# data[].attributes.headline
Աստղագիտություն

# data[].attributes.subject
Աստղագիտություն

# data[].attributes.attachment_link.title
Մոլորակ - Վիքիպեդիա՝ ազատ հանրագիտարան

# data[].attributes.attachment_link.description
Մոլորակ ( անգլ.՝ planet, հուն․՝ , այլ ձև՝ հին-հունարեն՝ πλάνης - "ճանապարհորդ"), երկնային մարմին է, որը պտտվում է ուղեծրով աստղի կամ նրա մնացորդների շուրջ, բավարար զանգվածով, որպեսզի դառնա շրջանաձև սեփական ձգողականության ազդեցության տակ, բայց ոչ բավարար, որպեսզի սկսվի ջերմամիջուկային ռեակցիա, և որը կարողացել է մաքրել իր շրջակայքը պլանետեզեմալներից ։

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Երկիր (այլ կիրառումներ)

Երկիր (Նաև Տեռա, լատ․ Terra - երկիր բառից), Արեգակնային համակարգի մոլորակ, ըստ Արեգակից ունեցած հեռավորության երրորդն է, ըստ մեծության՝ հինգերորդը։ Արեգակից ունեցած հեռավորությունը կազմում է 149,8 միլիոն կմ, տրամագիծը 12.700 կմ։ Երկիր մոլորակն առաջացել է մոտավորապես 4,6 միլիարդ տարի առաջ։ Երկրի բնական արբանյակ Լուսինը երկրագնդի շուրջը պտտվում է էլիպսային ուղեծրով, երկրից 384400 կմ միջին հեռավորության վրա։

Երկիր մոլորակը մարդկության և միլիոնավոր այլ կենդանատեսակների և բուսատեսակների հայրենիքն է։ Մինչև հիմա մարդկությանը հայտնի միակ տիեզերական մարմինն է, որի վրա բնակվում են կենդանի օրգանիզմներ։ Երկիր մոլորակը երբեմն կոչում են նաև կապույտ մոլորակ ։

Երկիր մոլորակը ձևավորվել է մոտավորապես 4.54 միլիարդ տարի առաջ, իսկ կյանքն առաջացել է նրա առաջին միլիարդ տարիների ընթացքում։ Երկրի կենսոլորտն այնուհետև նշանակալիորեն փոփոխության ենթարկեց նրա մթնոլորտային և այլ հիմնական ֆիզիկական կառուցվածքները։

Երկիրը՝ ընդարձակ Արեգակնային համակարգի փոքր մոլորակներից մեկը, մի շարք առումներով եզակի է։ Նրա վրա կյանք կա, ջուր կա, իսկ մակերևույթը մշտապես նորանում է։

Երկրագունդն, ըստ ներքին կառուցվածքի, բաժանվում է երեք հիմնական մասի։ Կենտրոնում միջուկն է, նրանից վերև՝ միջնապատյանը, ապա՝ երկրակեղևը։ Երկրակեղևը և միջնապատյանի վերին մասը միասին կազմում են քարոլորտը։ Միջուկի կենտրոնում ջերմաստիճանը հասնում է մինչև 6000 ցելսուսի։ Միջուկում նյութերը հրահեղուկ վիճակում են։ Ենթադրվում է, որ այն կազմված է հիմնականում երկաթից և նիկելից ։

Միջնապատյանը տարածվում է մինչև 2900 կմ խորությունը։ Միջնապատյանի խորքերում ջերմաստիճանը հասնում է մինչև 2900 աստիճան ցելսուսի։ Թեև միջնապատյանի ջերմաստիճանը բավականին բարձր է, սակայն բարձր ճնշման պատճառով այն հիմնականում պինդ վիճակում է։ Վերին մասում փափկավուն շերտն է, որտեղ նյութերը կիսահալ, հրահեղուկ վիճակում են։

Երկրի ամենակարծր շերտը երկրակեղևն է։ Երկրակեղևի հաստությունը տատանվում է 5-80 կմ-ի սահմաններում։ Այն կազմված է բազմազան ապարներից, որոնք իրարից տարբերվում են կարծրությամբ, գույնով, հալման ջերմաստիճանով և այլ հատկություններով։ Ապարներ են, օրինակ՝ տուֆը, բազալտը, խճաքարը, քարաղը, կավը, ավազը, տորֆը, կավիճը, կրաքարը, քարածուխը և այլն։

Ապարներն ըստ ծագման կարող են լինել հրային (մագմային), նստվածքային և փոխակերպային (ձևափոխված)։ Հրային ապարներն առաջացնում են հրաբխի ժամանակ արտահոսող լավայից, երբ այն սառչում ու կարծրանում է։ Հրային ապարներ են, օրինակ՝ գրանիտը, տուֆը, բազալտը, պեմզան, օբսիդիանը։

Նստվածքային ապարները լինում են օրգանական և անօրգանական։ Օրգանական ծագման ապարները գոյացել են հազարավոր տարիների ընթացքում մահացած օրգանիզմների քայքայումից ու կուտակումից։ Այդ ապարները հիմնականում կուտակվել են ցամաքային գոգավորություններում ու օվկիանոսների հատակում։ Դրանցից են քարածուխը, տորֆը, կավիճը, կրաքարը և այլն։ Անօրգանական ծագման ապարները գոյանում են հրային և փոխակերպային ապարների քայքայումից ու կուտակումից։ Դրանցից են ավազը, կավը, բազալտը, խճաքարը և այլն։

Փոխակերպային ապարներն առաջանում են երկրագնդի խոր շերտերում բարձր ջերմաստիճանի ու մեծ ճնշման պայմաններում նստվածքային կամ հրային ապարների փոխակերպումից։ Օրինակ՝ կրաքարը կարող է վերածվել մարմարի, ավազը՝ ավազաքարի։

Մոլորակը շրջապատված է մագնիսական դաշտով, որը ժամանակի ընթացքում փոփոխվում է և Երկրի մակերևույթը պաշտպանում Արեգակի՝ կյանքի համար կործանարար հզոր ճառագայթումից։ Սիլիկատային ապարներից կազմված երկրակեղևը պատված է ջրի թաղանթով և մթնոլորտային գազերով. վերջիններս գրեթե ամբողջովին նախկին հրաբխային ժայթքումների արգասիքն են։ Երկրակեղևը կազմված է հատվածներից՝ սալերից, որոնք դանդաղ շարժվում են միմյանց նկատմամբ։ Միլիոնավոր տարիների ընթացքում այդ շարժումների և սալերի փոխազդեցություների արդյունքում ձևավորվել են մայրցամաքները։

Երկիրը ճշգրիտ գնդաձև չէ։ Այն բևեռներում սեղմված է, իսկ հասարակածի մասում՝ ուռած այնպես, որ նրա շառավիղը բևեռներում 43 կմ-ով փոքր է հասարակածային շառավղից։ Հին հույն փիլիսոփա Պյութագորասը (մ.թ.ա. մոտ 570 - 500) կարծում էր, որ Երկիրը գնդաձև է։ Նա այդ գաղափարը հղացավ՝ դիտելով նավերի հայտնվելը հորիզոնում, նկատեց, որ սկզբից երևում են միայն նավի կայմերը, իսկ նավախելը երևում է, երբ նավն ավելի է մոտենում։

Երկրակեղևը Երկրի ընդհանուր չափերի համեմատ ավելի բարակ է, քան այստեղ պատկերված գիծը՝ նկարի մասշտաբում։ Երկրակեղևի հաստությունն օվկիանոսների տակ մոտավորապես 5 կմ է, իսկ մայրցամաքների տակ՝ մոտ 35 կմ։ Կեղևի տակ գտնվող մանթիայի հաստությունը մոտավորապես 3000 կմ է։ Մետաղական միջուկն ունի արտաքին՝ հեղուկ, և ներքին՝ պինդ մասեր։ Միջուկում ճնշումը գրեթե միլիոն անգամ գերազանցում է մթնոլորտային ճնշմանը, իսկ ջերմաստիճանը 4500 °C է։ Լաբորատորիայում այսպիսի պայմաններ անհնար է վերարտադրել, հետևաբար Երկրի միջուկը կազմող մետաղի վիճակի մասին տեղեկությունները հիմնված են սոսկ ենթադրությունների վրա։

Երկրի հեղուկ մետաղական արտաքին միջուկը հոսում և ալեկոծվում է՝ առաջացնելով մագնիսական դաշտ։ Ժամանակ առ ժամանակ, գուցե հազարավոր կամ տասնյակ հազարավոր տարիների ընթացքում, մագնիսական դաշտի ուղղությունը շրջվում է, որի պատճառը անհայտ է։ Մագնիսական դաշտի ուժագծերը կարելի է մոտավորապես պատկերացնել որպես երկրագունդը պարուրող հսկայական "կանթեր"՝ նրա հյուսիսային և հարավային բևեռների միջև, որոնք վահանի պես պաշտպանում են Երկրի մակերևույթը Արեգակից եկող՝ էլեկտրական լիցք կրող մասնիկների հեղեղից (արեգակնային քամի)։ Այդ վահանը գոյացնում է մի մագնիսական խոռոչ, որը կոչվում է մագնիսոլորտ։ Երբ Երկրի մագնիսական դաշտը հանդիպում է արեգակնային քամուն, ապա դաշտի՝ Արեգակին ուղղված մասը սեղմվում է, իսկ հակառակ կողմում առաջանում է պոչանման եզր։ Լարերից պատրաստված այս մոդելը պատկերում է արեգակնային քամու հետ Երկրի մագնիսական դաշտի փոխազդեցությունը։

Երկրի տարբեր կետերում կողմնացույցի սլաքի որոշակի ուղղությամբ կողմնորոշվելու փաստը հնարավորություն է տալիս կատարելու հետևյալ կարևոր եզրակացությանը։ Առաջին՝ Երկիրը մի հսկայական մագնիս է, որի մագնիսական դաշտի գծերի ուղղությամբ էլ դասավորվում է կողմնացույցի սլաքը տարածության տվյալ կետում։ Երկրորդ՝ Երկրի հյուսիսային աշխարհագրական բևեռի մոտ՝ նրա մագնիսական դաշտի հարավային բևեռն է, իսկ հարավային աշխարհագրական բևեռի մոտ՝ հյուսիսային մագնիսկան բևեռը։ Դա Է պատճառը, որ կողմնացույցի սլաքի հյուսիսային բևեռը, ձգվելով Երկրի մագնիսական հարավային բևեռից, ուղղվում է դեպի հյուսիս։

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Երկիր (այլ կիրառումներ) Երկիր (Նաև Տեռա, լատ․ Terra - երկիր բառից), Արեգակնային համակարգի մոլորակ, ըստ Արեգակից ունեցած հեռավորության երրորդն է, ըստ մեծության՝ հինգերորդը։ Արեգակից ունեցած հեռավորությունը կազմում է 149,8 միլիոն կմ, տրամագիծը 12.700 կմ։ Երկիր մոլորակն առաջացել է մոտավորապես 4,6 միլիարդ տարի առաջ։ Երկրի բնական

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Վեներա

Վեներա
(Արուսյակ)

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

թ.

Տեսանելի չափ

−4,6

Հեռավորությունը Արեգակից

108 208 930 կմ; 0,723332[1] ա. մ.

