Katedra geografie, PdF MU 1
PLANETÁRNÍ GEOGRAFIE
Sluneční soustava
2
Sluneční soustava I.
 Vznik před 4,6–4,8 miliardami let v důsledku zhuštění
mezihvězdného plynu, tzv. sluneční pramlhoviny složené
z vodíku, hélia a malého množství jiných prvků a prachu.
 Skládá se ze Slunce, z planet, z trpasličích planet,
z měsíců planet, z planetek, z komet a meteoroidů
a z kosmického prachu a plynu.
3
Sluneční soustava II.
 Sluneční soustava je uspořádána do čtyř částí:
 Slunce – základní zdroj světla a tepla, obsahuje 99,85% hmoty
celé sluneční soustavy.
 Planetární soustava – zahrnuje 8 planet, prostírá se do
vzdálenosti 50 AU (1 AU = 150 000 000 km, což je vzdálenost
Země-Slunce).
 Kuiperův pás a rozptýlený disk – obsahuje malé planetky
a lemuje okraj planetární soustavy do vzdálenosti 1 000 AU
– vnitřní část sluneční soustavy.
 Oortovův oblak komet – tvoří vnější kulový obal sluneční
soustavy a je zásobárnou komet. Prostírá se do vzdálenosti 60
000 AU (1 ly) od Slunce.
4
Sluneční soustava III.
 Je členem velké hvězdné soustavy – Galaxie (Mléčná
dráha).
 Nachází se ve vzdálenosti 30 000 ly od jejího středu
v Rameni Oriona.
 V důsledku galaktické rotace s okolními hvězdami
směřuje k souhvězdí Labutě rychlostí 230 km s-1.
5
Vznik sluneční soustavy I.
 Základem byl plyn a prach v chladné mateřské globuli
o velikostech menších než 0,001 mm.
 Sluneční globule se pomalu otáčela a smršťovala vlastní
gravitací – pravděpodobně tomu napomohl výbuch blízké
supernovy – vznik Praslunce.
 Vnější část globule se zplošťovala do roviny její rotace
a vytvořila protoplanetární disk.
 Postupným nabalováním materiálu a vzájemnými
srážkami v protoplanetárním disku vznikaly zárodky
budoucích planet.
6
Vznik sluneční soustavy II.
 Prachová zrnka srážkami postupně rostla do velikosti
několika km – zárodky planet – planetosimály.
 Planetosimály se přitahují gravitační silou.
 Gravitační akrece vytvořila žhavé roztavené
protoplanety.
 Teplo na roztavení dodávaly: dopadající planetosimály,
smršťování, gravitační diferenciace a vysoká
radioaktivita uvnitř protoplanet.
7
Vznik sluneční soustavy III.
 Ve vnitřní části disku do vzdálenosti asi 700 mil. km zůstaly jen těžší
prvky z nichž vznikly terestrické planety (Merkur, Venuše, Země
a Mars).
 Materiál, který se nestihl nabalit na některé větší těleso byl
vymeten z vnitřku budoucí sluneční soustavy slunečním větrem.
 Ve vnějších částech sluneční soustavy zůstaly lehčí prvky
(především vodík a helium) a dovolily vzniknout obřím plynným
planetám.
 Planety však zároveň nevznikaly přesně v místech kde se nacházejí.
Z počítačových modelů vyplývá, že během vývoje sluneční soustavy
jednotlivé planety významně migrovaly.
8
Vznik sluneční soustavy IV.
 Diferenciací klesly těžké kovy (Fe, Ni, Cr, Ir) ke středu
protoplanet, lehké (Si, Al, Mg) stoupaly k povrchu – vznik dnešní
stavby terestrických planet - těžké jádro ve středu obklopené
pláštěm a pevná kůra z křemičitanů na povrchu.
 Poslední fáze vývoje protoplanet – kosmické bombardování.
 Ve vnějších částech disku zůstal nejen původní plyn s prachem
(z nich vznikly jádra), ale byly tam přiváty plyny z vnitřní části disku.
 Vznik obřích planet – Jupiter, Saturn, Uran, Neptun – z helia,
vodíku a ledů.
 V oblastech sluneční soustavy za planetou Neptun se zachoval
materiál v původní podobě z doby formování soustavy.
9
Budoucnost sluneční soustavy
 Za méně než 5 mld. let se vodík v jádře Slunce, který je
potřebný k termonukleární reakci vyčerpá.
 Ve Slunci se začnou projevovat nové procesy, Slunce
se začne zvětšovat.
 Slunce se změní v rudého obra, pohltí Merkur, Venuši
a zřejmě i zemi.
10
Modely sluneční soustavy
 Geocentrismus (Aristoteles, Klaudios Ptolemaios).
 Heliocentrismus (Mikuláš Koperník).
 Hybridní model (Tycho Brahe).
11
Co je to planeta? I.
 Planétés = tulák.
 Kongres Mezinárodní astronomické unie (IAU) v Praze v roce 2006
definoval pojmy:
 Planeta,
 trpasličí planeta,
 malá tělesa sluneční soustavy.
 Planeta je nebeské těleso, které:
 obíhá kolem Slunce,
 má dostatečnou hmotnost na to, aby se zformovalo do přibližně
kulatého tvaru,
 má dostatečnou hmotnost na to, aby vyčistilo okolí své dráhy.
 V současnosti 8 planet – Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn,
Uran, Neptun.
12
Co je to planeta? II.
 Trpasličí planeta je definována podobně.
 Její gravitace ovšem není dostatečná na vyčištění okolí
svojí dráhy od menších těles. Trpasličí planeta navíc
nesmí být satelitem jiného objektu.
