tako su okeani spasili Zemlju toplotne katastrofe. Dodue, efekat staklene bate postoji i na Zemlji, ali podie temperaturu za samo oko 35C; zapravo, bez njega okeani bi se zamrzli i ivot kakav poznajemo ne bi bio mogu. Takoe, efekat staklene bate zajedno sa ugljenino silikatnim ciklusom odrava Zemljinu klimu u dinamikoj ravnotei. Naime, ugljen-dioksid, koji vulkani stalno izbacuju u atmosferu, reaguje sa silikatnim mineralima iz stena i u vidu kalcijum karbonata tone na okeansko dno. Tokom vremena, tektonske ploe prilikom podvlaenja jedne pod drugu vuku sa sobom ovaj karbonat do gornje mantije, posle ega se ponovo vraa u atmosferu kroz vulkane. Ako bi Zemlja pretrpela globalno zamrzavanje, ugljen-dioksid vie ne bi mogao da reaguje sa mineralima iz stena, tako da bi nastavio da se akumulira u atmosferi sve dok efekat staklene bate ne bi postao dovoljno veliki da dovede do topljenja leda. Potom bi se sa obnovljenim padavinama ugljen-dioksid 'isprao' iz atmosfere i nastavio da krui. Dakle, Zemlja ima prirodan termostat koji odrava povrinsku temperaturu u opsegu tene vode. Za funkcionisanje opisanog ugljenino silikatnog ciklusa je neophodno postojanje tektonskih ploa. To je jo jedna osobenost Zemlje za razliku od ostalih stenovitih planeta, Zemljina kora se sastoji iz najmanje 15 ploa, koje se kreu nezavisno, brzinom od 1 do 10 centimetara godinje. Tamo gde se dve ploe dodiruju i kreu jedna prema drugoj, jedna tone ispod druge i nestaje u toploj unutranjosti Zemlje gde se topi. Struganje jedne ploe o drugu izaziva zemljotrese na povrini, dok svee istopljene stene mogu da probiju sebi put kroz gornju plou i izbiju napolje kao vulkan. Kada se dve ploe koje nose kontinente sretnu, dolazi do nabiranja i stvaraju se dinovski planinski lanci. Tako su se izdigli Himalaji, kada se pre 50 miliona godina Indija sudarila sa Azijom. Ogromnu energiju potrebnu za kretanje ovih ploa obezbeuje toplota osloboena radio-aktivnim atomima u unutranjosti Zemlje, mada jo uvek nije sasvim razjanjeno kako se ta toplotna energija pretvara u kretanje ploa. Jo jedno nedovoljno razjanjeno pitanje je poreklo vode i okeana. Opte prihvaena je teorija po kojoj je voda stigla u vidu vodene pare osloboene prilikom pada ledenih gromada na Zemlju tokom takozvanog perioda 'tekog bombardovanja'. Znatan deo te vodene pare je pobegao iz atmosfere kroz rupe otvorene samim padom ovih ledenih gromada. Takoe, dobar deo ovih molekula vode je bio 'pocepan' ultraljubiastim zraenjem sa Sunca. Ali poto je period 'tekog bombardovanja' trajao dovoljno dugo (oko 700 miliona godina), dovoljno pare je opstalo u atmosferi, da bi se konano kondenzovala u okeane kada se Zemlja dovoljno ohladila. Do skoro omiljena teorija o kometama kao donosiocima ove dragocene supstance je zapala u tekoe otkriveno je da tri komete Halejeva, Hjakutake i Hejl-Bop imaju visok procenat deuterijuma, izotopa vodonika koji u jezgru pored protona ima i jedan neutron. Naime, utvreno je da u ovim kometama deuterijuma u odnosu na obian vodonik ima dva puta vie nego to je sluaj u Zemljinim okeanima. Ako se ispostavi da su ove tri kometa sline onima koje su poseivale Zemlju u prolosti, onda izvor vode moramo potraiti negde drugde. Kao dobri kandidati javljaju se planetezimale i asteroidi iz spoljnog dela asteriodnog pojasa za koje se veruje da su bogati vodom. Po ovoj teoriji svega 10% vode je stiglo sa kometa, tako da je u skladu sa odnosom deuterijuma i vodionika.

to se samog sastava planete tie, Zemlju ine osnovno telo, vodena povrina hidrosfera i gasoviti omota atmosfera. Predstavu o unutranjosti Zemlje dobili smo zahvaljujui seizmikim istraivanjima. Zemljotresi proizvode talase koji nose informaciju o unutranjosti planete i na osnovu tih informacija zakljueno je da je Zemlja nehomogena, tj. da se sastoji od slojeva. Osnovno telo Zemlje se sastoji od kore, mantije (omotaa) i jezgra. Jezgro ima mnogo veu gustinu od prosene gustine Zemlje i sastoji se uglavnom od gvoa i nikla (oko 80 - 90%). Jezgro se deli na tvrdo - unutranje jezgro i neto meki omota spoljanje jezgro. Spoljanji slojevi metalnog jezgra su teni i elektrine struje koje tu nastaju stvaraju magnetno polje koje okruuje planetu. Gustina unutranjeg jezgra je izmeu 15 i 18 gr/cm3, a temperatura iznosi oko 6900 K. Danas se smatra da je u jezgru skoncentrisano oko 10 20% ukupne mase Zemlje. Mantija ili omota Zemlje se moe podeliti na tri dela; donja mantija, prelazna zona i gornja mantija. Ovaj deo Zemljine unutranjosti je sloeniji, ne samo po obilju prisutnih hemijskih elemenata, nego i po tome to minerali obrazovani od tih elemenata, pri izmeni temperature i gustine menjaju svoju kristalnu strukturu. Posebno je interesantan sloj gornje mantije, ija je temperatura bliska temperaturi topljenja materijala, tako da tu dolazi do obrazovanja tenih frakcija koje dovode do magmatskih izliva na povrini Zemlje. Elastinost mantije dovodi do kretanja vanjskog Zemljinog omotaa litosfere (sloj debljine do oko 100 km, a sainjavaju ga kora i pokrov mantije). Zemljina kora je razliite debljine, od 5 10 km ispod okeana, do 25 - 90 km na kopnu. Uzima se da je prosena debljina kore oko 35 km. Gornji slojevi Zemljine unutranjosti su neto bolje ispitani. Pored litosfere i kore, postoje astenosfera i tektonosfera. Astenosfera je