Sissejuhatus astrofüüsikasse

1. Sissejuhatus astrofüüsikasse Loeng 9 Tallinna Tehnikaülikool Vladislav-Veniamin Pustõnski 2010 – 2012

2. Päikese süsteem Planeedid Praegu on teada 8 planeeti, mis tiirlevad ümber Päikese. Pluuto, mis 2006. aastani kuulus planeetide hulka, nüüd klassifitseeritakse kääbusplaneedina. On kaks planeetide rühma: Päikesele lähedamad Maa-tüüpi planeedid ja välised hiidplaneedid (gaashiiud). Kumbki rühmas on 4 planeeti. Sisemised planeedid on (orbitaalraadiuse järgi järjestatuna): Merkuur, Veenus, Maa ja Marss. Nad suure tihedusega, nad koosnevad peamiselt silikaatidest ja rauast. Nende keskel on rauast ja nikkelist koosnev tuum, silikaatidest koosnev sulatatud vahevöö ja tahke koor. 3 Maa-tüüpi planeetidel on atmosfäär (aga mitte nii paks, nagu gaashiiudel), Maal on ka hüdrosfäär. Nendel planeetidel puuduvad ringid, kaks neist omavad kaaslasi. Hiidplaneedid on: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun. Nende massid on palju suuremad, kui sisemiste planeetide massid (nt. kõige vähemassiivsem hiidplaneet, Uraan, on 14 Maa omast suurema massiga). Nende keskmine tihedus on mitu korda väiksem, neil on väga suured atmosfäärid ja nad pöörlevad kiiresti. Kõikidel hiidplaneetidel on ringid ja palju kaaslasi. Esimeses lähenduses planeedid liiguvad ümber Päikese vastavalt nn. Kepleri seadustele. Need on: 1) Planeetide orbiidid on ellipsed, Päike asub ellipse ühes fookuses. Päikesele kõige lähedam punkt on afeel, kõige kaugem on perigeel. Need punktid asuvad ellipsi suurel teljel. 2) Planeedi raadiusvektor katav võrdsete ajavahemikute jooksul võrdsed pindalad. See seadus on seotud impulsmomendi jäävuse seadusega: Päikese lähedal, kus raadiusvektor on väiksem, planeet peab liikuma kiirem.

3. 3) Planeedi tiirlemisperioodi T ruudu ja orbitaalpooltelje A kuubi suhe on konstant: . Kepleri seadused on idealisatsioon, nad ei võta arvesse planeetidevahelisi gravitatsioonijõudu ja teisi faktoreid, mis mõjutavad nende liikumist peale Newton’i gravitatsiooni seadust. Aga esimeses lähenduses nad kirjeldavad planeetide liikumist piisavalt täpselt. Pildi allikas: http://www.mrfizix.com/home/universalgravitation_files/image058.jpg Merkuur Merkuur on Päikesele kõige lähedam planeet. See on üks viiest planeetidest, mis oli teatud ürgajalt, age selle vaatlemine on kõige keerulisem: seoses Päikesele lähedusega, Merkuur on taevas alati Päikesele lähedal, seega seda saab näha vaid vara hommikul või hilja õhtul kas koidu või eha valgusel. On palju inimesi, kes seda ei ole kunagi näinud. Selle raadius on ca 2440 km ja mass on ca 5,5 % Maa massi. Merkuuri kaugus Päikeselt on 46 – 70 mln. km, seega tema orbiidi ekstsentrilisus on kõige suurem planeetide vahel (e = 0,2). Orbitaalperiood on 88 päeva, pöörlemisperiood on ca 59 päeva. Seega orbitaal- ja

4. pöörlemisperioodid on resontantsis, 2 aasta jooksul Merkuur teeb 3 pööret ümber telje. Merkuuri telg ekliptika tasandiga on peaaegu 90o, seega Merkuuril pole aastaaegu. Kaaslasi Merkuuril pole. Ajalooliselt on teada nn Merkuuri periheeliumi probleem: tema orbitaalpooltelg pöörleb kiiremini, kui klassikaline (Newton’i) mehaanika eeldab – periheeli pretsessioon. Planeetide ja kaaslaste orbitaalpooltelje pöörlemine toimub seoses gravitatsiooniliste häiritustega, mida põhjustavad teised Päikese süsteemi objektid. Selgus aga välja, et Merkuuri puhulsee on osaliselt seotud üldrelatiivsusteooria efektidega. Merkuuri periheeli anomaalse pretsessiooni õige arvutuslik väärtus oli saadud üldrelatiivsusteooria efektide arvestamisel, see sai üheks estimestest üldrelatiivsusteooria tõendiks. Seoses Päikesele lähedusele, temperatuur Merkuuri pinnal võib saavutada ca 430 oC, öösel aga langeb kuni -190 oC. Suure pinnatemperatuuri ja madala raskusjõu tõttu Merkuur ei saa kinni pidada atmosfääri, seega stabiilne atmosfäär tal puudub, on olemas vaid väga hõre Päikeselt tulevatest aatomitest koosnev gaasikest. Need aatomid pidevalt tulevad ja lähevad. Merkuuril on magnetväli, mille tugevus on ca 1 % Maa omast. Merkuuri pind on sarnana Kuu pinnaga, see on tihedalt kaetud kraateritega. Suurimate kraaterite raadiused ületavad 1000 km. Tal on väga suur tuum raadiusega ca 1800 km, praeguste teooriate järgi tuum on sulatatud. Vahevöö paksus on ca 600 km, koor on paksusega ca 200 km. 19. sajandist eksisteerib hüpotees, et kunagi Merkuur oli Veenuse kaaslane, aga praegu kõige populaarsemaks on teooria, et Merkuur tekkis koos teiste planeetidega ja alati oli iseseisev.

5. Veenus Veenus on kõige heledam objekt meie taevas (peale Päikest ja Kuud), selle tähesuurus maksimumis jõuab -4,6m. Nagu Merkuuril, Veenusel on faasid: meie näeme teda ketana (ja tema raadius on siis kõige väiksem), kui ta on teisel pool Päikeselt, ja sirbina (mis on raadiuse poolest suurem), kui ta on Päikeselt samas suunas. Oma füüsikalise suuruse ja massi poolest ta ei erine palju Maast: tema raadius on ca 6050 km, mass ca 82 % Maa massist, raskuskiirendus pinnal ca 8,9 m/s2. Veenuse kaugus Päikeselt on ca 0,723 aü, millele vastab aasta pikkus 224,7 päeva. Orbiidi ekstsentrilisus on väike, e = 0,0068. Seoses sellega, et Veenuse pind on alati peidetud meilt pilvidega, selle pöörlemisperiood jäi kaua aega tundmatuks. Nüüd on teada, et Veenus pöörleb vaga aeglaselt (perioodiga 243 päeva, ehk rohkem, kui Veenuse aasta) suunas, mis on vastupidine enamiku planeetide pöörlemissuunaga (pöörlemistelje nurk ekliptikaga ca 177 kraadi: s.o. ekliptikaga peaaegu risti). Veenusel pole kaaslasi. Magnetväli peaaegu puudub, väga nõrgad magneetilised efektid on seotud mitte aine liikumisega planeedi sees, vaid ionosfääriga. Kuna Veenus on sarnane Maaga suuruse poolest ja tema orbiit on suhteliselt lähedane Maa orbiidile, kaua aega usuti, et Veenusel peab ka elu eksisteerima. Aga 20. sajandil raadiovaatluste abil sai selgeks, et Veenuse pinnapealne temperatuur on ülikõrge, ca 460 oC. Tegelikult see on kõrgem, kui temperatuur Merkuuril. Rõhk pinna peal on ca 90 atm. Veenuse atmosfäär on kõige paksem Maa-tüübi planeetide vahel. Selle mass on ca 100 korda suurem, kui Maa atmosfääri mass. Keemiline koostis on Maa atmosfääri omastst