 IAU v současnosti uznává 5 takovýchto těles– Pluto,
Ceres, Eris, Haumea, Makemake. Je předpoklad, že
další budou přibývat.
 Všechny další objekty (kromě satelitů) patří do skupiny
malých těles Sluneční soustavy.
13
Dělení planet I.
 Podle hmotnosti:
 obří planety – nízká hustota a velká hmotnost – převážně se
skládají z lehkých prvků (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun),
 planety zemského typu - svými rozměry, složením a hustotou
se podobají naší Zemi (Merkur, Venuše, Země, Mars).
 Podle polohy vůči Zemi a Slunci:
 planety vnitřní – planety uvnitř dráhy Země (Merkur, Venuše),
 planety vnější – planety vně dráhy Země (Mars, Jupiter, Saturn,
Uran, Neptun).
 Pluto – dříve zařazené mezi planety, od roku 2006 přeřazena mezi
trpasličí planety.
14
15
16
Značení planet
17
Planety sluneční soustavy
18
Merkur
 Nejbližší planeta ke Slunci a také nejmenší,
 jeho velikost je asi třetinová oproti Zemi nebo je asi
o polovinu větší než Měsíc,
 je menší než měsíce Ganymed a Titan,
 známý přinejmenším od časů starých Sumerů (3. tisíciletí
př. n. l.),
 obtížně pozorovatelný pro malý průměr a malou
vzdálenost od Slunce,
 můžeme ho pozorovat (i pouhým okem) jako jitřenku
nebo večernici.
19
Merkur – základní charakteristiky
 Průměr = 4 878 km.
 Vzdálenost od Slunce je 57 miliónů km, tj. 0,387 AU.
 Oběžná doba je 87,9 dne.
 Doba rotace činí 58,6 dne.
 Poměr oběžné doby a doby rotace je 3 : 2 – jsou tedy ve
vzájemné rezonanci.
 Merkur nemá žádné měsíce.
20
Merkur – atmosféra
 Velmi tenká a řídká atmosféra.
 Vzhledem k vysokým teplotám tyto atomy rychle unikají do vesmíru
– atmosféra je proměnlivá.
 Tlak atmosféry je menší než 10 Pa (vyšší tlak má i „vakuum“ v běžné
žárovce).
 Složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia - helium
pochází pravděpodobně ze slunečního větru, ostatní prvky jsou
uvolňovány z povrchu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením
a také z doneseného meteoritického materiálu.
 Atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po
balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety
než samy mezi sebou.
21
Merkur – vnitřní struktura
 Teplota na povrchu Merkuru se pohybuje od - 173°C do
520 °C.
 Radarové mapování v letech 1991 - 1992 prokázalo
v polárních oblastech led.
 Led se nachází na dně kráterů, které jsou trvale ve stínu.
 Vysoká hustota (5,4 g*cm3) svědčí o tom, že má železné
jádro o poloměru 1800 – 1900 km a tvoří tak více než
2/3 planety.
 Vnější křemičitý obal jádra (obdoba zemského pláště
a kůry) je asi 500 – 600 km silná.
22
Merkur – povrch
 Povrch Merkuru je pokryt krátery o průměru od 100 m do
několika km.
 Krátery jsou pojmenovány podle známých vědců,
umělců, např. je zde kráter Dvořák.
 Největší útvar je pánev Caloris o průměru 1350 km,
která vznikla dopadem tělesa o průměru více než 100
km, dno pánve je vyplněno lávou.
 Kromě povrchu hustě pokrytého krátery jsou zde
i poměrně hladké roviny.
 Některé jsou pozůstatkem dávné sopečné činnosti.
23
Merkur – oběžná dráha a magnetické pole
 Silně excentrická – nejvíce excentrická ze všech planet ve
sluneční soustavě.
 Perihelium dráhy Merkuru se velice pomalu otáčí kolem
Slunce – celou otočku vykoná za 2254 let – část pohybu
způsobují ostatní planety.
 Část velkého jádra planety je pravděpodobně roztavená.
 Rotací této části pak vzniká velmi slabé magnetické pole
planety (setinové oproti pozemskému).
 Merkur se stal cílem pouze dvou vesmírných sond – Mariner
10 a Messenger.
24
Venuše
 Ve starověku označována jako Jitřenka
nebo Večerka:
 Jitřenka – na ranní obloze,
 Večerka – na večerní obloze.
 Venuši lze označit jako sestru Země – obě mají
podobnou velikost, hustotu a objem.
 Zahalena hustou atmosférou „pod závojem“.
 Po Měsíci nejjasnější objekt na noční obloze – dáno
vzdáleností – jde se o našeho nejbližšího planetárního
souseda.
25
Venuše – základní charakteristiky
 Průměr planety = 12 104 km.
 Vzdálenost od Slunce 108 450 000 km, tj. 0,7 AU.
 Oběžná doba okolo Slunce je 224 dní.
 Doba rotace je 243 dnů (jediná planeta u které je doba
rotace delší než oběžná doba).
 Rotace planety je zpětná, tj. rotuje proti směru pohybu.
 Nemá žádný měsíc.
 Je obklopena hustou atmosférou, takže dalekohledy
nelze pozorovat povrch.
26
Venuše – atmosféra I.
 V atmosféře se nachází oxid uhličitý, oxid siřičitý a kyselina sírová,
ale téměř žádné vodní páry.
 Na povrchu je atmosférický tlak 90 x větší než na Zemi.
 Vysoká koncentrace oxidu uhličitého je příčinou silného
skleníkového efektu – sluneční paprsky procházejí skrze atmosféru,
ale teplo, které se vytvoří jejich dopadem, již atmosféra ven nepustí.
 Venuše odráží pouhé 2 % slunečního světla.