oblast ispod litosfere dubine oko 100 km. Tektonosfera obuhvata koru i gornje delove mantije. Okeanska tektonosfera je identina litosferi, dok kontinentalna moe imati dubinu i do 400 km. Mi ivimo na dnu vazdunog okeana atmosfere. Malo ko bi se dao ubediti da na sebi nosi oko 40 kg tereta neznatnog dela ovog omotaa. Masa atmosfere je mnogo vea i iznosi oko 5.16x1018 kg. Ovaj pritisak opada kako idemo ka gornjim slojevima atmosfere, tako da je oko 50% mase atmosfere smeteno u omota ija je debljina oko pet kilometara (visina nad povrinom), u sloju visine do 10 km smeteno je oko 75% mase, a oko 90% mase se nalazi u vazdunom omotau od 16 kilometara. Atmosfera nema tano odvojenu granicu, a ukupna debljina vazdunog sloja se procenjuje na oko 10000 km. Zemljina atmosfera je neto interesantnija za astronome zbog toga to predstavlja filter u kojem ostaje veliki broj informacija koje stiu sa udaljenih objekata. Do Zemljine povrine stie samo mali deo elektromagnetnog zraenja. Pored toga tu su i drugi efekti koji utiu na posmatranja (refrakcija, apsorpcija, turbulencija itd.). Atmosfera je sastavljena od oko 77% azota, 21% kiseonika i 1% vodene pare, dok svega 1% otpada na sve ostale elemente, od ega ugljen dioksid (kojeg najvie ima u atmosferi Venere i Marsa) ini oko 0.03%. Zemljina atmosfera je slojevita. Najee se pominju podele po sastavu hemijskih elemenata u odreenim slojevima i po karakteristinim promenama temperature sa visinom do kojih dolazi usled sloenie zavisnosti od pritiska, zraenja i fotohemijskih procesa. Po zakonima fizike moe se oekivati da e tei elementi biti u niim slojevima, a laki da se nalaze na veim visinama. Meutim, zbog turbulentnih kretanja to nije sluaj, negde do oko 120 km visine, i ovaj deo se naziva hoiosfera. Na veim visinama dolazi do raslojavanja hemijskih elemenata taj deo se naziva heterosfera. U heterosferi na visinima do 250 km najzastupljeniji je azot, zatim do 700 km kiseonik i do visina 1500 km najzastupljeniji su helijum i vodonik. Spoljanji omota Zemljine atmosfere ini vodonik i ovaj deo se naziva vodonina geokorona. Po temperaturskoj zavisnosti od visine, Zemljina atmosfera se deli na troposferu, stratosferu, mezosferu i termosferu.

U troposferi, polazei od povrinskih delova Zemlje ka gornjim delovima ovog sloja, temperatura opada. U zavisnosti od mesta na Zemlji i od vremena, troposfera se prostire do visine od 9 do 17 km. Gornja granica troposfere naziva se tropopauza. U troposferi se stvaraju oblaci i dolazi do padavina. Troposfera je razliita od mesta do mesta na Zemljinoj povrini; takoe se menja i sa promenom geografske irine i godinjeg doba. Stratosfera se prostire do oko 55 km visine iznad povrine Zemlje. U ovom delu atmosfere se nalazi sloj ozona, koji apsorbuje ultraljubiasto zraenje. U niim slojevima stratosfere temperatura je konstantna, na visini veoj od 25 km temperatura lagano raste, tako da na visini od oko 50 km dostie vrednost od 0 10C. Inae temperatura se u ovom sloju menja u zavisnosti od godinjeg doba. Mezosfera, sloj iznad stratosfere, prostire se do visine od oko 85 km. U ovom sloju dolazi do pada temperature sa visinom. Interesantno je da za razliku od troposfere i stratosfere, gde je temperatura vea leti nego zimi, ovde je obrnuto, temperatura ovog sloja je vea zimi nego leti. Gornje delove mezosfere od sledeeg sloja termosfere odvaja mezopauza. U termosferi temperatura brzo raste, od 90 na visini od oko 90 km, do 1500C na visini od oko 400 km. Zapravo, termosfera je veoma osetljiva na promene Suneve aktivnosti i maksimalna temperatura u njoj varira od 500C do 1500C. Uzrok tako velikih temperatura je izloenost Sunevom i kosmikom zraenju. Na veim visinama temperatura se ne menja sa visinom. Temperatura i gustina ovog dela atmosfere se menjaju u velikom opsegu i u zavisnosti od dela dana i godinjeg doba. Sateliti su ustanovili da je gustina vea od 1.5 do 2 puta danju nego nou na visini od 200 km. Na veim visinama ova razlika je drastinija; na visini od 600 km gustina danju je ak 6 - 8 puta vea nego nou. Inae, gustina termosfere je jako mala po ljudskim merilima to je gotovo vakuum. Ali to malo atoma i molekula se lako jonizuju visoko energetskim Sunevim i kosmikim zraenjem i prireuju nam predivne prizore polarne svetlosti i omoguuju prenos radio talasa kroz atmosferu. Atmosfera se zavrava egzosferom iz koje atomi i molekuli stalno bee u svemir. Gornja granica mezosfere je oko 5000 km. Magnetno polje Zemlje se moe predstaviti magnetnim dipolom, a osa magnetnog polja zaklapa ugao od 11.5 u odnosu na osu rotacije. Na ekvatoru srednja jaina polja iznosi oko 0.31 Gs, a na severnom i junom polu je oko dva puta vea. Najvie uticaja na magnetno polje Zemlje imaju estice iz Sunevog zraenja. Sunevo zraenje perturbuje geomagnetno polje, tako da ono ima izduen oblik, tj. magnetni rep je okrenut na suprotnu stranu od Sunca. Granica koja razdvaja magnetno polje Zemlje od perturbovanog kosmikog magnetnog polja naziva se magnetopauza. Magnetopauza okruuje magnetosferu - magnetno polje Zemlje. Dimenzije magnetosfere mogu biti razliite, a zavise od aktivnosti Sunca. U pravcu ka Suncu magnetosfera se prostire na oko 10 Zemljinih prenika, a na suprotnu stranu od 900 do 1000 Zemljinih prenika. Polarnost magnetnog polja Zemlje je takva da je juni