6. väga erinev: süsihapegaas 96,5 %, lämmastik 3,5 %, muid gaase on palju vähem; need on vääveldioksiid, argoon, veeaur jms. Veenuse atmosfäär kiiresti pöörleb, tehes üks pööre ca 100 tunniga. Seega tuulte kiirused on väga suured, ca 360 km/h ekvaatoril. Aga pinna juures tuule kiirus on väike, ca 10 km/h. Alumine atmosfääri kiht on troposfäär (kõrguseni ca 65 km), kõrgusel ca 50 km rõhk ja temperatuur on umbes sellised, nagu Maa pinnalgi. Üleval on mesosfäär ja termosfäär. Veenusel on ka indutseeritud ionosfäär, mis on põhjustatud laetud osakestega päikesetuulelt. Veenuse atmosfääris on väävelhapest koosnevad pilved, mille tõttu tema pind ei ole nähtav. Väävelhape moodustub süsehapegaasist, vääveldioksiidist ja veest fotokeemiliste reaktsioonide tõttu UV kiirguse mõjul. Pilvedes ilmub välke. Pilved peegeldavad ca 75 % pealelangevast kiirgusest, seega valgustus Veenuse pinnal on nõrk, ca 3000 luksi (nagu Maal pilvisel päeval). Veenuse atmosfääri paksus ja keemiline koostis kutsuvad esile väga tugevat kasvuhoone efekti: kuuma pinna poolt kiirgatud soojuslik infrapunakiirgus neelatakse atmosfääris olevate süsehapegaasi ja veeauru poolt, seega soojus jääb atmosfäärisse ja käib üle pinnale tagasi. Veenuse pinna uurimine sai võimalikuks tänu radiolokatsioonile: teatud radiolainete jaoks atmosfäär on läbipaistev ja selle kaardistamine on võimalik peegeldunud radiokiirguse abil. Veenuse maastikul on eristatavad mitu kõrgustikku, kaks neist on võrreldatavad oma suuruse poolest Maa mandritega. Ca 80 % pinnalt on kaetud basaltlaavaga ja on geoloogiliselt noor (vähem kui 500 mln. a.) See viitab geoloogilisele aktiivsusele minevikus. Veenusel on palju rohkem vulkaane kui Maal, see ei ole aga põhjustatud suurema aktiivsusega, vaid sellega, et Maa koor on noorem, kuna Maa litosfääri laamad pidevalt uuenevad, Veenuse koor on aga palju vanem ja säilitab vanu vulkaane. Vulkaanilisi purske Veenusel ei olnud detekteeritud, aga on kaudsed viited sellele, et nad võisid toimuda ka viimastel aastakümnetel. Kõige kõrgemad mäed Veenusel on kõrgusega ca 11 km üle keskmist pinna kõrgust. On avastatud ka mitusadu

7. löökkraatereid. Veenuse sisemine ehitus on üldjoontes sarnane Maa omaga. Keskel on rauast ja nikkelist koosnev tuum raadiusega ca 3000 km, peal on koor paksusega ca 50 km, nende vahel on vahevöö. Magnetvälja puudumine viitab sellele, et tuumas ei toimu konvektsiooni. Vahevööl puudub väiksema viskoossusega ülemist kihti, seega Veenusel ei ole laamade tektoonikat. Samal ajal konvektiivsed liikumised vahevöös mõjutavad geoloogiliste vormide kujunemist pinnal. Laamade tektoonika vähendab soojuse väljavoolu sisemistest kihtidest (kus seda toodetakse radioaktiivsete isotoobide lagunemisel). On võimalik, et see viib perioodilisele vulkaanilise aktiivsuse kasvule, ja planeedi koore täielik uuenemine mitusada aastat tagasi oligi üks sellistest episoodidest. Maa Maa on kolmas ja kõige suurem Maa-tüübi planeet Päikesesüsteemis.Tema ekvatoriaalraadiuson ca 6378 km, polaarraadius ca 6357 km. Massca 5,981024 kg. Kaugus Päikeselt 147 – 152 mln. km, aasta pikkus365,26 päeva. Orbiidi ekstsentrilisus on väike, e = 0,0167. Pöörlemistelje nurk ekliptikaga ca 23,43 kraadi, sellega on seotud aastaaegade vahetus. Toimub pikaperioodiline pöörlemistelje pretsessioon (periood ca 26 tuhat aastat). Maal on üks kaaslane, Kuu. Vastavalt tänaste ettekujutustele, Maa on moodustunud ca 4,5 mlrd. a. tagasi. Täna väga populaarse nn „hiiglasliku kokkupõrge“ hüpoteesi järgi, varsti peale moodustamist Maaga on põrkunud kokku Marssi suurusega planeet (mille nimeks on pakutud Teia). Kokkupõrge oli peaaegu puutuja järgi, selle tulemusena keha fragmendid ja osa Maa vahevöö ainest olid välja visatud Maa orbiidile, kus akkumuleerusid proto-Kuuks. See hüpotees seletab mõningaid Kuu koostise puudutavaid detaile, samas ka Maa kiire pöörlemise.

8. Maa sees on rauast ja nikkelist koosnev tuum raadiusega ca 3500 km. Selle sisemine osa (raadiusega ca 1300 km) on jääk, välimine osa on vedel. Temperatuur keskel on ca 5000 km. Sügavustemi kuni ca 30 km asub silikaatidest koosnev vahevöö. Selle temperatuur langeb ca 4000 oC alumisel piiril kuni ca 500 oC – 900 oC ülemisel piiril. Seda jagatakse sisemiseks ja ülemiseks osaks; koorealumine osa, astenosfäär, on paksusega ca 200 km ja on väga plastiline, tänu sellele osutub võimalikuks laamade tektoonika. Vahevöö ja koore eraldamispiiri nimeks on Mohorovicic pind, siin toimub seismiliste lainete kiiruse järsk kasv. Vahevöös toimub pidev konvektsioon: kuumemad ainehulgad tõusvad, jahedamad laskuvad. Rajoonid, kus kuum aine juga läheneb koorele, moodustavad nn „kuumaid punkte“ (ingl. hot spot) maa peal, nendes toimub aktiivne vulkanism. Laskuvate rajoonide peal asuvad nn subduktsiooni tsoonid – need on rajoonid laamade piirtes, kus ookeani koor laskub mandrite koore alla. Nendes tsoonides toimuvad võimsaimad maavärinad. Ülemine Maa kiht on koor; koos astenosfääriga see moodustab litosfääri. Litosfääri struktuur mandrite ja ookeanide all on erinev. Mandrite all koor koosneb graniitidest, basaltidest ja settekivimitest, selle paksus on kuni 80 km. Ookeanide all koor on noorem, see oli osaliselt sulatatud palju kordi, selles puudub graniidikiht, selle paksus on vaid 10 km. Kõige vanemad ookeanikoore osad on mitukümmend mln. a. vana, samas mandrite koor on vanusega kuni 3 mlrd. a. Täna üldtunnistatud laamade liikumise teooria kohta (pakutud 20. sajandi alguses ja lõplikult tunnustatud 60-ndates). Vastavalt sellele, ca 90 % maapinnalt on kaetud 8 suure laamaga, on veel mitu väiksemat laamasid. Need liiguvad tänu konvektiivsetele ainevoogude vahevöös. Suur osa maapinnalt on kaetud hüdrosfääriga, mille mass on ca 1,5 1021 kg. 97 % neist on ookeanide ja meride vesi, muu on magedad veed, liustikud ja maa-alumised veekogud.

