Dwa satelity o takiej samej masie krążą wokół Ziemi po orbitach o promieniach 10RZ i 15RZ. Oblicz stosunek energii całkowitej satelity krążącego po orbicie o większym promieniu do energii całkowitej satelity krążącego po orbicie o mniejszym promieniu.
Układ planetarny, w którym znajduje się Ziemia, to Układ Słoneczny. Zawiera również inne obiekty astronomiczne, które krążą bezpośrednio lub pośrednio po orbicie wokół pojedynczej gwiazdy zwanej Słońcem, która skupia 99,75% masy Układu Słonecznego. Większość pozostałej masy skupia się w ośmiu planetach, których orbity są prawie okrągłe i poruszają się po prawie płaskim dysku zwanym płaszczyzną ekliptyki. Pierwsze cztery planety Układu Słonecznego są zdecydowanie najmniejsze. Te planety to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Są one również znane jako planety lądowe, ponieważ składają się głównie z rocka i metalu. Podczas gdy cztery najdalsze są nazywane gazowymi olbrzymami lub „planetami Jowisza”, bardziej masywne niż te ziemskie. Te ostatnie składają się z lodu i gazów. Dwie największe planety Układu Słonecznego, Jowisz i Saturn, składają się głównie z helu i wodoru. Z drugiej strony Uran i Neptun są nazywane lodowe olbrzymy. Te dwa składają się głównie z zamarzniętej wody, amoniaku i metanu. W tym systemie Słońce jest jedynym ciałem niebieskim, które emituje własne światło. W rzeczywistości światło jest wytwarzane przez spalanie wodoru i jego przemianę w hel w wyniku syntezy jądrowej. Układ Słoneczny powstał około 4600 miliarda lat temu. Szacuje się, że nastąpiło to po upadku chmura molekularna. Resztkowa materia pochodziła z protoplanetarnego dysku okołogwiazdowego, w którym zachodziły procesy fizyczne, które doprowadziły do powstania Słoneczny znajduje się obecnie w lokalnym międzygwiazdowym obłoku znalezionym w Lokalnym Bąblu ramienia Oriona, z galaktyki spiralnej Drogi Mlecznej , około 28 000 lat świetlnych od jej centrum. Wskaźnik1 dom z różnych Główne cechy El Po pierwsze: Po drugie: Po trzecie: planety Po czwarte: Po piąte: pomniejsze przestrzeń Odległości planet Układu Powstawanie Układu formacja główny strumień2 Planety Układu Słonecznego i ich Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie hipoteza odkrycia3 Szczegóły obiektu Układu gwiazda Małe Duże satelity Układu Słonecznego dom z różnych regionów Nasz Układ Słoneczny to nie tylko ojczysta planeta ziemia, ale także z kilku regionów składających się z małych obiektów. Pas planetoid, znajdujący się między Marsem a Jowiszem, jest podobny do planet ziemskich, ponieważ składa się głównie ze skał i metalu. W tym pasie znajduje się planeta karłowata Ceres. Za orbitą Neptuna znajduje się pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta. Te ciała kosmiczne obejmują obiekty transneptunowe składa się głównie z wody, amoniaku i metanu. W tym miejscu znajdują się cztery planety karłowate Haumea, Makemake, Eris i Pluton, który do 2006 roku uważany był za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Tego typu ciała niebieskie znajdujące się poza orbitą Neptuna nazywane są również plutoidami. Wraz z Ceres, gwiazdy te są na tyle duże, że zostały zaokrąglone przez skutki jego grawitacji, ale które różnią się głównie od planet tym, że nie opróżniły swojej orbity z sąsiednich ciał. Oprócz tego możesz dodać do tysięcy małych obiektów w tych dwóch strefach, z których kilkadziesiąt to kandydaci na planety karłowate. Z drugiej strony istnieją inne grupy, takie jak komety, centaury i pył kosmiczny, które swobodnie przemieszczają się między regionami. Sześć planet i trzy planety karłowate mają naturalne satelity. Wiatr słoneczny, strumień plazmy ze Słońca, tworzy bąbel wiatru gwiazdowego w ośrodku międzygwiazdowym zwanym heliosferą, który rozciąga się do krawędzi rozproszonego dysku. Obłok Oorta, uważany za źródło komet długookresowych, jest krawędzią Układu Słonecznego, a jego krawędź znajduje się jeden rok świetlny od Słońca. Główne cechy domu Układ Słoneczny, będąc domem dla tak wielu planet, ma wiele cech, które wyróżniają się jako dom, którym jest, naszej planety Ziemi i tak wielu ciał niebieskich. Najbardziej znane jest to, że od 8 roku Układ Słoneczny składa się ze Słońca i 2006 planet. Przed tym rokiem mówiono, że wokół Słońca krąży dziewięć planet. Jednak te dane nie są jasne , ponieważ na początku 2016 roku opublikowano opracowanie, zgodnie z którym w Układzie Słonecznym może ponownie znajdować się dziewiąta planeta, której nadano prowizoryczną nazwę Phattie. El Sol Główną cechą Układu Słonecznego jest to, że ma gwiazda zwana Sun. Wokół niego krążą planety i asteroidy, mniej więcej w tej samej płaszczyźnie i po orbitach eliptycznych. Robią to w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, jeśli były obserwowane z bieguna północnego Słońca. Mimo to istnieją pewne wyjątki w zachowaniu niektórych ciał kosmicznych. Podobnie jak w przypadku komety Halleya, która obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara. El płaszczyzna ekliptyki, to płaszczyzna, w której Ziemia krąży wokół Słońca. Z drugiej strony inne planety krążą mniej więcej w tej samej płaszczyźnie. Jednak niektóre obiekty krążą w stosunku do niej o dużym nachyleniu, np. Pluton, którego nachylenie względem osi ekliptyki wynosi 17º, a także ważna część obiektów pasa Kuipera. Zgodnie z ich charakterystyką ciała będące częścią Układu Słonecznego są klasyfikowane w następujący sposób: Po pierwsze: Słońce jest gwiazdą typ widmowy G2 zawierające więcej niż 99,85% masy układu. Przy średnicy 1 400 000 km składa się w 75% z wodoru, 20% helu i 5% tlenu, węgla, żelaza i innych pierwiastków. Po drugie: planety. te dzielą się na planetach wewnętrznych, które są również nazywane ziemskimi lub tellurycznymi; oraz planety zewnętrzne lub olbrzymie. Wśród tych ostatnich Jowisz i Saturn nazywane są olbrzymami gazowymi, podczas gdy Uran i Neptun są często nazywane olbrzymami lodowymi. Wszystkie gigantyczne planety mają wokół siebie pierścienie. Po trzecie: planety karłowate Są to te ciała, których masa pozwala im mieć kulisty kształt. Ale nie wystarczy przyciągnąć lub wyrzucić wszystkie ciała wokół niego. ten Małe planety Układu Słonecznego jest pięć: Pluton (do 2006 r. Międzynarodowa Unia Astronomiczna -IAU- uważała go za dziewiątą planetę Układu Słonecznego), Ceres, Makemake, Eris i Haumea. Po czwarte: satelity Są to większe ciała krążące wokół planet. Trochę satelity są duże, jak Księżyc na Ziemi; Ganimedes na Jowiszu; lub Tytan na Saturnie. Po piąte: pomniejsze ciała Wśród drobne ciała skoncentrowane, można znaleźć asteroidy. Znajdują się one głównie w pasie asteroid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza oraz za Neptunem. Ich niewielka masa nie pozwala na uzyskanie regularnego kształtu. Z drugiej strony są inne ciała w Układzie Słonecznymtakie jak obiekty pasa Kuipera. Są to zewnętrzne lodowe obiekty na stabilnych orbitach, z których największymi są Sedna i Quaoar. Również w kometach orbitalnych Układu Słonecznego, które są małymi lodowymi obiektami z obłoku Oorta. I na koniec warto wspomnieć o meteoroidach, są to obiekty o średnicy mniejszej niż 50m, ale większe od cząstek pyłu kosmicznego. przestrzeń międzyplanetarna Wokół Słońca przestrzeń międzyplanetarna zawiera rozproszony materiał z parowania komet i ucieczki materiału z różnych masywnych ciał. Pył międzyplanetarny jest rodzajem pyłu międzygwiazdowego i składa się z mikroskopijnych cząstek stałych. Gaz międzyplanetarny to rzadki strumień gazu i naładowanych cząstek, które tworzą plazmę wyrzucaną przez Słońce wraz z wiatrem słonecznym. Zewnętrzna granica Układu Słonecznego jest zdefiniowana przez obszar interakcji między wiatrem słonecznym a ośrodkiem międzygwiazdowym powstałym w wyniku interakcji z innymi gwiazdami. Obszar interakcji między dwoma wiatrami nazywa się heliopauza i określa granice wpływu znajduje się na około 100 AU. Ta odległość wynosi około 15000 miliardów kilometrów od Słońca. Daleko od tej przestrzeni międzyplanetarnej, poza Układem Słonecznym, układy planetarne wykryte wokół innych gwiazd wydają się bardzo różne od Układu Słonecznego. Chociaż w rzeczywistości przy dostępnych środkach możliwe jest wykrycie tylko kilku planet o dużej masie wokół innych gwiazd. Dlatego nie wydaje się możliwe ustalenie, w jakim stopniu Układ Słoneczny jest charakterystyczny lub nietypowy wśród układy planetarne Wszechświata. Odległości planet Układu Słonecznego Orbity, które mają tzw główne planety, są uporządkowane w coraz większych odległościach od Słońca. W ten sposób odległość każdej planety jest w przybliżeniu dwukrotnie większa od odległości bezpośrednio poprzedzającej planety. Chociaż niekoniecznie pasuje to do wszystkich planet Układu Słonecznego. Zależność tę wyraża prawo Tycjusza-Bode, które jest przybliżoną formułą matematyczną wskazującą odległość planety od Słońca. Powstawanie Układu Słonecznego Szacuje się, że nasz układ planetarny, Układ Słoneczny, powstał 4568 miliarda lat temu w wyniku grawitacyjnego zapadania się części gigantyczny obłok molekularny. Ten pierwotny obłok miał średnicę kilku lat świetlnych, a między badaniami szacuje się, że zrodził kilka gwiazd. Naukowcy twierdzą, że obłoki molekularne normalnie składały się głównie z wodoru, trochę helu i niewielkich ilości ciężkich pierwiastków z poprzednich generacji gwiazd. Po tym, gdy obszar znany jako mgławica protosolarna stał się Układem Słonecznym, zapadł się. W ten sposób zachowanie momentu pędu powodowało, że obracał się on szybciej. Środek, w którym gromadziła się większość masy, stawał się coraz gorętszy niż otaczający go miarę jak kurcząca się mgławica obracała się szybciej, zaczęła spłaszczać się w dysk protoplanetarny o średnicy około 200 AU z gorącą, gęstą protogwiazdą w centrum. Podczas tej możliwej formacji planety powstały przez akrecję z tego dysku, w którym gaz i pył przyciągały się grawitacyjnie, tworząc coraz większe ciała. W tym scenariuszu setki protoplanety mogły powstać we wczesnym Układzie Słonecznym, które ostatecznie połączyły się lub zostały zniszczone, pozostawiając planety, planety karłowate i resztę mniejszych ciał. Właśnie z powodu ich wyższych temperatur wrzenia tylko metale i krzemiany mogły istnieć w postaci stałej w pobliżu Słońca, w ciepłym wewnętrznym Układzie Słonecznym. W rzeczywistości były to ostatecznie składniki Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa: planet skalistych. Ponieważ metale były tylko niewielką częścią mgławica słonecznaplanety ziemskie nie mogły być bardzo duże. formacja planety L gigantyczne planety (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun) uformowały się dalej, poza linią mrozu: granicą między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie temperatury są wystarczająco niskie, aby lotne związki pozostały w stanie stałym. Lody tworzące te planety były bardziej obfite niż metale i krzemiany, które uformowały wewnętrzne planety lądowe. To właśnie pozwoliło im urosnąć na tyle masywnie, że wychwytywały duże atmosfery wodoru i helu: najlżejszych i najobfitszych pierwiastków. Pozostałe szczątki, które nie stały się planetami, skupiły się w takich regionach, jak pas asteroid, pas Kuipera i Ziemia. chmura Oorta. Z drugiej strony fajny model wyjaśnia wygląd tych regionów i sugeruje, że planety zewnętrzne mogły powstać w miejscach innych niż obecne, do których dotarłyby po wielokrotnych oddziaływaniach grawitacyjnych. Mówi się, że w miarę upływu pięćdziesięciu milionów lat gęstość wodoru i ciśnienie w centrum protogwiazdy stały się tak duże, że rozpoczęło się powstawanie gwiazd. fuzja szybkość reakcji, ciśnienie i gęstość rosły aż do osiągnięcia równowagi hydrostatycznej, czyli kiedy ciśnienie termiczne zrównało się z siłą grawitacji. W tym czasie Słońce weszło w główną sekwencję. główny strumień Szacuje się, że czas, w którym Słońce będzie w sekwencja główna, będzie to około dziesięciu miliardów lat. Porównując wszystkie fazy przed zapłonem termojądrowym, trwały one około dwóch miliardów lat, natomiast wiatr słoneczny utworzył heliosferę, która zmiótła pozostałości gazu i pyłu z dysku protoplanetarnego (i wyrzuciła je w przestrzeń międzygwiazdową). Tak mówi się, że proces formacja planetarna. Od tego czasu Słońce staje się coraz jaśniejsze. Słońce jest obecnie o 70% jaśniejsze niż wtedy, gdy weszło w ciąg główny. Planety Układu Słonecznego i ich nowości Jak dobrze wspomniano, w Układzie Słonecznym jest osiem planet, a nie dziewięć, jak być może wciąż sądzą ludzie z poprzednich pokoleń z 2006 roku. Planety tworzące Układ Słoneczny są od najmniejszych do największych odległość od słońca, są następujące: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Każda z tych planet to ciała, które krążą po orbitach wokół naszej gwiazdy, Słońca i mają wystarczającą masę, aby ich grawitacja przezwyciężyła siły sztywnego ciała. W ten sposób planety przybierają kształt w równowadze hydrostatycznej, praktycznie kulisty. W ten sposób również są czyszczone, sąsiedztwo ich orbity planetozymale, czyli dominacja orbitalna. Planety znajdujące się we wnętrzach to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mają solidną powierzchnię. ten Planety zewnętrzne Są to: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, nazywane są też planetami gazowymi. Te ostatnie zawierają w swoich atmosferach gazy, takie jak hel, wodór i metan, a struktura ich powierzchni nie jest do końca znana. Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie Słonecznym Największą nowością w odniesieniu do planet Układu Słonecznego jest to, że prawdopodobnie jest to system składający się z dziewięciu planet. Zostało to potwierdzone przez Hiszpańscy astronomowie, ponieważ od wielu lat mówi się o możliwym istnieniu dziewiątej planety w Układzie Słonecznym. Ta planeta byłaby gigantyczną planetą, która przez cały ten czas wymykała się astronomom. Jednak zespół hiszpańskich naukowców twierdzi, że uzyskał więcej dowodów na poparcie istnienia tej dziewiątej planety. Badanie zostało opublikowane przez astronomów z Uniwersytet Complutense w Madrycie. Do badań wykorzystano techniki obserwacji i analizy, które do tej pory nie były wykorzystywane przez innych astronomów, którzy również starali się zweryfikować istnienie dziewiątej planety. Prowadzone badania opierają się na badaniu węzłów, czyli dwóch punktów, w których orbita a obiekt transneptunowy przecina płaszczyznę Układu Słonecznego. Ma również na celu analizę reakcji tej planety na inne obiekty. Gdyby dziewiąta planeta istniała, byłaby to obiekt transneptunowy, co oznacza, że znajdowałby się na orbicie dalej od Neptuna. Znajdowałby się dokładnie 400 AU, które są jednostkami astronomicznymi, czyli 400 razy odległość między Ziemią a Słońcem. hipoteza odkrycia Jednak hipotezy dotyczące tej planety polegają na tym, że jest to gazowy gigant o rozmiarach podobny do Neptuna. Oznacza to, że miałby siłę grawitacyjną wystarczającą do zmiany zachowania innych ciał. Według badań hiszpańscy astronomowie potwierdzili, że węzły 28 ekstremalnych obiektów transneptunowych (odległych obiektów, które nigdy nie przecinają orbity Neptuna) zachowują się dziwnie w pewnych zakresach odległości od Słońca. Koncentrując się konkretnie na tych punktach i mając korelację między położeniem węzłów a nachyleniem, można zauważyć to dziwne zachowanie. To nie powinno mieć miejsca, więc byłby to dowód na to, że orbitę analizowanych obiektów zakłóca grawitacja gigantycznego ciała, być może tajemniczego. Planeta dziewięć. Jednym z autorów tego badania jest Synchronizuj ramki czcionek, który stwierdza, że „jeśli nie ma nic, co by im przeszkadzało, węzły tych transneptunowych obiektów powinny być równomiernie rozmieszczone, ponieważ nie ma przed czym uciekać, ale jeśli jest jeden lub więcej zakłócających (obiektów masywnych) mogą być tworzone z sytuacji lub zmian. Ponadto De La Fuente podkreślił, że interpretują te wyniki jako wskazujące na obecność planety, która aktywnie z nimi wchodzi w interakcję. To znaczy z obiektami transneptunowymi. Wszystko to w zakresie odległości od 300 do 400 AU. Podkreślił również, że jego wyników nie można przypisać obecności błędy obserwacyjne, więc możemy mieć do czynienia z najmocniejszymi dowodami na istnienie dziewiątej planety naszego układu gwiezdnego. Szczegóły obiektu Układu Słonecznego W Układzie Słonecznym jest wiele obiektów i chociaż tak jest nasz układ planetarny domu, nie oznacza to, że astronomowie znają każdy z obiektów, które się w nim znajdują. W rzeczywistości, jak właśnie wyjaśniliśmy, nie jesteśmy nawet pewni, czy system składa się z ośmiu czy dziewięciu planet. Znacznie mniej, wiadomo dokładnie, co jest w reszta wszechświata. Jednak na razie omówimy główne obiekty Układu Słonecznego nieco bardziej szczegółowo niż wspomniano powyżej. gwiazda środkowa Wspomnieliśmy już, że każdy układ planetarny składa się z gwiazdy centralnej. W naszym przypadku jest to Słońce, to jedyna i centralna gwiazda Układu Słonecznego. Dlatego jest to gwiazda najbliższa Ziemi i gwiazda z wyższa jasność pozorna. W przypadku innych układów planetarnych odkryto, że niektóre mają więcej niż jedną gwiazdę centralną (układ gwiezdny). Obecność Słońca lub jego brak na ziemskim niebie determinuje odpowiednio dzień i noc. Poza tym energia wypromieniowana przez Słońce jest wykorzystywana przez istoty fotosyntetyczne, które stanowią podstawę łańcucha pokarmowego, a zatem są głównym źródłem energii do życia. Także dostarcza energii która podtrzymuje procesy klimatyczne. nasza gwiazdaSłońce jest w fazie zwanej ciągiem głównym. Znajduje się również jako typ widmowy w G2. Uważa się, że Słońce uformowało się około 5000 miliardów lat temu i pozostanie w ciągu głównym przez kolejne 5000 miliardów lat. Jest to gwiazda średnia, a mimo to jest jedyną, której okrągły kształt można zobaczyć gołym okiem. Słońce ma średnica kątowa 32′35″ łuku na peryhelium i 31′31″ w aphelium, co daje średnią średnicę 32′03″. Przypadkowo połączenie rozmiarów i odległości Słońca i Księżyca od Ziemi sprawia, że na niebie wydają się one mieć w przybliżeniu te same pozorne rozmiary. Pozwala to na szeroki zakres różnych zaćmień Słońca (całkowite, obrączkowe lub częściowe). Małe planety Układ Słoneczny obejmuje łącznie pięć planet karłowatych, Potwierdzony. Istnieje grupa ciał kosmicznych, które są badane jako możliwe planety karłowate. Jednak planety znane obecnie jako takie, od najmniejszej do największej odległości od Słońca, to: Ceres, Pluton, Haumea, Makemake i Eris. W przeciwieństwie do zwykłych planet, planety karłowate nie oczyściły otoczenia swojej orbity. W 1930 roku, po odkryciu, Pluton został sklasyfikowany jako planeta przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU). Jednak po późniejszym odkryciu innych dużych ciał rozpoczęto debatę w celu ponownego rozważenia tej decyzji. 24 sierpnia 2006 r. na XXVI Walnym Zgromadzeniu IAU w Pradzepostanowiono nie zwiększać liczby planet do dwunastu, lecz zmniejszać z dziewięciu do ośmiu. To wtedy nowa kategoria planet karłowatych, w którym zostałby sklasyfikowany Pluton. Od tego czasu przestała być uważana za planetę, ponieważ jako obiekt transneptunowy, należący do pasa Kuipera, nie oczyściła otoczenia swojej orbity z małych obiektów i jest to jedna z największych cech różnicujących. Duże satelity Układu Słonecznego Wśród satelitów Układu Słonecznego niektóre są tak duże, że gdyby krążyły bezpośrednio wokół Słońca, zostałyby sklasyfikowane jako planety lub planety karłowate. Dzieje się to przez orbitowanie główne planety, ponieważ takie ciała można również nazwać „planetami wtórnymi”. Istnieje kilka satelitów Układu Słonecznego, które utrzymują równowagę hydrostatyczną. Wśród tych satelitów najbardziej widoczne są: Księżyc naszej planety Ziemia o średnicy 3476 km i okresie orbitalnym 27d 7h 43,7m; Io planety Jowisz o średnicy 3643 km i okresie orbitalnym 1d 18h 27,6m; po nim następuje wybitny satelita, Europa, również planety Jowisz, o średnicy 3122 km i okresie orbitalnym 3,551181 d, ten satelita jest badany jako możliwy obiekt kosmiczny z życie pozaziemskie. Z drugiej strony są też więcej satelitów, takich jak: Ganimedes z planety Jowisz o średnicy 5262 km i okresie orbitalnym 7d 3h 42,6m; Callisto planety Jowisz o średnicy 4821 km i okresie obiegu 16,6890184 d; Tytan planety Saturn o średnicy 5162 km i okresie orbitalnym 15d 22h 41m; Tetyda planety Saturn o średnicy 1062 km i okresie orbitalnym 1,888 d. Inne satelity, które można wymienić, to Dione z planety Saturn, o średnicy 1118 km i okresie orbitalnym 2,736915 d; Powierzchnia planety Saturn o średnicy 1529 km i okresie orbitalnym 4,518 d; Japetus planety Saturn o średnicy 1436 km i okresie orbitalnym 79d 19h 17m; Mimas planety Saturn o średnicy 416 km i okresie orbitalnym 22 h 37 min. Chociaż na innych planetach są też inne satelity, są to najwybitniejszy. Układ Słoneczny jest pełen ciała kosmiczne Przy różnych nominałach, oprócz wymienionych powyżej, istnieje również potwierdzonych do tej pory 8 planet, z możliwością posiadania dziewiątej; 5 potwierdzonych planet karłowatych; oraz grupa asteroid i meteorytów, które krążą wokół naszej gwiazdy, Słońca. Treść artykułu jest zgodna z naszymi zasadami etyka redakcyjna. Aby zgłosić błąd, kliknij tutaj.
Bezpieczeństwo systemów satelitarnych. Na przeczytanie potrzebujesz 7 minut (y). Satelitę można sobie wyobrazić jako komputer ze specjalistycznymi peryferiami krążący wokół ciał niebieskich na przykład planety, gwiazdy czy Księżyca. Satelita komunikuje się ze stacjami naziemnymi, które również są komputerami, ale
Prawa Keplera Johannes Kepler sformułował trzy ważne prawa dotyczące ruchu planet. Sputnik-1 (1957) Pierwszym statkiem kosmicznym, który wystrzelono z Ziemi w przestrzeń kosmiczną, był satelita konstrukcji radzieckiej (październik, 1957 r.). Nawigacja satelitarna Do wyznaczenia aktualnej pozycji niezbędne są 4 spośród 24 satelitów tworzących system nawigacji. Nieważkość Statek kosmiczny podczas orbitowania znajduje się w stanie nieważkości. Rozwój mechaniki nieba Animacja przedstawia prace badawcze astronomów i fizyków, które miały wpływ na nasze postrzeganie wszechświata. Wahadłowiec kosmiczny Wahadłowce były najczęściej używanymi przez NASA załogowymi pojazdami kosmicznymi wielokrotnego użytku. Księżyc Księżyc jest jedynym satelitą Ziemi. Badania Marsa Badania struktury Marsa i ewentualnych śladów życia dokonywane jest przy pomocy sond kosmicznych i łazików marsjańskich. Droga Mleczna Nasza Galaktyka ma średnicę 100 000 lat świetlnych, znajduje się w niej ponad 100 miliardów gwiazd, a jedną z nich jest Słońce. Planety, rozmiary Wokół Słońca krążą wewnętrzne planety skaliste i zewnętrzne gazowe planety olbrzymy. Sondy kosmiczne Voyager Sondy kosmiczne Voyager opuściły Układ Słoneczny. Dokonują one badań i niosą ze sobą komunikat od ludzkości. Jowisz Jowisz jest największą planetą Układu Słonecznego, jego masa jest dwa i pół raza większa niż masa innch planet razem wziętych. Kosmiczny Teleskop Keplera Za pomocą Teleskopu kosmicznego Keplera NASA poszukuje nadających się do zamieszkania, ziemiopodobnych planet, poza naszym Układem Słonecznym. Misja Dawn („Świt”) Badania Ceres i Westy pomogą nam dowiedzieć się więcej na temat wczesnej epoki Układu Słonecznego, oraz jak formowały się planety skalne. Obserwatorium Obserwatoria astronomiczne często są budowane na wysokich wzniesieniach w celu wyeliminowania zakłóceń atmosferycznych. Reaktor fuzyjny Przyjazna środowisku fuzja jądrowa będzie służyła jako źródło praktycznie nieograniczonej energii.
a) Planeta widziana z Ziemi na nocnym niebie porusza się A / B/ C. Jest to spowodowane tym, że Ziemia i inne planety poruszają się wokół Słońca po różnych orbitach, D/ E. A. po linii prostej B. po skomplikowanej krzywej C. w ten sposób, że cyklicznie zakreśla na niebie okrąg lub elipsę D. ale okres ich ruchu jest zbliżony
Moja wiedza na temat systemu i odbiorników GPS jest fragmentaryczna i nie pretenduję do roli eksperta w tej podanych tu informacji może się wydać naiwnymi i oczywistymi dla studentów geodezji i fachowców z branży, sądząc jednak po trudnościach jakie miałem przy wyszukiwaniu nawet prostych informacji o np. układzie odniesienia Pułkowo, systemie "42" czy zwłaszcza "65" uważam, że użytkownikom GPS mogą się przydać. Uwaga! Z dniem 2000-05-01decyzją rządu USA został na stałe wyłączony program celowo pogarszający dokładność określania pozycji przez cywilne odbiorniki GPS (SA - Selective Availability). Zamieszczone w poniższym tekście rozważania na temat dokładności odbiorników GPS dotyczące SA stają się w związku z tym bezprzedmiotowe! Pozostają jako ciekawostka (do czasu ponownego włączenia SA?) Co to jest GPS? Nazwa GPS jest skrótem od angielskiej nazwy Global Positioning System. Jest to amerykański, wojskowy system określania pozycji geograficznej, z pewnymi ograniczeniami udostępniony dla powszechnych zastosowań cywilnych. Ogólnie biorąc system składa się z: Dwa pierwsze segmenty są utrzymywane przez rząd amerykański. Segment użytkownika to odbiorniki GPS między innymi takie jak np. GPS38. Jak działa GPS (w największym uproszczeniu )? Wokół Ziemi, na wysokości około 20 000km, po dokładnie znanych orbitach krążą satelity. Parametry orbit są kontrolowane przez stacje naziemne. Satelity wysyłają sygnały radiowe na częstotliwościach ok. 1,5 GHz pod kontrolą zsynchronizowanych ze sobą wzorców czasu. Na podstawie różnic czasu w jakim docierają do odbiornika sygnały z satelitów i co za tym idzie różnic drogi, mikroprocesor w odbiorniku dokonuje obliczenia pozycji odbiornika. Warto pamiętać że: Sygnały docierające do odbiornika z poszczególnych satelitów są poniżej poziomu szumów i do ich dekodowania stosowane są wyszukane techniki demodulacji. Dokładność orbity satelity (odchyłka od teoretycznej) ma bezpośredni wpływ na dokładność określania pozycji odbiornika. Do określenia pozycji odbiornika (ściślej: anteny odbiornika) w 2 wymiarach na powierzchni Ziemi potrzeba teoretycznie "widoczności" 3 satelitów (przy stosowanych częstotliwościach sygnały rozchodzą się "optycznie") W nawet najprostszym odbiorniku obliczeń pozycji dokonuje specjalizowany mikroprocesor o bardzo dużej mocy obliczeniowej. Sygnały odbierane przez odbiorniki "powszechnego użytku" zawierają (zawierały) sztucznie wprowadzany przez Departament Obrony USA sygnał zakłócający (SA), zwiększający błąd określania pozycji. Odbiorniki uprawnione (wojskowe) eliminują ten sygnał zakłócający, może być on także wyłączony w zależności od decyzji Departamentu Obrony. System GPS może zostać w dowolnym momencie wyłączony przez rząd USA. Odbiornik GPS Podstawowe bloki odbiornika GPS (precyzyjnie: segmentu użytkownika) to: antena tor wysokiej częstotliwości blok cyfrowego przetwarzania sygnału układy wejścia/wyjścia (wyswietlacz, klawiatura, port komunikacyjny) procesor sterujący układ zasilania W najtańszych odbiornikach wszystkie te bloki zabudowane są w jednej, hermetycznej obudowie. W zwiazku z tym, że antena znajduje się wewnątrz odbiornika, utrudnione jest ich stosowanie w samochodzie, pod pokładem łodzi itp. (antena musi widzieć satelity). Są one przeznaczone przede wszystkim dla turystyki pieszej i rowerowej. W większości konstrukcji antena jest osobnym podzespołem, lub co najmniej istnieje możliwość dołączenia anteny zewnętrznej. Konstrukcje takie są łatwe do zamontowania w ciężarówce, jachcie lub samolocie. Istnieją także na rynku rodziny podzespołów do konstruowania kompletnych odbiorników GPS w formie nieobudowanych modułów. Na przykład zestaw modułu anteny z modułem odbiornika Oncore firmy Motorola, uzupełnione o zasilacz (5V 200mA) i prosty konwerter poziomów logicznych TTL/RS232 po podłączeniu do komputera PC z odpowiednim programem tworzy kompletny odbiornik GPS o funkcjach ograniczonych tylko możliwościami programu na PC. Dokładność określania pozycji Podstawowym zagadnieniem związanym z odbiornikiem GPS jest jego dokładność określania pozycji. Dla celów reklamowych podawane są różne wielkości np. +/-25m, 15m i mniejsze. Te wielkości oznaczają dokładność w najbardziej sprzyjających warunkach: przy śledzeniu przez odbiornik maksymalnej liczby, optymalnie usytuowanych satelitów przy braku sygnału zakłócającego (SA). W warunkach rzeczywistych błąd pozycji podawanej przez odbiornik GPS jest znacznie większy; sztucznie wprowadzony błąd (SA) wynosi do 100m, zaś sumaryczny błąd odbiornika związany z nim samym i nieoptymalnym ułożeniem satelitów rzadko jest mniejszy niż 30m (GPS38). Trzeba założyć, że pozycja podawana przez ręczny odbiornik GPS w warunkach istnienia SA jest zgodna z rzeczywistą z błędem rzędu +/-150m (+/- 5" .. 7"). Na rysunkach pokazano wykresy pozycji raportowanej przez 8-kanalowy odbiornik firmy Motorola z anteną umieszczoną stacjonarnie na dachu budynku. Pierwszy wykres powstał w ciągu godziny, drugi w ciągu ok. 10 godzin; odbiornik śledził w przeważającym czasie maksymalną możliwą dla niego liczbę satelitów tj. 8. Na osiach zaznaczono odchyłkę (w metrach) od pozycji określonej przez uśrednienie pomiarów z klikudziesięciu godzin. Istnieją metody ominięcia sztucznie wprowadzonego ograniczenia dokładności odbiornika. Taką metoda jest technika DGPS, która polega na uwzględnianiu przez program w odbiorniku obliczajacym pozycję, poprawki przesyłanej droga radiowa ze stacjonarnego odbiornika GPS o dokładnie znanej pozycji. Teoretyczna dokładność pozycji zwieksza się do kilku metrów, wymagane są jednak dodatkowe, drogie urzadzenia i dostęp do sygnału radiowego nadającego poprawkę. Współczesne przenośne odbiorniki, posiadające 12 kanałów równoległych (np. GPS12), określają pozycję w sprzyjających warunkach z dokładnością kilku metrów. Opis działania najprostszego odbiornika dla kogoś, kto jeszcze nigdy nie miał odbiornika w ręku (z dygresjami). Najtańsze odbiorniki GPS to na przykład GPS 38 (starszy model już nie produkowany) i GPS 12 firmy Garmin. Są dostępne w cenie 150 - 250$ lub nawet taniej. Wielkością i wyglądem przypominają niezbyt mały telefon komórkowy. Są hermetyczne i nierozbieralne. Mają graficzny wyświetlacz ciekłokrystaliczny 64x100 pikseli. Jeszcze tańsze są np. odbiorniki Magellan Pionieer, choć mają mniej możliwości niż Garmin; kosztują w USA poniżej 100$. Podstawową funkcją odbiornika GPS jest podawanie pozycji geograficznej. Tak jest w istocie, choć nawet te najprostsze odbiorniki ręczne maja szereg funkcji dodatkowych: podają czas, prędkość i kierunek poruszania się, azymut i odległość do zaprogramowanego punku, zapisują przebytą trasę, prowadzą po zaprogramowanej trasie itd.. Potrafią działać w różnych układach odniesienia i różnych siatkach. Pierwsze włączenie po zakupie (Garmin GPS38) Po założeniu 4 ogniw alkalicznych R6 do odbiornika można go włączyć. Pokaże się strona powitalna, a po kilku sekundach strona satelitów. Odbiornik rozpocznie proces synchronizacji z sygnałami z satelitów. Pierwszego włączenia po zakupie najlepiej dokonać w otwartym terenie, tak aby mieć widoczność nieba co najmniej od 30° nad horyzontem wzwyż, we wszystkich kierunkach. Uwaga ta dotyczy zwłaszcza osób niecierpliwych, dla uniknięcia rozczarowań. W mieście, odbiornik wystawiony z okna może nie "złapać" wystarczającej liczby satelitów