magnetni pol smeten blizu severnog geografskog pola, a severni magnetni pol blizu junog geografskog pola. Interesantno je da se ova polarnost menja. Istraivanja namagnetisanja materije pokazala su da se ova polarnost za vreme od 4.5 milijardi godina (od kada je Zemlja roena) promenila vie puta. Takoe, od kada je otkriven (1831), pa do danas, juni magnetni pol je prevalio put od oko 1000 km! Danas se kree brzinom od oko 40 km godinje. Za razliku od Merkura i Venere, Zemlja ima jedan prirodni satelit Mesec. Srednje rastojanje Mesec Zemlja iznosi oko 384400 kilometara. Masa Zemlje je 81.3 puta vea nego masa njenog pratioca; stoga se centar mase sistema Zemlja Mesec nalazi unutar Zemlje, i to blie povrini nego centru Zemlje. Posmatrana sa Meseca, Zemlja je plavkasta i ta boja potie od vodene povrine, koja prekriva oko 71% ili skoro 2/3 Zemljine povrine. I da sumiramo. Mnoga pitanja su jo uvek nedovoljno razjanjena. Do odgovora emo doi izuavanjem, ne samo nae planete, ve i njenih suseda Venere i Marsa. Do sada smo nauili da je ovaj po mnogo emu jedinstven svet stvoren i oblikovan sloenom interakcijom mnotva faktora: orbita u nastanjivoj zoni, dovoljno jaka gravitacija, efekat staklene bate zajedno sa ugljenino silikatnim ciklusom ostvarenim kroz vulkanizam i kretanje tektonskih ploa, slojevita atmosfera koja spreava gubitak vode itd. Sve ove osobenosti su Zemlji

omoguile da postane za sada jedina poznata oaza ivota, to je ujedno ini i najivopisnijom planetom Sunevog sistema.

MARSOd svih planeta Mars je oduvek najvie podsticao matu sanjara. Poetkom prolog veka, podstaknut ranijim posmatranjima ovanija Skjaparelija koji je na Marsu uoio mreu svetlih i tamnih linija, uveni astronomPersival Lovel podigao je posebnu opservatoriju za prouavanje te planete. Skjapareli je ove pruge nazvaokanalima, a Lovel je bio ubeen da ih je nainila napredna marsovska civilizacija da bi navodnjavala pustinjevodom iz Marsovih polarnih kapa. Kanali su bili toliko pravolinijski da bi morali da budu vetaki, a poto je Mars liio na isueni svet, ta bi bilo prirodnije nego meliracioni radovi tako velikih razmera. Takoe, verovao je da do sezonskih promena boje tamnih podruja dolazi zbog bujanja i zamiranja vegetacije. Meutim, posle misije Marinera-9, postalo je sasvim jasno da o nekakvim kanalima na Marsu nema ni govora, a da tamne oblasti nisu vegetacija, ve naprosto oblasti odakle je svetla povrinska praina oduvana sezonskim vetrovima. Ipak postavlja se pitanje kako su iskusni astronomi poput Lovela i mnogih drugih, mogli tako da se zavaraju. Pravi odgovor je teko dati. Izgleda da su svi oni samo strano eleli da vide kanale i da su podlegli optikoj varci. U maloj titravoj slici u okularu teleskopa neke crte reljefa Marsa oko posmatraa spaja u linije koje zapravo nepostoje. Mnogi naunici XVII, XVIII i XIX veka smatrali su da je klima na Marsu i Veneri pogodna za ivot i da su ove planete naseljene razumnim biima. Matovitiji su poeli da strahuju da bi itelji Marsa mogli da napuste svoju, sve suvlju, planetu i nasele na vlani svet. To je inspirisalo Orsona Velsa da 1938. priredi radiodramsku verziju klasinog naunofantastinog romana Rat svetova Herberta Dorda Velsa, premestivi poprite radnje iz Engleske u istoni deo Sjedinjenih Drava. Milioni Amerikanaca, obuzeti predratnom psihozom, poverovali su da je uistinu otpoela invazija Marsovaca. Poslednji put Mars je uznemirio duhove 1976. kada je Viking-1 poslao sliku takozvanog Lica sa Marsa. U pitanju je konfiguracija u oblasti Cydonia koja neodoljivo podsea na ljudsko lice. Romantini duhovi poeli su da zagovaraju teoriju da ta formaciji mora biti neimarsko delo inteligentnih bia. Meutim Mars GlobalSurveyor je aprila 1998. razobliio jo jednu ljudsku legendu o Marsu, poslavi sliku visoke razdvojne moi iste oblasti. Pokazalo se da je to ustvari samo skup stena, grebena i brda, koje su nedovoljno precizni merni instrumenti, igra svetlosti i senke i ljudski um pretvorili u gigantski spomenik kulture vie civilizacije. Jo poetkom XIX veka bilo je poznato da se Mars okrene oko svoje ose za gotovo tano 24h. Jo jedna neobina podudarnost predstavlja podatak da je Marsova osa rotacije nagnuta u odnosu na ravan orbite za oko 24, samo stepena vie od Zemljine, te prema tome i na ovoj planeti postoje godinja doba slina naim. Mars krui oko Sunca na srednjem rastojanju od 227.9 miliona km prosenom brzinom od 24.1 km/s, po orbiti koja je nagnuta u odnosu na ekliptiku za 1.8. Marsovska godina je dua od Zemljine i traje 687 dana, s obzirom da je 1.524 puta dalji od Sunca nego Zemlja. Znajui da je prenik Marsa upola manji od Zemljinog, a sila tee na povrini planete svega 0.38 Zemljine, astronomi su jo u to doba zakljuili da atmosfera Marsa mora biti mnogo rea od nae. Spektralna istraivanja pedesetih godina pokazala su da preko 95 % Marsove atmosfere ini ugljen dioksid, a preostalih 4% popunjavaju azot, argon, kiseonik i vodena para. Za razliku od Zemlje, nema ozonski omota. Bez obzira na razreenost Marsove atmosfere u njoj se esto vide kondenzacioni oblaci kao i oblaci praine. Oblaci se razvijaju kada se atmosferski ugljen dioksid kondenzuje u hladnim polarnim oblastima zimske polulopte. Na srednjim irinama u oblake se kondenzuje vodena para i oni sadre obian led. Oblaci se formiraju i kada se uzlazne struje vazduha u planinskim oblastima hlade, kao to je to na primer u blizini velikih vulkana u oblasti Tharsis. Dakle, oblaci na Marsu mogu biti na bazi vode kao i na Zemlji ali i na bazi ugljen dioksida. Tipian meteorolki izvetaj sa Marsa mogao bi da glasi: maksimalna dnevna temperatura oko 30C. U toku noi temperatura e opasti do 86C. Atmosferski pritisak 7.78 milibara, to je uzgred reeno, kao na 38 kmnoi kada