Արբանյակներ

չունի

Ուղեծրային տվյալներ

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Շառավիղ

6051,8 ± 1,0[3] կմ

Հասարակածային շառավիղ

2439,7 կմ

Մակերևույթի մակերես

4,60 x 10 ⁸ կմ²

Ծավալ

9,38 × 10 ¹¹ կմ³

Զանգված

4,8685 × 10 ²⁴ կգ

Հասարակածային մակերևութային ձգողություն

8,87 մ/վ²

Հասարակածային պտույտի արագություն

6,52 կմ/ժ

2-րդ տիեզերական արագություն

10,46 կմ/վ

Ալբեդո

0,65

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

~96,5 % - Ածխաթթու գազ
~3,5 % - Ազոտ
0,015 % - Ծծումբի դիօքսիդ
0,007 % - Արգոն
0,002 % - Ջուր
0,0012 % - Հելիում
0,0017 % - Շմոլ գազ
0,0007 % - Նեոն
Ճնշումը՝ 9,3 մՊա

Մթնոլորտի ջերմաստիճան

464 °C (737 Կ)[2][6][7]

Վեներա կամ Արուսյակ ( լատ.՝ Venus; այլ հայերեն անվանումներ՝ Լուսաբեր, Աստղիկ, Այգաբեր, Այգաստղ, Գիշերավար, Լուսաստղ, Առավոտյան աստղ, Երեկոյան աստղ), Արեգակնային համակարգի երկրորդ մոլորակն է։ Պտույտի պարբերությունը 224,7 երկրային օր։ Մոլորակը իր լատիներեն, աշխարհում ընդունված, անունը ստացել է Վեներա աստվածուհու անունից, սիրո աստվածուհին Հռոմեական դիցաբանությունում ։

Վեներան Երկրի երկնակամարում երևացող մարմիններից պայծառությամբ երրորդն է Արեգակից և Լուսնից հետո, նրա տեսանելի աստղային մեծությունը հասնում է −4,6, բավարար պայծառ, որպեսզի ստվերներ ստեղծի։ Քանի որ Վեներան ավելի մոտ է գտնվում Արեգակին, քան Երկիրը, այն երկնակամարում երբեք չի հեռանում Արեգակից ավելին քան 47,8° (երկրի մակերևույթից դիտողի համար)։ Իր առավելագույն լուսատվությանը հասնում է արևածագից անմիջապես առաջ կամ որոշ ժամանակ արևամուտից հետո, որտեղից էլ ծագում են նրա Առավոտյան և Երեկոյան աստղ անվանումները։

Վեներան դասակարգվում է որպես երկրային խմբի մոլորակ, և երբեմն այն անվանում են "Երկրի քույր", քանի որ երկու մոլորակները իրար նման են չափերով, ձգողության ուժով և կազմությամբ։ Սակայն պայմանները այս երկու մոլորակների վրա չափազանց տարբեր են։ Վեներայի մակերևույթը թաքնված է չափազանց խիտ ծծմբաթթվի ամպերով, որոնք ունեն բարձր արտացոլման գործակից, ինչը հնարավորություն չի տալիս տեսնելու մակերևույթը տեսանելի սպեկտրում (սակայն Վեներայի մթնոլորտը թափանցիկ է ռադիոալիքների համար, որոնց միջոցով էլ հետազոտվել է մոլորակի մակերևույթը)։

Վեներան ունի ամենախիտ մթնոլորտը բոլոր Երկրի նման մոլորակների միջ, որը բաղկացած է հիմնականում ածխաթթու գազից։ Դա բացատրվում է նրանով, որ Վեներայի վրա գոյություն չունի ածխաթթվի գեոքիմիական ցիկլ և կյանք, որը կարող էր վերամշակել այն կենսազանգվածի։

Խորը անցյալում, ինչպես ենթադրվում է, Վեներան այնքան է տաքացել, որ երկրայինի նման օվկիանոսները, որոնք ենթադրվում է որ այնտեղ կային, ամբողջությամբ գոլորշիացել են երբ ջերմաստիճանը աճել է ջերմոցային էֆեկտի հետևանքով, թողնելով իրենցից հետո անապատային տեսարան բազմաթիվ ժայռերով։ Տեսություններից մեկը ենթադրում է, որ ջրային գոլորշին մագնիսական թույլ դաշտի պատճառով բարձրացել է այնքան բարձր, որ քշվել է Արեգակնային քամու կողմից միջմոլորակային միջավայր։

Մթնոլորտային ճնշումը Վեներայի մակերևույթին 92 անգամ մեծ է, քան Երկրինը։ Մանրամասն մակերևույթի հեռահար քարտեզագրումը կատարվել է վերջին 22 տարվա ընթացքում, մասնավորապես "Մագելան" ծրագրի շրջանակներում։ Վեներայի մակերևույթը կրում է վառ արտահայտված հրաբխային գործունեության հետքեր, իսկ մթնոլորտը պարունակում է մեծ քանակով ծծումբ։ Որոշ փորձագետներ կարծում են, որ հրաբխային գործունեությունը Վեներայի վրա շարունակվում է և հիմա։ Սակայն այս պնդման բացահայտ ապացույցներ չեն ստացվել, քանի որ, և ոչ մի հրաբխային խորխորատներում չի նկատվել լավային հոսանքներ։ Զարմանալիորեն քիչ քանակի հարվածային խառնարանները փաստում են մոլորակի մակերևույթի երիտասարդ լինելու մասին, այն ունի մոտավերապես 500 միլիոն տարվա պատմություն։ Վեներայի վրա չի նկատվել նաև տեկտոնիկ ակտիվություն, հնարավոր է այն պատճառով, որ մոլորակի կեղևը, առանց ջրի, որը տալիս է մակերևույթին կպչունություն, չի ուենում անհրաժեշտ շարժունություն։ Ենթադրվում է նույնպես, որ Վեներան աստիճանաբար կորցնում է ներքին բարձր ջերմաստիճանը։

Վեներան միակն է Արեգակնային համակարգի ութ մոլորակներից, որն անվանվել է աստվածուհու անունով։

Վեներայից Արեգակ ընկած միջին հեռավորությունն է 108 միլիոն կմ (0,723 ա. մ.)։ Վեներայից Երկիր հեռավորությունը փոփոխվում է 40-ից 259 միլիոն կմ միջակայքում։ Նրա ուղեծիրը շատ մոտ է շրջանաձևին, էքսցենտրիսիտետը կազմում է ընդամենը 0,0068։ Նրա պտույտի պարբերությունը Արեգակի շուրջ կազմում է 224,7 երկրային օր, միջին ուղեծրային արագությունը 35 կմ/վ։ Ուղեծրի թեքումը խավարածրի հարթությանը հավասար է 3,4°։

Վեներան պտտվում է իր առանցքի շուրջ 2° շեղումով ուղեծրի հարթության ուղղահայացից, արևելքից արևմուտք ուղղությամբ, այսինքն մոլորակների մեծամասնության պտույտի ուղղությանը հակառակ։ Առանցքի շուրջ մեկ պտույտը Վեներան կատարում է 243,02 երկրային օրվա ընթացքում։ Այս երկու շարժումների համադրության հետևանքով մոլորակի արևային օրը կազմում է 116,8 երկրային օր։ Հետաքրքիր է, որ Երկրի հանդեպ Վեներան մեկ պտույտ է կատարում իր առանցքի շուրջ 146 օրվա ընթացքում, իսկ սինոդիկ պարբերությունը կազմում է 584 օր, այսինքն ուղիղ չորս անգամ ավելին։ Արդյունքում, ամեն ներքևի մերձեցման ժամանակ Վեներան շրջված է դեպի Երկիր նույն կողմով, առայժմ պարզ չէ, արդյոք դա տեղի է ունենում պարզ համընկնմամբ, թե այստեղ գործում են Երկրի և Վեներայի ձգողության դաշտերը։

Վեներան մեկն է չորս երկրային խմբի մոլորակներից, այսինքն այն նման է Երկրին, և ունի ժայռային մարմին։ Չափերով և զանգվածով այն շատ մոտ է Երկրին, և հաճախ այն անվանում են Երկրի "քույր" կամ "երկվորյակ"։ Վեներայի տրամագիծը կազմում է 12 092 կմ (միայն 650 կմ-ով փոքր, քան Երկրինը), իսկ նրա զանգվածը կազմում է Երկրի զանգվածի 81,5% (4,87×10 ²⁴կգ)։ Վեներայի մակերևույթի վրա պայմանները արմատապես տարբերվում են Երկրի պայմաններից, նրա խիտ ածխաթթու գազով հարուստ մթնոլորտի պատճառով։ Վեներայի մթնոլորտի մեծ մասը կազմում է ածխաթթու գազը՝ 96.5%, իսկ մնացած մասի մեծամասնությունը կազմում է ազոտը՝ 3.5%։ Վեներայի միջին խտությունը կազմում է 5,24 գ/սմ³։ Մակերևույթի մոտ ազատ անկման արագացումը կազմում է 8,87 մ/վ², իսկ երկրորդ տիեզերական արագությունը ՝ 10,46 կմ/վ։

Վեներայի մթնոլորտը հիմնականում բաղկացած է ածխաթթու գազից (96 %) և ազոտից (համարյա 4 %)։ Ջրային գոլորջին և թթվածինը նույնպես նկատվում են այստեղ, սակայն հետքերի տեսքով (0,02 % և 0,1 %)։ Վեներիական մթնոլորտում կա 105 անգամ ավելի շատ գազ, քան երկրայինում։ Մակերևույթի մոտ ճնշումը կազմում է 93 մթն., ջերմաստիճանը՝ 750 Կ (475 °C)։ Դա գերազանցում է Մերկուրիի մակերևույթի ջերմաստիճամը, որը գտնվում է երկու անգամ ավելի մոտ Արեգակին։ Վեներայի վրայի այսպիսի բարձր ջերմաստիճանի պատճառը հանդիսանում է ջերմոցային էֆեկտը, որը ստեղծվում է խիտ ածխաջրածնային մթնոլորտի կողմից։ Վեներայի մթնոլորտի խտությունը մակերևույթի մոտ ընդամենը 14 անգամ է փոքր ջրի խտությունից։ Չնայած մոլորակի դանդաղ պտույտին, մոլորակի ցերեկային և գիշերային կողմերում ջերմաստիճանի տատանումներ չեն նկատվում, մթնոլորտի բարձր ջերմային իներցիայի պատճառով։ Վեներայի մթնոլորտը ձգվում է մինչև 250 կմ բարձրությունը։

Ամպերի ծածկույթը գտնվում է 30-60 կմ բարձրության վրա և կազմված է մի քանի շերտերից։ Ամպերի քիմիական կազմությունը առայժմ չի որոշված։ Ենթադրվում է, որ նրանց մեջ կարող են պարունակվել խտացված ծծմբային թթվի կաթիլներ, ծծումբի և քլորի միացություններ։ Վեներայի մթնոլորտի մեջ իջած տիեզերական սարքերից կատարված չափումները ցույց տվեցին, որ ամպերի ծածկույթը ոչ այնքան խիտ է, և ավելի շուտ հիշեցնում է թեթև մշուշ։

Վեներայի մթնոլորտը հայտնաբերել է Միխայիլ Լոմոնոսովը 1761 թվականի հունիսի 6-ին (նոր տոմարով)։

"" ԱՄԿ-ի Վեներայի մոտով թռիչքի ընթացքում կատարվել է ինֆրակարմիր սպեկտրում լուսանկարումներ, և անսպասելիորեն պարզվեց, որ 1,02, 1,1 և 1,18 մկմ ալիքի երկարություններում ազդանշանը համահարաբերակցված է մակերևույթի տոպոգրաֆիայի, այսինքն համապատասխան հաճախությունների համար գոյություն ունեն "պատուհաններ", որոնց միջոցով կարելի է դիտել Վեներայի մակերևույթը։

Ուլտրամանուշակագույն լույսի ներքո ամպերի ծածկույթը երևում է որպես պայծառ և մութ գծերի խճանկար, որոնք ձգվում են հասարակածի նկատմամբ փոքր անկյան տակ։ Դրանց դիտարկումները ցույց են տալիս, որ ամպերի ծածկույթը պտտվում է արևելքից արևմուտք 4 օր պարբերությամբ։ Սա նշանակում է, որ ամպերի ծածկույթի մակարդակի վրա փչում են 100 մ/վ արագությամբ քամիներ։

Վեներայի մթնոլորտում կայծակները լինում են երկու անգամ ավելի հաճախ, քան Երկրի վրա։ Այս երևույթը ստացել է "Վեներայի էլեկտրական վիշապ" անվանումը։ Այս էլեկտրական ակտիվության բնույթը դեռևս հայտնի չէ։ Առաջին անգամ այս երևույթը գրանցել է "Վեներա-2" ԱՄԿ-ն, ընդ որում այն հայտնաբերվել է որպես ռադիոհաղորդման խանգարումներ։

