POVÍDKY, KTERÉ SE ZDE OBJEVUJÍ JSOU Z MÉ VLASTNÍ TVORBY! POKUD BY JE NĚKDO CHTĚL NĚKDE UVEŘEJNIT, TAK JEDINĚ S MÝM SOUHLASEM!

ZADEJTE MI NĚJAKÁ SLOVA A JÁ NAPÍŠU DRARRY DRABBLE!

TÉMATA - NAPIŠTE MI NĚJAKÉ! BABIČKA TATÍNEK

Děkuji za každý Váš komentář :)

Prosinec 2007

Moje 22.Výhra

29. prosince 2007 v 20:50 | cincina
Tato výhra je z TOHOTO blogu.

Ohodnocený blog-elin

27. prosince 2007 v 19:11 | cincina
Ohodnocený blog,který patří elin.

Návštěvnost za minulý týden (10.12.2007 - 16.12.2007)

26. prosince 2007 v 20:14 | cincina
Pondělí: 21
Úterý: 18
Středa: 26
Čtvrtek: 26
Pátek: 34
Sobota: 24
Neděle: 42

Celkem: 191

Moje 21.Výhra

26. prosince 2007 v 19:46 | cincina
Takže tato Výhra je z blogu:ZDE!

Planeta Neptun

14. prosince 2007 v 17:28 | cincina
Neptun je poslední z obřích planet, osmá planeta v pořadí od Slunce. Polohu planety předem vypočítal John Couch Adams, student univerzity v Cambridge, a v říjnu 1845 sdělil své výsledky observatoři v Greenwichi. Skutečným objevitelem Neptunu je však Francouz Leverrier, který svůj objev publikoval v roce 1846.
Teprve 23. září 1846 se astronom J. Galle (spíše ze slušnosti) se svým asistentem d'Arrestem podíval do předpokládaného místa. Necelý stupeň od něho našel známý objekt 8 magnitudy, který později dostal název Neptun. Mimochodem, tuto planetu viděl (a zakreslil) už Galileo Galilei roku 1613, když se nacházela poblíž Jupiteru - jenže netušil, že nejde o hvězdu…
Až do 80. let minulého století jsme toho o Neptunu mnoho nevěděli a podrobný průzkum provedla teprve sonda Voyager 2 při průletu v roce 1989.
Podobně jako ostatní obří planety má i Neptun prstence, poměrně rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry - skvrnami. Je zhruba stejně velký jako Uran, ale přesto, že je mnohem dále od Slunce, jeho teplota je o něco vyšší. Přičinou je vlastní zdroj energie v nitru, podobně jako u Jupiteru nebo Saturnu.
Centrální část nitra planety, přibližně dvě třetiny poloměru, je složena postupně od středu z kamenného jádra, ledu, tekutého čpavku a metanu. Vnější část, zhruba třetina, je směsí vodíku, helia, vody a metanu.
Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nacházejí obří anticyklony, například Malá a Velká temná skvrna (o rozměrech Země). Charakteristické je zelenomodré zbarvení, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrá barva je způsobena, podobně jako u Uranu stopami metanu.
Neptun je místem, kde vanou nejsilnější větry v naší sluneční soustavě. Poblíž Velké temné skvrny dosahuje rychlost větru 2000 km/h. Většina větrů vane západní směrem, tedy proti rotaci planety.
Neptun má šest tenkých, jen slabě znatelných prstenc, tvořených z prachových části a malých tělísek, která často dopadají na porvch Neptunových měsíců. Ze Země jsou prstence pozorovatelné jen neúplné oblouky (objeven roku 1984 při zákrytu).
Rodinu známých měsíců tvoří 13 členů - pojmenováno je jich osm + před příletem sondy Voyager jsme znali jen Triton a Nereidu (s mimořádně excentrickou drahou).
Osa dipólového magnetického pole Neptunu je obdboně jako u Uranu skloněna 47 stupňů k ose rotace a posunuta od středu planety o 0,55 poloměru.
Největší Neptunův měsíc Triton objevil anlický amatér W. Lassel necelé tři týdny po objevu planety samotné. Má průměr 2700 km (tedy o pětinu menší než Měsíc) a obíhá v opačném směru, než rotuje planeta, ve vzdálenosti 354 tisíc kilometrů od planety jednou za 6 dní - soudíme že byl vládcem moří dodatečně "adoptován".
Povrch měsíce je tvořen převážně velmi tvrdým dusíkovým ledem (jako u jediného tělesa v sluneční soustavě) s příměsí metanu a oxidů dusíku. Sonda Voyager 2 na něm naměřila jen -235 °C, což znamená nejchladnější místo ve sluneční soustavě. Vyvěrají z něho gejzíry kapalného dusíku a jemného prachu. Teplo, které povrch měsíce získává od Slunce a hlavně od planety, uvolňuje pod ledovým krunýřem plynný dusík. Ten se v něm hromadí a při explozi vytváří obří gejzíry, které vyvrhují dusík spolu s tmavým materiálem do výšek několika kilometrů. Unikající dusík vytváří slabou atmosféru, viditelnou pouze při pohledu k místnímu obzoru.
Měsíc je obklopen dvěma vrstvami atmosféry. Teplejší termosféra má teplotu -170 °C a nachází se ve výškách od 450 do 700 kilometrů. Chladnější atmosféra má teplotu povrchu a leží pod 150 kilometry.