nawet przez godzinę co może doprowadzić do zwątpienia w jego prawidłowe funkcjonowanie. Tu małe wyjaśnienie nie pretendujące do naukowo ścisłego. Jak wspomniano, obliczanie pozycji odbywa się na podstawie czasu potrzebnego na dotarcie do odbiornika sygnałów od różnych satelitów. W tym celu odbiornik musi ustawić na postawie informacji odbieranych z satelitów swój wewnętrzny zegar, a następnie w osobnych kanałach "śledzić" sygnały od każdego z nich. Sygnały z satelitów, oprócz znaczników czasu, zawierają także dane o parametrach orbit wszystkich satelitów systemu, dane o korekcjach opóźnienia sygnałów w atmosferze i szereg innych o których nie wiem. Wszystko to jest potrzebne programowi wyliczającemu pozycję. Pozbieranie tych danych trwa, jednak niektóre z nich są aktualne długo i jeśli już są w podtrzymywanej wewnętrzną baterią pamięci odbiornika, nie trzeba ich wszystkich odbierać. Jeśli odbiornik długo nie był używany lub był wieziony "zza oceanu", to dane zawarte w pamięci są nieaktualne i muszą być odebrane z satelitów. Ten proces można wspomóc podając przybliżone dane o miejscu w którym się znajduje, o co odbiornik czasem prosi pytając o nazwę kraju. Generalnie: im dłużej odbiornik nie był używany tym dłużej trwa jego przygotowanie do pracy. Może to być od kilku sekund do kilkudziesięciu minut. Jeśli GPS38 (GPS12) ma już podstawowe dane o satelitach, to na wyświetlaczu, na stronie satelitów można zobaczyć schemat ich ułożenia na sferze niebieskiej. Ułatwia to zorientowanie się skąd nadchodzą sygnały i w którym kierunku przestrzeń powinna być nie zasłonięta. Widocznych nad widnokręgiem satelitów może być teoretycznie do 12, stąd najnowsze odbiorniki tyle ich mogą śledzić (GPS12). Starsze odbiorniki budowano jako pseudo 8-kanałowe (GPS38: jeden kanał multipleksowany), istnieją takie, które śledzą 12 satelitów w dwóch multipleksowanych kanałach, a słyszałem o 4-kanałowych. Większa liczba śledzonych równocześnie satelitów pozwala na wybieranie do obliczeń sygnałów od tych, które w danym momencie są widoczne i mają najlepszą geometrię (satelity ułożone w linii prostej mają "złą geometrię"). Odbiorniki 12-kanałowe są dokładniejsze i bardziej odporne na zmiany sytuacji przy poruszaniu się. Uzasadnić to, jak sądzę, można najprościej tak, że jeśli w czasie jazdy odbiornikowi 8-kanałowemu zniknie nagle widoczność satelitów o "dobrej geometrii" które śledził, a pozostanie widoczność innych, wprawdzie o "gorszej geometrii", których jednak nie śledził z braku wolnych kanałów, to zanim zacznie je śledzić nie będzie miał możliwości uwzględniania ich w obliczeniach; "zgubi się" lub pogorszy dokładność wyliczanej pozycji. Poza tym, nowsze odbiorniki mają inną konstrukcję; mają prawdziwie 12 równoległych kanałów w torze odbiorczym (np. GPS12), podczas gdy starsze mają jeden kanał z multipleksowaniem (GPS38). Z takiej konstrukcji wynika mniejszy czas potrzebny na określenie pozycji po włączeniu i większa dokładność (nie wiem jak to uzasadnić). W praktyce nad widnokręgiem przeważnie znajduje się mniej niż 12 satelitów (obserwowałem sytuacje gdy odbiornik raportował teoretyczną obecność 5 satelitów), a spośród nich nie wszystkie są widoczne; odbiornik 8-kanałowy śledzi wszystkie praktycznie widoczne satelity. Kiedy odbiornik zacznie już śledzić co najmniej 3 satelity z "dobrą geometrią", może podawać pozycję geograficzną w dwóch wymiarach; przy czterech i więcej śledzonych satelitach może podawać także wysokość. GPS38 (GPS12) automatycznie przełączy się na pokazywanie drugiej strony: informacji o pozycji i podawanej przez odbiornik GPS informacji o wysokości jest niewielkie, zwłaszcza na nizinach. Dokładność podawania wysokości (w metrach) jest gorsza niż dokładność pozycji. Informacja, że jesteśmy na wysokości 150m przy błędzie +/- 150m to żadna informacja. Odbiornik GPS może podawać pozycję we współrzędnych geograficznych (stopnie, minuty, sekundy), a także w siatce kilometrowej. Najwygodniej było by odczytać pozycję podawaną przez GPS w siatce kilometrowej i poszukać pozycji na mapie też posiadającej siatkę kilometrową. Ale to nie takie proste... O mapach Ręczny odbiornik GPS w samochodzie Wbrew pozorom najprostszy, zintegrowany odbiornik GPS taki jak Garmin GPS38 całkiem dobrze sprawuje się w samochodzie. Umieszczony na desce rozdzielczej co prawda nie "widzi" części satelitów zasłanianych przez dach i słupki boczne, ale mimo to radzi sobie z obliczaniem pozycji. W otwartym terenie śledzi przeważnie 5 - 6 satelitów. Problemy są podczas jazdy przez las i w mieście. Zwłaszcza w mieście widoczność satelitów maleje na tyle, że często widać ich zbyt mało dla obliczenia pozycji. Ale i na zewnątrz pojazdu w mieście sytuacja jest niewiele lepsza. Na nowym komplecie baterii odbiornik pracuje kilkanaście godzin (GPS38 pobiera ok. 140mA). Rozrzutnością było by zasilanie w ten sposób w samochodzie; oczywiste jest, że należy zasilać go z gniazda zapalniczki zwłaszcza, że w odbiorniku przewidziano do tego odpowiednie gniazdo. W przypadku najtańszych odbiorników bez wyposażenia dodatkowego (GPS 38, GPS 12) są trudności: potrzebna jest nietypowa wtyczka i zasilacz 6V. Droższe odbiorniki (GPS12XL) są przewidziane do zasilania z napięć np. 10 - 40V. Najprostszym rozwiązaniem jest kupno odpowiedniego kabla od producenta, trochę to jednak kosztuje. Tańszym rozwiązaniem jest kupno wtyczki i dostosowanie zasilacza np. od telefonu komórkowego. Ja sam zrobiłem wtyczkę z kawałka plastiku i elementów złącza DB9, a zasilacz na układzie LM7806 umieściłem w obudowie handlowego wtyku do gniazda zapalniczki. Działa; kosztowało trochę pracy i prawie nic pieniędzy. Przestrzegam jednak przed eksperymentami - nieprawidłowe podłączenie może uszkodzić odbiornik. Potrzebny jest jeszcze uchwyt do przymocowania odbiornika na desce samochodu. Nie wiem czy można gdzieś taki kupić; podobnie jak kabel zasilający, uchwyt zrobiłem sam. Idealny do samochodu jest odbiornik z anteną zewnętrzną. GPS12XL z anteną GA27 na dachu, na uchwycie magnesowym to jest to! Współpraca GPS z PC GPS różnych firm w tym Garmin mają możliwość komunikacji z PC przez port RS232. Daje to możliwość przygotowania danych na PC i wpisania ich do GPS, odczytania danych z GPS, ich obróbki i archiwizowania na PC, oraz śledzenia na bieżąco położenia na ekranie komputera (notebooka) na tle mapy cyfrowej (program Autoroute, Quovadis,...). To ostatnie możliwe jest na łodzi lub w samochodzie, lecz chyba zbyt kłopotliwe na rowerze. Program Quovadis (obecnie zmienił nazwę na Touratech) Ten program spodobał mi się. Nawet w wersji demonstracyjnej 25 dniowej, po upływie tego czasu można bawić się mapami; nie można tylko łączyć się on line z Garminem. Warto też przejrzeć linki polecane przez autorów programu. Rysunek obok powstał przy pomocy programu Quovadis na bazie zeskanowanej mapy 1:100 000 i zapisu przejechanej trasy przez odbiornik GPS38 w czasach aktywności SA. Na zachód od Kolbuszowej jechałem tam i z powrotem tą samą trasą. Internet żyje, niektóre odsyłacze mogą być nieaktualne Programik Gardown Bardzo prosty i przydatny programik pod DOS do odczytywania i zapisywania danych z i do Garmina (przez port RS232). Program Madtran Pakiet programów w Basicu do przeliczania współrzędnych w różnych układach odniesienia. polskie firmy zajmujące się dziedziną GPS strona firmy Garmin inne strony z dziedziny GPS i map (biblia GPS!)
Odpowiedź. Mechanizm odpowiedzialny za to, że Księżyc (a także sztuczne satelity Ziemi) nie spada na naszą planetę najłatwiej jest chyba objaśnić na przykładzie satelity krążącego wokół Ziemi po orbicie w kształcie okręgu, którego środek pokrywa się ze środkiem Ziemi. Podczas ruchu tego satelity jego odległość od
Na poziomie uniwersalnym przestrzeń kosmiczna jest dość szeroka i nie jest znana konkretna jej ilość. Satelity i wszelkiego rodzaju ciał niebieskich. Naturalnych satelitów może być o wiele więcej, niż sobie wyobrażają astronomowie. W rzeczywistości w tym samym obserwowalnym wszechświecie liczba istniejących satelitów nie jest znana z całą pewnością. Ponieważ obserwacja nie wystarczy, ale prawdziwe badanie ciał kosmicznych. Wiele satelitów można zobaczyć jak każdy inny rodzaj ciało niebieskie a jednocześnie wiedząc, że są satelitami w kosmosie. Jest to rodzaj satelity uniwersalnego, jest to satelita naturalny, o którym temat będzie później rozwijany. Z drugiej strony, sztuczne satelity też mają swoje działanie i tutaj wyjaśnimy, jakie znaczenie ma każdy z nich. Wskaźnik1 Po pierwsze: naturalne Naturalne satelity Układu Nazwy Jaka jest orbita tych satelitów? Po pierwsze: satelity Po drugie: satelity Po trzecie: satelity Po czwarte: satelity satelity orbitujące satelity2 Dwa: sztuczne epoka Rodzaje sztucznych Klasyfikacja satelitów według ich konkretnego Klasyfikacja satelitów według typu orbity, którą Typy orbit satelitów3 Rosja i Ekwador wystrzeliwują sztuczne Nowy rosyjski rekord4 Znaczenie Znaczenie naturalnych Znaczenie sztucznych satelitów Po pierwsze: naturalne satelity L naturalne satelity Są to ciała niebieskie krążące wokół planety. Satelita jest zwykle mniejszy i towarzyszy planecie na orbicie wokół gwiazdy macierzystej. Termin „naturalny satelita” przeciwstawia się terminowi sztucznego satelity, który jest obiektem, który krąży wokół Ziemi, Księżyca lub niektórych planet i został wyprodukowany przez człowieka. Naszym satelitą jest Księżyc i jako jedyny towarzyszy Ziemi. Ten satelita ma masę około 1/81 masy Ziemi. Z drugiej strony jest binarny układ planet, który jest realizowany przez satelitę i planetę, wokół której krąży; lub dwóch planet krążących razem. W tym kontekście odnosimy się do przypadku Plutona i jego satelity Charona. W celu dokładnego określenia, co system binarny, dwa obiekty muszą mieć podobną masę, a nie obiekt nadrzędny i satelita. Zwykłym kryterium uznania obiektu za satelitę jest to, że środek masy układu utworzonego przez te dwa obiekty znajduje się wewnątrz obiektu podstawowego. Najwyższy punkt na orbicie satelity jest znany jako apocentrum. Aby zrozumieć ten punkt, konieczne jest konceptualizowanie, że konkretnie w dziedzinie astronomii i w ramach parametrów charakteryzujących orbitę, apocentrum Jest to punkt trajektorii satelity znajdujący się w maksymalnej odległości od gwiazdy, do której krąży. W ten sposób nieco więcej wiadomo o satelitach i ich lokalizacji. Chociaż konieczne jest również poznanie innych podstawowych ich aspektów. Naturalne satelity Układu Słonecznego W Układzie Słonecznym znajduje się łącznie 178 satelitów, które zostały potwierdzone przez NASA, zarówno na planetach, jak i planetach karłowatych. Planety Merkury i Wenus nie mają brak naturalnego satelity, podobnie jak planeta karłowata Ceres. Kolejne misje bezzałogowe od czasu do czasu zwiększały te liczby, odkrywając nowe satelity i mogą nadal to robić w przyszłości. Każdy satelita ma inny rozmiar, w naszym Układzie Słonecznym. Siedem największych naturalnych satelitów w Układzie Słonecznym (o średnicy ponad 2500 km) to cztery: Jowisz Galilejczycy — Ganimedes, Callisto, Io i Europa — satelita Saturna Tytan, księżyc Ziemi i naturalny satelita schwytany Neptun Tryton . Ze swojej strony ten ostatni Tryton, jest najmniejszą z tej grupy. Ten satelita ma większą masę niż wszystkie inne mniejsze naturalne satelity razem wzięte. Podobnie w następnej wielkości grupie dziewięciu naturalnych satelitów, o średnicy od 1000 do 1600 km — Titanii, Oberon, Rhea, Iapetus, Charon, Ariel, Umbriel, Dione i Tethys — najmniejszy, Tethys, ma większą masę niż wszystkie inne pozostałe mniejsze satelity łącznie. Oprócz naturalnych satelitów planet istnieje również ponad 80 znane naturalne satelity Małe planety, asteroidy i inne mniejsze ciała Układu Słonecznego. Niektóre badania szacują, że nawet 15% wszystkich obiektów transneptunowych może mieć satelity. te obiekty transneptunowe lub trans-Neptunian, są to dowolne obiekty znajdujące się w Układzie Słonecznym. Jej orbita znajduje się częściowo lub całkowicie poza orbitą planety Neptun. Z tego powodu nazywa się ich trans-Neptunami. Niektóre specyficzne podpodziały tej przestrzeni nazywane są pasem Kuipera i chmurą Oorta. Nazwy satelitów W ciągu nasz system Solar, na planetach znajdują się różne satelity. Nasz jest tylko jeden: Księżyc. Nazwy tych satelitów zostały wybrane z imion postaci w mitologii. Wyłączone są tylko nazwy satelitów planety Uran. Satelity te noszą imiona postaci z różnych dzieł pisarza Williama Szekspira. Satelity innych planet są powszechnie nazywane księżycami. Jednak Księżyc jest ogólnie satelitą naszej planety Ziemi to są satelity, a nie księżyce. Przykładem najlepszego sposobu na powiedzenie tego jest wspomnienie: „cztery satelity Jowisza”, ale co za tym idzie, wiele osób zwykle mówi: „cztery księżyce Jowisza”. Chociaż rozumie się, że tak naprawdę odnoszą się do satelitów tej planety. Inny sposób, w jaki a kosmiczna gwiazda, jest to, że każde naturalne ciało, które krąży wokół ciała niebieskiego, nazywane jest naturalnym satelitą lub księżycem. Dzieje się tak, nawet jeśli nie jest to planeta, jak w przypadku asteroidalnego satelity Dactyl, który krąży wokół asteroidy (243) Ida itp. Te ciała kosmiczne mają inne nazwy i każde z nich znajduje się w katalogu astronomicznym. Jednak w niektórych przypadkach naukowcy mylą się również w kategorii, w której ich umieszczają. Jaka jest orbita tych satelitów? Ponieważ układ planet, który można zbadać bardziej szczegółowo, to Układ Słoneczny, ponieważ jest on nasz, astronomowie dokonali klasyfikacji w Układzie Słonecznym w odniesieniu do orbit satelitów. Są to satelity pasterskie, trojańskie, koorbitalne i asteroidalne. Każdy z nich jest oceniany w odniesieniu do planety, na której krążą. Klasyfikacja tych satelitów jest następująca: Po pierwsze: satelity duszpasterskie Satelity nazywane są tak, gdy utrzymują w miejscu pierścień Jowisza, Saturna, Urana lub Neptuna. Po drugie: satelity trojańskie Dzieje się tak, gdy planeta i główny satelita mają Punkty Lagrange'a Inne satelity L4 i L5. Po trzecie: satelity koorbitalne Dzieje się tak, gdy obracają się po tej samej orbicie. ten satelity trojańskie są współorbitalne, podobnie jak satelity Saturna Janusa i Epimeteusza, które są mniej odległe na swoich orbitach niż ich rozmiar i zamiast zderzać się, zamieniają swoje orbity. Po czwarte: satelity asteroid W tym momencie należy zauważyć, że niektóre asteroidy mają wokół siebie satelity, takie jak Ida i jej satelita Dactyl. 