Merkur 

Merkur je nejmenší planetou Sluneční soustavy. Je ze všech planet nejblíže Slunci a proto má také ze všech planet nejkratší dobu oběhu. Má také velmi vysoké teploty na povrchu. Přivrácená strana ke Slunci má přes 500°C. Protože Merkur nemá atmosféru, dochází k velkým výchylkám teplot. Odvrácená strana od Slunce má naopak -180°C.

Zatím jedinou sondou, která prolétla kolem Merkuru byl Mariner 10. Byl vypuštěn v roce 1973 jako první se pokusil navštívit oběžnou dráhu dvou planet. Nejprve roku 1974 proletěl kolem Venuše a pak letěl k Merkuru. K Zemi poslal 8 000 fotografií. Zmapoval většinu povrchu Merkuru.

Merkur je také velmi špatně pozorovatelný ze Země. Jedním z důvodů je jeho blízkost ke Slunci. To se ale dá eliminovat pozorováním za úsvitu nebo za soumraku. Dalším problémem je jeho vysoká oběžná rychlost(47,89 km/s).

Merkur také nemá téměř žádnou atmosféru. Tlak na povrchu je asi 10Pa, což je na Zemi považováno za "ultralehké" vakuum. Atmosféra se skládá především z kyslíku, sodíku, vodíku a helia. Tato atmosféra je vytvářena působením slunečního větru na povrch Merkuru, ze kterého se uvolňují plynné látky. Vzhledem k vysoké teplotě povrchu tyto plyny rychle unikají. Atmosféra Merkuru je proto dynamická.

Sonda Mariner 10 také zjistila, že Merkur má své vlastní magnetické pole. Je 100krát slabší než na Zemi. Toto pole však nemůže být způsobeno jako na Zemi vysokou rotací kolem osy. Proto se předpokládá, že Merkur má obrovské železné jádro způsobující magnetismus. Toto by měla zkoumat sonda BepiColombo, která má startovat v roce 2013.

Merkur je také nejvzpřímenější planetou Sluneční soustavy. Odchylka jeho osy od vertikály jsou pouhé 2°. Tato nízká výchylka je způsobena Pomalou rotací planety kolem své osy.

Merkur v datech

Venuše 

Venuše má zpětnou rotaci(od východu na západ). Z planet je prakticky jediná, která má tuto vlastnost. Další takový je ještě Uran, ale u něj je tato vlastnost z důvodu vysokého odklonění rotační osy diskutabilní. Venuše má také velmi nízkou rotační rychlost. Důvod těchto dvou jevů není zcela vysvětlen, ale pravděpodobně se tak stalo v důsledku srážky s jiným, velmi hmotným tělesem. Kromě neobvyklého zpětného pohybu je navíc rotace Venuše na její oběžné dráze synchronizována tak, že v době nejbližšího přiblížení k Zemi se k ní natáčí vždy stejnou stranou. Tato vlastnost může být způsobena slapovými silami, které ovlivňují Venušinu rotaci, kdykoliv se planety dostanou dost blízko sebe. Může však také jít pouze o náhodu.

Venuše je stále vulkanicky aktivní. Proto je většina povrchu pokryta vrstvou ztuhlé čedičové lávy. Vnitřek Venuše je podobný Zemi: železné jádro s roztaveným kamenným pláštěm tvořícím největší část planety.

Venušino magnetické pole je velmi slabé. Příčinou je její pomalá rotace. Sluneční vítr proto zasahuje přímo Venušinu horní atmosféru. Venuše měla původně stejné množství vody jako Země. Jenže v důsledku bombardování slunečními částicemi se voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík unikl do prostoru, kyslík se sloučil s atomy kůry a zmizel z atmosféry.

Zkoumání Venuše družicemi je velmi náročné. Způsobují to hustá mračna kyseliny sírové, vysoká teplota a také velmi vysoký tlak(téměř 10MPa), který odpovídá tlaku 1km pod hladinou moře. Z těchto důvodů sondy nevysílají déle než 2 hodiny.

Venuši přesto navštívilo již několik sond. Prvními takovými byly sovětské sondy Veněra. Tyto sondy jako první zjistily podmínky na Venuši. Ale až Veněra 9 poslala k Zemi první snímky povrchu. Americká sonda Magellan dostala na oběžnou dráhu kolem planety a provedla detailní radarové mapování. 98% povrchu bylo zmapováno s přesností přibližně 100 m.

I přes tyto podmínky existuje možnost, že je na Venuši život. Nikoliv však na povrchu, ale ve venušiných mracích. Tyto mikroorganismy by byly podobné některým raným pozemským organismům.

Planeta Venuše

Venuše je planeta typově, rozměrově i vzdálenostně nejbližší Zemi. Je proto také nazývána sesterskou planetou. Jenže podmínky na Venuši jsou zcela jiné než na Zemi.