Návštěvnost za minulý týden (3.12.2007 - 9.12.2007)

11. prosince 2007 v 11:45 | cincina
Pondělí: 14
Úterý: 16
Středa: 23
Čtvrtek: 12
Pátek: 16
Sobota: 15
Neděle: 26

Celkem: 122

Hra5 - JANE´S HOTEL

10. prosince 2007 v 11:28 | cincina
POPIS HRY:
Seznamte s mladou půvabnou hoteliérkou, která se snaží vypracovat. Na začátku má malý hotýlek s hrstkou klientů, o které se musí starat. Pokud ovšem vydělané peníze šikovně investuje a bude se o hosty dobře starat, může to dotáhnout až mezi hotelovou elitu.
Odkaz:

Hra4 - KINDERGARTEN

10. prosince 2007 v 11:25 | cincina
POPIS HRY:
Zahrajte si na vychovatelku v soukromé mateřské školce. Denně budete dostávat hromadu dětí, o které se musíte postarat a odpoledne zpátky odevzdát rodičům. Za vydělané peníze si můžete nakoupit lepší vybavení, nebo najmout pomocnou sílu.
Odkaz:

Planeta Uran

10. prosince 2007 v 11:17 | cincina
Uran je z další obřích planet, sedmá planeta v pořadí od Slunce. První planeta moderního věku bylo objevena Williamem F. Herschelem při systmatickém prohledávání oblohy vlastoručně vyrobeným dalekohledem 13. března 1781.
Byla vlastně pozorována předtím už mnohokrát, ale zapadla, ignorována jako obyčejná hvězda o jasnosti na hranici viditelnosti lidským okem. První zaznamenené pozorování je z r. 1690, když ji John Flamsteed zkatalogizoval jako 34 Tauri, Le Monnier ji zakreslil dokonce 12x během let 1750 - 1771 (ale byl tak nepořádný, že své záznamy neměl útříděné). I Herschel se zprvu domníval že jde o kometu...
Planeta s charakteristickými zelonomodrým nádechem má soustavu prstenců a kolem ní krouží rozsáhlý systém měsíců, prodobně jako u ostatních obřích planet. Na rozdíl od nich však nebyla u Uranu zjištěna aktivní tepelná bilance.
Vnitřní stavba je žrejmě blízká stavbě Saturnu. Uvnitř je kamenné, železnato-silikátové jádro, které je obaleno vrstvou tekuté směsi vody, čpavku, metanu apod. Tekutá (možná kašovitá) vrstva, představující přes 80% hmotnosti, je zdrojem magnetického pole.
Nad touto vrstvou se nachází plynná atmosféra. Její složení koresponduje se složením atmosfér všech velkých planet. Obsahuje přibližně 82,5% vodíku a 15,2% helia s příměsí molekul metanu (2,3%) a stopami vody a čpavku. Vyskytují se v ní rovněž aerosoly, obsahující čpavek, vodu a metan.
Teplota v nulové hladině kleasá na -218 °C. Pozorování prováděná HST z oběžné dráhy Země v infračervené oblasti ukázala několik tmavších i světlejších struktur v uranově atmosféře. Rychlosti atmosférických proudů se pohybují mezi 150 až 600 km/h.
Způsob rotace Uranu je v naší sluneční soustavě zcela ojedinělý a stojí za to, abychom mu věnovali trochu pozornosti. Uran je známý svým extrémním sklonem rotační osy - přes 97°. To v praxi znamená, že jeho rotační osa je skloněna od roviny jeho oběhu přibližně jen o 8°. Uran jako by se po své dráze koulel. V důsledku velkého sklonu osy Uran natáčí ke Slunci severní pól, pak rovníkovou oblast, jižní pól, opět rovníkovou oblast a znovu severní pól. Slunce svítí na jeden z pólů Uranu nepřetržitě téměr polovinu oběžné doby planety, tj. 42 let. Pak se daný pól na stejnou dobu pohrouží do tmy.
Jak vypadají jarní bouře na Uranu? Těžko si je dovedeme představit. Prudké větry, které se zcela vymykají lidským představám, za teploty velmi hluboko pod bodem mrazu. Bouře střídá bouři, které by svou velikostí prakticky pokryla celou západní Evropu od Prahy po Madrid. Mraky na Uranu jsou tvořeny krystalky metanu, jejichž teplota je větší než v okolní atmosféře a derou se nad ni. Jak jsme se již zmiňovali, souvisí to s nástupem jara na severní polokouli, které však potrvá 20 let.
Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8000 km od středu planety). Sama magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, chvost je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. V polárních oblastech byly pozorovány polární záře. Radiační pásy u Uranu jsou podobné radiačním pásům u Saturnu.
Kolem Uranu obíhá 5 větších a 22 drobných měsíců. Deset menších bylo objeveno sondou Voyager 2 v roce 1986, měsíce Kaliban a Sycorax až v roce 1998, další měsíce v roce 1999.
Dnes známe celkem 11 prstenců z nichž dva byly objeveny až Voyagerem 2. Prstence jsou velmi úzké, ostře ohraničené a jsou tvořeny velmi tmavým materiálem, který svou odrazivostí odpovídá uhlíkatým chlondritům. Šířka prstenců se pohybuje mezi 2 - 10 kilometry (vyjma prstence epsilon, který doashuje šíře až 100 km).

