Dwa satelity o takiej samej masie krążą wokół Ziemi po orbitach o promieniach 10RZ i 15RZ. Oblicz stosunek energii całkowitej satelity krążącego po orbicie o większym promieniu do energii całkowitej satelity krążącego po orbicie o mniejszym promieniu. Jak nazywa się środek transportu kosmicznego? Pojazdy nośne czy rakiety kosmiczne to elementy fundamentalne dla rozwoju astronautyki, umożliwiające wystrzelenie w kosmos instrumentów, takich jak sondy międzyplanetarne, które odkrywają tajemnice odległych planet, czy satelity o różnych funkcjach. Polscy naukowcy wyznaczyli środek Ziemi (Eureka/Jedynka) - Nie jesteśmy w stanie wykonać odwiertu do samego środka Ziemi, dlatego musimy posłużyć się pomiarami pośrednimi. Możemy wykorzystać prawa Keplera, które mówią, że jeżeli jedno ciało niebieskie orbituje wokół innego ciała niebieskiego, to w ognisku orbity będzie się Satelity krążące wokół Ziemi nie zderzają się ze sobą Ponieważ znajdują się na różnych wysokościach i na różnych orbitach. Każdy satelita ma określoną orbitę, która pozwala mu zachować bezpieczną odległość od innych satelitów w kosmosie. W ostatniej chwili: blisko nas odkryto wulkaniczną planetę podobną do Ziemi! Historia satelitów Iridium. Satelity krążą wokół Ziemi od późnych lat pięćdziesiątych, kiedy wystrzelono Sputnika 1 . Wkrótce stało się oczywiste, że posiadanie stacji telekomunikacyjnych na niskiej orbicie okołoziemskiej znacznie ułatwiłoby komunikację na duże odległości, dlatego w latach sześćdziesiątych kraje zaczęły uruchamiać własne satelity. Trzy satelity S 1, S 2, i S 3 krążą wokół Ziemi na jednej orbicie, to znaczy, że wszystkie są w tej samej odległości od Ziemi. Masy tych satelitów wynoszą odpowiednio: 10 kg, 100 kg, 200 kg. 13.02.2023 przez Radary.info. Sztuczne satelity są niezwykłymi urządzeniami, które krążą wokół naszej planety, umożliwiając nam codziennie komunikację, nawigację i pozyskiwanie danych meteorologicznych. Od pierwszego sztucznego satelity, który został wyniesiony na orbitę w 1957 roku, te urządzenia stały się nieodzownym krążą po orbicie geostacjonarnej. Satelity nadają sygnały na Ziemię albo bezpośrednio, albo za pośrednictwem innego satelity. A) Satelity telekomunikacyjne bierne - przeznaczone do przekazywania sygnałów radiowych w wyniku ich odbicia od powierzchni satelity B) Satelity telekomunikacyjne czynne - wyposażone w aparaturę do odbioru, Teoria geocentryczna (z gr. geo „Ziemia”) – zdezaktualizowana teoria budowy Wszechświata, której istotą jest założenie, że Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata, jest nieruchoma, a wokół niej krążą pozostałe ciała niebieskie: Księżyc, planety, Słońce oraz sfera gwiazd stałych. Geocentryczny model Wszechświata. Jaka jest temperatura Księżyca? Księżyc krąży wokół Ziemi po owalnej orbicie z prędkością 36.800 184 kilometrów na godzinę. Księżyc nie ma atmosfery, więc temperatury wahają się od -214 stopni Celsjusza w nocy do 96 stopni Celsjusza w ciągu dnia, z wyjątkiem biegunów, gdzie temperatura stale wynosi -XNUMX stopni Celsjusza. WBvs. Stali czytelnicy naszej strony mieli już możliwość zauważyć, że istnieje więcej niż jedna „seria pomiarów średniej globalnej temperatury powierzchni Ziemi” (czytaj np. Zagadka trendu ocieplenia po 1998 roku). Część powstaje na podstawie pomiarów prowadzonych na powierzchni Ziemi (serie przygotowywane przez różne ośrodki różnią się metodami uśredniania, uzupełniania niedoborów danych itd.) a część – na podstawie pomiarów satelitarnych. Swego czasu niedopracowane wyniki pomiarów satelitarnych dostarczały pożywki osobom negującym dodatni trend zmian temperatury na Ziemi (Mit: Satelity nie pokazują ocieplania powierzchni Ziemi). Ponieważ temat ten regularnie powraca w dyskusjach, prezentujemy gościnnie tekst blogera Doskonale Szare, który wyjaśnia, co i jak właściwie mierzą satelity. Rysunek 1. Konstelacja satelitów GPS, które mogą być wykorzystywane do pomiarów temperatury atmosfery. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NASA. Metody teledetekcji Istnieje kilka metod zdalnego (tzw. teledetekcja) pomiaru temperatury atmosfery. Aktywne metody teledetekcji wykorzystują pomiar refrakcji (załamania) fal radiowych wysłanych przez statek kosmiczny przechodzących przez atmosferę. Technika ta z jest powodzeniem używana przy badaniu atmosfer innych planet, np. w ten właśnie sposób sonda New Horizons potwierdziła istnienie troposfery na Plutonie [1]. Na Ziemi meteorolodzy i klimatolodzy wykorzystują konstelację mniej więcej 30 satelitów sieci GPS, krążących wokół Ziemi na wysokości około 20 tys. kilometrów, z których emisji korzystają codziennie systemy nawigacji satelitarnej. Te same fale, po przejściu przez atmosferę, odbierane są przez krążące po niskiej orbicie amerykańsko-tajwańskie mikrosatelity programu COSMIC (a w przyszłości COSMIC-2, których wystrzelenie planowane jest na 2017 rok). Na podstawie zmian kierunku propagowania się fal radiowych w powietrzu możliwe jest odtworzenie jego temperatury albo wilgotności na ścieżce pomiędzy dwoma satelitami [2]. Wykorzystując naziemne staje odbioru sygnału GPS, możemy także określać profile temperatury i zawartości pary wodnej w atmosferze [3, 4]. Pasywne metody zdalnego pomiaru temperatury wykorzystują natomiast promieniowanie wysyłane przez samo powietrze – a dokładniej, mikrofale emitowane przez tlen. Ponieważ tlen jest dobrze wymieszany w atmosferze, a jego koncentracja zmienia się w znikomym zakresie, emisja promieniowania tlenu zależy głównie od jego temperatury. Starannie dobierając długość fali promieniowania rejestrowanego przez instrumenty satelity, można ograniczyć obserwacje tylko do określonego rejonu atmosfery. Każdy kanał instrumentu pomiarowego (długość rejestrowanej fali) ma swoją funkcję wagową. Funkcja wagowa mówi, na ile poszczególne piętra atmosfery „dokładają się” do wartości rejestrowanego sygnału, czyli na ile dobrze je „widać”. Przykładowo, kanał 5 radiometru AMSU-A mierzy promieniowanie o częstotliwości 53,6 GHz, którego emisja pochodzi w większości z najniższych warstw atmosfery – troposfery, z maksimum funkcji wagowej wypadającym w okolicach 4 km (patrz rysunek 2). Rysunek 2. Lewy panel: skąd się bierze funkcja wagowa. Im wyżej, tym mniej fal o wybranej częstości jest emitowane przez atmosferę (emisja) ale jednocześnie (w związku z rozrzedzaniem się powietrza) większa część promieniowania jest przepuszczana (transmisja). Funkcja wagowa pokazuje, jaka część fal o wybranej częstości dotrze do czujnika z poszczególnych poziomów atmosfery. Prawy panel: funkcje wagowe dla instrumentu AMSU-A. Fale o małych częstościach (niskie numery kanałów – kolorowe cyfry z prawej strony) docierające do czujnika satelity pochodzą przede wszystkim z niskich warstw atmosfery (tu są emitowane w ilości na tyle dużej, by przyćmić wyższe warstwy). Fale o większych częstościach (wyższe numery ), jeśli są emitowane przez niskie warstwy atmosfery, to w praktyce nie mają możliwości „przebić się” przez całą atmosferę. Jeśli więc przyrząd satelitarny je rejestruje, to w większości pochodzą one z wyższych partii atmosfery. (źródło ilustracji) Jak widać, fotony rejestrowane przez dany kanał radiometru mogą pochodzić z warstw różniących się wysokością o wiele kilometrów (a więc i temperaturą). Wynika z tego, że zmierzenie temperatury atmosfery metodami teledetekcyjnymi nie jest rzeczą prostą. Jest to klasyczny przykład problemu zwanego w nauce zagadnieniem odwrotnym: próby wyznaczenia szukanego parametru (tutaj: temperatury różnych warstw atmosfery) na podstawie pomiaru wielkości, która od niego zależy (tutaj: promieniowania docierającego do satelity przelatującego nad atmosferą). Innymi słowy: na podstawie zliczenia liczby fotonów o określonej energii „wpadających w oczko” satelity staramy się określić co i w jakich warunkach te fotony wyemitowało. Wiele zagadnień odwrotnych (w tym większość zagadnień w teledetekcji) jest tzw. problemami źle postawionymi. Nie, to nie jest niegrzeczna ocena pracy naukowców. To termin techniczny, oznaczający, że ten sam wynik pomiaru może pojawić się w różnych sytuacjach. W naszym przypadku różne parametry atmosfery (profile temperatury w połączeniu z profilami wilgotności i in.) mogą skutkować emisją promieniowania o nieodróżnialnych, z punktu widzenia czujnika wykonującego pomiar, własnościach. Pierwsze próby W 1990 roku dwóch naukowców NASA, Roy Spencer i John Christy, zaproponowało użycie pomiarów promieniowania mikrofalowego emitowanego przez atmosferę wykonanych przez radiometry MSU satelitów serii NOAA do zbadania globalnego ocieplenia, i przedstawili pierwszą satelitarną serię danych temperatury troposfery. Seria ta, popularnie określana akronimem UAH (od nazwy uniwersytetu gdzie zatrudniony był Christy – The University of Alabama in Huntsville), skonstruowana była w oparciu o tzw. temperaturę jasnościową (czyli temperaturę, jaką miałoby ciało doskonale czarne emitujące tyle samo promieniowania co obserwowany obiekt) zmierzoną na kanale 2 MSU (53,74 GHz). Dzisiaj, ćwierć wieku później, oprócz UAH podobne serie temperatury atmosfery opracowują również zespoły RSS i NOAA STAR. Oryginalnej serii Spencera i Christy’ego odpowiadają dane oznaczane skrótem TMT (temperature in the middle troposphere), które są kombinacją temperatury jasnościowej mierzonej przez stare radiometry MSU (kanał 2) oraz, od roku 1998, nowsze AMSU-A (kanał 5). Rysunek 3. Współczesny satelita NOAA-18 – również na jego pokładzie znajduje się przyrząd AMSU-A. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA NESDIS Environmental Visualization Laboratory. W opublikowanym w tygodniku Science artykule [5] Spencer i Christy przekonywali, że precyzja pomiaru miesięcznych anomalii temperatury globalnej jest lepsza niż 0,01°C, a ze względu na możliwość obserwacji powierzchni całej planety oraz brak wpływu takich czynników jak np. efekt miejskiej wyspy ciepła, pomiary satelitarne znacznie lepiej nadają się do monitorowania globalnego ocieplenia niż tradycyjne analizy temperatury powierzchni globu. Wnioski wyciągnięte przez Spencera i Christy’ego wzbudziły pewien sceptycyzm, bo dane satelitarne nie wskazywały na wzrost temperatury, przewidywany przez teorię antropogecznicznego globalnego ocieplenia [6] i obserwowany w pomiarach na powierzchni Ziemi. Szybko okazało się, że rzeczywiście tezy na temat możliwości pomiarów satelitarnych były zdecydowanie zbyt optymistyczne, a w toku badań odkryto liczne problemy związane z metodami używanymi do wyznaczania trendów temperatur atmosfery. Nawet pobieżne omówienie tych badań to temat na grubą książkę, więc poniżej ograniczę się tylko do wymienienia najważniejszych problemów wraz z odniesieniem do podstawowej literatury przedmiotu. 1. „Temperatura troposfery” nie jest tylko temperaturą troposfery Jak napisałem wyżej, funkcja wagowa kanału 5 AMSU-A (oraz kanału 2 MSU) obejmuje większość troposfery, z maksimum wypadającym w jej niskich warstwach. Okazuje się jednak, że część emisji mierzonej przez radiometr w tym zakresie widma pochodzi też z wyższych warstw atmosfery, czyli stratosfery. Zgodnie z teoretycznymi przewidywaniami stratosfera powinna się oziębiać wskutek niszczenia warstwy ozonowej przez związki chlorowcopochodne („freony”) oraz zwiększającej się koncentracji dwutlenku węgla. Ponieważ radiometr nie może odróżnić, czy zarejestrowany foton został wyemitowany przez ocieplającą się troposferę, czy oziębiającą się stratosferę, oba efekty nakładają się na siebie, zaniżając mierzone trendy temperatury. W kolejnych wersjach swojej analizy temperatur (od wersji „B” z 1991 roku do wersji z 2013 roku) Spencer i Christy próbowali obejść ten