9. Vesi sisaldub ka atmosfääris. Ookeani vesi omakorda sisaldab seotud kujul palju süsihapegaasi ja hapnikku. Pinnapealne vesi (järved, jõed) moodustavad vaid 0,02 % hüdrosfäärist, aga tal on suur roll pinna formeerimisel. Maa atmosfääri mass on ca 1,5 1018 kg, see koosneb lämmastikust (78 %), hapnikust (20,1 %), argoonist (0,9 %), veeaurust (0,5 % – 4 %) jms. Alumine atmosfääri kiht on troposfäär (kõrgusega 10 – 18 km), selle mass on 80 % õhu kogumassist. Selle piir (tropopaus) vastab tsoonile, kus temperatuur edasi ei lange kõrgusega. Stratosfäär ulatub kuni 50 km kõrguseni. Peamiselt selles asub osooni kiht (kõrgused 15 – 60 km), mis kaitseb maapinda UV kiirgusest. Veel kõrgem on mesosfäär (kuni ca 90 km). Ülemised kihid – termosfäär (kuni 300 km) ja eksosfäär on väga hõredad, molekulide vabateepikkus on väga suur (põrkumisi peaaegu ei toimu). Koos mesosfääriga nad moodustavad ionosfääri – regiooni, kus toimub intensiivne aatomite ionisatsioon Päikese ja kosmilise kiirgusega. Tänu ionosfäärile on võimalik kauge radioside keskmistel lainepikkustel, mis peegelduvad selles. Laetud osakesed ionosfääris asuvad Maa magnetvälja tugeva mõju all, samal ajal ionosfääri oleku mõjutab ka Päikese aktiivsus. Maa magnetväli on dipoolstruktuuriga, tal on lõuna- ja põhjapoolused. Väli ei ole sümmeetriline, seega magnetpoolused asuvad mittesümmetriliselt geograafiliste pooluste suhtes. Poolused liiguvad maapinnal kiirusega 10 km/aastas ja rohkem. Tuleb teha seda märkust, et kuna traditsiooniliselt magneti põhjapooluseks nimetatakse tema poolus, mis näitab Maa põhjapoolusele, seega Maa Põhjapoolsfääril asub Maa dipooli lõunapoolus. Keskmine Maa magnetvälja tugevus on 0,5 Gaussi, eksisteerivad aga nn magnetanomaaliad, kus magnetväli on mitu korda kõrgem. Välja tugevus on muutlik, praegu see langeb kiirusega mitu protsenti sajandi jooksul. Magnetvälja genereerimine on seotud elektrivooludega tuumas. Maa magnetväli (ja teiste planeetide

10. magnetväljad) moodustab nn magnetosfääri. Selle piir (magnetopaus) on määratud sellega, et Päikese magnetväljatugevus saab sel piiril suurem, kui Maa välja tugevus. Päikesele orienteeritud poolsfääril see asub ca 10 maaraadiuse kaugusel Maa tsentrist, öisel poolsfääril magnetosfäär on väga venitatud. Tänu magnetosfäärile eksisteerib kiirgusvöönd – ulatuslik tsoon kosmoses, kus magnetvälja poolt „püütud“ elektronid ja prootonid liiguvad magnetjoonte suunas. Seega magnetväli kaitseb Maad energeetilistest laetud osakestest, mis muidu pakuvad radiatsiooniohtu. Sisemine vöönd (koosneb peamiselt prootonitest) asub keskmisel kõrgusel 4000 km, väline vöönd (koosneb elektronidest) – keskmisel kõrgusel ca 17 000 km. Biosfäär on see, mille poolest Maa erineb teistest kosmosekehadest. Siiamaani ei ole leitud elu tunnuseid mitte mingil teisel taevakehal. Kuigi biosfääriga tutvustamine ei ole käesoleva kursuse teema, see on omaette teaduse haru või tegelikult palju harusid. Kuu Kuu on ainus Maa kaaslane, oma suuruse poolest see on viies kaaslane Päikese süsteemis. Oma nähtava heleduse poolest see on teine (peale Päikest) taevakeha, tema maksimaalne tähesuurus on ca -12,7. Kuu mass on ca 1/81 Maa massist, tema raadius (keskmiselt 1737 km) on ca 0,27 Maa raadiusest. Raskuskiirendus Kuu pinnal on ca 1,62 m/s2, ehk 1/6 g. Kuu liigub ümber Maad elliptilisel orbiidil, mille suur pooltelg on keskmiselt 384 tuhat km, ekstsentrilisus on 0,055. Erinevalt teistest kaaslastest, mis tavaliselt liiguvad oma planeedi ekvatoriaalsel tasandil, Kuu liigub peaaegu ekliptikatasandil (nurk ekliptikaga ca 5o). Kuu orbiid on suurel määral moonutatud Päikese raskusjõuga, seega selle parameetrid pidevalt muutuvad: toimub selle tasandi

11. pretsesseerimine, oribiit pöörleb oma tasandis, tema suur pooltelg võnkub. Kuu orbitaalperiood on 27,32 päeva (tähtede suhtes), tema pöörlemisperiood on sünkroniseeritud tiirlemisperioodiga, seega Maale on pidevalt suunatud ainult üks Kuu poolsfäär. Seoses lähedusega ekliptikale, tihti toimuvad kuu- ja päikesevarjutused. Kuu tiirlemisel tema nähtavad faasid muutuvad. Kuul ei ole atmosfääri, seega temperatuur selle pinnal kõigub tugevasti ööpäeva tsükliga: kõrgeimad temperatuurid ekvaatoril on ca 120 oC, madalaimad aga -140 oC (poolustel veel väiksem). Kuu pindal on eristatavad suured tumedamad struktuurid – nn mered. Need on nooremad ja madalamad rajoonid, mis olid kunagi kaetud sulatatud laavaga. Mandrid on vanemad ja kõrgemad. Kuu kuju on natukene ebasümmeetriline ja on venitatud Maa poole. Tagumisel poolel on palju vähem meresid. Kuu on kaetud kraateritega suurustega mitu sadadest kilomeetritest kuni sentimeetriteni, pind on kaetud nn regoliidiga – see on liivaga sarnane aine, mis on moodustunud meteoriitide ja temeratuuri muutustega seotud erosiooni tulemusena. Kuu keskel on väike tuum, mille raadius ei ole täpselt teada (praegune hinnang on 340 km), tema peal on vahevöö, ülemine kiht on koor paksusega keskmiselt 70 km. Gravitatsiooniliste uuringute tulemusena oli leitud lokaalsed massikontsentratsioonid – nn mascon’id (inglisekeelsest Mass Con/centration/). Kõrgeimad mäed on kuni 4,7 km kõrgusega. Seismiliselt Kuu ei ole aktiivne, aktiivsed geoloogilised protsessid on katkestanud sadu miljoneid aastat tagasi. Samal ajal Kuul toimuvad kuuvärinad. Nad on seotud loodedega (põhjustatud Maa gravitatsioonilise mõjuga), sisemiste pingete tühjakslaadimisega ja meteoriitide kukkumistega. Kuu kaugus Maal aeglaselt kasvab. See on seotud Kuu ja Maa gravitatsioonilise vastasmõjuga. Kuu gravitatsiooniväli tekitab loodeid nii ookeanides kui ka koores, need tõusnud alad maapinnal jõuavad Kuud ette (kuni Maa pöörleb suurema nurkkiirusega, kui

