Io (mesiac)

Context: Povrch Na základe poznatkov prastarého povrchu Mesiaca, Marsu a Merkúru vedci predpokladali, že aj povrch Io je zbrázdený množstvom impaktných kráterov, ktoré budú dobre viditeľné na prvých snímkach povrchu zo sondy Voyager 1. Z množstva kráterov by potom bolo možné stanoviť vek mesiaca. Ale prvé snímky prekvapivo ukázali, že povrch je takmer bez kráterov. Namiesto toho bol pokrytý hladkými planinami narušovanými horami rôznej veľkosti a tvaru, lávovými výlevmi a prúdmi. Celý povrch je navyše rôzne zafarbený v závislosti od materiálu, ktorý sa v určitej oblasti nachádza, čo viedlo k prirovnaniu mesiaca k pomaranču alebo pizze. Neprítomnosť väčších impaktných kráterov napovedá, že povrch mesiaca je geologicky veľmi mladý, podobne ako povrch Zeme, čo je dané neustálym ukladaním sopečného materiálu a pochovávaním starších kráterov. Tieto závery následne potvrdili snímky sondy Voyager 1 ukazujúce 9 aktívnych sopiek. Teplota na povrchu dosahuje v priemere −143 °C, ale rozsiahle oblasti vplyvom sopečnej činnosti majú teplotu okolo 17 °C. Špekuluje sa, že tieto oblasti by mohli byť lávovými jazerami, ktoré sú na povrchu čiastočne stuhnuté. Mapa povrchu Io Zloženie povrchu Rôzne farebné oblasti na povrchu Io sú pravdepodobne zapríčinené rôznym materiálom vyvrhovaným na povrch počas sopečnej činnosti. Ide o silikáty (napr. ortopyroxén), síru a oxid siričitý. Celý povrch mesiaca je pokrytý zmrznutým oxidom siričitým, ktorý vytvára oblasti s bielym až šedivým povlakom. Depozity síry na rôznych miestach mesiaca sa naproti tomu javia v žltej až žlto-zelenej farbe. Uloženiny síry v stredných šírkach a polárnych oblastiach sú vystavené pôsobeniu radiácie, čo mení stabilitu síry prejavujúcej sa zmenou počtu väzieb na 8 a zmenou farby na červeno-hnedú. Explozívne erupcie sopiek mnohokrát vytvárajú mračná v tvare dáždnika, keď späť na povrch dopadá materiál tvorený sírou a silikátmi. Materiál z mračien dosadajúcich na povrch je často červenkastý, čo je spôsobené prítomnosťou síry. Vo všeobecnosti mračná vznikajú nad trhlinami, kde sa na povrch vylieva láva a dochádza k úniku sopečných plynov, v ktorých má veľké zastúpenie S2 prejavujúci sa práve červenou farbou. Príkladom červených usadenín je okolie sopky Pele. Tieto červené usadeniny sú pravdepodobne tvorené sírou (reťazcov troch až štyroch molekúl síry), oxidom siričitým a možno aj Cl2SO2. Ak sa žeravá láva dostane do oblastí, kde už existujú ložiská uloženej síry a alebo oxidu siričitého, dochádza k vzájomnej interakcii, ktorá sa prejavuje vznikom bielych alebo sivých mračien. Mapovanie chemického zloženia a vysoká hustota mesiaca naznačujú, že voda sa na mesiaci nachádza len minimálnom množstve alebo vôbec, aj napriek tomu, že malé množstvo vodného ľadu alebo hydratovaných minerálov bolo už na povrchu zaznamenané, a to prevažne v oblasti severozápadných svahov Gish Bar Mons. Neprítomnosť väčšieho množstva vody je pravdepodobne dôsledok podmienok, ktoré panovali v Jupiterovej sústave v čase vzniku. Vtedy bol Jupiter dostatočne horúci na to, aby sa prchavé látky v oblasti obežnej dráhy mesiaca Io vyparili, ale nie dostatočne horúci, aby sa to stalo aj u jeho vzdialenejších ľadových mesiacov. Vulkanizmus Súbor:Tvastarpic2.jpg|thumb|300 px|Aktívny lávový prúd v sopečnej oblasti Tvashtar Paterae Snímky vyhotovené sondou Galileo v novembri 1999 a februári 2000. Počas preletov sond Voyager 1 a Voyager 2 bol na mesiaci ako na prvom telese mimo Zem objavený aktívny vulkanizmus. Vďaka postupnému preletu oboch sond bolo možné mesiac pozorovať s odstupom času, čo umožnilo zaznamenať 9 sopiek počas erupcie a následným porovnaním snímok objaviť ďalšie sopky na povrchu mesiaca. Počas silných erupcií môžu vzniknúť prúdy, ktoré sú až stovky kilometrov dlhé. Sú zložené prevažne z bazaltických láv bohatých na horčík. Počas erupcií sa do atmosféry dostane značné množstvo materiálu, ktorý dosahuje výšku až , odkiaľ je zase pozvoľna priťahovaný na povrch, alebo unikne do voľného priestoru. Niektoré pozorované úlomky mali rýchlosť aj viac ako 1 km/s. Povrch Io je pokrytý depresiami známymi ako paterae . Všeobecne sa paterae vyznačuje rovným povrchom ohraničeným strmými svahmi, čo zodpovedá v pozemskej analógii kalderám, ale v súčasnosti nie je známe, či je ich vznik spojený s vyprázdnením magmatického kozuba a následným zrútením stropu. Oproti kalderám na Marse či na Zemi nie sú na Io tieto útvary situované na vrcholoch štítových sopiek a sú väčšie so stredným priemerom okolo (najväčší známy sa nachádza v oblasti Loki Patera s priemerom ). Mechanizmus vzniku, morfológia a rozmiestnenie napovedajú, že väčšina týchto útvarov má spojitosť so štrukturálnymi deformáciami terénu. Približne polovica z nich je obklopená zlomami či horami. Nachádzajú sa na strane sopečných erupcií, takže lávové prúdy sa často rozlejú na ich rovnom povrchu, ako sa stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Ďalšou možnosťou je, že ich vyplnením lávou dôjde k vzniku lávového jazera. Lávové prúdy sú ďalším výrazným morfologickým činiteľom na povrchu mesiaca. Magma vystupuje na povrch cez praskliny alebo zlomy, odkiaľ sa začne rozlievať do okolia podobne ako v prípade pozemskej sopky Kilauea na Havaji. Snímky zo sondy Galileo ukázali, že väčšina hlavných lávových výlevov (ako napríklad v okolí sopiek Prometheus a Amirani) vzniká prekrývaním starších väčších lávových výlevov menšími mladšími výlevmi. Medzi preletmi sond Voyager a Galileo v roku 1996 bol neďaleko sopky Prometheus pozorovaný lávový výlev, ktorý sa predĺžil zo na . Ďalšia pozorovaná erupcia v roku 1997 pokryla čerstvou lávou viac ako v okolí Pillan Patera. Analýza snímok zo sond Voyager viedla vedcov k názoru, že výlevy sú tvorené rôznymi druhmi roztavenej síry. Neskoršie pozemné pozorovania v oblasti infra-žiarenia a merania sondy Galileo však naznačili, že môže ísť o lávové výlevy tvorené bazaltmi s výrazným zastúpením mafických a ultramafických hornín. Táto hypotéza je založená na meraní teploty tzv. "horúcich škvŕn" alebo oblastí s emisiami tepla, ktoré môžu dosahovať teplotu medzi 1200 K až 1600 K. Prvé výsledky modelov naznačovali teploty až okolo 2000 K, ale neskôr boli upravené na základe použitia lepšieho termálneho modelu pre teplotu. Objavenie mračien nad sopkami Pele a Loki bol prvý dôkaz toho, že je mesiac geologicky aktívny. Vyvrhovaný materiál v mračnách môže obsahovať sodík, draslík a chlór. Mračná sa vyskytujú v dvoch typoch. Najväčšie mračná sú tvorené plynnou formou síry a oxidu siričitého, ktorý uniká z vyvrhovanej magmy v procese tzv. "odplynenia magmy". Usadzovaním častíc z mračna vznikajú červené (obsahujúce síru) alebo čierne (obsahujúce silikáty) usadeniny na povrchu, ktoré môžu dosahovať až v priemere. Vyskytujú sa napríklad v okolí sopky Pele, Tvashtar a alebo Dazhbog Patera. Druhý typ mračien vzniká pri kontakte vyvretej lávy so zmrznutým oxidom siričitým, čím dochádza k jeho zahriatiu a vyparovaniu. Takto vzniknuté mračná sú väčšinou svetlé a majú výšku najviac . Vyskytujú sa napríklad v okolí sopiek Prometheus, Amirani a Masubi. Súbor:Tohil Mons.jpg|left|thumb|Snímka hory Tohil Mons vysokej zo sondy Galileo Vrchy a pohoria Na povrchu Io sa nachádza 100 až 150 vrchov, ktoré sú v priemere vysoké. Maximálne výšky dosahujú v južnej oblasti Boösaule Montes 17,5 ± . Vrchy sa často vyskytujú ako ohromné izolované telesá (v priemere sú široké), ktoré nespája očividná globálna tektonická udalosť ako je tomu na Zemi. Na základe ich tvaru sa dá usudzovať, že ich zloženie vyžaduje vyšší obsah silikátových hornín než zlúčenín síry. Aj napriek rozsiahlym prejavom vulkanizmu, ktoré dávajú Io jeho charakteristický vzhľad, sú takmer všetky hory na povrchu tektonického pôvodu a nie sopečného. Predpokladá sa, že väčšina hôr vznikla v dôsledku stláčania podloží litosféry, ktoré často vyústi do zdvihu, náklonu časti kôry mesiaca a následného strihu. Následne dochádza k subsidencii vrchov, ktoré sú neustále prekrývané ďalším sopečným materiálom. Globálne rozloženie vrchov je v priamej opozícii so sopečnými telesami; v oblasti, kde sa nachádza viac vrchov, je menej sopiek a naopak. Táto skutočnosť naznačuje, že veľké oblasti litosféry sú vo fáze kompresie (vrchy) a extenzie (sopky). V iných oblastiach sú ale obe hlavné časti vzájomne prekryté, takže je pravdepodobné, že magma často na povrch putuje aj rôznymi zlomami, ktoré sa v kôre nachádzajú. Hory na povrchu Io majú rôzny morfologický vzhľad, vrcholok najčastejšie tvoria tzv. plató. Tieto útvary reprezentujú rozsiahle telesá s rovným vrchom tzv. mesy s drsným povrchom. Ostatné vrchy sa zdajú byť naklonenými blokmi kôry s málo príkrymi svahmi, ktoré vznikli vytlačením z pôvodne rovného povrchu. Obidva dva hlavné typy majú z jednej alebo z viacerých strán ostré svahy. Len malé množstvo vrchov na povrchu má vulkanický pôvod, ide pravdepodobne o nízke štítové sopky so sklonmi medzi 6° až 7° a malou depresiou na vrchole, ktorá by mohla byť centrálna kaldera. Vulkanické hory sú väčšinou menšie než ostatné hory, sú vysoké iba 1 až a široké od 40 do . Niektoré ďalšie štítové sopky s ešte menej naklonenými svahmi je možné pozorovať na snímkach oblasti Ra Patera, ale zatiaľ sa nedajú zmerať. Zdá sa, že všetky pozorované hory javia známky silnej erózie. Na ich úbočiach je možné pozorovať zosuvy materiálu, ktorý sa hromadí pri úpätí vrchov, čo naznačuje, že ide o dominantný erozívny činiteľ.


Titan (mesiac)

Context: Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovým magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy, a tak sa niekedy nachádza v magnetosfére Saturna, inokedy je zase v priamom kontakte so slnečným vetrom.


Atmosféra Zeme

Context: Delenia Z hľadiska zmeny teploty s výškou v danej časti atmosféry sa zemská atmosféra delí na viacero vrstiev z dola nahor: troposféra (s biosférou), ohraničuje ju tenká tropopauza, stratosféra (s ozónosférou), ohraničuje ju tenká stratopauza, mezosféra, (so spodnou ionosférou), ohraničuje ju tenká mezopauza, termosféra (s hornou ionosférou a polárnou žiarou), ohraničuje ju termopauza exosféra (s magnetosférou), prechod v medziplanetárny priestor (často považovaná za časť termosféry) Troposféra sa označuje aj ako „spodná atmosféra“, mezosféra a stratosféra aj ako „stredná atmosféra“ a termosféra a exosféra ako „vrchná atmosféra“. Vo výške nad 500/600 km termosféra (ionosféra) pozvoľne prechádza do exosféry, ktorá sa tiahne smerom k vesmíru do výšky niekoľko tisíc kilometrov. Všetky molekuly plynu, ktoré sa tu nachádzajú, sú už na ceste do vesmíru. Vrstvy (nie vždy pokrývajúce celú atmosféru) podľa iných hľadísk: podľa rádiovo-fyzikálneho stavu atmosféry: ionosféra ( stratopauza + mezosféra + mezopauza + termosféra) magnetosféra (s van Allenovymi pásmi) podľa fyzikálno-chemických procesov: ozónosféra / ozónová vrstva (16 – 50 km) chemosféra (20 – 600 km) pásmo života biosféra (0 – 20 km) podľa stupňa prímesí ľahších plynov homosféra (0 – 95 km) – zóna s v podstate rovnakým chemickým zložením (s výnimkou CO2, ozónu a vodnej pary) homopauza (95 – 120 km) heterosféra (>120 km) podľa aerodynamického stavu Prandtlova vrstva (ca 0 – 50 m) Ekmanova vrstva (ca 50 – 1 000 m) Prandtlova vrstva + Ekmanova vrstva planetárna hraničná vrstva (peplosféra) voľná atmosféra (>1 km)


Zoznam článkov slnečnej sústavy/A

Context: at Atlas (mesiac) - Atmosféra (kozmického telesa) - Atmosféra Jupitera - Atmosféra Marsu - Atmosféra Zeme - Atmosférická absorpcia - Atmosférické hvizdy - Atmosférický tlak


Exosféra

Context: Pozri aj  troposféra tropopauza stratosféra stratopauza mezosféra mezopauza termosféra termopauza Kategória:Atmosféra


Termosféra

Context: Introduction Súbor:Top of Atmosphere.jpg|right|thumb|Pohľad na vrchné vrstvy zemskej atmosféry z vesmíru a Mesiac Termosféra (z gr. θερμός, thermós (teplý) a σφαίρα, sfera (guľa)) je štvrtá hlavná vrstva zemskej atmosféry po mezosfére. Presnejšie leží za tenkou vrstvou mezopauza. Termosféra tvorí vrchnú časť ionosféry, podľa niektorých poňatí sa v hornej termosfére už začína magnetosféra (– od výšky 300 či ). Z hľadiska zloženia už termosféra nepatrí k homosfére. Nachádza sa vo výške medzi až (spravidla ). Oblasť vo výške asi sa označuje aj ako termopauza. Charakterizuje ju nárast teploty s výškou až asi na 1500 stupňov Celzia vo výške a vyššie potom približne nemeniacou sa teplotou. Termosféra je najredšia vrstva atmosféry – obsahuje len 0,001 % hmoty celej atmosféry. Keďže sú tu častice od seba veľmi vzdialené, tepelná výmena je veľmi malá a ani extrémne teploty tu pre astronautov nespôsobujú problémy. Napriek tomu však existuje istý odpor vzduchu, ktorý sa časom prejaví – napríklad vesmírnu stanicu ISS, ktorá sa pohybuje v termosfére vo výške asi , treba pravidelne raketovým pohonom zdvíhať do výšky, ktorú stratila. Termosféra je známa aj polárnou žiarou (vo výške okolo ). Z dôvodu prvých tepelných záťaží v tejto vrstve pri pohybe smerom z vesmíru, v termosfére prvýkrát vidno vracajúce sa raketoplány a v spodnej termosfére spravidla vidno meteory. Exosféra sa často chápe ako časť termosféry. V tomto chápaní potom termosféra končí niekde vo výške .