Սովետական "Վեներա-8" սարքի տվյալներով, մակերևույթի մոտ լուսավորվածությունը, երբ Արեգակը գտնվում է հորիզոնից 5,5° անկյան տակ կազմում է 350 ± 150 լյուքս, այսինքն, ճառագայթման միայն աննշան մասն է հասնում մոլորակի մակերևույթին։ Արեգակի զենիթում գտնվելու պայմաններում լուսավորվածությունը կազմում է արդեն 1000-3000 լյուքս։ Վեներայի վրա երբեք չեն լինում պարզ օրեր։

"Venus express" սարքի տվյալների հիման վրա պարզվեց, որ Վեներայի մթնոլորտում նույնպես կա օզոնային շերտ։ Ի տարբերություն երկրայինի այն տեղաբաշխված է մոտ 100 կմ բարձրության վրա և պարունակում է մի քանի անգամ ավելի քիչ օզոն, քան երկրայինը։ Ենթադրվում է, որ օզոնային շերտը Վեներայի վրա առաջանում է արեգնակային ճառագայթման ազդեցության տակ ածխաթթու գազից։ Գիտնականները նշում են, որ օզոնի պարունակությունը Վեներայի վրա հատկանշական է ձևավորման ոչ-օրգանական առաջացման սցենարի համար։

Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ մթնոլորտի բացակայության դեպքում Վեներայի մակերևույթի մոտ ջերմաստիճանը չէր անցնի 80 °C։ Սակայն իրականում Վեներայի մակերևույթին ջերմաստիճանը (մոլորակի միջին շառավիղի մակարդակի վրա) կազմում է մոտ 750 Կ (477 °C), ընդ որում նրա օրական տատանումները աննշանակալի են։ Մթնոլորտային ճնշումը մոտ 93 մթն. է, գազի խտությունը համարյա երկու անգամ բարձր է, քան Երկրի մթնոլորտում։ Այս փաստերի պարզումը հիասթափություն եղավ շատ հետազոտողների համար, ովքեր հուսով էին, որ այս Երկրին այդքան նման մոլորակի վրա պայմանները պետք է լինեին մոտ այն պայմաններին, որոնք եղել էին Երկրի վրա քարաածխածնային ժամանակաշրջանում, և հետևաբար, այնտեղ կարող էր գոյություն ունենալ նման կենսոլորտ ։ Փաստորեն, իջեցվող սարքերի միջոցով պարզվեց, որ Վեներայի մակերևույթի վրա ջերմոցային էֆեկտի պատճառով ստեղծված ջերմաստիճանային պայմաններում հեղուկ ջրի գոյությունը բացառվում է։

Ջերմոցային էֆեկտը մթնոլորտում հանգեցնում է մակերևույթի չափազանց ուժեղ տաքացմանը, ստեղծում է ածխաթթու գազ և ջրային գոլորշի, որոնք ինտենսիվորեն կլանում են Վեներայի մակերևույթի կողմից արձակվող ինֆրակարմիր (ջերմային) ճառագայթները։ Ջերմաստիճանը և ճնշումը սկզբում նվազում են բարձրության հետ, ջերմաստիճանի մինիմումը՝ 150-170 Կ (−125... −105 °C) գրանցվել է 60-80 կմ բարձրության վրա։ Բարձրության ավելացման հետ դրանից հետո ջերմաստիճանը աճում է, հասնելով 310 - 345 Կ (35-70 °C) 90-120 կմ բարձրության վրա։

Մակերևույթի մոտ քամին չափազանց թույլ է (ոչ ավելին, քան 1 մ/վ), հասարակածի շրջանում 50 կմ-ից բարձր բարձրությունների վրա այն աճում է մինչև 150-300 մ/վ։ Ավտոմատ միջմոլորակային կայաններից դիտարկումները գրանցել են ամպրոպներ ։

Վեներայի մակերևույթի հետազոտությունները հնարավոր դարձան ռադիոտեղորոշման մեթոդների զարգացմամբ։ Մակերևույթի առավել ամբողջական քարտեզը ստեղծել է ամերիկյան "Մագելան" ԱՄԿ-ն, որը լուսանկարել է մակերևույթի 98 %։ Վեներայի քարտեզագրումը ի հայտ բերեց հսկայական բարձրավանդակներ։ Դրանցից ամենամեծերը` Իշտարի երկիրը և Ափրոդիտեի երկիրը չափերով համեմատելի են երկրային մայրցամաքների հետ։ Մոլորակի մակերևույթին հայտնաբերվել են նաև բազմաթիվ խառնարաններ։ Հավանաբար դրանք առաջացել են, երբ Վեներայի մթնոլորտը ավելի նոսր էր։ Մոլորակի մակերևույթի զգալի մասը երկրաբանորեն երիտասարդ է (500 միլիոն տարվա կարգի)։ Մակերևույթի 90 %-ը ծածկված է քարացած բազալտային լավայով ։

2009 թվականին հրատարակվեց Վեներայի հարավային կիսագնդի քարտեզը, որը ստեղծվել էր " Venus express " տիեզերական սարքի միջոցով։ Այս քարտեզի հիման վրա առաջ քաշվեցին Վենեարայի վրա նախկինում օվկիանոսների առկայության և ուժեղ տեկտոնիկ ակտիվության մասին վարկածներ։

Առաջարկվել է Վեներայի ներքին կառուցվածքի մի քանի մոդել։ Համաձայն առավել իրատեսական մոդելի, Վեներան ունի երեք շերտ։ Առաջինը՝ կեղևն է, որի հաստությունը մոտ 16 կմ է։ Երկրորդը՝ մանտիան է, սիլիկատային շերտը, որը ունի մոտ 3300 կմ խորություն մինչև երկաթյա միջուկը, որի զանգվածը կազմում է մոլորակի զանգվածի մոտ մեկ չորրորդ մասը։ Քանի որ մոլորակի սեփական մագնիսական դաշտը բացակայում է, համարվում է, որ երկաթյա միջուկում տեղի չի ունենում լիցքավորված մասնիկների տեղաշարժ, էլեկտրական հոսանք, որի արդյունքում և առաջանում է մագնիսական դաշտ։ Հետևաբար, նյութի շարժում միջուկում տեղի չի ունենում, այսինքն այն գտնվում է պինդ վիճակում։ Մոլորակի կենտրոնում խտությունը մոտ 14 գ/սմ³ է։

Հետաքրքիր է, որ Վեներայի մակերևույթի բոլոր մասերը կրում են կանանց անուններ, բացի մոլորակի ամենաբարձր լեռնաշղթայի, որը գտնվում է Իշտարի երկրում, Լակշմիի բարձրավանդակի մոտ, որն անվանել են Ջեյմս Մաքսվելի պատվին։ "Վեներա-15" և "Վեներա-16" ԱՄԿ-երը 1983-1984 թվականներին կատարել են հյուսիսային կիսագնդի մեծ մասի քարտեզագրումը, օգտագործելով ռադիոալիքները։ Ամերիկյան "Մագելան" սարքը 1989-1994 թվականները իրականացրեց մոլորակի մակերևույթի մանրամասն (300 մ ճշտությամբ) և համարյա ամբողջական քարտեզագրումը։ Մակերևույթին հայտնաբերվել են լավա ժայթքող հազարավոր հին հրաբուխներ, հարյուրավոր խառնարաններ և լեռներ։ Մակերեսային շերտը (կեղևը) չափազանց բարակ է, թուլացված բարձր ջերմաստիճաններով, այն հնարավորություն է տալիս լավային հեշտությամբ դուրս ժայթքել։ Վեներայի երկու մայրցամաքները, Իշտարի երկիրը և Ափրոդիտեի երկիրը, ամեն մեկը առանձին` մակերեսով չեն զիջում Եվրոպային, սակայն երկարությամբ նրանց գերազանցում է Պարնգեի կիրճը, որոնք հանդիսանում են Վեներայի մակերևույթի ամենամեծ առանձնահատկությունը։ Ցածրադիր մասերը, որոնք նման են օվկիանոսային իջվածքների, զբաղեցնում են Վեներայի մակերևույթի ընդամենը վեցերորդ մասը։ Իշտարի երկրում գտնվող Մաքսվելի լեռներն ունեն մոլորակի միջին մակարդակից 11 կմ բարձրություն։ Մաքսվելի լեռները, ինչպես նաև Ալֆա և Բետա շրջանները հանդիսանում են միակ բացառությունները ՄԱՄ-ի կանոնից, ըստ որի Վեներայի մակերևույթի բոլոր մասերին տրվում են կանանց անուններ, նաև հայկական, ինչպես, օրինակ՝ Հասմիկ և Անուշ խառնարանները, կամ Անահիտի թագը ։

Հարվածային խառնարանները Վեներայի ռելիեֆում հազվադեպ են։ Ամբողջ մոլորակի վրա կան ընդամենը մոտ 1000 խառնարան։ Լուսանկարում պատկերված է երկու խառնարան` 40-50 կմ տրամագծով։ Խառնարանների ներքին մասը լցված է լավայով։ Խառնարանների շուրջ ընկած "թերթիկները" իրենցից ներկայացնում են խառնարանի առաջացման ընթացքում պայթյունի հետևանքով դուրս մղված ապարները։

1967 թվականին, Վեներա-4 ԱՄԿ-ի միջոցով հայտնի դարձավ, որ Վեներայի մագնիսական դաշտը շատ ավելի թույլ է, քան Երկրինը։ Վեներայի մագնիսական դաշտը ինդուկցվում է Վեներայի իոնոսֆերայի և արեգակնային քամու փոխազդեցության միջոցով, այլ ոչ թե մոլորակի միջուկում` ներքին դինամոյի հաշվին, ինչպես Երկրի դեպքում։ Վեներայի թույլ ինդուկցված մագնիսոլորտը աննշան կերպով է պաշտպանում մթնոլորտը տիեզերական ճառագայթումից ։ Այս ճառագայթումը կարող է հանգեցնել ամպից ամպ կայծակների առաջացմանը։

Վեներայի ներքին մագնիսական դաշտի բացակայությունը անսպասելի էր, քանի որ այն չափերով մոտ է Երկրին և գիտնականները սպասում էին, որ այն նույնպես դինամո ունի միջուկում։ Դինամոյի գոյության համար անհրաժեշտ է երեք հանգամանք՝ հաղորդիչ հեղուկ, պտույտ և կոնվեկցիա ։ Ենթադրվում էր, որ միջուկը ունի էլեկտրական հաղորդականություն և կարծում էին, որ այն բավարար արագ չի պտտվում, սակայն սիմուլացիաների արդյունքում պարզվեց, որ այդ պտույտը միանգամայն բավարար է դինամոյի առաջացման համար։ Սա ցույց է տալիս, որ Վեներան դինամո չունի, քանի որ Վեներայի միջուկում գոյություն չկա կոնվեկցիա։ Երկրի վրա կոնվեկցիան առաջանում է միջուկի արտաքին շերտի հեղուկում, քանի որ ներքևի շերտը շատ ավելի տաք է, քան վերին հատվածը։ Վեներայի վրա ընդհանուր մակերևույթի փոփոխություն առաջացրած երևույթը կարող էր կանգնեցնել սալերի տեկտոնիկ ակտիվությունը, որը իր հերթին հանգեցրել է կեղևի միջով ջերմության հոսքի նվազեցմանը։ Սրա հետևանքով մանտիայի ջերմաստիճանը բարձրացել է, և դրա հետ մեկտեղ նվազել է ջերմության հոսքը միջուկից դեպի մանտիա։ Որպես այս ամենի արդյունք, մոլորակի վրա գոյություն չունի ներքին գեո-դինամո, դրա փոխարեն, միջուկից եկող ավելցուկային ջերմային էներգիան ավելի է տաքացնում կեղևը։

Տարբերակներից մեկն այն է, որ Վեներան ունի պինդ միջուկ կամ նրա միջուկն այս պահին չի հովացվում, այսինքն, նրան շրջապատող հեղուկը ունի մոտավորապես նույն ջերմաստիճանը։ Մեկ այլ տարբերակի համաձային, միջուկն ամբողջովին պնդացել է։ Միջուկի վիճակը խիստ կախված է ծծումբի պարունակությունից, ինչը այս պահին հայտնի չէ։