Atmosféra je tvořena z 96% oxidem uhličitým. Ten způsobuje skleníkový efekt a ohřívá planetu na 400°C a na rovníku až na 500°C a dosahuje tedy vyšších teplot než je na Merkuru, který je dvakrát blíž ke Slunci. A i přes nízkou rotační rychlost zde nejsou velké rozdíly ve dne a v noci. To je způsobeno větrnými proudy, které obletí atmosféru za 4 dny.

V horních vrstvách atmosféry vanou silné větry o rychlosti 350 km/h. Na povrchu již tak silné větry nevanou. Rychlost je pouze několik km/h. Jenže protože atmosféra má na Venuši vysokou hustotu, má silné účinky na překážky. Mraky se skládají především z oxidu siřičitého a kapiček kyseliny sírové. Zcela obklopují planetu a zahalují povrch planety. Proto povrch planety není viditelný a k jeho pozorování se musí použít radary.

Venuše v datech

Planeta Země

Země je největší z planet zemského typu. Má také nejvyšší hustotu, ze všech planet ve Sluneční soustavě. Je také jediným vesmírným tělesem, na kterém je prokázán život. Je také nejbližší planetou ke Slunci, která má přirozenou družici, Měsíc. Ten vznikl "krátce" po vzniku Země. Je několik teorií jeho vzniku, ale vzhledem k jeho složení je nejpravděpodobnější teorie, že se ještě rozžhavená Země srazila s tělesem velikosti Marsu, spojila se s ním a vyvrhla část materiálu do vesmíru, kde se později zformoval Měsíc. Země a Měsíc obíhají okolo společného barycentra, které je asi 1800 km pod povrchem Země. Rotace Měsíce je synchronizována s jeho oběhem kolem Země. Proto je ze Země vidět pouze jedna Měsíční strana.

Země má, jako všechny planety, tvar elipsoidu s malou excentricitou(přesněji má tvar geoidu). Ta je způsobena rotací a odstředivou silou, která při této rotaci vzniká. Rozdíl rovníkového průměru je asi o 43km větší než je vzdálenost pólů. Ovšem zakulacení Země je mnohem méně výraznější než zakřivení v důsledku nerovnosti. Proto lidé dlouho považovali Zemi za placatou. To bylo zcela vyvráceno až vesmírnými lety.

Vnitřek Země je rozdělen na vnější křemíkovou pevnou kůru a plášť, tekuté vnější jádro a pevné vnitřní jádro. Tekuté vnější jádro umožňuje existenci magnetického pole díky konvekci jeho elektricky vodivého materiálu. 

Kůra je široká od 5km(na dně oceánů) po 70km(pod pohořími). Oceánská kůra se skládá z křemíku, železa a hořčíku. Kontinentální kůra je složena z křemíku, sodíku, draslíku a hliníku. Je rozlámána na různé litosférické desky, které se pohybují a způsobují zemětřesení a změnu zemského reliéfu.

Plášť zasahuje do hloubky 2890km. Z větší části je složen z materiálů bohatých na hořčík a železo. Jejich bod tání závisí na tlaku. Protože je zde žár a při cestě do hloubky se zvyšuje tlak, spodní části této oblasti jsou považovány za pevné, zatímco horní jsou polotekuté.

Jádro se dělí na dvě části. Pevné vnitřní jádro s poloměrem okolo 1250 km a tekuté vnější jádro o poloměru zhruba 3500 km, které se rozprostírá se kolem něj. Vnitřní jádro je pevné a skládá se především ze železa a z menší části z niklu. Vnějším jádro, obklopující vnitřní, je složeno ze směsi tekutého železa a niklu.

Země je díky své vzdálenosti od Slunce jedinou planetou, kde voda existuje v kapalném skupenství, což je hlavní podmínka pro vznik života. Země je ze 71% pokryta vodou. Pouze 29% tvoří souš.

Atmosféra Země je složená ze 78% z dusíku 21% kyslíku a zbytek tvoří jiné plyny, z nichž nejdůležitější je oxid uhličitý, který vyváří skleníkový efekt a ozón, který zachycuje UV záření.

Země v datech

Planeta Mars

Mars je poslední z planet zemského typu. A také je druhá nejmenší planeta Sluneční soustavy. Mars dostal své jméno, podle rudého zbarvení, které bylo symbolem války, ohně a krve. A Mars byl starořímský bůh války. Mars lze za příhodných podmínek pozorovat celou noc a má načervenalou barvu.

Atmosféra Marsu je velmi řídká. Tlak na povrchu je mezi 600 až 1000 Pa. To je přibližně 100 až 150krát méně než na Zemi. Největší podíl má oxid uhličitý (95 %), dále dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,15 %).

Průměrná teplota u povrchu planety je okolo ?56 °C. Pro Mars jsou typické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty pohybují od ?90 do ?10 °C, a nad nulu se prakticky nedostanou. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnou až 30 °C.

Povrch Marsu je velmi různorodý. Jižní polokoule s hornatou krajinou je pokryta krátery. Na severní polokouli jsou obrovské rovné pláně zalité lávou. Na Marsu je nejvyšší hora Sluneční soustavy - sopka Olympus Mons, která vystupuje do výšky 27 km nad okolní terén. V rovníkové oblasti Marsu se nachází obrovský kaňon Valles Marineris. Je dlouhý 4 500 km a hluboký 7 km.