problem konstruując „syntetyczny” kanał 2RT, później nazwany 2LT, a jeszcze później TLT [7]. Kanał ten powstał jako kombinacja pomiarów wykonanych pod różnymi kątami, przez co możliwe było lepsze wyizolowanie emisji pochodzącej z dolnych warstw troposfery, i jak się wydawało usunięcie emisji stratosferycznej. Rysunek 4. Geometria skanu wykonywanego przez radiometr AMSU. Źródło. Rysunek 5. Stary sposób konstrukcji serii temperatur dolnej troposfery w analizie UAH. Przy większym kącie pomiaru promieniowanie musi pokonać dłuższą drogę przez atmosferę, zatem opisująca je funkcja wagowa jest przesunięta ku wyższym warstwom atmosfery. Kanał 2RT/2LT/TLT powstawał poprzez odjęcie, z odpowiednimi wagami, temperatury jasnościowej zmierzonej przy większym kącie (pozycje 1, 2, 10 i 11 radiometru), od temperatury zmierzonej przy mniejszym kącie (bliżej nadiru, pozycje 3, 4, 8 i 9). Źródło. Metoda ta wprowadziła jednak kolejne problemy: znacząco zmniejszyła się precyzja pomiaru (zarówno jeśli chodzi o rozdzielczość przestrzenną, jak i stosunek sygnału do szumu w zmierzonej temperaturze jasnościowej), oraz powiększył się wkład emisji z powierzchni Ziemi w promieniowanie rejestrowane przez satelity. Szczególnie problematyczne okazały się być rejony polarne, gdzie dodatkowe zakłócenia powoduje obecność lodu [8]. W 2004 roku inny zespół naukowców zaproponował [9] alternatywną metodę konstrukcji syntetycznego kanału dla dolnej troposfery, opartą o kombinację dwóch różnych kanałów radiometru (2 i 4 MSU oraz 5 i 8 AMSU-A). Metoda ta została zastosowana w analizie RSS (firmy Remote Sensing Systems), a od ubiegłego roku zaczęli jej używać także Spencer i Christy (od wersji analizy UAH [10]). Co charakterystyczne, zespół NOAA STAR, który też publikuje własną niezależną analizę danych satelitarnych, z opracowywania takiego syntetycznego kanału „dolnej troposfery” zrezygnował w ogóle, dochodząc do wniosku że jego przydatność jest niewielka w obliczu niepewności pomiarowych, jakimi byłby obciążony. 2. Serie pomiarowe nie są homogeniczne … czyli wykorzystują dane różnego pochodzenia. Konstrukcja serii temperatur o długości wystarczającej by była przydatna w badaniach nad klimatem (czyli 20-30 lat) wymaga użycia danych z kilkunastu różnych satelitów, pracujących w różnym czasie i z różnym oprzyrządowaniem na pokładzie. Jak wspomniałem, analizy UAH, RSS i NOAA STAR używają zarówno pomiarów wykonanych przez starszy typ czterokanałowych radiometrów MSU, jak i nowszych, wciąż wykorzystywanych radiometrów AMSU. Ale nawet instrumenty tego samego typu, kalibrowane na Ziemi według tych samych wytycznych, zmieniają trochę parametry podczas montażu satelity i później w trakcie samej misji obserwacyjnej satelity, zależąc między innymi od jego własnej temperatury. Rysunek 6. Satelita NOAA w laboratorium. Zdjęcie zamieszczamy dzięki uprzejmości Lockheed Martin i NASA. Na orbicie możliwości powtórnej kalibracji instrumentów satelity są ograniczone. W przypadku radiometrów pomiary temperatury jasnościowej atmosfery ziemskiej mogą być porównywane z temperaturą przestrzeni kosmicznej (czyli temperatury mikrofalowego promieniowania szczątkowego Wielkiego Wybuchu, wynoszącej 2,73 K), oraz temperaturą specjalnej płytki (mierzonej innymi metodami), jednak ekstrapolacja nieliniowej zależności pomiędzy rzeczywiście mierzonym przez radiometr sygnałem (przetworzoną na ciąg cyfr zmianą napięcia) a temperaturą, w oparciu o tylko dwa punkty danych nie jest wcale taka prosta. Przykładowo, jedną z nierozstrzygniętych kontrowersji jest poprawka zastosowana do kalibracji pomiarów satelity NOAA-9, która zdaniem klimatologów z University of Washington została przez Spencera i Christy’ego zastosowana niewłaściwie [11]. Kilka lat temu naukowcy z NOAA znaleźli sprytny sposób na wzajemną kalibrację instrumentów różnych satelitów, którym zdarzało się przelatywać w tym samym czasie nad tym samym punktem (co w przypadku orbit polarnych zdarza się w okolicach biegunów), i ten rodzaj kalibracji jest obecnie używany w analizie NOAA STAR [12]. Kolejnym bardzo poważnym problemem jest dryf orbit. Satelity meteorologiczne (a także szpiegowskie) zwykle krążą po orbitach polarnych, na których przelatują nad tymi samymi punktami na powierzchni Ziemi o tej samej godzinie czasu słonecznego. Można zrozumieć to oglądając poniższą animację: W ciągu kilku-kilkunastu lat przebywania satelity na orbicie zwykle powoli dryfuje on w kierunku wschodnim albo zachodnim, przez co przelatuje on nad tym samym punktem w innym czasie (później albo wcześniej). Ponieważ temperatura atmosfery zmienia się w cyklu dobowym, zatem dwa pomiary wykonane w odstępie 10 lat, jeden na przykład wczesnym popołudniem, a drugi na przykład wieczorem, oprócz długoterminowego trendu klimatycznego będą też zawierać, zwykle znacznie większy, wkład dobowej zmiany temperatury. Efekt dryfu orbity trzeba zatem uwzględnić i jakoś skompensować. Niestety, pierwsze wersje analizy Spencera i Christy’ego dryf ignorowały, a wersje późniejsze stosowały poprawkę dobową z niewłaściwym znakiem, przez co pogłębiały istnienie błędów systematycznych w trendach temperatur troposfery [13]. 3. Temperatura troposfery nie jest tylko temperaturą powietrza. Teledetekcja temperatur oparta o promieniowanie mikrofalowe wydawała się atrakcyjna również dlatego, że pozwalała na badanie atmosfery niezależnie od obecności chmur, które zwykle zasłaniają dużą część powierzchni planety. Spencer i Christy w 1990 roku szacowali, że wpływ emisji z innych niż tlen składników atmosfery, oraz refrakcji mikrofal na cząsteczkach wody w chmurach i deszczu jest mniejszy niż 0,01°C w przypadku globalnych anomalii miesięcznych. Ostatnie badania [14] sugerują, że ignorowanie obecności chmur zaniża trendy zmian temperatur troposfery o 20-30%. Rysunek 7: Średnie zachmurzenie w grudniu 2015 na podstawie pomiarów satelitarnych (0 oznacza brak chmur, 1 – pełne zachmurzenie). Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości GSFC/NASA. Wynika z tego, że określenie temperatury troposfery nie jest takie proste, jak się kiedyś wydawało, a satelitarne serie temperatury nie są lepszym wskaźnikiem globalnego ocieplenia niż zwykłe analizy temperatury powierzchni Ziemi, oparte o pomiary stacji meteorologicznych i temperatury oceanów. W 37-letniej serii temperatur TMT, opracowanej na podstawie tych samych danych wejściowych, trend liniowy wynosi zaledwie 0,07°C na dekadę w analizie UAH, 0,08°C na dekadę w analizie RSS, i 0,12°C na dekadę w analizie NOAA STAR – a jest to teoretycznie najprostszy produkt satelitarny, wykorzystujący tylko jeden kanał radiometru! Pokazuje to, że bez wyjaśnienia różnic pomiędzy różnymi analizami temperatur atmosfery trudno jest używać ich jako argumentu, że się ona nie ociepla (albo że się ociepla „mniej niż oczekiwano”). Co z radiosondami? Radiosondy to małe urządzenia zawierające przyrządy mierzące ciśnienie, temperaturę, wilgotność i inne parametry atmosferyczne, unoszone w powietrzu przez balony meteorologiczne. Pomiary wykonywane w miarę wznoszenia i lotu balonu, aż do momentu jego pęknięcia w górnych warstwach atmosfery, są przesyłane drogą radiową do stacji naziemnych. Radiosondy światowej sieci pomiarów meteorologicznych WMO są wypuszczane w tym samym czasie, dwa razy na dobę (w okolicy północy i południa czasu Greenwich), z ponad 600 stacji na całym świecie, a uzyskane w ten sposób dane o stanie globalnej atmosfery zasilają modele numeryczne prognozujące pogodę. Rysunek 8. Stacje sondowania atmosfery na świecie. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA. Radiosondy umożliwiają zbadanie temperatury atmosfery z precyzją niemożliwą do uzyskania innymi metodami, jednak mają też i swoje wady. Globalna sieć pomiarowa jest z konieczności ograniczona głównie do lądów (oraz nielicznych oceanicznych wysepek), jej utrzymanie jest stosunkowo kosztowne, i podobnie jak w przypadku innych pomiarów wykonywanych w konkretnych lokalizacjach, dane zbierane przez radiosondy wymagają homogenizacji. Mierzony przez radiosondy od 1958 roku długoterminowy trend temperatury globalnej wynosi 0,14°C na dekadę [15]. W tropikach jest nawet wyższy, i wynosi 0,25°C na dekadę [16]. Na szybkie ocieplanie się tropikalnej troposfery wskazuje również niedawno opublikowana analiza prędkości wiatrów [17]. Rysunek 9. Różne analizy temperatury troposfery. Kolor czarny: RSS, wraz z niepewnościami (100 realizacji wiązki, oznaczone kolorem szarym); zielony: UAH; niebieski: NOAA STAR; czerwony: globalna analiza temperatur mierzonych przez wynoszone przez balony radiosondy RATPAC-A (poziom baryczny 500hPa). Nie ma wątpliwości co do ocieplenie klimatu Niezależnie od przyczyn rozbieżności pomiędzy różnymi analizami temperatur troposfery, samo ocieplenie klimatu nie jest już od dawna przyczyną kontrowersji w środowisku naukowym. O ile w 1990 roku nie były kompletnie nieprawdopodobne sugestie Christy’ego i Spencera, że analizy temperatur oparte o pomiary stacji meteorologicznych zawierają nieuwzględnione, duże błędy systematyczne (np. efekt miejskiej wyspy ciepła); to dzisiaj, ćwierć wieku później, nie ma wątpliwości że globalne ocieplenie nie jest tylko artefaktem pomiarowym. Dane dotyczące ocieplenia na powierzchni planety są obecnie precyzyjniejsze, niż analizy satelitarne. Łatwo może to zobrazować rozrzut wartości różnych serii temperatur, opracowywanych przez różne, niezależne zespoły naukowców: Rysunek 10. Kolor niebieski – różne analizy temperatur powierzchni (NASA, NCEI, MetOffice i BEST), kolor szary – analizy temperatur troposfery (UAH, RSS, NOAA STAR i RATPAC-A). O ociepleniu planety wiemy zresztą nie tylko dzięki stacjom meteorologicznym, ale także i pomiarom temperatur oceanów wykonanych przez statki i boje oceanograficzne; z szacunków tempa regresji lodowców; pomiarów temperatur podpowierzchniowych w odwiertach geologicznych i zmian temperatur wiecznej zmarzliny; analizom zmian zachowań sezonowych, zasięgów występowania różnych gatunków roślin i zwierząt oraz wielu innych niezależnych obserwacji. Nie ma też wątpliwości co do przyczyn ocieplenia Obserwowane zmiany klimatu są spójne z przewidywaniami teoretycznymi opartymi o znane od dziesięcioleci prawa fizyki. Zgodnie z tymi przewidywaniami, zwiększona koncentracja gazów cieplarnianych powinna doprowadzić do wzmocnienia efektu cieplarnianego, i ocieplenie powierzchni planety. Inne, teoretycznie możliwe przyczyny zmian klimatu (np. wahania aktywności słonecznej) pozostają wykluczone przez dane obserwacyjne. [1] The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons [2] The COSMIC/FORMOSAT-3 Mission: Early Results [3] Observing Earth’s atmosphere with radio occultation measurements using the Global Positioning System [4] Climate intercomparison of GPS radio occultation, RS90/92 radiosondes and GRUAN from 2002 to 2013 [5] Precise Monitoring of Global Temperature Trends from Satellites [6] Dzisiaj wiemy, że główną tego przyczyną była zbyt krótka, bo zaledwie 10-letnia, seria obserwacyjna którą dysponowali wtedy Spencer i Christy. Ze względu na relatywnie dużą, w stosunku do wartości (ówczesnego) trendu, zmienność międzymiesięczną i międzyroczną temperatury globalnej, w żadnej serii danych (czy to satelitarnych, czy to naziemnych) nie da się wyznaczyć istotnego statystycznie trendu dla okresu 1979-1988. Późniejsze, dłuższe satelitarne serie temperatur troposfery opracowane przez Spencera i Christy’ego też nie wskazywały ocieplenia, jednak tutaj większą rolę odegrały wprowadzone przez nich błędy w analizie danych. [7] Precision and Radiosonde Validation of Satellite Gridpoint Temperature Anomalies. Part II: A Tropospheric