 Povrchová teplota kolem 480° C – dále nastává postupné
ochlazování ve vyšších vrstvách – ochlazování je relativně
rovnoměrné a vlivem rychlých větrů jsou teploty atmosféry
konstantní bez ohledu na souřadnicovou polohu.
 S přibývající výškou roste síla větru.
 Na povrch nedopadá přímý sluneční svit.
27
Venuše – atmosféra II.
 Planeta může obsahovat v horní atmosféře vhodné místo pro život –
data ze sond naznačují že ve výšce 20 km v atmosféře Venuše je
teplota zhruba 70° Celsia.
 Tlak odpovídá jedné atmosféře a atmosféra v těchto výškách
obsahuje vodní kapičky.
 Bakterie by mohly jako energetický zdroj využívat ultrafialové záření
ze Slunce.
 Atmosféra zde obsahuje sirovodík a oxid siřičitý, sirouhlík.
28
Venuše – vnitřní struktura a magnetické pole
 Struktura jádra – zda-li je tekuté, či již zcela zchladlo není
v současnosti známa.
 Struktura pláště taktéž není známa.
 Vzhledem k podobnosti Venuše a Země, lze předpokládat
analogickou strukturu i chemické složení jejího jádra a pláště
(tak jako má Země).
 Má magnetické pole slabší a menší než pozemské.
 Na rozdíl od Země není magnetické pole Venuše indukované
v jádře planety, ale v atmosféře při interakci ionosféry
s částicemi slunečního větru.
 V současnosti není zcela známo, proč nemá Venuše
dvojpólové magnetické pole generované jádrem planety.
29
Venuše – povrch
 Povrch je poměrně mladý a hladký – zhruba 10x mladší než
povrch Merkuru nebo Měsíce,
 Povrch Venuše byl kompletně přetvořen před 300 až 500
milióny lety – pravděpodobně intenzivní sopečnou aktivitou.
 Nejméně 85% povrchu je pokryto sopečnými horninami.
 Nejvyšším pohořím jsou Maxwell Montes – přes 10 km.
 Povrch je poset více než 100 000 sopkami, z nichž některé
mají průměr přes 100 km.
 Některé jevy svědčí o sopečné činnosti i v současné době.
 Průzkum sondami Veněra 1 (1961), Mariner 2 (1962)
a Veněra 3 (1966).
 V současnosti u Venuše operuje sonda Venus Express.
30
Země
 Největší z planet zemského typu.
 70 % planety je pokryto vodou.
 Jádro Země je bohaté na železo a nikl – Ni a Fe.
 Jádro obklopuje plášť a ten je obklopen zemskou kůrou.
 Atmosféra Země se skládá ze 78 % dusíku, 21 %
kyslíku, 0,9% argonu, 0,03 % kysličníku uhličitého,
zbytek tvoří vzácné plyny.
 Jediná planeta sluneční soustavy na které prokazatelně
existuje život.
31
Země – základní charakteristiky
 Rovníkový průměr = 12 756 km.
 Polární průměr = 12 714 km.
 Perioda rotace okolo osy (rotační pohyb) = 23 h 56 min
04 s.
 Oběžná doba (revoluční pohyb)= 365,256 dne.
 Průměrná teplota 290 K (17°C).
 Vzdálenost od Slunce 150 000 000 km, tj. 1 AU.
 Země má jeden měsíc.
32
Země – vznik
 Vznik formou srážek stále hmotnějších těles – vlivem
velkých energií při nich uvolněných byla celá planeta
roztavená.
 Jak Země postupně chladla (ustalo kosmické
bombardování), začala kondenzovat voda a došlo
k intenzivní tvorbě budoucích oceánů. Zároveň těžší
prvky klesaly směrem ke středu planety (diferenciace
nitra).
33
Země – atmosféra
 Základní rozdělení:
 troposféra
 stratosféra
 mezosféra
 termosféra
 exosféra
34
Země – vnitřní struktura
35
Země – oběžná dráha
 Sklon zemské osy (přibližně 23,5°) vůči rovině oběhu má
za následek střídání ročních období.
 V nejmenší vzdálenosti od Slunce se Země nachází
v lednu (147 000 000 km).
 V největší vzdálenosti od Slunce se Země nachází
v červenci (152 000 000 km).
36
Více o Zemi později
37
Mars – základní charakteristiky I.
 Rudá planeta.
 Po Měsíci a Venuši nejbližší těleso Zemi.
 Rovníkový průměr planety činí 6 787 km.
 Polární průměr planety činí 6 752 km.
 Doba rotace – 24 hod 37 min 23 sec.
 Oběžná doba 687 dnů.
38
Mars – základní charakteristiky II.
 Vzdálenost od Slunce činí 222 000 000 km, tj. 1,5 AU.
 Vzdálenost od Země kolísá od 55 do 400 mil. Km.
 V nejmenší vzdálenosti od Země vždy po 16 letech –
naposledy v roce 2003.
 Průměrná teplota na planetě Mars je -63°C.
 Maximální zaznamenanou teplotou je 20°C a naopak
minimální je -140°C.
 Počet měsíců – 2 (Phobos a Deimos).
39
Mars – historie poznání
 Egypťané pravděpodobně jako první národ pochopili, že
hvězdy mají na nebi pevnou polohu, pouze pět z nich tuto
podmínku nesplňovalo.
 O Mars se v minulosti asi nejvíce zajímal dánský astronom
Tycho de Brahe (1546–1601).
 Braheho student Johannes Kepler (1571–1630) zveřejnil
v roce 1609 první dva zákony o pohybu planet ve spise
Astronomia Nova.