Kůra Marsu je silná od 32 do 80 km. Ale přesné složení není známo.

Plášť je silný okolo 1 500 až 2 000 km, je složen z křemičitých hornin.

Jádro má rozměry mezi 1250km a 2000 km. Ani jeho složení zatím není přesně známo. Pravděpodobně je železné a tuhé, jinak by vytvářelo magnetismus, který ovšem nebyl zaznamenán.

Mars má dva měsíce Deimos a Phobos. Oba ukazují Marsu stále stejnou část. Phobos obíhá planetu rychleji než se ona sama otáčí, což způsobuje zpomalování oběhu a snižování vzdálenosti. Odhaduje se, že za 50 000 let Phobos do planety narazí. Naproti tomu oběžná dráha Deimosu se prodlužuje. Oba tyto měsíce jsou pravděpodobně zachycenými planetkami.

Protože se lidé domnívali(a stále domnívají), že na Marsu může být život, je Mars častým cílem sond a dokonce se plánuje přistání člověka na Marsu.

První pokusy o přistání na Marsu podniklo 7 sovětských sond. Ty se ovšem ani nedostaly k cíli. Úspěšnější byly americké sondy Mariner 3 a 4. Ty na Zem poslaly celkem 22 snímků. Mariner 6 a 7 prolétly okolo, a na Zem poslaly 400 snímků a zkoumaly složení atmosféry. Dalším úspěšným projektem byl program Viking. Jednalo se o 2 sondy, které prozkoumaly povrch s rozlišením na 100km a odeslali 55 000 snímků.

Poté se program objevování Marsu na delší dobu přerušil. Ovšem v poslední době se zase vesmírné programy začaly o Mars se střídavými úspěchy zajímat. Mezi úspěchy se určitě řadí přistání 2 amerických sond Spirit a Opportunity.

Mars v datech

Průměr	6 804,9km
Vzdálenost od Slunce: průměrná v aféliu v perihéliu	227 936 637 km 249 228 730 km 206 644 545 km
Doba oběhu kolem Slunce	686,96 dne
Doba otočení kolem osy	1,03 dne
Hustota	3,934 gcm-3
Hmotnost	6,418 · 1023 kg
Objem	1,638 · 1011 km3
Počet přirozených družic	2

Planeta Jupiter

Jupiter je největší planetou Sluneční soustavy. V pořadí od Slunce je to pátá planeta, ale z hlediska složení jí považujeme za prvního plynného obra. Jupiter je objemnější a hmotnější než všechny ostatní planety dohromady. Jupiter je také první planeta, která má vlastní prstenec. Podle zatím dostupných informací má také nejvíce přirozených oběžnic.Jupiterův prstenec není nijak výrazný a byl objeven až sondou Voyager1 v lednu 1971. Jupiterovy měsíce se dělí do několika skupin. Nejznámější a největší jsou tzv. Galieovské měsíce. Europa, Callisto, Io a Ganymeides, který je dokonce větší než Merkur.

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

Jupiterova osa rotace je skloněná pouze o 3°. Rychlost rotace Jupitera je nejvyšší z celé Sluneční soustavy. Rychlost rotace na rovníku je 12,57 km/s. Tím vzniká odstředivá síla, která způsobuje Jupiterovo zploštění na pólech, které dosahuje 9 275 km. Jupiter tím také vytváří velmi silné magnetické pole.Jupiter se také občas nazývá nedokončená hvězda. Je to tím, že Jupiter svou gravitací dokáže plyn stlačit tak, že se chová i vypadá jako kov. Jeho jádro je také velmi žhavé a dosahuje teplot až 35 000 °C. Vydává také dvakrát více tepla než ho od Slunce přijímá. Kdyby měl Jupiter 50krát větší hmotnost, dokázalo by jeho jádro zabezpečit jadernou fúzi a Jupiter by se stal hvězdou.Protože je Jupiter jedním z nejjasnějších objektů na obloze, jeho průměrná jasnost se pohybuje mezi Marsem a Venuší, je znám již od pradávna. Galileo Galilei a něm například pozoroval jeho největší měsíce a utvrdil se tím v teorii heliocentrické soustavy.K Jupiteru již mířilo několik vesmírných sond. Prvními byly sondy Pioneer 10 a 11, které zkoumaly jeho magnetosféru. Dále pak sondy Voyager 1 a 2, které přinesly detailní znalosti o galileovských měsících. Sonda Galileo se v roce 1995 dostala na oběžnou dráhu Jupitera. Zde uskutečnila mnoho měření a roku 2003 byla navedena do Jupiterovy atmosféry a shořela.

Jupiter v datech

Planeta Saturn

Saturn je druhá největší planeta sluneční soustavy. Strukturou je velmi podobný Jupiteru. Ale jeho hustota je daleko menší. Je dokonce jedinou planetou v celé sluneční soustavě, které by ve vodě plavala. Planetu tvoří hlavně vodík, přes 93%, a helium, přes 5%.