Retrieval and Trends during 1979–90 [8] Evidence of possible sea-ice influence on Microwave Sounding Unit tropospheric temperature trends in polar regions [9] Satellite-derived vertical dependence of tropical tropospheric temperature trends; Contribution of stratospheric cooling to satellite-inferred tropospheric temperature trends [10] Prace nad wersją 6 serii UAH rozpoczęła się w 2006 roku, niedługo po odkryciu błędów w zastosowaniu poprawek dobowych (o czym niżej), i została ona w końcu „opublikowana” na blogu Roya Spencera w roku 2015, z zastrzeżeniem, że to dopiero wersja „beta”. Nie wiadomo, kiedy i czy w ogóle planowana jest publikacja opisu metod analizy w recenzowanym czasopiśmie naukowym. [11] A Bias in the Midtropospheric Channel Warm Target Factor on the NOAA-9 Microwave Sounding Unit [12] Predicting Simultaneous Nadir Overpasses among Polar-Orbiting Meteorological Satellites for the Intersatellite Calibration of Radiometers; Recalibration of microwave sounding unit for climate studies using simultaneous nadir overpasses; Intersatellite calibration of AMSU-A observations for weather and climate applications [13] The Effect of Diurnal Correction on Satellite-Derived Lower Tropospheric Temperature [14] „Uncertainty of AMSU-A derived temperature trends in relationship with clouds and precipitation over ocean; 30-Year atmospheric temperature record derived by one-dimensional variational data assimilation of MSU/AMSU-A observations; Trends of MSU Brightness Temperature in the Middle Troposphere Simulated by CMIP5 Models and Their Sensitivity to Cloud Liquid Water [15] BAMS State of the Climate in 2014, Global Climate [16] Atmospheric changes through 2012 as shown by iteratively homogenized radiosonde temperature and wind data (IUKv2) [17] New estimates of tropical mean temperature trend profiles from zonal mean historical radiosonde and pilot balloon wind shear observations Układ planetarny, w którym znajduje się Ziemia, to Układ Słoneczny. Zawiera również inne obiekty astronomiczne, które krążą bezpośrednio lub pośrednio po orbicie wokół pojedynczej gwiazdy zwanej Słońcem, która skupia 99,75% masy Układu Słonecznego. Większość pozostałej masy skupia się w ośmiu planetach, których orbity są prawie okrągłe i poruszają się po prawie płaskim dysku zwanym płaszczyzną ekliptyki. Pierwsze cztery planety Układu Słonecznego są zdecydowanie najmniejsze. Te planety to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Są one również znane jako planety lądowe, ponieważ składają się głównie z rocka i metalu. Podczas gdy cztery najdalsze są nazywane gazowymi olbrzymami lub „planetami Jowisza”, bardziej masywne niż te ziemskie. Te ostatnie składają się z lodu i gazów. Dwie największe planety Układu Słonecznego, Jowisz i Saturn, składają się głównie z helu i wodoru. Z drugiej strony Uran i Neptun są nazywane lodowe olbrzymy. Te dwa składają się głównie z zamarzniętej wody, amoniaku i metanu. W tym systemie Słońce jest jedynym ciałem niebieskim, które emituje własne światło. W rzeczywistości światło jest wytwarzane przez spalanie wodoru i jego przemianę w hel w wyniku syntezy jądrowej. Układ Słoneczny powstał około 4600 miliarda lat temu. Szacuje się, że nastąpiło to po upadku chmura molekularna. Resztkowa materia pochodziła z protoplanetarnego dysku okołogwiazdowego, w którym zachodziły procesy fizyczne, które doprowadziły do ​​powstania Słoneczny znajduje się obecnie w lokalnym międzygwiazdowym obłoku znalezionym w Lokalnym Bąblu ramienia Oriona, z galaktyki spiralnej Drogi Mlecznej , około 28 000 lat świetlnych od jej centrum. Wskaźnik1 dom z różnych Główne cechy El Po pierwsze: Po drugie: Po trzecie: planety Po czwarte: Po piąte: pomniejsze przestrzeń Odległości planet Układu Powstawanie Układu formacja główny strumień2 Planety Układu Słonecznego i ich Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie hipoteza odkrycia3 Szczegóły obiektu Układu gwiazda Małe Duże satelity Układu Słonecznego dom z różnych regionów Nasz Układ Słoneczny to nie tylko ojczysta planeta ziemia, ale także z kilku regionów składających się z małych obiektów. Pas planetoid, znajdujący się między Marsem a Jowiszem, jest podobny do planet ziemskich, ponieważ składa się głównie ze skał i metalu. W tym pasie znajduje się planeta karłowata Ceres. Za orbitą Neptuna znajduje się pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta. Te ciała kosmiczne obejmują obiekty transneptunowe składa się głównie z wody, amoniaku i metanu. W tym miejscu znajdują się cztery planety karłowate Haumea, Makemake, Eris i Pluton, który do 2006 roku uważany był za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Tego typu ciała niebieskie znajdujące się poza orbitą Neptuna nazywane są również plutoidami. Wraz z Ceres, gwiazdy te są na tyle duże, że zostały zaokrąglone przez skutki jego grawitacji, ale które różnią się głównie od planet tym, że nie opróżniły swojej orbity z sąsiednich ciał. Oprócz tego możesz dodać do tysięcy małych obiektów w tych dwóch strefach, z których kilkadziesiąt to kandydaci na planety karłowate. Z drugiej strony istnieją inne grupy, takie jak komety, centaury i pył kosmiczny, które swobodnie przemieszczają się między regionami. Sześć planet i trzy planety karłowate mają naturalne satelity. Wiatr słoneczny, strumień plazmy ze Słońca, tworzy bąbel wiatru gwiazdowego w ośrodku międzygwiazdowym zwanym heliosferą, który rozciąga się do krawędzi rozproszonego dysku. Obłok Oorta, uważany za źródło komet długookresowych, jest krawędzią Układu Słonecznego, a jego krawędź znajduje się jeden rok świetlny od Słońca. Główne cechy domu Układ Słoneczny, będąc domem dla tak wielu planet, ma wiele cech, które wyróżniają się jako dom, którym jest, naszej planety Ziemi i tak wielu ciał niebieskich. Najbardziej znane jest to, że od 8 roku