10 sierpnia 2005 r. ogłoszono odkrycie asteroidy Silvia, wokół której krążą dwa satelity. Romulus i RemusRomulus, pierwszy satelita, został odkryty 18 lutego 2001 roku przez 10-metrowy teleskop WM Keck II na Mauna Kea. Ten satelita Romulus ma 18 km średnicy i orbitę. Znajduje się w odległości 1370 km od Silvii i zajmuje 87,6 godziny. Z drugiej strony Remo jest drugim satelitą. Satelita ten jest znacznie mniejszy niż Romulus, ponieważ ma średnicę 7 km i obraca się w odległości 710 km. Ponadto ukończenie zajmuje mniej czasu. Łącznie 33 godziny na ukończenie orbita wokół Sylwii. wszystkie naturalne satelity podążaj za jego orbitą z powodu siły grawitacji. To jest powód, dla którego satelita wpływa również na ruch głównego obiektu. Było to zjawisko, które w niektórych przypadkach pozwoliło na odkrycie planet pozasłonecznych. satelity orbitujące satelity Zjawisko we Wszechświecie, które pozwala naturalnym satelitom krążyć wokół naturalnego satelity innego ciała, nie zostało jeszcze poznane. W większości przypadków skutki pływowe pierwiastka powodują, że taki system jest niestabilny. Jednak obliczenia przeprowadzone po ostatnim wykryciu wykryły możliwy układ pierścieni Rhea. Chodzi o naturalny satelita Saturna. Naukowcy wskazują, że satelity krążące wokół Rhea miałyby stabilne orbity. Ponadto uważa się, że podejrzane pierścienie byłyby wąskie. Takie zjawisko jest zwykle związane z satelitami pasterskimi. Z drugiej strony, konkretne zdjęcia wykonane przez sonda kosmiczna Cassini nie wykryli żadnego pierścienia związanego z również, że Iapetus, satelita Saturna, posiadał w przeszłości podsatelitę; jest to jedna z kilku hipotez, które zostały zaproponowane w celu wyjaśnienia jego równikowego grzbietu. Dwa: sztuczne satelity W przeciwieństwie do satelitów naturalnych, satelity sztuczne są urządzeniem wysyłanym przez kosmiczny start. Ten satelita pozostaje na orbicie wokół ciał w kosmosie. ten sztuczne satelity krążą również wokół naturalnych satelitów, asteroid lub planet. Po okresie użytkowania sztuczne satelity mogą pozostać na orbicie jako śmieci kosmiczne lub mogą się rozpaść, ponownie wchodząc w atmosferę. Dzieje się tak tylko wtedy, gdy jego orbita jest niska. Poprzez opowiadanie Edwarda Everetta Hale'a The Brick Moon (ceglany księżyc), który ukazał się w serialu w Atlantic Monthly w 1869 roku, jest pierwszym znanym dziełem beletrystycznym opisującym, w jaki sposób sztuczny satelita jest wystrzeliwany na orbitę okołoziemską. Ten sam pomysł pojawił się ponownie w „Pięćset milionach rozpoczętych” z 1879 r., dziele napisanym przez Julesa Verne'a. W przeciwieństwie do pracy The Brick Moon, książki zatytułowanej pięćset milionów autora Julesa Verne'a opisuje niezamierzony wynik złoczyńcy. Robi to, wspominając w swojej sztuce, że złoczyńca postanawia zbudować gigantyczny kawałek artylerii, aby zniszczyć swoich wrogów. Daje to pociskowi większą prędkość niż zamierzona, co pozostawia go na orbicie jak sztuczny satelita. Ale narodziny sztucznych satelitów rozpoczęły się podczas zimnej wojny między Stanami Zjednoczonymi a Związkiem Radzieckim. Celem tej wojny było podbicie kosmosu. W maju 1946 r Projekt RAND przedstawił raport Wstępny projekt eksperymentalnego statku kosmicznego okrążającego świat. To jest wstępny projekt eksperymentalnego statku kosmicznego na orbicie. epoka kosmiczna Wstępny projekt eksperymentalnego statku kosmicznego na orbicie powiedział, że „A pojazd satelitarny przy odpowiednim oprzyrządowaniu może być jednym z najpotężniejszych narzędzi naukowych XX wieku. Realizacja statku satelitarnego wywołałaby reperkusje porównywalne z wybuchem bomby atomowej...». Jednak epoka kosmiczna rozpoczął się w 1946 roku, kiedy naukowcy zaczęli wykorzystywać przechwycone niemieckie rakiety V-2 do pomiarów tego czasu naukowcy używali balonów osiągających wysokość 30 km i fal radiowych do badania jonosfery. W latach 1946-1952 do badań w górnych warstwach atmosfery wykorzystywano rakiety V-2 i Aerobee. To jest dozwolone pomiary ciśnienia, gęstość i temperatura do wysokości 200 km. Stany Zjednoczone rozważały wystrzelenie satelitów orbitalnych od 1945 roku pod nadzorem Biura Aeronautyki Marynarki Wojennej. Oprócz tego projekt RAND firmy Siły Powietrzne przedstawił swój raport, ale satelita nie był uważany za potencjalną broń wojskową. Stało się tak, że powstało raczej narzędzie naukowe, polityczne i propagandowe. W 1954 roku Sekretarz Obrony stwierdził: „Nie znam żadnego amerykańskiego programu satelitarnego”. Rodzaje sztucznych satelitów Tak jak naturalne satelity mają typologię i klasyfikację; również sztuczne satelity mają swoje typy. Każdy z nich badał i studiował od historii po dzień dzisiejszy. Sztuczne satelity można podzielić na dwie duże kategorie: Satelity obserwacyjne i satelity komunikacyjne. Ponieważ są to funkcje, które mają, gdy są wysyłane w kosmos. L satelity obserwacyjneSą wśród nich wszyscy, którzy zbierają dane i wysyłają je na Ziemię w celu wykorzystania. Duża liczba satelitów w tej kategorii wykonuje zdjęcia samej planety Ziemi. Przedstawiają również ciało, na którym krążą, przy użyciu różnych długości fal. Poza tym obejmują one bardzo różnorodne pola obserwacji, takie jak fotografia czy obserwacja astronomiczna, detektory środowiska kosmicznego (promienie kosmiczne, wiatr słoneczny, magnetyzm) i inne. Z szacunkiem do satelity komunikacyjneNależą do nich te używane do retransmisji sygnałów z jednego punktu na Ziemi do drugiego. Są satelitami, które ułatwiają komunikację i rozpowszechnianie wiadomości. Jest to najbardziej komercyjne wykorzystanie satelitów i obejmuje zasięg radia, telewizji, Internetu, telefonii i innych zastosowań. Klasyfikacja satelitów według ich konkretnego przeznaczenia Wspomniane wcześniej satelity komunikacyjne. Są to pracownicy do prowadzenia telekomunikacji (radio, telewizja, telefonia). Satelity meteorologiczne, to takie, które służą do obserwacji środowiska, meteorologii, kartografii bez celów wojskowych. Chociaż są one używane głównie do rejestrowania pogody i klimatu Ziemi. satelity nawigacyjne, to te, które wykorzystują sygnały do poznania dokładnej pozycji odbiornika na ziemi, takie jak systemy GPS, GLONASS i Galileo. satelity rozpoznawcze, są popularnie znane jako satelity szpiegowskie. Są to satelity obserwacyjne lub komunikacyjne, wykorzystywane przez organizacje wojskowe lub wywiadowcze. Większość rządów utrzymuje w tajemnicy informacje ze swoich satelitów. satelity astronomiczne, to te satelity, które są używane do obserwacji planet, galaktyk i innych obiektów astronomicznych. satelity zasilane energią słoneczną, są propozycją satelitów na ekscentrycznej orbicie, które wysyłają zebraną energię słoneczną do anten na Ziemi jako źródło zasilania. stacje kosmiczne, są to konstrukcje, które zostały zaprojektowane tak, aby ludzie mogli żyć w kosmosie. Stacja kosmiczna różni się od innych załogowych statków kosmicznych tym, że nie ma napędu ani możliwości lądowania, wykorzystując inne pojazdy do transportu do i ze stacji. Klasyfikacja satelitów według typu orbity, którą opisują Wśród ogromnej różnorodności możliwych orbit orbity sztucznych satelitów Ziemi są generalnie klasyfikowane według ich wysokości. Wśród nich opisano: Niska orbita okołoziemska (LEO): To te satelity, które mają niską orbitę. Znajdują się one na wysokości od 700 do 1400 km i mają okres orbitalny od 80 do 150 minut. Średnia orbita Ziemi (MEO): Jest to średnia orbita obrócona od 9 000 do 20 000 km i ma okres orbitalny od 10 do 14 godzin. Jest również znany jako pośrednia orbita kołowa. Orbita geostacjonarna (GEO): To satelita, którego orbita znajduje się na wysokości 35 786 km nad równikiem ziemskim. Ma 24-godzinny okres orbitalny, zawsze pozostając w tym samym miejscu na Ziemi. Typy orbit satelitów Oprócz tego konieczne jest poznanie rodzaje orbit wokół których krążą w kosmosie satelity. Orbity te mogą być zależne od wysokości, gwiazdy, do której krążą, mimośrodu, nachylenia i synchronii. Nie jest jednak wykluczone, że istnieją inne typy orbit, z tego powodu zostaną one również wymienione poniżej. Orbity satelitów według wysokości niska orbita okołoziemska (LEO): orbita geocentryczna na wysokości od 0 do 2000 km. oznacza orbitę okołoziemską (MEO): orbita geocentryczna o wysokości od 2000 km do limitu orbity geosynchronicznej 35 786 km. Jest również znany jako pośrednia orbita kołowa. wysoka orbita okołoziemska (HEO): orbita geocentryczna nad orbitą geosynchroniczną o długości 35 786 km; znana również jako orbita wysoce ekscentryczna lub orbita wysoce eliptyczna. Orbity satelitów przy gwiazdach, wokół których krążą orbita areocentryczna: orbita wokół Marsa. Orbita Molniyi: orbita używana przez ZSRR, a obecnie Rosję, aby całkowicie pokryć swoje terytorium daleko na północ od planety. orbita geocentryczna: orbita wokół Ziemi. Na orbicie Ziemi krąży około 2465 sztucznych satelitów. heliocentryczna orbita: orbita wokół Słońca W Układzie Słonecznym planety, komety i asteroidy krążą po tej orbicie. Sztuczny satelita Kepler porusza się po heliocentrycznej orbicie. Orbity satelitów według ekscentryczności orbita kołowa: orbita, której mimośród wynosi zero, a jej tor jest kołem. Orbita transferowa Hohmanna: Manewr orbitalny, który przenosi statek z jednej orbity kołowej na drugą. orbita eliptyczna: orbita, której mimośród jest większy od zera, ale mniejszy niż jeden i którego tor ma kształt elipsy. Orbita Molniyi: orbita bardzo ekscentryczna o nachyleniu 63,4º i okresie orbitalnym równym połowie dnia syderycznego (około dwunastu godzin). Geostacjonarna orbita transferowa: orbita eliptyczna, której perygeum jest wysokością niskiej orbity okołoziemskiej, a apogeum to orbita geostacjonarna. Geosynchroniczna orbita transferowa: orbita eliptyczna, której perygeum jest wysokością niskiej orbity okołoziemskiej, a apogeum to orbita geosynchroniczna. orbita tundry: orbita wysoce ekscentryczna o nachyleniu 63,4º i okresie orbitalnym równym jednemu dniu gwiezdnemu (około 24 godzin). orbita hiperboliczna: orbita, której mimośród jest większy niż jeden. Na takich orbitach statek kosmiczny unika przyciągania grawitacyjnego i kontynuuje swój lot w nieskończoność. orbita paraboliczna: orbita, której mimośród jest równy jeden. Na tych orbitach prędkość jest równa prędkości ucieczki. przechwyć orbitę: orbita paraboliczna o dużej prędkości, na której obiekt zbliża się do planety. ucieczka z orbity: orbita paraboliczna o dużej prędkości, na której obiekt oddala się od planety. Orbity satelitów według inklinacji nachylona orbita: orbita, której nachylenie orbity nie jest zerowe. orbita polarna: orbita przechodząca nad biegunami planety. Dlatego ma nachylenie 90º lub w przybliżeniu. Orbita biegunowa synchroniczna ze słońcem: Orbita zbliżona do bieguna, która przechodzi przez równik Ziemi w tym samym czasie lokalnym przy każdym przejściu. Zsynchronizowane orbity satelitów orbita areostacjonarna: kołowa orbita areosynchroniczna na płaszczyźnie równikowej na wysokości około 17000 km. Podobny do orbity geostacjonarnej, ale na Marsie. Orbita aerosynchroniczna: synchroniczna orbita wokół planety Mars z okresem orbitalnym równym gwiezdnemu dniu Marsa, 24,6229 godzin. orbita geosynchroniczna: orbita na wysokości 35 768 km. Te satelity śledziłyby na niebie analemę. orbita cmentarza: orbita kilkaset kilometrów powyżej orbity geosynchronicznej, na której satelity są przemieszczane, gdy kończy się ich żywotność. orbita geostacjonarna: orbita geosynchroniczna o zerowym nachyleniu. Dla obserwatora na ziemi satelita wydawałby się stałym punktem na niebie. Orbita synchroniczna ze słońcem: heliocentryczna orbita wokół Słońca, gdzie okres orbitalny satelity jest równy okresowi obrotu Słońca i znajduje się na około 0,1628 orbita półsynchroniczna: orbita na wysokości około 12 544 km i okres orbitalny około 12 godzin. orbita synchroniczna: orbita, na której satelita ma okres orbitalny równy okresowi obrotu głównego obiektu i w tym samym kierunku. Z ziemi satelita śledziłby na niebie analemę. Orbity satelitów inne orbity orbita podkowa: orbita, na której obserwator wydaje się widzieć, że krąży wokół planety, ale w rzeczywistości współorbituje z planetą. Przykładem jest asteroida (3753) Cruithne. Punkt Lagrange'a: Satelity mogą również orbitować nad tymi pozycjami. Rosja i Ekwador wystrzeliwują sztuczne satelity Po trzech latach pracy Rosja i Ekwador ostatecznie decydują się na wystrzelenie w kosmos sztucznych satelitów. W sumie wystrzelono 72 satelity, w tym na poziomie Ameryki Łacińskiej satelita o nazwie Ekwador UTE-UGUS. To pierwszy satelita zbudowany przez ekwadorski uniwersytet i wystrzelony w połowie bieżącego miesiąca (lipiec 2017). Z drugiej strony, ze stacji kosmicznej Bajkonur wystrzelono na orbitę rakietę która zawiera 72 satelity o różnym przeznaczeniu. Rosyjska Federalna Agencja Kosmiczna Roscosmos poinformowała w piątek, że ze stacji kosmicznej Bajkonur Rakieta który zawiera 72 satelity o różnym przeznaczeniu. Wracając do najbardziej znanego satelity w Ameryce Łacińskiej, warto zwrócić uwagę na ekwadorski UTE-UGUS. To jest monitorowanie nanosatelity. Ma szerokość, długość i grubość 100 milimetrów. Ponadto waży 1 kilogram i został opracowany wspólnie przez Equinoctial Technological University (UTE) w Quito i Southwest State University (UESOR) w Rosji. Funkcją tego nanosatelity jest nauka wpływ czynników naturalnych i ludzi na strukturę i dynamikę różnorodności wytwarzanych w jonosferze i magnetosferze. Badania przeprowadzone w ramach tego monitoringu pomogą w tworzeniu modeli prognoz klimatycznych i telekomunikacji kosmicznej. Nowy rosyjski rekord Umieszczając na orbicie 72 statki kosmiczne w tym samym czasie, Rosja bije rekord startu. Wśród tych satelitów należy wymienić jednego z tych, które przyciągają uwagę i jest nim „Majak”. Ten satelita ma reflektor słoneczny w kształcie piramidy, który został zaprojektowany do odbijania światła słonecznego w kierunku Ziemi. Wśród przedmiotów stworzonych przez człowieka Majak będzie najjaśniejszy. Oprócz tego, że jest czwartym najjaśniejszym obiektem w przestrzeni, w tym naturalnymi ciałami kosmicznymi, po Słońcu, Księżycu i Wenus. L satelity, które zostały wystrzelone, są następujące: dwa państwowe i dwa prywatne satelity rosyjskich instytucji i ośrodków edukacyjnych; satelita ekwadorski; dwa niemieckie satelity; japoński satelita; dwa wspólne satelity opracowane przez Norwegię i Kanadę oraz 62 satelity amerykańskie. Znaczenie naturalnych satelitów Te elementy, które krążą wokół ciała niebieskiego, mają ogromne znaczenie dla człowieka. W przypadku naturalnych satelitów naszym wspaniałym przykładem jest księżyc i miał on ogromne znaczenie dla Badania i zachowania Ziemi. Dzieje się tak, ponieważ naturalne satelity wpływają na pewne zjawiska naturalne, które działają na planetach, wokół których krążą. Na planecie Ziemia Księżyc ma oczywisty związek z pływami, zgodnie z tym, co zostało naukowo udowodnione. Tego typu wydarzenia znane są od czasów starożytnych. Według badań zjawisko to wynika z przyciągania Księżyca do powierzchni wody i sprawia, że pokrywa on większe lub mniejsze fragmenty wybrzeża w zależności od swojej pozycji. Według faza księżyca, pływy mogą wpływać na rybołówstwo, a ponadto ten sam pływ może być wykorzystywany do procesów pozyskiwania energii, sytuacji, które wyjaśniają jego znaczenie i znaczenie naszego naturalnego satelity. Znaczenie sztucznych satelitów Istnieje nieskończona liczba satelitów, które były tworzone od połowy XX wieku między innymi do wykonywania zadań wojskowych, łączności, badań. Z pewnością zarówno w przypadku naturalnych, jak i sztucznych satelitów jest jasne: zainteresowanie człowieka ta okoliczność sprawia, że doceniamy jego znaczenie. W szczególności w odniesieniu do sztuczne satelitypowstały w odpowiedzi na różne problemy dotykające człowieka. Ich koncepcja zaczęła się rozwijać na początku XX wieku. Z biegiem czasu pogłębiało się, aż w drugiej połowie ubiegłego stulecia udało się go uruchomić. Pierwszy satelita umieszczony na orbicie odpowiadał projektowi Związku Radzieckiego. Obecnie tego typu element wykorzystywany jest do najróżniejszych funkcji, wyróżniając się wśród nich komunikacją i obserwacją ziemi do opracowywania map, geolokalizacji ten badanie przestrzeni kosmicznej wykorzystuje je również do bardziej efektywnej obserwacji innych ciał niebieskich. Krótko mówiąc, satelity naturalne i sztuczneMają ogromny wpływ na życie człowieka i innych żywych istot. W przypadku sztucznych satelitów w przyszłości pojawia się duża liczba nowych wariantów, które będą służyć znacznej poprawie jakości naszego życia. Treść artykułu jest zgodna z naszymi zasadami etyka redakcyjna. Aby zgłosić błąd, kliknij tutaj.