Վեներան շատ հեշտ է գտնել, քանի որ ըստ պայծառության այն շատ անգամ գերազանցում է բոլոր աստղերին։ Մոլորակի յուրահատկությունը հավասար սպիտակ գույնն է։ Վեներան, ինչպես և Մերկուրին, Արեգակից շատ չի հեռանում։ Էլոնգացիայի առավելագույն պահերին այն կարող է հեռանալ լուսատուից առավելագույնը 47,8°։ Ինչպես և Մերկուրին, Վեներան ունի առավոտյան և երեկոյան տեսանելիության ժամանակահատվածներ. հնում համարում էին, որ առավոտյան և երեկոյան Վեներան տարբեր աստղեր են։ Վեներան մեր երկնակամարում պայծառությամբ երրորդ մարմինն է։ Տեսանելիության ժամանակ նրա փայլը կարող է հասնել առավելագույնը մոտ −4,4։

Աստղադիտակով, նույնիսկ ոչ մեծ, կարելի է դիտարկել մոլորակի սկավառակի փուլերի փոփոխությունները։ Դա առաջին անգամ դիտել է Գալիլեյը 1610 թվականին։

Քանի որ Վեներան հանդիսանում է Արեգակնային համակարգի ներքին մոլորակ Երկրի հանդեպ, Երկրի մակերևույթից հնարավոր է դիտել Վեներայի անցումը Արեգակի սկավառակի վրայով։ Դա տեղի է ունենում երբ Վեներան գտնվում է Երկրի և Արեգակի միջև, աստղադիտակով Երկրից դիտելիս մոլորակը երևում է փոքր սև սկավառակի տեսքով հսկայական լուսատուի ֆոնին։ Սակայն այս աստղագիտական երևույթը ամենահազվագյուտներից մեկն է Երկրից դիտարկման համար։ Վերջին երկու և կես հարյուրամյակների ընթացքում տեղի է ունեցել ընդամենը չորս անցում, երկու դեկտեմբերյան և երկու հունիսյան։ Վերջինը տեղի է ունեցել 2012 թ. հունիսի 6-ին։ Հաջորդ անցումը կլինի միայն 2117 թվականի դեկտեմբերի 11-ին։

Առաջին անգամ Վեներայի անցումը Արեգակի սկավառակի վրայով դիտել է անգլիացի աստղագետ Ջերեմի Հորրոկսը (1619-1641), 1639 թվականի դեկտեմբերի 4-ին։ Նա էլ հենց հաշվարկել էր այս երևույթի ժամանակը։

Ռուս գիտնական Մ. Լոմոնոսովը դիտումներով նկատեց Վեներայի շուրջ լուսավոր գոտի` մինչև նրա Արեգակի վրա հայտնվելը։ Նույնպիսի պայծառ օղակ երևաց Վեներայի` Արեգակի սկավառակից դուրս գալիս։ Լոմոնոսովը տվեց ճշգրիտ բացատրություն այս երևույթին, նշելով, որ ռեֆրակցիայի հետևանքով Արեգակի ճառագայթները լուսավորում են Վեներայի մթնոլորտը։

Վեներայի դիտումների վաղեմի առեղծվածն է այսպես կոչված աշենի լույսը ՝ տեսանելի թույլ լուսավորումը մոլորակի գիշերային կողմում, որը երևում է երբ մոլորակը մահիկի փուլում է։ Աշենի լույսի առաջին գրանցված հիշատակումը կատարվել է 1643 թվականին, սակայն այս լույսերի գոյությունը դրանից հետո երբեք չի հաստատվել։ Դիտարկողների կարծիքով դա կարող էր առաջանալ Վեներայի մթնոլորտում էլեկտրական ակտիվության հետևանքով, այնուամենայնիվ, այն կարող էր լինել թվացյալ` պայծառ մահիկի դիտման ազդեցությամբ։

Վեներան հայտնի էր հին աշխարհում որպես "առավոտյան", ինչպես նաև "երեկոյան" աստղ, այս երկու անունները տրվել էին, քանի որ այն ժամանակ կարծում էին, թե դրանք երկու տարբեր մարմիններ են։ Բաբելական Ամասիդուքայի Վեներայի տախտակը, որը թվագրվում է մ.թ.ա. 1581 թ., ցույց է տալիս որ բաբելացիները հասկացել են. որ այս երկու մարմինները նույնն են, դրանում նշելով այն որպես "երկնքի պայծառ թագուհի"։ Այս տախտակում բերված են նաև մանրակրկիտ դիտումների արդյունքներ։ Հույները, մինչև Պյութագորասի ժամանակները (մ.թ.ա. VI դ.), կարծում էին, որ այս երկուսը առանձին աստղեր են՝ Ֆոսֆորը և Հեսպերը ։

Հռոմեացիները առավոտյան երևացող Վեներային անվանում էին Լյուցիֆեր, բառացիորեն "Լույս բերողը", և երեկոյանը` Վեսպեր ։

Երբ իտալացի գիտնական Գալիլեո Գալիլեյն առաջին անգամ դիտեց մոլորակը 17-րդ դարում, տեսավ, որ մոլորակը երևում է մահիկի տեսքով, ինչպես Լուսինը։ Երբ Վեներան գտնվում է Արեգակից ամենահեռու կետում այն երևում է կես փուլում, և երբ այն ամենամոտն է Արեգակին` երևում է մահիկի կամ լրիվ փուլում։ Սա կարող էր հնարավոր լինել միայն, եթե Վեներան պտտվում էր Արեգակի շուրջ։ Այս դիտարկումը առաջիններից էր, որը ակնհայտորեն հակասում էր Պտղոմեոսի երկրակենտրոն համակարգին, ըստ որի Արեգակը պտտվում էր Երկրի շուրջ։

Վեներայի մթնոլորտը հայտնաբերել է ռուս գիտնական Միխայիլ Լոմոնոսովը 1761 թվականին։ Այն դիտել է նաև գերմանացի աստղագետ Յոհան Շրյոտերը 1790 թվականին։ Շրյոտերը նկատեց, որ մոլորակի մահիկը տարածվում է ավելին քան 180°, և նա իրավացիորեն մեկնաբանեց այս երևույթը խիտ մթնոլորտում լույսի տարածմամբ։ Ավելի ուշ, ամերիկացի աստղագետ Չեստեր Սմիթ Լիմանը դիտել է մոլորակի մութ կողմը շրջապատող ամբողջական լույսի օղակ, որը մթնոլորտի առկայության ևս մի ապացույց էր։ Մթնոլորտը դժվարացնում էր մոլորակի պտույտի պարբերության հաշվարկումը, և աստղագետները, օրինակ իտալացի Ջովանի Կասինին և Շրյոտերը սխալմամբ ենթադրում էին, որ այն հավասար է 24 ժամի, դատելով մոլորակի տեսանելի մակերևույթի մասնիկների տեղաշարժից։

Մինչև XX դարը Վեներայի մասին ավելին հայտնի չէր։ Այն իրենից ներկայացնում է սկավառակ համարյա առանց առանձնահատկությունների, ինչից ոչինչ չի կարելի դատել նրա մակերևույթի մասին։ Նոր տեղեկություններ ստացվեցին սպեկտրային, ռադիո-ալիքային և ուլտրամանուշակագույն հետազոտության մեթոդների կիրառման հետ։ Առաջին ուլտրամանուշակագույն հետազոտության փորձերը կատարվեցին 1920 թվականին, երբ Ֆրանկ Ե. Ռոսը հայտնաբերեց, որ ուլտրամանուշակագույն լուսանկարները պարունակում են նկատելի առանձնահատկություններ, որոնք բացակայում էին տեսանելի և ինֆրակարմիր ալիքների ճառագայթման մեջ։ Նա ենթադրեց, որ սրա պատճառն է չափազանց խիտ, դեղին մթնոլորտը, որն ունի բարձր տեղաբաշխված փետրավոր ամպեր ։

1900-ականների սկզբում կատարված սպեկտրոգրաֆիկ դիտարկումները առաջին տեղեկությունները տվեցին Վեներայի պտույտի մասին։ Վեստո Սլիֆերը փորձեց չափել Վեներայից եկող լույսի Դոպլերի շեղումը, սակայն դրա արդյունքում հասկացավ, որ չի կարող գրանցել որևէ պտույտ։ Նա եզրակացրեց, որ մոլորակը ունի շատ ավելի մեծ պտույտի պարբերություն, քան նախկինում կարծում էին։ Ավելի ուշ, 1950-ականներին կատարված հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ մոլորակի պտույտը հակադարձ է։ Վեներայի առաջին ռադիոլոկացիոն հետազոտությունները կատարվեցին 1960-ական թվականներին, և տվեցին մոլորակի պտույտի առաջին ճշգրիտ չափումները, որոնք շատ մոտ էին ժամանակակից տվյալներին։

1970-ականներում կատարված ռադիոլոկացիոն հետազոտությունները թույլ տվեցին առաջին անգամ գրանցել Վեներայի մակերևույթի առանձնահատկությունները։ Ռադիո-ալիքների իմպուլսները ուղղվում էին մոլորակի վրա օգտագործելով Արեսիբոյի աստղադիտարանի 300-մ ռռադիո աստղադիտակը, և անդրադարձված ալիքները ցույց տվեցին երկու բարձր անդրադարձմամբ Ալֆա և Բետա շրջանները։ Այս դիտարկումների արդյունքում իհայտ բերվեց նաև մի պայծառ շրջան, որը անվանեցին Մաքսվելի լեռներ։ Այս երեք առանձնահատկությունները միակ Վեներայի մակերևույթի մասերն են, որոնք չունեն կանացի անուններ։

Վեներան բավականին ակտիվորեն հետազոտվել է տիեզերական սարքերի միջոցով։ Առաջին ավտոմատ միջմոլորակային կայանը, որը նախատեսված էր Վեներայի հետազոտությունների համար եղել է սովետական "Վեներա-1" կայանը։ Այն արձակվել է 1961 թվականի փետրվարի 12-ին։ Սա սովետական հաջողությամբ իրականացված Վեներա ծրագրի շրջանակներում արձակված առաջին կայանն էր։ Վեներա-1 կայանը արձակվել էր ուղիղ բախման հետագծով, սակայն նրա հետ կապը ընդհատվեց թռիչքի յոթերորդ օրվա ընթացքում, երբ կայանը գտնվում էր Երկրից մոտ 2 միլիոն կմ հեռավորության վրա։ Հաշվարկվել է, որ այս կայանը անցել է Վեներայի մոտով 100 000 կմ հեռավորության վրա նույն տարվա մայիս ամսվա կեսերին։

Միացյալ Նահանգների հետազոտությունները սկսվեցին անհաջողություններով, Մարիներ-1 կայանը կործանվեց արձակման ընթացքում։ Դրան հաջորդող Մարիներ-2 կայանը շատ ավելի հաջողակ էր, օգտագործելով անցումային ուղեծիրը 109 օր թռիչքից հետո, 1962 թվականի դեկտեմբերի 14-ին այն դարձավ աշխարհում առաջին հաջողված միջմոլորակային առաքելությունը, անցնելով 34 833 կմ հեռավորության վրա Վեներայի մակերևույթից։ Մարիներ-2-ի միկրոալիքային և ինֆրակարմիր ռադիոմետրները ցույց տվեցին, որ չնայած Վեներայի մթնոլորտի վերին հատվածները բավականին սառն են, մակերևույթը չափազանց տաք է, ամենաքիչը առնվազն +400C-430 °C, սա վերջ դրեց բոլոր հույսերին, որ մոլորակի մակերևույթի վրա կարող էր գոյություն ունենալ կյանք։ Կայանի չափումները թույլ տվեցին նաև ճշգրտել մոլորակի զանգվածը, ինչպես նաև ավելի ճշգրիտ թիվ ստանալ աստղագիտական միավորի համար, սակայն սարքը չկարողացավ գրանցել ոչ մագնիսական դաշտ, և ոչ էլ ռադիացիոն գոտի ։

