Duben 2009

Nepřítomnost od 29.4 do 3.5

29. dubna 2009 v 22:39 | Martin |  Nepřítomnost
Od 29.4 2009 do 3.5 2009 tu nejsem . Nebudu moci po tuto dobu přidávat další články .

Martin .


Největší hvězda

29. dubna 2009 v 18:55 | Martin |  Hvězdy a černá díra
Od roku 1841, kdy nenápadná hvězda jižní oblohy Eta Carinae překvapivě vybuchla se astronomové zajímají o děje na této hvězdě. Díky její vzdálenosti (7 500 světelných let) zůstaly její detaliy skryty všem pozorovatelům. Tato hvězda je obklopena mlhovinou, jejíž rozměry jsou stokrát větší než Sluneční soustava.



Infračervená interferometrie provedená přístrojem VINCI na ESO VLT umožnila zobrazit vnitřní část systému Eta Carinae. Poprvé tak máme možnost zkoumat hvězdný vítr v okolí této vyjímečné hvězdy. Výsledky ukazují nestabilitu systému - díky rychlé rotaci hvězdy. Samotný hvězdný vítr je výrazně asymetrický.
Eta Carinae, nejzářivější hvězda v Galaxii, je podle všech měřítek Obr. Je stokrát hmotnější než Slunce a pět milionkrát svítivější. Tato hvězda prochází poslední fází svého života a je velmi nestabilní. Čas od času prodělává ohromné výbuchy. Poslední výbuch proběhl v roce 1841 a při něm vznikla nyní pozorovaná mlhovina. I přes svou vzdálenost (7 500 světelných let) se Eta Carinae stala druhou nejjasnější hvězdou na noční obloze, jasnější byl pouze Sirius.
Rozměry Eta Carinae nejlépe přiblíží srovnání se Sluneční soustavou. Eta by se rozkládala až za oběžnou dráhu Jupitera. Vnější vrstvy plynule přecházejí ve "sluneční" vítr - tlak záření je urychluje od povrchu hvězdy. Hvězdný vítr odnáší část materiálu tvořícího hvězdu. V případě Eta Carinae je ztráta významná (ročně 500 hmotností Země) a je těžké určit hranici mezi vnějšími vrstvami hvězdy a prostorem s hvězdným větrem.
Aparatury VINCI a NAOS-CONICA na ESO Paranal (Chile) nyní pomohly určit tvar oblasti s výrazným hvězdným větrem. Snímek ukazuje, že centrální oblast viditelná jako tečka je těsně obklopena mnoha svítícími kapkami.

Limity

Ve snaze získat jasnější pohled se astronomvé obrátili k interferometrii. Tato technika využívá dva a více teleskopů k získání úlového rozlišení odpovídajícího teleskopu o stejném průměru jako je vzdálenost použitých teleskopů.
Ke sledování tak jasné hvězdy není třeba využí plného výkonu 8.2m VLT teleskopu. Ke sledování byly využity dva 35cm siderostaty vzdálené od sebe max. 62 metrů. V průběhu několika nocí byly oba teleskopy zaměřeny na Eta Carinae a světlo bylo svedeno do společného ohniska. Tam bylo možné měřit v různých směrech úhlové rozměry hvězdy.
Při pozorování bylo dosaženo maximálního prostorového rozlišení sestavy a byl rozlišen tvar vnějších vrstev Eta Carinae. Dosažené rozlišení dosáhlo 0.005 úhlových vteřin, což ve vzdálenosti Eta Carinae odpovídá 11AU, neboli průměru oběžné dráhy Jupitera. V pozemských měřítkách bychom ze vzdálenosti 2 000km mohli rozlišit rozdíl mezi vajíčkem a biliárovou koulí.

Neobvyklý tvar



Pozorování na hranici technických možností přineslo překvapení. Vítr v okolí hvězdy je neobvykle protažený: jedna osa je jeden a půlkrát delší než druhá! Další zajímavostí je orientace - "dlouhou osu" najdeme ve směru ve kterém byly vyvržena hmota tvořící mnohem větší "oblouhy" viditelné na prvním snímku.
Detektor VINCI určil hranici hvězdného větru, přesněji určil hranici, kde sluneční vítr Eta Carinae začíná být průhledný. Takto určená hranice je ve směru "delší osy" očividně silnější.
Podle hlavních teorií ztrácí hvězdy většinu své hmoty v okolí rovníku. V těchto oblastech hvězdnému větru pomáhá rotační rychlost hvězdy na rovníku. Pokud by se jednalo o tento případ, byla by rotační osa kolmá na pozorované oblaky. Teoreticky je nemožné aby "kruhová oblaka" byla umístěna jako loukotě v kole. Hmota vyvržená v roce 1841 by musela být rozložena do toru.
Podle Roy van Boekela dávají současná data smysl pouze pokud je hvězdný vítr z Eta Carinae protažený v oblasti pólů. Jedná se o obrácený stav než je běžná situace, kdy jsou hvězdy (a planety) díky rotaci zploštěny v okolí pólů.

Příští supernova



Tento neobvyklý tvar byl předpovězen teoretiky. Hlavním předpokladem je, že samotná hvězda ukrytá hluboko v okolním hvězdném větru je na pólech jako vždy zploštělá. Póly jsou v tu chvíli mnohem blíže jádru, kde dochází k termonukleárním reakcím. Proto je v polárních oblastech tlak záření mnohem větší než na rovníku. Hmota je tedy více "vytlačována" v okolí pólů a ne na rovníku.
Za předpokladu sprívnosti této hypotézy můžeme určit rotační rychlost Eta Carinae. Výsledná rotační rychlost vychází více než 90% maximální rychlosti (při ní by došlo k rozpadu hvězdy).
Eta Carinae prošla více výbuchy než tím v roce 1841, naposledy okolo roku 1890. Nelze určit, kdy nastane další výbuch. Jedinou jistotou zůstává, že ohromná hvězda se neuklidní.
Při současné rychlosti ztráty hmoty by se Eta Carinae "rozfoukala" za méně než 100 000 let. Mnohem pravděpodobnějším koncem je výbuch supernovy, která bude pravděpodobně pozorovatelná na denní obloze. K výbuchu dojde v astronomicky "krátké" době, pravděpodobně v příštích 10 - 20 000 letech.