Atmosféra (kozmického telesa)

Context: Introduction Súbor:Full moon partially obscured by atmosphere.jpg|thumb|Atmosféra Zeme Súbor:Mars atmosphere.jpg|thumb|Atmosféra Marsu Súbor:Titan-Complex Anti-greenhouse .jpg|thumb|Atmosféra Titanu Súbor:Enceladus - November 30 2010 (23526484668).jpg|thumb|Dopĺňanie častíc do riedkej atmosféry mesiaca Enceladus jeho kryovulkánmi Súbor:PIA20362-Pluto-Atmosphere-Released20160114.jpg|thumb|Atmosféra trpasličej planéty Pluta Atmosféra je vo všeobecnosti plynný obal kozmického telesa, napríklad planéty, mesiaca, kométy alebo hviezdy. Pri telese je pridržiavaná jeho gravitáciou. Najlepšie preskúmaná je atmosféra Zeme. Atmosféra terestrických telies (telies s pevným povrchom) je zospodu ohraničená kôrou planéty (litosférou) a zhora sa pozvoľne rozplýva do okolitého kozmického priestoru. Atmosféra hviezd, rovnako ako atmosféra joviálnych planét je na rozdiel od atmosféry kamenných telies špecifická tým, že nie je možné presne definovať hranicu medzi atmosférou a vlastným telesom. Joviálne planéty sú zložené predovšetkým z plynu, ktorý postupne smerom k jadru telesa hustne, až prechádza do kvapalného skupenstva a neskôr do tuhého. Hviezdy sú tvorené plazmou, ktorá je vo väčšej hĺbke čoraz hustejšia. Ako hranica medzi atmosférou hviezdy a jej vlastným telesom sa používa sféra, kedy už hustnúca plazma prestane byť priehľadná pre fotóny viditeľného svetla. Táto sféra sa nazýva fotosféra. Ani atmosféra pevných telies nie je izolovaný systém. Vstupuje do interakcie hlavne s povrchom planéty a s jej magnetosférou. Niektoré vlastnosti, napríklad výšku hornej hranice atmosféry, ovplyvňuje hviezdny vietor. Nenulový atmosférický tlak je podmienkou pre výskyt vody v kvapalnom skupenstve a teda aj nepriamo podmienkou výskytu života na povrchu kozmického telesa.


Atmosféra (kozmického telesa)

Context: Rozdelenie Atmosféru pevných telies možno z hľadiska elektrického náboja rozdeliť na neutrosféru , ktorá obsahuje hlavne elektricky neutrálne častice ionosféru , ktorá sa nachádza nad ňou a obsahuje veľa iónov. Atmosféra hviezd sa obvykle delí na tri základné vrstvy: fotosféru (niekedy ešte nezaraďovanú k atmosfére) chromosféru korónu


Plazma (fyzika)

Context: Základné charakteristiky plazmy Plazma existuje vo vesmíre v rôznych, často veľmi odlišných formách. S plazmou sa môžeme stretnúť napríklad vo forme blesku, polárnej žiare, vo vnútri žiariviek, plazmových lámp a tzv. neónov. Plazma tvorí taktiež konvenčné hviezdy, slnečný vietor, alebo hmloviny. Parametre plazmy v týchto formách sa líšia o mnoho stupňov.


Kryosféra

Context: Introduction Súbor:Iceberg at Baffin Bay.jpg|thumb|Ľadovce predstavujú najväčšiu zásobáreň sladkej vody na svete. Na snímke ľadovec v Bafinovom zálive v Kanade. Kryosféra (z gr. kryos – ľad , mráz ) označuje tú časť zemského telesa, ktorá je trvalo pokrytá ľadom, alebo snehom. Zahŕňa oceánsky ľad na póloch, snehovú pokrývku v zimných mesiacoch, ľadové čiapky na vrcholoch vysokých hôr, trvalo zamrznutú pôdu (permafrost) a ľadovce. V Antarktíde sa nachádza najväčší objem ľadu na Zemi, konkrétnejšie na Východoantarktickom ľadovom štíte. Na severnej pologuli je najväčšie pokrytie ľadom a snehom v januári – až 23 % povrchu. Kryosféra je súčasťou globálnej klímy, hrá dôležitú úlohu v systéme zrážok, pri tvorbe oblakov, v hydrologickom cykle a vzniku vzdušných prúdov. Voda v tuhom skupenstve sa na povrchu Zeme vyskytuje v podobe snehu, ako ľad v jazerách, riekach, ľadovcoch a v podobe večne zamrznutej pôdy – permafrost. Čas, po aký vydrží voda v tuhom skupenstve v jednotlivých systémoch je rôzny. Od sezónnych záležitostí, ako je snehová pokrývka a zamrznutá voda vo väčšine riek a jazier, cez niekoľko rokov sa roztápajúce ľadové kryhy v oceánoch až po 10 000 – 1 mil. rokov staré ľadovce (najstaršie pochádzajú z Antarktídy).


Atmosféra Zeme

Context: Introduction Súbor:Full_moon_partially_obscured_by_atmosphere.jpg|thumb|Atmosféra Zeme, v pozadí mesiac, odfotené v r. 1999 z raketoplánu Discovery Súbor:Edge_of_SpaceSK.png|181px|thumb|upright|Vrstvy atmosféry (NOAA) – troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra a exosféra Súbor:Atmosphäre Temperatur 600km.png|thumb|Priemerná teplota ( Temperatur ) a molová hmotnosť ( molare Masse ) v závislosti od výšky po nemecky Súbor:Atmosphäre Dichte 600km.png|thumb|Priemerný tlak vzduchu ( Druck ) a hustota vzduchu ( Dichte ) v závislosti od výšky po nemecky Súbor:Standardatmosphäre 1976 90km.png|thumb|Štandardná atmosféra 1976 do výšky 90 km po nemecky Atmosféra alebo ovzdušie Zeme je plynový obal obklopujúci Zem. Nemá výraznú hornú hranicu (splýva s kozmickým priestorom) a otáča sa spolu so Zemou. Chráni nás pred škodlivým kozmickým žiarením, škodlivým slnečným žiarením a slnečným vetrom. Prebieha v nej tvorba počasia. Obsahuje vzduch, ktorý dýchame. Bez nej by nemohol existovať život. Plyny, ktoré tvoria atmosféru, udržuje okolo Zeme gravitačná sila. Atmosféra sa najčastejšie delí na tieto časti: troposféru, stratosféru, mezosféru, termosféru a exosféru (pozri ďalej). Každá z nich obsahuje zmes plynov, ktorej hustota sa so vzdialenosťou od Zeme zmenšuje. Už vo výške 100 km nad morom (čiže v spodnej termosfére) leží tzv. Kármánova hranica, ktorú FAI (IAF, Medzinárodná astronautická federácia) považuje za začiatok vesmíru (outer space). (Ale napríklad FAA považuje za hranicu atmosféry výšku 80 km nad morom.) Podľa meraní SOHO a ruského výskumného centra zasahujú najvyššie vrstvy zemskej atmosféry ďaleko za Mesiac, do vzdialenosti . Ide však iba o malé množstvo atómov vodíka. Do atmosféry vstupuje z okolitého vesmíru elektromagnetické vlnenie rôznych vlnových dĺžok, ale väčšinu z nich atmosféra na dlhé vzdialenosti pohlcuje. Prepúšťa len žiarenie s vlnovou dĺžkou medzi 1 cm až 11 metrov ( rádiové okno ) a s vlnovou dĺžkou medzi 300 až 1100 nm. Táto oblasť sa nazýva optické okno , napriek tomu, že obsahuje aj časť infračerveného a ultrafialového žiarenia. Optické okno je zvlášť dôležité pre život na Zemi. Hustota atmosféry s nadmorskou výškou klesá. Približný tlak atmosféry v závislosti od nadmorskej výšky popisuje barometrická rovnica. Fyzikálne procesy prebiehajú v atmosfére takmer nepretržite. Okamžitý stav atmosféry nazývame počasie, dlhodobý charakter atmosféry nad určitým územím je podnebie.


Atmosféra (kozmického telesa)

Context: Atmosféry telies slnečnej sústavy Atmosféru majú všetky joviálne planéty slnečnej sústavy, teda Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Aj všetky terestriálne planéty slnečnej sústavy, čiže Merkúr, Venuša, Zem a Mars majú atmosféru. Atmosféra Merkúru je však taká riedka (jeho atmosférický tlak je len 2.10-7 Pa), že sa o ňom niekedy hovorí ako o telese bez atmosféry. Najhustejšiu atmosféru z terestriálnych planét má Venuša, ktorej atmosférický tlak na povrchu je až 9321,9 kPa. Atmosféra bola zistená aj na mnohých prirodzených obežniciach veľkých planét, hlavne na Galileiho mesiacoch Jupitera, ako aj na Saturnovom mesiaci Titan, ktorý má vôbec najhustejšiu atmosféru zo všetkých mesiacov. Jeho atmosféra je hustejšia ako atmosféra Zeme. Vo všeobecnosti môže mať atmosféru každé teleso, ktorého úniková rýchlosť na povrchu je menšia ako rýchlosť tepelného pohybu molekúl. Z tohto dôvodu má riedku atmosféru aj Pluto, hoci je menšie (a má teda aj menšiu gravitáciu) ako Mesiac, ktorý je bez atmosféry. Niektoré telesá majú atmosféru, resp. hustejšiu atmosféru, len dočasne, keď sa na svojej dráhe približujú k Slnku. Vtedy sa pod vplyvom zvýšeného slnečného žiarenia časť látok tvoriacich ich povrch vyparuje alebo sublimuje do atmosféry, atmosféra sa zahusťuje a tým zvyšuje atmosférický tlak. Pri vzďaľovaní sa od Slnka tieto vrstvy atmosféry opäť zamrznú a stanú sa súčasťou povrchu. Príkladom telesa so sezónne sa meniacou atmosférou je Neptúnov mesiac Triton, ale aj kométy, ktorých dočasná atmosféra je nazývaná koma .


Plazma (fyzika)

Context: Uchovanie plazmy Jedným z typov zariadení pre uchovávanie plazmy sú magnetické nádoby. Magnetické nádoby sú založené na princípe snahy iónov "namotávať" sa na siločiary magnetického poľa a odrážať sa od miest kde intenzita poľa rastie.


Magmatický oceán

Context: Introduction Ilustratívna fotografia Aa lávy, ktorá počas erupcie pokryje veľkú oblasť. Magmatický oceán je geologické označenie pre rozsiahlu oblasť vyvretej magmy na povrchu, ktorá najskôr vznikala na začiatku formovania planét. V tej dobe bol povrch planét roztavený a bez pevnej kôry. Tieto oblasti pomaly stuhli a vytvorili rozsiahle oblasti vyvretých hornín. Pre Zem je existencia magmatického oceánu diskutabilná a zatiaľ sa ju nepodarilo petrologicky ani geochemicky preukázať.


Titan (mesiac)

Context: Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan je tak okrem Zeme jediným telesom v našej slnečnej sústave, ktoré má v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Jeho atmosféra je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške 600 km nad povrchom. Teplota horných vrstiev atmosféry dosahuje -200°C.


Oceán (časť svetového oceánu)

Context: Meranie hĺbok Oceány sú príliš rozľahlé na to, aby sa ich dná dali zmapovať len prostredníctvom lodí. Hĺbkové mapy sa preto zostavujú na základe meraní družíc z obežnej dráhy Zeme. Družica síce nie je schopná zmerať hĺbku oceánskeho dna, no dokáže merať výšku hladiny. Hladina oceánov totiž nie je jednoduchým výsekom z gule, ako by zodpovedalo gravitačnému pôsobeniu zakriveného povrchu Zeme. Voda vytvára nad tiažovými anomáliami (pohoria) vyvýšeniny a nad priekopami zase "údolia". Tieto miestne zmeny výšky hladiny sú oveľa väčšie, ako zmeny výšky hladiny počas prílivov a odlivov. Porovnávaním zmeranej výšky hladiny s referenčnou výškou sa teda odvodzuje hĺka oceánskeho dna na danom mieste.


Titán (chemický prvok)

Context: Zlúčeniny V zlúčeninách sa titán vyskytuje v mocenstve Ti+3 a Ti+4, z ktorých len zlúčeniny štvormocného titánu sú neobmedzene stále. Prakticky najvýznamnejšou zlúčeninou titánu je oxid titaničitý TiO2. Je to veľmi stabilná zlúčenina, ktorá sa v kryštalickom stave vyskytuje v troch modifikáciách, ktorým zodpovedajú tri rôzne minerály: rutil , anatas a brookit. Pre praktické použitie je však najviac vhodná amorfná prášková forma, nazývaná titánová beloba . Tento biely pigment je mimoriadne stály, zdravotne celkom neškodný, má vysokú kryciu schopnosť a radí sa preto medzi najkvalitnejšie dostupné biele pigmenty. Praktické použitie nachádza pri výrobe farieb, v sklárskom a keramickom priemysle, používa sa i pri výrobe vysoko kvalitného papiera, ako plnivo pri výrobe plastických hmôt a niektorí výrobcovia ho pridávajú i do zubných pást. Vďaka tomu, že prechádza tráviacim traktom nezmenený, používa sa i v potravinárskom priemysle na bielenie mlieka. Odhaduje sa, že oxid titaničitý tvorí viac než 90% celosvetovej spotreby produktov z titánu. Chlorid titaničitý TiCl4 je bezfarebná kvapalina s bodom varu 137 °C. Je základným medziproduktom pri príprave čistého titánu Krollovým procesom . Pri kontakte s atmosférickou vlhkosťou dochádza k jeho postupnej hydrolýze podľa rovnice: : TiCl4 + 2 H2O → TiO2 + 4 HCl : Vznikajúci TiO2 vytvára intenzívny biely dym, ktorý nie je prakticky toxický. Uvedený jav nachádza využitie v pyrotechnike pri výrobe zadýmovacích granátov, pri vytváraní umelej hmly (napr. pri natáčaní filmov) alebo pri leteckých show. Chlorid titánitý TiCl3 slúži ako katalyzátor (Ziegler-Natta - Nobelova cena za chémiu v roku 1963) pri polymerizácii nenasýtených uhľovodíkov. Nitrid titánu (TiN) patrí k najtvrdším známym látkam s tvrdosťou 9 na Mohsovej stupnici tvrdosti . Používa sa v brúsnych materiáloch, ale i na povrchovú úpravu titánových nástrojov – nitridovanie, pri ktorom je na povrchu nástroja určeného na extrémne fyzické namáhanie vytvorená tenká ochranná vrstva TiN.