Saturn rotuje kolem své osy jen o něco pomaleji než Jupiter. Vzhledem k jeho nízké hustotě je jeho zploštění na pólech daleko větší než u Jupitera. Zploštění je 11 808 km, což je o 2 500 km více než u Jupitera.

Na Saturnově povrchu jsou jasně patrné pravidelné pruhy, které se od sebe liší barvou i šířkou. Proudění na Saturnu je ještě rychlejší než na Jupiteru. Dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Je zde také jasně patrná rudá skvrna, podobná té Jupiterově, o průměru 6000 km.

Saturn je zajímavý, především díky svým jasným prstencům. Dříve si lidé mysleli, že prstenec je jednolitý. Že se prstenec skládá z většího množství menších prstenců objevil až Giovanni Domenico Cassini v roce 1660. Podle něj se také jmenuje jedna z mezer mezi prstenci(Cassiniho mezera). Další objev zaznamenal v 19. stol. J. E. Keller. Zjistil, že prstence nejsou jednolité, ale skládají se z částic o rozměrech do několika málo metrů. Prstence jsou široké 420 000 km, ale jejich tloušťka je jen několik set metrů. Prstence jsou dobře pozorovatelné i ze Země. Vlivem sklonu rotační osy Saturnu, který je podobný sklonu Země(26,7°), se ale občas stane, že se prstence "ztratí".

Saturn má také velký počet oběžnic. Největší z nich je Titan. S průměrem 5 150km to je druhý největší měsíc celé soustavy. Má jako jediný měsíc svojí vlastní atmosféru, která se skládá z dusíku, methanu a kyanovodíku.

Dalšími zajímavými jsou Tethys a Mimas. Tethys má průměr 1050km a na svém povrchu má kráter o šířce 400km. Podobně je na tom Mimas s průměrem 390 km a kráterem 135 km širokým. Nárazy, které tyto krátery vytvořily, byly tak silné, že měsíce rozlomily a vytvořily obrovskou trhlinu proti kráteru. Podobné srážky pravděpodobně vytvořili dostatek materiálu pro Saturnovy prstence.

Další informace o Saturnu nám přinesly především sondy Pioneer10 a Voyager 1 a 2. Další kdo bude zkoumat Saturn je dvojsonda Cassiny-Huygens. Sonda Cassiny by měla obíhat Saturn a sonda Huygens přistát na měsíci Titan.

Saturn v datech

Planeta Uran

Uran je podobně jako Saturn a Jupiter plynný obr. Má však trochu jiné složení. Hlavní složkou je opět vodík, jenže tvoří pouhých 83%. Helium má zastoupení 15%. Obsahuje také malé množství methanu. Ostatní látky jsou zastoupeny v nepatrném množství. Uran nemá jasně diferenciované kamenné jádro. Materiál je rovnoměrně rozložen.

Nejvíce se Uran od ostatní planet odlišuje sklonem rotační osy. Ta je vychýlena o téměř 90°. Diskuse také vyvolává označení Uranových pólů a tím i sklon a směr rotace. O Uranu lze říci buďto, že sklon rotační o něco málo více než 90°, nebo že odklon osy rotace je o něco málo méně než 90° a rotuje ve zpětném směru. Oba dva popisy přesně odpovídají skutečnému chování planety. Liší se jen v tom, který pól je severní a který jižní.

Uran má své vlastní magnetické pole. To se ovšem nenachází v centrum planety ale 10 000 km pod kůrou a je vychýleno o 60° oproti sklonu osy rotace. Zdroj magnetismu není dosud znám.

Uran má své vlastní prstenec. Byly objeveny v roce 1977. Jsou velmi úzké - nejsou širší než 10 km. Jsou tvořeny z balvanů o velikosti kolem 10 m v průměru. Mají velmi tmavou barvu a jejich materiál je jeden z nejtmavších ve Sluneční soustavě.

Uran má několik přirozených oběžnic. Jedním z nejzajímavějších je Miranda. Povrch tohoto měsíce je tvořen rýhami, krátery, útesy a plochými oblastmi. Kaňony na Mirandě jsou až desetkrát hlubší než Grand Canyon. Měsíc byl pravděpodobně dříve rozdrcen na kusy a opět se stmelil.

Uran je první objevená planeta Sluneční soustavy, která nebyla známá z dávných časů. První kdo jí pozoroval byl roku 1690 John Flamsteed. Ten ji ale považoval za další hvězdu. Až v roce 1781 William Herschel zjistil, že nejde o hvězdu, ale o další planetu.

Jedinou sondou která Kdy Uran navštívily byl Voyager 2. Ta se k planetě přiblížila v lednu roku 1986. Prolétla ve výšce 81 600 km nad vrcholky mraků a potvrdil existenci prstenců na Uranu.