12. Kuu tiirlemine). Oma raskusjõuga nad tõmbuvad Kuud, millega seoses ta tõuseb kõrgemale orbiidile (ca 4 cm aastas), Maa pöörlemine samal ajal aeglustub. Seega mitu mlrd. a. tagasi Kuu oli mitukümmend tuhat kilomeetrit lähedam Maale, kui praegu, ja ööpäeva pikkus oli ka väiksem. On olemas mitu hüpoteesi, mis kirjeldavad Kuu teket. Praegu kõige populaarsem on ülalmainitud „hiiglasliku kokkupõrge“ hüpotees. Muude hüpoteeside hulgas on akretseerimine koos Maaga ja haaramine Maa poolt lähedasest orbiidist. Marss Marss on neljas ja kõige väiksem Maa-tüübi planeet. Tema keskmine raadius on ca 3390 km (polaarraadius on 14 km väiksem, ekvatoriaalraadius 6 km suurem), mass on 10,7 % Maa massist. Raskuskiirendus pinnal on 3,7 m/s2. Orbiidi suur pooltelg on 1,52 aü. Orbiid on suure ekstsentrilisusega, e = 0,093, seega afeelis Marss on ca 20 % võrra kaugem Päikeselt kui periheelis. Aasta pikkus on 1,88 Maa aastat. Ööpäeva pikkus Marssil on lähedane meie ööpäevale: 24 tunni 40 min, pöörlemistelje nurk ekliptika tasandiga on 25,2o, seega Marssil toimub aastaaegade vahetus. Marssil on atmosfäär, aga see on palju hõredam võrreldes Maa atmosfääriga: rõhk pinnal on 0,4 – 0,9 atm (sõltuvalt kõrgusest). Seoses suurema kaugusega Päikeselt temperatuurid Marssil on tunduvalt madalamad, kui Maal: minimaalsed temeratuurid (poolustel) on kuni -150 oC, keskmised temperatuurid on umbes -50 oC. Maksimaalne temperatuur on lähedane 0 oC või isegi mõnikord ületab seda, jõudes 10 oC (ekvaatoril). Dipoolne magnetväli puudub, on aga olemas lokaalsed magnetväljad tugevusega ca 500 korda väiksem, kui Maal; nende tugevus erinevates kohtades erineb mitu korda.Marssil on kaks väikest kaaslast: Fobos ja Deimos.

13. Marssi keskel on tuum raadiusega ca 1500 km, tuuma ja välise koore (paksusega ca 50 km) vahel on vahevöö. Eeldatakse, et mitu mlrd. a. tagasi Marssil, nagu Maalgi, toimus litosfäärilaamade liikumine, praegu see mehanism ei tööta, samas ei ole globaalset magnetvälja genereerivat dünaamot. 2/3 Marssi pinnalt on heledamad alad, mida nimetatakse mandritega. Tumedamad rajoonid on mered, nad on kontsentreeritud põhjapoolsfääri. Poolsfäärid on asümmetrilised: lõunapoolsfäär on keskmisest pinnast kõrgem (1-2 km võrra) ja on vanem, kraaterite arv on suur. Põhjapoolsfäär on madalam ja noorem, siin on laiad tasandikud, mis olid uputatud laavaga. Marssil on suured kõrgustikud, mis on formeeritud kilpvulkaanide laavaga. Siin on kõrgemad mäed Päikese süsteemis (Olympus Mons on kõrgeim, ca 27 km tema jalamast, ehitise raadius ca 550 km). Kõige kõrgem vulkaaniline ehitis Maal, Mauna Kea, on rohkem kui 2 korda madalam. On kaks põhjust, miks vulkaanid kasvavad nii kõrgeks Marssil. Üks on madalam gravitatsioon, seega mäe alus saab toedada suurema kaalu mitte sulades. Teine on see, et Maal vulkaanid asuvad liikuvates laamades, laamade liikumine lõpuks viib vulkaani kuuma punkti pealt, seega vulkaani kasv lõpeb ja tema kõrval ilmub teine vulkaan. Marssil vulkaan jääb ühte kohta ja võib kauem kasvada. Tänapäeval Marssil ei ole purskavaid vulkaane, aga on võimalik, et nad on purskanud mitu mln. a. tagasi ja et vulkaanilise aktiivsuse episoodid korduvad tulevikus. Marssi atmosfäär koosneb süsehapegaasist (95 %), lämmastikust (2,7 %), argoonist (1,6 %) jms. Rõhk keskmisel pinnakõrgusel on 160 korda normaalrõhust väiksem. Selle mass muutub aastaaegade vahetusel, kuna märgatav osa CO2 jääb talvel polaarmütsidesse jää kujul. Atmosfäär koosneb troposfääris, mesosfäärist ja termosfäärist, ionisatsiooni tõttu Päikese ja kosmose kiirgusega on olemas ka ionosfäär. Marssi kliima on määratus tema pöörlemistelje kaldumisnurgaga ja orbiidi ekstsentrilisusega. Marss läbib periheeli, kui

14. põhjapoolsfääril on talv, seega põhjapoolsfääris talv on permem aga suvi on külmem; lõunapoolsfääril olukord on vastupidine. Talvel polaarmüts vastavas poolsfääris kasvab, jõudes 50 laiuskraadi. Nad koosnevad veejääst (pidev komponent mis ei sula suvel) ja süsihapegaasist. Nendes on kontsentreeritud tuntud osa atmosfäärigaasist, seega nende sulamisel ilmuvad tugevad õhuvoolud vastavast poolsfäärist teisse poolsfääri. Atmosfääri olemasoluga on määratud erosiooniprotsessid Marssi pinnal. On avastatud jõusängud ja jõedeltad, mis viitavad sellele, et geoloogilises minevikus Marssil olid veejõed. Vee olemasolule viitavad ka Marssi pinnal avastatud mineraalid ja kivimid (mis formeeruvad vee juuresolekul). Vesi oli eraldatud krundist sondi „Phoenix“-i poolt. Marssi krundis suurim osakaal on ränidioksiidil (ca 20 %), teisel kohal on rauaoksiidide hüdraadid, mis annavad talle punakat värvust. Pinna all on võimalik suurte veejää varude olemasolu. Marssi kaaslased on väiksed ja sarnased asteroididega. Suurim on Fobos, tema keskmine raadius on 9 km, maksimaalne läbimõõt 22 km, tihedus on väike, <2 kg/m3. See võib viita sellele, et Foobos on väheseotud elementide konglomeraat, mida hojab kokku gravitatsioon. Foobosi orbiit (tema tasand peaaegu ühtib ekvatroiaaltasandiga) on väga väike raadiusega, ca 2,8 Marssi raadiust. Seega ta tiirleb ümber Marssi väga väikese perioodiga, vaid 7,7 tundi. Sel põhjusel tema nähtav liikumissuund on läänest itta. Regulaarselt toimuvad Foobose transiidid Päikese ketal. Foobose pind on kaetud paljude kraateritega, on olemas ka pikad uured, mille tekemehanism ei ole teada. Deimos on väiksem, läbimõõt on ca 12,4 km, tiirleb ka ekvatoriaaltasandis perioodiga 1,26 päeva. Tema kuju on ka ebaregulaarne, pind on kaetud kraateritega. Mõlemate kaaslaste pöörlemine on sünkroniseeritud nende tiirlemisega: pöörlemis- ja tiirlemisperioodid on võrdsed, naku Kuulgi, seega nad on alati pööratud Marsile ühe poolega. Kaaslatse teke ei ole selge. On olemas hüpotees, et need on haaratud asteroidid asteroidede vööst, aga