Suchitán

Context: Introduction  Suchitán je v súčasnosti neaktívny stratovulkán, nachádzajúci sa v juhovýchodnej časti Guatemaly, severovýchodne od mesta Jutiapa. S výškou je to jeden z najvyšších vulkánov v oblasti. Suchitán sa nachádza neďaleko východného okraja kaldery Retana a jeho masív je tvorený prevažne bazaltami a andezitmi. Na severnom svahu sa nachádzajú viaceré menšie troskové kužele a maary. Vek poslednej erupcie nie je doložený, no viaceré lávové prúdy sú pomerne mladé (holocénne).


Zoznam chemických článkov/T

Context: tó Tóriový rozpadový rad · Tórium


99942 Apophis

Context: Riziko zrážky Spresnené výpočty vtedy ukázali, že nie je vylúčená zrážka tohto telesa so Zemou dňa 13. apríla 2029 a teleso sa dostalo na zoznam nebezpečných planétok (PHA). Riziko zrážky bolo vtedy ohodnotené stupňom 4 na desaťstupňovej Turínskej stupnici, pričom pravdepodobnosť zrážky bola vypočítaná na 1,6 %, čiže 60:1. Preto sa do sledovania objektu zapojilo veľa ďalších observatórií na južnej pologuli a na juhu USA. Ako sa spresňovali elementy dráhy, najskôr pravdepodobnosť zrážky so Zemou rástla (k 27. decembru 2004 stúpla na 2,7 % , t. j. 1:37). Pri kolíznej rýchlosti /s by energie zrážky zodpovedala podľa súčasných odhadov veľkosti a hmotnosti telesa ekvivalentu približne 850 megaton TNT (pre porovnanie tunguzský meteorit vyvolal efekt medzi 10 až 20 MT TNT a explózia sopky Krakatoa asi 200 MT TNT). Našťastie boli v archívoch nájdené predobjavové snímky z 15. marca 2004, ktoré ďalej spresnili znalosť dráhy a zrážku so Zemou v roku 2029 prakticky vylúčili. Planétka minie Zem vo vzdialenosti od jej stredu, alebo asi nad zemským povrchom. Priama kolízia so Zemou je však vylúčená. Tiež ďalšie presné rádiolokačné merania, uskutočnené 300-metrovým rádioteleskopom Arecibo v Portoriku z 27. januára až 30. januára 2005, zrážku vylúčili (prelet vo vzdialenosti 36 802 ± od stredu Zeme). Ďalšie rádiolokačné meranie uskutočnili J. D. Giorgini, L. A. M. Benner, S. J. Ostro (všetci z JPL), M. C. Nolan (observatórium Arecibo) a M. W. Bush (California Institute of Technology) 7. augusta 2005; výsledkom bolo ďalšie upresnenie geometrie preletu okolo Zeme v roku 2029. Podľa tohto merania minimálna vzdialenosť od stredu našej planéty bude 5,86 ± 0,12 zemského polomeru (teda 37 376 ± ). Priestor, v ktorom sa môže nachádzať perigeum preletovej hyperboly sa zmenšil z na . Pretože však táto planétka preletí v relatívnej blízkosti Zeme ešte v rokoch 2035, 2036 a 2037 a medzitým bude jej dráha značne zmenená blízkym preletom okolo Zeme, zostáva na hodnote 1 Turínskej stupnice (t. j. vyžaduje systematické dlhodobé sledovanie). Vypočítaná pravdepodobná minimálna vzdialenosť od Zeme pri priblížení v roku 2036 podľa rádiolokácie v auguste 2005 síce vzrástla z hodnoty 0,005 AU na 0,14 AU; stále však nie je vylúčená možná zrážka so Zemou. Na Palermskej stupnici má hodnotu -1,43. Kumulatívna pravdepodobnosť zrážky so Zemou v priebehu celého 21. storočia je 0,0041 % t. j. 1:24 000. Významným rizikovým faktorom je zmienený blízky prelet planétky okolo Zeme v roku 2029. Ak by teleso preletelo v rámci rozptylovej elipsy (myslená elipsa v rovine kolmej na dráhu okolo vypočítaného bodu najväčšieho priblíženia k Zemi, ktorej rozmery sú dané nepresnou znalosťou dráhy) jej určitou časťou s rozmerom asi , potom by v 13. apríla 2036 mohlo dôjsť ku kolízii so Zemou, pričom oblasť dopadu by sa nachádzala niekde v páse tiahnucom sa od Európy cez Blízky Východ po Indiu a Bangladéš. Priame škody na majetku a infraštruktúre v priamo zasiahnutej oblasti sa odhadujú na viac ako 400 miliárd USD (v cenách roku 2005). Aj keď budú počas návratu 2012 až 2013 elementy dráhy veľmi spresnené, zostáva neistota spôsobená tzv. Jarkovského efektom. Prípadne potrebná zmena dráhy objektu pred preletom 2029 je v súčasných technických možnostiach, po prelete už prakticky nie. Preto bývalý americký astronaut R. L. Schweickart navrhol v júli 2005 organizácii NASA, aby v roku 2013 vysadila na povrchu tohto telesa radarový odpovedač, prípadne doplnený ďalšími vedeckými prístrojmi. Dlhodobé rádiolokačné sledovanie objektu by potom umožnilo o niekoľko rádov zvýšiť presnosť výpočtu jeho dráhy medziplanetárnym priestorom. Na konferencii Asteroids/Comets/Meteors 2005, konanej v auguste 2005 v Brazílii, bol tento projekt podporený, s tým, že by bolo vhodné doplniť sondu seizmometrami najmä na meranie efektov slapových síl počas blízkeho preletu. Celkovo existuje len malá pravdepodobnosť kolízie, mali by sme si však stále byť vedomí účinkov, ktoré to prinesie. Asteroid tejto veľkosti môže spôsobiť vážne škody, najmä ak pristane vo veľkom meste. Na simuláciu poškodenia a účinkov asteroidov je možné použiť simulátory poškodenia asteroidov. Vzhľadom na to, že dráha je už teraz dostatočne presne známa, bolo planétke 24. júna 2005 pridelené katalógové číslo a 10. júla 2005 dostala na návrh objaviteľov meno Apophis.


50000 Quaoar

Context: Fyzikálna charakteristika Astronómovia sa domnievajú, že Quaoar sa skladá, podobne ako iné objekty Kuiperovho pásu, zo zmesi kamenia a ľadu. Veľmi nízka miera odrazivosti jeho povrchu (odhadovaná na 0,1, čo je ale stále viac, než má Varuna – 0,04) však naznačuje, že z povrchových vrstiev sa ľad stratil. Povrch je červenkastý, čo znamená, že v pásme červeného a takmer infračerveného žiarenia je odrazivejší než v modrom. To isté platí napríklad aj o telesách Varuna a Ixion. Väčšie objekty Kuiperovho pásu často bývajú oveľa jasnejšie, pretože sú viac pokryté ľadom. Fotografia z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu použitá na meranie rozmeru Quaoaru V roku 2004 vedci na svoje prekvapenie na Quaoaru našli známky kryštalického ľadu, čo naznačuje, že teploty tu niekedy v priebehu posledných 10 miliónov rokov vystúpili na určitý čas najmenej na −160 °C (110 K).. Súčasne sa objavili špekulácie, čo zapríčinilo zahriatie Quaoaru z jeho prirodzenej teploty −220 °C (55 K). Niektorí vedci prišli s názorom, že vzostup teploty mohlo spôsobiť bombardovanie meteoritmi, ale najčastejšie diskutovaná teória špekuluje, že by sa na telese mohol vyskytovať kryovulkanizmus, poháňaný rozpadom rádioaktívnych prvkov v jadre Quaoaru. Od tej doby (roku 2006) bol kryštalický vodný ľad nájdený taktiež na telese (2003) EL61, vo väčšom množstve, čo je asi dôvod, prečo má toto teleso takú vysokú odrazivosť (0,7). Presnejšie pozorovania Quaoaru v pásme blízkom infračervenému žiareniu z roku 2007 naznačujú prítomnosť malého množstva (5 %) metánu a etánu v pevnom skupenstve. Metán je vzhľadom na svoj bod varu 112 K pri priemerných teplotách, aké panujú na povrchu Quaoaru, v pevnom skupenstve nestály, na rozdiel od vodného ľadu alebo etánu (s bodom varu 185 K). Vypracované modely aj uskutočnené pozorovania ukazujú, že iba niekoľko väčších telies, ako Pluto, Eris nebo (2005) FY9 si môže udržať nestále druhy ľadu, zatiaľ čo prevažná väčšina transneptúnskych telies ich stratila. Quaoar so svojim malým množstvom metánu zrejme v tomto ohľade patrí niekde medzi tieto dve kategórie.


Kuiperov pás

Context: Odhady počtu telies Kuiperovho pásu Na základe optických pozorovaní sa predpokladá, že sa v Kuiperovom páse nachádza okolo 50 tisíc objektov väčších ako . V súčasnosti sa uskutočňuje prehliadka neba v rámci projektu Taiwan–America Occultation Survey , ktorá by mala v dohľadnom čase zistiť počet objektov s priemerom väčším než v tejto časti Slnečnej sústavy. Na základe pozorovaní krátkodobých prudkých poklesov intenzity röntgenového zdroja Scorpius X-1 astronomickou družicou Rossi X-ray Timing Explorer v trvaní 1 až 10 milisekúnd, spôsobovaných telesami v Kuiperovom páse, bol počet objektov s priemerom 10 až odhadnutý na 1015. Podľa matematických modelov frekvencie vzájomných zrážok, ktoré ich teoreticky rozdrobujú, by ich však malo byť iba 1010 až 1012 a to napriek tomu, že priemerná vzdialenosť dvoch telies s priemerom je asi iba 200 tisíc kilometrov, čo je v astronomickom meradle veľmi málo. Z diskrepancie medzi zisteným počtom a matematickým modelom vyplýva, že je potrebné zrevidovať naše názory na mechanizmus zrážok v Kuiperovom páse.


Spirit

Context: Astronómia  Spirit otáčal svoje kamery k marťanskej oblohe a pozoroval prechod Marsovho mesiaca Deimos cez Slnko (pozri Prechod Deima z Marsu). Začiatkom marca tiež spravil zatiaľ jedinú fotografiu Zeme z iného sveta. 12. januára 2005 od okolo 14:45 UTC do 23:05 UTC sa uskutočnil prechod Merkúra z Marsu. Teoreticky ho mohli pozorovať obidve vozidlá Spirit aj Opportunity , ale rozlíšenie kamery nedovoľovalo vidieť Merkúrov 6,1" uhlový priemer. Boli schopné pozorovať iba prechody Deima cez Slnko s 2 uhlovým priemerom, asi 20-krát väčším ako Merkúrov. Dáta generované JPL Horizons indikovali, že Opportunity bola schopná sledovať tranzit od začiatku až po lokálny západ Slnka o 19:23 UTC pozemského času, kým Spirit bol schopný ho pozorovať od lokálneho východu Slnka o 19:38 UTC pozemského času až po koniec prechodu.


Zoznam článkov slnečnej sústavy/T

Context: tr Transneptúnsky objekt - Trinkulo (mesiac) - Tritón (mesiac) - Tropický rok - Tropopauza - Troposféra - Trójan (planétka) - Trójan Neptúna - Trpasličia planéta


Kuiperov pás

Context: Obežné dráhy objektov Kuiperovho pásu Zjednodušená schéma Kuiperovho pásu Aj keď rezonančné vplyvy Neptúna na telesá Kuiperovho pásu, tak ako naznačili počítačové simulácie, majú veľký vplyv na stabilitu ich dráh, viac ako dve tretiny KBO patria medzi kubewana, u ktorých doby obehu ležia medzi rezonanciami 2:3 a 1:2. Medzi kubewana síce patria aj ďalšie rezonancie, najmä 3:5 a 4:7, ale na frekvenciu výskytu KBO nemajú výrazný vplyv. Výrazné zvýšenie počtu telies sa ukazuje pri vnútornom okraji Kuiperovho pásu, rezonancie 2:3, kde sa nachádzajú plutína. Druhý okraj tvorí rezonancia 1:2, obsadená zatiaľ málo početnou skupinou telies nazývaných twotína. Pôvodne predpoklady, že Kuiperov pás je tvorený výlučne telesami s dráhami s minimálnym sklonom k ekliptike, sa nepotvrdil. Ukazuje sa, že klasické objekty Kuiperovho pásu (kubewana) vytvárajú dve skupiny; pri štatistickej analýze sa ukazuje, že jedno maximum, veľmi výrazné, je pri sklone 4° k ekliptike, druhé, difúzne a s výrazne menším počtom zástupcov, leží medzi 30° a 40° sklonu. Podľa súčasných predstáv telesá s nízkym sklonom sú pôvodné; vznikali pri tvorbe telies Slnečnej sústavy za dráhou Neptúna, zatiaľ čo väčšina telies s vysokým sklonom bola do Kuiperovho pásu premiestnená z vnútorných častí Slnečnej sústavy gravitačnými poruchami Neptúna. Preto prvé z nich sa niekedy nazývajú "studené" KBO, zatiaľ čo druhé majú označenie "horúce" KBO. To, že zatiaľ je známych viac KBO s malými sklonmi dráhy k ekliptike, môže byť dôsledkom výberového efektu, lebo hľadanie transneptúnskych telies sa zatiaľ sústreďuje takmer výlučne na oblasti v blízkosti ekliptiky.


Tunguská udalosť

Context: Špekulácie o príčine Príčina výbuchu a javov s ním spojených doteraz nebola jednoznačne zodpovedaná. V súčasnosti sa veľa odborníkov prikláňa k teórii, že mohlo ísť o zrážku s kometárnym jadrom (resp. jeho časťou) o priemere asi 60 metrov. Za túto teóriu hovorí aj fakt, že sa nepodarilo nájsť žiaden kúsok dopadnutého meteoritu, o ktorom sa predpokladá, že výbuch spôsobil. Jadro kométy by sa totiž pri výbuchu vyparilo, pretože ho tvoria prevažne zamrznuté plyny a kusy ľadu. Druhá časť vedcov sa pridŕža teórie, podľa ktorej katastrofu spôsobil pád meteoritu. Tunguská udalosť sa stala obľúbenou témou vysvetľovačov záhad (ale aj vedcov), a tak existuje obrovské množstvo teórií o jej príčine. Najpravdepodobnejšie vysvetlenia sú: pád nejakej kométy – podľa slovenského astronóma Ľubora Kresáka je pravdepodobné, že išlo o pád úlomku z jadra Enckeho kométy pád nejakého meteoritu – vzhľadom na absenciu nájdených úlomkov sa predpokladá, že išlo o krehké teleso, tzv. uhlíkatý chondrit Medzi málo pravdepodobné, až fantastické teórie patria: sopečný výbuch 10 miliónov ton zemného plynu – podľa Wolfganga Kundta výbuch antihmoty – napr. podľa Cowan, Atluri & Libby výbuch prirodzenej vodíkovej bomby (deutéria v kométe) – napr. podľa D Alessio a Césara Sirventa atómový výbuch – napr. podľa geofyzika Alexeja Zolotova, či bývalého podpredsedu Moskovskej akadémie vied Borisa Konstantinova výbuch mimozemskej kozmickej lode – napr. podľa Alexandra Kazanceva (1946) a v skôr populárnej literatúre výsledok pokusu Nikolu Tesly – v populárnej literatúre stretnutie Zeme s malou čiernou dierou – v populárnej literatúre


Planétka

Context: Dejiny prieskumu (do roku 2002) Až do veku vesmírneho cestovania boli planétky aj v najväčších ďalekohľadoch iba kropaje svetla a ich tvar a povrch ostávali záhadou. Prvé fotografie objektov podobných planétkam boli zblízka urobené v roku 1971, keď sonda Mariner 9 odfotografovala Phobos (mesiac) a Deimos (mesiac), dva malé mesiace planéty Mars, ktoré sú pravdepodobne zachytenými planátkami. Tieto obrázky odhalili nepravidelný tvar väčšiny planétok, podobný zemiaku. Prvá skutočná, zblízka odfotografovaná planétka, bola v roku 1991 planétka 951 Gaspra, nasledovaná v roku 1993 planétkou 243 Ida a jej mesiacom Dactyl. Všetky tieto objekty boli odfotografované sondou Galileo na ceste k Jupiteru. Prvou sondou, zameranou na planétky, bola NEAR Shoemaker, ktorá odfotografovala planétku 253 Mathilde prv, než začala obiehať okolo planétky 433 Eros, na ktorom v roku 2001 pristála. Medzi ďalšie planétky, krátko navštívené sondami na ceste k iným destináciám, patria 9969 Braille (sondou Deep Space 1 v roku 1999) a 5535 Annefrank (sondou Stardust v roku 2002).


