Fizyka i Chemia Ziemi

(1)

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl

IOA UAM Układ Słoneczny cz. 1

2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 1

Układ Słoneczny we Wszechświecie

„Piana” gromad galaktyk

Tak może wyglądać nasza Galaktyka

Układ Słoneczny Kometarny Obłok Oorta (Wizja artystyczna )

Tak wyglądałoby otoczenie Słońca z odległości ~2 lat św.

Składowe Uk.Sł.

Układ Słoneczny.

Porównanie rozmiarów orbit.

Pas planetoid.

Miliony obiektów o rozmiarach od 1000 km – 1m … Materiał pozostały po nieutworzonej planecie

(2)

Układ Słoneczny

Układ Słoneczny stanowią:



Układ Planetarny



Słońce,



planety,



Obłok Oorta (komety)



Pas Kuipera (planety karłowate … ),



Pas planetoid (planeta karłowata+…),



małe ciała:



planetki,



komety,



meteoroidy,



pył i gaz międzyplanetarny.

Układ Słoneczny

Układ Słoneczny stanowią:



Układ Planetarny



Słońce,



planety,



Obłok Oorta (komety)



Pas Kuipera (planety karłowate … ),



Pas planetoid (planety karłowate …),



małe ciała:



planetki (NEA, Trojańczycy, …)



komety,



meteoroidy,



pył i gaz międzyplanetarny.

2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Kometa Halleya

8

rok 1910

Układ Słoneczny Kometarny Obłok Oorta (Wizja artystyczna )

2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 9 2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 10

Fizyko-chemiczny model jądra komety – „brudna śniegowa kula”

Autor modelu kometarnego jądra F.L. Whipple

. Komety zawierają drobne krzemowe skały oraz cząsteczki : głównie H

₂

O i w mniejszej ilości CO

₂

, CO, OH, CN, amoniak, metan a także związki organiczne.

Kometa Mc’ Naught, 27.01.2007

(3)

Odkrycie obiektów z pasa Kuipera

QB1 1992

QY9 1995

KR16 1999

Największe znane obiekty trans-Neptunowe (TINO)

Układ Słoneczny

Układ Słoneczny stanowią:



Układ Planetarny



Słońce,



planety.



Obłok Oorta (komety)



Pas Kuipera (planety karłowate … ),



Pas planetoid (planeta karłowata …),



małe ciała:



planetki,



komety,



meteoroidy.



Pył i gaz międzyplanetarny.

Kometa Halleya

16

rok 1910

Układ Planetarny - klasyfikacja

Planety grupy ziemskiej:

Merkury Wenus Ziemia Mars

Planety olbrzymy:

Jowisz Saturn Uran Neptun

Układ Planetarny

Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Uran Neptun 0.387 0.723 1 1.524 5.203 9.539 19.18 30.06 Średnie odległości planet od Słońca w jednostkach astronomicznych (JA)

(4)

Planety

Planeta Półoś wielka

Okres orbitalny

Okres obrotu

Średnica Masa Gęstość Księżyce naturalne

JA Rok Doba Km 10

²³

Kg g/cm

³

-

Merkury 0.387 0.24 58.65 4878 3.3 5.43 0

Wenus 0.723 0.62 -243.0 12100 48.7 5.24 0

Ziemia 1 1 0.99731 12756 59.8 5.52 1

Mars 1.524 1.89 1.026 6787 6.42 3.93 2

Jowisz 5.203 11.86 0.41 142800 18991 1.33 67

Saturn 9.539 29.46 0.44 120660 5686 0.69 53

Uran 19.18 64.07 -0.72 51118 868 1.27 27

Neptun 30.06 164.82 0.67 49528 1020 1.64 14

Porównanie rozmiarów ciał Układu Słonecznego

2014-12-20 22

Układ Planetarny – klasyfikacja

Planety ziemskie

Planety olbrzymy

T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Ruch orbitalny planet odbywa się w kierunku zgodnym z ruchem obrotowym Słońca.

Ruch wirowy planet przebiega w różny sposób.

Nachylenia płaszczyzn orbit ciał w Układzie Słonecznym.

Orbita Plutona

Orbita komety Orbity planet

Nachylenie orbity Merkurego do ekliptyki i=7 stopni.

Powstanie Układu Słonecznego

~5 mld lat temu Słońce, planety, małe ciała powstały z materii skupionej w pierwotnym obłoku pyłowo gazowym.

Przykład materii obłoku gazu i pyłu...

Rezultat wybuchu

gwiazdy supernowej

Mgławica w Orionie, M42.