 Zde také předložil novou revoluční hypotézu o tom, že Mars
krouží okolo Slunce po eliptické dráze.
 Pravděpodobně nejslavnější pozorovatel byl Percival Lowell
(1855–1916), když v roce 1895 vydal svoji knihu, jednoduše
nazvanou Mars.
40
Mars – vnitřní struktura
 Kůra – hliník a křemík. Tloušťka se pohybuje v průměru
od 32 km do 80 km. Na severní polokouli je tenčí než na
jižní.
 Plášť – olivín a FeO. Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000
km a je složen z křemičitých hornic a z toho vyplývá, že
jeho průměrná hustota je okolo 3500 kg/m3.
 Jádro – FeS, nikl, železo – 7500 kg/m3. Přesné rozměry
jádra nejsou přesně známé.
41
Mars – povrch
 Skalnatý nebo kamenitý, pokrytý prachem a dunami, četnými
krátery, obrovskými sopkami, kaňony a vyschlými řečišti.
 Povrch utvářely tektonické síly, impakty meteoritů, sopečná činnost,
tekoucí voda a prachové bouře.
 Severní polokoule – pokryta nižšími rovinami (1 až 2 km nad
průměrnou úrovní) a je mnohem mladší a vývoj byl složitější.
 Jižní polokoule – velmi stará vysočina hustě pokrytá impaktními
krátery (1 až 4 km nad průměrnou úrovní povrchu)
 Olympus Mons – nejvyšší sopka na Marsu (a v celé sluneční
soustavě) vysoká téměř 25 km.
 Valles Marineris – gigantická brázda (obdoba kaňonu ve státě
Colorado) dlouhá téměř 5 000 km, vznikla sopečnou činností při
vydutí severní oblasti Tharsis.
42
Mars – atmosféra
 Velmi řídká a obsahuje 95 % oxidu uhličitého a dále dusík a argon –
kyslík je zastoupen 0,13 %.
 Obsahuje velmi malé množství vodní páry (tisícina v porovnání se
Zemí), přesto se zde vytváří oblačnost a dokonce „ranní mlha“.
 Mars měl původně hustou atmosféru, ale vlivem slábnoucího
magnetického pole se tato atmosféra postupně ztenčovala –
sluneční vítr ji „vytlačil“.
 Oxid uhličitý měl na Marsu podobný koloběh jako na Zemi – do
atmosféry se dostával sopečnou aktivitou.
 Sopečná aktivita dosáhla svého vrcholu před 3,5 – 3 miliardami let.
Poté se oxid uhličitý přestal vracet do atmosféry a planeta postupně
začala chladnout.
 Na Marsu též vznikají silné prachové bouře.
 Obloha je žlutavá, při východu a západu Slunce červená –
způsobeno jemným prachem, který obsahuje magnetit.
43
Mars – magnetické pole a sondy
 Slabé magnetické pole vytvářené jádrem planety.
 Toto pole také sahá do mnohem menší vzdálenosti od
povrchu planety než u Země.
 Díky tomu může vysoko energetické záření od Slunce
pronikat až na povrch planety.
 Průzkumné sondy – Mariner 4 (USA), Mars 2 a 3 (SSSR).
 V současnosti na Marsu operují např. sondy: Mars Express,
Mars Reconnaisance Orbiter, Mars Odyssey – modul
Opportunity, Phobos-Grunt + Yinghuo-1 nebo Mars Science
Laboratory.
44
Mars – měsíce
 Phobos a Deimos (Strach a Hrůza).
 Objeveny roku 1877 (Asaph Hall).
 Byly zmiňovány v literatuře dávno před jejich objevením,
např. Kepler se domníval, že má-li Země 1 měsíc
a Jupiter 4, musí mít Mars 2, aby byl vesmír harmonicky
vyrovnán.
 O dvou měsících psal i Jonathan Swift v Gulliverových
cestách.
45
Jupiter
 Největší planeta slunenčí soustavy.
 První obří planeta a druhá vnější planeta.
 1000x větší než Země a 1000x menší než Slunce.
 Okolo Slunce obíhá ve vzdálenosti 5,2 AU – pátá planeta od
Slunce.
 Oběžná doba činí 11,8 let.
 Průměrný poloměr činí 69 911 km.
 Zdánlivá hvězdná velikost –2,4 mag.
 Průměrná teplota je 90,6 K.
 Jde o planetu s největším počtem měsíců.
 Stejně jako Saturn má prstence, ale jsou velmi slabé a ze
Země nepozorovatelné.
46
Jupiter – historie pozorování
 První pozorování – patrně mezi roky 4000 až 3000 př. n. l.
 První písemný záznam o pozorování – 364 př. n.l. - čínský astronom
Gan De.
 Jupiter má velké množství měsíců, velikost čtyř (Galileovské měsíce)
z nich je srovnatelná s velikostí našeho Měsíce – ostatní jsou řádově
menší. Galileo je objevil na začátku roku 1610 a pojmenoval je
„Medicejské hvězdy“.
 Pojmenování těchto čtyř měsíců, tak jak je známe my (Io, Europa,
Ganymedes a Callisto) zavedl Simon Marius, který objevil tyto
měsíce nezávisle na Galileovi.
47
Jupiter – vnitřní struktura I.
 Ve středu planety malé jádro složené ze silikátů a železa
o poloměru 10 000 km a teplotě 30 000 K.
 Tlak v jádře je několik miliónů atmosfér.
 Nad jádrem se nachází tlustá vrstva složená převážně
z vodíku. Ta tvoří rozhodující část objemu i hmoty Jupiteru.
Vodík je rozdělen do dvou dílčích vrstev, přičemž v obou je
kapalný.