Pásmo planétok

Context: Prieskum Súbor:Dawn Flight Configuration 2.jpg|thumb|right|Umelcov koncept sondy Dawn s asteroidmi 4 Vesta (vľavo) a 1 Ceres (vpravo) Prvou vesmírnou sondou, ktorá križovala Pásmo planétok bol Pioneer 10, ktorý do tejto oblasti vstúpil 16. júla 1972. V tej dobe prevládala obava, že úlomky v pásme môžu predstavovať veľké nebezpečenstvo pre sondu, ale odvtedy tadiaľ preletelo 9 sond bez nehody. Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 a Ulysses preleteli cez pásmo bez fotografovania asteroidov. Galileo v roku 1991 vyfotografoval asteroid 951 Gaspra a v roku 1993 asteroid 243 Ida, NEAR Shoemaker v roku 1997 vyfotografoval 253 Mathilde, Cassini-Huygens v roku 2000 vyfotografoval 2685 Masursky, Stardust v roku 2002 vyfotografoval 5535 Annefrank, New Horizons v roku 2006 vyfotografoval 132524 APL a sonda Rosetta v roku 2008 vyfotografovala asteroid 2867 Šteins. Vďaka malej hustote materiálu vo vnútri pásma šanca, že sa sonda s niektorým asteroidom zrazí, je menšia ako jedna k miliarde. Všetky fotografie asteroidov urobené vesmírnymi sondami boli urobené podľa letových možností sond a vzdialeností daných asteroidov. Viaceré sondy mali výskum planétok pri prelete okolo nich len ako vedľajší cieľ misie. Iba sondy NEAR Shoemaker a Hayabusa mali prieskum asteoridov ako hlavnú náplň. Tieto preskúmané asteroidy patria medzi objekty, ktoré sa v určitej fáze obehu okolo Slnka nachádzajú blízko Zeme. V najbližšej budúcnosti sa plánuje prieskum planétok 4 Vesta a 1 Ceres prostredníctvom sondy Dawn. Sonda odštartovala v roku 2007 a jej prílet k prvému cieľu, planétke 4 Vesta, sa plánuje na rok 2011. Ak bude táto sonda stále funkčná, tak po preskúmaní týchto dvoch veľkých telies, bude možné rozšíriť jej misiu o dodatočný prieskum.


Interstellar Boundary Explorer

Context: Konštrukcia sondy Základnú konštrukciu sondy mala na starosti spoločnosť Orbital Science Corporation, ktorá je zároveň výrobcom nosnej rakety Pegasus. Hlavnými vedeckými nástrojmi je dvojica detektorov energetických neutrálnych atómov. Jeden detektor je citlivý na častice s vyššou energiou (300 eV až 6 keV) a druhý na častice s nižšou energiou (10 eV až 2 keV). Oba dokážu zaznamenávať časy, smery, hmotnosti a energie detegovaných atómov. Vývoj a výrobu detektorov zabezpečovali Lockheed Martin Advanced Technology Center a Los Alamos National Laboratory. Riadenie misie bolo zverené oddeleniu vedeckého výskumu v Southwest Research Institute, ktoré sídli v San Antoniu (USA - štát Texas).


Tvashtar

Context: Prieskum Dve snímky zo sondy Galileo v priebehu troch mesiacov, ukazujúce pohybujúce sa oblasti lávových prúdov. Sonda Galileo Tvashtar študovala v rokoch 1995 - 2002 sonda Galileo. V priebehu tejto doby bol pozorovaný 25 km dlhý, 1 až 2 km široký prúd lávy vytryskujúci z jedného z kráterov, erupcia jazera prehriatej kremičitanovej lávy v najväčšom vulkanickom kráteri a stĺpy vytryskujúceho plynu, ktoré dosahovali výšku 385 km nad povrchom mesiaca a pokrývali oblasti vzdialené až 700 km. Sonda New Horizons Erupciu Tvashtaru vyfotografovala 26. februára 2007 sonda New Horizons pri prelete okolo Jupitera na ceste k Plutu. Sonda objavila enormné 290 km vysoké výtrysky z vulkánu, a zatiaľ nevysvetlenú vláknitú štruktúru zreteľne viditelnú v slnečnom svetle.


Prieskum Marsu kozmickými sondami

Context: 2005 – 2019  Mars Reconnaissance Orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) odštartoval 12. augusta 2005, k Marsu sa dostal v marci 2006, ale vedecká časť misie začala až v novembri po navedení na nižšiu dráhu pomocou pomalého, menej náročného brzdenia s pomocou atmosféry (tzv. aerobraking). Hlavným cieľom misie je fotografovať planétu s vysokým rozlíšením (30) pre detailné plánovanie ďalších sond a hľadať dôkazy o prítomnosti vody na povrchu v minulosti. V období od januára 2009 do decembra 2010 bude sonda využívaná ako retranslačná družica na zaisťovanie spojenia s inými sondami a automatickými laboratóriami na povrchu Marsu. Obrázok:Phoenix Scoop.jpg|right|thumb|Záber panoramatickej stereoskopickej kamery sondy Phoenix s vysokým rozlíšením, na ktorom je časť solárneho panelu sondy a robotické rameno pri odbere vzoriek Phoenix 25. mája 2008 úspešne pristála na Marse nepohyblivá americká sonda Phoenix, ktorá bola na svoju cestu vyslaná 4. augusta 2007. Pristála v blízkosti severnej polárnej čiapočky. Sonda je vybavená robotickou rukou, ktorá je schopná odobrať vzorky až do vzdialenosti 2,5 metra a dostať sa až meter pod marťanský povrch. Medzi vybavenie sondy patrí mikroskopická kamera, ktorá je schopná vyhotoviť fotografie predmetov s veľkosťou jednej tisíciny hrúbky ľudského vlasu. Komunikáciu so Zemou jej zabezpečujú sondy na obežnej dráhe Marsu Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter . Dĺžka misie je plánovaná na cca 34 mesiace, kým nenastane na severnej pologuli zima a nedostatok svetla pre solárne panely sondy. Vedci neočakávajú, že by Phoenix prežil zimné obdobie, kedy teploty klesajú k −100 °C. Do tej doby by však mohol zhromaždiť údaje, z ktorých by sa vedci mali dozvedieť viac o tom, či na Marse kedysi mohla existovať primitívna forma života. Vo vzorke odobratej 30. júla 2008 sa dokázala prítomnosť vody, čím bola jednoznačne dokázaná nielen prítomnosť vody na Marse, ale aj hypotéza o polárnom ľade, ktorý sa nachádza v polárnych oblastiach pod niekoľkocentimetrovou vrstvou prachu. Fobos-Grunt 8. novembra 2011 štartovala ambiciózna misia ruskej agentúry Roskosmos s názvom Fobos-Grunt. Pozostávala z pristávacieho modulu na odber vzoriek z marťanského mesiaca Fobos a čínskej sondy Yinghuo-1, ktorá mala byť umiestnená na obežnú dráhu Marsu. Pre zlyhanie motorov 4. raketového stupňa Fregat však sonda zostala obiehať po nízkej obežnej dráhe okolo Zeme a napriek medzinárodnému úsiliu sa s ňou nepodarilo obnoviť spojenie. Mars Science Laboratory Súbor:593484main pia14839 full Curiosity s Sky Crane Maneuver, Artist s Concept.jpg|náhľad|Umelecká vizualizácia spúšťania roveru Curiosity na povrch Marsu „nebeským žeriavom“. Tento dizajn bol opätovne použitý aj pri spúšťaní roveru Perseverance v roku 2021. Dovtedy najkomplexnejšou a najdrahšou misiou k planéte Mars bol Mars Science Laboratory s robotickým vozidlom Curiosity . Ide o viac ako vážiaci rover, ktorý obsahuje vyše vedeckého vybavenia. Inovatívnym a pomerne zložitým manévrom úspešne pristál v kráteri Gale 6. augusta 2012. Mars Orbiter Mission (Mangalján) 5. novembra 2013 štartovala z kozmického centra Satiša Dhawana sonda Mangalján Indickej kozmickej agentúry. 24. septembra 2014 bola úspešne navedená na obežnú dráhu okolo Marsu (len dva dni po prílete americkej orbitálnej sondy MAVEN). Šlo primárne o technologickú demonštráciu, sekundárnym cieľom bol prieskum dynamiky horných vrstiev atmosféry Marsu. MAVEN Mars-MAVEN-Orbiter 18. novembra 2013 štartovala orbitálna sonda misie MAVEN ( Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN Mission ) americkej NASA, zameraná na výskum atmosféry Marsu. Na orbitu vstúpila 22. septembra 2014. Medzi hlavné ciele patrí výskum procesov, ktorými Mars prišiel o niekdajšiu hustú atmosféru a vodu. Podobne ako Mars Reconnaissance Orbiter, aj MAVEN plní okrem vedeckých aktivít aj úlohu orbitálnej retranslačnej družice pre komunikáciu s povrchovými sondami a rovermi, vrátane komunikácie s roverom Perseverance v roku 2021. ExoMars Trace Gas Orbiter ExoMars je dvojdielna kozmická misia, ktorú realizuje Európska vesmírna agentúra (ESA) v spolupráci s ruskou agentúrou Roskosmos. Hlavnými prvkami programu sú misia ExoMars 2016 a misia ExoMars 2020. ExoMars 2016 bola tvorená orbitálnou sondou Trace Gas Orbiter (TGO) a demonštračným pristávacím modulom Schiaparelli, ktorý však havaroval pri pokuse o pristátie. TGO bol 19. októbra 2016 úspešne umiestnený na orbitu a po 11 mesiacoch aerobrakingu a následných motorických úpravách dráhy začal 21. apríla 2018 vedecké aktivity, zamerané na lepšie porozumenie metánu a ďalším stopovým plynom prítomným v atmosfére Marsu, ktoré by mohli byť dôkazom možnej biologickej aktivity. InSight a MarCO MarCO, jedna z dvoch identických retranslačných družíc pre sondu InSight InSight je americká povrchová sonda určená na seizmický výskum vnútornej stavby Marsu. Pristála 26. novembra 2018. Sprevádzaná bola dvoma orbitálnymi cubesatmi, MarCO-A a MarCO-B, ktoré fungovali ako retranslačné družice pre komunikáciu InSight so Zemou pri vstupe, zostupe a pristátí. Šlo o prvé cubesaty určené na prevádzku mimo obežnej dráhy Zeme a misia slúžila ako technologická demonštrácia a test odolnosti cubesatov pri takomto použití.


Voyager 2

Context: Na ceste zo slnečnej sústavy 11. januára 2005 bol Voyager 2 vo vzdialenosti 75,4 AU a smeroval von zo slnečnej sústavy rýchlosťou 3,3 AU za rok (/s). V auguste roku 2007 sa sonda nachádzala už 12 svetelných hodín ďaleko od Zeme, od ktorej sa vzďaľuje rýchlosťou približne 1 500 000 kilometrov za deň. Počas cesty sonda aj naďalej skúma svoje okolie, uskutočňuje merania magnetického poľa, plazmy. V novembri 2018 opustila sonda heliosféru a putuje v medzihviezdnom priestore. Ide o druhú sondu (prvá bola Voyager 1), ktorá opustila slnečnú sústavu.


Mariner 9

Context: Výsledky misie Pristávací modul sondy Viking, ktorý využíval znalosti povrchu vďaka sonde Mariner 9 Sonda pravidelne počas obehov merala základné parametre atmosféry (teplotu, tlak, chemické zloženie či hustotu), čo neskôr umožnilo analyzovať základné správanie atmosféry a vytvoriť jej prvý matematický model. Zo zaslaných snímok bolo konečne úplne jasné, ako povrch Marsu vyzerá, a že ide o mŕtvu a suchú planétu, na ktorej sa nenachádzajú veľké oceány kvapalnej vody. Podrobné zmapovanie povrchu umožnilo využiť tieto znalosti pri ďalších misiách a pre výber vhodných pristávacích miest pri nadväzujúcom programe Viking. Misia Mariner 9 získala celkom 54 miliárd bitov vedeckých informácií vrátane 7329 fotografií pokrývajúcich väčšinu povrchu planéty. Tieto získané fotografie umožnili vytvoriť prvú celoplanetárnu fotografickú mapu planéty.


Téba (mesiac)

Context: Prieskum Téba bola objavená z fotografií, ktoré urobil Voyager 1 Stephenom P. Synnottom, ktorý bol členom navigačného tímu sondy Voyager. Pred príletom sondy Galileo (kozmická sonda) k Jupiteru boli informácie o tomto mesiaci veľmi limitované. Galileo vyfotografoval takmer celý povrch tohto satelitu.