Według ESA na orbicie wokół Ziemi dryfuje około 131 milionów obiektów o średnicy od jednego milimetra do dziesięciu centymetrów. W zasadzie wystarczy pozwolić im opaść w dół w
Stali czytelnicy naszej strony mieli już możliwość zauważyć, że istnieje więcej niż jedna „seria pomiarów średniej globalnej temperatury powierzchni Ziemi” (czytaj np. Zagadka trendu ocieplenia po 1998 roku). Część powstaje na podstawie pomiarów prowadzonych na powierzchni Ziemi (serie przygotowywane przez różne ośrodki różnią się metodami uśredniania, uzupełniania niedoborów danych itd.) a część – na podstawie pomiarów satelitarnych. Swego czasu niedopracowane wyniki pomiarów satelitarnych dostarczały pożywki osobom negującym dodatni trend zmian temperatury na Ziemi (Mit: Satelity nie pokazują ocieplania powierzchni Ziemi). Ponieważ temat ten regularnie powraca w dyskusjach, prezentujemy gościnnie tekst blogera Doskonale Szare, który wyjaśnia, co i jak właściwie mierzą satelity. Rysunek 1. Konstelacja satelitów GPS, które mogą być wykorzystywane do pomiarów temperatury atmosfery. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NASA. Metody teledetekcji Istnieje kilka metod zdalnego (tzw. teledetekcja) pomiaru temperatury atmosfery. Aktywne metody teledetekcji wykorzystują pomiar refrakcji (załamania) fal radiowych wysłanych przez statek kosmiczny przechodzących przez atmosferę. Technika ta z jest powodzeniem używana przy badaniu atmosfer innych planet, np. w ten właśnie sposób sonda New Horizons potwierdziła istnienie troposfery na Plutonie [1]. Na Ziemi meteorolodzy i klimatolodzy wykorzystują konstelację mniej więcej 30 satelitów sieci GPS, krążących wokół Ziemi na wysokości około 20 tys. kilometrów, z których emisji korzystają codziennie systemy nawigacji satelitarnej. Te same fale, po przejściu przez atmosferę, odbierane są przez krążące po niskiej orbicie amerykańsko-tajwańskie mikrosatelity programu COSMIC (a w przyszłości COSMIC-2, których wystrzelenie planowane jest na 2017 rok). Na podstawie zmian kierunku propagowania się fal radiowych w powietrzu możliwe jest odtworzenie jego temperatury albo wilgotności na ścieżce pomiędzy dwoma satelitami [2]. Wykorzystując naziemne staje odbioru sygnału GPS, możemy także określać profile temperatury i zawartości pary wodnej w atmosferze [3, 4]. Pasywne metody zdalnego pomiaru temperatury wykorzystują natomiast promieniowanie wysyłane przez samo powietrze – a dokładniej, mikrofale emitowane przez tlen. Ponieważ tlen jest dobrze wymieszany w atmosferze, a jego koncentracja zmienia się w znikomym zakresie, emisja promieniowania tlenu zależy głównie od jego temperatury. Starannie dobierając długość fali promieniowania rejestrowanego przez instrumenty satelity, można ograniczyć obserwacje tylko do określonego rejonu atmosfery. Każdy kanał instrumentu pomiarowego (długość rejestrowanej fali) ma swoją funkcję wagową. Funkcja wagowa mówi, na ile poszczególne piętra atmosfery „dokładają się” do wartości rejestrowanego sygnału, czyli na ile dobrze je „widać”. Przykładowo, kanał 5 radiometru AMSU-A mierzy promieniowanie o częstotliwości 53,6 GHz, którego emisja pochodzi w większości z najniższych warstw atmosfery – troposfery, z maksimum funkcji wagowej wypadającym w okolicach 4 km (patrz rysunek 2). Rysunek 2. Lewy panel: skąd się bierze funkcja wagowa. Im wyżej, tym mniej fal o wybranej częstości jest emitowane przez atmosferę (emisja) ale jednocześnie (w związku z rozrzedzaniem się powietrza) większa część promieniowania jest przepuszczana (transmisja). Funkcja wagowa pokazuje, jaka część fal o wybranej częstości dotrze do czujnika z poszczególnych poziomów atmosfery. Prawy panel: funkcje wagowe dla instrumentu AMSU-A. Fale o małych częstościach (niskie numery kanałów – kolorowe cyfry z prawej strony) docierające do czujnika satelity pochodzą przede wszystkim z niskich warstw atmosfery (tu są emitowane w ilości na tyle dużej, by przyćmić wyższe warstwy). Fale o większych częstościach (wyższe numery ), jeśli są emitowane przez niskie warstwy atmosfery, to w praktyce nie mają możliwości „przebić się” przez całą atmosferę. Jeśli więc przyrząd satelitarny je rejestruje, to w większości pochodzą one z wyższych partii atmosfery. (źródło ilustracji) Jak widać, fotony rejestrowane przez dany kanał radiometru mogą pochodzić z warstw różniących się wysokością o wiele kilometrów (a więc i temperaturą). Wynika z tego, że zmierzenie temperatury atmosfery metodami teledetekcyjnymi nie jest rzeczą prostą. Jest to klasyczny przykład problemu zwanego w nauce zagadnieniem odwrotnym: próby wyznaczenia szukanego parametru (tutaj: temperatury różnych warstw atmosfery) na podstawie pomiaru wielkości, która od niego zależy (tutaj: promieniowania docierającego do satelity przelatującego nad atmosferą). Innymi słowy: na podstawie zliczenia liczby fotonów o określonej energii „wpadających w oczko” satelity staramy się określić co i w jakich warunkach te fotony wyemitowało. Wiele zagadnień odwrotnych (w tym większość zagadnień w teledetekcji) jest tzw. problemami źle postawionymi. Nie, to nie jest niegrzeczna ocena pracy naukowców. To termin techniczny, oznaczający, że ten sam wynik pomiaru może pojawić się w różnych sytuacjach. W naszym przypadku różne parametry atmosfery (profile temperatury w połączeniu z profilami wilgotności i in.) mogą skutkować emisją promieniowania o nieodróżnialnych, z punktu widzenia czujnika wykonującego pomiar, własnościach. Pierwsze próby W 1990 roku dwóch naukowców NASA, Roy Spencer i John Christy, zaproponowało użycie pomiarów promieniowania mikrofalowego emitowanego przez atmosferę wykonanych przez radiometry MSU satelitów serii NOAA do zbadania globalnego ocieplenia, i przedstawili pierwszą satelitarną serię danych temperatury troposfery. Seria ta, popularnie określana akronimem UAH (od nazwy uniwersytetu gdzie zatrudniony był Christy – The University of Alabama in Huntsville), skonstruowana była w oparciu o tzw. temperaturę jasnościową (czyli temperaturę, jaką miałoby ciało doskonale czarne emitujące tyle samo promieniowania co obserwowany obiekt) zmierzoną na kanale 2 MSU (53,74 GHz). Dzisiaj, ćwierć wieku później, oprócz UAH podobne serie temperatury atmosfery opracowują również zespoły RSS i NOAA STAR. Oryginalnej serii Spencera i Christy’ego odpowiadają dane oznaczane skrótem TMT (temperature in the middle troposphere), które są kombinacją temperatury jasnościowej mierzonej przez stare radiometry MSU (kanał 2) oraz, od roku 1998, nowsze AMSU-A (kanał 5). Rysunek 3. Współczesny satelita NOAA-18 – również na jego pokładzie znajduje się przyrząd AMSU-A. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA NESDIS Environmental Visualization Laboratory. W opublikowanym w tygodniku Science artykule [5] Spencer i Christy przekonywali, że precyzja pomiaru miesięcznych anomalii temperatury globalnej jest lepsza niż 0,01°C, a ze względu na możliwość obserwacji powierzchni całej planety oraz brak wpływu takich czynników jak np. efekt miejskiej wyspy ciepła, pomiary satelitarne znacznie lepiej nadają się do monitorowania globalnego ocieplenia niż tradycyjne analizy temperatury powierzchni globu. Wnioski wyciągnięte przez Spencera i Christy’ego wzbudziły pewien sceptycyzm, bo dane satelitarne nie wskazywały na wzrost temperatury, przewidywany przez teorię antropogecznicznego globalnego ocieplenia [6] i obserwowany w pomiarach na powierzchni Ziemi. Szybko okazało się, że rzeczywiście tezy na temat możliwości pomiarów satelitarnych były zdecydowanie zbyt optymistyczne, a w toku badań odkryto liczne problemy związane z metodami używanymi do wyznaczania trendów temperatur atmosfery. Nawet pobieżne omówienie tych badań to temat na grubą książkę, więc poniżej ograniczę się tylko do wymienienia najważniejszych problemów wraz z odniesieniem do podstawowej literatury przedmiotu. 1. „Temperatura troposfery” nie jest tylko temperaturą troposfery Jak napisałem wyżej, funkcja wagowa kanału 5 AMSU-A (oraz kanału 2 MSU) obejmuje większość troposfery, z maksimum wypadającym w jej niskich warstwach. Okazuje się jednak, że część emisji mierzonej przez radiometr w tym zakresie widma pochodzi też z wyższych warstw atmosfery, czyli stratosfery. Zgodnie z teoretycznymi przewidywaniami stratosfera powinna się oziębiać wskutek niszczenia warstwy ozonowej przez związki chlorowcopochodne („freony”) oraz zwiększającej się koncentracji dwutlenku węgla. Ponieważ radiometr nie może odróżnić, czy zarejestrowany foton został wyemitowany przez ocieplającą się troposferę, czy oziębiającą się stratosferę, oba efekty nakładają się na siebie, zaniżając mierzone trendy temperatury. W kolejnych wersjach swojej analizy temperatur (od wersji „B” z 1991 roku do wersji z 2013 roku) Spencer i Christy próbowali obejść ten problem konstruując „syntetyczny” kanał 2RT, później nazwany 2LT, a jeszcze później TLT [7]. Kanał ten powstał jako kombinacja pomiarów wykonanych pod różnymi kątami, przez co możliwe było lepsze wyizolowanie emisji pochodzącej z dolnych warstw troposfery, i jak się wydawało usunięcie emisji stratosferycznej. Rysunek 4. Geometria skanu wykonywanego przez radiometr AMSU. Źródło. Rysunek 5. Stary sposób konstrukcji serii temperatur dolnej troposfery w analizie UAH. Przy większym kącie pomiaru promieniowanie musi pokonać dłuższą drogę przez atmosferę, zatem opisująca je funkcja wagowa jest przesunięta ku wyższym warstwom atmosfery. Kanał 2RT/2LT/TLT powstawał poprzez odjęcie, z odpowiednimi wagami, temperatury jasnościowej zmierzonej przy większym kącie (pozycje 1, 2, 10 i 11 radiometru), od temperatury zmierzonej przy mniejszym kącie (bliżej nadiru, pozycje 3, 4, 8 i 9). Źródło. Metoda ta wprowadziła jednak kolejne problemy: znacząco zmniejszyła się precyzja pomiaru (zarówno jeśli chodzi o rozdzielczość przestrzenną, jak i stosunek sygnału do szumu w zmierzonej temperaturze jasnościowej), oraz powiększył się wkład emisji z powierzchni Ziemi w promieniowanie rejestrowane przez satelity. Szczególnie problematyczne okazały się być rejony polarne, gdzie dodatkowe zakłócenia powoduje obecność lodu [8]. W 2004 roku inny zespół naukowców zaproponował [9] alternatywną metodę konstrukcji syntetycznego kanału dla dolnej troposfery, opartą o kombinację dwóch różnych kanałów radiometru (2 i 4 MSU oraz 5 i 8 AMSU-A). Metoda ta została zastosowana w analizie RSS (firmy Remote Sensing Systems), a od ubiegłego roku zaczęli jej używać także Spencer i Christy (od wersji analizy UAH [10]). Co charakterystyczne, zespół NOAA STAR, który też publikuje własną niezależną analizę danych satelitarnych, z opracowywania takiego syntetycznego kanału „dolnej troposfery” zrezygnował w ogóle, dochodząc do wniosku że jego przydatność jest niewielka w obliczu niepewności pomiarowych, jakimi byłby obciążony. 2. Serie pomiarowe nie są homogeniczne … czyli wykorzystują dane różnego pochodzenia. Konstrukcja serii temperatur o długości wystarczającej by była przydatna w badaniach nad klimatem (czyli 20-30 lat) wymaga użycia danych z kilkunastu różnych satelitów, pracujących w różnym czasie i z różnym oprzyrządowaniem na pokładzie. Jak wspomniałem, analizy UAH, RSS i NOAA STAR używają zarówno pomiarów wykonanych przez starszy typ czterokanałowych radiometrów MSU, jak i nowszych, wciąż wykorzystywanych radiometrów AMSU. Ale nawet instrumenty tego samego typu, kalibrowane na Ziemi według tych samych wytycznych, zmieniają trochę parametry podczas montażu satelity i później w trakcie samej misji obserwacyjnej satelity, zależąc między innymi od jego własnej temperatury. Rysunek 6. Satelita NOAA w laboratorium. Zdjęcie zamieszczamy dzięki uprzejmości Lockheed Martin i NASA. Na orbicie możliwości powtórnej kalibracji instrumentów satelity są ograniczone. W przypadku radiometrów pomiary temperatury jasnościowej atmosfery ziemskiej mogą być porównywane z temperaturą przestrzeni kosmicznej (czyli temperatury mikrofalowego promieniowania szczątkowego Wielkiego Wybuchu, wynoszącej 2,73 K), oraz temperaturą specjalnej płytki (mierzonej innymi metodami), jednak ekstrapolacja nieliniowej zależności pomiędzy rzeczywiście mierzonym przez radiometr sygnałem (przetworzoną na ciąg cyfr zmianą napięcia) a temperaturą, w oparciu o tylko dwa punkty danych nie jest wcale taka prosta. Przykładowo, jedną z nierozstrzygniętych kontrowersji jest poprawka zastosowana do kalibracji pomiarów satelity NOAA-9, która zdaniem klimatologów z University of Washington została przez Spencera i Christy’ego zastosowana niewłaściwie [11]. Kilka lat temu naukowcy z NOAA znaleźli sprytny sposób na wzajemną kalibrację instrumentów różnych satelitów, którym zdarzało się przelatywać w tym samym czasie nad tym samym punktem (co w przypadku orbit polarnych zdarza się w okolicach biegunów), i ten rodzaj kalibracji jest obecnie używany w analizie NOAA STAR [12]. Kolejnym bardzo poważnym problemem jest dryf orbit. Satelity meteorologiczne (a także szpiegowskie) zwykle krążą po orbitach polarnych, na których przelatują nad tymi samymi punktami na powierzchni Ziemi o tej samej godzinie czasu słonecznego. Można zrozumieć to oglądając poniższą animację: W ciągu kilku-kilkunastu lat przebywania satelity na orbicie zwykle powoli dryfuje on w kierunku wschodnim albo zachodnim, przez co przelatuje on nad tym samym punktem w innym czasie (później albo wcześniej). Ponieważ temperatura atmosfery zmienia się w cyklu dobowym, zatem dwa pomiary wykonane w odstępie 10 lat, jeden na przykład wczesnym popołudniem, a drugi na przykład wieczorem, oprócz długoterminowego trendu klimatycznego będą też zawierać, zwykle znacznie większy, wkład dobowej zmiany temperatury. Efekt dryfu orbity trzeba zatem uwzględnić i jakoś skompensować. Niestety, pierwsze wersje analizy Spencera i Christy’ego dryf ignorowały, a wersje późniejsze stosowały poprawkę dobową z niewłaściwym znakiem, przez co pogłębiały istnienie błędów systematycznych w trendach temperatur troposfery [13]. 3. Temperatura troposfery nie jest tylko temperaturą powietrza. Teledetekcja temperatur oparta o promieniowanie mikrofalowe wydawała się atrakcyjna również dlatego, że pozwalała na badanie atmosfery niezależnie od obecności chmur, które zwykle zasłaniają dużą część powierzchni planety. Spencer i Christy w 1990 roku szacowali, że wpływ emisji z innych niż tlen składników atmosfery, oraz refrakcji mikrofal na cząsteczkach wody w chmurach i deszczu jest mniejszy niż 0,01°C w przypadku globalnych anomalii miesięcznych. Ostatnie badania [14] sugerują, że ignorowanie obecności chmur zaniża trendy zmian temperatur troposfery o 20-30%. Rysunek 7: Średnie zachmurzenie w grudniu 2015 na podstawie pomiarów satelitarnych (0 oznacza brak chmur, 1 – pełne zachmurzenie). Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości GSFC/NASA. Wynika z tego, że określenie temperatury troposfery nie jest takie proste, jak się kiedyś wydawało, a satelitarne serie temperatury nie są lepszym wskaźnikiem globalnego ocieplenia niż zwykłe analizy temperatury powierzchni Ziemi, oparte o pomiary stacji meteorologicznych i temperatury oceanów. W 37-letniej serii temperatur TMT, opracowanej na podstawie tych samych danych wejściowych, trend liniowy wynosi zaledwie 0,07°C na dekadę w analizie UAH, 0,08°C na dekadę w analizie RSS, i 0,12°C na dekadę w analizie NOAA STAR – a jest to teoretycznie najprostszy produkt satelitarny, wykorzystujący tylko jeden kanał radiometru! Pokazuje to, że bez wyjaśnienia różnic pomiędzy różnymi analizami temperatur atmosfery trudno jest używać ich jako argumentu, że się ona nie ociepla (albo że się ociepla „mniej niż oczekiwano”). Co z radiosondami? Radiosondy to małe urządzenia zawierające przyrządy mierzące ciśnienie, temperaturę, wilgotność i inne parametry atmosferyczne, unoszone w powietrzu przez balony meteorologiczne. Pomiary wykonywane w miarę wznoszenia i lotu balonu, aż do momentu jego pęknięcia w górnych warstwach atmosfery, są przesyłane drogą radiową do stacji naziemnych. Radiosondy światowej sieci pomiarów meteorologicznych WMO są wypuszczane w tym samym czasie, dwa razy na dobę (w okolicy północy i południa czasu Greenwich), z ponad 600 stacji na całym świecie, a uzyskane w ten sposób dane o stanie globalnej atmosfery zasilają modele numeryczne prognozujące pogodę. Rysunek 8. Stacje sondowania atmosfery na świecie. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA. Radiosondy umożliwiają zbadanie temperatury atmosfery z precyzją niemożliwą do uzyskania innymi metodami, jednak mają też i swoje wady. Globalna sieć pomiarowa jest z konieczności ograniczona głównie do lądów (oraz nielicznych oceanicznych wysepek), jej utrzymanie jest stosunkowo kosztowne, i podobnie jak w przypadku innych pomiarów wykonywanych w konkretnych lokalizacjach, dane zbierane przez radiosondy wymagają homogenizacji. Mierzony przez radiosondy od 1958 roku długoterminowy trend temperatury globalnej wynosi 0,14°C na dekadę [15]. W tropikach jest nawet wyższy, i wynosi 0,25°C na dekadę [16]. Na szybkie ocieplanie się tropikalnej troposfery wskazuje również niedawno opublikowana analiza prędkości wiatrów [17]. Rysunek 9. Różne analizy temperatury troposfery. Kolor czarny: RSS, wraz z niepewnościami (100 realizacji wiązki, oznaczone kolorem szarym); zielony: UAH; niebieski: NOAA STAR; czerwony: globalna analiza temperatur mierzonych przez wynoszone przez balony radiosondy RATPAC-A (poziom baryczny 500hPa). Nie ma wątpliwości co do ocieplenie klimatu Niezależnie od przyczyn rozbieżności pomiędzy różnymi analizami temperatur troposfery, samo ocieplenie klimatu nie jest już od dawna przyczyną kontrowersji w środowisku naukowym. O ile w 1990 roku nie były kompletnie nieprawdopodobne sugestie Christy’ego i Spencera, że analizy temperatur oparte o pomiary stacji meteorologicznych zawierają nieuwzględnione, duże błędy systematyczne (np. efekt miejskiej wyspy ciepła); to dzisiaj, ćwierć wieku później, nie ma wątpliwości że globalne ocieplenie nie jest tylko artefaktem pomiarowym. Dane dotyczące ocieplenia na powierzchni planety są obecnie precyzyjniejsze, niż analizy satelitarne. Łatwo może to zobrazować rozrzut wartości różnych serii temperatur, opracowywanych przez różne, niezależne zespoły naukowców: Rysunek 10. Kolor niebieski – różne analizy temperatur powierzchni (NASA, NCEI, MetOffice i BEST), kolor szary – analizy temperatur troposfery (UAH, RSS, NOAA STAR i RATPAC-A). O ociepleniu planety wiemy zresztą nie tylko dzięki stacjom meteorologicznym, ale także i pomiarom temperatur oceanów wykonanych przez statki i boje oceanograficzne; z szacunków tempa regresji lodowców; pomiarów temperatur podpowierzchniowych w odwiertach geologicznych i zmian temperatur wiecznej zmarzliny; analizom zmian zachowań sezonowych, zasięgów występowania różnych gatunków roślin i zwierząt oraz wielu innych niezależnych obserwacji. Nie ma też wątpliwości co do przyczyn ocieplenia Obserwowane zmiany klimatu są spójne z przewidywaniami teoretycznymi opartymi o znane od dziesięcioleci prawa fizyki. Zgodnie z tymi przewidywaniami, zwiększona koncentracja gazów cieplarnianych powinna doprowadzić do wzmocnienia efektu cieplarnianego, i ocieplenie powierzchni planety. Inne, teoretycznie możliwe przyczyny zmian klimatu (np. wahania aktywności słonecznej) pozostają wykluczone przez dane obserwacyjne. [1] The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons [2] The COSMIC/FORMOSAT-3 Mission: Early Results [3] Observing Earth’s atmosphere with radio occultation measurements using the Global Positioning System [4] Climate intercomparison of GPS radio occultation, RS90/92 radiosondes and GRUAN from 2002 to 2013 [5] Precise Monitoring of Global Temperature Trends from Satellites [6] Dzisiaj wiemy, że główną tego przyczyną była zbyt krótka, bo zaledwie 10-letnia, seria obserwacyjna którą dysponowali wtedy Spencer i Christy. Ze względu na relatywnie dużą, w stosunku do wartości (ówczesnego) trendu, zmienność międzymiesięczną i międzyroczną temperatury globalnej, w żadnej serii danych (czy to satelitarnych, czy to naziemnych) nie da się wyznaczyć istotnego statystycznie trendu dla okresu 1979-1988. Późniejsze, dłuższe satelitarne serie temperatur troposfery opracowane przez Spencera i Christy’ego też nie wskazywały ocieplenia, jednak tutaj większą rolę odegrały wprowadzone przez nich błędy w analizie danych. [7] Precision and Radiosonde Validation of Satellite Gridpoint Temperature Anomalies. Part II: A Tropospheric Retrieval and Trends during 1979–90 [8] Evidence of possible sea-ice influence on Microwave Sounding Unit tropospheric temperature trends in polar regions [9] Satellite-derived vertical dependence of tropical tropospheric temperature trends; Contribution of stratospheric cooling to satellite-inferred tropospheric temperature trends [10] Prace nad wersją 6 serii UAH rozpoczęła się w 2006 roku, niedługo po odkryciu błędów w zastosowaniu poprawek dobowych (o czym niżej), i została ona w końcu „opublikowana” na blogu Roya Spencera w roku 2015, z zastrzeżeniem, że to dopiero wersja „beta”. Nie wiadomo, kiedy i czy w ogóle planowana jest publikacja opisu metod analizy w recenzowanym czasopiśmie naukowym. [11] A Bias in the Midtropospheric Channel Warm Target Factor on the NOAA-9 Microwave Sounding Unit [12] Predicting Simultaneous Nadir Overpasses among Polar-Orbiting Meteorological Satellites for the Intersatellite Calibration of Radiometers; Recalibration of microwave sounding unit for climate studies using simultaneous nadir overpasses; Intersatellite calibration of AMSU-A observations for weather and climate applications [13] The Effect of Diurnal Correction on Satellite-Derived Lower Tropospheric Temperature [14] „Uncertainty of AMSU-A derived temperature trends in relationship with clouds and precipitation over ocean; 30-Year atmospheric temperature record derived by one-dimensional variational data assimilation of MSU/AMSU-A observations; Trends of MSU Brightness Temperature in the Middle Troposphere Simulated by CMIP5 Models and Their Sensitivity to Cloud Liquid Water [15] BAMS State of the Climate in 2014, Global Climate [16] Atmospheric changes through 2012 as shown by iteratively homogenized radiosonde temperature and wind data (IUKv2) [17] New estimates of tropical mean temperature trend profiles from zonal mean historical radiosonde and pilot balloon wind shear observations
Czy to prawda, że Księżyc krąży wokół Ziemi? „Księżyc rzeczywiście się obraca, ale okres, w którym obraca się wokół siebie, trwa w tym samym czasie, co ruch translacyjny wokół Ziemi”, wyjaśnia astronom z Federalnego Uniwersytetu Rio Grande do Sul (UFRGS) Thaisa Storchi Bergmann.
Najlepsza odpowiedź EKSPERTZaborca odpowiedział(a) o 22:13: Okres obiegu po orbicie jest dany wzorem:T = 2 * pi * sqrt(r^3/(G*(M1 + M2)));gdzieT - okres orbitalny, s;pi = - odleglosc pomiedzy Ziemia a satelita, m;G - stala grawitacji, m3 / (kg * s * s);M1, M2 - masa satelity i Ziemi, kg;poniewaz2*pi, G, M1, M2 = const;T2 / T1 = sqrt(r2^3/r1^3);(T2 / T1)^2 = r2^3/r1^3;((T2 / T1)^2)^(1/3) = r2/r1;czas na obliczeniaT2 / T1 = 1/8(1/8)^2 = 1/64(1/64)^(1/3) = (1/(4*4*4))^(1/3) = 1/4wiecr2/r1 = 1/4;No, prosze, tak przynajmniej ma to wygladacWkuwaj fize, jest tego wartaPozdrawiamoddaj swoj glos na sondzie [LINK] Uważasz, że znasz lepszą odpowiedź? lub
heliosfera. ( ang.: heliosphere) - obszar wokół Słońca, w którym ciśnienie wiatrów słonecznych jest większe od ciśnienia materii międzygwiazdowej (galaktycznej). Obszar ten jest znacznie mniejszy niż obszar działania sił grawitacyjnych Układu Słonecznego (z j. greckiego: hélios – słońce, sphaíra - kula).
W styczniu 2020 r. agencja NASA podała, że sonda TESS znalazła swoją pierwszą potencjalnie nadającą się do zamieszkania egzoplanetę wielkości Ziemi, orbitującą wokół gwiazdy oddalonej od nas o ok. 100 lat świetlnych. Planeta jest częścią układu TOI 700 (TOI to skrót od TESS Objects of Interest) - małej, stosunkowo chłodnej gwiazdy, czyli karła o typie widmowym M, w konstelacji Złota Ryba, który ma tylko ok. 40% masy i wielkości naszego Słońca oraz połowę jego temperatury powierzchniowej. Obiekt nosi nazwę TOI 700 d i jest jedną z trzech planet orbitujących wokół swojego centrum, najbardziej od niego oddaloną, co 37 dni pokonującą drogę wokół gwiazdy. Znajduje się w takiej odległości od TOI 700, aby teoretycznie móc utrzymać na powierzchni wodę w stanie ciekłym, lokując się w strefie zdatnej do zamieszkania. Otrzymuje ok. 86% wartości energii, którą nasze Słońce dostarcza Ziemi. Symulacje środowiskowe stworzone przez badaczy wykorzystujących dane sondy TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) ujawniły jednak, że TOI 700 d może zachowywać się zupełnie inaczej niż Ziemia. Ponieważ jest zsynchronizowany obrotem ze swoją gwiazdą (co oznacza, że jedna strona planety pozostaje zawsze w świetle dnia, a druga w mroku), sposób w jaki tworzą się tam chmury i wieje wiatr, może być dla nas cokolwiek egzotyczny. 1. Porównanie Ziemi i TOI 700 d, z wizualizacją ziemskiego układu kontynentów na egzoplanecie Astronomowie potwierdzili swoje odkrycie, wykorzystując należący do NASA Kosmiczny Teleskop Spitzera, kończący właśnie działalność. Początkowo gwiazda TOI 700 była niewłaściwie sklasyfikowana jako o wiele gorętsza, co skłaniało astronomów do poglądu, że wszystkie trzy planety krążą wokół niej zbyt blisko i są przez to zbyt gorące, by podtrzymywać życie. - Kiedy poprawiliśmy parametry gwiazdy, rozmiary jej planet spadły i zdaliśmy sobie sprawę, że najbardziej zewnętrzna z nich jest mniej więcej takiej samej wielkości jak Ziemia, krążąc w strefie życia - powiedziała podczas prezentacji odkrycia Emily Gilbert, członkini zespołu z Uniwersytetu w Chicago. - Dodatkowo, w ciągu jedenastu miesięcy od uzyskania danych nie widzieliśmy żadnych rozbłysków pochodzących od gwiazdy, co zwiększa szanse, że TOI 700 d nadaje się do zamieszkania, ułatwiając modelowanie jej warunków atmosferycznych i powierzchniowych. Badacze mają nadzieję, że w przyszłości instrumenty takie jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba, którego umieszczenie w przestrzeni kosmicznej NASA planuje na rok 2021, będą w stanie określić, czy planety mają atmosferę, i dadzą radę zbadać jej skład. Naukowcy wykorzystali oprogramowanie komputerowe do modelowania hipotetycznego klimatu planety TOI 700 d. Ponieważ nie wiadomo jeszcze, jakie gazy mogą znajdować się w jej atmosferze, testowano różne warianty i scenariusze, w tym opcje zakładające: współczesną atmosferę ziemską (77% azotu, 21% tlenu, metan i dwutlenek węgla), prawdopodobny skład ziemskiej atmosfery sprzed 2,7 miliarda lat (głównie metan i dwutlenek węgla), a nawet atmosferę marsjańską (dużo dwutlenku węgla), jaka prawdopodobnie istniała tam 3,5 miliarda lat temu. Na podstawie tych modeli stwierdzono, że jeśli atmosfera TOI 700 d zawiera kombinację metanu, dwutlenku węgla lub pary wodnej, planeta może nadawać się do zamieszkania. Teraz zespół musi potwierdzić te hipotezy za pomocą wspomnianego teleskopu Webba. Przeprowadzone przez NASA symulacje klimatyczne sugerują jednocześnie, że zarówno atmosfera podobna do ziemskiej, jak i ciśnienie gazu nie są wystarczające do utrzymania na jej powierzchni ciekłej wody. Gdybyśmy umieścili na TOI 700 d tę samą ilość gazów cieplarnianych, jaką mamy na Ziemi, temperatura na powierzchni nadal byłaby poniżej zera. Modelowanie wykonane przez wszystkie zaangażowane zespoły wskazuje, że klimat planet wokół małych i ciemnych gwiazd takich jak TOI 700 jest jednak bardzo różny od tego, co spotykamy na naszej Ziemi. Ciekawe nowości Większość tego, co wiemy o egzoplanetach, czyli planetach krążących poza Układem Słonecznym, pochodzi z Kosmicznego Teleskopu Keplera. Skanował on niebo od 2009 do 2018 r. i znalazł ponad 2600 planet poza naszym Układem Słonecznym. NASA przekazała następnie pałeczkę odkrywcy sondzie TESS (2), która wystartowała w kosmos w kwietniu 2018 r. W pierwszym roku swojej działalności znalazła ponad dwadzieścia egzoplanet krążących wokół gwiazd, a także dziewięćset niepotwierdzonych obiektów tego rodzaju. W poszukiwaniu planet nieznanych astronomom obserwatorium będzie przeczesywać całe niebo, przyglądając się 200 tys. najjaśniejszych gwiazd. 2. Transiting Exoplanet Survey Satellite TESS wykorzystuje szeregowy układ kamer szerokokątnych. Jest w stanie badać masę, wielkość, gęstość i orbitę dużego zgrupowania małych planet. Satelita działa metodą teledetekcyjnego poszukiwania spadków jasności potencjalnie wskazujących na tranzyty planetarne - przejścia orbitujących obiektów przed tarczami ich gwiazd macierzystych. Ostatnie kilkanaście miesięcy to seria niezwykle ciekawych odkryć, dokonanych po części dzięki temu wciąż stosunkowo nowemu obserwatorium kosmicznemu, a po części za pomocą innych instrumentów, w tym naziemnych. Kilka tygodni przed natrafieniem na wspomnianą bliźniaczkę Ziemi pojawiła się informacja o detekcji planety krążącej wokół dwóch słońc, zupełnie jak Tatooine z "Gwiezdnych wojen"! Planetę TOI 1338 b znaleziono tysiąc trzysta lat świetlnych od nas, w gwiazdozbiorze Malarza. Jej wielkość mieści się w granicach między rozmiarami Neptuna i Saturna. Obiekt doświadcza regularnych wzajemnych zaćmień swoich gwiazd. Wirują one wokoło siebie na orbicie w cyklu piętnastodniowym, jedna nieco większa od naszego Słońca, a druga znacznie mniejsza. W czerwcu 2019 r. pojawiła się informacja, że znaleziono dwie podobne do Ziemi planety dosłownie na naszym kosmicznym podwórku. Mówił o tym artykuł opublikowany w czasopiśmie "Astronomy and Astrophysics". Oba obiekty znajdują się w idealnej strefie, w której może powstawać woda. Mają prawdopodobnie skaliste powierzchnie, a orbitują wokół słońca znanego jako Gwiazda Teegardena (3), położonego zaledwie 12,5 roku świetlnego od Ziemi. - Przypominają wewnętrzne planety naszego Układu Słonecznego - oświadczył główny autor odkrycia, Mathias Zechmeister, badacz w Instytucie Astrofizyki Uniwersytetu w Getyndze, w Niemczech. - Są tylko nieznacznie cięższe od Ziemi i znajdują się w tzw. strefie mieszkalnej, w której może występować woda w postaci ciekłej. Nowo odnalezione światy krążą na orbicie swojej gwiazdy macierzystej w okresach odpowiednio około pięciu i jedenastu dni. To bardzo szybko w porównaniu do planet poruszających się wokół naszego własnego Słońca (nawet Merkury potrzebuje 88 dni na jeden obrót), ale Gwiazda Teegardena jest karłem typu M o niskiej jasności. 