Černá díra

29. dubna 2009 v 18:38 | Martin |  Hvězdy a černá díra

Černá díra je objekt natolik hmotný a zároveň malý, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti prostoročasu natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1916 Albertem Einsteinem. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Býka kryjící se s rentgenovým zdrojem X-1. Bylo zjištěno, že jde o těleso které má příliš velkou hmotu na to, být neutronovou hvězdou. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, bylo v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázáno, že černé díry se nachází v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup[1].
Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

Historie

Představu tělesa tak masivního, že z něho nedokáže uniknout dokonce ani světlo, navrhl anglický geolog John Michell v roce 1783 v práci zaslané Královské společnosti. V té době již byla Newtonovská teorie gravitace a pojem únikové rychlosti dostatečně známá. Michell vypočítal, že těleso s poloměrem 500 krát větším, než je poloměr Slunce, a se stejnou hustotou, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné. Parafráze jeho slov:

Kdyby koule stejné hustoty jako má Slunce, převýšila jeho poloměr pět set ku jedné, potom by těleso padající ke sféře z nekonečné výšky získalo na jeho povrchu rychlost větší, než je rychlost světla, a když následně předpokládáme, že světlo je přitahované k jeho povrchu silou v poměru ke své vis inertiae (setrvačné hmotnosti), způsobilo by to, že by se, spolu s ostatními tělesy, světlo vyzařované z takového tělesa k němu vrátilo díky jeho přitažlivosti. I když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat.
V roce 1796 podpořil francouzský matematik Pierre-Simon Laplace stejnou myšlenku v prvním a druhém vydání své knihy Exposition du Systeme du Monde. Tato podpora však zmizela v dalších vydáních. Podobným teoriím se v 19. století věnovalo minimum pozornosti, protože se předpokládalo, že světlo je vlnění bez hmotnosti neovlivnitelné gravitací.
V roce 1915 vyvinul Albert Einstein teorii gravitace nazývanou obecná teorie relativity. Předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo. O několik měsíců později Karl Schwarzschild nabídl řešení pro gravitační pole bodové hmoty a dokázal, že něco, co dnes nazýváme černou dírou, může opravdu teoreticky existovat. Schwarzschildův poloměr je dnes známý jako poloměr nerotující černé díry, ale ve své době nebyl dobře pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikální.
Ve 20. letech 20. století dokázal Subrahmanyan Chandrasekhar, že obecná relativita ukázala, že nevyzařující těleso nad jistou hmotnost, dnes známou jako Chandrasekharova mez, by se zhroutilo do sebe, protože by neexistovalo nic, co by mu v tom mohlo zabránit. Proti jeho argumentům se postavil Arthur Eddington, který se domníval, že by něco kolapsu nevyhnutelně zabránilo. Oba měli pravdu, protože bílý trpaslík s hmotností nad tuto mez se zhroutí do neutronové hvězdy. Nicméně i neutronová hvězda se při hmotnosti nad tzv. Tolmanovu-Oppenheimerovu-Volkoffovu mez zhroutí.
V roce 1939 Robert Oppenheimer a H. Snyder předpověděli, že masivní hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat. Takové objekty byly krátce nazývané zamrzlé hvězdy, protože zhroucení by bylo pozorovatelné rapidně zpomalené a se silně červeným spektrem v blízkosti Schwarzschildova poloměru. Tyto hypotetické objekty však nebyly předmětem většího zájmu až do pozdních 60. let 20. století. Většina fyziků si totiž myslela, že by byly specifickou vlastností silně symetrických řešení popsaných Schwarzschildem a že v přírodě by se gravitačně kolabující objekt nestal černou dírou.
Zájem o černé díry znovu vzplanul v roce 1967 s pokrokem v oblasti teorie a pokusů. Stephen Hawking dokázal, že černé díry jsou všeobecnou vlastností Einsteinovy teorie gravitace a není možné se jim vyhnout při kolabování některých objektů. Zájem o ně rozproudil v astronomické komunitě také objev pulsaru. Krátce na to zavedl teoretický fyzik John Wheeler výraz "černá díra". Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda.
V roce 1971 Tom Bolton identifikoval Cygnus X-1 jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři David Dunlap Observatory náležící Torontské univerzitě.

Zpomalování času


Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného dilatace času. Tento fenomén byl experimentálně potvrzen při pokusu s raketou Scout v roce 1976 a bere jej v úvahu například i navigační systém GPS. V blízkosti horizontu událostí černé díry se dilatace času projevuje velmi výrazně. Uvažme dva pozorovatele, kteří mají každý své hodinky seřízeny stejně.
Z pohledu vzdáleného pozorovatele to vypadá tak, jako bypadajícímu pozorovateli trvalo přiblížení k horizontu událostí nekonečně dlouho.Světlo vycházející z padajícího pozorovatele má zvětšující se spektrální rudý posuv, který je u horizontu událostí roven nekonečnu.
Protože v důsledku dilatace času běží čas na hodinkách s pozorovatelem padajícím na černou díru a pozorovatelem vzdáleným různě, vzniká efekt, kdy pozorovatel na černou díru dopadá z hlediska vlastního času normálně, zatímco z hlediska toho, který jej pozoruje se přiblížení k horizontu událostí jeví nekonečně dlouhé.


Pluto

28. dubna 2009 v 17:51 | Martin

Dráha Pluta je mimořádně excentrická, v některých obdobích je blíže ke Slunci než Neptun (1979-1999). Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 17°. Sklon rotační osy je 82°! Pluto se podobně jako Uran spíše odvaluje v rovině dráhy než rotuje. Pluto s Charonem jsou velká tělesa z Kuiperova pásu.
Pravděpodobně je na Plutu i voda, CO2 a CO. Pluto je tak malé, že nemohlo způsobit poruchy drah Uranu a Neptunu, na základě kterých bylo objeveno.