Voyager 2

Context: Misia Ilustračné znázornenie trasy oboch sond Primárne ciele Každá sonda mala stanovené hlavné ciele pri každej planéte, ktorú mala navštíviť. Medzi tieto úlohy patrilo: preskúmať prúdenie, dynamiku, štruktúru a zložení planetárnej atmosféry navštíveného telesa popísať morfológiu, geológiu a fyzikálne charakteristiky mesiacov planét získať ďalšie dáta na určenie hmotnosti, veľkosti a tvaru planéty a ich satelitov, prípadne prstencov určiť štruktúru magnetického poľa, zloženie a distribúciu častíc a plazmy. Plánovanie trasy Pri plánovaní budúcej dráhy sondy sa prepočítavalo viac ako 10 000 možných trajektórií, po ktorých by sa mohla sonda vydať, tak aby navštívila Jupiter, Saturn a Titan, ale nakoniec boli vybraté iba dve trajektórie z ktorých jedna potenciálne umožňovala využiť sondu pre ďalšiu cestu k Uránu a Neptúnu. Na začiatku plánovania ale nebolo isté, či sonda bude fungovať dostatočne dlho a panovali obavy, aby konštrukcia sondy nebola príliš veľká a vtedy drahá. Nakoniec bola pre sondu Voyager 2 vybratá trajektórie, ktorá by viedla okolo Saturnu a automaticky by sondu katapultovala na cestu k Uránu. Po úspešnom prevedení manévru bolo jasné, že sonda je schopná aj naďalej pokračovať vo vedeckej práci a tak bolo rozhodnuté o predĺžení jej misie (súčasne sa začalo počítať aj s návštevou Neptúna). Pre let sondy bola využitá situácia v pozícii 4 planét, ktorá nastáva raz za 175 rokov, keď sú tieto planéty v rovnakej časti slnečnej sústavy. Táto pozícia umožnila sonde pomocou gravitačného urýchľovania „preskakovať“ od jednej planéty k ďalšej a skrátiť tak napríklad cestu k Neptúnu z tridsať rokov na dvanásť. Princíp gravitačného praku bol po prvýkrát použitý sondou Mariner 10, ktorá bola určená na prieskum Venuše a Merkúru. Aj keď sonda Voyager 2 štartovala o 16 dní skôr ako sesterská sonda Voyager 1, mala sonda Voyager 1 kratšiu a teda rýchlejšiu trasu, ktorá zapríčinila, že pri Jupiteri bola skôr ako sonda Voyager 2 a to v marci 1979 kým Voyager 2 doletel k planéte približne až o 4 mesiace neskôr. Obe sondy využili gravitačný prak tejto planéty a vyrazili smerom k Saturnu, kde bola sonda Voyager opäť vymrštená na ďalšiu cestu smerom k Uránu a následne Neptúnu. Po úspešnom prelete okolo Neptúnu sonda pokračuje v ceste na okraj slnečnej sústavy, kde pokračuje v zbere vedeckých dát v rámci projektu Voyager Interstellar Mission. Jeho cieľom bolo preskúmať prechod v podobe heliopauzy a pokračovať ďalej smerom preč zo slnečnej sústavy. Štart Štart sondy Voyager 2. Voyager 2 odštartoval 20. augusta 1977, z mysu Canaveral na Floride raketou Titan 3E Centaur. Voyager 2 mala štartovať ako druhá sonda v projekte z Cape Canaveral na Floride, ale počas predštartovej prípravy sa zistilo, že sonda Voyager 1 ( VGR 77-2 ) má niekoľko technických chýb, medzi ktorými bol aj problém so stabilizáciou sondy. Štartovacie okno pre vyslanie sond bolo iba tridsaťdenné a tak došlo k tomu, že sa rozhodlo o vyslaní Voyageru 2 dňa 20. augusta 1977 ako prvej sondy, aj keď mala pôvodne štartovať až ako druhá v poradí. Paradoxne sa tak do vesmíru dostala druhá sonda pred prvou. Sonda bola vypustená pomocou raketového nosiča Titan 3E Centaur Po 2,5 minútach sa sonda dostala na parkovaciu dráhu vo výške , odkiaľ začala svoju vesmírnu púť. 15. decembra 1977 vstúpili obe sondy do oblasti Pásu planétok, ktorou úspešne preleteli. Po niekoľkých mesiacoch letu počas cesty k Jupiteru došlo v apríli 1978 k technickej poruche na hlavnom rádioprijímači, ktorý následne vypol. Automaticky sa zapojil záložný rádioprijímač, cez ktorý začala úspešne prebiehať komunikácia so sondou, aj keď táto bola zložitejšia. Počas letu v medziplanetárnom priestoru v roku 1987 sonda pozorovala supernovu 1987A. Súbor:Jupiter from Voyager 1.jpg|thumb|left|Veľká červená škvrna z pohľadu Voyager 1. Nepravé farby Prelet okolo Jupitera Na ceste sa ďalšie komplikácie neobjavili a tak sa mohla sonda pripravovať na prelet okolo najväčšej planéty slnečnej sústavy. Najbližšie priblíženie k Jupiteru sa odohralo 9. júla 1979, keď sa sonda priblížila iba na od mračien na planéte. Počas preletu bolo objavených niekoľko prstencov okolo Jupitera a súčasne bola pozorovaná vulkanická aktivita na Jupiterovom mesiaci Io. Išlo o prvé pozorovanie vulkanizmu na inom vesmírnom telese než na Zemi, ktoré sa stalo aj najväčším prekvapením misie počas preletu okolo Jupitera. Vďaka postupnému preletu oboch sond sa mohli porovnať zmeny na povrchu mesiaca po časovom odstupe. To umožnilo pozorovať 9 sopiek počas erupcie a porovnaním snímok povrchu potom objaviť ďalšie sopky na povrchu mesiaca. Podrobné pozorovanie Veľkej červenej škvrny preukázalo, že ide o komplex niekoľkých búrok okolo jednej obrovské búrky zúriacej v atmosfére pohybujúcej sa ľavotočivým smerom. Na zaslaných fotografiách (celkom okolo 18 000 fotografií) boli rozpoznané ďalšie menšie búrky, ktoré ukázali atmosféru Jupitera ako dynamický a búrlivý celok, ktorý nebol do dnešných dní celkom vysvetlený a popísaný. Voyager 2 súčasne objavil malý mesiac Adrasteu blízko objavených prstencov a druhý mesiac Thebe objavil na dráhe medzi mesiacmi Amalthea a Io. Pri pozorovaní snímok povrchu ďalšieho mesiaca Európy od sondy Voyager 1 bolo rozoznané veľké množstvo zlomových línií, ktoré boli prvotne vyhodnotené ako možné praskliny vzniknuté doskovou tektonikou povrchu mesiaca či tektonickou aktivitou. Snímky povrchu s lepším rozlíšením zo sondy Voyager 2 priviedli vedcov k názoru, že sa pod vrstvou vodného ľadu najskôr nachádza oceán tekutej vody. Sonda preletela okolo Jupitera a využila jeho gravitáciu na korekciu dráhy a zrýchlenie smerom k ďalšej planéte na svojej ceste. Prelet okolo Saturnu Umelecká predstava preletu sondy okolo planéty Saturn Najbližšie priblíženie k Saturnu nastalo 25. augusta 1981. Počas prelete okolo Saturnu začala sonda s výskumom horných vrstiev atmosféry planéty pomocou radaru. Radarové merania priniesli poznatky o teplote a hustote atmosféry. Na ich základe sa zistilo, že v najvyšších oblastiach je tlak okolo 7 kilopascalov s teplotou −203 °C a najnižších skúmaných oblastiach dochádza k nárastu tlaku a teploty až na 120 kilopascalov a −130 °C. Severný pól vykazoval súčasne rozdielnu teplotu ako obdobné oblasti na juhu. Severné oblasti boli o 10 °C chladnejšie, čo sa následne interpretovalo ako následok sezónnych javov. Počas priblíženia sondy k planéte bolo vyhotovených a odoslaných na Zem okolo 16 000 fotografií. Potom, čo Voayager 2 preletel okolo Saturnu, došlo k neočakávanej udalosti, keď sa doštička s kamerou krátko uzamkla, čo by bolo komplikáciou pri prieskume ďalších dvoch planét. Našťastie sa tímu podarilo poruchu spôsobenú nadmerným používaním dosky, keď došlo k dočasnému vyčerpaniu maziva, vyriešiť. Sonda sa mohla vydať k ďalším cieľom v prevádzkyschopnom stave. Saturn dal sonde impulz na cestu k Uránu. Prstence Uránu ako ich videla sonda Voyager 2 počas preletu Prelet okolo Urána Najbližšie priblíženie k Uránu nastalo 24. januára 1986, keď sa sonda nachádzala nad hornou vrstvou atmosféry Uránu. Počas preletu okolo planéty sonda objavila 10 dovtedy neznámych mesiacov, študovala unikátnu atmosféru planéty a preskúmala prstence planéty a odoslala na Zem okolo 8 000 fotografií. Voyager 2 podrobne študoval rotáciu tretej najväčšej planéty slnečnej sústavy a na základe pozorovaní vedci zistili, že planéta sa otočí okolo svojej osi za 17 hodín a 14 minút a že súčasne ako jediná planéta slnečnej sústavy rotuje s osou rotácie položenou do roviny obehu (zdanlivo teda planéta „váľa sudy“). Jedna hypotéza hovorí, že táto rotácia je dôsledkom zrážky mladej planéty s väčším telesom v čase formovania planetárnej sústavy. Voyager 2 zistil, že jeden z najpozoruhodnejších dôsledkov Uránovej polohy na boku je jej vplyv na chvost jeho magnetického poľa, ktoré je samo sklonené o 60 stupňov od jeho osi rotácie. Chvost magnetického poľa je skrútený rotáciou planéty do tvaru dlhej vývrtky. Pred príletom Voyageru 2 nebolo známe, aký charakter má magnetické pole Uránu a či vôbec existuje. Sonda pozorovala aj radiačné pásy okolo Uránu, ktoré sú veľmi podobné tým, ktoré boli pozorované pri Saturne. Prelet okolo Neptúna Búrky v atmosfére Neptúna počas preletu sondy Najbližšie priblíženie k Neptúna nastalo 25. augusta 1989. Pretože to bola posledná veľká planéta, ktorú mohol Voyager 2 skúmať, bolo rozhodnuté preletieť bližšie pri mesiaci Triton. Počas preletu okolo Neptúna sonda objavila Veľkú tmavú škvrnu, ktorá ale počas neskorších pozorovaní pomocou Hubblovho teleskopu nebola pozorovaná, čo viedlo k názoru, že škvrna už zmizla a že podobne ako pri Jupiteri išlo o atmosférickú poruchu. Pôvodne sa predpokladalo, že ide o obrovský mrak a neskôr, že ide o medzeru v oblačnosti Neptúna, ktorá umožňovala uvidieť nižšie vrstvy atmosféry planéty. V oblasti pólu boli pozorované polárne žiary. Počas preletu okolo planéty sonda odoslala na Zem okolo 10 000 fotografií. V roku 2006 bolo Pluto rekvalifikované na konferencii Medzinárodnej astronomickej únie z planéty na trpasličiu planétu, čím sa prelet okolo planéty v roku 1989 stal návštevou, ktorá zavŕšila prelety okolo všetkých planét slnečnej sústavy. Ilustrácia ukazujúca prelet sond okrajom slnečnej sústavy


Titan (mesiac)

Context: Dlhodobé mapovanie zistilo, že niektoré výrazné povrchové útvary počas mnohoročného pozorovania sondou zmenili svoju polohu až o 30 km. Ide o ďalšiu skutočnosť podporujúcu existenciu kvapalného oceánu, na ktorom by tieto útvary spolu s mesačnou kôrou plávali. Na základe toho predstavitelia NASA začali uvažovať o rozšírení prieskumu Titanu ďalšou sondou. V ďalších mesiacoch roku 2011 sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní oblačnosti, zloženia atmosféry a hľadané sezónnych zmien. V novembri sonda zahájila novú fázu štúdia nazvanú Titan Exploration at Apoapsis (TEA). Ide o sériu pozorovaní približne raz za týždeň trvajúcich až 37 hodín, ktoré majú za cieľ najmä monitorovať oblačnosť a detegovať nové molekuly a izotopy v stratosfére prístrojom CIRS.


Titan (mesiac)

Context: Kvôli nízkym teplotám (okolo −180 °C) na povrchu mesiaca nedochádza k sublimácii vodného ľadu, výsledkom čoho je absencia vodných pár v atmosfére. Oblaky na Titane sú tak tvorené pravdepodobne etánom, metánom a ďalšími jednoduchými uhľovodíkmi. Rozloženie uhľovodíkov je vo všetkých oblastiach danej výšky rovnaké, ale podliehajú sezónnym zmenám v závislosti od ročných období. 200 km nad povrchom sa k nim pridávajú tholiny, ktoré spôsobujú charakteristickú oranžovú farbu mesiaca. Ešte nižšie sa tvoria organické aerosóly.


Časomiera na Marse

Context: Introduction Dĺžka marťanských ročných období v porovnaní so Zemou. Na meranie času na planéte Mars a na Saturnovom najväčšom mesiaci Titan boli navrhované viaceré spôsoby merania času, nezávisle od pozemského kalendára. Mars má sklon osi a dobu rotácie podobnú Zemi. Aj preto sa na ňom prejavujú ročné obdobia (jar, leto, jeseň a zima) podobne ako na Zemi. Aj deň je približne rovnako dlhý. Rok je však takmer dvakrát taký dlhý ako na Zemi a jeho orbitálna excentricita je podstatne väčšia, čo okrem iného znamená, že dĺžky rôznych marťanských ročných období sa značne líšia a slnečný čas sa môže líšiť od kalendárneho času na Zemi. Saturn má sklon osi podobný Zemi. Aj preto sa na ňom prejavujú ročné obdobia (jar, leto, jeseň a zima) podobne ako na Zemi. Deň na Titane, Saturnovom najväčšom mesiaci je približne 16-krát dlhší ako na Zemi. Rok je takmer 30-krát dlhší ako na Zemi, alebo takmer 16-krát dlhší ako na Marse a Saturnova orbitálna excentricita je podstatne väčšia, čo okrem iného znamená, že dĺžky rôznych saturnských (a takisto aj titanských) ročných období sa značne líšia a slnečný čas na Titane sa môže líšiť od kalendárneho času na Zemi.


Zoznam astronomických článkov/T

Context: tu Tukan (súhvezdie) – Tukan (trpasličia galaxia) – Tunguská udalosť – Turínska stupnica


Mesiac

Context: Tektonika Mesiac je tektonicky aktívny. Misie Apollo zaznamenali 28 slabých otrasov. Podľa analýzy z roku 2019 sú tieto otrasy spôsobené schladením a následným zmršťovaním telesa. Dôkazom sú aj relatívne mladé násuny.


Tritón (mesiac)

Context: Povrch Uhľovodíky na povrchu mesiaca spôsobujú, že jeho farba je bledoružová. Merania 3,9 metrového Infračerveného teleskopu UKIRT na Mauna Kea ukázali, že sa tam nachádza tiež ľad oxidu uhoľnatého a oxidu uhličitého. Na povrchu Tritonu sú pravdepodobne dve svetlejšie oblasti umiestnené oproti sebe a spôsobujú periodické kolísanie jeho jasnosti. Tmavé pruhy v blízkosti južného pólu svedčia o súčasnej geologickej aktivite mesiaca. Na snímkach sondy Voyager 2 sú viditeľné tiež veľké praskliny a kruhové prepadliny s rozmerom 30. Ďalší záber z Voyageru 2 ukazuje detaily povrchu Tritona Zábery zo sondy Voyager 2 ukázali, že celá južná pologuľa má oveľa väčšie albedo ako sa predpokladalo. Pokrýva ju obrovská polárna čiapočka, najväčšia známa v slnečnej sústave. Na východnom okraji siahala až po 30. stupeň južnej šírky, na západnom okraji dokonca po rovník. Na polárnej čiapočke objavil Voyager 2 stovky poprehýbaných pásov, ktoré smerujú na severovýchod. Tieto pásy sú pravdepodobne veľmi mladé. Povrchová teplota mesiaca dosahuje len 38 K (-235 °C). Za takýchto nízkych teplôt je vodný ľad neobyčajne pevný, porovnateľný s oceľou. Celkové albedo je 0,7, z čoho vyplýva, že jeho povrch odráža dvakrát viac slnečného svetla ako povrch Zeme. To sa prejavuje aj na zdanlivej magnitúde mesiaca, ktorá má hodnotu 13,6. Napriek omnoho väčšej vzdialenosti od Slnka je Triton jasnejší než ktorýkoľvek mesiac Urána. Hustota impaktných kráterov je menšia ako na iných ľadových mesiacoch a väčšinu z nich spôsobili dopady komét. Z toho možno usudzovať, že povrch je pomerne mladý. Jeho vek sa odhaduje na 600 miliónov rokov. Najväčším prekvapením, ktoré priniesli snímky z Voyagera 2, však boli aktívne gejzíry. Tie vyvrhujú plynný dusík a prachové častice do výšky až . Dusíkový ľad potrebuje na zahriatie a premenu na plyn iba veľmi málo tepla, preto je možná jeho existencia v plynnom skupenstve aj na takom chladnom telese ako je Triton. Predpokladá sa, že s príchodom leta sa sublimácia povrchového ľadu zosilňuje, pôda tmavne a tým umožňuje postupné prehrievanie povrchu až po bod topenia dusíka. Vedci s istotou identifikovali 4 gejzíry a aktivita mnohých ďalších sa predpokladá. Triton sa stal po Zemi a mesiaci Io tretím známym telesom so sopečnou aktivitou. Ďalšie prejavy geologickej aktivity sú tmavé pruhy v blízkosti južného pólu podobné láve vytekajúcej z prasklín v zemskej kôre. Vulkanizmus na Tritone je celkom nového typu a jeho objav sa považuje za jeden z najvýznamnejších objavov v dejinách planetológie.