Planeta Saturn

10. prosince 2007 v 11:15 | cincina
Druhá největší planeta sluneční soustavy, kterou proslavily především i v malém dalekohledu dobře viditelné prstence. Průměrná hustota planety je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody.
Na obloze je viditelný jako jasný nažloutlý objekt, proto ho znali lidé už pradávna, až do poloviny 18. století byl považován za nejvzdálenější planetu. Dalekohledem ho poprvé pozoroval Galielo Galilei, který postřehl zvláštní obrys Saturnu a usoudil, že kolem planety obíhají dvě menší tělesa. Teprve Christian Huygens v letech 1655-59 popsal správně, že jde o plochý prstenec tvořený mnoha drobnými částicemi, který se planety nikde nedotýká a je skloněn k epileptice. Kosmický výzkum Saturnu začal roku 1979 sondou Pioneer 11 a vyvrcholil v červenci 2004, kdy se sonda Cassini stala první umělou družicí.
Na žlutavě zbarveném kotouči samotné planety vidíme pásovou strukturu s temnějšími polárními oblastmi. Je však velmi nevýrazná, protože neprůhlednou oblačnou vrstvu obklopuje do výšky nejméně 2000 km řídký průhledný atmosférický zákal, jehož dolní oblast tvoří hustší stokilometrová vrstva krystalků čpavku. Přesto lze v neprůhledné oblačné vrstvě zaznamenat řadu jemných deatailů, podobných Jupiterovým, například antycklonální útvary, obdobu Jupiterových oválů.
Rychlost atmosférického proudění na obvodu těchto útvarů dosahuje 100 m/s. Nápadnější jsou zajímavé bělavé skvrny nepravidelného obrysu, objevující se v různých letech v rovníkovém pásmu. Zonální proudění v atmosféře je rychlé, až 480 m/s, a to ve dvou zónách zhruba souměrně umístěných vzhledem k rovníku (+8° a -6° planetografické šířky), jinde má rychlost od 0 do 160 m/s. Pro srovnání - v horní atmosféře Země dosahuje proudění nejvýše rychlosti 110 m/s. Při spektroskopickcýh pozrováních ze Země byl v atmosféře zjištěn molekulární vodík (89%), čpavek a metan, kosmické sondy potvrdily helium (11%) a různé uhlovodíky.
Při úvahách o vnitřní stavbě Saturnu musíme především přihlédnout k jeho nízké hustotě. Celkové pořadí vrstev předpokládáme podobné vnitřní stavbě Jupitera. Pod neprůhlednou vrstvou oblačnosti je asi 2000 km vysoká vrstva střední a hluboké atmosféry. Pod ní leží zláště mohutná vrstva kapalného molekulárního vodíku s heliem, zahrnující plných 87% objemu planety.
Od poloviny poloměru planety leží rozsáhlá oblast metalického vodíku s heliem, také kapalná. Pod ní se předpokládá vrstva silně stlačeného ledu. Ještě hlouběji musí být jádro z křemičitanů železa. Gravitační diferenciací, při níž helium zvolna klesá vrstvou vodíku, se uvolňuje teplo, takže Saturn vyzařuje víc energie, než přijímá od Slunce.
Saturn má podivuhodnou soustavu prstenců, z nichž tři hlavní jsou dobře viditelné dalekohledy. V rovině rovníku se rozprostírají planety od pouchých sedmi tisíc kilometrů na viditelným povrchem až vzdálenost Měsíce od naší Země. Přestože jsou široké několik desítek tisíc km, jejich tloušíka je jen několik set metrů. Každý obíhá kolem planety jinou rychlostí.
Jsou tvořeny drobnými částicemi, patrně ledem obalenými kousky hornin o velikosti od milimetru po desítky metrů (tj. ve škále od zrnek cukru až po celé domy. Označujeme je velkými písmeny abecedy v pořadí, v němž byly objeven, nejvýraznější část systému tvoří (v pořadí od planety) prstence C, B, A - mezi B a A je mezera, známá podle svého objevitele jako Cassiniho dělení. V prstenci B byly nalezeny zvláštní radiální struktury, zvané loukotě. Prstnec F je složen z několika propletených prstenců gravitačně ovliňovaných tzv. "pastýřskými" měsici.
Předpokládáme, že planetární prstence vznily roztrháním některých měsíců, dopadem komet a meteroidů nebo slapovými silami mateřské planety. Čím blíže je měsíc k planetě, tím větší je rozdíl gravitačního působení na připrávcenou stranu měsíce. Po překročení určitě vzdálenosti rozdíl sil běžnou horninu roztrhá.
Kromě prstenců vládne Saturn rozsáhle rodině měsíců nejrůznějších velikostí, drah aa vlastností, podobně jako Jupiter. Počet oficiálně známých nyní dosáhl 31, největší Titan dosahuje "planetární" velikost.