 Spodní vrstva sahá od jádra do vzdálenosti 46 000 km od
středu planety a skládá se z kovového kapalného vodíku –
vnitřní plášť.
 Druhá vodíková vrstva sahá do vzdálenosti 70 000 km od
středu planety. Její hlavní složkou je kapalný molekulární
vodík – vnější plášť.
48
Jupiter – vnitřní struktura II.
49
Jupiter – atmosféra
 Přímému pozorování jsou přístupny jen vnější části plynného
obalu.
 Oblaky obsahují amoniak, methan, vodní sníh, oxid uhelnatý,
fosfan.
 Rovnoběžně s rovníkem vidíme světlé (pásma, zóny –
stoupavé proudy, které se rozpínají a ochlazují) a tmavé
(pásy, pruhy – sestupující proudy, které houstnou a zahřívají
se) oblasti. V průběhu let se pomalu mění uspořádání i barvy
pásů a pásem, ale základní struktura je dlouhodobě stálá.
 Rovníkové pruhy se otočí jednou za 9h 50min, otočka
polárních kruhů trvá o 5min déle. Rychlá rotace i vítr
o rychlosti až 400 km/h způsobuje stahování mračen do
horizontálních pásů.
50
Jupiter – magnetické pole
 V důsledku rychlé rotace planety tečou v tekutém
kovovém vodíku mohutné elektrické proudy – zdroj
intenzivního magnetického pole a velmi rozsáhlé
magnetosféry.
 Magnetické pole Jupitera je asi 20 000x silnější než
magnetické pole Země.
 Vyskytuje se polární záře.
 Sondy Pioneer 10 a 11, sondy Voyager 1 a 2.
51
Jupiter – prstenec
 Jednoduchý prstenec, který je složený z:
 vnitřního halového prstence – rozprostírá se ve
vzdálenosti 92 000 km až 122 500 km od středu
Jupitera, tvořen jemnými částečkami prachu.
 hlavního prstence – nejjasnější z celé struktury
prstenců a rozprostírá se od okraje halo do
vzdálenosti 128 940 km, skoro ke vnitřní dráze
měsíce Adrastea.
 pavučinového prstence – dva nejasné prstence
(Amalthea a Thebe).
52
Jupiter – měsíce
 Známo je 67 měsíců.
 Podle vlastností můžeme 16 největších měsíců rozdělit do 4 skupin:
a) Galileovy měsíce (Io, Europa, Ganymed a Callisto) objeveny
v roce 1610.
b) Měsíce obíhající uvnitř dráhy měsíce Io – jedná se o měsíce
Amalthea, Thebe, Adrastea, Ametis. Měsíc Amaltheu objevila
sonda Voyager v roce 1979, ostatní objevila sonda Galileo.
c) Měsíce ve vzdálenostech 11 – 12 mil. km. Jedná se o měsíce
Leda, Himalia, Lysithea a Elara. Obíhají okolo planety jednou za
osm měsíců.
d) Měsíce ve vzdálenostech 21 – 24 mil. km. Jedná se o měsíce
Ananke, Carme, Pasiphae a Sinope. Jejich oběh je ovlivňován
gravitací Slunce, planetu oběhnou jednou za dva roky.
 Ostatní měsíce mají velikost 5–10 km.
53
Saturn
 „Nejkrásnější” planeta slunenčí soustavy.
 Druhá největší planeta (asi 10x větší než Země) a zároveň
šestá v pořadí od Slunce.
 Průměrný poloměr: 58 232 km.
 Vzdálenost od Slunce: 9,5 AU.
 Doba oběhu: 29,4 roku.
 Doba rotace: 10 h 36 min.
 Průměrná teplota: 130 K.
 Sklon rovníku k oběžné dráze: 26,7°.
 Díky rychlé rotaci je Saturn podobně jako Jupiter na pólech
zploštělý.
54
Saturn – historie pozorování
 První historicky prokazatelné pozorování Saturnu pochází cca
z roku 650 př. n. l. z Mezopotámie, kdy je zmiňován zákryt
Saturnu Měsícem.
 1610 – Galileo Galilei poprvé pozoroval prstence Saturnu
dalekohledem.
 1656 – Christian Huygens – pomocí dokonalejšího
dalekohledu odhalil podstatu prstence a objevil měsíc Titan.
 1676 – Giovanni Domenico Cassini objevuje, že prstenec není
monolitý, ale skládá se z jednotlivých dílčích prstenců.
55
Saturn – vnitřní struktura
 Tvořen 75% vodíku a 25% helia s příměsí dalších prvků
a sloučenin.
 Se vzrůstající hloubkou roste tlak a teplota.
 Vrstvy:
 jádro – tvořeno směsí hornin a ledu. Jeho teplota
dosahuje 12 000 K a tlak je zde zhruba 100 000 krát
větší než na Zemi,
 vrstva kovového vodíku,
 vrstva kapalného molekulárního vodíku,
 atmosféra.
56
Saturn – atmosféra
 Složena převážně z vodíku a helia. Dále obsahuje příměsi čpavku,
metanu a dalších sloučenin.
 V horních vrstvách atmosféry se vyskytuje krystalický amoniak
a vodní led.
 Helia je v atmosféře relativně málo. Vzhledem k vyšší hustotě klesá
do nitra planety.
 V atmosféře vanou západní větry o rychlosti až 1800 km/h. Tyto
větry se podílejí na vzniku pásů oblaků, které ale nejsou tak výrazné
jako na Jupiteru.
 Barva atmosféry je žlutá až modrá.
 Vyskytují se světlé skvrny, jež se podobají tlakovým nížím na Zemi.
 Vzhledem k naklonění rotační osy dochází ke střídání ročních
období – střídá se zde léto a zima. Jendo roční období trvá zhruba
15 let.