Charakteristika

Hmotnost (kg)1,3 X 1022 (cca 13 trilionu kg)
Průměr (km)2 324
Hustota (kg/m3)2 000 kg/m3
Povrchová teplota (oC)-230
Doba otočení kolem osy (dny)6,4
Sklon rotačí osy (o)
82
Doby oběhu kolem slunce (roky)248,54
Velká poloosa (AU)39,5
Excentricita0,25
Inklinace (o)17
Počet měsíců3



Neptun

28. dubna 2009 v 15:46 | Martin

Neptun je nejvzdálenější planetou od Slunce. Svým složením se velmi podobá Uranu. Jeho atmosféra je však daleko bouřlivější, než na Uranu. Větry zde vanou rychlostí 1 000 km/h a to v opačném směru, než je rotace Neptuna. Na Neptunu jsou patrné 2 bouřkové oblačnosti. Jedna se nazývá Velká tmavá skvrna. Ta je velká asi jako Země. Zde dosahují větry nejvyšší rychlosti v celé Sluneční soustavě 2 000 km/h. Druhá skvrna má název Skútr. Ta obíhá kolem Neptuna a přitom neustále mění svůj tvar.
Neptun má, tak jako všechny obří planety, prstenec. Neptunův však není moc výrazný a byl objeven až při průletu sondy Voyager 2. Ten také objevil několik dosud neznámých měsíců. Před jeho průletem byly známy pouze 2 měsíce. Nereida a Triton, ten je také s teplotou -228°C nejchladnějším pozorovaným tělesem ve Sluneční soustavě.
Neptun je také jediná planeta, u které bylo umístění nejprve vypočteno a teprve pak byl objeven. Došlo k tomu roku 1820. Francouzský astronom Alexis Bouvard zkoumal pohyby Jupitera, Saturnu a Uranu. A u Uranu nebyl schopen určit jeho přesnou polohu. Díky tomu vznikly domněnky o další planetě. Proto se matematici John Couch Adams a Urbain Le Verrier pustily do výpočtů. 31. srpna 1846 uveřejnili své výpočty a už 23.září Johann Galle potvrdil existenci této planety. Ze stejného důvodu se předpokládá existence Planety X, která by měla by ještě za Neptunem a její rovina oběhu by měla být kolmá k rovinám ostatních drah. V tomto případě však může jít o chybu měření.

Charakteristika

Průměr (km)
49 528
Vzdálenost od Slunce (km)
4 498 252 900
Doba oběhu kolem Slunce (roky)
164,79
Doba otočení kolem osy (hodiny)
19,2
Hustota gcm-3
1,63
Hmotnost (kg)
1,02 · 1026 (cca 102 quadrilionu kg)
Objem km3
6,254 · 1013
Počet přirozených družic13

Uran

28. dubna 2009 v 15:40 | Martin

Uran je podobně jako Saturn a Jupiter plynný obr. Má však trochu jiné složení. Hlavní složkou je opět vodík, jenže tvoří pouhých 83%. Helium má zastoupení 15%. Obsahuje také malé množství methanu. Ostatní látky jsou zastoupeny v nepatrném množství. Uran nemá jasně diferenciované kamenné jádro. Materiál je rovnoměrně rozložen.
Nejvíce se Uran od ostatní planet odlišuje sklonem rotační osy. Ta je vychýlena o téměř 90°. Diskuse také vyvolává označení Uranových pólů a tím i sklon a směr rotace. O Uranu lze říci buďto, že sklon rotační o něco málo více než 90°, nebo že odklon osy rotace je o něco málo méně než 90° a rotuje ve zpětném směru. Oba dva popisy přesně odpovídají skutečnému chování planety. Liší se jen v tom, který pól je severní a který jižní.
Uran má své vlastní magnetické pole. To se ovšem nenachází v centrum planety ale 10 000 km pod kůrou a je vychýleno o 60° oproti sklonu osy rotace. Zdroj magnetismu není dosud znám.


Uran má své vlastní prstenec. Byly objeveny v roce 1977. Jsou velmi úzké - nejsou širší než 10 km. Jsou tvořeny z balvanů o velikosti kolem 10 m v průměru. Mají velmi tmavou barvu a jejich materiál je jeden z nejtmavších ve Sluneční soustavě.
Uran má několik přirozených oběžnic. Jedním z nejzajímavějších je Miranda. Povrch tohoto měsíce je tvořen rýhami, krátery, útesy a plochými oblastmi. Kaňony na Mirandě jsou až desetkrát hlubší než Grand Canyon. Měsíc byl pravděpodobně dříve rozdrcen na kusy a opět se stmelil.
Uran je první objevená planeta Sluneční soustavy, která nebyla známá z dávných časů. První kdo jí pozoroval byl roku 1690 John Flamsteed. Ten ji ale považoval za další hvězdu. Až v roce 1781 William Herschel zjistil, že nejde o hvězdu, ale o další planetu.
Jedinou sondou která Kdy Uran navštívily byl Voyager 2. Ta se k planetě přiblížila v lednu roku 1986. Prolétla ve výšce 81 600 km nad vrcholky mraků a potvrdil existenci prstenců na Uranu.

Charakteristika

Průměr (km)
51 118
Vzdálenost od Slunce(km)2 870 972 220
Doba oběhu kolem Slunce (roky)
84,01
Doba otočení kolem osy (hodiny)
17,9
Hustota gcm-31,27
Hmotnost (kg)
8,68 · 1025 (cca 868 quadrilionu kg)
Objem km36,834 · 1013
Počet přirozených družicminimálně 27

Saturn

28. dubna 2009 v 15:31 | Martin

Saturn je druhá největší planeta sluneční soustavy. Strukturou je velmi podobný Jupiteru. Ale jeho hustota je daleko menší. Je dokonce jedinou planetou v celé sluneční soustavě, které by ve vodě plavala. Planetu tvoří hlavně vodík, přes 93%, a helium, přes 5%.
Saturn rotuje kolem své osy jen o něco pomaleji než Jupiter. Vzhledem k jeho nízké hustotě je jeho zploštění na pólech daleko větší než u Jupitera. Zploštění je 11 808 km, což je o 2 500 km více než u Jupitera.
Na Saturnově povrchu jsou jasně patrné pravidelné pruhy, které se od sebe liší barvou i šířkou. Proudění na Saturnu je ještě rychlejší než na Jupiteru. Dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Je zde také jasně patrná rudá skvrna, podobná té Jupiterově, o průměru 6000 km.


