Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

Copy of LOST ASTRONAUTA

Tripulantes perdidos en el cosmos que viajan abordo de su astronave, banda perteneciente al Rock Protónico.
by

Michał Łazowski

on 25 April 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Copy of LOST ASTRONAUTA

Pas Planetoid ASTRONOIS y ASTROPROTON Czym jest Pas Planetoid? Wstęp Pas Planetoid jest to obszar Układu Słonecznego znajdujący się między orbitami Marsa i Jowisza. Krążą w nim ciała różnej wielkości nazywane planetoidami. Pas planetoid nazywany jest też głównym pasem, ponieważ w Układzie Słonecznym istnieją również inne zbiory małych ciał: pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta, oraz wiele mniejszych skupisk, takich jak planetoidy bliskie Ziemi, centaury czy trojańczycy. Są nowo rozpoznaną klasą ciał w Układzie Słonecznym. Niektóre obiekty z zewnętrznego pasa przypominają komety. Nie mogą one być przechwyconymi kometami z zewnętrznych regionów Układu Słonecznego, ponieważ nie ma w pasie obiektów o wystarczającej masie, żeby przyciągnąć je grawitacyjnie. Dlatego podejrzewa się, że są to zwykłe lodowe planetoidy, które w wyniku niedawnych zderzeń ogrzały się, powodując wyparowanie znajdującego się na nich lodu. Takie
lodowe obiekty mogły być głównym źródłem wody znajdującej się obecnie na powierzchni Ziemi
Obecnie uważa się, że planetoidy nie są częścią istniejącej kiedyś planety, ale raczej budulcem, z którego planeta nigdy nie powstała.

Ogólnie rzecz ujmując, proces powstawania planet jest ściśle związany z powstawaniem gwiazd: obłok molekularny zapada się pod wpływem grawitacji, tworząc dysk, w którego centrum powstaje gwiazda. W ciągu kilku milionów lat małe obiekty zderzają się i zlepiają w większe, stopniowo rosnąc. Gdy mają wystarczającą masę, zaczynają grawitacyjnie przyciągać inne obiekty i stają się planetozymalami. Z takich planetozymali powstały zarówno gazowe giganty, jak i planety skaliste.