Planeta Jupiter

10. prosince 2007 v 11:12 | cincina
Září na obloze jako nejnápadnější těloso po Slunci, Měsíci a Venuši. Největší a nejhmotnější planeta sluneční soustavy, typický představitel obřích planet, má plynokapalný charakter a chemické složení podobné slunci.
Od hvězd se Jupiter liší jen menší hmotností, která nestačila k vytvoření podmínek pro termonukleární reakce, protože k tělesům, vydávajícím do prostoru víc tepelné energie, než sama přijímají (asi 60%), avšak zdrojem je nejspíše pomalé gravitační smrŠťování.
Přesto svými mnoha měsíci podobá jakési "sluneční soustavě v malém", jak pochopil Galileo Galilei, který v lednu 1610 planetu a její čtyři velké měsíce poprvé pozoroval dalekohledem. Dalšími mezníky ve výzkumu této planety byl objev rádiového záření Jupiteru roku 1955 a zahájení kosmického výzkumu průletem sondy Pioneer 10 (1973). Roku 1955 měřilo přímo v atmosféře planety pouzdro sondy Galileo, která v letech 1995-2003 Jupiter a jeho soustavu systematicky studovala jako jeho malá družice.
To, co na planetě pozorujume jako viditelný povrch, jsou horní vrstvy atmosféry. Rychlá rotace (s periodou cca 10h!), způsobouje vydouvání rovníkových vrstev a vznik výrazné pásové struktury ve směru rovnoběžek s nejvýraznějšími temmnými pásy severně a jižně od rovníku a řadou užších pásů oddělených jasnými oblastmi - zónami. Plyn ohřátý vnitřním teplem planety stoupá, adibaticky se ochlazuje a tvoří se světlá oblačnost z krystalů čpavku vznášejících se v plynném vodíku. Prokázany jsou i malé příměsi metanu, dalších uhlovodíků a stopové množství vody.
Nejnápadnějším viditelným útvarem je Velká rudá skvrna, žrejmě pozorovaná již v polovině 17. století. Kolem skvrny větší než naše Země prodouí oblačnost, část je strhávána dovnitř útvaru, kde krouží až v deseti okruzích v kladném smyslu. Protože útvar leží na jižní polokouli, jde o anticyklonální proudění. Jde o nejchladnější místo na Jupiteru, hustá oblačnost zde účinně zadržuje vyzařování z nitra planety. Záhadné však je, proč se již delší dobu zmenšuje, před sto lety to byl o vál o šířce 15 tisíc km a délce 42 tisíc km, loni byla délka už jen 25 tisíc km, a jestli to takhle půjde dál, v polovině 21. století bude skvrna kruhová! Příbuznými, také anticyklonálními útvary, jsou bíle ovály s živností až několika desítek let. Vyskytují se mezi dvěma sousedními rotačními proudy s různými rychlostmi, mezi nimiž se otáčejí. Temné oválné skvry jsou oblačné deprese v horní vrstvě oblačnosti, kde vidíme hlouběji do atmosféry. Mají nevyší teplotu z pozorovaných útvarů, protože zde atmosféra nejméně brání vyzařování z hlubších vrstev atmosféry. Právě do jedné takové oblasti se strefilo pouzdro sondy Galileo v prosinci 1995.
Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota nad oblaky směrem ke středu roste. Na vrchlocích mraků je -150 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi, ještě níž je teplota na bodu varu vody.