Układ Słoneczny składa się ze Słońca i 2006 planet. Przed tym rokiem mówiono, że wokół Słońca krąży dziewięć planet. Jednak te dane nie są jasne , ponieważ na początku 2016 roku opublikowano opracowanie, zgodnie z którym w Układzie Słonecznym może ponownie znajdować się dziewiąta planeta, której nadano prowizoryczną nazwę Phattie. El Sol Główną cechą Układu Słonecznego jest to, że ma gwiazda zwana Sun. Wokół niego krążą planety i asteroidy, mniej więcej w tej samej płaszczyźnie i po orbitach eliptycznych. Robią to w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, jeśli były obserwowane z bieguna północnego Słońca. Mimo to istnieją pewne wyjątki w zachowaniu niektórych ciał kosmicznych. Podobnie jak w przypadku komety Halleya, która obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara. El płaszczyzna ekliptyki, to płaszczyzna, w której Ziemia krąży wokół Słońca. Z drugiej strony inne planety krążą mniej więcej w tej samej płaszczyźnie. Jednak niektóre obiekty krążą w stosunku do niej o dużym nachyleniu, np. Pluton, którego nachylenie względem osi ekliptyki wynosi 17º, a także ważna część obiektów pasa Kuipera. Zgodnie z ich charakterystyką ciała będące częścią Układu Słonecznego są klasyfikowane w następujący sposób: Po pierwsze: Słońce jest gwiazdą typ widmowy G2 zawierające więcej niż 99,85% masy układu. Przy średnicy 1 400 000 km składa się w 75% z wodoru, 20% helu i 5% tlenu, węgla, żelaza i innych pierwiastków. Po drugie: planety. te dzielą się na planetach wewnętrznych, które są również nazywane ziemskimi lub tellurycznymi; oraz planety zewnętrzne lub olbrzymie. Wśród tych ostatnich Jowisz i Saturn nazywane są olbrzymami gazowymi, podczas gdy Uran i Neptun są często nazywane olbrzymami lodowymi. Wszystkie gigantyczne planety mają wokół siebie pierścienie. Po trzecie: planety karłowate Są to te ciała, których masa pozwala im mieć kulisty kształt. Ale nie wystarczy przyciągnąć lub wyrzucić wszystkie ciała wokół niego. ten Małe planety Układu Słonecznego jest pięć: Pluton (do 2006 r. Międzynarodowa Unia Astronomiczna -IAU- uważała go za dziewiątą planetę Układu Słonecznego), Ceres, Makemake, Eris i Haumea. Po czwarte: satelity Są to większe ciała krążące wokół planet. Trochę satelity są duże, jak Księżyc na Ziemi; Ganimedes na Jowiszu; lub Tytan na Saturnie. Po piąte: pomniejsze ciała Wśród drobne ciała skoncentrowane, można znaleźć asteroidy. Znajdują się one głównie w pasie asteroid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza oraz za Neptunem. Ich niewielka masa nie pozwala na uzyskanie regularnego kształtu. Z drugiej strony są inne ciała w Układzie Słonecznymtakie jak obiekty pasa Kuipera. Są to zewnętrzne lodowe obiekty na stabilnych orbitach, z których największymi są Sedna i Quaoar. Również w kometach orbitalnych Układu Słonecznego, które są małymi lodowymi obiektami z obłoku Oorta. I na koniec warto wspomnieć o meteoroidach, są to obiekty o średnicy mniejszej niż 50m, ale większe od cząstek pyłu kosmicznego. przestrzeń międzyplanetarna Wokół Słońca przestrzeń międzyplanetarna zawiera rozproszony materiał z parowania komet i ucieczki materiału z różnych masywnych ciał. Pył międzyplanetarny jest rodzajem pyłu międzygwiazdowego i składa się z mikroskopijnych cząstek stałych. Gaz międzyplanetarny to rzadki strumień gazu i naładowanych cząstek, które tworzą plazmę wyrzucaną przez Słońce wraz z wiatrem słonecznym. Zewnętrzna granica Układu Słonecznego jest zdefiniowana przez obszar interakcji między wiatrem słonecznym a ośrodkiem międzygwiazdowym powstałym w wyniku interakcji z innymi gwiazdami. Obszar interakcji między dwoma wiatrami nazywa się heliopauza i określa granice wpływu znajduje się na około 100 AU. Ta odległość wynosi około 15000 miliardów kilometrów od Słońca. Daleko od tej przestrzeni międzyplanetarnej, poza Układem Słonecznym, układy planetarne wykryte wokół innych gwiazd wydają się bardzo różne od Układu Słonecznego. Chociaż w rzeczywistości przy dostępnych środkach możliwe jest wykrycie tylko kilku planet o dużej masie wokół innych gwiazd. Dlatego nie wydaje się możliwe ustalenie, w jakim stopniu Układ Słoneczny jest charakterystyczny lub nietypowy wśród układy planetarne Wszechświata. Odległości planet Układu Słonecznego Orbity, które mają tzw główne planety, są uporządkowane w coraz większych odległościach od Słońca. W ten sposób odległość każdej planety jest w przybliżeniu dwukrotnie większa od odległości bezpośrednio poprzedzającej planety. Chociaż niekoniecznie pasuje to do wszystkich planet Układu Słonecznego. Zależność tę wyraża prawo Tycjusza-Bode, które jest przybliżoną formułą matematyczną wskazującą odległość planety od Słońca. Powstawanie Układu Słonecznego Szacuje się, że nasz układ planetarny, Układ Słoneczny, powstał 4568 miliarda lat temu w wyniku grawitacyjnego zapadania się części gigantyczny obłok molekularny. Ten pierwotny obłok miał średnicę kilku lat świetlnych, a między badaniami szacuje się, że zrodził kilka gwiazd. Naukowcy twierdzą, że obłoki molekularne normalnie składały się głównie z wodoru, trochę helu i niewielkich ilości ciężkich pierwiastków z poprzednich generacji gwiazd. Po tym, gdy obszar znany jako mgławica protosolarna stał się Układem Słonecznym, zapadł się. W ten sposób zachowanie momentu pędu powodowało, że obracał się on szybciej. Środek, w którym gromadziła się większość masy, stawał się coraz gorętszy niż otaczający go miarę jak kurcząca się mgławica obracała się szybciej, zaczęła spłaszczać się w dysk protoplanetarny o średnicy około 200 AU z gorącą, gęstą protogwiazdą w centrum. Podczas tej możliwej formacji planety powstały przez akrecję z tego dysku, w którym gaz i pył przyciągały się grawitacyjnie, tworząc coraz większe ciała. W tym scenariuszu setki protoplanety mogły powstać we wczesnym Układzie Słonecznym, które