Grawitacja Jowisza wywoływała zbyt duże perturbacje w obszarze obecnie zajmowanym przez pas, aby mogła tam powstać planeta. Planetozymale zderzały się ze zbyt dużą energią i zamiast łączyć się, kruszyły się na mniejsze fragmenty Orbity i Rotacje DETALLE DE INFO $ Planetoidy podlegają ciągłej ewolucji i nie mają obecnie takiej postaci, jak na początku istnienia Układu Słonecznego.
W ciągu miliardów lat nastąpiły w nich duże zmiany, między innymi wywołane przez stapianie, zderzenia, promieniowanie kosmiczne i bombardowanie mikrometeorytami. Z powodu zaburzeń grawitacyjnych ponad 99,9% masy zostało z niego wyrzuconych w ciągu pierwszego miliona lat. Obecnie pas składa się głównie z planetoid trzech typów C – węglowych Planetoidy typu C dominują w zewnętrznych regionach pasa. Stanowią ponad 70% wszystkich planetoid. Mają one bardziej czerwony odcień niż inne planetoidy i bardzo niskie albedo. Skład ich powierzchni jest podobny do składu chondrytów węglistych. S – krzemowych Planetoidy typu S, bogate w krzem, występują częściej w wewnętrznych regionach pasa, w odległości 2,5 j.a. od Słońca. Ich widma wykazują obecność krzemianów i metali, ale niewielką zawartość węgla. Stanowią około 17% wszystkich planetoid. M – metalicznych. Planetoidy typu M stanowią około 10% wszystkich planetoid, a ich widmo wskazuje na dużą zawartość żelaza i niklu. W pasie głównym najwięcej planetoid typu M znajduje się w odległości 2,7 j.a. od Słońca. Obecnie nie jest jasne, czy wszystkie takie planetoidy mają podobny skład, czy też jest ich kilka odmian, z których niektóre powinny być zaliczone do klas C albo S. Komety w Pasie Planetoid Planetoida Ceres Została odkryta jako pierwsza przez włoskiego astronoma Giuseppe Piazzi'ego 1 stycznia 1801 w obserwatorium astronomicznym w Palermo. Piazzi poszukiwał planety przewidzianej przez regułę Titiusa-Bodego.
Ceres ma nieregularny kształt. Można zaobserwować ją gołym okiem. Jej masa stanowi 1/3 całkowitej przypuszczalnej masy wszystkich planetoid z pasa planetoid. To planeta karłowata okrążająca Słońce co 4,6 roku. Jest także największą planetoidą pasa wewnętrznego planetoid, jej średnica wynosi ok. 1000 km. Planetoida Pallas Została odkryta przez H. W. Olbersa w 1802 r. Druga co do wielkości planetoida pasu planetoid. Jej średnica wynosi 489 km, okres obiegu wokół Słońca 4,61 lat. Orbita Pallasa ma znaczny mimośród i nachylenie do płaszczyzny ekliptyki (ok. 35°). Średnia odległość od Słońca wynosi 2,8 j.a., peryhelium znajduje się w pobliżu orbity Ziemi. Westa Trzecia co do wielkości planetoida. Jej średnica wynosi około 516 km. Z powodu bardzo jasnej powierzchni jest najjaśniejszą planetoidą (albedo 0,423) i jedyną, która jest czasami widoczna gołym okiem.
Została odkryta przez niemieckiego astronoma Heinricha Olbersa 29 marca 1807 jako czwarta w kolejności. Dlatego nosi oznaczenie 4.
Powierzchnia jest nierówna, w dolnej części zdominowana przez jeden krater, pozostałość wielkiej kolizji miliony lat temu. Krater został odkryty przez teleskop Hubble w 1996. W październiku 1969 mały odłamek Westy spadł na Australię. Większość planetoid głównego pasa ma orbity o ekscentryczności poniżej 0,4 i inklinacji poniżej 30°. Najwięcej orbit ma ekscentryczność około 0,07 i inklinację około 4°. Dlatego, chociaż typowa planetoida ma orbitę prawie kołową i położoną w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, niektóre mają bardziej ekscentryczne orbity lub nachylone do ekliptyki pod większym kątem. Pomiary czasu obrotu dużych planetoid pokazują, że istnieje dolna granica czasu obrotu. Żadna planetoida o rozmiarach większych niż 100 metrów nie ma okresu obrotu krótszego niż 2,2 godziny. Dla planetoid obracających się szybciej siła odśrodkowa na powierzchni byłaby większa od siły grawitacji, dlatego niezespolony materiał oddzieliłby się od planetoidy. Planetoida będąca litym kawałkiem skały mogłaby jednak obracać się szybciej. To sugeruje, że znaczna większość planetoid o średnicy powyżej 100 metrów to stosy gruzów powstałe na skutek nagromadzenia szczątków po kolizji między planetoidami, trzymających się razem tylko dzięki siłom grawitacji. Jowisz Wstęp Czym jest Jowisz? Jowisz jest piątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on zarazem największą i najcięższą planetą. Średni promień Jowisza wynosi ok. 71000km i jest jedenaście razy większy od promienia Ziemi. Różnica pomiędzy promieniem równikowym a biegunowym jest bardzo duża, bo ok. 4500km, a jest to spowodowane szybkim ruchem wirowym planety. Obrót wokół własnej osi zajmuje JowisStrefa burzowańca zajmuje muStrefa burzowa 11 lat 315 dnStrefa burzowai. Masa planety wynosi 1,9x10 27 i