Saturn je zajímavý, především díky svým jasným prstencům. Dříve si lidé mysleli, že prstenec je jednolitý. Že se prstenec skládá z většího množství menších prstenců objevil až Giovanni Domenico Cassini v roce 1660. Podle něj se také jmenuje jedna z mezer mezi prstenci(Cassiniho mezera). Další objev zaznamenal v 19. stol. J. E. Keller. Zjistil, že prstence nejsou jednolité, ale skládají se z částic o rozměrech do několika málo metrů. Prstence jsou široké 420 000 km, ale jejich tloušťka je jen několik set metrů. Prstence jsou dobře pozorovatelné i ze Země. Vlivem sklonu rotační osy Saturnu, který je podobný sklonu Země(26,7°), se ale občas stane, že se prstence "ztratí".
Saturn má také velký počet oběžnic. Největší z nich je Titan. S průměrem 5 150km to je druhý největší měsíc celé soustavy. Má jako jediný měsíc svojí vlastní atmosféru, která se skládá z dusíku, methanu a kyanovodíku.
Dalšími zajímavými jsou Tethys a Mimas. Tethys má průměr 1050km a na svém povrchu má kráter o šířce 400km. Podobně je na tom Mimas s průměrem 390 km a kráterem 135 km širokým. Nárazy, které tyto krátery vytvořily, byly tak silné, že měsíce rozlomily a vytvořily obrovskou trhlinu proti kráteru. Podobné srážky pravděpodobně vytvořili dostatek materiálu pro Saturnovy prstence.
Další informace o Saturnu nám přinesly především sondy Pioneer10 a Voyager 1 a 2. Další kdo bude zkoumat Saturn je dvojsonda Cassiny-Huygens. Sonda Cassiny by měla obíhat Saturn a sonda Huygens přistát na měsíci Titan.

Charakteristika

Průměr (km)
120 536
Vzdálenost od Slunce (km)1 426 725 413
Doba oběhu kolem Slunce (roky)
29,46
Doba otočení kolem osy (hodiny)
10,2
Hustota gcm-30,6873
Hmotnost (kg)
5,685 · 1026 (cca 568,5 quadrilionu kg)
Objem km37,46 · 1014
Počet přirozených družicminimálně 49

Celestia - simulátor vesmíru

27. dubna 2009 v 21:46 | Martin |  Užitečné programy ke stažení
Jistě jste nejednou zatoužili podívat se do vesmíru, na Zemi z oběžné dráhy, na planety nebo třeba mezi hvězdy. Teď se může váš sen splnit, protože Celestia vám nabízí úžasný zážitek z vesmíru. Jedná se o simulátor 3D vesmíru, který obsahuje všechny známé planety, hvězdy nebo objekty jako teleskopy a družice. Program je libovolně nastavitelný, je možno zapnout popisky všeho co vidíte, vyznačit oběžné dráhy nebo třeba zrychlit čas a simulovat pohyb vesmíru.
Tento nástroj je ideální pomůcka pro školy, protože se studenti mohou zábavnou formou seznámit s vesmírem a jeho fungováním. Mezi velké výhody patří i rozšířitelnost, možnost přidat až 10 GB addonů, mezi které patří detailnější textury povrchů těles, objekty jako například sondy, družice nebo vylepšené efekty Sluneční erupce.


Stáhněte si program na této adrese .

Jupiter

27. dubna 2009 v 21:25 | Martin


Jupiter je největší planetou Sluneční soustavy. V pořadí od Slunce je to pátá planeta, ale z hlediska složení jí považujeme za prvního plynného obra. Jupiter je objemnější a hmotnější než všechny ostatní planety dohromady. Jupiter je také první planeta, která má vlastní prstenec. Podle zatím dostupných informací má také nejvíce přirozených oběžnic.

Jupiterův prstenec není nijak výrazný a byl objeven až sondou Voyager1 v lednu 1971. Jupiterovy měsíce se dělí do několika skupin. Nejznámější a největší jsou tzv. Galieovské měsíce. Europa, Callisto, Io a Ganymeides, který je dokonce větší než Merkur.

Planeta Jupiter je tvořena převážně z vodíku. Na povrchu je to vodík kapalný, hlouběji metalický. Jupiterovo jádro je ovšem kamenné. V atmosféře také převažuje vodík. Dále je zde helium a stopové množství dalších prvků, např. amoniak, methan... Na Jupiteru jsou patrná bouřková mračna, z nich největší se nám jeví jako Velká červená skvrna. Tato bouře má průměr 40 000 km a naše Země by se do mí vešla třikrát.

Jupiterova osa rotace je skloněná pouze o 3°. Rychlost rotace Jupitera je nejvyšší z celé Sluneční soustavy. Rychlost rotace na rovníku je 12,57 km/s. Tím vzniká odstředivá síla, která způsobuje Jupiterovo zploštění na pólech, které dosahuje 9 275 km. Jupiter tím také vytváří velmi silné magnetické pole.

Jupiter se také občas nazývá nedokončená hvězda. Je to tím, že Jupiter svou gravitací dokáže plyn stlačit tak, že se chová i vypadá jako kov. Jeho jádro je také velmi žhavé a dosahuje teplot až 35 000 °C. Vydává také dvakrát více tepla než ho od Slunce přijímá. Kdyby měl Jupiter 50krát větší hmotnost, dokázalo by jeho jádro zabezpečit jadernou fúzi a Jupiter by se stal hvězdou.

Protože je Jupiter jedním z nejjasnějších objektů na obloze, jeho průměrná jasnost se pohybuje mezi Marsem a Venuší, je znám již od pradávna. Galileo Galilei a něm například pozoroval jeho největší měsíce a utvrdil se tím v teorii heliocentrické soustavy.

K Jupiteru již mířilo několik vesmírných sond. Prvními byly sondy Pioneer 10 a 11, které zkoumaly jeho magnetosféru. Dále pak sondy Voyager 1 a 2, které přinesly detailní znalosti o galileovských měsících. Sonda Galileo se v roce 1995 dostala na oběžnou dráhu Jupitera. Zde uskutečnila mnoho měření a roku 2003 byla navedena do Jupiterovy atmosféry a shořela.