Uran v datech

Planeta Neptun

Neptun je nejvzdálenější planetou od Slunce. Svým složením se velmi podobá Uranu. Jeho atmosféra je však daleko bouřlivější, než na Uranu. Větry zde vanou rychlostí 1 000 km/h a to v opačném směru, než je rotace Neptuna. Na Neptunu jsou patrné 2 bouřkové oblačnosti. Jedna se nazývá Velká tmavá skvrna. Ta je velká asi jako Země. Zde dosahují větry nejvyšší rychlosti v celé Sluneční soustavě 2 000 km/h. Druhá skvrna má název Skútr. Ta obíhá kolem Neptuna a přitom neustále mění svůj tvar.

Neptun má, tak jako všechny obří planety, prstenec. Neptunův však není moc výrazný a byl objeven až při průletu sondy Voyager 2. Ten také objevil několik dosud neznámých měsíců. Před jeho průletem byly známy pouze 2 měsíce. Nereida a Triton, ten je také s teplotou -228°C nejchladnějším pozorovaným tělesem ve Sluneční soustavě.

Neptun je také jediná planeta, u které bylo umístění nejprve vypočteno a teprve pak byl objeven. Došlo k tomu roku 1820. Francouzský astronom Alexis Bouvard zkoumal pohyby Jupitera, Saturnu a Uranu. A u Uranu nebyl schopen určit jeho přesnou polohu. Díky tomu vznikly domněnky o další planetě. Proto se matematici John Couch Adams a Urbain Le Verrier pustily do výpočtů. 31. srpna 1846 uveřejnili své výpočty a už 23.září Johann Galle potvrdil existenci této planety. Ze stejného důvodu se předpokládá existence Planety X, která by měla by ještě za Neptunem a její rovina oběhu by měla být kolmá k rovinám ostatních drah. V tomto případě však může jít o chybu měření.

Neptun v datech

Atmosféra

1 atmosféra = 101,325 kilopascal

Optické úkazy v atmosféře

Duha

Barevný oblouk vznikající na kapičkách vody osvětlených slunečními paprsky. Jev s poutavou historií zkoumání.

Halové jevy

Bělavé nebo duhově zabarvené oblouky, kruhy a skvrny kolem Slunce a Měsíce. Vznikají na ledových krystalcích v ovzduší.

	Malé halo 9. prosince 2008 v Ondřejově

Měsíční halo
 
O dlouhých zimních nocích máme zvýšenou šanci spatřit halové jevy vznikající ve světle Měsíce. Vznášejí-li se v atmosféře drobné ledové krystaly, můžeme v období několika dnů kolem úplňku pozorovat jevy vznikající lomem a odrazem světelných paprsků. Výhodou zimních úplňků je jejich velká výška nad obzorem, která záručuje dlouhé setrvání na obloze. Na úvodní fotografii je jeden z nejčastějších halových jevů - malé halo, které bylo zachyceno širokoúhlým objektivem nad hvězdárnou v Ondřejově.
Neodradí-li vás mrazivé počasí, můžete se pokusit o fotografování působivých zimních scenérií obohacených třeba právě o halové jevy.

 

Cirkumzenitální oblouk
 
Ač by náhodný divák při pohledu vysoko na oblohu mohl mít dojem, že se objevila obrácená duha, nenechme se zmást!
Výrazný barevný oblouk opisující část pomyslné kružnice kolem nadhlavníku (zenitu) je jedním z nejbarevnějších halových jevů, tzv. cirkumzenitální oblouk. Stejně jako ostatní halové jevy vzniká narozdíl od duhy lomem světla na drobných ledových krystalech v ovzduší. Ty se nacházejí celoročně ve vysoké řasovité oblačnosti, v zimě se však mohou vyskytovat i v přízemní vrstvě atmosféry. Cirkumzenitální oblouk sice není příliš vzácný, avšak díky své poloze vysoko na nebi snadno uniká pozornosti - pátrejme po něm, je-li sluneční kotouč níže než 32° nad obzorem. Jen tehdy se oblouk může vysoko nad Sluncem objevit. Odměnou za úsilí vynaložené na jeho vyhledání však může být spatření výrazných spektrálních barev.

Výrazné úkazy v ČR

 

	Vedlejší slunce v Harrachově

Halové jevy občas přichystají na obloze fascinující představení v podobě výrazných úkazů, kdy je možné spatřit více typů halových jevů současně. Oblohu nad našimi hlavami pak zdobí barevné a bělavé oblouky a skvrny. Bývá tomu tak tehdy, pokud jsou v atmosféře přítomny ledové krystalky různých tvarů (sloupky, destičky případně pyramidové krystaly) ve specifických orientacích. Občas se tak poštěstí zahlédnout i jev mimořádně vzácný. Dívejme se proto na oblohu často, dříve nebo později máme šanci spatřit dech beroucí podívanou. Ty zajímavé úkazy, které se podařilo shromáždit, představuje tato stránka.

Pokud se vám podařilo fotograficky zachytit halové jevy a chcete-li se o své pozorování podělit s ostatními, využijte k odeslání snímků a popisu pozorování tuto stránku.