15. selline sündmus on väikese tõenäosusega ja see jääb ebaselgeks, miks mõlemad kaaslased tiirlevad planeedi orbitaaltasandil. Teine võimalus on nende formeerumine Marsi orbiidil kas ühest kehast või nt kividest, mis võiksid olla Marssi pinnalt välja visatud kokkupõrgel suure planetesimaaliga. Hüpoteesid võimalikust elu olemasolust Marssil on väga vanad, aga siiamaani nad ei saanud eksperimentaalset toetust. Praegu Marssi pind ei ole eriti sobilik elu jaoks, kuna peenike atmosfäär ja magnetvälja puudus ei kaitse seda ioniseerivast kosmilisest kiirgusest, pinnal ka puudub veledik vesi. Aga on palju viiteid sellele, et varem tingimused Marssil olid palju soodsamad, nt oli vesivedelkujul. Praegu veel ei saa välistada seda, et Marssil on olemas mingi primitiivne elu, kuigi nüüd selline tõenäosus tavaliselt ei pea kõrgeks. Jupiter Jupiter on lähedam Päikesele gaashiid ja kõige suurem planeet Päikesesüsteemis. Oma heleduse poolest see on teine planeet pärast Veenuse, jõudes peaaegu -3m. Samal ajal Jupiteri võib näha kogu öö ulatuses, Veenus aga ei eemaldu Päikeselt kaugele ja seda näeb kas hommikul või õhtul. Jupiteri keskmine raadius on ca 70 tuhat km, ekvatoriaalraadius on aga ca 6,4 protsendi võrra polaarradiusest suurem. Jupiteri mass on ca 320 korda Maa massist suurem, tema mass moodustab üle 70 % teiste planeetide kogumassist, samal ajal see on vaid 0,1 % Päikese massist. Jupiteri pöörlemistelg moodustab ca 3o ekliptikatasandiga, pöörlemisperiood on 9,9 tundi, see on väiksem, kui teistel planeetidel. Orbiidi pooltelg on 5,2 aü, ekstsentrilisus 0,049, tiirlemisperiood 11,86 aastat.

16. Planeedi sisemine ehitus on siiamaani diskussioonide küsimus, on pakutud erinevad teoreetilised võimalused selleks. Gravitatsiooniliste uuringute põhjal on eeldatud tahke kivimitest koosneva tuuma olemasolu (massiga 10 – 50 Maa massi), aga selle koostis on teadmata, ei ole ka päris selge, kas see eksisteerib. Rõhk tuumas on mitu tuhat gigapaskalit, temperatuur on mitukümmend tuhat kelvinit. Kuni ca 80 % raadiuseni ulatub metallilise vesiniku kiht, metallinline olek on tagatud kõrge rõhuga. Temperatuur ja rõhk kahanevad tuumast väljapoole. Sügavuseni kuni mitu tuhat kilomeetrit pilvide ülemisest piirist vesinik on vedeliku ja gaasi vahepealses olekus, selles on ka mingi heeliumi osa. Kõrgem on gaasolekus olev vesinik. Jupiteri atmosfääri täpset sügavust pole võimalik määrata, kuna toimub aine sujuv üleminek gaasolekust vedelolekusse. Saab hinnata seda paksust mitu tuhande kilomeetritega. See koosneb põhiliselt vesinikust, on veel ca 10 % heeliumi, teiste elementide sisaldus on väiksem kui 1 % (neoon, hapnik, lämmastik jms). On olemas ka keerulisemad molekulid, nt. vesi, metaan jms. Punakas värv võib pärineda fosforist, väävlist ja ka orgaanilistest molekulitest. Atmosfäärist saab eristada troposfääri, stratosfääri, termosfääri ja eksosfääri, nende kihtide temperatuuriline käik on sarnane sellega, mida kohtume Maa atmosfääris. Troposfääri alumiseks piiriks võib pidada nivoo, kus rõhk on 10 bar, temperatuur selles punktis on ca 340 K. See asub ca 100 km madalam, kui 1 bar-ile vastav nivoo (see nivoo tavaliselt loetakse nullpunktiks atmosfääris). Kõrgeimad pilved atmosfääris on rõhu ca 0,7 bar, nad koosnevad ammoniaagi jääst. Madalam on ammooniumi ühenditest pilved, veel madalam veepilved. Atmosfääris on näha heledamaid ja tumedamaid regioone. Heledamaid regioone nimetatakse tsoonideks ja tumedamaid vöödeks. Tsoonides toimub vertikaalsete voogude tõus, vöödes allalaskmine. Seega see struktuur näitab konvektiivseid liikumisi atmosfääris. Atmosfääris on olemas tsükloonid ja antitsükloonid, nende aktiivsus on erinev erinevatel laiuskraadidel. Kuna ekvatoriaalalad saavad rohkem soojust kui polaaralad, temperatuurid

17. polaaraladel on madalamad, ja see soodustab konvektsiooni. Seega polaaraladelt sisemine soojus väljub intensiivselt. Üldiselt, Jupiter kiirgab tunduvalt rohkem soojust kui ta saab Päikeselt (mitukümne protsendi võrra), see energia oli akumuleeritud planeediga selle moodustamisel (kokkutõmbumise tõttu), aeglane kokkutõmbumine on ka lisaenergiaallikas. Suurim nähtav detail Jupiteri atmosfääris on nn Suur Punane Laik, see on hiiglaslik antitsükloon, mis eksisteerib vähemalt 180 a ja mida on näha ka teleskoobiga. Jupiteril on tugev magnetväli (palju tugevam, kui Maal) ja suur magnetosfäär. On olemas magnetvöönded (kuhu on haaratud laetud osakesed). Polaaraladel saab on registreetitud pidevad virmalised. Jupiter on tugeva raadiokiirguse allikas. Magnetvälja teke on seotud aine tsirkulatsiooniga metallvesiniku kihis. Jupiteril on kõige suurem leitud kaaslaste arv (peaaegu 70), uusi kaaslasi avastatakse ka praegu. Nende koguarv võib ületada sada, aga enamik neist on väikesed (mitu kilomeetit läbimõõduga) objektid, mis on ilmselt orbiidile haaratud asteroidid. Suuremad kaaslased on 4 nn Galilei kaaslasi: Io, Euroopa, Ganimedes, Kallisto. Ganimedes on kõige suurem (see on ka suurim kaaslane Päikese Süsteemis), tal on ka oma magnetväli (mida ei ole ühtki teisel kaaslasel Päikese Süsteemis). Io on Jupiterile kõige lähedam, Jupiteri gravitatsiooniline mõju kuumendab selle sisemust, sel põhjusel Iol toimub pidev vulkaaniline aktiivsus. Euroopa on kaetud jääkihiga, mille all on veeookean. Kallisto, nagu Ganimedes, on tihedalt kaetud kraateritega. Need suured kaaslased on Kuuga sarnase sisemise struktuuriga, kuigi jää sisaldus nende ülemistes kihtides on väga kõrge, seoses sellega nende keskmised tihedused on tunduvalt väiksemad (nt Ganimedes on Merkuurist kergem, kuigi tema raadius on suurem). Kõik need kaaslased on pööratud Jupiterile ühe poolsfääriga, nende tiirlemisperioodid on resonatsis omavahel. Teised kaaslased on tunduvalt väiksemad ja ebaregulaarse kujuga, välised kaaslased tiirlevad vastupidises