57
Saturn – magnetické pole
 Nejslabší ze všech obřích planet.
 Magnetické póly se takřka shodují s póly zeměpisnými.
 Z přítomnosti magnetosféry vyplývá i přítomnost radiačních
pásů.
 Na Saturnu se též vyskytují polární záře.
 Sondy Pioneer 11, sondy Voyager 1 a 2.
 Nejvýznamnějším zdrojem dat o Saturnu je pak mise Cassini
– Huygens, což je společná mise NASA a ESA.
 Sonda Cassini je největší a nejdražší sondou v dějinách.
 Na oběžné dráze sonda Cassini působí od roku 2004 dodnes.
58
Saturn – prstenec
 Největší a nejjasnější prstence ze všech planet sluneční
soustavy.
 Průměr prstenců činí cca 250 000 km.
 Tloušťka dosahuje pouze několik stovek metrů. Jsou
tedy velmi tenké.
 Struktura prstenců proto připomíná velkou gramofonovou
desku.
 Celková hmotnost prstenců
se přibližně rovná 1 %
hmotnosti Měsíce.
59
Saturn – měsíce
 Známo je 62 měsíců.
 Rozlišuje se několik rodin měsíců Saturnu:
 pastýřské měsíce – gravitace ovlivňuje tvar a velikost
prstenců,
 rodina vnitřních měsíců (Mimas, Enceladus, Tethys
a Dione),
 rodina vnějších měsíců (Rhea, Hyperion, Titan
a Iapetus).
 rodina Inuitů, Norů a Galů – malé měsíce, patrně
zachycené asteroidy.
60
Saturn – Titan
 Objeven v roce 1655 Christianem Huygensem.
 Jde se o největší Saturnův měsíc. Je větší než planeta
Merkur. Celkově se jedná o druhý největší měsíc ve
Sluneční soustavě.
 Má hustou atmosféru tvořenou z 95% dusíkem.
 Nitro tvoří ze 60% silikáty, zbytek připadá na led.
 Povrch je zakryt mlžným závojem a tvoří jej pouště,
 hory, kaňony, jeskyně, řečiště a jezera.
 V atmosféře vanou větry až rychlostí 700 km/h a je
celkově velmi turbulentní.
 Povrchová teplota dosahuje hodnoty 90 K.
61
Uran
 První planeta objevená dalekohledem
(13.3. 1781 William Herschel).
 Jméno má po řeckém bohu Uranovi – bohu nebes.
 Lze pozorovat pouhým okem.
 Vzdálenost od Slunce: 19,18 AU.
 Oběžná doba: 84 roků.
 Sklon rovníku k dráze: 97,86°.
 Doba rotace: 17,24 hod.
 Poloměr: 25 362 km (4x větší než Země).
 Hvězdná velikost Uranu se pohybuje za příznivých podmínek
kolem 5,5 magnitudy.
62
Uran – historie
 Zaznamenán na několika mapách z období 1690–1780.
 Záznamy z těchto map pak zpětně posloužily k výpočtu
dráhy.
 Herschel nově objevenou planetu pojmenoval původně
Georgium Sidus (Hvězda krále Jiřího) na počest
anglického krále Jiřího III.
 Pojmenování Uran se plně prosadilo až kolem roku
1825.
63
Uran – vnitřní struktura
 Uran nemá výrazně diferencované kamenné jádro jako Jupiter
a Saturn, ale jeho materiál je víceméně rovnoměrně rozložen.
 Nevyzařuje do okolí skoro žádnou energii navíc.
 Nejmenší zaznamenaná teplota −220°C v tropopauze dělá z Uranu
nejchladnější planetu ve sluneční soustavy!
 Tři oddělené vrstvy:
 Kamenné jádro ve středu planety – relativně malé s poloměrem
20 % velikosti Uranu, hustota okolo 9 g/cm³, tlak zde dosahuje 8
miliónů barů (800 GPa) a teplota se pohybuje okolo 5000 K.
 Ledový plášť (60 % velikosti planety) – hustá tekutá kapalina
tvořená vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami, silně
elektricky vodivá.
 Plynný obal (20 % velikosti planety).
64
Uran – sklon rotační osy
 Sklon rovníku Uranu k rovině jeho dráhy o 97,86°, takže
je rotace planety retrográdní.
 Během Uranovo roku svítí Slunce střídavě na severní
a jižní pól. Den na pólu tedy trvá 42 let a noc taktéž 42
let.
 Taktéž prstence společně s měsíci také obíhají v rovině
Uranovo rovníku.
 Příčina rotace není známá.
 Může to být hustá atmosféra, která kvůli sklonu osy
rotace cirkuluje zvláštním způsobem nebo dočasná
přítomnost velkého měsíce.
65
Uran – atmosféra
 Kvůli velkému sklonu rotační osy přijímají polární oblasti od
Slunce mnohem více energie než rovníkové oblasti.
 Přesto je teplota v oblasti rovníku stejná jako na pólech.
 Na Uranu vane vítr rychlostí až 900 km/h.
 V atmosféře Uranu se vyskytují světlá a tmavá mračna.
 Jižní polokoule je světlejší a severní tmavší.
 Tvoří ji převážně plynné formy vodíku a hélia, ale obsahuje
i výrazný podíl vody, čpavku či metanu se stopami uhlovodíků.
 Modrozelená barva je způsobena absorpcí červeného světla
jeho metanovou atmosférou.
66
Uran – magnetické pole
 Asymetrické, vlivem výrazného rozdílu mezi osou rotace a
magnetickou osou.
 Na jižní polokouli může síla magnetického pole asi 100 krát
slabší než na severní polokouli.