3. Układ Gwiazdy Teegardena, wizualizacja Z kolei intrygujące, nieznane światy odkryte przez TESS w lipcu ub. roku krążą na orbicie wokół gwiazdy UCAC4 191-004642, siedemdziesiąt trzy lata świetlne od Ziemi. Układ planetarny, z gwiazdą macierzystą obecnie oznaczoną jako TOI 270, zawiera co najmniej trzy planety. Jedna z nich, TOI 270 b, jest nieco większa od Ziemi, dwie pozostałe są mini-Neptunami, należąc do klasy planet niewystępujących w naszym Układzie Słonecznym. Gwiazda jest chłodna i niezbyt jasna, ok. 40% mniejsza i mniej masywna od Słońca. Jej temperatura powierzchni jest w przybliżeniu o dwie trzecie wyższa od temperatury naszego własnego towarzysza gwiezdnego. Układ słoneczny TOI 270 znajduje się w gwiazdozbiorze Malarza. Tworzące go planety krążą tak blisko gwiazdy, że ich orbity mogłyby zmieścić się w obrębie układu księżyców towarzyszących Jowiszowi (4). 4. Porównanie układu TOI 270 z układem Jowisza Dalsze badania nad tym systemem mogłyby ujawnić dodatkowe planety. Te obracające się dalej od Słońca niż na orbicie TOI 270 d mogą być wystarczająco chłodne, aby utrzymać ciekłą wodę i ewentualnie rozwinąć życie. TESS ma szukać bliżej Pomimo stosunkowo dużej liczby odkryć niewielkich egzoplanet, większość ich gwiazd macierzystych znajduje się w odległości od 600 do 3 tys. lat świetlnych od Ziemi - są za daleko i pogrążone w zbyt dużej ciemności, aby móc prowadzić ich szczegółowe obserwacje. W przeciwieństwie do Keplera, zasadniczą misją TESS jest poszukiwanie planet wokół bliższych sąsiadów Słońca, tych wystarczająco jasnych, by obserwować je teraz i później, za pomocą kolejnych instrumentów. Od kwietnia 2018 r. do chwili obecnej TESS odkryła już ponad 1500 kandydatów na planety. Większość z nich jest ponad dwukrotnie większa od Ziemi, a swoje orbity przebiega w czasie krótszym niż dziesięć dni. W rezultacie dociera do nich znacznie więcej ciepła niż w przypadku naszej planety i są zbyt gorące, aby na ich powierzchni mogła istnieć płynna woda. To właśnie płynna woda jest niezbędna do tego, by na egzoplanecie dało się ewentualnie zamieszkać. Stanowi ona pożywkę dla substancji chemicznych, które mogą oddziaływać na siebie nawzajem. Teoretycznie uznaje się co prawda za możliwe istnienie egzotycznych form życia w warunkach wysokiego ciśnienia lub bardzo wysokich temperatur - jak to ma miejsce w przypadku ekstremofilów znalezionych w pobliżu kominów hydrotermalnych lub mikrobów ukrytych prawie kilometr pod pokrywą lodową Antarktydy Zachodniej. Odkrycia tego rodzaju organizmów okazały się jednak możliwe, ponieważ ludzie byli w stanie bezpośrednio badać ekstremalne środowiska, w jakich one przebywają. Nie dałoby się ich niestety wykryć w dalekim kosmosie, zwłaszcza z odległości wielu lat świetlnych. Poszukiwania życia, a nawet warunków mieszkalnych, poza naszym Układem Słonecznym, pozostają póki co całkowicie uzależnione od zdalnych obserwacji. Zauważalne powierzchnie wody w stanie ciekłym, stwarzające warunki potencjalnie sprzyjające życiu, są w stanie oddziaływać z atmosferą powyżej, tworząc zdalnie wykrywalne biosygnatury widoczne dla ziemskich teleskopów. Mogą to być znane z Ziemi kompozycje gazów (tlen, ozon, metan, dwutlenek węgla i para wodna) lub składniki atmosfery starożytnej Ziemi sprzed np. 2,7 mld lat (głównie metan i dwutlenek węgla, ale nie tlen). W poszukiwaniu miejsca "w sam raz" i planety tam rezydującej Od czasu odkrycia 51 Pegasi b w 1995 r. zidentyfikowano ponad cztery tysiące egzoplanet. Dziś wiemy na pewno, że większość gwiazd w naszej Galaktyce i we Wszechświecie jest otoczonych układami planetarnymi. Ale tylko kilkadziesiąt znalezionych egzoplanet to światy potencjalnie nadające się do zasiedlenia. Co sprawia, że egzoplaneta może nadawać się do zamieszkania? Podstawowy warunek to wspomniana już płynna woda na powierzchni. Aby to było możliwe, potrzebna jest przede wszystkim owa stała powierzchnia, czyli skaliste podłoże, ale również atmosfera, i to wystarczająco gęsta, aby wytworzyć ciśnienie i wpłynąć na temperaturę wody. Potrzeba również odpowiedniej gwiazdy, która nie smaga planety zbyt silnym promieniowaniem zdmuchującym atmosferę i niszczącym organizmy żywe. Każda gwiazda, także nasze Słońce, wysyła stale ogromne dawki promieniowania, dlatego bez wątpienia do istnienia życia przydałoby się chroniące przed nim pole magnetyczne, takie jakie wytwarza płynne metalowe jądro Ziemi. Ponieważ jednak mogą istnieć również inne mechanizmy chroniące życie przed promieniowaniem, jest to tylko element pożądany, a nie warunek konieczny. Tradycyjnie zainteresowanie astronomów budzą strefy życia (ekosfery) w układach gwiezdnych. Nazywa się tak rejony wokół gwiazd, gdzie panujące temperatury nie pozwalają, aby woda się gotowała, ani aby trwale zamarzła. O takim rejonie mówi się często "Strefa Złotowłosej", ponieważ jest "w sam raz dobra dla życia", co nawiązuje do motywów popularnej bajki dla dzieci (5). 5. Strefa życia wokół gwiazdy A co wiemy do tej pory o egzoplanetach? Z dotychczasowych odkryć wynika, że różnorodność systemów planetarnych jest bardzo, ale to bardzo duża. Jedyne planety, o których jeszcze ok. trzy dekady temu coś wiedzieliśmy, znajdowały się w Układzie Słonecznym, więc myśleliśmy, że obiekty małe i skaliste krążą w pobliżu gwiazd, a dopiero dalej od nich zarezerwowane jest miejsce dla wielkich planet gazowych. Okazało się jednak, że "praw" dotyczących usytuowania planet w ogóle nie ma. Spotykamy gazowe olbrzymy, które niemal ocierają się o swoje gwiazdy (tzw. gorące Jowisze), a także zwarte układy stosunkowo małych planet, w rodzaju TRAPPIST-1 (6). Czasami planety wędrują po bardzo ekscentrycznych orbitach, wokół gwiazd podwójnych, a są i planety "bezpańskie", wyrzucone najprawdopodobniej z młodych układów, żeglujące sobie swobodnie w pustce międzygwiezdnej. 6. Wizualizacja planet układu TRAPPIST-1 Zamiast bliskich podobieństw widzimy więc wielką różnorodność. Jeśli występuje ona na poziomie układów, to dlaczego warunki panujące na egzoplanetach miałyby przypominać cokolwiek, co znamy z bliskiego sąsiedztwa? A schodząc jeszcze niżej - dlaczego formy hipotetycznego życia miałyby być podobne do tych, które znamy? Kategoria Super Na podstawie danych zebranych przez Keplera, w 2015 r. jeden z naukowców NASA oszacował, że w samej naszej Galaktyce znajduje się miliard planet podobnych do Ziemi. Wielu astrofizyków podkreślało, że było to oszacowanie konserwatywne. Rzeczywiście, dalsze badania wykazały, że Droga Mleczna może być siedliskiem aż 10 miliardów planet ziemskich. Naukowcy nie chcieli polegać wyłącznie na planetach znalezionych przez Keplera. Metoda tranzytu stosowana w tym teleskopie lepiej nadaje się do wykrywania planet dużych (jak Jowisz) niż tych o rozmiarach przypominających Ziemię. Oznacza to, że dane pochodzące od Keplera prawdopodobnie nieco fałszują liczbę planet podobnych do naszej. Słynny teleskop obserwował maleńkie spadki jasności gwiazdy, spowodowane przez przechodzącą przed nią planetę. Większe obiekty z oczywistych względów zasłaniają więcej światła swoich gwiazd, co czyni je łatwiejszymi do wykrycia. Metoda Keplera była nastawiona na małe, nie najjaśniejsze gwiazdy, liczące około jednej trzeciej masy naszego Słońca. Teleskop Keplera, nie sprawdzając się najlepiej w poszukiwaniu małych planet, wykrył jednak całkiem sporą liczbę tzw. superziemi. Nazywa się tak egzoplanety o masie większej niż Ziemia, ale znacznie mniejszej niż Uran i Neptun, które są odpowiednio 14,5 i 17 razy cięższe od naszej planety. Termin "superziemia" odnosi się więc tylko do masy planety, czyli nie dotyczy warunków powierzchniowych lub zdatności do zasiedlenia. Istnieje również alternatywne określenie "karły gazowe". Zdaniem niektórych, może być ono bardziej precyzyjne dla obiektów z górnego skraju skali masy, choć powszechniej używany jest jeszcze inny termin - wspominany już "mini-Neptun". Pierwsze superziemie zostały odkryte przez Aleksandra Wolszczana i Dale’a Fraila wokół pulsara PSR B1257+12 w 1992 r. Dwie zewnętrzne planety układu - Poltergeist i Phobetor - mają masy około czterokrotnie większe od masy Ziemi, czyli zbyt małe, aby mogły być gazowymi olbrzymami. Pierwszą superziemię wokół gwiazdy z ciągu głównego zidentyfikował zespół pod dowództwem Eugenio Rivery w 2005 r. Orbituje ona wokół Gliese 876 i otrzymała oznaczenie Gliese 876 d (wcześniej odkryto w tym układzie dwa gazowe giganty wielkości Jowisza). Jej szacunkowa masa wynosi 7,5 masy Ziemi, a okres orbitalny jest bardzo krótki i liczy ok. dwóch dni. W klasie superziemi znajdują się jeszcze gorętsze obiekty. Choćby odkryta w 2004 r. 55 Cancri e, oddalona od nas o czterdzieści lat świetlnych, która obraca się wokół swojej gwiazdy w najkrótszym cyklu spośród wszystkich znanych egzoplanet - zaledwie 17 godzin i 40 minut. Innymi słowy, rok na 55 Cancri e trwa mniej niż 18 godzin. Egzoplaneta krąży ok. 26 razy bliżej swojej gwiazdy niż Merkury. Bliskość gwiazdy oznacza, że powierzchnia 55 Cancri e jest jak wnętrze hutniczego pieca, o temperaturze co najmniej 1760°C! Nowe obserwacje teleskopu Spitzera pokazują, że 55 Cancri e ma masę 7,8 razy i promień niewiele ponad dwukrotnie większy od Ziemi. Wyniki pozyskane od Spitzera sugerują, że około jednej piątej masy planety muszą stanowić pierwiastki i związki lekkie, w tym woda. W tej temperaturze oznacza to, że owe substancje znajdowałyby się w stanie "nadkrytycznym", między cieczą a gazem, i mogłyby uciekać z powierzchni planety. Superziemie nie zawsze są jednak tak "dzikie" W lipcu ubiegłego roku międzynarodowa grupa astronomów odkryła za pomocą TESS nową egzoplanetę tego rodzaju, w konstelacji Hydra, ok. trzydziestu jeden lat świetlnych od Ziemi. Obiekt oznaczony jako GJ 357 d (7) ma średnicę dwa razy, a masę sześć razy, taką jak Ziemia. Położony jest na zewnętrznym obrzeżu strefy mieszkalnej swojej gwiazdy. Naukowcy uważają, że na powierzchni tej superziemi może znajdować się woda. - Jeśli ta planeta ma gęstą atmosferę, co mogą wyjaśnić przyszłe badania, byłaby w stanie gromadzić wystarczającą ilość ciepła, aby się rozgrzać do odpowiedniej temperatury i pozwolić na swojej powierzchni istnieć wodzie - oświadczyła Diana Kossakowski, badaczka z Instytutu Astronomii Maxa Plancka w Heidelbergu, w Niemczech. 7. Planeta GJ 357 d - wizualizacja Układ na orbicie wokół gwiazdy typu karzeł - mającej około jednej trzeciej wielkości i masy naszego własnego Słońca i o 40% chłodniejszej - uzupełniają planety ziemiopodobne, GJ 357 b i kolejna superziemia GJ 357 c. Badanie na temat układu zostało opublikowane 31 lipca 2019 r. w czasopiśmie "Astronomy & Astrophysics". Z kolei we wrześniu ubiegłego roku badacze podali, że nowo odkryta superziemia, oddalona od nas o 111 lat świetlnych, jest "najlepszą znaną w tej chwili kandydatką do zamieszkania". Odkryta w 2015 r. przez teleskop Keplera K2-18b (8) mocno różni się od naszej rodzimej planety. Jest od jej masy ponad osiem razy większa, co oznacza, że chodzi albo o lodowatego olbrzyma jak Neptun, albo o skalisty świat z gęstą, bogatą w wodór atmosferą. 8. K2-18b - wizualizacja Orbita K2-18b jest siedmiokrotnie bliższa swojej gwiazdy niż odległość Ziemi od Słońca. Ponieważ jednak obiekt krąży wokół ciemnoczerwonego karła typu M, orbita ta znajduje się w strefie potencjalnie przyjaznej dla życia. Wstępne modele przewidują, że temperatura na K2-18b wynosi pomiędzy -73 a 46°C, a jeśli obiekt mniej więcej tak samo odbija światło jak Ziemia, jego temperatura średnia powinna być podobna do naszej. - To jedyna znana nam obecnie planeta spoza Układu Słonecznego mająca odpowiednią temperaturę do podtrzymywania wody i atmosferę - powiedział podczas konferencji prasowej astronom z londyńskiego University College, Angelos Tsiaras. Być jak Ziemia - to skomplikowane Analogiem Ziemi (nazywanym także ziemskim bliźniakiem lub planetą podobną do Ziemi) jest planeta lub księżyc o warunkach środowiskowych podobnych do tych występujących na Ziemi. Tysiące odkrytych do tej pory egzoplanetarnych systemów gwiezdnych różni się od naszego Układu Słonecznego, wspierając tzw. hipotezę rzadkiej Ziemi. Filozofowie zwracają jednak uwagę, że Wszechświat jest tak ogromny, iż gdzieś musi istnieć planeta prawie identyczna jak nasza. Niewykluczone, że w dalekiej przyszłości uda się wykorzystywać technologię do sztucznego wytwarzania analogów Ziemi przez tzw. terraforming. Modne obecnie teorie multiwszechświata sugerują też, że ziemski analog może istnieć w innym wszechświecie lub nawet być inną wersją samej Ziemi w równoległym wszechświecie. W listopadzie 2013 r. astronomowie poinformowali, że na podstawie danych z teleskopu Keplera i innych misji, w strefie mieszkalnej gwiazd podobnych do Słońca i czerwonych gwiazd karłowatych w galaktyce Drogi Mlecznej może znajdować się nawet 40 miliardów planet wielkości Ziemi. Z rozkładu statystycznego wynikało, iż najbliższa z nich może być oddalona od nas o najwyżej dwanaście lat świetlnych. W tym samym roku potwierdzono, że w strefie zamieszkania wokół gwiazd krąży kilka kandydatek odkrytych przez Keplera o średnicach mniejszych niż 1,5 promienia Ziemi. Dopiero jednak w 2015 r. ogłoszono pierwszego bliskiego Ziemi kandydata - egzoplanetę Kepler-452b. Prawdopodobieństwo znalezienia analogu Ziemi zależy głównie od atrybutów, które mają być podobne. Warunkami domyślnymi, ale nie bezwzględnymi są: rozmiar planety, grawitacja na powierzchni, wielkość i typ gwiazdy macierzystej (tj. analog Słońca), odległość orbitalna i stabilność, nachylenie osiowe i rotacja, podobna geografia, istnienie oceanów, atmosfery i klimatu, silna magnetosfera. Jeśli istniałoby tam życie złożone, znaczną część powierzchni planety mogą pokrywać lasy. Jeśli miałoby występować inteligentne życie, niektóre rejony mogłyby być zurbanizowane. Szukanie dokładnych analogii z Ziemią może być jednak zwodnicze, ze względu na bardzo specyficzne okoliczności występujące na i wokół Ziemi, np. istnienie Księżyca wpływającego na wiele zjawisk na naszej planecie. Planetary Habitability Laboratory z Uniwersytutu Puerto Rico w Arecibo sporządziło niedawno zestawienia kandydatek na analogi Ziemi (9). Najczęściej klasyfikacje tego typu rozpoczyna się od rozmiaru i masy, ale to złudne kryterium, zważywszy np. na bliską nam Wenus, która ma niemal identyczną wielkość jak Ziemia, a jakie warunki na niej panują, wiadomo. 