18. suunas Jupiteri pöörlemissuunaga võrreldes. Jupiteril on ka ringide süsteem, aga nad on peenikesed. Neid on 3 – 4 tükki, süsteemi siseraadius on ca 90 tuhat km, välisraadius on ca 230 tuhat km, nad koosnevad peamiselt tolmust ja suurematest fragmentidest (kuni mitukümmend meetrit). Tolm pidevalt lahkub ringidest kiirguserõhu tõttu, uus tolm ilmub suuremate fragmentide kokkupõrgetel. Saturn Saturn on Päikeselt teine ja suuruselt ka teine gaashiid. Tema minimaalne heledus -0,2m. Tema polaarraadiuson ca 60 tuhat km, ekvatoriaalraadius on aga ca 54 tuhat km, ehk 10 % väiksem. Seega Saturni lapikus on teistest planeetidest suurim. Saturni mass on ca 95 korda Maa massist suurem, see on 3 korda väiksem, kui Jupiteri mass. Saturni tihedus on kõige väiksem Päikese süsteemi planeetidest, see on ainult 690 t/m3(veest väiksem). Saturni pöörlemistelg moodustab ca 26,7oekliptikatasandiga, pöörlemisperiood on 10,5 tundi. Orbiidi pooltelg on 9,6 aü, ekstsentrilisus 0,056, tiirlemisperiood 29,46 aastat. Saturni sisemine ehitus on ilmselt sarnane Jupiteri ehitusega: keskel võib olla kivimitest koosnev tuum (massiga kuni ca 20 maamassi), mis on ümbritsetud metallilise vesiniku kihiga. Selle peal on vesinikust ja osaliselt heeliumist koosnev kiht, kusjuures aine on vedeliku ja gaasi vahepealses seisundis. Ülemised 1 – 2tuhat kilomeetrit vastavad gaasilisele atmosfäärile. Temperatuur tuumas on väga suur, üle 10 tuhat K, ja Saturn, nagu Jupitergi, kiirgab maailmaruumi rohkem soojust (ca 2,5 korda), kui ta saab Päikeselt. Kiirgatav soojus on akumuleeritud planeedi moodustamisel energia ja gravitatsioonilisel kokkutõmbel eraldatav energia.

19. Saturni atmosfäär koosneb enamasti vesinikust (> 96 %) ja heeliumist (> 3 %), muid elemente on vähem kui 1 %. Atmosfääri struktuur on üldjoontes sama, mis Jupiteril, selles ka toimub tsirkulatsioon paralleelselt ekvaatoriga, on olemas tsüklonid ja antitsüklonid. Põhjapoolusel pilvide konfiguratsioon moodustab kuusnurka, see struktuur on ilmselt seotud seisvate lainedega. Saturnil on tugev magnetväli, ainult Jupiteri magnetväli on sellest tugevam. Seda tekitab metallvesiniku tsirkulatsioon. Magnetväljaga on seotud Saturni suur magnetisfäär. Praegu on teada 62 Saturni kaaslasi, ilmselt on veel avastamata objekte. Enamus kaaslastest on väikesed kivimitest ja jääst koosnevad objektid (läbimõõduga mitu km), mis liikuvad planeedi pöörlemisega vastupidises suunas. Suurim kaaslane on Titan: oma suuruse poolest see on teine kaaslane Päikese süsteemis. Tema omapära seisneb selles, et see on ainuke kaaslane, millel on paks atmosfäär. Samas ainult tema pinnal on olemas vedelik. Titani raadius on 1,5 korda suurem, kui Kuu oma, ja tema mass on 1,8 korda suurem. Titani atmosfääri mass on mitu kümmend protsendi võrra suurem, kui Maa atmosfääri mass, ja rõhk pinnal on 1,5 bar. Temperatuur pinnal on aga ca -180 kraadi. Atmosfäär koosneb põhiliselt lämmastikust (> 98 %), muud gaasid on argon, metaan, etaan ja teised süsivesinikud. Pinnal on olemas vedelikukogud (mered/järved ja jõed), mis koosnevad etaanist, propaanist ja metaanist.On avastatud vulkanismi tunnused, aga need on nn krüovulkaanid, mis purskuvad veed, ammoniaaki ja süsivesikuid. Teised märkamisväärsed kaaslased on Enceladus, kus toimuvad vulkaanilised pursked (tema pinnal on küovulkaanid), tema pind on noor ja on formeerunud põhiliselt jääga, selle kihi all on võimalik veeookeani eksisteerimine. Saturni märkamisväärne eripära on suured ringid. On olemas 3 põhilist ringi ja mitu

20. lisaringe, mis on omakorda jaotatud piiludega väiksemateks ringideks. Ringide süsteemi välimine raadius on peaaegu 0,5 mln km, sisemine raadius on ca 70 tuhat km. Nende paksus on aga väga väike, suurusjärku 1 km. Ringid pöörlevad Saturni ekvatoriaaltasandil, nad koosnevad tolmust (osakeste suurus on mikromeetrid ja veel väiksem) ja suurematest objektidest, suurusega kuni mitukümmend meetrit. Osakesed koosnevad põhiliselt jääst ja silikaatidest, nende kogumass on suhteliselt väike (neist saaks teha sfääri läbimõõduga ca 100 km). Piilud ringides on tingitud kaaslaste gravitatsioonilise mõjuga (nad vastavad resonantsorbiitidele, kus kaaslaste häiritused akumulleeruvad). Ringidel on näga keerulisi lainelisi nähtusi (nt radiaalsed struktuurid, põimumised), mis on ka tingitud gravitatsiooniga. Eeldatakse, et ringid pärinevad purunenud kaaslasest, väikesed kaaslased ka annavad neile materjali, mis lahkub nende pinnal meteoriitide langemise tulemusena. Uraan Uraan oli avastatud Herschel’i poolt 1781 aastal kui ta tegi vaatlusi teleskoobiga. See on esimene planeet, mis oli avastatud uuel ajal. Tema minimaalne heledus on kuni 5,3m, seega ta on ka palja silmaga nähtav, kui vaatlustingimused on sobilikud. Uraani keskmine raadius on ca 25 tuhat km,masson ca 14,5 korda Maa massist suurem. Raadiuse poolest ta on Neptuunist natukene suurem, massi poolest aga natukene väiksem. Uraani pöörlemistelg moodustab ca 98oekliptikatasandiga, seega ta pöörlem peaaegu külili (ja teiste planeetidega vastupidises suunas). Pöörlemisperioodon 17,2 tundi. Orbiidi pooltelg on 19,2 aü, ekstsentrilisus 0,044, tiirlemisperiood 84,32 aastat. Uraani sisemise struktuuri mudelid eeldavad, et planeedi keskel on silikaatidest koosnev tuum massiga 0,5 – 3,5 Maa massi (raadius kuni 20 % planeedi raadiusest), mis on ümbritsetud jäädest koosneva vahevööga. Need on vee-, ammoniaagi- ja metaanijääd.