Orión (súhvezdie)

Context: Meteorický roj V blízkosti Oriónovej ruky sa nachádza radiant meteorického roja Orionidy. Je to jeden z hlavných nočných meteorických rojov. Spôsobuje ho prúd meteoroidov, ktorý po sebe zanecháva slávna Halleyova kométa. Zem prechádza týmto prúdom meteoroidov medzi 16. a 26. októbrom. Najhustejšou časťou prechádza okolo 21. októbra. Meteory vyletujú z blízkosti hviezdy Chí Orionis, ale radiant sa pozvoľna posúva na východ k súhvezdiu Blížencov. Zenitová frekvencia v maxime je okolo 30 meteorov za hodinu a ich priemerná jasnosť sa pohybuje okolo tretej magnitúdy. Ich farby bývajú od žltej po oranžovú, pričom žiadna farba nápadne neprevažuje. Keďže Zem sa zráža s prúdom meteoroidov takmer čelne, sú to rýchle meteory (/s). Druhýkrát prechádza Zem týmto prúdom v júni a vtedy roj nazývame Éta Aquaridy. Slabší prúd má vedľajší radiant asi o 3° severnejšie a jasnosť meteorov je o magnitúdu (čiže dvaapolkrát) menšia.


Exosféra

Context: Introduction Pohľad na Mesiac cez časť atmosféry vo vyšších oblastiach Exosféra je piata a posledná stála vrstva atmosféry Zeme. Niekedy sa ani nevyčleňuje ako samostatná vrstva, ale sa zaraďuje k termosfére. Za hornú hranicu exosféry sa považuje 20 000 až 70 000 kilometrov nad zemským povrchom. V tejto oblasti sa nachádzajú prevažne voľné atómy vodíka a hélia, na ktoré už nepôsobí takou silou gravitácia, čo má za následok, že častice môžu uniknúť do okolitého voľného priestoru a vymaniť sa z gravitačného poľa planéty. Hustota častíc sa už v tejto výške vyrovnáva s hustotou častíc medziplanetárnej hmoty. Zem tak za sebou tiahne závoj unikajúcich vodíkových častíc, čím sa ochudobňuje o tento prvok.


Titan (mesiac)

Context: Hustá atmosféra neustále zahaľuje povrch Titanu. Zabraňuje tak preniknutiu väčšiny slnečných lúčov na povrch mesiaca, ktoré sa od nej odrážajú do kozmického priestoru, čím spôsobuje antiskleníkový efekt. Sonda Huygens nebola schopná počas zostupu určiť polohu Slnka, ale bola schopná v existujúcom šere získať obrázky povrchu mesiaca. Preto sa predpokladá, že nielen Slnko, ale ani Saturn nie je z povrchu Titanu viditeľný. Pozorovania sondy Cassini z roku 2004 naznačujú, že atmosféra rotuje oveľa rýchlejšie ako povrch mesiaca (podobne ako na Venuši).


Talassa (mesiac)

Context: Introduction  Talassa alebo Thalassa je v poradí druhý prirodzený satelit Neptúna. Bol objevený a zatiaľ preskúmaný len raz sondou Voyager 2 v roku 1989. Bol pomenovaný po dcáre boha Aithéra a bohyne Hemery z gréckej mytológie. Pôvodné označenie mesiaca bolo S/1989 N 5 . Obieha vo vzdialenosti 50 000 kilometrov a veľkosť je stanovená na 80 kilometrov.


Neptún

Context: Telesá pod gravitačným vplyvom  Prstence planéty Neptún má slabé planetárne prstence neznámeho zloženia. Majú svojráznu špecifickú štruktúru, ktorá je narušovaná zrejme mesiacmi Neptúna. Prvý náznak, že prstence sú nekompletné, sa objavil v polovici 80. rokov, keď sa pri zákryte hviezdy planétou objavilo niekedy bliknutie navyše. Obrázky z Voyageru 2 ukázali, že systém obsahuje veľa slabých prstencov. Vonkajší prstenec nazvaný Adams obsahuje tri oblúky – Liberté , Egalité a Fraternité (sloboda, rovnosť a bratstvo). Existencia týchto oblúkov je ťažko vysvetliteľná, pretože podľa pohybových zákonov by sa za krátky čas sformovali do jednotného prstenca. Úlohu tu pravdepodobne zohráva mesiac Galatea, ktorý asi bráni spojeniu oblúkov. Mnoho ďalších prstencov našli kamery Voyageru. Okrem Adamsovho prstenca (polomer od stredu planéty), sa tu nachádza Laverrierov prstenec () a širší i slabší Galleho prstenec (). Slabý vonkajší výbežok Laverrierovho prstenca sa volá Lassel, a na jeho konci je pomenovaný prstenec Arago (). Nové pozorovania zo Zeme ukázali, že prstence sú omnoho menej stabilné ako sa predpokladalo. Prstenec Liberté (sloboda), môže zmiznúť za menej ako storočie. Mesiace planéty Súbor:Detail of Triton - GPN-2000-000422.jpg|thumb|Mesiac Triton, ako ho zo vzdialenosti vyfotografovala sonda Voyager 2 Neptún mal k septembru 2007 13 známych mesiacov. 1.7.2013 sa po objavení mesiaca Hippocamp zvýšil počet na 14. Zďaleka najväčší a jediný guľatý je Triton, objavený Williamom Lasselom iba 17 dní po objavení samotného Neptúna. Triton má retrográdnu dráhu, čo naznačuje, že môže ísť o bývalý objekt Kuiperovho pásu zachytený na obežnú dráhu okolo planéty jej gravitáciou. Pomaly sa k planéte približuje a keď napokon dosiahne Rocheovu medzu, slapové sily ho roztrhajú. Triton je najchladnejšie teleso pozorované v slnečnej sústave. Teplota jeho povrchu je 38,15 K (−228 °C). Nepravidelná Nereida, druhý najbližší mesiac Neptúna, má jednu z najexcentrickejších obežných dráh v slnečnej sústave. Od júla do septembra 1989 Voyager 2 objavil ďalších šesť mesiacov. Druhým najväčším je Proteus, ktorý však má iba pol percenta hmotnosti Tritonu. Je známy ako veľmi tmavé teleso, keďže odráža iba 6 % dopadajúceho svetla. K najvnútornejším patria Najáda, Thalassa, Despina, Galatea a Larissa. Z ďalších 5 nových mesiacov objavených zo Zeme je pomenovaný len jeden s názvom Psamathe (S/2003 N1). Ostatné 4 majú dočasné pomenovanie (S/2002 N1-4). Prehľad mesiacov Neptúna s priemerom nad Meno Označenie Elementy dráhy Rozmer (km) Mag. Rok objavu Objaviteľ definit. predbežné veľká polos (103 km) výstrednosť Sklon dráhy (°) doba obehu (dni) Triton I 354,8 0,0000 156,8000 5,8769 2706 13,0 1846 W. Lassell Proteus VIII S/1989 N1 117,6 0,0004 0,0390 1,1223 416 20,0 1989 S. P. Synnott / Voyager 2 Nereida II 5513,4 0,7512 7,2300 360,1362 340 19,2 1949 G. Kuiper Galatea VI S/1989 N4 62,0 0,0001 0,0540 0,4287 158 22,0 1989 S. P. Synnott / Voyager 2 Despina V S/1989 N3 52,5 0,0001 0,0650 0,3347 148 22,0 1989 S. P. Synnott / Voyager 2 Trójania Častice prstencov a Neptúnove mesiace nie sú jediné telesá, ktoré pri svojom obehu okolo Slnka súvisia s Neptúnom. Podobne ako pri Jupiteri, aj pri Neptúne objavili výskumníci z Carnegie Institution štyri telesá, ktoré zdieľajú s Neptúnom približne rovnakú obežnú dráhu. Takéto telesá, ktoré obiehajú 60° pred alebo 60° za planétou sa nazývajú Trójania. Neptún je po Jupiteri len druhou planétou slnečnej sústavy, pri ktorej sú známi Trójania. Prvý Neptúnov Trójan, planétka , bola objavená v roku 2001. Vplyv Neptúna na ťažisko slnečnej sústavy Neptún má hneď po Jupiteri druhý najväčší vplyv spomedzi planét na umiestnenie a pohyb ťažiska (barycentra) slnečnej sústavy a teda aj na pohyb Slnka. Za to môže nielen jeho veľká hmotnosť, ktorá je tretia najväčšia medzi planétami, ale hlavne jeho najdlhšia veľká polos obežnej dráhy. Vplyv Neptúna na ťažisko slnečnej sústavy tvorí približne 13 % z celkového vplyvu slnečnej sústavy. Je možné, že vplyv Neptúna má súvislosť s istou dlhou periódou v cykle slnečnej aktivity známej ako Gleisbergov cyklus , ktorej hodnota 80 – 85 rokov súhlasí s polovicou siderickej obežnej doby Neptúna alebo so synodickou periódou Neptúna voči spoločnej perióde známych planét.


Galileo (kozmická sonda)