Pod atmosférou se nachází rozsáhlý oceán kapalného vodíku. Jeho vnější část je tvořena stlačeným molekulárním vodíkem a heliem a tvoří vlastní povrch planety. Tato vrstva sahá do hloubky přibližně 16 000 km (tj. asi 0,8 poloměru planety od středu), kde při tlaku vyším než 40 000 Mpa a teplotě 13 000 stupňů dochází plynule k přechodu na atomární vodík, který vykazuje kovové vlastnosti. Průběh tlaku i teploty ukazuje, že i tato vrstva je v kapalné fázi. Uprostřed se skrývá pevné jádro o poloměru necelých 10 000 km z kovů a silikátů, jehož hmotnost je asi 10 až 15x větší než hmotnost celé Země. Centrální tlak dosahuje hodnoty 4 milionů MPa a teplota 30 000 stupňů.
Hmotnost molekulární vrstvy a atmosféry je asi 21% hmotnost metalického vodíku s heliem asi 74% a hmotnost jádra 5% hmotnosti planety. Konvektivní proudy v elektricky vodivém nitru z metalikcého vodíku vybuzují klem Jupiteru silné magnetické pole, zodpovědné mj. i za pozorované polární záře. Magnetosféra je velmi rozsáhlá, osa magnetosféry svírá úhel 9,6 °C s rotační osou a střed dipólu neleží přesně v geometrickém středu planety. Pole má opačnou polarizaci než zemské (stejně jako magnetosféry všech velkých planet). Vnitřní magnetosféra do vzdálenosti 5 poloměrů Jupitera rotouje spolu s planetou. Směrem ke Slunci se ve vzdálenosti čtyř milionů kilometrů od planety vytváří turbulentní přechodová oblast, zvaná magnetopauza. Jde o rozhraní, kde se vyrovná tlak magnetického pole s tlakem slunečního větru, na čele směrem ke Slunci je ohraničena rázovou vlnou vzdálenou 5 milionů kilometrů od Jupiteru. Směrem od Slunce se táhne magnetický ohon do vzdálenosti nejémně sto miliońů kilometrů a možná až k dráze Saturnu.
Zrodí se planeta nebo hvězda? Stejně jako vyjímečný je dnešní Jupiter, byl zvlášní i jeho vývoj. K jádru, které vzniklo postupným spojováním menších těles (planetsimál) jako u planet zemského typu, byl gravitační silou strháván zbylý plyn z původního protoplanetárního oblaku. Při smršíování zachycené látky vzrostla povrchová teplota na několik tisíc stupňů a zářivý výkon až na tři tisíciny dnešního zářivého výkonu Slunce! Jupiter se pak z poloměru asi milion kilometrů napřed velmi rychle smršíoval a současně prudce klesala i jeho teplota i zářivý výkon až na dnešní hodnotu. V jeho středu nikdy nenastaly takové poměry, aby tam probíhaly termonukleární reakce jako na Slunci. Při vzniku Jupitera se z gravitačně zachycené látky vytvořil prachoplynný disk, ve kterém vznikly družice - nejspíše pouze čtyři galileovské satelity. Naproti tomu dnešní Jupiterovy satelity byly zachyceny z heliocentrických drah. Předposlední "zásilka objevů" z Havajských ostrovů ostrovů, která dorazila 4. února 2004 obsahovala 30 nových drobných satelitů.
Kromě nejpočetnější rodiny satelitů má Jupiter tři slabé prstence, objevené sondou Voyager. Jsou složeny z velmi malých prachových částic.