 

 

 

 

Atmosféra (z řečtiny: atmos - pára, sphaira - koule) je plynný obal tělesa v kosmickém prostoru. Těleso může být obklopeno atmosférou pouze za předpokladu, že má dostatečnou hmotnost na to, aby plyn vázalo gravitační silou. V případě některých plynných sloučenin musí být splněna i další podmínka - dostatečně nízká teplota.

Hustota plynu je nepřímo úměrná hmotnosti tělesa. Lehčí plyn (např. vodík) neunikne do vesmíru, je-li vázán vyšší gravitační silou. To je případ plynných obrů ve Sluneční soustavě.

 

Biosféra

Biosféra (též Živý obal Země) je část planety Země, kde se (byť i jen sporadicky a nepravidelně) vyskytují nějaké formy života. Zahrnuje část atmosféry (přibližně do výšky 18 km v oblasti tropů a 10 km v polárních oblastech), prakticky celou hydrosféru a povrch litosféry (do desítek metrů pod povrchem půdy, v případě výskytu jeskyní obývaných živými organismy až do hloubky několika kilometrů).

Termín biosféra poprvé použil geolog Eduard Suess v roce 1875.

 

Litosféra

Litosféra

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

 

Skočit na: Navigace, Hledání

Jednotlivé tektonické desky, které tvoří litosférický obal Země

Litosféra je pevný obal Země tvořený zemskou kůrou a nejsvrchnějšími vrstvami zemského pláště. Její tloušťka se pohybuje obvykle v rozpětí 70-100 km, extrémní hodnoty představují zhruba 2 km, kterých dosahuje na oceánské kůře, a 150 km, kterých dosahuje pod masívy horstev. Skládá se ze 7 velkých desek a 12 menších.

Litosféra nepředstavuje kompaktní obal, je rozčleněna na mohutné bloky - litosférické desky, které „plavou“ na plastické vrstvě zemského pláště (tzv. astenosféra). Rozlišujeme litosférické desky oceánské a pevninské, které se navzájem k sobě neustále pohybují a tak přeměňují tvář planety Země. Jejich pohyb je vůči sobě těžké popisovat a tak se jejich pohyb vztahuje vzhledem k osám Země anebo k horkým skvrnám (hot spots). To že se litosférické desky pohybují, můžeme pozorovat pomocí

• geodetických měření
• magnetických anomálií tzv. paleomagnetismus
• opsaných kružnic kolem transformích zlomů

Litosférické desky se k sobě buď:

• přibližují – dvě litosférické desky se pohybují proti sobě, což má za následek jejich srážku. Jedná se o pohyb konvergentní. Můžou nastat následující možnosti, jedna deska se začne podsouvat pod druhou (subdukce – typická pro oceánsko-kontinentální rozhraní; obdukce – oceánská deska se začne nasouvat na pevninskou desku) anebo se dvě desky zapříčí a nastane horotvorný proces (orogeneze). Příkladem je se zasunující Indická deska pod Euroasijskou, což vyúsťuje ve vznik Himalájí.
• oddalují – jedná se o pohyb diskordantní, typický je pro středooceánské hřbety, kde vzniká nová oceánská kůra. Příkladem je Středoatlantský hřbet.
• transformní rozhraní – jedná se o pohyb dvou desek vedle sebe. Ani jedna se nezasouvá pod druhou, jenom o sebe třou rozhraním, což má za následek uvolňovaní obrovských hodnot energie v podobě zemětřesení. Příkladem je zlom San Andreas v Kalifornii v USA.
• trojný bod – místo, kde se setkávají tři tektonické desky.

Myšlenku deskové tektoniky jako první vyslovil německý geolog A. Wegener (1880–1930) ve 20. letech 20. století, když si povšiml zvláštní podobnosti mezi pobřežím Jižní Ameriky a Afriky. Myšlenka se ale naplno ujala až s dalšími vědeckými objevy v 60. letech 20. století, kdy se práce ujali geologové Wilson, La Pichon a Hess.

Teorie deskové tektoniky vysvětluje:

• pohyb litosférických desek
• přenos energie a tepla mezi vnitřním a vnějším obalem
• látkovou a chemickou bilancí zemské kůry a zemského pláště

Aby teorie mohla být uvedena v praxi, musí předpokládat čtyři podmínky:

• existence inhomogenit a nespojitostí v zemské kůře
• přítomnost plastické vsrtvy tzv. astenosféry
• při těchto pochodech se rozměry Země ani nezmenšují ani nezvětšují
• stálou teplotu zemského povrchu 

Hydrosféra

Hydrosféra (vodní obal Země) představuje soubor všeho vodstva Země – tj. povrchové vody, podpovrchové vody, vody obsažené v atmosféře a vody v živých organismech. Celkové zásoby vody na Zemi činí asi 1 385 989 600 km³, z toho sladká voda představuje 2,53 %. Ve světovém oceánu je obsaženo asi 96,54 % slané vody a 2,5% sladké vody.