je poeo da duva jugozapadni vetar brzine oko 24 km/s. iznad Zemljine povrine. Lak istoni vetar u kasno popodne promenio se posle po Pretpostavlja se da Mars ima jezgro neto manje od Zemljinog, sastavljeno preteno od gvoa i okrueno silikatnim omotaem dok je tanka kora prekrivena oksidom gvoa. Prve pokuaje dosezanja Marsove orbite preduzeo je SSSR poetkom 60-ih, ali prvi kosmiki brod koji je to uspeo bio je ameriki Mariner 4 koji je 1965. poslao fotografije Marsa koje su po kvalitetu bile uporedive sa fotografijama Meseca koje se mogu dobiti sa Zemlje. etiri godine kasnije, pored Marsa su proletele dve nove letelice: Mariner-6 i Mariner-7. Godine 1971. Mariner-9 je uao u orbitu oko Marsa i kruio oko godinu dana. To je ujedno i prva letelica postavljena na orbitu oko neke planete. Misije Vikinga 1 i Vikinga 2, 1976. godine, sastojale su se iz dva dela: orbitera i lendera. Viking 1 je radio tokom 4 godine, a drugi orbiter 2 godine. Zajedno su poslali vie od 55000 fotografija. Oni su sakupljali podatke o vremenu na povrini planete i merili temperaturu, pritisak, brzinu i pravac vetra due od cele marsovske godine. Vaan rezultat misije Viking je i kartografisanje cele planete od severnog do junog pola i to sa razdvojnom moi od 1 km, dok je skoro 10% njegove povrine snimljeno tako da se jasno vide ak i detalji manji od 100 m. Na snimcima okoline, koje je na mestu sputanja nainio Viking, jasno se vidi pustinja zasuta kamenjem, koja se protee sve do blago zatalasane linije horizonta. U neposrednoj blizini broda snimljeni su ak i kamenii ije su dimenzije nekoliko milimetara. Boja tla na mestu sletanja bila je crvenkasto ria zbog prisustva oksida gvoa, koga je prema hemijskoj analizi tla bilo oko 14%. Veliko iznenaenje je predstavljala ruiasta boja neba crvene planete, uslovljena verovatno sitnim esticama koje uzvitlane peanim burama lebde u atmosferi. Obavljeni su i bio-hemijski eksperimenti sa ciljem otkrivanja jednostavnih oblika ivota. Prvi rezultati su izazvali zabunu jer su razliiti testovi dali suprotne rezultate ali smatra se da je najverovatnije da su svi pozitivni rezultati izazvani neoekivanim reakcijama Marsovog tla. Pitanje ivota na Marsu ponovo je pokrenuto 1996. godine, kada je utvreno da je meteorit ALH84001, izvaen iz dubina antarktikog leda, poreklom sa Marsa. Naime, kada su izvrene prve analize, objavljeno je da su pronaeni fosili nekih jednostavnih bakterija. Kasnijim analizama se ispostavilo da pronaeni tragovi ne moraju biti organskog porekla ve da mogu nastati i nekim drugim sloenim hemijskim procesima. Dananja nauka jos uvek nije u stanju da da definitivan odgovor na ovo pitanje. Pogled na Marsovu povrinu izbliza pokazuje puno interesantnih oblika reljefa. Severna polarna kapasastavljena je od obinog leda, a juna od takozvanog suvog leda tj. smrznutog ugljen dioksida. To je posledica injenice da su zime na jugu hladnije jer je tada Mars dalje od Sunca. Takoe je uoeno da se polarne kape uveavaju i smanjuju u raznim godinjim dobima. Ako se zanemare polarne kape, itav Mars izgleda kao da je sastavljen iz dve razliite polulopte. Juna je neto via od srednjeg topografskog nivoa i obiluje kraterima iz najranije istorije Marsa. Severna polulopta je neto ispod srednjeg topografskog nivoa i njena povrina je mlaa. Njome se pruaju blage i prostrane ravnice i visoke vulkanske visoravni. Granica izmeu ovih oblasti je iroka i strma. Najupadljivija oblast june polulopte je sistem ogromnih kanjona koji se u duini od 4000 km prostiru gotovoparalelno ekvatoru. To su Vales Marineris koja se protee na 2700 km i kanjon Coprat koji se nastavlja na nju. Ovaj sistem kolosalnih kanjona ima na pojedinim mestima irinu i od 500 km i dubinu od 6000 m. koji bi stajao na dnu uopte ne bi bio svestan da se nalazi u kanjonu jer bi njegovi obronci bili ak iza horizonta! Kanjon na kraju nestaje u Bisernoj zemlji, koja se sa Zemlje vidi kao tamna oblast. Posmatra Na severnoj polulopti se nalaze dve velike oblasti ogromnih vulkana Tharisis i Elysium. Oblast Tarsis, koja dosee deset kilometara u visinu, je prostrana vulkanska visoravan, sa koje se uzdie vie vulkana. Najvei od njih zove se Olympus Mons. To je istovremeno najvei vulkan u Sunevom sistemu. Po visini trostruko nadmauje Himalaje, a dva i po puta je vei od Mauna Kea, najvieg vulkana na Zemlji (raunajui od dna okeana Mauna Kea je visok 9.754 km i tako je najvia planina na Zemlji). Mnogobrojne kaldere na vrhu ove planine podseaju na