Charakteristika

Průměr (km)
142 984
Vzdálenost od Slunce (km)
778 412 027
Doba oběhu kolem Slunce (roky)
11,86
Doba otočení kolem osy (hodiny)
9,8
Hustota gcm-31,33
Hmotnost (kg)
1,899 · 1027
Objem km31,338 · 101
Počet přirozených družicminimálně 63

Mars

27. dubna 2009 v 21:16 | Martin

Mars je poslední z planet zemského typu. A také je druhá nejmenší planeta Sluneční soustavy. Mars dostal své jméno, podle rudého zbarvení, které bylo symbolem války, ohně a krve. A Mars byl starořímský bůh války. Mars lze za příhodných podmínek pozorovat celou noc a má načervenalou barvu.
Atmosféra Marsu je velmi řídká. Tlak na povrchu je mezi 600 až 1000 Pa. To je přibližně 100 až 150krát méně než na Zemi. Největší podíl má oxid uhličitý (95 %), dále dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,15 %).
Průměrná teplota u povrchu planety je okolo ?56 °C. Pro Mars jsou typické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty pohybují od ?90 do ?10 °C, a nad nulu se prakticky nedostanou. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnou až 30 °C.


Povrch Marsu je velmi různorodý. Jižní polokoule s hornatou krajinou je pokryta krátery. Na severní polokouli jsou obrovské rovné pláně zalité lávou. Na Marsu je nejvyšší hora Sluneční soustavy - sopka Olympus Mons, která vystupuje do výšky 27 km nad okolní terén. V rovníkové oblasti Marsu se nachází obrovský kaňon Valles Marineris. Je dlouhý 4 500 km a hluboký 7 km.
Kůra Marsu je silná od 32 do 80 km. Ale přesné složení není známo.
Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornin.
Jádro má rozměry mezi 1250km a 2000 km. Ani jeho složení zatím není přesně známo. Pravděpodobně je železné a tuhé, jinak by vytvářelo magnetismus, který ovšem nebyl zaznamenán.
Mars má dva měsíce Deimos a Phobos. Oba ukazují Marsu stále stejnou část. Phobos obíhá planetu rychleji než se ona sama otáčí, což způsobuje zpomalování oběhu a snižování vzdálenosti. Odhaduje se, že za 50 000 let Phobos do planety narazí. Naproti tomu oběžná dráha Deimosu se prodlužuje. Oba tyto měsíce jsou pravděpodobně zachycenými planetkami.
Protože se lidé domnívali(a stále domnívají), že na Marsu může být život, je Mars častým cílem sond a dokonce se plánuje přistání člověka na Marsu.
První pokusy o přistání na Marsu podniklo 7 sovětských sond. Ty se ovšem ani nedostaly k cíli. Úspěšnější byly americké sondy Mariner 3 a 4. Ty na Zem poslaly celkem 22 snímků. Mariner 6 a 7 prolétly okolo, a na Zem poslaly 400 snímků a zkoumaly složení atmosféry. Dalším úspěšným projektem byl program Viking. Jednalo se o 2 sondy, které prozkoumaly povrch s rozlišením na 100km a odeslali 55 000 snímků.
Poté se program objevování Marsu na delší dobu přerušil. Ovšem v poslední době se zase vesmírné programy začaly o Mars se střídavými úspěchy zajímat. Mezi úspěchy se určitě řadí přistání 2 amerických sond Spirit a Opportunity.

Charakteristika

Průměr (km)
6 804,9
Vzdálenost od Slunce (km)
227 936 637
Doba oběhu kolem Slunce (dny)
686,96
Doba otočení kolem osy (dny)
1,03
Hustota gcm-33,934
Hmotnost (kg)
6,418 · 1023
Objem km31,638 · 1011
Počet přirozených družic2

Venuše

27. dubna 2009 v 21:09 | Martin

Venuše je planeta typově, rozměrově i vzdálenostně nejbližší Zemi. Je proto také nazývána sesterskou planetou. Jenže podmínky na Venuši jsou zcela jiné než na Zemi.
Atmosféra je tvořena z 96% oxidem uhličitým. Ten způsobuje skleníkový efekt a ohřívá planetu na 400°C a na rovníku až na 500°C a dosahuje tedy vyšších teplot než je na Merkuru, který je dvakrát blíž ke Slunci. A i přes nízkou rotační rychlost zde nejsou velké rozdíly ve dne a v noci. To je způsobeno větrnými proudy, které obletí atmosféru za 4 dny.
V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h. Na povrchu již tak silné větry nevanou. Rychlost je pouze několik km/h. Jenže protože atmosféra má na Venuši vysokou hustotu, má silné účinky na překážky. Mraky se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové. Zcela obklopují planetu a zahalují povrch planety. Proto povrch planety není viditelný a k jeho pozorování se musí použít radary.


Venuše má zpětnou rotaci(od východu na západ). Z planet je prakticky jediná, která má tuto vlastnost. Další takový je ještě Uran, ale u něj je tato vlastnost z důvodu vysokého odklonění rotační osy diskutabilní. Venuše má také velmi nízkou rotační rychlost. Důvod těchto dvou jevů není zcela vysvětlen, ale pravděpodobně se tak stalo v důsledku srážky s jiným, velmi hmotným tělesem. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být způsobena slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe. Může však také jít pouze o náhodu.
Venuše je stále vulkanicky aktivní. Proto je většina povrchu pokryta vrstvou ztuhlé čedičové lávy. Vnitřek Venuše je podobný Zemi: železné jádro s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety.
Venušino magnetické pole je velmi slabé. Příčinou je její pomalá rotace. Sluneční vítr proto zasahuje přímo Venušinu horní atmosféru. Venuše měla původně stejné množství vody jako Země. Jenže v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry.
Zkoumání Venuše družicemi je velmi náročné. Způsobují to hustá mračna kyseliny sírové, vysoká teplota a také velmi vysoký tlak(téměř 10MPa), který odpovídá tlaku 1km pod hladinou moře. Z těchto důvodů sondy nevysílají déle než 2 hodiny.
Venuši přesto navštívilo již několik sond. Prvními takovými byly sovětské sondy Veněra. Tyto sondy jako první zjistily podmínky na Venuši. Ale až Veněra 9 poslala k Zemi první snímky povrchu. Americká sonda Magellan dostala na oběžnou dráhu kolem planety a provedla detailní radarové mapování. 98% povrchu bylo zmapováno s přesností přibližně 100 m.
I přes tyto podmínky existuje možnost, že je na Venuši život. Nikoliv však na povrchu, ale ve venušiných mracích. Tyto mikroorganismy by byly podobné některým raným pozemským organismům.