(5)

Mgławica M42 (Orion A)

Wielkie obłoki molekularne

•

Zimne: < 100 K

•

Gęste: 10

²

– 10

⁵

H

₂

molekuł/cm

³

(mniej niż w próżni w laboratoriach)

•

Olbrzymie: 30 – 300 lyr 10

⁵

– 10

⁶

mas słońca

•

Emisja molekularna (CO) oraz cząstki pyłu

•

100 stopni

© IRAS

28

Narodziny gwiazd Impulsem do powstania gwiazdy może być:

 turbulencja w obłoku molekularnym,

 zderzenia fragmentów obłoku,

 wybuch pobliskiej supernowej

 …

W rezultacie w pewnych miejscach obłoku materia zaczyna kurczyć się a następnie wirować.

Powstaje protogwiazda.

Dysk protoplanetarny

 grawitacja powoduje kurczenie się, materia porusza się w kierunku centrum protogwiazdy,

 ale nie cała materia obłoku zmierza ku centrum, zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu szybkość wirowania kurczącego się obłoku rośnie,

 te fragmenty protogwiazdy, które osiągnęły odpowiednią szybkość „orbitalną” nie będą opadać ku centrum

 pozostaną w niemal stałej odległości od centrum, formując tzw. dysk protoplanetarny.

Struktura dysku protoplanetarnego - protosłońce

W centrum dysku w miarę kurczenia, temperatura wzrasta, w gorącym centrum powstaje protosłońce a następnie Słońce.

W przypadku Układu Słonecznego wydarzyło się to ~5 mld lat temu.

(6)

Struktura dysku protoplanetarnego - planetozymale

W obszarach odległych od centrum temperatura nie jest wysoka. W obszarach złożonych z gazu i ziaren pyłu łatwo rozpoczyna się proces podobny do tego, który doprowadził do powstania dysku protoplanetarnego:

Powstają lokalne wirujące zagęszczenia materii.

Mikronowe grudki materii zlepiają się, po ~1000 lat tworzą już obiekty o rozmiarach 1 m.

Z czasem tworzą się z nich większe kilometrowe ciała zwane planetozymalami.

Planetozymale łącząc się (zderzenia), stanowiły budulec planet Układu Słonecznego .

Przekrój meteorytu Allende

Utworzenie planet – etapy pośrednie ….

Wielkie Bombardowanie (Late Heavy Bombardment - LHB)



Analiza dużych kraterów księżycowych wskazuje, że powstały w stosunkowo wąskim interwale czasu ~4 mld. lat temu.

(Badania izotopowe próbek księżycowych uzyskanych z misji Apollo)..



~500-700 mln od powstania planet (akrecja niemal całej masy przez planety)



Hipoteza: duża liczba planetoid zderza się z młodymi planetami ziemskimi.

Zjawisko trwa ok. 200 mln lat.

Księżyc

Merkury

Przyszłość Układu Słonecznego

Warunki fizyczne na planetach zależą od ewolucji Słońca.

Słońce jest gwiazdą ciągu głównego typu widmowego G2.

Z upływem czasy będzie ewoluowało poprzez stadia:



stan gwiazdy stabilnej,



czerwonego olbrzyma,



mgławicy planetarnej,



białego karła,



czarnego karła.

Przyszłość Układu Słonecznego

Stan obecny potrwa do 11 Gyr

Stan białego karła Stan czerwonego pulsującego olbrzyma

Stan mgławicy planetarnej T=12.335-12.336 Gyr

Słońce

Średnica

[km] Masa [kg] Vu [km/s] Ok. obr.

[doba]

Ok. obie.

[doba] Temp [K] a [JA]

1400 000 2*10³⁰ 617.5 34 - 5500 -

Solar Dynamic Observatory od 2010.02.10 na orbicie

(7)

Słońce – kula gazowa, gwiazda typu G2

Średnica

[doba]

Ok. obie.

1400 000 2*10³⁰ 617.5 24-31 - 5500 -

Vu – prędkość ucieczki ze Słońca (II prędkość kosmiczna) Ok. obr – okres obrotu wokół osi, względem gwiazd,

Ok. obie. – okres obiegu orbitalnego wokół Słońca, Temp – temperatura na powierzchni Słońca, a – średnia odległość od Słońca .

II prędkość kosmiczna (prędkość ucieczki) - V _U

Ruch termiczny cząstek atmosfery

R V _U  2 GM

M – masa planety R – promień planety G- stała grawitacji

V

_U

< V

_gas

- cząsteczka ucieka z planety w kosmos

Aktywność Słońca

Plamy na powierzchni Słońca.

Protuberancje – gigantyczne

wyrzuty materii słonecznej

SDO – wpływ aktywności Słońca na magnetosferę Ziemi

Wnętrze Słońca – schemat.

Jądro wodorowo helowe. (15 mln K)

Strefa radiacyjna

Strefa konwekcyjna

Skład chemiczny Słońca:

•

wodór ~70%,

•

hel ~27%

Cykl p-p







 p D e

^

p







 p He

D ³

p p He He

He 

³



⁴

 

3

Źródło energii promienistej Słońca – rezultat przemiany wodoru w hel

Merkury

Średnica

[doba]

Ok. obie.