kaldere Havajskih vulkana. Svi Marsovi vulkani su ugaeni ali u prolosti su imali veliku ulogu u formiranju reljefa planete. Na Marsu esto nastaju peane oluje koje zahvataju ograniene oblasti povrine. Osim njih svake godinekada se Mars nalazi u perihelu, taki na putanji koja je najblia Suncu, razvijaju se snane peane oluje kojemogu da zahvate i celu planetu. One poinju krajem prolea na junoj polulopti, iznenada, pri emu se naovrini vidi bljetea bela traka koja se protee i nekoliko hiljada kilometara. U toku prvih nekoliko danaoblak peska i praine iri se veoma sporo a zatim naglo raste, uglavnom u pravcu zapada, opasujui zanekoliko nedelja celu planetu. Velike pustinje prekrivene peanim dinama nalaze se oko severne polarne kape. Dine izgledaju kao okamenjene, pri emu je vezivni materijal najverovatnije led, kao to je to sluaj i na Antarktiku. p Usled jakih vetrova krateri na Marsu esto imaju tamne repove, istegnute sve u istom pravcu, koji predstavljaju stenovitu podlogu ogoljenu vetrom. Drugi krateri imaju svetle repove. To su nanosi peska i praine stvoreni vetrom. Takva struktura omoguava astronomima da sastave vrlo precizne karte sezonskih vetrova. Jedan od kratera na Marsu nosi ime Milutina Milankovia. Mada se na satelitima spoljanjih planeta vodeni led nalazi u velikim koliinama, Mars je jedina planeta, osim Zemlje, na kojoj je u prolosti povrinom tekla voda. Ostaci starih renih tokova i tragovi delovanja vode jasno se vide na fotografijama. Veliki kanali nastaju na junim visoravnima i upravljeni su prema severnim nizijama. Oni dostiu duine i od 1000 km a neki su na pojedinim mestima iri od 100 km. U maju 2002. Mars Odyssey je detektovao velike koliine vode u vidu leda na svega metar ispod povrine, u irokoj oblasti blizu junog pola. Osim presahlih renih tokova i renih dolina, na Marsu se vide i ostaci tokova lave, kao i kanjoni nastali usled kompleksnog delovanja pukotina u tlu, izliva magme, usled obruavanja svodova zbog topljenja leda u tlu i erozionog delovanja vodenih tokova. Oko Marsa, boanstva rata, krue dva satelita, Fobos strah i Dejmos uas. Iznenaenje je predstavljala razlika u njihovoj povrinskoj strukturi. Na Fobosu se jasno vide brazde, koje su povezane sa kraterom Stikni iji prenik od 10 km dostie gotovo polovinu prenika satelita. Ove brazde ije su irine od 100 do 200 mplimskih naprezanja ili rasedanja tla. Potpuno jednoznaan odgovor za sada nije dobijen. Na Dejmosu je sloj regolita znatno deblji nego na Fobosu, a krateri sa prenikom manjim od 50 m izgleda da su pokriveni slojem praine. Oba satelita imaju sivu boju i svetlost odbijaju poput najprostijih meteorita, ugljeninih hondrita. Asteroidi u blizini Marsa su svetliji, pa Fobos i Dejmos verovatno predstavljaju posetioce iz spoljanih delova Sunevog sistema, koje je bog rata zarobio. mogu biti posledica pada meteorita, Mars je jedina planeta dovoljno velikoduna da i amaterima pokae detalje svoje povrine. To je prva od spoljanjih planeta tako da njena pojava nije vezana za jutro ili vee, odnosno za blizinu Sunca. Uz pomo manjeg teleskopa vidi se kao crvenkasti disk na kome se mogu zapaziti detalji povrine, polarne kape iponekad beliasti oblaci od vodene pare i ugljen dioksida i ukasti od praine. Mars takoe pokazuje malu promenu faza. To se naroito moe zapaziti u vreme kada Sunce, Mars i Zemlja ine prav ugao. Tada faza iznosi oko 88%. Zla kob koja je pratila rana istraivanja Marsa (rusi su izgublil kontakt sa sondama Mars 3 i Mars 6neposredno po sputanju), nastavila se tokom devedesetih. Krajem 1993. godine u blizinu Marsa je trebao da stigne ameriki kosmiki brod Mars Observer ali je samo dva dana pre ulaska u orbitu komunikacija sa njim prekinuta iz nepoznatih razloga. Ruski Mars-96 orbiter/lender je pao ubrzo nakon lansiranja. MarsClimate Orbiter, koji je trebao da prouava Marsovu klimu, lansiran je 1998. ali je zbog greke u mernim jedinicama prebrzo uao u Marsovu atmosferu i sagoreo (zaboravljeno je da se engleske merne jedinice pretvore u metrike!). Mars Polar Lender je 3. decembra 1999. uspeno i po planu stigao do Marsa. Letilica je otpoela sputanje na planetu i nakon toga se vie nije oglasila. Zajedno sa njom izgubljene su i dve sonde iz programa Deep Space 2, koje su trebale da se zabiju ispod Marsove povrine.

Mars Global Surveyor (lansiran 1996.) je posle ozbiljnih neprilika ipak nastavio svoju misiju kartografisanja povrine sa dotad nepostignutom razdvojnim moi. Potpuno uspeno svoju misiju obavio je Mars Pathfinder koji se spustio na Mars 4. jula 1997. Misija se sastojala iz lendera i rovera za izuavanje stenja i povrine kojim je upravljano sa Zemlje. Na samom poetku 21. veka otpoela je prava invazija na Mars. Trenutno je aktivno nekoliko misija. Pored ve pomenutih Mars Global Surveyor i Mars Odyssey, na orbiti je i Mars Expess Evropske Svemirske Agencije (izgubljen kontakt sa lenderom Beagle 2). Po samom Marsu se etaju roveri Spirit i Opportunity. Do sada su nali veoma jake dokaze da je voda nekad tekla povrinom crvene planete. Veruje se da se Opportunity nalazi na mestu koje je nekad zapljuskivalo slano marsovsko more. Do kraja tekue decenije NASA planira da lansira jo nekoliko misija. Mars Reconnaissance Orbiter (2005) iji e glavni zadatak biti potraga za jo dokaza o prisustvu vode u prolosti, kao i detektovanje vode i leda ispod povrine, izuavanje klime i nalaenja mesta za sputanje buduih misija.. Phoenix (2007) e biti prva sonda sputena u polarne krajeve, a Mars Science Laboratory (2009) prva prava dugotrajana mobilna laboratorija. Sledeu dekadu bi trebalo da obelei vraanje prvih uzoraka Marsovog tla na Zemlju. Sve ove misije imaju zadatak da utru put prvoj ekspediciji na Mars sa ljudskom posadom.