1966 թվականի մարտի 1-ին սովետական Վեներա-3 կայանը կոշտ վայրէջք կատարեց Վեներայի վրա։ Սա մարդու կողմից ստեղծված առաջին մարմինն էր, որը մտավ այլ մոլորակի մթնոլորտ և հասավ մակերևույթին, չնայած կայանի կապի համակարգը դադարեց աշխատել մինչև մակերևույթին հասնելը և նա չկարողացավ տեղեկություններ հաղորդել մոլորակի մասին։ 1967 թվականի հոկտեմբերի 18-ին Վեներա-4 կայանը հաջողությամբ մտավ մթնոլորտը և կարողացավ կատարել մի շարք հետազոտություններ։ Վեներա-4-ը ցույց տվեց, որ մոլորակի մակերևույթի ջերմաստիճանը ավելի բարձր է քան դա գնահատել էր Մարիներ-2 կայանը և կազմում է մոտ 500 °C, ինչպես նաև, որ մոլորակի մթնոլորտը 90-95% կազմված է ածխաթթու գազից։ Վեներայի մթնոլորտը զգալիորեն ավելի խիտ էր քան Վեներա-4 կայանի նախագծող թիմը կարծում էր, և նրա պարաշյուտի միջոցով անկումը զգալիորեն ավելի դանդաղ ընթացավ քան դա նախատեսված էր, արդյունքում կայանի մարտկոցները ավելի շուտ սպառեցին իրենց ունակությունը քան այն հասավ մակերևույթին։ 93 րոպե աշխատելուց հետո, Վեներա-4 կայանը դադարեց հաղորդել տեղեկություններ։ Նրա վերջին հաղորդումը եղավ 24,96 կմ բարձրության վրայից, որտեղ մթնոլորտային ճնշումը կազմում էր 18 բար ։

Մեկ օր անց, 1967 հոկտեմբերի 19-ին, ամերիկյան Մարիներ-5 կայանը անցավ մոլորակի ամպերից 4000 կմ-ից պակաս հեռավորության վրա։ Մարիներ-5 կայանը ի սկզբանե նախատեսված էր որպես փոխարինող կայան Մարիներ-4 կայանի համար, որը հաջողությամբ կատարեց անցում Մարս մոլորակի մոտով, և քանի որ առաքելությունը հաջողվեց, որոշվեց ուղարկել Մարիներ-5-ը Վեներա մոլորակի մոտ։ Կայանի վրա տեղադրված սարքավորումները շատ ավելի զգայուն էին քան Մարիներ-2 կայանի վրա տեղադրվածները, մասնավորապես, ռադիո օսկուլացիայի փորձը թույլ տվեց պարզելու Վեներայի մթնոլորտի կազմությունը, ճնշումը և խտությունը։ Միացյալ Վեներա-4 - Մարիներ-5 կայանների տվյալները վերլուծվեցին գիտնականների միավորված սովետա-ամերիկյան թիմի կողմից, մի շարք գիտական հանդիպումների ընթացքում հաջորդող տարվա ընթացքում, սա առաջին տիեզերական համագործակցության փորձերից մեկն էր։

Վեներա-4 կայանից ստացված հետազոտության արդյունքների վրա հիմնվելով, Սովետական Միությունը 1969 թվականի հունվարին հինգ օր միջակայքով արձակեց զույգ Վեներա-5 և Վեներա-6 միջմոլորակային կայանները, որոնք հասան Վեներային մեկ օր տարբերությամբ նույն տարվա մայիսի 16-ին և 17-ին։ Կայանների իջեցվող սարքերը ամրացվել էին, բարելավելով նրանց դիմացկունությունը ճնշմանը մինչև 25 բար, ինչպես նաև նրանց վրա տեղադրվել էին ավելի փոքր պարաշյուտներ ավելի արագ անկման համար։ Մթնոլորտային մոդելների համաձայն Վեներայի մակերևույթի մոտ ճնշումը կազմում է 75-100 բար, այնուամենայնիվ չէր նախատեսվում, որ կայանները կհասնեն մակերևույթին։ Մի փոքր ավելին քան 50 րոպե մթնոլորտային տվյալների հաղորդելուց հետո, երկու իջեցվող սարքերը կործանվեցին մոտ 20 կմ բարձրության վրա, մինչը բախվելը Վեներայի գիշերային կողմի մակերևույթին։

Սովետական Վեներա-7 կայանի իջեցվող սարքը նախագծվել էր դիմակայելու 180 բար ճնշմանը, առաքելության շրջանակներում նախատեսվում էր ստանալ տեղեկություններ Վեներայի մակերևույթից։ Իջեցվող սարքը նախապես սառեցվել էր և վերազինվել հատուկ նախագծված փոքր չափերի պարաշյուտով, որը պետք է ապահովեր արագ, 35 րոպեանոց վայրէջք։ Սակայն, մթնոլորտ մուտք գործելիս 1970 թվականի դեկտեմբերի 15-ին, պարաշյուտը մասնակիորեն վնասվեց, և սարքը բախվեց մոլորակի մակերևույթին ավելի կոշտ քան պլանավորված էր, այնուամենայնիվ բախումը սարքի համար կրիտիկական չէր։ Իջեցվող սարքը հավանաբար թեքված լինելով կողքի հաղորդեց ջերմաստիճանի և տելեմետրիկ տեղեկություններ 23 րոպեների ընթացքում, սա առաջին հաղորդագրությունն էր այլ մոլորակի մակերևույթից։

Վեներա ծրագրի շրջանակներում հաջորդ Վեներա-8 կայանի իջեցվող սարքը մուտք գործեց մթնոլորտ 1972 թվականի հուլիսի 22, և հաջող վայրէջքից հետո աշխատեց մոլորակի մակերևույթին 50 րոպե։ Վեներա-9 և Վեներա-10 կայանների իջեցվող սարքեևը մուտք գործեցին Վեներայի մթնոլորտ երեք օր տարբերությամբ 1975 թվականի հոկտեմբերի 22-ին և 25-ին։ Երկու վայրէջքները անցան հաջող և սարքերը ուղակեցին Վեներայի մակերևույթի առաջին լուսանկարները։ Երկու վայրէջքների վայրերը չափազանց տարբեր էին՝ Վեներա-9 կայանը իջել էր 20-աստիճանանոց թեքության վրա որը ծածկված էր 30-40 սանտիմետրանոց ժայռաբեկորներով, իսկ Վեներա-10 կայանի տարածքը ծածկված էր բազալտանման ժայռասալերով որոնք տեղ-տեղ էրոզիայի էին ենթարկված։

Այդ ընթացքում ՆԱՍԱ-ն արձակեց Մարիներ-10 կայանը, որը ուղարկվել էր դեպի Մերկուրի և օգտագործել էր Վեներան իր գրավիտացիոն մանևրի ընթացքում։ 1974 թվականի փետրվարի 5-ին Մարիներ-10 կայանը անցավ Վեներայից 5790 կմ հեռավորության վրա, և հաղորդեց մոլորակի ավելին քան 4000 լուսանկարներ։ Լուսանկարները (այն ժամանակի լավագույն որակի) ցույց տվեցին, որ մոլորակի վրա տեսանելի լույսում հնարավոր չէ առանձնացնել որևէ առանձնահատկություններ, սակայն ուլտրամանուշակագույն լույսում կատարված լուսանկարները ցույց տվեցին ուշագրավ առանձնահատկություններ ամպերի կառուցվածքներում, որոնք մինչ այդ չէին նկատվել Երկրից կատարված դիտարկումների ընթացքում։

Ամերիկյան Պիոներ Վեներա ծրագիրը բաղկացած էր երկու առանձին առաքելություններից։ Պիոներ Վեներա ուղեծրակայանը մուտք էր գործել Վեներայի շուրջ էլիպտիկ ուղեծիր 1978 թվականի դեկտեմբերի 4-ին, և մնաց այնտեղ 13 տարիների ընթացքում, ուսումնասիրելով մոլորակի մթնոլորտը և քարտեզագրելով մակերևույթը ռադիոլոկատորի միջոցով։ Պիոներ Վեներա բազմազոնդ կայանը արձակեց ընդհանուր առմամբ չորս զոնդեր, որոնք մուտք գործեցին մոլորակի մթնոլորտ 1978 թվականի դեկտեմբերի 9-ին, ուսումնասիրելով Վեներայի մթնոլորտի կազմությունը, քամիները և ջերմային հոսքերը։

Հաջորդ չորս տարիների ընթացքում կատարվեց ևս չորս առաքելություն դեպի Վեներա, սովետական Վեներա-11 և Վեներա-12, ուսումնասիրեցին Վեներայի էլեկտրական հողմերը, իսկ Վեներա-13 և Վեներա-14, վայրէջք կատարեցին մոլորակի մակերևույթին չորս օր միջակայքով 1982 թվականի մարտի 1-ին և 5-ին, և հաղորդեցին մոլորակի մակերևույթի առաջին գունավոր լուսանկարները։ Բոլոր չորս կայանների իջեցվող սարքերը օգտագործում էին պարաշյուտներ մթնոլորտի վերին մասերում, իսկ մոտ 50 կմ բարձրություններում անջատվում էին նրանցից, կատարելով փափուկ վայրէջք առանց օժանդակ միջոցների, օգտագործելով միայն մոլորակի խիտ մթնոլորտի շփման ուժը։ Վեներա-13 և 14 կայանների երկու իջեցվող սարքերն էլ վերլուծեցին Վեներայի հողը օգտագործելով ռենտգենա-ֆլուրոսցենտային սպեկտրոմետրներ, և փորձեցին չափել հողի սեղմունակությունը։ Սակայն, Վեներա-14 կայանի արտանետվող խցիկի կափարիչը հարվածի էր ենթարկվել և կայանը չկարողացավ իր զոնդը հասցնել մոլորակի մակերևույթին։ Վեներա ծրագիրը ավարտվեց 1983 թվականի հոկտեմբերին, երբ Վեներա-15 և Վեներա-16 կայանները դուրս եկան Վեներայի ուղեծիր և կատարեցին մոլորակի քարտեզագրում, օգտագործելով ապերտուրայի սինթետիկ ռադիոլոկատորներ ։

1985 թվականի սովետական տիեզերական ծրագիրը օգտագործեց Վեներայի և Հալեյի գիսաստղի առաքելությունների միավորման հնարավորությունը։ Հալեյի գիսաստղի ճանապարհին 1985 թվականի հունիսի 11-ին և 15-ին Վեգա ծրագրի երկու ԱՄԿ-երը արձակեցին Վեներա-տեսակի իջեցվող սարքեր դեպի Վեներա (որոնցից Վեգա-1 սարքը մասնակիորեն անհաջող իրականացվեց) և բաց թողեցին օդապարիկով աերոբոտեր մթնոլորտի վերին շերտեր։ Օդապարիկները հասան 53 կմ բարձրության, որտեղ ճնշումը և ջերմաստիճանը համեմատելի է Երկրի մակերևույթի պայմանների հետ։ Նրանք աշխատեցիմ մոտ 46 ժամ, ընթացքում հաղորդելով տվյալներ մթնոլորտի մասին։ Արդյունքում հայտնի դարձավ, որ Վեներայի մթնոլորտը շատ ավելի անհանգիստ է, քան նախկինում կարծում էին, այնտեղ փչում են չափազանց հզոր քամիներ և գոյություն ունեն կոնվեկտիվ բջիջներ ։

Երկրից կատարված վաղ ռադիո-դիտարկումները տվեցին միայն նախնական տվյալներ Վեներայի մակերևույթի մասին։ Վեներա և Պիոներ Վեներա ծրագրերը տվեցին շատ ավելի բարելավված ճշգրտության տեղեկություններ։