Charakteristika



Průměr (km)
12 103,7
Vzdálenost od Slunce (km)
108 208 926
Doba oběhu kolem Slunce (dny)
224,70
Doba otočení kolem osy (dny)
243,02
Hustota gcm-35,204
Hmotnost (kg)
4,869 · 1024
Objem km39,28 · 1011
Počet přirozených družic0

Merkur

27. dubna 2009 v 20:56 | Martin
Merkur je nejmenší planetou Sluneční soustavy. Je ze všech planet nejblíže Slunci a proto má také ze všech planet nejkratší dobu oběhu. Má také velmi vysoké teploty na povrchu. Přivrácená strana ke Slunci má přes 500°C. Protože Merkur nemá atmosféru, dochází k velkým výchylkám teplot. Odvrácená strana od Slunce má naopak -180°C.
Zatím jedinou sondou, která prolétla kolem Merkuru byl Mariner 10. Byl vypuštěn v roce 1973 jako první se pokusil navštívit oběžnou dráhu dvou planet. Nejprve roku 1974 proletěl kolem Venuše a pak letěl k Merkuru. K Zemi poslal 8 000 fotografií. Zmapoval většinu povrchu Merkuru.
Merkur je také velmi špatně pozorovatelný ze Země. Jedním z důvodů je jeho blízkost ke Slunci. To se ale dá eliminovat pozorováním za úsvitu nebo za soumraku. Dalším problémem je jeho vysoká oběžná rychlost(47,89 km/s).
Merkur také nemá téměř žádnou atmosféru. Tlak na povrchu je asi 10Pa, což je na Zemi považováno za "ultralehké" vakuum. Atmosféra se skládá především z kyslíku, sodíku, vodíku a helia. Tato atmosféra je vytvářena působením slunečního větru na povrch Merkuru, ze kterého se uvolňují plynné látky. Vzhledem k vysoké teplotě povrchu tyto plyny rychle unikají. Atmosféra Merkuru je proto dynamická.


Sonda Mariner 10 také zjistila, že Merkur má své vlastní magnetické pole. Je 100krát slabší než na Zemi. Toto pole však nemůže být způsobeno jako na Zemi vysokou rotací kolem osy. Proto se předpokládá, že Merkur má obrovské železné jádro způsobující magnetismus. Toto by měla zkoumat sonda BepiColombo, která má startovat v roce 2013.
Merkur je také nejvzpřímenější planetou Sluneční soustavy. Odchylka jeho osy od vertikály jsou pouhé 2°. Tato nízká výchylka je způsobena Pomalou rotací planety kolem své osy.

Charakteristika

Průměr (km)
4 879,4
Vzdálenost od Slunce(km)
57 909 176
Doba oběhu kolem Slunce (dny)
87,97
Doba otočení kolem osy (dny)
58,64
Hustota gcm-3
5,427
Hmotnost (kg)
3,302 · 1023
Objem km36,1 · 1010
Počet přirozených družic

>>Reklamy sem<<

27. dubna 2009 v 19:36 | Martin |  Reklamy
Pokuď chcete napsat svou reklamu na svůj blog , jste na správném místě .

Slunce

27. dubna 2009 v 19:24 | Martin
Slunce je ústřední těleso Sluneční soustavy, které dodává naprostou většinu energie. Je hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy G2, jedna z více než 100 miliard hvězd v naší galaxii.

Slunce je zdaleka nejjasnějším objektem v Sluneční soustavě. Tvoří více než 99,8% celkové hmotnosti slunečního systému (Jupiter tvoří většinu zbytku).
Slunce bylo personifikováno v mnoha mytologiích na celém světě. Řekové je nazývali Hélios, Římané pak Sol.
Slunce se v současnosti skládá z 75% vodíku a 25% hélia co do hmotnosti (poměr 92,1% vodíkových a 7,8% héliových atomů). Všechny ostatní složky ("kovy") tvoří jen 0,1% hmotnosti. Tento stav se pomalu mění - podle toho, jak Slunce přeměňuje ve svém jádru vodík na hélium.

Vnější vrstvy Slunce vykazují rozdílnou rotaci: na rovníku rotuje povrch jednou za 25,4 dne, poblíž pólů za víc než 36 dní. Tyto rozdíly jsou dány tím, že Slunce není na rozdíl od Země pevné těleso. Podobné efekty je možno pozorovat i u plynných obalů planet. Rozdílná rotace značně zasahuje i vnitřní vrstvy Slunce, ale sluneční jádro se otáčí jako pevné těleso.
Podmínky ve slunečním jádru (přibližně vnitřních 25% jeho poloměru) jsou extrémní. Teplota dosahuje 15,6 miliónů Kelvinů a tlak je 250 miliard atmosfér. Plyny v jádru jsou stlačeny tak, že mají 150krát větší hustotu než voda.

Energie vyzářená Sluncem (3,86x10^33 erg/s neboli 386 miliard megawattů) je produktem termonukleární reakce v jádru. Každou sekundu je přeměněno 700 miliónů tun vodíku na 695 miliónů tun hélia a 5 miliónů tun (= 3,86x10^33 ergů) energie ve formě záření gama. Jak postupuje směrem k povrchu, je energie postupně absorbována a znovu vyzařována za nižších a nižších teplot, takže v okamžiku, kdy dosáhne povrchu, je z ní primárně viditelné světlo.

Povrch Slunce nazývaný fotosféra má teplotu okolo 5800 K . Sluneční skvrny jsou "studené" oblasti, které mají jen 3800 K (vypadají tmavě ve srovnání s okolním povrchem). Skvrny mohou být velmi široké - až 50 000 km v průměru. Sluneční skvrny vznikají v důsledku komplikovaných a zatím ne dost dobře srozumitelných interakcí s magnetickým polem Slunce.

Nad fotosférou se nachází další, tenčí vrstva, známá jako chromosféra.

Nejvyšší vrstva, nad chromosférou, se nazývá koróna. Ta se rozpíná na milióny kilometrů do vesmíru, ale je viditelná pouze při zatmění Slunce. Teploty v koróně jsou přes 1 milión Kelvinů.

Magnetické pole Slunce je velmi silné (podle pozemských měřítek) a velmi komplikované. Magnetosféra Slunce (známá též jako heliosféra) sahá až za oběžnou dráhu Pluto.
Jako přívažek k teplu a světlu vyzařuje Slunce také řídký proud nabitých částic (většinou elektrony a protony) známý jako sluneční vítr, který se šíří slunečním systémem rychlostí kolem 450 km/s. Sluneční vítr a částice s vyšší energií vystřelované Sluncem mohou přinést dramatické poruchy na Zemi - od zhoršení radiového signálu až po krásnou polární záři.