Hydrosféra je předmětem zkoumání následujících věd:

• hydrologie
• hydrogeografie
• oceánografie
• hydrogeologie

Na planetě Zemi neustále probíhá přesun vody mezi jednotlivými položkami zmíněnými v úvodu – tzv. koloběh vody (resp. hydrologický cyklus).

Voda povrchová je soustředěna převážně ve světovém oceánu a mořích, dále však také ve vodních tocích, v přírodních vodních nádržích jako v jezerech, bažinách, slatiništích atd., v umělých vodních nádržích (přehrady,rybníky), ve formě sněhu a ledu. Voda podpovrchová je obsažena v půdních pórech, průlinách, ve formě podzemního ledu v permafrostu. Voda v atmosféře se vyskytuje ve skupenství plynném (vodní páry), ve skupenství kapalném (vodní kapky), ale i ve skupenství pevném (sněhová vločka) a na závěr voda v živých organismech je bezpodmínečnou součástí rostlinných a živočišných těl.

 

Voda na Zemi

Voda na zemském povrchu není stacionární, ale je v neustálém koloběhu (cirkulaci), kterého se zúčastňuje přibližně 525 tisíc km³, která během oběhu přechází postupně z jednoho skupenství do druhého. Cyklus se během roku několikrát opakuje. Oběh vody je způsoben sluneční energií a zemskou přitažlivostí a to v následujícím pořadí. Vlivem dopadajícího slunečního tepla se voda ze zemského povrchu vypařuje do atmosféry, kde jí unášejí vzdušné proudy v podobě mraků. Při následném poklesu teploty dojde k tomu, že vodní pára začne kondenzovat v mracích a začne se snášet zpět na zemský povrch v podobě dešťových, či sněhových srážek (teda popravdě na naší planetě pokaždé sněží, ale vlivem pádu sněhových vloček skrz teplejší části atmosféry dojde občas k rozmrznutí a na Zem pak dopadá déšť.). Převážné množství srážek spadne zpět do oceánu a jen asi 8,3 % dopadne na pevninu. Ze zeměpisného hlediska rozlišujeme dva oběhy: velký (výměna nastává mezi oceánem a pevninou) a malý vodní oběh (výměna probíhá nad oceánem, či jenom nad pevninou).

 

Oceány a moře

Pohled na linii pobřeží.

Většinu vody obsahují oceány a moře, které tvoří souvislou vodní plochu, jenž známe spíš pod názvem Světový oceán Země a připadá na něj 361,3 mil. km², což je 71 % a na souše pak zbývá jenom 149 mil. km² (celková rozloha Země je 510,3 mil. km²). Na severní polokouli je více pevniny než na jižní a to číselně vypadá tak, že na severní polokouli je asi 100 mil. km² souše a na jižní je to 49 mil. km² suché země.

Světový oceán je tvořen čtyřmi oceány. Jsou jimi Tichý (občas nazývaný Pacifik), Atlantský, Indický, Jižní nebo-li Antarktický, a Severní ledový oceán. Největší je Tichý oceán, který zabírá 178,7 mil. km² (35 % zemského povrchu) a můžeme v něm navštívit nejhlubší místo Země Mariánský příkop (průrva v zemské kůře o hloubce 11 034 metrů). Druhým největším je Atlantský oceán s celkovou plochou 91,6 mil. km² (18 %), třetí pak Indický oceán 76,2 mil. km² (14,9 %) čtvrtý je Jižní oceán se svými 32 248 000 km² a nakonec Severní ledový se svými 14 350 000 km².

Voda obsažená ve světovém oceánu je roztok minerálních a organických látek obohacený o plyny, ve které probíhají neustálé fyzikální, chemické a biologické procesy. Jednou důležitou vlastností vody je její slanost (salinita). Salinita je celkový množství rozpuštěných minerálních látek v 1 kilogramu mořské vody (uvádí se v promile) a ze statistik vyplývá, že průměrná salinita světového oceánu je 35 ‰. Hlavními zdroji hořko-slané chuti jsou chlorid sodný, chlorid hořečnatý a síran hořečnatý. Mezi jednotlivými místy značně kolísá podíl salinitym, kterou ovlivňuje mnoho faktorů jako výpar, srážky, přítoky atd.

Jelikož oceán zabírá obrovské území naší planety dochází k tomu, že zachytává i nejvíce slunečního světla a tepla (asi 85 %), čímž se stává obrovským regulátorem teploty naší planety, což pak zabraňuje náhlým výkyvům teplot, což blahodárně působí na biosféru a celkově na život na Zemi.

Příliv/odliv

Příliv a odliv v zálivu Fundy.

Z pohledu astronomického je nejzajímavějším jevem hydrosféry mořský příliv/odliv (či vodní dmutí), jelikož je způsobován gravitačním působením okolních vesmírných těles a to především Měsíce a Slunce, ale také odstředivou silou rotace Země. Příliv vzniká na straně přivrácené k Měsíci i na straně k němu odvrácené (jelikož na straně přivrácené k Měsíci je vodní hladina ovlivňována gravitací Měsíci a na straně odvrácené pak odstředivou silou). Příliv a odliv se pravidelně střídají při každé kulminaci Měsíce. Přiliv se opakuje vždy po 12 hodinách a 25 minutách (tzv. půldenní příliv), který každý následující den vrcholí o 50 minut později než předešlého dne.