Planeta Mars

10. prosince 2007 v 11:10 | cincina
Je snad nejpopulárnější planeta, zejména v posledních dvou stoletích. I když je třetím nejmenším tělesem (po Merkuru a Plutu) a obíhá až jako čtvrtá planeta kolem Slunce, má (a hlavně v budoucnosti ještě může mít) pro lidstvo větší význam než kterékoliv jiné těleso.
Na obloze nás upoutá jeho cihlově červená barva, stejně jako naše předky. Staré národy ji vesměs považovaly za symbol ohně a krve, proto má planeta jméno Mars - bůh války. Škoda, že jsme se neřídili indickou astrologií, v níž je naopak bohem lásky, nebo sídlem lásky je červené srdce. Charakteristická barva je ve skutečnosti způsobena výskytem oxidů železa na povrchu, připomínajícícm kamenitou pouší - horniny, půda i obloha mají hnědočervené až okrové zbarvení.
Mars má zhruba poloviční průměr než Země a je obklopen dynamickou atmosférou. Přes četné rozdíly je Zemi nejpodobnější - dobou rotace, sklonem osy, střídáním ročních dob i některými povrchovými útvary. V dalekohledu Mars vidíme jako okrový kotouček s několika temnými a jasnými skvrnkami. Detailnější pohled na většinu poznatků přinesly až kosmické sondy, kterých se k Marsu vydalo téměř 50.
Sklon Marsový rotační osy se téměř shoduje se sklonem osy Země. Na planetě se proto podobně jako na Zemi střídají roční odbodí - jen vzhledem k delší oběžné době Marsu trvá každá z nich kolem polviny našeho roku.
Mars se otáčí poněkud pomaleji než Země, takže sluneční den, zvaný sol, trvá 24h 39min 35s. Denní pohyb hvězd probíhá stejně jako na pozemské obloze, jen viditelnost souhvězdí je poněkud jiná a průzračnost atmosféry je nižší než u nás. Na Marsově obloze jako nejjasnější objekt září Země.
Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován i kůrou, tvořenou nejlehčími látkami, pláštěm a jádrem z roztaveného železa a dalších příměsí.
Měřením změny magnetického pole plaenty na základě měření jemných změn drah umělých družic Marsu byla získána orientační mapa kůry Marsu, složené z hliníku a křemíku. Rozsah tloušíky se mění v rozmezí 30 až 80 km, pričemž jsou prokazatelné rozdíly mezi severní polokoulí, kde je kůra tenčí, a jižní polokoulí, kde je kůra silnější. Tenká kupra podporovala rychlé ochlvahzování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na raném Marsu. Silná kůra může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky. U měření vyplívá, že relativně nejmenší tloušíka kůry je pod pávní Hlleas - jen 10 km.
Pláší tvořený především olivínem a FeO, by mohl být silný hruba 1500 až 2000 km. V nitru Marsu je jádro, o němž máme dosud jen orietnační představu mezních hdonot. Zaujímá přibližně 16% hmotnosti planety a 4% objemu. jestliže je jádro pevné (složené ze železa FeS), podobně jako zemské, potom by měl být jeho minimální poloměr asi 1250 km.
Díky sondám víme s jistotou, že povrchový talk řídké atmosféry je kolem 760Pa (asi jako ve stratosféře Země ve výšce 30 km). Hodnoty naměřené na povrchu sondami jsou: Viking 1 - 900 Pa, Viking 2 - 1080 Pa a Pathfinder - 680 Pa. Povrchový tlak ovšem lokálně dosahuje hodnot až 1400 Pa v závislosti na reliéfu terénu a sezénních změnách. Např. V pánvi Hellas je 1240 Pa. Poznamanejme, že průměrný atmosférický tlak na Zemi je 101 325 Pa.
Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od ovzduší naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů. Oxid uhličitý tvoří 95,32 objemových procent, dusík 2,7%, argon 1,6%, kyslík 0,14%, oxid uhlenatý 0,07%, vyskytují se i stopy vodních par a další plyny.
Pozorované soutěksy, údolí, kaňony, pobřeží i koryta velmi věrohodně napovídají, že jimi tekla voda. Teď už tomu můžeme věřit.
Větrné proudění je poměrně značné a doshuje až 130 m/s (450km/h), ovšem vzhledem k hustotě atmosféry je účinek podstatně menší, než mají pozemské uragány. V místech přistání Vikingů byl obvykle přízemní vánek nepřevyšující v létě 25 km/h a na podzim 35 km/h. Při prachových bouřích však rychlost větrného proudění vzrostla na 60 až 110 km/h.
Teploty na Marsu se pohybují v rozmezí -140 °C až +20 °C, průměrná zaznamenaná teplota byla -63 °C. Vzhledem k excentritě dráhy Marsu jsou na severní polokouli během roku podstatně menší teplotní rozdíly než na jižní.
Průměrná roční teplota na rovníku je kolem -40 °C, ve středních šířkách -60 °C na poléch až -100 °C. Teplota atmosféry je za dne nejméně o 20 °C nižší než teplota povrchu, za noci se tepelný rozdíl vyrovná. Rozdíly se podobají vnitrozemí Antarktidy. Průměrná zaznamenaná teplota na Marsu je -63 °C (210 K) s maximální teplotou 20 °C (293 K) a minimální -140 °C (133 K).
Mars spolu s ostatními planetami začal vznikat před více než 4,7 miardami let z prachu a plynu, tento proce byl ukončen před 4,6 mld. let. Geologickou minulost rozdělujeme do tří etap.
V nejstarším období (noachianu) byl povrch vystaven znaečnému bombardování i vulkanické aktivitě. Na severní polokouli vznikly mělké oceány do nichž se vlévaly prudké řeky. Klima na Marsu bylo teplejší a podmínky se podobaly těm, jaké kdysi panovaly i na Zemi. Není vyloučeno, že zde začaly vznikat i primitivní formy života - avšak chyběl jim žrejmě čas k dalšímu vývoji.
Před 3 mld. let začal hesperian, v jehož průběhu se zmírnila vulkanická činnost, Mars se začal ochlazovat a vysychat. Část vody se usadila jako led, postupně překrývaný půdní erozí, část unikla do meziplanetárního prostoru.
V nejmladším geologickém období (amazonianu) procesy pokračovaly až k dnešnímu stavu, kdy je atmosféra tak řídká, že se voda nemůže vyskytovat v kapalném stavu. Pátrání po vodě na Marsu je napínavým přiběhem na pokračování.
Kolem planety obíhají satelity Phobos a Deimos, nepravidelného tvaru, připomínající obří bramobry s rozměry 27/20 km a 15/11 km, pokryté krátery od srážek s menšími tělesy a zajímavým systémem mělkých brázd. Jsou neobvykle tmavé, a proto odrážejí jen malou část dopadajícího slunečního záření. Se vší pravděpodobností jde o zachycené planetky. Kosmické sondy nám je už před mnoha lety ukázaly zblízka s takovými detaily, že o tom nemusíme pochybovat.