ostatecznie połączyły się lub zostały zniszczone, pozostawiając planety, planety karłowate i resztę mniejszych ciał. Właśnie z powodu ich wyższych temperatur wrzenia tylko metale i krzemiany mogły istnieć w postaci stałej w pobliżu Słońca, w ciepłym wewnętrznym Układzie Słonecznym. W rzeczywistości były to ostatecznie składniki Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa: planet skalistych. Ponieważ metale były tylko niewielką częścią mgławica słonecznaplanety ziemskie nie mogły być bardzo duże. formacja planety L gigantyczne planety (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun) uformowały się dalej, poza linią mrozu: granicą między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie temperatury są wystarczająco niskie, aby lotne związki pozostały w stanie stałym. Lody tworzące te planety były bardziej obfite niż metale i krzemiany, które uformowały wewnętrzne planety lądowe. To właśnie pozwoliło im urosnąć na tyle masywnie, że wychwytywały duże atmosfery wodoru i helu: najlżejszych i najobfitszych pierwiastków. Pozostałe szczątki, które nie stały się planetami, skupiły się w takich regionach, jak pas asteroid, pas Kuipera i Ziemia. chmura Oorta. Z drugiej strony fajny model wyjaśnia wygląd tych regionów i sugeruje, że planety zewnętrzne mogły powstać w miejscach innych niż obecne, do których dotarłyby po wielokrotnych oddziaływaniach grawitacyjnych. Mówi się, że w miarę upływu pięćdziesięciu milionów lat gęstość wodoru i ciśnienie w centrum protogwiazdy stały się tak duże, że rozpoczęło się powstawanie gwiazd. fuzja szybkość reakcji, ciśnienie i gęstość rosły aż do osiągnięcia równowagi hydrostatycznej, czyli kiedy ciśnienie termiczne zrównało się z siłą grawitacji. W tym czasie Słońce weszło w główną sekwencję. główny strumień Szacuje się, że czas, w którym Słońce będzie w sekwencja główna, będzie to około dziesięciu miliardów lat. Porównując wszystkie fazy przed zapłonem termojądrowym, trwały one około dwóch miliardów lat, natomiast wiatr słoneczny utworzył heliosferę, która zmiótła pozostałości gazu i pyłu z dysku protoplanetarnego (i wyrzuciła je w przestrzeń międzygwiazdową). Tak mówi się, że proces formacja planetarna. Od tego czasu Słońce staje się coraz jaśniejsze. Słońce jest obecnie o 70% jaśniejsze niż wtedy, gdy weszło w ciąg główny. Planety Układu Słonecznego i ich nowości Jak dobrze wspomniano, w Układzie Słonecznym jest osiem planet, a nie dziewięć, jak być może wciąż sądzą ludzie z poprzednich pokoleń z 2006 roku. Planety tworzące Układ Słoneczny są od najmniejszych do największych odległość od słońca, są następujące: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Każda z tych planet to ciała, które krążą po orbitach wokół naszej gwiazdy, Słońca i mają wystarczającą masę, aby ich grawitacja przezwyciężyła siły sztywnego ciała. W ten sposób planety przybierają kształt w równowadze hydrostatycznej, praktycznie kulisty. W ten sposób również są czyszczone, sąsiedztwo ich orbity planetozymale, czyli dominacja orbitalna. Planety znajdujące się we wnętrzach to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mają solidną powierzchnię. ten Planety zewnętrzne Są to: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, nazywane są też planetami gazowymi. Te ostatnie zawierają w swoich atmosferach gazy, takie jak hel, wodór i metan, a struktura ich powierzchni nie jest do końca znana. Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie Słonecznym Największą nowością w odniesieniu do planet Układu Słonecznego jest to, że prawdopodobnie jest to system składający się z dziewięciu planet. Zostało to potwierdzone przez Hiszpańscy astronomowie, ponieważ od wielu lat mówi się o możliwym istnieniu dziewiątej planety w Układzie Słonecznym. Ta planeta byłaby gigantyczną planetą, która przez cały ten czas wymykała się astronomom. Jednak zespół hiszpańskich naukowców twierdzi, że uzyskał więcej dowodów na poparcie istnienia tej dziewiątej planety. Badanie zostało opublikowane przez astronomów z Uniwersytet Complutense w Madrycie. Do badań wykorzystano techniki obserwacji i analizy, które do tej pory nie były wykorzystywane przez innych astronomów, którzy również starali się zweryfikować istnienie dziewiątej planety. Prowadzone badania opierają się na badaniu węzłów, czyli dwóch punktów, w których orbita a obiekt transneptunowy przecina płaszczyznę Układu Słonecznego. Ma również na celu analizę reakcji tej planety na inne obiekty. Gdyby dziewiąta planeta istniała, byłaby to obiekt transneptunowy, co oznacza, że ​​znajdowałby się na orbicie dalej od Neptuna. Znajdowałby się dokładnie 400 AU, które są jednostkami astronomicznymi, czyli 400 razy odległość między Ziemią a Słońcem. hipoteza odkrycia Jednak hipotezy dotyczące tej planety polegają na tym, że jest to gazowy gigant o rozmiarach podobny do Neptuna. Oznacza to, że miałby siłę grawitacyjną wystarczającą do zmiany zachowania innych ciał. Według badań hiszpańscy astronomowie potwierdzili, że węzły 28 ekstremalnych obiektów transneptunowych (odległych obiektów, które nigdy nie przecinają orbity Neptuna) zachowują się dziwnie w pewnych zakresach odległości od Słońca. Koncentrując się konkretnie na tych punktach i mając korelację między położeniem węzłów a nachyleniem, można zauważyć to dziwne zachowanie. To nie powinno mieć miejsca, więc byłby to dowód na to, że orbitę analizowanych obiektów zakłóca grawitacja gigantycznego ciała, być może tajemniczego. Planeta dziewięć. Jednym z autorów tego badania jest Synchronizuj ramki czcionek, który stwierdza, że ​​„jeśli nie ma nic, co by im przeszkadzało, węzły tych transneptunowych obiektów powinny być równomiernie rozmieszczone, ponieważ nie ma przed czym uciekać, ale jeśli jest jeden lub więcej zakłócających (obiektów masywnych) mogą być tworzone z sytuacji lub zmian. Ponadto De La