 Uran byl v historii zkoumán pro svojí velkou vzdálenost od
Slunce pouze jedinou planetární sondou – Voyager 2.
 Nejbližší přiblížení k Uranu nastalo 24. ledna 1986, kdy se
sonda nacházela 81 500 km nad horní vrstvou Uranovy
atmosféry.
67
Uran – prstence
 Objeveny byly 10. 3. 1977 při pozorování zákrytu hvězdy
Uranem.
 V současnosti známe celkem 13 prstenců.
 Leží v rovině Uranova rovníku a jsou velmi tmavé
a tenké.
 Nejjasnější je vnější prstenec Epsilon.
 Prstence gravitačně ovlivňují tzv. pastýřské měsíce
(např. Cordelia či Ophelia), jež obíhají uvnitř soustavy
prstenců.
68
Uran – měsíce
 27 dosud známých měsíců.
 Uranovy měsíce mají svá jména z děl Shakespeara a
Popeho (Titania, Oberon, Miranda, Ariel nebo Umbriel).
 3 skupiny Uranových měsíců:
 vnitřní měsíce s pravidelnými drahami – 11 malých
velmi tmavých vnitřních měsíců,
 vnější měsíce s pravidelnými drahami – Ariel,
Umbriel, Titania, Oberon,
 vzdálené měsíce s nepravidelnými drahami –
pravděpodobně zachycená transneptunická tělesa.
69
Neptun
 Poslední a nejvzdálenější planeta sluneční soustavy.
 Průměrný poloměr – 24 624 km.
 Vzdálenost od Slunce – 30 AU.
 Oběžná doba – 164 roků.
 Průměrná teplota – 58 K.
 Doba rotace – 16 hodin.
 Největší jasnost – 7,8 mag.
 Z obřích planet je nejhustší – o 64% těžší, než kdyby byl
z vody.
 Na povrch planety dopadá 1000x méně sluneční energie než
na Zemi.
70
Neptun – historie
 Poprvé pozorován v prosinci 1612 a v lednu 1613 G.
Galileem – označen však za hvězdu.
 Počátkem 19. století francouzský astronom Alexis
Bouvard publikoval podrobné tabulky poloh Jupiteru,
Saturnu a Uranu.
 Objeven 23.9. 1846 na vypočteném místě Gallem na
berlínské hvězdárně – na základě výpočtu Le Verriera.
71
Neptun – vnitřní struktura
 Centrální část nitra planety (2/3 poloměru) je složena postupně od
středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu.
 Kamenné jádro je asi složeninou železa, niklu a silikátů.
 Vnější část, zhruba třetina, je směsí horkých plynů - vodíku, hélia,
vody a metanu.
 Metan dává Neptunu charakteristickou modrou barvu.
 Teplota svrchních vrstev atmosféry je velmi nízká – zhruba -220°C.
 V plášti, kde se nachází přehřátý plyn, se teplota pohybuje v rozmezí
1730 až 4730 °C.
 Na jednotku plochy dostává 900x méně sluneční energie než Země.
 Zajímavostí však je, že vyzařuje 2,7krát více energie, než přijímá.
72
Neptun – atmosféra I.
 Výrazné změny atmosféry.
 Lze zde najít masivní bouře i divoké větry dosahující rychlostí přes
2000 km/h.
 Atmosféra též podléhá změnám ročních období (obdobné jako na
Zemi).
 Vzhledem k době oběhu planety budou jednotlivá roční období trvat
zhruba 40 let.
 Teorii o střídání ročních období podporuje skutečnost, že rotační osa
planety je skloněná o 29°.
 Atmosféra Neptunu zabírá nejspíše 5–10 % celkové hmotnosti
planety a rozkládá se do hloubky 10 až 20 % planetárního poloměru.
 V horních vrstvách je složena převážně z vodíku (80 %) a hélia (19
%).
73
Neptun – atmosféra II.
 Mraky různé výšky jsou v ní unášeny rychlostí více než 1000 km/h
(v okolí Velké tmavé skvrny až 2000 km/h – jde o nejvyšší zjištěnou
rychlost ve sluneční soustavě).
 Většina větrů, které na planetě vanou, se pohybuje západním
směrem souběžně s rovníkem, a tedy proti rotaci planety.
 Větry jsou soustředěny do pásů.
 Velká tmavá skvrna – atmosférický útvar na jižní polokouli. Nejspíš
to byl obrovský vír, otáčející se rychlostí více než 600 km/h
 V největší výšce obrovskou rychlostí prolétají malé jasné obláčky,
o kterých se soudí, že jsou tvořeny ledovými krystaly metanu.
74
Neptun – magnetické pole
 Sklon osy je 47° vzhledem k rotační ose a osa je
posunutá od středu o 0,55 poloměru planety (přibližně
o 13 000 km).
 Nitro planety musí být tedy částečně kapalné a elektricky
vodivé.
 Magnetické pole Neptunu je 27 krát větší než
magnetické pole Země.
75
Neptun – prstence
 Počet prstenců: 6.
 Pojmenovány po vědcích, kteří přispěli k poznání
Neptunu (např. Le Verrier, Adams, Galle, Arrest).
 Délka oblouků je různá, od 1 000 do 10 000 km.
 Oblouky jsou nepravidelné a lze v nich vidět stovky km
dlouhé chomáče částic.
 Neptunovy prstence obsahují 100x více prachu než
prstence ostatních obřích planet.
 Průzkum – sonda Voyager 2.
76
Neptun – měsíce
 Známých je 14 měsíců.
 Největší měsíc Triton byl objeven 10. 10. 1846.
 Druhý měsíc Nereida byl objeven až v roce 1949.