Context: Opis sondy Sondu postavila firma Hughes Aircraft Corp., Los Angeles, Kalifornia (USA), prístrojové vybavenie koordinovala NASA Laboratórium prúdového pohonu (JPL), Pasadena, Kalifornia (USA), ktorá ju tiež riadila pre ústredie NASA, Office of Space Science and Applications (OSSA), Washington (D.C.) (USA) a Deutsches Zentrum für Luft und Raumfahrt (DLR), Kolín nad Rýnom (Nemecko). Počas letu sa skladala z družicovej časti, ktorá bola neskôr navedená na obežnú dráhu okolo Jupitera, a malej atmosferickej sondy Galileo Atmosphery Probe (označenie COSPAR 1989-084E), určenej na priamy prieskum vrchnej atmosféry Jupitera. Družicová časť Nákres sondy ukazuje umiestnenie prístrojov, ktoré sonda niesla k Jupiteru Družicovú časť tvorila rotáciou 3,25 až 10,5 obr/min alebo trojosovo stabilizovaná sonda typu HS-373 s maximálnym priemerom a výškou . Skladala sa z dvoch úsekov spojených otočným prepájacím uzlom so servosystémom SBA (Spin-Bearing Assembly), a to: prístrojový úsek v tvare nízkeho šesťbokého hranolu, nad ktorým bola upevnená parabolická smerová anténa z tenkej molybdénovej sieťky s priemerom , s tromi výklopnými ramenami; stabilizovaný úsek valcového tvaru s výklopnou smerovanou plošinou a smerovateľnou anténou s priemerom pre spojenie s atmosférickou sondou. Na spodnej strane stabilizovaného úseku bola pripevnená kužeľovitá atmosférická sonda (opis pozri nižšie). Na bokoch prístrojového úseku boli zavesené tri výklopné ramená. Najdlhšie s dĺžkou nieslo senzory magnetometrov umiestnených na jej konci a v jej strede a antény detektoru plazmových vĺn, dve kratšie s dĺžkou niesli dva rádioizotopové termoelektrické generátory (RTG) s celkom oxidu plutoničitého 238PuO2 na dodávku elektrickej energie (príkon na začiatku letu 570 W). Družicová časť niesla tieto prístroje: prístroje na optické a spektroskopické pozorovanie: prístroje umiestnené na otočnej stabilizovanej plošine: televízna kamera SSI (Solid State Imaging System) s detektory typu CCD (Charge Coupled Device) (800×800 bodov, spektrálny obor 300 až 650 a 700 až 1000 nm, expozičné časy od 4,167 ms do 51,2 s) pripojené k ďalekohľadu Casesgrainova usporiadania (ohnisková vzdialenosť , priemer , stavebná dĺžka , svetelnosť f/8,5, zorný uhol 0,46°, uhlové rozlíšenie 10,16 µrad/pixel) a vybavené osempolohovým karuselom s farebnými filtrami pre viditeľnú a blízku infračervenú oblasť (stredy pásiem 404, 559, 671, 727, 756, 889 a 986 nm) a jeden bezfarebný filter (610±220 nm); mapujúci infračervený mriežkový spektrometer NIMS (Near-Infrared Mapping Spectrometer) so 17 detektormi (15 InSb a 2 Si) chladenými na teplotu 64 K pre štúdium chemického zloženia atmosféry planéty a povrchu mesiacov pripojený k ďalekohľadu Ritchey-Chretienovho usporiadania (ohnisková dĺžka , priemer , svetelnosť f/3,5, rozlíšenie 5 až ); ultrafialový mriežkový Ebert-Fastieov spektrometer UVS (Ultra-Violet Spectrometer) s 3 fotonásobičmi (spektrálna oblas5 113 až 432 nm, spektrálne rozlíšenie 0,7 nm pod 190 nm, 1,3 nm nad 490 nm) pripojený k ďalekohľadu Cassegrain-Dall-Kirkhamovho usporiadania (ohnisková dĺžka , svetelnosť f/5) pre štúdium chemického zloženia atmosféry planéty; integrovaný fotopolarimeter a rádiometer PPR (Photopolarimeter-Radiometer) (spektrálny obor 0,4 až 45 µm) pripojený k ďalekohľadu usporiadania Cassegrain-Dall-Kirkham (priemer , ohnisková dĺžka , zorný uhol 0,14°) určený na zisťovanie aerosólových častíc v atmosfére Jupitera, chemického zloženia atmosféry a oblakov planéty a tepelnej rovnováhy atmosféry planéty, ktorý tvorili: fotopolarimeter (vo fotopolarimetrickom režime 3 kanály v pásmach 410,0, 678,5, a 944,6 nm, vo fotometrickom režime 7 kanálov v pásmach 618,7, 633,3, 648,0, 788,7, 829,3, 840,3 a 891,8 nm); rádiometer (5 kanálov v pásmach 16,8, 21,0, 27,5, 35,5 a 45 µm); prístroje umiestnené na rotujúcom úseku: spektrometer pre oblasť extrémneho ultrafialového žiarenia EUVS (Extreme UltraViolet Sprectrometer) (128 kanálov, spektrálny rozsah 54 až 128 nm, šírka kanálov 0,59 nm, spektrálne rozlíšenie 3,5 nm pre plošné, resp. 1,5 nm pre bodové zdroje, uhlové rozlíšenie 0,17×0,87°) určený najmä na štúdium plazmového toroidu na dráhe mesiaca Io; prístroje na štúdium magnetických polí a korpuskulárneho žiarenia, umiestnené na dlhom výklopnom ramene a na jeho základni: magnetometer MAG (Magnetometer) na štúdium medziplanetárneho a planetárnych magnetických polí tvorený 6 cievkovými detektormi (3 v strede ramena s citlivosťou ±512 nT resp. ±16 384 nT, 3 na jeho konci s citlivosťou ±32 nT resp. ±512 nT) a kalibračnými cievkami; spektrometer plazmových vĺn PWS (Plasma Wave Spectrometer) vybavený rozkladacou dipólovou anténou s rozpätím , umiestnenou priečne na konci ramena a 2 cievkovými anténami na sťažni veľké parabolickej antény (258 kanálov, frekvenčný rozsah 5,62 Hz až 5,65 MHz pri dipólovej anténe, 5 Hz až 3,5 kHz resp. 1 až 50 kHz pri cievkových anténach); analyzátor plazmy PLS Plasma Instrument, ktorý tvorili: štyri elektrostatické analyzátory (64 kanálov v rozsahu od 0,9 eV do 52 keV, časové rozlíšenie 0,5 s); štyri hmotové spektrometre (schopné detegovať ióny H+, H2+/He++, He+, O++, O+/S++, Na+, S+, K+ a SO2+); detektor mikrometeoroitov DDS (Dust Detector System) (efektívna účinná plocha , citlivosť od 0,1 fg do 1 µg); detektor energetických nabitých častíc EPD Energetic Particles Detector, ktorý tvorili: časticový teleskop s 8 kremíkovými polovodičovými detektormi nízkoenergetických častíc v magnetosfére LEMMS (Low-Energy Magnetospheric Measurements System) (32 kanálov, elektróny od 15 keV do >11 MeV, ióny od 22 keV do 55 MeV); analyzátor izotopového zloženia CMS (Composition Measurements System) tvorený dvoma ďalekohľadmi: teleskop TOF (Time-of-Flight) (13 kanálov, jadrá vodíka 80 keV až 1,25 MeV, jadrá hélia od 27 keV/u až 1,0 MeV/u, jadrá kyslíka od 12 do 522 keV/u, jadrá síry od 16 do 310 keV/u, jadrá železa od 20 do 200 keV/u); teleskop diferenciálnej energie (13 kanálov, jadrá He od 0,19 do 1,4 MeV/u, jadrá O od 0,16 do 10,7 MeV/u, jadrá Na od 1,0 do 11,7 MeV/u a jadrá Fe od 0,22 do 15,0 MeV/u); detektor ťažkých iónov HIC (Heavy Ion Counter) tvorený dvoma teleskopmi (rozsah protónových čísel od 6 (C) do 28 (Ni), energetický rozsah od 6 do >200 MeV/u) ; experimenty využívajúce rádiového vysielače sondy RS (Radio Science): vlastnosti plazmy a nehomogenít slnečného vetra v medziplanetárnom prostredí; štúdium vlastností atmosféry a ionosféry planéty a mesiacov v priebehu rádiového zákrytu sondy; stanovenie hmotností mesiacov Jupitera; hľadanie gravitačných vĺn s veľmi nízkou frekvenciou; štúdium slnečnej koróny počas konjunkcie sondy so Slnkom. Sonda Galileo sa pripravuje na pripojenie k urýchľovaciemu stupňu Systémy sondy boli riadené palubným počítačom s 16bitovým mikroprocesorom ATAC-16MS. Pre záznam nameraných vedeckých dát slúžila magnetopásková pamäť s kapacitou 900 Mbit. Hlavný telemetrický systém pracujúci v pásme X (8,422 GHz) mal pracovať cez veľkú parabolickú anténu (typická rýchlosť prenosu od Jupitera 134 kbit/s). Záložný telemetrický systém pracujúci v pásme S (2,297 GHz) využíval dve všesmerové antény, z ktorých jedna bola umiestnená na konci centrálneho sťažňa parabolickej antény, druhá na jednom výklopnom ramene s RTG. Povelový prijímač pracoval v pásme S (2,115 GHz). Spojenie s atmosférickou sondou sa udržovalo v pásme L. Pre navedenie na dráhu okolo Jupitera slúžil hlavný motor S400 s ťahom 400 N na dvojzložkové hypergolické kvapalné pohonné látky (monometylhydrazín a oxid dusičitý, celkom ) skladované v štyroch nádržiach s pretlakovou dopravou stlačeným héliom. Na bežné korekcie dráhy slúžil systém 12 motorčekov s ťahom 10 N zásobovaných z rovnakých nádrží. Na spojenie so sondou sa využívali pozemné stanice systému DSN (Deep Space Network). Hlavné riadiace stredisko sa nachádzalo v areáli NASA Laboratória prúdového pohonu (JPL) v kalifornskej Pasadene (USA). Atmosférická sonda Atmosférická sonda mala tvar kužeľa s maximálnym priemerom a výškou . Z celkovej hmotnosti pripadalo na ablatívny tepelný štít z fenolovej živice, ktorý kryl väčšiu časť povrchu. Krátkodobo mohol vydržať teploty až 14 000 °C a izoloval 65× dokonalejšie ako domáca termoska. Na palube boli umiestnené nasledujúce experimenty, ako užitočné zaťaženie s celkovou hmotnosťou : neutrálny hmotnostný spektrometer na štúdium chemického zloženia atmosféry NMS (Neutral Mass Spectrometer) (detekcia He, H2O, CH4, NH3, ďalších atómov a molekúl s hmotnosťou od 1 do 52 u a vybraných ťažších atómov ako sú Kr a Xe, t. j. 84 u a 131 u, rozsah tlaku okolitého prostredia 0,01 až 1 MPa); súbor senzorov na priame meranie teploty, tlaku a nepriame určenie hustoty a priemernej molekulovej hmotnosti atmosféry v závislosti na výške ASI (Atmospheric Structure Instrument), ktorý tvorili: akcelerometre na meranie atmosférického brzdenia; teplomer; tlakomer; nefelometer NEP (Nephelometer) na štúdium veľkosti, distribúcie a fyzikálnych charakteristík častíc v oblakoch na základe rozptylu infračerveného žiarenia (vlnová dĺžka 900 nm, rozsah tlaku okolitého prostredia 0,01 až 1 MPa); infračervený interferometer na stanovenie koncentrácie hélia v atmosfére HAD (Helium Abundance Detector) (rozsah merania od 0,3 do 0,8 MPa, relatívna presnosť 0,1 %); viackanálový rádiometer na meranie tepelnej energie v atmosfére NFR (Net-flux Radiometer) (0,3 – 3,0, 0,3 – 2000, 20 – 30, 30 – 40 a 40 – 60 µm, merania v rozsahu tlakov 0,01 až 1 MPa); detektor búrkových elektrických výbojov LRD (Lightning and Radio Emission Detector), s dvoma detekčnými systémami: elektromagnetický rádiový detektor (frekvenčné pásma 3, 15 a 100 kHz) pre detekciu rádiového šumu a zmien magnetického poľa; optický detektor s fotodiódou na registráciu svetelných zábleskov; osemkanálový detektor energetických častíc EPI (Energetic Particle Investigation) (3 kanály pre elektróny, 3 kanály pre protóny, 1 kanál pre častice alfa, 1 kanál pre ťažšie ióny). Zostupový systém sa skladal z brzdiaceho a stabilizačného padáku a nosného padáku z dakronu a kevlaru s priemerom . Elektrickú energiu dodávali lítiumsulfonylové akumulátory s celkovou kapacitou 21 Ah, vlastný raketový pohon nebol inštalovaný. Životnosť puzdra obmedzovali: mechanická a tepelná odolnosť (pri pozemných skúškach v r. 1983 do 60 °C vnútornej teploty a tlaku do 1,6 MPa, vypočítaná odolnosť do 2,0 MPa, k poškodeniu neutrálneho hmotnostného spektrometra došlo až pri 2,1 MPa); kapacita akumulátorov (z výroby 21 Ah, pri príletu k Jupiteru asi 20 Ah, t. j. 74 min zostupu); družicová časť sondy Galileo mala na príjem údajov najviac 75 minút a potom sa musela venovať inej aktivite. Prenos dát na materskú sondu sa uskutočňoval na dvoch frekvenciách v pásme L (1,3870 a 1,3871 GHz, rýchlosť prenosu 256 bit/s). Ultrastabilný oscilátor udržoval konštantnú frekvenciu signálov, takže z Dopplerovho posunu bolo možné odvodiť dáta o rýchlosti vetra a smeru pohybu puzdra.


Venera-11

Context: Konštrukcia Hmotnosť sondy bola asi 4700 kg okrem paliva, z toho pristávacie puzdro (tiež pristávací modul) 1600 kg. Jej súčasťou bola francúzska aparatúra Sigma 2MS slúžiaca na snímanie zábleskov žiarenia gama, vlastný motor a vysielacia aparatúra. Puzdro bolo vybavené padákovým systémom, ktorý obsahoval výťažný a brzdiaci padák. Ďalej tu bol hmotový spektrometer, plynový chromatograf Sigma, aparatúra Groza a množstvo ďalších prístrojov.


Venera-12

Context: Konštrukcia Sonda bola rovnaká, ako jej o týždeň skôr vypustená dvojička Venera 11. Hmotnosť sondy bola asi 4 700 kg okrem paliva, z toho pristávacie puzdro (tiež pristávací modul) . Jej súčasťou bola francúzska aparatúra Sigma 2MS k snímaniu zábleskov gama žiarenia. Puzdro bolo vybavené padákovým systémom, ktorý obsahoval výťažný a brzdiaci padák. Ďalej tu bol hmotový spektrometer, plynový chromatograf Sigma, aparatúra Groza a rada ďalších prístrojov.


Marsovský rover

Context: Pristátie Sonda vstupuje do atmosféry Marsu a spomaľuje. Pri vstupe do atmosféry vzniká veľmi vysoká teplota, pred ktorou sondu chráni tepelný štít. Neskôr sa otvorí padák a odhodí tepelný štít. Pri misii Pathfinder a Mars Exploration Rover sondu zabrzdily trysky z cestovného stupňa ( Backshell ) a uvoľnili na povrch sondu, okolo ktorej boli airbagy. Nasledovalo niekoľko odskokov a okvetné lístky sa odklopili a sonda bola pripravená na svoju vedeckú činnosť. Pri misiách roverov Perseverance a Curiosity bola použitá zostupová plošina Skycrane, ktorá ich pomocou trysiek ich spustila na povrch a odletela do bezpečnej vzdialenosti od roveru, aby ho nepoškodila.


Mars Reconnaissance Orbiter

Context: Priebeh letu Dráha sondy – zarážky na dráhe sú po mesiacoch Sonda bola vypustená z kozmodrómu Kennedy Space Center na Floride 12. augusta 2005 dvojstupňovou nosnou raketou Atlas 5 Model 4001. 10. marca 2006 sonda dosiahla planétu Mars, kde bola pomocou šiestich hydrazínových motorov navedená na veľmi excentrickú obežnú dráhu okolo planéty. Brzdiaci manéver trval 27 minút. Fáza brzdenia s využitím atmosféry (tzv. aerobraking) prebiehala v období od marca do augusta 2006, až kým sonda nedosiahla potrebnú nižšiu dráhu. Túto fázu sonda ukončila 30. augusta 2006. Potom vysunula anténu a odstránila krytky zo šošoviek inštalovaných kamier, aby mohla začať vlastný vedecký výskum planéty. Základná vedecká misia trvala do decembra 2008. Jej hlavným cieľom bolo snímkovanie povrchu s vysokým rozlíšením, čo umožní detailné naplánovanie ďalších expedícií automatických sond. V marci 2008 sonda prostredníctvom kamery HiRISE zachytila lavíny na Marse. V severnej polárnej oblasti planéty sa sonde podarilo odfotografovať niekoľko zosuvov. Zosunutý materiál bol pravdepodobne z väčšej časti tvorený ľadom a uvoľnil sa z okraja približne 700 metrov vysokého útesu. V apríli 2009 na snímkach kamery HiRISE vedci objavili na severnej pologuli Marsu malé, čerstvo vytvorené krátery. Okolo kráterov bol pozorovaný biely materiál a jeho spektrálnou analýzou sa potvrdilo, že ide o vodný ľad. V období od 3. júna do 9. júna 2009 sonda prerušila svoju vedeckú činnosť. Dôvod výpadku bol neočakávaný reset palubného počítača a následný prechod sondy do bezpečnostného módu.


Huygens (sonda)

Context: Priebeh letu Po štarte 15. októbra 1997 z kozmodrómu na myse Canaveral na Floride (USA) boli vzhľadom na veľkú hmotnosť spojených sond počas letu k Saturnu využité gravitačné manévre pri dvoch preletoch okolo Venuše (26. apríla 1998 vo výške a 24. júna 1999 vo výške ), okolo Zeme (18. augusta 1999 vo výške ) a okolo Jupitera (30. decembra 2000 vo výške približne 10 mil. km). Každý z týchto gravitačných manévrov sondu urýchlil, čím sa podstatne skrátila doba príletu k Saturnu. Počas preletu medziplanetárnym priestorom technici dodatočne prišli na problém súvisiaci s dopplerovským posunom frekvencie modulujúceho digitálneho signálu prenášaných dát zo sondy Huygens na sondu Cassini počas pristávacieho manévru na Titane. Problém bol nakoniec vyriešený presunutím pristátia sondy Huygens z prvého na tretí obeh a zväčšením vzájomnej vzdialenosti obidvoch sond v priebehu manévru, čím sa nežiaduci efekt zmiernil. Do Saturnovej sféry gravitačného vplyvu vstúpila sonda Cassini 9. marca 2004. Zážihom hlavného korekčného motora na dobu 96 minút bola 1. júla 2004 sonda navedená na obežnú dráhu okolo planéty. Dňa 14. septembra 2004 boli započaté prípravy puzdra Huygens k samostatnému letu. Do tej doby bola sonda Huygens až na krátke okamihy previerok jej technického stavu hybernovaná. Vlastné odpojenie sondy Huygens od materskej sondy Cassini prebehlo 25. decembra 2004. Sonda Huygens 14. januára 2005 úspešne pristála na mesiaci Titan. Zostup atmosférou trval 2 hodiny 32 minút a 15 sekúnd. Počas pristávania a pobytu na povrchu slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica na preposielanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Atmosférická sonda pristála na zmrznutom titanovom „bahne“ tvorenom zmesou kremičitanových hornín a tuhého metánu. Nad očakávania vedcov prežila pristátie o viac ako 4 hodiny a spojenie medzi ňou a signál preposielajúcou sondou Cassini bolo stratené až 2 hodiny po pristátí, keď sa jej Cassini stratila za obzorom. Slabý signál nosnej frekvencie (bez možnosti získania zmysluplných dát) bol prijímaný priamo na Zemi ešte ďalšie 2 hodiny potom. V dôsledku programátorskej chyby došlo k strate približne polovice dát prijatých na sonde Cassini, ktoré neboli nahrané do palubnej pamäti a preto nemohli byť neskôr odoslané na Zem. Napriek tomu je misia Huygens považovaná za mimoriadny technický a vedecký úspech.