21. Vahevöö raadius on kuni 60 % planeedi raadiusest. Kuna nende ainete mass on suurem, kui vesiniku mass atmosfääris, Uraani (ja ka sarnast struktuuri omavat Neptuuni) tihti nimetatakse jäähiidudeks. Tegelikult vahevöö aine ei ole päris jää, kuna see asub kõrgel temperatuuril (kuni 5000 K tuuma piiril), aga rõhk on ka väga suur (ca 800 GPa tuuma piiril), seega aine käitub nagu tahke aine suure elektrilise juhtivusega. Ülemised 20 % raadiusest on gaasidest koosnev atmosfäär massiga ca 0,5 Maa massist. Heeliumi sisaldus on ca 27 %, on veel mitu protsenti metaani ja teisi gaase (ammoniaak, veeaur jms). Uraani värv (sinikas rohelisega) on tingitud metaani neeldumisspektrist. Praegu teadmatul põhjusel energiavoog Uraanist on väga väike, erinevalt teistest gaashiidudest, ei kiirga rohkem soojust kui ta Päikeselt saab. See võib olla seotud konvektsiooni takistava kihi olemasoluga tema atmosfääris. Seoses sellega Uraani atmosfäär on väga rahulik ja külm; ta on isegi külmem, kui Neputuuni atmosfäär (kuna viimasel on tugev väljuva soojuse voog). Kuigi mingi aktiivsus atmosfääris ikkagi toimub, nagu ekvaatoriga paralleelsed tuuled. On leitud, et see aktiivsus on erinevates poolsfäärites erinev. Uraanil on magnetväli, dipool on nihutatud planeedi tsentrist 1/3 raadiuse võrra põhja poolsfääri, seoses sellega magnetvälja tugevus poolustel on väga erinev (põhja poolusel väli on mitu korda tugevam). Samal ajal dipooli telg moodustab suure nurga (ca 60o) polaarteljega. Need efektid on ilmselt tingitud sellest, et magnetväli genereeritakse mitte tuumas, vaid vahevöös. Magnetosfäär on üldjoontes sarnane teiste hiiude magnetosfääridega. Uraanil on avastatud 27 kaaslasi, kõige suurem neist, Titania, on ca 2 korda väiksem, kui Kuu. Kõige huvitavamak praegu peetakse Mirandat, mille pind on väga ebaregulaarne,

22. suurte kanjoonidega ja kaootilise maastikuga. Uraanil on ka ringide süsteem, nende lajus on palju väiksem, kui Saturnil, ja kaugused nende vahel on suuremad. Neptuun Neptuun oli avastatud poolt 1846 aastal peale seda, kui Le Verrier ja Adams arvutuslikult ennustati tema olemasolu ja leidsid tema koordinaate Uraani orbiidi moonutuste põhjal. Tema minimaalne heledus on kuni 7,8m, seega palja silmaga Neptuuni ei saa vaadelda. Selle keskmine raadius on ca 24,5 tuhat km (mis on natukene väiksem, kui Uraanil), mass on ca 17 korda Maa massist suurem (mis on Uraani omast suurem). Pöörlemistelgmoodustab ca 28o ekliptikatasandiga, pöörlemisperioodon peaaegu 16 tundi. Orbiidi pooltelg on 30,1 aü, ekstsentrilisus 0,011, tiirlemisperiood ca 165 aastat. Uraani sisemise struktuuri mudelid on sarnased Uraani mudelitega. Atmosfäär koosneb vesinikust (80 %), heeliumist (19 %), metaanist ja teistest gaasides, mille osakaal on väike. Tema värv on sinikam, kui Uraanil, veel ei ole selge, mis komponent selle eest vastab. Neptuuni atmosfäär on palju aktiivsem, kui Uraani oma, see on tingitud väljuva soojuse vooga (Neptuun kiirgab ca 2,6 korda rohkem energiat, kui ta Päikeselt saab). Tuuled Neptuuni atmosfääris on kõige kiiremad Päikese süsteemis. Neptuunil on magnetväli, mis on enam-vähem sarnane Uraani magnetväljaga (dipooli telje ja polaartelje vaheline nurk on suur), aga tal on tugev kvadrupoolkomponent. Praegu on teada 13 Neptuuni kaaslast, suurim neist on Triton. Oma suuruse poolest ta on ca 30 % väiksem, kui Kuu. Tema omapära seisneb selles, et tema tiirlemissuund on teiste

23. planeetide ja suurte kaaslaste tiirlemissuunaga vastupidine, ja tema orbitaaltasand on kallutatud suure nurga all nii ekliptikaga kui ka Neptuuni ekvatoriaaltasandiga. Eeldatakse, et Triton oli haaratud Neptuni poolt sellele orbiidile Kuiper’i vööst. Triton on geoloogiliselt aktiivne, tema pinnal purskuvad krüovulkaanid, tema pind (mis on moodustatud kivimitega ja jääga, sealhulgas vee- ja ammoniaagijääga) on noor. Tritonil on ka ülipeenike lämmastikuatmosfäär. Tritooni aktiivsus võib olla seotud sellega, et tema sisemus oli tugevasti kuumendatud gravitatsiooniliste jõududega tema haaramisel ja praeguse orbiidi formeerumisel. Järgmine kaaslane suuruse poolest on Nereid. Tema orbiit on väga venitatud, ekstsentrilisus on 0,75. Nii suur ekstsentrilisus võib olla seotud Tritoni haaramisega esialsele orbiidile, mis viis Nereidi orbiidi moonutusele. Neptuunil on ka ringide süsteem. Ringid on peenikesed, mõnede ringide paksus ei ole ühtlane.

24. Asteroidid Peale planeete, Päikese Süsteemis on palju väiksemaid kehi. Asteroidid on üks kõige arvukastest kehade rühmadest. Enamik neist on kontsentreeritud nn asteroidide vöösse, mis asub Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Aga asteroidide orbiidid võivad olla ka teiste parameetritega: on objektid, mis on periheelis Päikesele lähedamad, kui Veenus, mõned asteroided aga afeelis ületavad Saturni orbiiti. Mõned objektid ületavad Maa orbiiti ja on potentsiaalselt ohtlikud Maa jaoks. Statistiliselt, kokkupõrge asteroidiga läbimõõduga mitu km juhtub kord mitukümmend miljonit aasta tagant. On olemas ka asteroidide kuhjumisalad, naiteks planeetide Lagrange’i punktid (nad on gravitatsiooniliselt stabiilsed, ja asteroid saab selles punktis pika aega viibida, vältides häiritusi planeetide poolt). Aga ka asteroidide vöös orbiitide tihedus ei ole ühtlane: resonantsid planeetidega tekitavad teatud kaugustel Päikeselt „auke“, nn Kirkwood’i luugid– alad, kus asteroideid on vähem, kui naaberalades. Praeguseks ajaks on registreeritud üle 100 tuhat asteroideid, aga nende arv võib olla mitu korda rohkem. Vaatamata arvukusele, nende kogumass on väike, vaid ca 4 % Kuu massist. Ca 30 % sellest massist on kõige suuremal asteroidil Ceres (keskmine raadius ca 500 km, nüüd seda klassifitseeritakse kääbusplaneedina). Asteroidiks loetakse objekt raadiusega üle 30 m, väiksemaid objekte loetakse meteoroidideks. Asteroideid klassifitseeritaktse tüübideks. Esialgses klassifikatsioonis oli ainult 3 rühma. Kõige rohkem (ca 75 %) on C-tüübi objekte, eht süsiniku sisaldavad väga tumedad objektid, mille pind on spektraalselt sarnane hondriite sisaldavate meteoriididega. 17 % on S-tüübi asteroideid, ehk silikaatasteroideid. Need on räniga rikkad kivimeteoriididega sarnased objektid. Enamik ülejäänud objektidest on M-tüübi asteroidid, ehk metallilised asteroidid,