Můžou pak nastat ještě dvě zajímavé kombinace, když do celého procesu zakomponujeme i gravitační sílu Slunce. Jestliže se Země, Měsíc a Slunce nacházejí v jedné rovině (Měsíc je v úplňku či v novu), pak se gravitační účinky Slunce a Měsíce sčítají a příliv je tedy větší. Mluví se o tzv. skočném přílivu. Pokud však spojnice Země—Měsíc a Země—Slunce svírají pravý úhel, potom se výsledné síly působení Měsíce a Slunce odčítají, příliv je menší a my mluvíme o hluchém přílivu.

Pedosféra

Pedosféra (z řeckého slova pedon = půda) je půdní obal Země nacházející se na povrchu litosféry. Vzniká z půdotvorného substrátu (zvětralá a někdy i chemicky pozměněná matečná hornina) za spolupůsobení živých organismů, jejich odumřelých těl, klimatu, reliéfu a času. Na různých místech může být pedosféra různě silná (od několika centimetrů (leptosoly) po několik metrů (černozemě)). Pedosféru rozdělujeme na půdní typy a p. druhy. Mezi půdní typy patří např. černozemě(obsahuje velkou část humusu), hnědozemě (obsahuje menší část humusu), hnědé lesní půdy (obsahují malou část humusu), podzoly (obsahují velmi malou část humusu). Půdní druhy rozdělujeme na písčité (velké částice, propustný), hlinito-písčité, písčito hlinité, hlinité (menší částice, středně propustný), jílovito-hlinité, hlinito-jílovité, jílovité (malé částice, velmi málo propustný, až nepropustný).

Pedosféra obecně

Pedosféra je půdní obal Země, který vznikl(zvětráváním) přeměnou svrchní části zemské kůry působením organismů, vzduchu, vody a slunečního záření.

Půda je výřez pedosférou od svrchní části až po mateční horninu.

Složky půdy

• pevná anorganická složka (nerosty, horniny)
• pevná organická složka (humus)
• kapalná složka (půdní voda)
• plynná složka (kyslík, dusík)
• živá složka (tzv. edafón = půdní organismy - krtek)

Půdotvorní činitelé

1. Mateční hornina - určuje zásobu živin v půdě, dále ovlivňuje její zrnitost a barvu
2. Podnebí - srážky a teplota
3. Živé organismy - zejména mikroorganismy
4. Podzemní voda - umožňuje pohyb jednotlivých složek půdy

Půdní typy

Určují se dle uspořádání půdních horizontů

1. Červenožluté půdy - v oblastech kolem rovníku, probíhá v nich rychlý rozklad organismů, půda rychle vyčerpatelná, nepříliš vhodná pro zemědělství
2. Červené půdy - oblasti savan, sloučeniny Fe a Al zbarvují v období sucha půdu do červena, relativně úrodné půdy - nepříliš využívané
3. Pouštní a polopouštní půdy - roční úhrn srážek je menší než 150 mm, nízký obsah humusu
4. Žlutozemě a červenozemě vlhkých subtropických lesů - například Florida, vysoký obsah a tvorba sloučenin železa
5. Černozemě - stepní a lesostepní oblasti MÍRNÉHO podnebného pásu, nejúrodnější půdy na Zemi, hluboký horizont humusu (60-100 cm), na těchto půdách se rozkládají obilnice světa (Kanada, USA, Kazachstán, Ukrajina)
6. Podzolové půdy - vznikají v oblasti tajgy (Rusko, Kanada), značně kyselé půdy, málo úrodné
7. Tundrové půdy - vznikají v subarktických podmínkách

Půdní druhy

Určují se na základě zrnitosti půdy - poměrné zastoupení dvou zrnitostních kategorii (skelet = částice větší než 2 mm; jemnozem = částice menší než 3 mm)

1. Lehké (písčité) - dobře propustné a provzdušněné půdy - vyskytují se na vátých píscích a pískovcích
2. Středně těžké (hlinité) - hluboký horizont, zemědělsky nejvíce využívané, výskyt v nížinách
3. Těžké (jílovité) - málo propustné půdy, zemědělsky nevyužívané

 

Savana

Savana je označení pro travnaté oblasti tropických a subtropických oblastí. Během roku je zde vyhraněné období dešťů a období sucha. V podobných klimatických podmínkách se vyskytují i zcela nebo částečně opadavé lesy. O tom, který vegetační typ převládne rozhoduje klima a půdní podmínky. Traviny i dřeviny mají odlišné ekologické nároky, vzájemně se potlačují a tím vytvářejí podstatu savany.

Rozdělení savan

• podle délky období sucha
  • vlhké savany
  • suché savany
  • trnité savany
  • zaplavované savany