JUPITERJupiter je planeta koja sa pravom nosi ime kralja svih bogova. Ne samo da je najvea planeta, ve svojom masom skoro dva i po puta nadmauje masu svih ostalih planeta zajedno. Astronomi ga esto nazivaju promaenom zvezdom jer su zastupljeni isti elementi i u istom odnosu kao u zvezdama oko 90% vodonika i 10% helijuma ali nikad nije dostigao dovoljnu temperaturu koja bi pokrenula termonuklearne reakcije. Da je nekoliko desetina puta masivniji, na planetarni sistem bi imao dva sunca. Sjaj Jupitera na nebu nadjaava jedino sjaj Venere, naravno ne raunajuci Mesec i Sunce, tako da je veoma pogodan za posmatranje malim teleskopom. Kroz amaterski teleskop lepo se vidi osvetljeni disk pun detalja. etiri Galilejeva satelita mogu se posmatrati amaterskom opremom, pa ak i obinim dvogledom. Njihov poloaj se menja iz asa u as, kako se obru oko planete. Posle upoznavanja sa unutranjim planetama tokom ezdesetih i poetkom sedamdesetih godina, dolo je vreme da se upute misije ka velikim spoljanjim planetama, Jupiteru, Saturnu, Uranu i Neptunu. Letovi Pionira 10, Pionira 11, Vojadera 1 i Vojadera 2, praeni su sa velikim interesovanjem. Prolaz svakog od ovih kosmikih brodova pored neke planete predstavljao je pravu malu revoluciju u poznavanju Sunevog sistema. Prva sonda upuena prema spoljnim planetama je Pionir 10, lansirana 3. marta 1972. u Kejp Kanaveralu. Tvorce Pionira 10 muile su mnoge brige u vezi sa njegovom sudbinom. Neki su postavljali pitanje o verovatnoi bezbednog prolaska sonde kroz pojas asteroida. U ovaj pojas Pionir 10 je uao jula 1972. i ostao u njemu sve do februara 1973. Ispitivanja u toku leta pokazala su da je verovatnoa sudara objekta veliine Pionira 10 sa nekim veim asteroidom mala i da pojas asteroida ne predstavlja nepremostivu prepreku koja bi oveka zadravala u Sunevoj blizini. etvrtog decembra 1973. Pionir 10 prolazi na rastojanju od 130 000 km od Jupitera i alje vie od tri stotine slika Jupitera i njegovih satelita. Petog aprila 1973, lansiran je i Pionir 11. Ve 3. decembra 1974. godine on prolazi na oko 40 000 km od Jupitera i koristei njegovo gravitaciono polje kao odskonu dasku biva usmeren prema Saturnu. Period izmedju 1976. i 1978. godine bio je izuzetno pogodan za upuivanje kosmikih letelica ka spoljanjim planetama. Raspored planeta bio je takav, da kada sonda posle godinu dana stigne do Jupitera, gravitacija ove dinovske planete moe da je skrene ka Saturnu, ovaj ka Uranu a Uran dalje ka Neptunu. Na ovaj nain, ne samo da bi se jednom ekspedicijom posetile ove spoljanje planete sem Plutona, nego bi se i trajanje puta do Urana i Neptuna znatno skratilo. U normalnim prilikama let do Urana trajao bi 16 a do Neptuna itavih 20 godina. Korienjem gravitacionih polja usputnih planeta, let se skrauje na 9 odnosno 12 godina. Ovako povoljna prilika

ne ponavlja se esto, sledea ce biti tek 2155. godine. Zato su ameriki naunici reili da ostvare Veliko putovanje odnosno da upute kosmiki letelice koji e posetiti Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Uprkos velikim finansijskim tekoama i drugim preprekama na koje se nailazilo, poto su aparature Vojadera proradile u blizini Neptuna, ovaj projekat se ostvario. U okviru misije Vojader, prema Jupiteru i ostalim spoljnim planetama su upuene dve sonde. 20. avgusta 1977. u Kejp Kanaveralu je lansiran Vojader 2. Vojader 1 je lansiran kasnije, 5. septembra iste godine, ali je njegova putanja bila takva da je ubrzo prestigao Vojader 2 i naao se na elu misije. Osnovni cilj misije bio je ispitivanje Jupitera, Saturna i njihovih satelita, naroito Titana. Vojader 2 je pod uslovom da uspe misija Vojadera 1, trebalo da produi prema Uranu i Neptunu. Danas, posle Pionira i Vojadera i neto skorije misije Galileja, znamo da je Jupiter skoro u celini teno telo osim malog, gvozdeno silikatnog jezgra u centru, u kome temperatura dostie 30000 K. Iznad ovog jezgra nalazi se sloj tenog vodonika debljine 70000 km, koji zauzima gotovo celu zapreminu planete. Meutim, pritisak u Jupiterovoj unutranjosti, koji je sto miliona puta vei od pritiska u Zemljinij atmosferi, pretvara ga u potpuno nesvakidanji oblik metalni vodonik u tenom stanju. Obian teni vodonik je samo gusto pakovanje vodonikovih molekula; ali u Jupiterovoj unutranjosti ti molekuli su razbijeni na pojedinane atome. U tako gustoj skupini atoma neki pojedinani elektroni mogu da se oslobode i provode elektrinu struju. Stalno meanje Jupiterovog jezgra proizvodi jake struje, a one stvaraju magnetno polje deset puta jae od Zemljinog. Dalje, prema povrini, vodonik gubi metalna svojstva ali ostaje u tenom stanju. Jo dalje, gustina vodonika opada, da bi se konano stopio sa atmosferom, tako da Jupiter nema vrstu povrsinu. Debljina atmosfere je oko 1000 km. Gornji sloj oblaka sastoji se od kristalia amonijaka, srednji od amonijum bisulfida a donji od kristalia vode. Prisustvo amorfnog crvenog fosfora, vodoninih i amonijanih polisulfida i sumpora, boji Jupiter crvenom, braon i utom bojom. Nekoliko stotina godina