 Proteus byl objeven v srpnu 1989.
 Některé měsíce byly objeveny až v letech 2002 a 2003.
 Předpokládá se, že některé měsíce Neptunu, např.
Triton, jsou tělesa, která původně vznikla v jiné části
sluneční soustavy – jako nejpravděpodobnější se jeví
oblast Kuiperova pásu.
77
Planetky ve sluneční soustavě
 Planetky (asteroidy) jsou shluky skal o velikostech desítek metrů
až stovek kilometrů, které obíhají kolem Slunce většinou po drahách
podobných planetárním.
 Nejvíce z pozorovaných planetek se nachází mezi drahami Marsu
a Jupiteru, v poslední době jsou však objevovány i větší planetky za
drahou Neptunu.
 Existuje samozřejmě mnoho kategorií planetek a ty se liší svými
vlastnostmi, velikostí a oběžnou dráhou.
 IAU stanovila několik nových pojmů:
 Plutoid je trpasličí planeta, která obíhá Slunce za dráhou
Neptuna.
 Transneptunické objekty – tělesa obíhající za drahou planety
Neptun.
78
Trpasličí planetky I.
 Pojem "trpasličí planety" byl přijat v roce 2006 jako jedna z trojice
klasifikací těles obíhajících okolo Slunce.
 V současnou dobu známe pět trpasličích planet: Ceres, Pluto, Eris,
Haumea a Makemake.
79
Trpasličí planetky II.
 Pluto
 Objeven 18. 2.1930.
 Oběžná doba okolo Slunce: 247,7 roků.
 Doba rotace: 153,29 hod.
 Povrchová teplota: 43 K.
 Jasnost: 14 mag.
 Pravděpodobné složení – 70 % směs křemičitanů a 30 % ledů.
 Ceres
 Těleso bylo objeveno 1. 1.1801.
 Vzdálenost od Slunce: 2,6 AU.
 Doba oběhu kolem Slunce: 4,6 roku.
 Doba rotace: 9 h.
 Průměr: 950 km.
 Těleso má téměř kruhový tvar.
80
Trpasličí planetky III.
 Eris
 Objevena v roce 2005.
 Doba oběhu: 557 let.
 Perihelium: 38 AU.
 Afelium: 97 AU.
 Průměr cca 2500 km.
 Haumea
 Doba oběhu: 283 let.
 Perihelium: 35 AU.
 Afelium: 52 AU.
 Elipsovitého tvaru (2km x 1,5km x 1km) a je pokrytá krystalickým
vodním ledem.
 Povrchová teplota: -50 K.
 Makemake
 Objevena v roce 2005.
 Doba oběhu: 310 let.
 Perihelium: 39 AU.
 Afelium: 53 AU.
 Povrchová teplota: -30 K.
 Průměr cca 2 km.
81
Transneptunické objekty
 Kuiperův pás – oblast ve sluneční soustavě, která se nachází za
dráhou Neptuna ve vzdálenosti 30 až 50 AU od Slunce.
 Rozptýlený disk – pás těles, který sahá do větších ekliptikálních
šířek, než Kuiperův pás.
 Oortův oblak – kulovitý oblak těles na okraji naší sluneční soustavy.
Jde o pozůstatek původní planetární mlhoviny, ze které se
zformovala naše sluneční soustava.
82
Kuiperův pás
 Vnější hranice Kuiperova pásu leží přibližně ve
vzdálenosti kolem 50 AU od Slunce.
 V této oblasti přechází do rozptýleného disku.
 Na základě optických pozorování se předpokládá, že se
v Kuiperově pásu nachází kolem 70 tisíc objektů větších
než 100 km.
 Objekty Kuiperova pásu jsou převážně tvořeny směsí
ledů.
83
Rozptýlený disk
 První tělesa byla objevena v 90. letech.
 Chemické složení a vlastnosti se výrazně neliší od těles
Kuiperova pásu. Opět se jedná o pozůstatky po
formování sluneční soustavy.
 Planeta Neptun gravitačně ovlivňuje jejich dráhu.
84
Oortův oblak
 Název po dánském astronomovi Janu Hendriku Oortovi, který
hypotézu o jeho existenci poprvé zveřejnil v roce 1950.
 Objekty v Oortově oblaku se skládají převážně ze zmrzlé vody,
amoniaku a metanu.
 Počet objektů se odhaduje na 1 bilion.
 Jde však o velmi malá tělesa až na výjimky ne větší než desítky km.
Jejich celková hmotnost se odhaduje na 100 hmotností Země.
 Jako vnitřní hranice Oortova oblaku se považuje vzdálenost 2 000
AU.
 Největší část hmoty jeho objektů je soustředěna ve vzdálenosti asi
50 000 AU.
 Na objekty Oortova oblaku mají výrazný vliv okolní hvězdy.
85
Nové objevy v roce 2017
 Observatoř Mt. Lemmon Survey (MLS) v Arizoně objevila 21. února
2017 blízkozemní těleso, které 23. února 2017 ve 22:08 SEČ těsně
minula Zemi na vzdálenost 138 416 km.
(http://nasvesmir.cz/2017/02/23/ve-vzdalenosti-138-416-km-mine-zemi-mala-planetka/)
 Astronomové objevili soustavu se sedmi planetami ležící jen 40 AU
od Slunce. Všechny planety – označené podle vzrůstající
vzdálenosti od mateřské hvězdy TRAPPIST-1b, c, d, e, f, g, h – jsou
svou velikostí srovnatelné se Zemí. Hmotností jen asi 8 % Slunce.
(http://nasvesmir.cz/2017/02/22/mimoradne-chladny-cerveny-trpaslik-a-sedm-jeho-planet/)