1989 թվականին Միացյալ Նահանգների կողմից արձակվեց Մագելան կայանը, որի հիմնական նպատակն էր քարտեզագրել Վեներայի մակերևույթը ռադիոլոկատորի միջոցով։ Այս կայանի համարյա 4½ տարի տևած առաքելության ընթացքում ստացվել են բարձր ճշգրտության պատկերներ, որոնք շատ ավելի մանրամասն էին քան մինչ այդ գոյություն ունեցող բոլոր քարտեզները, և համեմատելի էին այլ մոլորակների տեսանելի լույսում կատարված լուսանկարների հետ։ Մագելանը քարտեզագրեց մոլորակի ամբողջ մակերևույթի ավելին քան 98%, և նրա գրավիտացիոն դաշտի 95%։ 1994 թվականին, իր առաքելության ավարտվելուց հետո, Մագելանը ուղղվեց դեպի Վեներայի մթնոլորտ, որպեսզի չափվի նրա խտությունը։ Վեներան հետազոտվել է նաև Գալիլեո և Կասինի կայանների կողմից նրանց մոլորակի մոտով թռիչքների ընթացքում, սակայն Մագելանը բացառապես Վեներային ուղղված վերջին առաքելությունն էր մնում համարյա տաս տարիների ընթացքում։

ՆԱՍԱ-ի MESSENGER կայանը իր դեպի Մերկուրի կատարված թռիչքի ընթացքում կատարեց երկու անցումներ Վեներայի մոտով, 2006 թվականի հոկտեմբերի և 2007-ի հունիսին, որպեսզի դանդաղեցնի իր ուղեծիրը մտնելու համար Մերկուրիի ուղեծիր 2011-ի մարտին։ Այս երկու անցումների ընթացքում MESSENGER-ը հաղորդեց տվյալներ Վեներայի մասին։

"Venus Express" կայանը, նախագծված և կառուցված Եվրոպական տիեզերական գործակալության կողմից, արձակվեց 2005 թվականի նոյեմբերի 9-ին ռուսական Սոյուզ-Ֆրեգատ կրող հրթիռով։ Այն հաջողությամբ հասավ Վեներայի բևեռային ուղեծիր 2006 թվականի ապրիլի 11-ին։ Կայանը կատարում է Վեներայի մթնոլորտի և ամպերի մանրակրկիտ հետազոտություններ, ներառյալ մոլորակի պլազմային միջավայրի և մակերևույթի, մասնավորապես ջերմաստիճանի քարտեզագրումը։ " Venus Express" ծրագրի առաջին տպավորիչ արդյունքներից մեկն էր հսկայական կրկնակի բևեռային ցիկլոնի հայտնաբերումն էր մոլորակի հարավային բևեռի մոտ։

Ճապոնական աերոտիեզերական հետազոտությունների գործակալությունը (ՃԱՀԳ) իրականացնում է "Akatsuki" (նախկինում "Planet-C") Վեներայի ուղեծրակայանի առաքելությունը։ Այն արձակվել է 2010 թվականի մայիսի 20-ին, սակայն կայանը չկարողացավ մուտք գործել մոլորակի ուղեծիր նույն տարվա դեկտեմբերին։ Կան հույսեր, որ կայանը ևս մի փորձ կկատարի վեց տարի դադարից հետո։ Նախատեսված հետազոտությունները ներառում են մակերևույթի լուսանկարումը ինֆրակարմիր խցիկով և փորձեր ուղղված կայծակների գոյության ապացուցմանը, ինչպես նաև նախատեսվում է պարզել հրաբխային գործունեության առկայությունը մոլորակի վրա։

Եվրոպական տիեզերական գործակալությունը (ԵՏԳ) նախատեսում է իրականացնել "BepiColombo" առաքելությունը դեպի Մերկուրի 2014 թվականին, այս առաքելության շրջանակներում կայանը պետք է իրականացնի Վեներայի մոտով երկու անցումներ 2020 թվականին։

ԱՄՆ ՆԱՍԱ-ն իր Նոր սահմաններ ծրագրի շրջանակներում նախատեսում էր իրականացնել Վեներայի իջեցվող սարք առաքելությունը, ուսումնասիրելու համար մակերևույթի պայմանները և հետազոտելու համար ռեգոլիտի տարրական և միներալային կազմությունը։ Սարքը նախատեսվում է զինել հորատող զոնդով, որպեսզի հնարավոր լինի ուսումնասիրել ժայռերի հատվածները, որոնք դեռևս չեն ենթարկվել էրոզիայի խիստ կլիմայական պայմաններում։ Մթնոլորտային և մակերևութային սարքերով զինված առաքելությունը (" Surface and Atmosphere Geochemical Explorer" (SAGE)), ընտրվել է ՆԱՍԱ-ի կողմից որպես թեկնածու Նոր սահմաններ ծրագրի իրականացման համար, սակայն մինչ այժմ այս առաքելությունը չի ընտրվել իրականացվելու համար։

Ռուսական տիեզերական գործակալությունը նախատեսում է ուղարկել դեպի Վեներա Վեներա-Դ ( Կաղապար:Kang-ru) ԱՄԿ-ն, նախնական տվյալներով 2016 թվականին։ Այս առաքելության նպատակն է մոլորակի ուղեծրից հետազոտությունները և իջեցվող սարքի արձակումը, որը հիմնված կլինի Վեներա ծրագրի նախագծի վրա և կկարողանա աշխատել մոլորակի մակերևույթին երկար ժամանակ։

1960-ականների վերջում առաջարկվեց իրականացնել տիեզերագնացների թռիչք Վեներայի մոտով, օգտագործելով Ապոլոն ծրագրի տեխնիկական լուծումները։ Առաքելությունը նախատեսվում էր արձակել 1973 թվականի հոկտեմբերին, կամ վաղ նոյեմբերին։ Նախատեսվում էր, օգտագործելով Սատուրն V կրող հրթիռը, ուղարկել երեք աստրոնավտներ թռչելու Վեներայի շուրջ, ընդհանուրը մեկ տարի տևող առաքելության ընթացքում։ Տիեզերանավը պետք է անցներ Վեներայից 5000 կիլոմետր հեռավորության վրա։

Տիեզերական սարքերի ցանկ, որոնք հաղորդել են տվյալներ Վեներայի մասին։

Քանի որ, մինչև ռադիոլոկացիոն մեթոդներով Վեներայի հետազոտությունները ամպերը թաքցնում էին մոլորակի մակերևույթը, առաջին կոպիտ մոլորակի քարտեզները կազմվեցին միայն 1960-ական թվականներին, Երկրի վրա գտնվող ռադիո-աստղադիտակների միջոցով հեռահար ռիոլոկացիայի օգնությամբ։ Այս դիտարկումների արդյունքում ստացված հսկայական չափեր ունեցող լուսավոր շրջանները ստացան պայմանական անվանումներ։ Ընդ որում գոյություն ուներին այսպիսի նշանակման մի քանի համակարգեր, որոնք չունեին համընդհանուր գործածություն, և օգտագործվում էին գիտնականների փոքր խմբերի կողմից։ Նրանցից որոշները օգտագործում էին հունական այբուբենի տառերը, մյուսները՝ լատինական տառերը և թվերը, կամ անվանում էին էլեկտրո և ռադիոտեխնիկայի ասպարեզում աշխատող հայտնի գիտնականների անուններով ( Գաուս, Հերց, Պոպով)։ Այս նշանակման ձևերը (առանձին բացառություններով) այժմ դուրս են եկել գիտական օգտագործումից, չնայած դեռևս պատահում են որոշ գրականության աղբյուրներում։ Բացառություններ են Ալֆա շրջանը, Բետա շրջանը և Մաքսվելի լեռներ, որոնք հաջողությամբ համադրվեցին տիեզերական ռադիոլոկացիայի արդյունքում ստացված ճշգրտված տվյալների հետ։

Վեներայի մակերևույթի առաջին քարտեզի ստեղծումը իրականացվել է ամերիկյան աշխարհագրական ծառայության կողմից 1980 թվականին, հիմնված Պիոներ Վեներա-1 կայանի միջոցով կատարված ռադիոլոկացիոն հետազոտությունների վրա։

1989 թվականին կազմվեցին մոլորակի հյուսիսային կիսագնդի (մակերևույթի երրորդ մասը) քարտեզները 1։5 000 000 մասշտաբով, օգտագործվում էին ամերիկյան "Պիոներ Վեներա-1" և սովետական "Վեներա-15" և "Վեներա-16" կայաններից ստացված տվյալները։ Իսկ ավելի ամբողջական (բացի հարավային բևեռային շրջանները) և ավելի մանրամասն մակերևույթի քարտեզը հնարավոր եղավ ստեղծել "Մագելան" կայանի միջոցով, 1997 թվականին։ Քարտեզները ստեղծվել էին 1։10 000 000 և 1։50 000 000 մասշտաբներով։

Խոշոր խառնարանները անվանվել են հանրահայտ կանանց ազգանուններով, փոքր խառնարանները՝ այլ կանացի անուններով։ Խոշոր խառնարանների անունների օրինակներ՝ Իզաբելլա, Ախմատովա, Բարտո, Միդ և այլն։ Փոքրերի օրինակներ՝ Ռիտա, Շուշան, Հասմիկ, Վարդ, Անուշ, Անյա և այլն։

Վեներայի ռելիեֆի որոշ առանձնահատկություններ ստացել են դիցաբանական, հեքիաթային և լեգենդար կանանց անուններ՝ բարձրադիր վայրերը անվանում են տարբեր ազգերի աստվածուհիների անուններով, ցածրադիր վայրերին տալիս են դիցաբանական տարբեր կերպարների անուններ.

Տեսերաները՝ ճակատագրի, երջանկության և հաջողության աստվածուհիների անուններով, օրինակ՝ Անանկեյի տեսերա, Դոլյայի տեսերա

Լեռները, գմբեթները և շրջանները անվանվում են տարբեր աստվածուհիների, գիգանտուհիների, տիտանուհիների անուններով, օրինակ՝ Էգինայի գմբեթ, Ատանուայի լեռ, Բագբարտուի լեռ, Ֆեբեի շրջան

Բլուրները՝ ծովային աստվածուհիների անուններով, օրինակ՝ Ակկրուվայի բլուրներ, Չերնավայի բլուրներ

Սանդղավանդերը՝ ընտանեկան օջախի աստվածուհիների անուններով, օրինակ՝ Ուորսարի սանդղավանդ, Վեստայի սանդղավանդ

Լեռնաշղթաները՝ երկնքի աստվածուհիների և երկնքի հետ կապված առասպելների կին կերպարների անուններով, օրինակ՝ Իրիսի լեռնաշղթա, Մետելիցայի լեռնաշղթա

Կանյոնները՝ Լուսնի, որսորդության և անտառի հետ կապված դիցական կերպարների անուններ, օրինակ՝ Արտեմիսի կանյոն, Պարնգեի կանյոն։

Վեներան, ինչպես և Մերկուրին, համարվում է մոլորակ, որը չունի բնական արբանյակ։ Նախկինում եղել են բազմաթիվ հաղորդագրություններ Վեներայի արբանյակների դիտարկումների մասին, սակայն այս հայտնագործությունները միշտ հիմնված են եղել սխալանքների վրա։ Վեներայի արբանյակների հայտնաբերման մասին առաջին հաղորդումները եղել են XVII դարում։ Ընդամենը 120 տարվա ընթացքում մինչև 1770 թվականը գրանցվել են արբանյակների ավելին քան 30 դիտարկումներ, կատարված ամենաքիչը 20 աստղագետների կողմից։

1770 թվականին Վեներայի արբանյակների որոնումները գործնականորեն դադարեցվեցին, հիմնականում քանի որ հնարավոր չէր լինում հաստատել նախորդ դիտարկումների արդյունքները, ինչպես նաև, այն պատճառով, որ Վեներայի անցման ընթացքում Արեգակի վրայով 1761 և 1769 թվականներին արբանյակի գոյության ոչ մի ապացույց չէր գտնվել։

Վեներան (ինչպես և Մարսն ու Երկիրը) ունի քվազիարբանյակ, աստերոիդը, որը պտտվում է Արեգակի շուրջ, այնպես, որ նրա և Վեներայի միջև գոյություն ունի ուղեծրային ռեզոնանս, արդյունքում բազմաթիվ պտույտների ընթացքում այն մնում է մոլորակի մոտակայքում։