Nejnovější data ze sondy Ulysses ukazují, že sluneční vítr z proudů kolem polárních oblastí Slunce je emitován rychlostí téměř dvojnásobnou (750 km/s) než z níže (blíž rovníku) položených regionů. Rovněž složení slunečního větru z polárních oblastí je rozdílné - a přitom se magnetické pole Slunce jeví být rovnoměrné.

Sluneční vítr má také velký vliv na ohony komet a měřitelně ovlivňuje i trajektorii vesmírných lodí a sond.

Výkon Slunce není zcela konstantní, stejně jako aktivita slunečních skvrn. Ve druhé polovině 17. století byla perioda velmi nízké aktivity slunečních skvrn, tzv. Maunderovo minimum. To se shodovalo s abnormálně chladným obdobím v severní Evropě někdy nazývaném jako "malá doba ledová". od doby utváření Sluneční soustavy se výkon Slunce zvýšil zhruba o 40%.

Slunce je staré kolem 4,5 miliardy let. Od svého zrození spotřebovalo asi polovinu vodíku ve svém jádře. Tento proces bude pokračovat "mírumilovně" ještě dalších 5 miliard let (přestože jeho jasnost se do té doby přibližně dvakrát zvýší). Ale jednou konečně Slunce všechno své vodíkové palivo spálí, což povede k radikálním změnám, které - podle hvězdných měřítek zcela banálně - budou příčinou totální destrukce Země a jiných planet (a pravděpodobně povedou ke vzniku planetární mlhoviny).

Oběžnice Slunce

Existuje devět planet a velké množství dalších, menších těles, která obíhají Slunce. (Která tělesa ovšem mohou být klasifikována jako planety, to je stále zdrojem mnoha kontroverzí, jejichž podstatou je jenom spor o správnou definici)

Planeta
Vzdálenost (tis. km)
Poloměr (km)
Hmotnost (kg)
Objevitel
Rok
Merkur
57 910
2 439
3,30e23
????
????
Venuše
108 200
6 052
4,87e24
????
????
Země
149 600
6 376
5,98e24
????
????
Mars
227 940
3 397
6,42e23
????
????
Jupiter
778 330
71 492
1,90e27
????
????
Saturn
1 426 940
60 268
5,69e26
????
????
Uran
2 870 990
25 559
8.69e25
Herschel
1781
Neptune
4 497 070
24 764
1,02e26
Galle
1846
Pluto
5 913 520
1 160
1,31e22
Tombaugh
1930



Charakteristika


Celkový vyzářený výkon (W)3,9 x 10^26
Hmotnost (kg)1,991 x 10^30
Průměr (km)1,4 x 10^6
Průměrná hustota (kg/m^3)1,41 x 10^3
Rotace kolem osy (dny)25,4
Vzdálenost od středu Galaxie (parseky)
8200
Povrchová teplota (Kelvin)
5800, směrem do nitra stoupá až na 13 x 10^6
Složení70% vodík, 28% helium, 2% ostatní prvky


Jak jste nás našli ?

27. dubna 2009 v 18:39 | Martin |  Anketa

Rok Země

27. dubna 2009 v 18:29 | Martin |  Země
Cílem Roku Země, jehož podtitulkem je "Geologické vědy pro společnost", je především:


  1. omezit zdravotní problémy pomocí hlubšího porozumění zdravotních souvislostí geovědních disciplín
  2. objevit nové přírodní zdroje a nabídnou je k využití udržitelným způsobem
  3. budovat bezpečnější konstrukce a rozšiřovat urbanizované oblasti s využitím podzemního prostředí
  4. určit přirozené příčiny klimatických změn
  5. vyhledávat hluboké a špatně přístupné zdroje podzemních vod
  6. zdokonalit porozumění vývoje života
  7. pozvednout zájem společnosti o vědy o Zemi všeobecně
  8. motivovat mladé lidi k vysokoškolskému studiu geologických věd

IUGS schválila strukturu pro koordinaci odborné a osvětové složky Roku Země, vrcholícího 33. Mezinárodním geologickým kongresem v Oslu v roce 2008, a současně byl navržen optimální postup pro implementaci Roku Země na národních úrovních. Za tuto národní implementaci jsou zodpovědné národní složky IUGS, v České republice zejména Český národní geologický komitét (ČNGK).
Pro přípravu a koordinaci akcí v rámci Roku Země v České republice byla ustavena koordinační skupina, která se obrací na geovědní komunitu s Vývozu o zapojení do této významné iniciativy.
Rok Země je určen hlavně pro veřejnost a mládež. Výzva na spoluvytváření programu a fondu Roku Země je určena i aplikovaným oborům a firmám zabývajícím se horninovým prostředím.

Prezentace roku Země je ke stažení zde .


Země ve sluneční soustavě

27. dubna 2009 v 17:11 | Martin |  Země
Země je třetí planeta naší Sluneční soustavy, počítáno z pohledu od Slunce, od kterého je vzdálena v průměru 150 miliónů kilometrů a je zatím jedinou známou planetou, na které existuje život. Z našeho pozemského pohledu se nám může naše planeta zdát jako obrovská, s nekonečným oceánem vzduchu, avšak astronautům se jeví spíše jako maličká modrá planeta s tenkou atmosférou, s hnědými kontinenty a bílou oblačností.
Mnozí z nás by se možná rádi vydali na cestu do vesmíru, také proto, abychom mohli obdivovat zázračnou planetu Zemi nejen z vesmírných obrázků. A přitom je zajímavé si uvědomit, že všichni jsme vesmírnými cestovateli na kosmické lodi, naší planetě Zemi, která je neustále v pohybu, obíhá kolem Slunce, zároveň rotuje kolem vlastní osy a spolu se sluneční soustavou obíhá kolem středu naší Galaxie.