9. Obiecujące egzoplanety - potencjalne analogi Ziemi, wg Planetary Habitability Laboratory Innym często przytaczanym kryterium jest to, że analog Ziemi powinien mieć podobną do niej geologię powierzchni. Najbliższymi znanymi przykładami są Mars oraz Tytan, i chociaż istnieją tu podobieństwa odnośnie do ukształtowania terenu i składu warstw powierzchni, występują również znaczne różnice, takie jak temperatura. Wiele materiałów powierzchniowych i form ukształtowania terenu Ziemi powstaje przecież dopiero w wyniku oddziaływania z wodą (np. glina i skały osadowe) lub jako produkt uboczny życia (np. wapień lub węgiel), interakcji z atmosferą, aktywności wulkanicznej albo ludzkiej ingerencji. Prawdziwy analog Ziemi musiałby więc powstać w wyniku podobnych procesów, mając atmosferę, wulkany wchodzące w interakcje z powierzchnią, wodę w stanie ciekłym i jakieś formy życia. W przypadku atmosfery zakłada się też efekt cieplarniany. Na końcu wykorzystywana jest temperatura powierzchni. Wpływa na nią klimat, na który z kolei wpływa orbita i rotacja planety, z których każda wprowadza kolejne zmienne. Innym kryterium idealnego życiodajnego ziemskiego analogu jest to, że powinien on orbitować wokół analogu Słońca. Jednak ten element może nie być w pełni uzasadniony, ponieważ środowisko sprzyjające życiu jest w stanie lokalnie zapewnić wiele różnych rodzajów gwiazd. Przykładowo, w Drodze Mlecznej większość gwiazd jest mniejsza i ciemniejsza od Słońca. Jedna z nich, wspominana wcześniej TRAPPIST-1, znajduje się w odległości trzydziestu dziewięciu lat świetlnych od nas, w gwiazdozbiorze Wodnika, i jest ok. 10 razy mniejsza i 2 tys. razy mniej jasna niż nasze Słońce, a mimo to w jej strefie zamieszkania znajduje się co najmniej sześć planet podobnych do Ziemi. Warunki te mogą wydawać się niekorzystne dla życia, jakie znamy, ale TRAPPIST-1 ma prawdopodobnie przed sobą wielokrotnie dłuższą egzystencję niż nasza gwiazda, zatem życiu przysługuje tam jeszcze dużo czasu na ewolucję. Woda pokrywa 70% powierzchni Ziemi i jest uznawana za jeden z żelaznych warunków istnienia znanych nam form życia. Najprawdopodobniej wodnym światem jest planeta Kepler-22b, znajdująca się w strefie mieszkalnej gwiazdy podobnej do Słońca, ale znacznie większa od Ziemi - jej rzeczywisty skład chemiczny pozostaje nieznany. Przeprowadzone w 2008 r. przez astronoma Michaela Meyera z Uniwersytetu w Arizonie badania pyłu kosmicznego w pobliżu niedawno powstałych gwiazd podobnych do Słońca sugerują, że wokół od 20 do aż 60% analogów Słońca mamy dowody na tworzenie się planet skalistych, w procesach podobnych do tych, które doprowadziły do powstania Ziemi. W 2009 r. Alan Boss z Carnegie Institution of Science spekulował, że tylko w naszej galaktyce Drogi Mlecznej może istnieć 100 miliardów planet ziemiopodobnych. W 2011 r. Laboratorium Napędu Odrzutowego NASA (JPL), również na podstawie obserwacji z misji Keplera, stwierdziło, że w strefach mieszkalnych ok. 1,4 do 2,7% wszystkich gwiazd podobnych do Słońca powinny krążyć planety wielkości Ziemi. Oznacza to, że w samej galaktyce Drogi Mlecznej mogą ich być 2 miliardy, a zakładając, że szacunek ten sprawdza się dla wszystkich galaktyk, to w 50 miliardach galaktyk w obserwowalnym Wszechświecie może ich być nawet 100 kwintylionów. W 2013 r. Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian, wykorzystujące analizę statystyczną dodatkowych danych Keplera, zasugerowało, że w Drodze Mlecznej znajduje się co najmniej 17 miliardów planet wielkości Ziemi - bez uwzględniania ich położenia w strefach zamieszkania. W badaniu z 2019 r. ustalono, że planety wielkości Ziemi mogą okrążać jedną na sześć gwiazd podobnych do Słońca. Wzór na podobieństwo Wskaźnik podobieństwa do Ziemi (Earth Similarity Index, ESI) jest proponowaną charakterystyką podobieństwa obiektu planetarnego lub naturalnego satelity do Ziemi. Został on zaprojektowany w skali od zera do jednego, przy czym Ziemi przyporzadkowano wartość jeden. Parametr ma na celu ułatwienie porównywania planet w dużych bazach danych. ESI, zaproponowany w 2011 r. w czasopiśmie "Astrobiology", agreguje informacje o promieniu planety, jej gęstości, prędkości i temperaturze powierzchni. Strona internetowa prowadzona przez jednego z autorów artykułu z 2011 r., Abla Méndeza z Uniwersytetu Puerto Rico, wymienia jego obliczenia wskaźnika dla różnych systemów egzoplanetarnych. ESI Méndeza jest obliczany wzorem pokazanym na ilustracji 10, w którym xi oraz xi0 są właściwościami ciała pozaziemskiego w stosunku do Ziemi, wi jest ważonym wykładnikiem każdej właściwości, a n - całkowitą liczbą właściwości. Został on skonstruowany na podstawie wskaźnika podobieństwa Braya-Curtisa. Waga przypisana do każdej właściwości, wi, jest dowolnym parametrem, który może być wybrany w celu podkreślenia pewnych cech nad innymi lub dla uzyskania pożądanych progów indeksu albo rankingów. Strona internetowa klasyfikuje również to, co opisuje jako możliwość zamieszkania na egzoplanetach i egzoksiężycach wg trzech kryteriów: lokalizacji w strefie mieszkalnej, ESI oraz spekulacji co do możliwości utrzymania organizmów z dołu łańcucha pokarmowego. W rezultacie wykazano np. że drugi co do wielkości ESI w Układzie Słonecznym należy do Marsa i wynosi 0,70. Wskaźnik kilku egzoplanet wymienionych w tym artykule przekracza tę wartość, przy czym niedawno odkryty Teegarden b ma najwyższy ESI spośród potwierdzonych egzoplanet, na poziomie 0,95. 10. Wzór na ESI Gdy mówimy o podobnych do Ziemi i zdatnych do zamieszkania egzoplanetach, nie można zapomnieć również o możliwości istnienia zamieszkiwalnych egzoksiężyców, czyli księżyców egzoplanet. Nie potwierdzono jeszcze co prawda istnienia żadnych naturalnych satelitów pozasłonecznych, ale w październiku 2018 r. prof. David Kipping ogłosił odkrycie potencjalnego egzoksiężyca na orbicie obiektu Kepler-1625b. Duże planety w Układzie Słonecznym, takie jak Jowisz i Saturn, mają duże księżyce, pod pewnymi względami nadające się do życia. Dlatego niektórzy naukowcy spekulują, że wokół dużych planet pozasłonecznych (i planet podwójnych) mogą krążyć podobnie duże księżyce, potencjalnie zdatne do zamieszkania. Księżyc o wystarczającej masie jest w stanie podtrzymywać atmosferę taką jak Tytan, a także płynną wodę na powierzchni. Szczególnie interesujące pod tym względem są masywne planety pozasłoneczne, o których wiadomo, że znajdują się w strefie mieszkalnej (takie jak Gliese 876 b, 55 Cancri f, Ypsilon Andromedae d, 47 Ursae Majoris b, HD 28185 b i HD 37124 c), ponieważ mogą potencjalnie posiadać naturalne satelity z płynną wodą na powierzchni. Życie wokół czerwonej lub białej gwiazdy? Astronomowie uzbrojeni w dorobek prawie dwóch dekad odkryć w świecie egzoplanet zaczęli już tworzyć obraz tego, jak może wyglądać nadająca się do zamieszkania planeta, choć większość z nich skupiła się na tym, co już wiemy: planecie takiej jak Ziemia, krążącej wokół żółtego karła, jak nasze Słońce, sklasyfikowanej jako gwiazda typu G, o głównej sekwencji. Co jednak z mniejszymi, czerwonymi gwiazdami typu M, których jest w naszej Galaktyce znacznie więcej? Jaki mógłby być nasz dom, gdyby znajdował się na orbicie czerwonego karła? Odpowiedź brzmi: trochę jak Ziemia, i w dużej mierze nie tak jak Ziemia. Z powierzchni takiej wyimaginowanej planety przede wszystkim widzielibyśmy bardzo duże słońce. Wydawałoby się od półtora do nawet trzech razy większe niż to, które mamy przed oczami teraz, biorąc pod uwagę bliską orbitę. Jak można wywnioskować z nazwy, słońce to jaśniałoby na czerwono, ze względu na jego niższą temperaturę. Czerwone karły są w połowie tak gorące jak nasze Słońce. Taka planeta mogłaby wydawać się początkowo trochę obca w porównaniu z Ziemią, ale nie szokująco inna. Prawdziwe różnice zaczynają być widoczne dopiero wtedy, gdy uświadomimy sobie, że większość tego rodzaju obiektów ma zsynchronizowane z gwiazdą obroty, a więc jedna strona zawsze jest zwrócona jedną stroną do swojej gwiazdy, podobnie jak nasz Księżyc w relacji do Ziemi. Oznacza to, że druga strona pozostaje naprawdę ciemna, gdyż pozbawiona jest całkowicie dostępu do źródła światła - w przeciwieństwie do Księżyca, którego Słońce oświeca nieco po drugiej stronie. W efekcie, zgodnie z powszechnym założeniem, część planety pozostająca w wiecznym świetle dziennym zostałaby wypalona, podczas gdy ta pogrążona w wieczystej nocy byłaby zamarznięta. Jednak... niekoniecznie musi tak być. Przez wiele lat astronomowie wykluczali okolice czerwonych karłów jako tereny do poszukiwania planet podobnych do Ziemi - uważali, że podział planety na dwie radykalnie różne części spowoduje, że żadna z nich nie będzie się nadawała do zamieszkania. Niektórzy jednak zauważyli, że w światach wyposażonych w atmosferę zachodziłaby specyficzna cyrkulacja, powodująca że od strony słońca gromadziłyby się grube chmury, zapobiegające wypalaniu powierzchni przez silne promieniowanie. Prądy cyrkulacyjne rozprowadzałyby zarazem ciepło po całej planecie. Ponadto takie zagęszczenie atmosfery stanowiłoby w ciągu dnia ważną obronę przed innymi zagrożeniami związanymi z promieniowaniem. Młode czerwone karły w ciągu pierwszych kilku miliardów lat swojej działalności są bardzo aktywne, emitują flary i promieniowanie ultrafioletowe. Gęste chmury chroniłyby zapewne potencjalne życie, choć mimo wszystko bardziej prawdopodobne byłoby ukrywanie się hipotetycznych organizmów głęboko w wodach planetarnych. Zresztą naukowcy sądzą dziś, że promieniowanie, np. w zakresie ultrafioletowym, wcale nie wyklucza rozwoju organizmów. Wczesne życie na Ziemi, od którego pochodzą wszystkie znane nam organizmy, w tym i homo sapiens, rozwijało się przecież w warunkach silnego promieniowania UV. Nawiązuje to do warunków zakładanych na najbliższej znanej nam ziemiopodobnej egzoplanecie. Astronomowie z Uniwersytetu Cornella twierdzą bowiem, że życie na Ziemi przetrwało już gorsze promieniowanie niż to znane z Proxima-b. Proxima-b, oddalona zaledwie o 4,24 roku świetlnego od Układu Słonecznego i najbliższa znana nam planeta skalna przypominająca Ziemię (choć prawie nic o niej nie wiemy), otrzymuje 250 razy więcej promieniowania rentgenowskiego niż Ziemia. Może również doświadczać śmiertelnego poziomu promieniowania ultrafioletowego na swojej powierzchni. Zakłada się, że podobne do Proximy-b warunki panują w układach TRAPPIST-1, Ross-128b (blisko jedenaście lat świetlnych od Ziemi, w konstelacji Panny) oraz LHS-1140 b (czterdzieści lat świetlnych od Ziemi, w konstelacji Wieloryba). Inne spekulacje dotyczą wyglądu potencjalnych organizmów. Ponieważ ciemny czerwony karzeł dostarczałby znacznie mniej światła, zakłada się, że gdyby na planecie krążącej wokół niego miały egzystować organizmy przypominające nasze rośliny, potrzebowałyby pochłaniać do fotosyntezy światło w znacznie szerszym zakresie fal, co oznaczałoby, że "egzorośliny" mogłyby być dla naszego oka nieomal czarne (zobacz także: Zielony Graal - jak odtworzyć fotosyntezę). Warto jednak w tym miejscu uświadomić sobie, że rośliny o innym niż zielone ubarwieniu, nieco inaczej pochłaniające światło, znane są i na Ziemi. Od niedawna badacze interesują się też inną kategorią obiektów - białymi karłami o podobnych rozmiarach jak Ziemia, które w sensie ścisłym nie są gwiazdami, ale tworzą wokół siebie stosunkowo stabilne środowisko, przez miliardy lat emitując energię, co czyni je intrygującymi celami poszukiwań egzoplanetarnych. Ich niewielkie rozmiary i wynikający z tego duży sygnał tranzytowy ewentualnej egzoplanety stwarzają szanse obserwacji przy pomocy teleskopów nowej generacji potencjalnych atmosfer skalistych planet, jeśli takie istnieją. Astronomowie chcą do poznawania tego rodzaju obiektów wykorzystać wszystkie budowane i planowane obserwatoria, w tym teleskop Jamesa Webba, naziemny Ekstremalnie Wielki Teleskop, a także przyszłe Origins, HabEx i LUVOIR, jeśli tylko powstaną. Jest w tej wspaniale rozwijającej się dziedzinie poszukiwań, badań i poznawania egzoplanet jeden problem, na razie niewielki, ale taki, który z czasem może okazać się palący. Otóż jeśli dzięki coraz doskonalszym instrumentom w końcu uda nam się odkryć egzoplanetę - bliźniaczkę Ziemi, spełniającą wszystkie skomplikowane wymagania, pełną wody, powietrza i z temperaturą w sam raz, a w dodatku planeta ta wyglądać będzie na "wolną", to bez techniki pozwalającej nam dolecieć tam w jakimś sensownym czasie, świadomość jej istnienia może okazać się udręką. Ale na szczęście nie mamy jeszcze tego kłopotu. Mirosław Usidus
Jeśli wszystko pójdzie zgodnie z planem, wokół naszej planety zrobi się naprawdę ciasno. Do 2029 r. przestrzeń wokół niej zagęszczą dziesiątki tysięcy małych orbiterów. Wizję orbity ziemskiej pokrytej „płaszczem" satelitów przedstawia animacja Dana Oltrogge’a, który pracuje w firmie tworzącej oprogramowania kosmiczne
GluEEE Użytkownik Posty: 924 Rejestracja: 30 gru 2012, o 19:24 Płeć: Mężczyzna Lokalizacja: Całkonacja Podziękował: 227 razy Pomógł: 14 razy Parę zadań z astronomii. Kolega prosił mnie o rozwiązanie: 1. Dwie satelity obiegają Ziemię po orbitach kołowych o promieniach odpowiednio \(\displaystyle{ R _{1} =3R}\) i \(\displaystyle{ R _{2} =6R}\) . Oblicz stosunek prędkości satelitów \(\displaystyle{ \frac{v _{1} }{v _{2} }}\) Moje rozwiązanie: \(\displaystyle{ \sqrt{2}}\) 2. Dwie satelity obiegają Ziemię po orbitach kołowych . Okresy obiegów wokół Ziemi wynoszą odpowiednio : \(\displaystyle{ T _{1} = T}\) i \(\displaystyle{ T _{2} = 8T}\) . Oblicz stosunek promieni orbit \(\displaystyle{ \frac{ R_{1} }{R _{2} }}\) Moje rozwiązanie: \(\displaystyle{ \frac{1}{4}}\) 3. Korzystając z III prawa Keplera oblicz okres obiegu Jowisza wokół Słońca . Wyraź go w latach Ziemskich . Odległość Ziemi i Jowisza od słońca wynoszą odpowiednio \(\displaystyle{ R _{z} = 149,6 \cdot 10^{9} m \\ R _{z} = 778,3 \cdot 10^{9} m}\) Moje rozwiązanie: \(\displaystyle{ lat}\) Jest ok? Alef Użytkownik Posty: 394 Rejestracja: 27 sie 2012, o 10:44 Płeć: Mężczyzna Pomógł: 95 razy Parę zadań z astronomii. Post autor: Alef » 1 gru 2013, o 10:02 Nie znam się na astronomii ale wydaje mi się, że Ad. 1. \(\displaystyle{ V=\frac{s}{t}}\) Wiemy, że \(\displaystyle{ s=2\pi R}\) Czyli \(\displaystyle{ \frac{V_{1}}{V_{2}}=\frac{\frac{2\pi 3R}{t}}{\frac{2\pi 6R}{t}}=\frac{1}{2}}\). GluEEE Użytkownik Posty: 924 Rejestracja: 30 gru 2012, o 19:24 Płeć: Mężczyzna Lokalizacja: Całkonacja Podziękował: 227 razy Pomógł: 14 razy Parę zadań z astronomii. Post autor: GluEEE » 1 gru 2013, o 12:14 Ale czas może być różny. Trzeba tam skorzystać z pierwszej prędkości kosmicznej. AiDi Moderator Posty: 3761 Rejestracja: 25 maja 2009, o 22:58 Płeć: Mężczyzna Lokalizacja: Warszawa Podziękował: 37 razy Pomógł: 695 razy Parę zadań z astronomii. Post autor: AiDi » 2 gru 2013, o 11:46 Dobrze 1 i 2, 3 nie liczyłem, ale no to jest tylko kwestia dobrego użycia kalkulatora Alef, metoda byłaby dobra, gdybyś nie przyjął tych samych czasów obiegu. Fibik Użytkownik Posty: 955 Rejestracja: 27 wrz 2005, o 22:56 Płeć: Mężczyzna Lokalizacja: Wrocław Podziękował: 11 razy Pomógł: 74 razy Parę zadań z astronomii. Post autor: Fibik » 2 gru 2013, o 18:01 Zależność v od r nie jest tu linowa, lecz taka: \(\displaystyle{ {v(r)^2\over r} = {k \over r^2} \to v(r) = \sqrt{k\over r}}\) zatem: \(\displaystyle{ {v(3R)\over v(6R)} = \sqrt{2}}\) natomiast w 2. robimy tak: \(\displaystyle{ v = \frac{L}{T} = 2\pi \frac{r}{T}}\) podstawiając to tamtego otrzymamy: \(\displaystyle{ T^2(r) \approx r^3}\) no a z tymi liczbami: 8^2 = 4^3 = 64
Z kolei niemiecki astronom Johannes Kepler stworzył trzy astronomiczne prawa opisujące ruch planet wokół Słońca. Wynikało z nich jednoznacznie, że planety nie mogą krążyć wokół Słońca po okręgach, a odpowiednią krzywą dla ruchu planet jest elipsa. Swoje rezultaty opublikował w roku 1609 w dziele Astronomia Nova.
Zadanie fizykomanDwa satelity poruszaja sie wokoł Ziemi po okręgach o identycznym promieniu wynoszącym 7000km... Masa pierwszego z nich wynosi 300 kg,a drugiego 500kg Czy poruszaja sie oce z roznymi czy z jednakowymi predkosciami? Odpowiedz 0 ocen | na tak 0% 0 0 o 21:08 rozwiązań: 1 szkolnaZadaniaFizyka Odpowiedzi (1) blocked Siła odśrodkowa musi przeciwstawić się sile na wzór na siłę odśrodkowa! i trochę pomyśl samodzielnie! 0 0 o 22:20
OqVdnzE. dexb873e07.pages.dev/68dexb873e07.pages.dev/80dexb873e07.pages.dev/73dexb873e07.pages.dev/70dexb873e07.pages.dev/57dexb873e07.pages.dev/95dexb873e07.pages.dev/18dexb873e07.pages.dev/53
dwa satelity krążą wokół ziemi po różnych orbitach