4878 3.3*10²³ 4.3 58.65 87.98 452 0.387

Mariner 10 (1974) fly by

Messenger orbiter (2011)

(8)

Powierzchnia Merkurego: morza, urwiska, kratery, ... .

Budowa wewnętrzna Merkurego

Wenus

^Średnica_[km] Masa [kg] Vu [km/s] Ok. obr.

[doba]

Ok. obie

12104 4.87*10²⁴ 10.4 243.0 224.7 726 0.723

Lądownik BEHEPA 9 (1975)

2014-12-20

48 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Wenus 2007

Wenus Struktury powierzchniowe

(9)

2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 52 2014-12-20 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Wnętrze planety Wenus

53

Ziemia

Średnica

[doba]

Ok. obie.

12756 5.98*10²⁴ 11.4 23.93 365.26 281 1

Współczesne sposoby monitorowania Ziemi

Satelita Ers-1

Współczesne sposoby monitorowania Ziemi

Zakresy fal E-M w monitorowaniu Ziemi

(10)

Pomiary altimetryczne

Współczesne sposoby monitorowania Ziemi

Ziemska atmosfera – prognozowanie pogody

Zawartość ozonu nad biegunami Ziemi

Topografia mórz, lądów, płyt tektonicznych

(11)

Monitorowanie Antarktydy

Ukształtowanie lądów

Komputerowa synteza obrazów 3D

Monitorowanie zmian środowiska naturalnego

Ślady eksploatacji lasów w Amazonii

Ślady w atmosferze w wyniku ruchu lotniczego

Mars

[doba]

Ok. obie

6787 6.42*10²³ 5.0 1.026 686.98 210 1.524

Widok z lądownika Wiking (1976)

Lądowanie robota SPIRIT na Marsie

(Robot aktywny w latach 2004-10)

(12)

Kanały na Marsie?

Mapa powierzchni Marsa ~1900 G. Schaparelli.

Mars, struktury powierzchniowe

Mars, obszary polarne

Mars, struktury powierzchniowe

(13)

Mars, szczegóły na powierzchni

Mapa powierzchni Marsa

Budowa wnętrza Marsa

Marsjańskie księżyce

Deimos

Phobos

2014-12-20 81

Układ Planetarny – klasyfikacja

Planety ziemskie

Planety olbrzymy

Jowisz

[godz]

Ok. obie

[lata] Temp [K] a [JA]

142 800 1.9*10²⁷ 59.5 9.8 11.86 120 5.203

Misje Pioneer 1973, Voyager 1979, Galileo 1989 Cassini-Huygens 1997

1989 1973

1979

1997

(14)

Zjawiska w atmosferze

Struktury powierzchniowe

Budowa wnętrza Jowisza

86

Księżyce Jowisza

2014-12-20

87 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Obecnie odkryto 67 księżyców Jowisza

Pierścienie planet składają się z ogromnej liczby niewielkich ciał.

Wizja „artystyczna”

4 największe księżyce Jowisza (tzw. Galileuszowe) Aktywność wulkaniczna na księżycu Io

AD 1979)

(15)

Saturn

Średnica

[godz]

Ok. obie

120660 5.69*10²⁶ 35.6 10.2 29.46 88 9.539

Misje Pioneer 1973, Voyager 1979, Galileo 1989 Cassini-Huygens 1997

1989 1973

1979

1997

Struktury powierzchniowe na Saturnie

Zjawiska w atmosferze Saturna

Zorze polarne

Wyładowania atmosferyczne

Pierścienie Saturna

Wnętrze Saturna

Księżyce Saturna

Obecnie odkryto 53 księżyce Saturna)

(16)

2014-12-20

Mimas (2010)

T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 96

Enceladus (2005)

Dione (2009)

Thetys

Tytan i Thetys (2009 )

Hiperon (2005) Iapetus (2007)

Misja do księżyca Tytan

Lądownik sondy Huygens „usiadł” na Tytanie w roku 2005

Trajektoria sondy Cassini-Huygens w latach 1997-2004

Jeziora metanowo-etanowe na Tytanie.

Po prawej porównanie rozmiarów z Jeziorem Superior Sonda Huygens

Obrazy powierzchni Tytana

Mapa powierzchni Tytana (2005 …)

Uran

1986 Średnica

[godz]

Ok. obie

51118 8.68*10²⁵ 21.3 17.9 84 59 19.18

(17)

Wnętrze Urana

Atmosfera, pierścienie i księżyce Urana

Odkryto 27 księżycy Urana

Miranda największy księżyc Urana

Miranda

2014-12-20 105

Ariel

Umbriel Tytania

Oberon Księżyce Urana

Neptun

1989 Średnica

[km] Masa [kg] Vu [km/s] Ok. obr [godz]

Ok. obie

49528 1.02*10²⁶ 23.3 19.1 164.8 48 30.06

Odkrycie Neptuna

Uran przyspieszany przez Neptuna Uran spowalniany

przez Neptuna

(18)