Charakteristika (zdroj) : http://planety.astro.cz/zeme/3/

Charakteristika

Střední vzdálenost Země od Slunce (mil. km)
149,60
Afélium (odsluní) (mil. km)
152,10
Perihélium (přísluní) (km)
147,09
Rovníkový průměr (km)
12 756,20
Hmotnost (kg)
5,97·1024
Hustota (kg·m-3)
5 515
Objem (km3)
108,32·1010
Oběžná doba hvězdného roku (dny)
365,256
Oběžná doba tropického roku (dny)
365,242
Střední oběžná rychlost (km·s-1)29,78
Sluneční den (hodiny)
24
Hvězdný den (hodiny)
23,9345
Maximální oběžná rychlost (km·s-1)30,29
Minimální oběžná rychlost (km·s-1)29,29
Excentricita oběžné dráhy0,016 7
Sklon oběžné dráhy k ekliptice (o)
0,00
Sklon rovníku k ekliptice (o)23,45
Průměrná oběžná rychlost Země (km·s-1)29,78
Sklon zemské osy (o)23,45
Sklon k ekliptice (o)0,000
Rovníkový poloměr (km)
6 378,1
Poledníkový poloměr (km)
6 356,8
Střední poloměr (km)
6 371,0
Zploštění0,003 35
Poloměr jádra (km)
3 485
Počet Měsíců1
Počet prstenců0
Tíhové zrychlení na zemském povrchu (m·s-2)9,78
Úniková rychlost (km·s-1)11,186
Tlak (hPa)
1 014
Průměrná povrchová teplota (oC)
15
Hlavní složky atmosféry (%)
dusík 78,084
kyslík 20,946
Min. zastoupení (počet částic na cm3)argon: 9 340
oxid uhličitý: 350, neon: 18,18
hélium: 5,24, metan, uhlovodík: 1,7
krypton: 1,14, vodík: 0,55
Bolometrické albedo0,306
Geometrické vizuální albedo0,367
Vizuální magnituda V (1,0)−3,86





Google Earth

26. dubna 2009 v 22:08 | Martin, přepracoval M(B)att |  Užitečné programy ke stažení
Program od googlu, který Vám ukáže zemi ve 3D. Google Earth rozlišuje hlavně povrch, ale i významné budovy, které se časem přidávají. Např. Koloseum, Sochu Svobody nebo České národní muzeum můžete vidět v 3D podobě.
Možností je samozřejmě víc. Po úplném oddálení od zeměkoule uvidíte samotnou Zemi ve vesmíru. Můžete například zapnout možnosti jako je čas se kterým můžete hýbat (libovolně na čas, který chcete) nebo se můžete podívat ze Země do širého vesmíru a prozkoumat hvězdy "nedaleko" kolem nás.

Vyhledávání míst vám zpříjemní praktický vyhledavač, který může najít více míst na Zemi se stejným názvem a vy si poté vyberete, které místo ze seznamu chcete zobrazit.

Mapy jsou foceny z letadla nebo po satelitu. Proto máte dokonalou kopii celé země z roku 2004.


Program si můžete stáhnout na této adrese .

Jak vznikla země a jak je stará

26. dubna 2009 v 21:43 | Martin |  Země
Není možné přesně říct,jak stará je naše planeta,ale rozhodně už existuje nesmírně dlouho.Zhruba před 5000 miliony let nebyla naše planeta ničím jiným než částí mraku prachu a plynu,který se ve vesmíru otáčel kolem dokola.A v této době něco způsobilo,že se tento ohromný mrak smrštil dohromady a tím vytvořil Slunce,Zemi a ostatní planety v naší Sluneční soustavě.


Vznik Země :
1, Země a ostatní planety Sluneční soustavy vznikly z pevných úlomků ledu a horniny,které tvořili ohromný mrak



2, Nově vzniklá Země byla koulí rozžhavené horniny.Železo a nikl začaly klesat do středu této koule a vytvořily tak zemské jádro.


3, Zemská kůra se začala tvořit asi před 4000 miliony let.malé pláty zemské kůry se vznášely na oceánech rozžhavené horniny.

4, Jak vznikla zemská kůra,docházelo k sopečným erupcím,vodní pára se srážela a vytvářela oceány a začaly se formovat světadíly.



Jak dlouho trvá Zemi než oběhne slunce ?


Země obíhá kolem slunce jeden rok.



Velikost země :


Velikost naší planety závisí na tom,jak ji měříme.Kdyby jste chtěli podniknout cestu kolem světa(jak po souši tak po moři) v oblasti,kde se nachází rovník,museli byste ujet 40 075 kilometrů.Kdybyste ovšem jeli od pólu k pólu je 12 714 kilometrů.




Co způsobuje otáčení Země kolem své osy?

Země se otáčí jako následek vzájemných nárazů objektů v době,kdy vznikala Sluneční soustava.Někteří vědci se domnívají,že se Země začala otáčet poté,co došlo k její kolizi s Měsícem.Přesně jeden den potřebuje Země k tomu,aby se otočila kolem své osy.Neustálý pohyb je zapříčiněn kinetickou energií.

Má země tvar dokonalé koule?



Neustálá rotace Země způsobuje,že je naše planeta v oblasti rovníku mírně vydutá.Odstředivá síla způsobuje,že se zemská hmota roztahuje směrem od středu Země.Čím rychleji se Země otáčí,tím větší je odstředivá síla.Místa nacházející se na rovníku se otáčejí rychleji než například póly,a proto je středová část naší planety mírně vyboulena.


Čím je tvořena Země ?



Povrch Země(zemská kůra)tvoří pouze velmi malou část naší planety.je velmi jednoduché získat informace o zemském povrchu.O to těžší je ale se dozvědět něco o tom,co se skrývá pod ním.Víme že je Zem? tvořena třemi základními vrstvami : zemskou kůrou,zemským pláštěm a jádrem.Všechny tyto části jsou tvořeny horninami a kovy v různých formách.

Co je zemská kůra ?


Zemská kůra je tvrdá svrchní vrstva naší planety,která tvoří pevninu a dna oceánů.Pevnina je nejtvrdší a nejstarší část zemské kůry a je tvořena převážně křemenem a hliníkem.Dno oceánu je tvořeno hlavně křemenem a magnesiem a je staré přibližně 200 milionů let.

Jak daleko je k zemskému jádru ?


Vnější část jádra začíná asi v hloubce 2935 kilometrů pod povrchem Země.Je široká přibližně 3432 kilometrů.


Byl už někdo ve středu Země?



V roce 1990 se geologická expedice dozvěděla více informací o zemské kůře.Na ruském poloostrově Kola byla vyhloubena díra až do hloubky 15 kilometrů.Nikdo ale nebyl na jejím dně a stále zůstává obrovská vzdálenost mezi koncem vrtu a středem Země.