atmosfera Jupitera krila je veliku zagonetku. To je velika crvena pega koju je otkrio Kasini 1665. godine. Danas je ustanovljeno da je ova tvorevina, iroka 14000 km a dugaka 30 - 40 000 km, to je dovoljno da u nju stanu tri Zemlje, ustvari oko dinovskog tornada koji traje ve stotinama godina i prema kome su najjai Zemaljski uragani obini povetarci. Danas se ak zna kako mirie crvena pega. Zahvaljujuci prisustvu fosfina, koji je glavni sastojak arome belog luka i crvena pega ima takav miris. U ovako surovoj atmosferi u kojoj vetrovi u ekvatorijalnim oblastima duvaju brzinama od 400 km/h, i sa pranjenjima prema kojima su munje i gromovi na Zemlji deija igraa, mesta za ivot ima samo u naunoj fantastici. Radio-astronomska istraivanja Jupitera su takoe donela niz znaajnih rezultata, i postavila neka interesantna pitanja. Godine 1955. otkriveno je radiozraenje Jupitera. Energija bljeskova radiozraenja na Jupiteru odgovara energiji milijarde istovremenih bljesaka munje na Zemlji. Takoe, utvreno je da Jupiter usled nekog unutranjeg izvora toplote oslobaa dva puta vie energije nego to prima od Sunca. Veruje se da bi izvor te energije moglo da bude postepeno skupljanje planete, to je teko proveriti jer potrebno skupljanje iznosi svega jedan milimetar godinje. Jupiter je planeta sa najbrom rotacijom u Sunevom sistemu. Jednom oko svoje ose se obrne za svega 9.84 asa i to brzinom koja iznosi 45 km/h, to je gotovo ista brzina kojom se kree oko Sunca! Usled ovako brze rotacije, i snanih vetrova, temperatura u atmosferi izmeu none i dnevne strane je veoma ujednaena, oko 150C. Kruei na srednjem rastojanju od 778 miliona km, Jupiter napravi pun krug oko Sunca za 11.86 godina. U ovaj gasoviti din, sa prenikom od 142 900 km, moglo bi se smestiti ravno 1323 Zemaljskih kugli, a njegovoj masi odgovara 318 Zemljinih masa. Vojader 1 je prilikom prolaska pored Jupitera otkrio prsten oko ove planete. Jupiterov prsten je debeo manje od jednog kilometra a irok 6000 km i nalazi se na 128 000 km od centra planete unutar orbite satelita Amaltee. Sastavljen je od veoma tamnih estica. Njegov sjaj je vie od 10 hiljada puta manji od sjaja Saturnovih prstenova pa ga je veoma teko posmatrati sa Zemlje. Ipak, grupa amerikih astronoma uspela je da ga posmatra i sa nae

planete, ali ne u vidljivoj nego u infracrvenoj oblasti spektra. Dimenzije estica koje ine prsten kreu se od nekoliko mikrona do nekoliko metara i one naprave krug oko Jupitera za oko 7 asova. Po svemu sudei, prsten je u stvari neformirani satelit koji se nalazi toliko blizu planete da je usled destruktivnog delovanja gravitacionih sila postojanje satelita teorijski nemogue. Prsten oko planete je ranije smatran za izuzetnu pojavu, a danas, kod planeta Jupiterovog tipa, on postaje pravilo. Posle prolaska Vojadera bilo je poznato 16 Jupiterovih satelita. Oni se mogu razvrstati u etiri grupe. Najblii Jupiteru su etiri mala satelita (Teba, Metis, Amaltea, Adrastea),a zatim slede veliki Galilejevi sateliti Io, Evropa, Ganimed i Kalisto. Treu grupu ine mali sateliti na koji krue oko Jupitera na razdaljini izmeu 11 i 12 miliona kilometara (Leda, Himalia, Lisita i Elara). Najdalju grupu ine Ananka, Karma, Pasifa i Sinopa koji krue retrogradnim orbitama. Danas porodicu Jupiterovih sateleta ini ak 62 lana. Veina spoljanjih satelita su zapravo zarobljeni asteroidi. etiri najvea Jupiterova satelita otkrio je 1610. godine Galileo Galilej pa se Io, Evropa, Ganimed i Kalisto, nazivaju Galilejevi sateliti. Sateliti Jupitera su esto pomagali oveku da dobije bolju predstavu o Vasioni i shvati neke od fizikih zakona. Na primer otkrie Galilejevih satelita je pokazalo da Zemlja nije jedinstveni centar kretanja u Vasioni to je mnogima pomoglo da napuste geocentrinu sliku sveta. Ole Remer je 1675. godine izmerio po prvi put brzinu svetlosti, koristei posmatranje pomraenja Jupiterovih satelita, a matematika analiza kretanja satelita, ukazala je poetkom veka na znaaj rezonatnih fenomena u nebeskoj mehanici. Pravilno shvatanje nastanka i evolucije porodice Jupiterovih satelita moe da odigra odluujucu ulogu u naem shvatanju nastanka Sunevog sistema. Najvie uzbuenja, astronomima je priredio Io, najblii Jupiteru od Galilejevih satelita. Oekivalo se da e njegova povrina biti izbrazdana kraterima poput povrine naeg Meseca, medjutim, stvarni dogaaji su prevazili i najsmelije pretpostavke. Nekoliko dana posle susreta Vojadera 1 sa Jupiterom, na jednoj fotografiji Ioa primeena je velika svetla mrlja na ivici june polulopte satelita. Poto su propali svi pokuaji da se ona objasni kao neke greke na snimku, zakljueno je da je to ogroman oblak koji se die 270 km iznad povrine satelita. Ubrzo je ustanovljeno da na istoj slici postoji jo jedna vulkanska erupcija. Tokom prolaska Vojadera 1 potvreno je postojanje osam aktivnih vulkana ije erupcije su ile od 70 do 300 km u visinu. Od tih osam, est je bilo jo uvek aktivno kada je stigao Vojader 2, jedna erupcija je prestala, a jedan od vulkana se nalazio u oblasti