XIX դարում գոյություն ուներ վարկած այն մասին, որ նախկինում Մերկուրին եղել է Վեներայի արբանյակը, որը հետագայում "կորսվել" է։ 1976 թվականին Թոմ վան Ֆլանդերնը և Կ. Ռ. Հարինգտոնը, հիմնվելով մաթեմատիկական հաշվարկների վրա, ցույց տվեցին, որ այդ վարկածը լավ է բացատրում Մերկուրիի ուղեծրի շեղումը (էքսցենտրիսիտետ), նրա Արեգակի շուրջ պտույտի ռեզոնանսային բնույթը, ինչպես նոև Մերկուրի և Վեներա մոլորակների պտույտի մոմենտի կորուստը։ Նույնպես դրանով կարելի է բացատրել Վեներայի հակադարձ պտույտը, մոլորակի մակերևույթի տաքացումը և խիտ մթնոլորտի առաջացումը։

Վեներան հանդիսանում է տերաֆորմավորման թեկնածուներից մեկը։ Կան նրա բնակեցմանը հարմարացնելու մի քանի առաջարկվող նախագծեր։ Դրանցից մեկի համաձայն առաջարկվում է ցրել Վեներայի մթնոլորտում գենետիկորեն փոփոխված կապտա-կանաչ ջրիմուռներ, որոնք, վերամշակելով ածխաթթու գազը (Վեներայի մթնոլորտի կազմության մոտ 96 %) կարտադրեն թթվածին, ի հետևանք զգալիորեն թուլացնելով ջերմոցային էֆեկտը և իջեցնելով մոլորակի վրա գոյություն ունեցող ջերմաստիճանը։

Սակայն ֆոտոսինթեզի համար անհրաժեշտ է ջրի գոյություն, որը ըստ վերջին տվյալների Վեներայի վրա գործնականորեն գոյություն չունի (նույնիսկ գոլորշու տեսքով մթնոլորտում)։ Այս նախագծի իրականացման համար անհրաժեշտ է Վեներայի վրա ջուր հասցնել, որը առաջարկվում է իրականացնել ռմբակոծելով մոլորակը ջրա-ամոնիակային աստերոիդներով։

Wings խմբի ալբոմներից մեկը անվանվում է "Venus and Mars" ("Վեներա և Մարս")։ Նրա շապիկի վրա պատկերված են այդ երկու մոլորակները։

Ռամշտայն խմբի "Morgenstern" երգը նվիրվել է այս մոլորակին։

Europe խմբի "Final Countdown" երգում կա "We're heading for Venus..." տողը։

Կանադական Three Days Grace ռոք-խմբի երրորդ ալբոմը կոչվում է "Transit of Venus"։

Ռեյ Բրեդբերիի պատմվածքներում մոլորակի կլիման նկարագրված է որպես չափազանց անձրևոտ (կամ անձրևում է միշտ, կամ այն դադարում է 7 տարին մեկ)։

Ռոբերտ Խանլայնի "Մոլորակների միջև", "Մարսուհի Պոդքեյնը", "Տիեզերական կադետը" վեպերում և "Կայսրության տրամաբանությունը" վիպակում Վեներան նկարագրված է որպես մռայլ ճահճոտ աշխարհ, որը հիշեցնում է Ամազոնկա գետի հովիտը անձրևների շրջանում։ Վեներայի վրա ապրում են բանական էակներ, որոնք նման են փոկերին կամ դրակոններին։

Ստանիսլավ Լեմի "Աստղագնացները" վեպում և նրա մոտիվներով նկարահանված "Լուռ աստղը" ֆիլմում երկրացիները գտնում են Վեներայի վրա կործանված քաղաքակրթության մնացորդներ, որը պատրաստվում էր ոչնչացնել կյանքը Երկրի վրա։

Ֆրենսիս Կարսակի "Փախուստը Երկրից" գիտա-ֆանտաստիկ վեպում, հիմնական սյուժեի հետ համատեղ, նկարագրվում է բնակեցված Վեներան, որի մթնոլորտի վերամշակումից հետո, այն դարձել է պիտանի բնակության համար։

Գ. Ա. Բուրբա։ "Վեներա. անվանումների ռուսերեն տարբերակները"։ Համեմատական մոլորակագիտության լաբորատորիա, մայիս 2005 (ռուս.)

Արեգակնային համակարգ։ Արեգակնային համակարգի մոլորակներ։ Վեներա(ռուս.)

Սովետական տիեզերական սարքերի կատարած լուսանկարները(անգլ.)

Գիտության նորություններ - Վեներայի մակերևույթի նոր քարտեզ Archived 2009-04-23 at the Wayback Machine.(ռուս.)

"Վեներա էքսպրես". հիմնական առաքելության արդյունքները(ռուս.)

"Վեներան, մեզ ամենամոտ մոլորակը", հոդված "Դելֆիս" ամսագրաում № 39, 2004, Ժ. Ֆ. Ռոդիոնովա (ռուս.)

"Նարնջագույն մթնշաղի մոլորակը", հոդված "Հանրամատչելի մեխանիկա" ամսագրաում № 11, 2008, Ալեքսեյ Լևին, Դմիտրի Մամոնտով (ռուս.)

Վեներայի տեղեկությունները Archived 2011-08-31 at the Wayback Machine. ՆԱՍԱ-ի Արեգակնային համակարգի հետազոտությունների կայքում(անգլ.)

Վեներա ուղարկված առաքելություններ (ՆԱՍԱ)(անգլ.)

Վեներայի հետազոտությունների լուսանկարների պատկերասրահ (ՆԱՍԱ)(անգլ.)

Վեներայի հետազոտությունները Սովետական Միության կողմից, լուսանկարներ(անգլ.)

Վեներայի էջը Ինը մոլորակներում(անգլ.)

ՆԱՍԱ-ի էջը Վեներայի առաքելությունների մասին(անգլ.)

Մագելան առաքելոթյան կայքը(անգլ.)

Պիոներ Վեներայի տեղեկությունները ՆԱՍԱ-ի կայքում(անգլ.)

Վեներայի անցումների մասին մանրամասն տեղեկություններ(անգլ.)

Geody Venus, մակերևույթի մասնիկների որոնման գործիք(անգլ.)

ՆԱՍԱ-ի World Wind-ում Վեներայի քարտեզները(անգլ.)

Վեներայի խառնարանների տվյալների բազա Լուսնի և մոլորակների ինստիտուտ(անգլ.)

Այս հոդվածի կամ նրա բաժնի որոշակի հատվածի սկզբնական կամ ներկայիս տարբերակը վերցված է Քրիեյթիվ Քոմմոնս Նշում-Համանման տարածում 3.0 (Creative Commons BY-SA 3.0) ազատ թույլատրագրով թողարկված Հայկական սովետական հանրագիտարանից (հ․ 11, էջ 374)։

# data[].attributes.attachment_link.title
Վեներա (մոլորակ) - Վիքիպեդիա՝ ազատ հանրագիտարան

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Վեներա Վեներա (Արուսյակ) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է թ. Տեսանելի չափ −4,6 Հեռավորությունը Արեգակից 108 208 930 կմ; 0,723332[1] ա. մ.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Մերկուրի (այլ կիրառումներ)

Մերկուրի
(Փայլածու)

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

թ.

Բացարձակ մեծություն (H)

−2,6[1] - 5,7[2][3]

Հեռավորությունը Արեգակից

57 909 068 կմ (0,38709821 ա. մ.)

Արբանյակներ

չունի

Ուղեծրային տվյալներ

Էքսցենտրիսիտետ

0,20530294[2][4]

Թեքվածություն

7,00° (Խավարածրի նկատմամբ)
3,38° (Արեգակի հասարակածի նկատմամբ)

Պերիկենտրոնի արգումենտ

29,124279°

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Սեղմվածություն

< 0,0006

Շառավիղ

2439,7 ± 1,0 կմ[4]

Մակերևույթի մակերես

7,48 × 10 ⁷ կմ²

Ծավալ

7,48 × 10 ¹⁰ կմ ³[4]

Զանգված

3,33022 × 10 ²³ կգ[4][5]

Պտույտի պարբերություն

58,646 օր (1407,5 ժ)

Ալբեդո

0,068 (Բոնդ)[4][7]
0,142 (երկրաչափական)[4]

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

42,0 % - Թթվածին
29,0 % - Նատրիում
22,0 % - Ջրածին
6,0 % - Հելիում
0,5 % - Կալիում
0,5 % - մնացածը, ( ջուր, ազոտ, քսենոն, կրիպտոն, նեոն, կալցիում, մագնիում)[4][5]

Մերկուրի կամ Փայլածու (լատիներեն՝ Mercurius), Արեգակնային համակարգի ամենափոքր և Արեգակին ամենամոտ մոլորակն է։ Այն պտտվում է Արեգակի շուրջ 87,969 երկրային օրվա ընթացքում։ Մերկուրիի ուղեծիրը ունի Արեգակնային համակարգի մոլորակներից ամենամեծ էքսցենտրիսիտետը և ամենափոքր ուղեծրի թեքումը։ Մերկուրին կատարում է երեք պտույտ սեփական առանցքի շուրջ Արեգակի շուրջ երկու պտույտների ընթացքում։ Մերկուրիի ուղեծրի պերիհելին Արեգակի շուրջ պտտվում է ( պրեցեսիա) 43 աղեղնային վայրկյանով մեկ հարյուրամյակի ընթացքում, այս ֆենոմենը բացատրվել է 20-րդ դարում Ալբերտ Այնշտայնի Հարաբերականության ընդհանուր տեսությունում։ Մերկուրիի տեսանելի աստղային մեծությունը Երկրից դիտելիս կազմում է 2,3 - 5,7, սակայն այն դժվար է դիտարկել, քանի որ նրա ամենամեծ անկյունային հեռավորությունը Արեգակից կազմում է ընդամենը 28,3°։ Այդ պատճառով Մերկուրին հիմնականում կորում է Արեգակի թագի փայլի մեջ։ Եթե չլինի Արեգակի խավարում, Մերկուրին կարելի է դիտարկել միայն արևամուտի ժամանակ եթե այն լինի իր ուղեծրի ամենաարևմտյան կետում կամ արևածագի ժամանակ եթե այն լինի իր ուղեծրի ամենաարևելյան կետում։ Երկրագնդի հասարակածին մոտ Մերկուրին կարելի է դիտարկել ավելի հեշտությամբ, քանի որ նրա բարձրությունը հորիզոնից հասնում է մինչև 28°։ Սա պայմանավորված է նրանով, որ Արեգակը հասարակածում մայր է մտնում և ծագում ավելի արագ, այսինքն մթնշաղի ժամանակահատվածը ավելի փոքր է, ինչպես նաև խավարածիրը հատում է հորիզոնը հասարակածում ավելի սուր անկյան տակ։ Մերկուրիի մասին համեմատաբար քիչ բան է հայտնի, երկրի վրա տեղակայված աստղադիտակներով հնարավոր է եղել դիտարկել միայն նրա լուսավորված մասը, սահմանափակ մանրամասնություններով։ Մոլորակի մանրակրկիտ հետազոտությունները առաջ շարժվեցին երկու ավտոմատ միջմոլորակային կայանների օգտագործմամբ։ Նրանցից առաջինը ՆԱՍԱ-ի կողմից արձակված Մարիներ-10 սարքն էր, որը նկարահանեց և փոխանցեց մոլորակի մակերևույթի մոտ 45%-ը 1974- 1975 թվականներին։ Երկրորդը Մեսենջեր ԱՄԿ-ն է, որը մուտք գործեց Մերկուրիի ուղեծիր 2011 թվականի մարտի 17-ին։

Մերկուրին նման է Լուսնին՝ նրա մակերևույթը ծածկված է բազմաթիվ խառնարաններով, կան նաև հարթ տարածքներ։ Նա չունի բնական արբանյակ և զգալի մթնոլորտ։ Ի տարբերություն Լուսնի՝ Մերկուրին ունի մեծ երկաթյա միջուկ, որը ստեղծում է մագնիսական դաշտ, որը մոտավորապես կազմում է Երկրի մագնիսական դաշտի 1%-ը։ Մոլորակը չափազանց խիտ է, ինչը պայմանավորված է միջուկի համեմատաբար մեծ չափերով։ Մակերևույթի ջերմաստիճանը տատանվում է −183 °C-ից մինչև 427 °C (90 - 700 Կ)։