jest ona prawie 320 razy większa od masy Ziemi oraz stanowi ona 0,001 masy Słońca. Gęstość Jowisza wynosi 1,3g/cm3 i jest ona czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi. Mimo tego Jowisz osiąga ogromną masę, dzięki swoim rozmiarom. Strefa burzowa Na Jowiszu od XVII w. można obserwować strefę burzową nazwaną Wielką Czerwoną Plamą, której rozmiary znacznie przekraczają ziemskie. Ma ona 30000x14000km. Szybkie przepływy mas atmosfery Jowisza powodują powstawanie zjawiska strefowości i kolorowych pasów, które są tak charakterystyczne dla tej planety. Uważa się, że Jowisz składa się z gęstego jądra zawierającego różne pierwiastki, otoczonego warstwą ciekłego metalicznego wodoru z dodatkiem helu, oraz warstwy zewnętrznej, złożonej głównie z wodoru cząsteczkowego. Poza tym ogólnym zarysem struktura wnętrza jest nieznana. Jądro jest często opisywane jako skaliste. Budowa Wewnętrzna Pierścienie Jowisza Jowisz ma słaby układ pierścieni, składający się z trzech głównych segmentów: wewnętrznego torusa cząsteczek zwanego halo, stosunkowo jasnego pierścienia głównego, oraz zewnętrznego pierścienia ażurowego. Pierścienie te wydają się zbudowane z pyłu, a nie z lodu jak pierścienie Saturna. Główny pierścień jest prawdopodobnie zbudowany z materiału wyrzuconego na skutek uderzeń mikrometeorytów z księżyców Adrastei i Metis. Materiał, zamiast opaść z powrotem na księżyc, trafia na orbitę wokół Jowisza ze względu na silny wpływ jego grawitacji. Trajektorie wyrzuconych cząstek sprowadzają je w stronę Jowisza, a nowy materiał jest dodawany przez kolejne uderzenia. Księżyce Jowisz ma 66 księżyców o określonych orbitach, z czego 14 nie ma jeszcze nazw, a parametry orbit są dopiero wstępne. Spośród nich 4 duże księżyce o średnicy większej niż 3000 km zwane są „księżycami galileuszowymi”. Mniejsze księżyce nie mają już kształtu zbliżonego do kuli, wśród nich 3 mają rozmiary większe od 100 km, kolejne 9 – większe od 10 km, pozostałe mniejsze niż 10 kilometrów zostały odkryte po 1975. Galileuszowe księżyce Jowisza – cztery największe księżyce Jowisza, z których trzy zostały odkryte przez Galileusza 7 stycznia 1610, a czwarty, Ganimedes, 11 stycznia przy pomocy skonstruowanej przez niego lunety. Uważa się, że księżyce te zaobserwował niezależnie, w tym samym czasie, niemiecki astronom Simon Marius.
Księżyce galileuszowe pozostają wobec siebie w rezonansie orbitalnym (4:2:1). Na cztery obiegi Io wokół Jowisza przypadają dwa obiegi Europy i jeden Ganimedesa. Dodatkowo Kallisto znajduje się w rezonansie (3:7) z Ganimedesem. Io Europa Kalisto Ganimedes Io jest nieco większy od Księżyca, a jego powierzchnię również pokrywają liczne kratery pouderzeniowe. Satelita zdołał utrzymać atmosferę i aktywność wulkaniczną, wywołaną bliskością olbrzymiej planety. Erupcje wulkanów sięgają 100 km i są największymi w Układzie Słonecznym. Io okrąża Jowisza w ciągu 1,77 doby i odbija 54% padającego nań światła słonecznego. Europa jest z kolei trochę mniejsza od Księżyca, a jej powierzchni nie pokrywają kratery, lecz lód. Pod pokrywą lodową odnotowano istnienie wulkanów, które mogą być czynne, a więc wytwarzać ciepło, co oznaczałoby, iż pod warstwą lodu istnieje na Europie woda w stanie ciekłym. Udowodnienie tej hipotezy byłoby krokiem milowym w poszukiwaniu życia pozaziemskiego. Gdzie znajduje się woda i jest ciepło, tam istnieją idealne warunki dla rozwoju życia. Ganimedes jest największym księżycem w Układzie Słonecznym. Jego średnica, 5270 km, jest o 392 km większa od średnicy najmniejszej z planet, Merkurego. Wytwarza on ponadto pole magnetyczne i może posiadać atmosferę. Obiega Jowisza w ciągu 7,15 doby. Kallisto obraca się synchronicznie i zawsze jest zwrócony do Jowisza tą samą stroną. Powierzchnia Kallisto jest najciemniejsza spośród powierzchni księżyców galileuszowych, odbija tylko ok. 17% światła słonecznego. Okrążenie Jowisza zajmuje Kallisto 16,69 doby. Najnowsze obserwacje mówią o tym, iż księżyc ten posiada bardzo rzadką atmosferę, która składa się z dwutlenku węgla i molekularnego tlenu. Nie tylko oddziaływanie grawitacyjne Słońca, ale także Jowisza miało wpływ na kształtowanie się Układu Słonecznego. Orbity większości planet leżą bliżej płaszczyzny orbity Jowisza niż płaszczyzny równikowej Słońca (Merkury jest jedyną planetą, której orbita znajduje się bliżej płaszczyzny równika słonecznego), przerwy Kirkwooda w pasie planetoid są spowodowane głównie przez Jowisza, a planeta może być odpowiedzialna za Wielkie Bombardowanie, które miało miejsce we wczesnej historii geologicznej ciał wewnętrznegoUkładu Słonecznego Znaczenie dla Układu Słonecznego DZIĘKUJEMY ZA UWAGĘ!
Full transcript