Fuente podkreślił, że interpretują te wyniki jako wskazujące na obecność planety, która aktywnie z nimi wchodzi w interakcję. To znaczy z obiektami transneptunowymi. Wszystko to w zakresie odległości od 300 do 400 AU. Podkreślił również, że jego wyników nie można przypisać obecności błędy obserwacyjne, więc możemy mieć do czynienia z najmocniejszymi dowodami na istnienie dziewiątej planety naszego układu gwiezdnego. Szczegóły obiektu Układu Słonecznego W Układzie Słonecznym jest wiele obiektów i chociaż tak jest nasz układ planetarny domu, nie oznacza to, że astronomowie znają każdy z obiektów, które się w nim znajdują. W rzeczywistości, jak właśnie wyjaśniliśmy, nie jesteśmy nawet pewni, czy system składa się z ośmiu czy dziewięciu planet. Znacznie mniej, wiadomo dokładnie, co jest w reszta wszechświata. Jednak na razie omówimy główne obiekty Układu Słonecznego nieco bardziej szczegółowo niż wspomniano powyżej. gwiazda środkowa Wspomnieliśmy już, że każdy układ planetarny składa się z gwiazdy centralnej. W naszym przypadku jest to Słońce, to jedyna i centralna gwiazda Układu Słonecznego. Dlatego jest to gwiazda najbliższa Ziemi i gwiazda z wyższa jasność pozorna. W przypadku innych układów planetarnych odkryto, że niektóre mają więcej niż jedną gwiazdę centralną (układ gwiezdny). Obecność Słońca lub jego brak na ziemskim niebie determinuje odpowiednio dzień i noc. Poza tym energia wypromieniowana przez Słońce jest wykorzystywana przez istoty fotosyntetyczne, które stanowią podstawę łańcucha pokarmowego, a zatem są głównym źródłem energii do życia. Także dostarcza energii która podtrzymuje procesy klimatyczne. nasza gwiazdaSłońce jest w fazie zwanej ciągiem głównym. Znajduje się również jako typ widmowy w G2. Uważa się, że Słońce uformowało się około 5000 miliardów lat temu i pozostanie w ciągu głównym przez kolejne 5000 miliardów lat. Jest to gwiazda średnia, a mimo to jest jedyną, której okrągły kształt można zobaczyć gołym okiem. Słońce ma średnica kątowa 32′35″ łuku na peryhelium i 31′31″ w aphelium, co daje średnią średnicę 32′03″. Przypadkowo połączenie rozmiarów i odległości Słońca i Księżyca od Ziemi sprawia, że ​​na niebie wydają się one mieć w przybliżeniu te same pozorne rozmiary. Pozwala to na szeroki zakres różnych zaćmień Słońca (całkowite, obrączkowe lub częściowe). Małe planety Układ Słoneczny obejmuje łącznie pięć planet karłowatych, Potwierdzony. Istnieje grupa ciał kosmicznych, które są badane jako możliwe planety karłowate. Jednak planety znane obecnie jako takie, od najmniejszej do największej odległości od Słońca, to: Ceres, Pluton, Haumea, Makemake i Eris. W przeciwieństwie do zwykłych planet, planety karłowate nie oczyściły otoczenia swojej orbity. W 1930 roku, po odkryciu, Pluton został sklasyfikowany jako planeta przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU). Jednak po późniejszym odkryciu innych dużych ciał rozpoczęto debatę w celu ponownego rozważenia tej decyzji. 24 sierpnia 2006 r. na XXVI Walnym Zgromadzeniu IAU w Pradzepostanowiono nie zwiększać liczby planet do dwunastu, lecz zmniejszać z dziewięciu do ośmiu. To wtedy nowa kategoria planet karłowatych, w którym zostałby sklasyfikowany Pluton. Od tego czasu przestała być uważana za planetę, ponieważ jako obiekt transneptunowy, należący do pasa Kuipera, nie oczyściła otoczenia swojej orbity z małych obiektów i jest to jedna z największych cech różnicujących. Duże satelity Układu Słonecznego Wśród satelitów Układu Słonecznego niektóre są tak duże, że gdyby krążyły bezpośrednio wokół Słońca, zostałyby sklasyfikowane jako planety lub planety karłowate. Dzieje się to przez orbitowanie główne planety, ponieważ takie ciała można również nazwać „planetami wtórnymi”. Istnieje kilka satelitów Układu Słonecznego, które utrzymują równowagę hydrostatyczną. Wśród tych satelitów najbardziej widoczne są: Księżyc naszej planety Ziemia o średnicy 3476 km i okresie orbitalnym 27d 7h 43,7m; Io planety Jowisz o średnicy 3643 km i okresie orbitalnym 1d 18h ​​27,6m; po nim następuje wybitny satelita, Europa, również planety Jowisz, o średnicy 3122 km i okresie orbitalnym 3,551181 d, ten satelita jest badany jako możliwy obiekt kosmiczny z życie pozaziemskie. Z drugiej strony są też więcej satelitów, takich jak: Ganimedes z planety Jowisz o średnicy 5262 km i okresie orbitalnym 7d 3h 42,6m; Callisto planety Jowisz o średnicy 4821 km i okresie obiegu 16,6890184 d; Tytan planety Saturn o średnicy 5162 km i okresie orbitalnym 15d 22h 41m; Tetyda planety Saturn o średnicy 1062 km i okresie orbitalnym 1,888 d. Inne satelity, które można wymienić, to Dione z planety Saturn, o średnicy 1118 km i okresie orbitalnym 2,736915 d; Powierzchnia planety Saturn o średnicy 1529 km i okresie orbitalnym 4,518 d; Japetus planety Saturn o średnicy 1436 km i okresie orbitalnym 79d 19h 17m; Mimas planety Saturn o średnicy 416 km i okresie orbitalnym 22 h 37 min. Chociaż na innych planetach są też inne satelity, są to najwybitniejszy. Układ Słoneczny jest pełen ciała kosmiczne Przy różnych nominałach, oprócz wymienionych powyżej, istnieje również potwierdzonych do tej pory 8 planet, z możliwością posiadania dziewiątej; 5 potwierdzonych planet karłowatych; oraz grupa asteroid i meteorytów, które krążą wokół naszej gwiazdy, Słońca. Treść artykułu jest zgodna z naszymi zasadami etyka redakcyjna. Aby zgłosić błąd, kliknij tutaj. Zadanie fizykomanDwa satelity poruszaja sie wokoł Ziemi po okręgach o identycznym promieniu wynoszącym 7000km... Masa pierwszego z nich wynosi 300 kg,a drugiego 500kg Czy poruszaja sie oce z roznymi czy z jednakowymi predkosciami? Odpowiedz 0 ocen | na tak 0% 0 0 o 21:08 rozwiązań: 1 szkolnaZadaniaFizyka Odpowiedzi (1) blocked Siła odśrodkowa musi przeciwstawić się sile na wzór na siłę odśrodkowa! i trochę pomyśl samodzielnie! 0 0 o 22:20