25. Pildi allikas: http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/images/semimajo.jpg

26. mis on suure metallide (põhiliselt raua ja nikkli) sisaldusega. Praegu klassifikatsioon on laienenud, on lisatud veel mitu tüüpe objekte, ülalnimetatud klassid ka jaotatakse alamklassideks. Esialgseks hüpoteesiks asteriodide moodustamise kohta oli lagunenud planeedi hüpotees, sellele isegi pakuti nimi Faeton. Hiljem aga selgus, et asteroidide omadused on liiga erinevad, et nad saaksid kuluda ühele planeedile. Praeguste teooriate järgi, asteroidid on järele jäänud Päikese Süsteemi formeerumise ajastult, need on planetosümaalid, millest ei saanud formeeruda planeet Juupiteri gravitatsiooniliste häirituste tõttu. Väiksemad asteroidid ilmusid suuremate planetosümaalide purustamisel. On võimalik ka Koiper’i vöö objektide haaramine Päikesele lähedamatele orbiitidele suurte planeetide gravitatsiooniliste mõjude tõttu. Transneptuunsed objektid Transneptuunseteks objektideks nimetatakse objekte, mille orbitaalne suur pooltelg on suurem Neptuuni omast. On kolm põhilist tüüpi selliseid objekte. 1) Kuiper’i vöö. See ulatub ca 30 – 55 aü Päikeselt. Kuiper’i vöö koosneb, nagu asteroidide vöö, vähemassiivseteks objektidest, aga nende kogumass on 1 – 2 suurusjärku suurem, kui asteroidide kogumass. Erinevalt asteroididest, mis koosnevad põhiliselt silikaatidest ja metallidest, Kuiper’i vöö objektid on suure kergete ainete sisaldusega: need on vesijää, ammoniaagijää, metaan. Selles vöös asuvad vähemalt kolm objekti, mida nimetatakse kääbusplaneetideks (sest nad on piisavalt suure massiga, et olla sfäärilised). Need on Pluuto, Haumea ja Makemake. Nendest suurim on Pluuto (raadius 1195 km, 5 kaaslast, millest suurem on Haron, raadiusega 600 km; Pluuto on resonantsis 3:2 Neptuuniga), mida mitukümmend aastat peeti 9ndaks planeediks. On avastatud üle 1000 Kuiper’i vöö objekte, aga veel avastamata raadiusega üle 50 km objektide arv hinnatakse

27. mitukümmend tuhandega. Kuiper’i vöö objektide orbiitide ekstsentrilisus võib olla suur (mitte aga väga suur) ja orbitaaltasandi nurk ekliptikatasandiga ka suurem, kui planeetidel (mitte aga ka väga suur). Seega Kuiper’i vöö oma kujul meenutab rõngassaia. Nende objektide leidmine on problemaatiline seoses sellega, et nad on asuvad kaugel Päikeselt ja selle tõttu nende heledus on väike, nende pind on tihti tume. Lisaks sellele, tänu suure nurga nende orbiitide ja ekliptikatasandi vahel nad võivad olla kaugel ekliptikalt, ja ruuminurk, kus neid tuleb otsida, on väga lai. 2) Hajutatud ketas (ingl. scattered disc) – need on objektid, mille periheel on suurem, kui 30 aü, aga millel on väga suured ekstsentrlisused (kuni 0,8) ja mille orbiitide kaldenurk ekliptikaga võib olla väga suur. Seega see ketas ulatub Kuiper’i vööst palju kaugemale ja objektid selles eemalduvad ekliptikatasandist palju kaugemale. Hajutatud keta objektid periheelides võivad siseneda Kuiper’i vöösse. Nii hajutatud keta objektid kui ka Kuiper’i vöö objektid võivad olla resonantsis Neptuuniga (nende perioodid suhtuvad Neptuuni perioodiga nagu 2:3, 3:4, 3:5, 4:7 jms). Objektid sattusid selle keta sisse Kuiper’i vööst planeetide gravitatsioonilise mõju tõttu. Nende orbiidid on ebastabiilsed ja muutuvad kiiresti, kui periheelis neile mõjutab Neptuuni gravitatsioon. On aga olemas objektid väga kauge afeeliga (nt Sedna – 1200 – 1800 aü), nad on liiga kaugel suurtest planeetidest selleks, et nad osutaksid neile tunduvat mõju. Neid tihti klassifitseeritakse Oorti pilve sisemiste osade objektideks. Nagu Kuiper’i vöö objektid, hajutatud keta kehade koostises on suur osakaal kegeid elemente. Suurim teatud hajutatud keta objekt on Eris, mille raadius on lähedane Pluuto raadiusele (kas natukene väiksem või pigem suurem), mass on Pluuto massist ca 30 % suurem. Nende kehade raadiusi on raske määrata, kuna isegi suuremate teleskoobide jaoks nad on peamiselt punktobjektid. Kasutatakse kaudseid meetodeid (nt. hinnangud heleduse järgi, või, kui õnnestub, tähtede transiiti jälgides), mis ei ole aga väga täpsed. Erise afeel on 98 aü, periheel 38 aü, orbitaalperiood 560 a., on olemas vähemalt üks kaaslane.

28. 3) Oorti pilv (eesti kirjanduses tihti Öpiku-Oorti pilv, kuna Öpik oli esimene, kes esitas hüpoteesi selle pilvi eksisteerimisest) – hüpoteetiline sfääriline ala, mis on pikaperioodiliste komeetide allikaks. See ei ole avastatud vaatluslikult, aga on palju viiteid selle eksisteerimisele. Selle välimine piir asub kaugustel kuni 100 000 aü Päikeselt, mis on ca 1 valgusaasta. See eeldatavalt koosneb sfäärilisest välisosast (kaugusest ca 20 000 aü) ja toroidaalsest sisemisest osast (kaugustelt ca 2000 aü). Eeldatakse, et pilves on trillioone objekte läbimõõduga üle 1 km, mis koosnevat kergetest elementidest. See on protoplanetaarse udukogu jääk. Oorti pilve kogumass on teadmata, esialgsed hinnangud olid üsna kõrged (isegi suurem, kui Juupiteri mass), praegused hinnangud on väiksemad. Objektid Oorti pilves on nii kaugel Päikeselt ja nende kiirused on nii väiksed, et lähimate tähtede gravitatsiooniline mõju saab tunduvalt muuta neid orbiite. Mõnikord see viib periheeli langemisele, ja objekt hakkab liikuma Päikese süsteemi sisemise osa poole. Neptuuni ja teiste hiidplaneetide mõju saab jälle langetada periheeli, objekt ligineb Päikesele, kerged ained selle pinnal hakkavad aurustama, moodustub kooma ja Päikeselt väljaspoole suunatud saba: seega ilmub komeet. Kui gravitatsiooniliste häirituste tõttu komeedi afeel ei läinud lõpmatusse, komeet saab perioodiliseks: ta läbib periheeli Päikese juures korduvalt. On olemas pikaperioodilised komeedid, mille afeel on väga kaugel ja mille perioodid on mõnikord tuhandeid aastaid, ja lühiperioodilised. Viimaste puhul afeel sai madalaks planeetide mõjul, ja komeet hakkas liikuma sel kaugusel Päikesel, mis on võrreldatav planeetide kaugustega. Kuna komeet kaotab aine igal periheeli läbikäigul, mitu perioodi pärast ta kas kaotab kerget materjali täielikult või isegi laguneb väiksemateks kehadeks, mis hiljem saavad meteorivoogude allikaks.