koja je bila nedostupna kamerama Vojadera 2 Neki od planetarnih geologa smatraju da su potoci materije koji istiu iz vulkana od istog sumpora a ne od lave od silikatnog stenja. Oni smatraju da razliite nijanse ivih boja potiu od alotropskih modifikacija sumpora, koje su stabilne na razliitim temperaturama. Suprotno miljenje je da su ovi tokovi sastavljeni od obinije bazaltne lave koja je obojena usled visokog sadraja sumpora i njegovih naslaga na povrini. Io je telo sa najizraenijom vulkanskom aktivnou u Sunevom sistemu. Uzrok tome su veoma jake plimske sile kojima Jupiter deluje na Io (to su gravitacione sile poput onih kojim Mesec na Zemlji izaziva plimu i oseku) koje usled trenja stvaraju toplotu u njegovoj unutranjosti i izazivaju vulkansku aktivnost. Drugi potencijalni izvor energije je jedinstveni poloaj Ioa u Jupiterovoj magnetosferi. Poto je period Jupiterove rotacije oko svoje ose 10 sati, a Io se obrne oko njega za 1.77 dana, Io prolazi kroz linije sila Jupiterovog magnetnog polja brzinom od 57 km/s. Interakcija jonosfere satelita sa pokretnim poljem stvara naponsku razliku od 600 000 volti, tako da izmeu satelita i planete postoji strujna cev u kojoj jaina struje moda dostie i itavih 5 000 000 ampera a provodnu sredinu stvaraju naelektrisane estice u magnetosferi planete. Osim zagonetne strujne cevi Io je odgovoran i za nastanak plazmenog torusa oko cele planete. Naime, Io stalno gubi atmosferu koja se neprestano obnavlja usled vulkanske aktivnosti. Ovaj proces je doveo do formiranja oblaka koji se protee du cele putanje satelita u ravni malo nagnutoj u odnosu na ravan putanje. Torus sadri veliki broj jona sumpora i vodonika nastalih verovatno pod uticajem elektrona zarobljenih u magnetosferi

Jupitera, a detektovano intenzivno ultraljubiasto zraenje visoko jonizovanog sumpora ukazuje na to da neki, za sada nepoznati, mehanizam snabdeva torus energijom. Ustanovljeno je da Io poseduje veoma retku atmosferu iji je osnovni sastojak sumpor dioksid. Sumpor dioksid na Iou ima niz interesantnih osobina. Nove koliine gasa, koje obilato dolaze iz vulkana, mogu se kondenzovati na povrini. U polarnim predelima, za vreme noi, temperature su dovoljno niske da se gotovo sav SO2 zaledi. Osim toga, na temperaturama koje vladaju u umerenim dubinama, mogue je topljenje sumpora tako da ispod sloja vrstog sumpora pomeanog sa SO2 lei okean rastopljenog sumpora. Moni tokovi tenog sumpora izlaze i na povrinu i vide se u obliku ogromnih ravnica sa slabo izraenim reljefom. Evropa, blistave narandaste boje, drugi je od Galilejevih satelita. Njena povrina ima veoma udan izgled, jedinstven u Sunevom sistemu. Pokrivena je lavirintom linija i traka, koje podseaju na uvene Marsovske kanale. Duina nekih linija dostie i hiljade kilometara, a irina 20-40 km. Satelit ima ledenu koru debljine 75-100 km, a linije i trake, sugeriu na postojanje razliitih tenzija ispod kore. To se moe lako shvatiti ako se ima u vidu blizina Jupitera i plimskih sila usled kojih je unutranjost Evrope vrela. Mada je srednja temperatura na povrini oko 150C, u dubljim slojevima ledene kore temperatura bi mogla biti znatno povoljnija zbog tople unutranjosti. tavise, po podacima koje je poslao Galilej veoma je verovatno da se ispod ledenog pokrivaa krije okean vode u tenom stanju! Usled ledene kore koja stalno poravnava povrinu satelita, Evropa je najglatkije telo Sunevog sistema, na kome se najvee planine uzdiu samo 40 m iznad povrine. Ledeni gigant Ganimed najvei je satelit Sunevog sistema, vei je i od dve planete, Merkura i Plutona. Njegova povrina odlino odbija svetlost, a srednja temperatura mu je 130C. Vien izdaleka, sa malom razdvojnom moi, podsea na Mesec, sa nepravilnim tamnijim oblastima na svetlijoj pozadini. Velika kruna tamna oblast koja zahvata gotovo treinu satelita, i ima 3200 km u preniku, nazvana je Galilejeva oblast. Slike sa velikom rezolucijom koje je napravio Vojader, pokazale su koliko se Mesec i Ganimed razlikuju. Tamne oblasti nisu kao na Mesecu nainjene tokovima materijala slinog lavi, nego su najstariji delovi satelita i gusto su prekrivene kraterima. Svetliji delovi Ganimedove povrine prekriveni su snopovima paralelnih brazdi koje su iroke 1 do 10 km i sa ivicama visokim, moda, i do nekoliko stotina metara. One se prostiru hiljadama kilometara, savijajui se i sekui se meusobno. Poslednji od Galilejevih satelita je Kalisto. Oko planete obie za 16.7 dana, a prenik mu je je 4840 km. Sastoji se od gotovo jednakih delova stenja i leda, prljavo sive je boje i izbrazdan kraterima. Krateri su gusto poreani jedan do drugog i za razliku od ostalih satelita i planeta, na njemu ne postoje ravnije oblasti, doline ili mora, u kojima su krateri poravnati kasnijim procesima. Vidi se da je Kalisto telo najgue prekriveno kraterima u Sunevom sistemu. Na Kalistu se nalazi i ogromna struktura sa puno koncentrinih prstenova i sjajnom centralnom oblau iji je prenik oko 300 km. Osam do deset prstenastih grebena koncentrino okruuju centar do