Planeta Země

10. prosince 2007 v 11:04 | cincina
Země je třetí planeta naší sluneční soustavy, počítáno z pohledu od Slunce, od kterého je vzdálena v průměru 150 miliónů kilometrů a je zatím jedinou známou planetou, na které existuje život. Z našeho pozemského pohledu se nám může naše planeta zdát jako obrovská, s nekonečným oceánem vzduchu, avšak astronautům se jeví spíše jako maličká modrá planeta s tenkou atmosférou, s hnědými kontinenty a bílou oblačností.
Mnozí z nás by se možná rádi vydali na cestu do vesmíru, také proto, abychom mohli obdivovat zázračnou planetu Zemi nejen z vesmírných obrázků. A přitom je zajímavé si uvědomit, že všichni jsme vesmírnými cestovateli na kosmické lodi, naší planetě Zemi, která je neustále v pohybu, obíhá kolem Slunce, zároveň rotuje kolem vlastní osy a spolu se sluneční soustavou obíhá kolem středu naší Galaxie.

Návštěvnost za minulý týden (26.11.2007 - 2.12.2007)

9. prosince 2007 v 12:39 | cincina
Pondělí: 8
Úterý: 12
Středa: 14
Čtvrtek: 21
Pátek: 14
Sobota: 20
Neděle: 19

Celkem: 108

Návštěvnost za minulý týden (19.11.2007 - 25.11.2007)

9. prosince 2007 v 12:33 | cincina
Pondělí: 33
Úterý: 23
Středa: 22
Čtvrtek: 11
Pátek: 4
Sobota: 8
Neděle: 6

Celkem: 107