Voyager 1

Context: Priebeh letu Po desiatich minútach od štartu bola dosiahnutá parkovacia dráha, po ďalších 50 minútach medziplanetárna dráha. V priebehu štartu došlo k predčasnému vypnutiu motorov na pevné palivo. Táto strata bola kompenzovaná dlhším horením ďalšieho stupňa Centaura a nakoniec bola potrebná rýchlosť dosiahnutá len 3,4 sekundy pred úplným spotrebovaním paliva. Štart sondy na vrchole rakety Titan/Centaur Po dvoch hodinách letu bola sonda stabilizovaná v dvoch osiach na Slnko a za niekoľko ďalších hodín bola stabilizovaná aj v tretej osi na hviezdu Canopus. Dvojka mala pred ňou náskok 14 miliónov kilometrov, ale bola vyslaná na pomalšiu dráhu. 11. septembra bola vykonaná korekcia dráhy +2,45 m/s a 13. septembra korekcia dráhy +10,11 m/s. V obidvoch prípadoch bola zmena rýchlosti o 20% nižšia ako bolo plánované. Bradforda Smitha, vedúceho tímu pre snímkovanie kozmických telies hneď po štarte sondy Voyager 2 napadlo, že by bolo zaujímavé vidieť, ako vyzerá pohľad na Zem - Mesiac. Ešte pred štartom boli narýchlo naprogramované palubné počítače a 18. septembra 1977 vznikla farebná fotografia kosáčika Zeme a kosáčika Mesiaca zložením snímok z 18 pozícií v troch farbách. Všetko bolo nahrané na palubný magnetofón a 7. a 10. októbra prehrané na Zem. Bola to prvá snímka z Voyagerov a prvá takáto snímka našej planéty a jej prirodzenej družice vôbec, odfotená zo vzdialenosti . Posledný novembrový týždeň prekrížili obidve sondy dráhu planéty Mars. Boli od neho vzdialené 137 miliónov km, čo je približne toľko, ako vzdialenosť Zeme od Slnka. 15. decembra 1977 jednotka predbehla dvojku, pričom ich vzájomná vzdialenosť bola 17 miliónov kilometrov. Začiatkom decembra 1977 sa obidve sondy vnorili do pásu asteroidov medzi Marsom a Jupiterom. Problémy s natáčaním plošiny 22. februára 1978 nastala na Voyageri 1 prvá vážna porucha. Pri kalibračných skúškach otočnej plošiny a príkazu o otočenie o 62 stupňov došlo po 27 stupňoch k spomaleniu pohybu a po ďalších 5 stupňoch sa plošina zastavila úplne. Nefunkčnosť plošiny by znamenala, že pri snímkovaní by sa musela otáčať celá sonda, nielen plošina s kamerami. Dáta by sa museli najprv nahrávať na magnetofónovú pásku, ktorej kapacita je ale obmedzená, pretože otáčaním by sonda stratila rádiový kontakt so Zemou. Na identickom exemplári sondy, ktorý zostal v Pasadene, sa poruchu nepodarilo nasimulovať. Táto porucha spôsobila, že sonda nevyfotografovala planétku Medeu, ktorú minula vo vzdialenosti 15,9 mil. km. Plošinu sa napokon podarilo opakovaným zapínaním elektromotora rozhýbať. Predpokladanou príčinou poruchy boli úlomky mäkkého poddajného materiálu, ktoré sa tam dostali zrejme z viacerých zdrojov pri zostavovaní jednotky a pôvodne boli zistené na výstupnom ozubenom prevode a tiež v predposlednom prevode. Úlomky boli ozubenými kolesami prevodu pravdepodobne rozdrvené a technici už neočakávali žiadne ďalšie ťažkosti. Prelet okolo Jupitera 4. januára 1979 sa začalo nepretržité pozorovanie Jupitera vzdialeného 60 mil. km počas 60 dní. Ultrafialový spektrometer monitoroval Jupiter 8-krát denne, každý deň bola vyhotovená stovka infračervených spektier. Fotopolarimeter zisťoval elektromagnetické vlastnosti prostredia, kde sa sonda nachádzala. Merania boli celý deň zaznamenávané na magnetofónovú pásku dlhú a schopnú uložiť 536 miliónov bitov informácií, čo je asi 100 kvalitných snímok. Nazbierané údaje sa vysielali na Zem jedenkrát denne, v trojhodinovej sekvencii. Pri každom zapnutí alebo prevíjaní pásky prístrojom trochu trhlo a museli sa na chvíľu zapnúť stabilizačné trysky sondy, aby snímkovanie mohlo byť plynulé. Pôvodne mala NASA v pláne len výskum planéty. Bradford Smith nakoniec presadil, aby sonda mohla uskutočniť aj výskum jeho mesiacov. 13. januára 1979 sa začalo intenzívne snímkovanie. Počas nasledujúcich 100 hodín a 10 otočiek planéty vznikol každých 96 sekúnd jeden snímok. Spolu bolo zachytených 3750 snímok, z ktorých poskladaním sa vytvoril prvý film tohto druhu. Kotúč Jupitera sa postupne zväčšoval, až sa napokon nevošiel do zorného poľa kamery a snímky bolo nutné skladať. Od 21. februára 1979 sa na zachytenie celého disku muselo použiť 9 obrázkov. Súbor:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|Postupné približovanie k Jupiteru Súbor:Great Red Spot From Voyager 1.jpg|Veľká červená škvrna Súbor:Volcanic crater with radiating lava flows on Io.jpg|Farebná snímka mesiaca Io. Súbor:Jupiter from Voyager 1.jpg|Detail Jupiterovej atmosféry vo falošných farbách Súbor:Valhalla crater on Callisto.jpg|Kráter Valhalla na mesiaci Callisto. Súbor:Jupiter by voyager 1.jpg|Dva mesiačiky s Jupiterom v pozadí. Súbor:Voyager 1 Image of Ganymede - GPN-2003-000007.jpg|Snímka Ganymeda, najväčšieho mesiaca v slnečnej sústave Súbor:Vulcanic Explosion on Io.jpg|Sopečná explózia na mesiaci Io. 3. marca 1979 bolo kvôli 3 hodiny trvajúcej búrke s bleskami nad austrálskou pozorovacou stanicou v Tidbinbille prerušené spojenie so sondou. Tým boli nenávratne stratené výsledky spektrometrického sledovania mesiaca Io v oblasti ultrafialového žiarenia. 4. marca 1979 o 19:13 hod bol ukončený snímok s veľmi dlhou expozíciou 672 sekúnd, z dôvodu spresnenia polohy sondy. V tej dobe nepracoval automatický kontrolný systém polohy plošiny, preto sa musela za hviezdami v otvorenej hviezdokope M44 natáčať celá plošina s kamerami. Vďaka tomu boli na fotografii objavené prstence, doteraz známe len u Saturna. Stephen Synnott na snímkach Voyagera 1 neskôr objavil aj nový malý mesiac pomenovaný Metis. 5. marca 1979 prebehlo snímkovanie malého mesiaca Amalthea a najtesnejší prelet okolo Jupitera vo vzdialenosti od jeho oblakov. Prebiehal detailný fotografický a rádiový prieskum, v činnosti boli postupne všetky prístroje. 6 hodín po najväčšom priblížení asi o 18:00 hod. boli v atmosfére Jupitera zaznamenané blesky. Keď bola sonda ukrytá za Jupiterom, bolo s ňou stratené spojenie na 2 hodiny. Snímky mesiaca Io priniesli prekvapivé zistenie, že toto teleso má aktívny vulkanizmus. Rovnako neočakávané boli zábery na ľadom pokrytý mesiac Európa. K 15. marcu 1979 odoslala sonda Voyager 1 viac ako 15 000 fotografií Jupitera a jeho mesiacov a nespočítateľné množstvo ďalších meraní. 9. apríla 1979 prebehla ešte malá korekcia dráhy a Voyager 1 urýchlený Jupiterom bol na ceste k Saturnu. Prelet okolo Saturna Saturn z Voyageru 1 vo falošných farbách 24. marca 1980 vo vzdialenosti začal Voyager 1 fotografovať Saturn, hlavne kvôli vyhodnoteniu a upresneniu dráhy. 22. augusta 1980 nastal začiatok pozorovania a prieskumu planéty. 12.–14. októbra 1980 vznikol počas 42 hodín každých 288 sekúnd jeden snímok Saturnu. 24. októbra 1980 predstavovala vzdialenosť k Saturnu . 3. novembra 1980 prebehlo snímkovanie Saturna a prstencov s cieľom objaviť nové družice. 12. novembra 1980 sonda pozorovala najväčší Saturnov mesiac Titan s najväčším priblížením o 7:05 hod vo vzdialenosti . Tethys minula asi 23:40 hod. vzdialenosť . 13. novembra 1980 nastalo najväčšie priblíženie k atmosfére Saturnu vo vzdialenosti . 18. novembra 1980 bola misia pri Saturne ukončená, boli odoslané posledné fotografie. Voyager tak veľmi úspešne zakončil svoju úlohu v slnečnej sústave. Dodatočne na základe jeho dát boli nájdené 3 nové družice Saturna. Za 38 mesiacov cesty sa Voyager 1 oneskoril len o 2 minúty a vo vzdialenosti 1,5 miliardy kilometrov minul vypočítaný preletový bod len o 19 kilometrov. 14. februára 1990 urobil Voyager 1 zo vzdialenosti 6 miliárd kilometrov snímky všetkých planét našej slnečnej sústavy okrem Merkúra, ktorý bol príliš blízko pri Slnku. "Rodinný portrét" slnečnej sústavy


Atmosféra Jupitera

Context: Galileo JEP Atmosférické puzdro Galileo JEP po oddelení od materskej sondy (umelecká predstava) Priame informácie z vnútra Jupiterovej atmosféry poskytla vedcom sonda Galileo JEP (Jupiter Entry Probe), ktorá priletela k Jupiteru ako súčasť materskej orbitálnej sondy Galileo. Táto malá sonda mala tvar kužeľa s najväčším priemerom a hmotnosť . Od svojej materskej sondy sa oddelila 13. júla 1995. 7. decembra toho istého roku potom vstúpila do atmosféry na súradniciach 6.57° s.š., 4.94° z.d.. Počas preletu jej vrchnými vrstvami ju chránil ablatívny tepelný štít z fenolovej živice, ktorý bol krátkodobo schopný vydržať teploty až 14 000 °C. V nižších vrstvách atmosféry sa otovrili stabilizačný padák a hlavný padák. Namerané údaje vysielalo toto zostupové puzdro na materskú orbitálnu sondu a tá ich predávala na Zem staniciam systému DSN (Deep Space Network). Po odhodení tepelného štítu a rozprestretí padáku sonda prelietala v miestnom večernom súmraku hnedou hmlou. Potom sa ponorila do bielych oblakov zmrznutého čpavku. Zostúpila do hĺbky asi 130, kým ju nezničila okolitá teplota a tlak. Okolitá teplota bola v týchto miestach 152 °C a tlak mal hodnotu 2,3 MPa. odhaduje sa, že po skončení vysielania zanikol najskôr padák, potom časti z hliníkových zliatin a neskôr aj časti z titánových zliatin. 8. decembra v čase najneskôr 07:00 UT puzdro úplne prestalo existovať. O sedem rokov neskôr zanikla v atmosfére Jupitera aj materská orbitálna sonda. Bola do nej navedená zámerne na konci svojej činnosti.


Huygens (sonda)

Context: Introduction  Huygens je západoeurópska planetárna sonda, súčasť kombinovanej misie Cassini-Huygens, určená na prieskum atmosféry a povrchu najväčšieho Saturnovho mesiaca Titanu. Pre organizáciu ESA a taliansku národnú kozmickú agentúru ASI ju vyrobila francúzska firma Aerospatiale . Na prístrojovom vybavení sa podieľala tiež americká organizácia NASA a celý rad amerických univerzít. Vlastná atmosférická sonda tvaru nízkeho kužeľa s maximálnym priemerom bola stabilizovaná rotáciou. Počas balistického zostupu bolo puzdro s prístrojmi chránené proti tepelnému namáhaniu krytom s celkovou hmotnosťou asi , tvoreným vpredu ablatívnym štítom na ochranu proti žiaru počas zostupu a vzadu hliníkovým krytom, pod ktorým bol umiestnený padákový systém tvorený troma postupne vypúšťanými nylonovými padákmi: pilotným, hlavným a stabilizačným. Proti bolo prístrojové puzdro vybavené 35 výhrevnými elementami s plutóniom 238. Sonda niesla súbor vedeckých prístrojov, ktorý tvorili: zostupová kamera a spektrálny rádiometer s 13 snímačmi pre meranie teploty častíc v atmosfére, atmosféry a povrchu, spektrálny výskum a vyhotovenie snímkou pod vrstvou oblačnosti; reflektor určený na osvetlenie povrchu, pre zábery vo viditeľnej a infračervenej oblasti; plynový chromatograf a hmotový spektrometer pre chemickú analýzu plynov a aerosólových častíc; lapač aerosólov a pyrolytické zariadenie na zachytenie častíc v oblakoch a ich následné odparenie; súbor experimentov pre povrchový výskum na určenie fyzikálnych vlastností a zloženia povrchu na mieste dopadu, ktorý tvorili: akustický detektor umožňujúci meranie výšky a prípadného pohybu povrchu (vlny, hĺbka mora v prípade pristátia na hladine); prístroj na meranie výkyvov sondy pri zostupe a po pristátí; snímače merajúce hustotu, teplotu, index lomu, tepelné vlastnosti atď. kvapalného povrchu; zariadenie pre výskum atmosféry obsahujúce snímače na meranie fyzikálnych a elektrických vlastností atmosféry, hustoty atmosféry, veterného prúdenia, mohutnosti vĺn, teploty a tlaku; anemometer na meranie rýchlosti vetra. Počas letu po medziplanetárnej dráhe a v počiatočnej fázy letu po obežnej dráhe okolo Saturnu bola sonda Huygens pripojená k materskej sonde Cassini, určenej na prieskum planéty, jej prstencov a systému jej mesiacov. Na materskej sonde bolo umiestnené zariadenie na vypustenie sondy Huygens aj prijímače pre preposlanie nameraných dát z atmosférickej sondy na Zem.


Titan (mesiac)

Context: Sonda Cassini objavila gigantický oblak nad severným pólom mesiaca. Má priemer až 2400 km a siaha po 60-tu rovnobežku. Je pravdepodobné, že práve z tohto oblaku pršia uhľovodíky hromadiace sa v povrchových jazerách. Jeho existenciu predpokladali vedci ešte predtým, než sa ho podarilo sonde odfotografovať. Oblak existuje už niekoľko rokov a vedci predpokladajú, že v priebehu ďalšieho vývinu sa bude presúvať do južných polárnych končín. Mraky na Titane sa pohybujú rýchlosťou okolo 1 m/s. Nad južným pólom mesiaca sa zase vytvoril polárny vír.