Պատմության մեջ գրառումներ Մերկուրիի մասին կան արդեն Ք.Ծ.Ա. առաջին հազարամյակում։ Ք.Ծ.Ա. 4-րդ հարյուրամյակում հույն աստղագետները կարծում էին, որ մոլորակը երկու առանձին մարմիններ են՝ առաջինը, երևում էր Արեգակի ծագման ժամանակ և կոչվում Ապոլլոն, և երկրորդը, որը երևում էր մայրամուտից հետո, կոչվում էր Հերմես։ Անգլերեն Մերկուրիի անվանումը եկել է հռոմեացիներից, ովքեր անվանում էին այս մոլորակը հռոմեական աստված Մերկուրիի անունով։ Մերկուրիի աստղագիտական նշանն է Հերմեսի (կամ Մերկուրիի) կադուցեուսը ։

Հայկական հին աստղագիտական աշխատություններում Մերկուրին անվանվում է Փայլածու։

Մերկուրիի միջին հեռավորությունը Արեգակից 0,38 ա. մ. է կամ 58 մլն. կմ։ Շառավիղը՝ 2440 կմ է, զանգվածը կազմում է երկրի զանգվածի 0,055-րդ մասը։

2008 թվականի ամերիկյան "Մեսենջեր" ավտոմատ միջմոլորակային կայանի կողմից արված լուսանկարներում դիտվել է հրաբխային ակտիվության հետքեր։

Մերկուրին շարժվում է Արեգակի շուրջ բավականին ձգված էլիպտիկ ուղեծրով ( էքսցենտրիսիտետը՝ 0,205) միջին 57,91 մլն. կմ (0,387 ա. մ.) հեռավորության վրա։ Պերիհելիում Մերկուրին գտնվում է 45,9 մլն. կմ հեռավորության վրա Արեգակից (0,3 ա. մ.), իսկ ապոհելիում՝ 69,7 մլն. կմ (0,46 ա. մ.)։ Պերիհելիում Մերկուրին ավելին քան մեկ և կես անգամ ավելի մոտ է Արեգակին, քան ապոհելիում։ Ուղեծրի թեքումը խավարածրի հարթության հանդեպ հավասար է 7°։ Մեկ ամբողջ պտույտ Արեգակի շուրջ Մերկուրին կատարում է 87,97 երկրային օրվա ընթացքում։ Մոլորակի միջին ուղեծրային արագությունը կազմում է 48 կմ/վ։ Մերկուրիի հեռավորությունը Երկրից տատանվում է 82-ից մինչև 217 միլիոն կմ։

Բավականին երկար ժամանակ համարվում էր, որ Մերկուրին միշտ ուղղված է Արեգակին նույն կողմով, և սեփական առանցքի շուրջ մոլորակը պտտվում է նույնպես 87,97 երկրային օրվա ընթացքում։ Մերկուրիի մակերևույթի մասերի դիտարկումները դրան չէին հակասում։ Այս մոլորությունը կապված է այն բանի հետ, որ Երկրից Մերկուրիի դիտարկումների համար ամենահարմար պայմաններ են ստեղծվում մոտավորապես մոլորակի պտույտի պարբերության վեցապատիկին հավասար պարբերությամբ (352 օր), այդ պատճառով, տարբեր ժամանակներին դիտարկվել է մոլորակի մակերևույթի մոտավորապես նույն մասը։ Իրականությունը պարզվեց միայն 1960-ականների կեսին, երբ կատարվեց Մերկուրիի ռադիոլոկացիան ։

Պարզվեց, որ մերկուրիական աստղային օրը հավասար է 58,65 երկրային օրի, այսինքն մերկուրիական տարվա 2/3-ին։ Սեփական առանցքի շուրջ և Արեգակի շուրջ այսպիսի պարբերությունների հարաբերությունը յուրօրինակ է Արեգակնային համակարգի համար։ Սա, ենթադրաբար, բացատրվում է նրանով, որ Արեգակի մակընթացային ազդեցությունը խլում էր շարժման քանակի մոմենտը և այսպիսով դանդաղեցնում էր մոլորակի պտույտը, որը ի սկզբանե ավելի արագ է եղել, մինչ այն պահը, երբ երկու պարբերությունները չդարձան հարաբերվող ամբողջական թվով հարաբերությամբ։ Արդյունքում մեկ մերկուրիական օրվա ընթացքում Մերկուրին հասցնում է իր առանցքի շուրջ պտտվել մեկ և կես անգամ։ Այսինքն, եթե Մերկուրիի պերիհելին անցնելու պահին ինչ-որ մի կետ ուղղված է ուղիղ Արեգակին, ապա հաջորդ պերիհելիի անցման ժամանակ դեպի Արեգակ ուղղված կլինի ճշգրտորեն այս կետի հակադարձ կետը մոլորակի մյուս կողմում, և ևս մեկ մերկուրիական տարի հետո Արեգակը կվերադառնա առաջնային կետի զենիթ։ Արդյունքում, արևային օրը Մերկուրիի վրա ձգվում է երկու մերկուրիական տարի կամ երեք աստղային օր, կամ 176 երկրային օր։

Մոլորակի այսպիսի շարժման պատճառով, նրա վրա գոյություն ունեն "տաք երկայնություններ", երկու իրար հակադարձ դիրքերում գտնվող միջօրեականներ, որոնք փոխեփոխ ուղղված են լինում Արեգակին Մերկուրիի պերիհելին անցնելիս, և որոնց վրա լինում է շատ ավելի տաք, նույնիսկ Մերկուրիի պարագայում։

Մերկուրիի վրա չկան տարվա եղանակների փոփոխություններ, ինչպես դա Երկրի վրա է։ Սա տեղի է ունենում այն պատճառով, որ մոլորակի պտույտի առանցքը գտնվում է պտույտի հարթության նկատմամբ ուղղահայաց դիրքում։ Որպես հետևանք, բևեռներին մոտ կան շրջաններ, որոնց արեգակնային ճառագայթները չեն հասնում երբեք։ Արեսիբո աստղադիտարանի ռադիո-աստղադիտակով կատարված հետազոտությունները թույլ են տալիս ենթադրել, որ այս մութ և սառը տարածքում կան սառցադաշտեր։ Սառցադաշտերի հաստությունը կարող է հասնել 2 մետրի և կարող է լինել ծածկված փոշու շերտով։

Մոլորակի շարժման յուրահատուկ հարաբերությունները առաջացնում են ևս մի երևույթ. Մոլորակի պտույտի արագությունը իր առանցքի շուրջ, գործնականորեն հաստատուն մեծություն է, այն դեպքում, երբ ուղեծրային շարժման արագությունը անընդհատ փոփոխվում է։ Ուղեծրի այն հատվածում, որը մոտ է պերիհելիին, մոտ 8 օրվա ընթացքում ուղեծրային շարժման անկյունային արագությունը անցնում է պտույտի անկյունային արագությանը։ Արդյունքում Արեգակը Մերկուրիի երկնքում կանգ է առնում և սկսում շարժվել հակառակ ուղղությամբ՝ արևմուտքից արևելք։ Այս էֆեկտը երբեմն անվանում են Հիսուս Նավինի էֆեկտ, Աստվածաշնչի Հիսուս Նավինի գրքի գլխավոր հերոսի անունով, ով կանգնեցրել էր Արևի շարժը երկնքում։ "Տաք լայնություններից" 90° գտնվող դիտողի համար Արեգակը այդ դեպքում մայր է մտնում (կամ ծագում) երկու անգամ։

Հետաքրքիր է նաև, որ ուղեծրերով Երկրին ավելի մոտ են գտնվում Մարսը և Վեներան, սակայն Մերկուրին ավելի հաճախ է լինում Երկրին ամենամոտ գտնվող մոլորակը։

Մերկուրին գտնվում է Արեգակին մոտ, այդ պատճառով ընդհանուր հարաբերականության տեսության էֆեկտները ամենաշատն են արտացոլվում նրա շարժման վրա, բոլոր մյուս Արեգակնային համակարգի մոլոակների միջև։ Արդեն 1859 թվականին ֆրանսիացի մաթեմատիկոս և աստղագետ Ուրբեն Լե Վերյեն հայտարարեց, որ գոյություն ունի Մերկուրիի ուղեծրի պերիհեիի պերցեսիա, որը չի կարող ամբողջովին բացատրվել հայտնի մոլորակների ձգողության ազդեցության հաշվարկի հիման վրա, օգտագործելով դասական մեխանիկայի օրենքները։ Մերկուրիի ուղեծրի պերցեսիան կազմում է 5600 անկյունային վայրկյան դարի ընթացքում։ Մերկուրիի վրա բոլոր մյուս մարմինների ազդեցության հաշվարկը, համաձայն նյուտոնյան մեխանիկայի տալիս է 5557 անկյունային վայրկյան պերցեսիա մեկ դարի ընթացքում։ Փորձելով բացատրել դիտարկվող էֆեկտը, նա ենթադրեց, որ գոյություն ունի ևս մեկ մոլորակ (կամ, հնարավոր է ոչ մեծ աստերոիդների գոտի), որի ուղեծիրը տեղակայված է ավեի մոտ Արեգակին, քան Մերկուրին, և որը ազդելով Մերկուրիի վրա բերում է այդ տարբերությանը (մյուս բացատրությունները դիտարկում էին Արեգակի հաշվի չառած բևեռային սեղմումը)։ Շնորհիվ ավելի վաղ հասած հաջողությունների Նեպտունի որոնման ժամանակ Ուրանի ուղեծրի վրա ազդեցության հետևանքով, այս վարկածը դարձավ հանրաճանաչ և փնտրվող ենթադրյալ մոլորակը նույնիսկ ստացավ անվանում՝ Վուլկան ։ Սակայն այս մոլորակը այդպես էլ չհայտնաբերվեց։

Քանի-որ այս բացատրություններից և ոչ մեկը չհաստատվեց դիտարկումների արդյունքներով, որոշ ֆիզիկոսներ սկսեցին առաջ քաշել ավելի կտրուկ վարկածներ, ըստ որոնց անհրաժեշտ է փոփոխել ինքը ձգողության օրենքը, օրինակ, փոխել այնտեղ աստիճանի ցուցիչը կամ պոտենցիալի մեջ ավելացնել անդամներ, կախված մարմնի արագությունից։ Սակայն այսպիսի փորձերի մեծամասնությունը հակասական են։ 20-րդ դարի սկզբում հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը բացատրություն տվեց դիտարկվող պերցեսիային։ Էֆեկտը չափազանց փոքր է. հարաբերականության "հավելցուկը" կազմում է միայն 42,98 անկյունային վայրկյան դարի ընթացքում, ինչը կազմում է ընդհանուր պերցեսիայի արագության 1/130 (0,77 %), այնպես որ անհրաժեշտ կլինի Մերկուրիի առնվազն 12 միլիոն պտույտներ Արեգակի շուրջ, որպեսզի պերիհելին վերադառնա նույն կետը, որը կանխատեսված է դասական տեսությամբ։ Նման, սակայն ավելի փոքր շեղում կա նաև մյուս մոլորակների մոտ՝ 8,62 անկյունային վայրկյան դարի ընթացքում Վեներայի համար, 3,84 Երկրի համար, 1,35 Մարսի համար, ինչպես նաև աստերոիդների համար՝ 10,05 Իկարի համար։

Մերկուրիի, ինչպես նաև մյուս մոլորակների, առաջացման հիմնական վարկածն է Նեբուլյար հիպոթեզը.

19-րդ դարից գոյություն ունի վարկած, որ Մերկուրին նախկինում եղել է Վեներա մոլորակի արբանյակ, որը հետագայում նրա կողմից "կորսվել" է։ 1976 թվականին Թոմ վան Ֆլանդերնը և Կ. Ռ. Հարինգտոնը, հիմնվելով մաթեմատիկական հաշվարկների վրա, ցույց տվեցին, որ այս վարկածը հաջողությամբ բացատրում է Մերկուրիի ուղեծրի մեծ շեղումները (էքսցենտրիսիտետ), նրա Արեգակի շուրջ պտույտի ռեզոնանսային բնույթը և Մերկուրիի, ինչպես նաև Վեներայի մոտ պտույտի մոմենտի կորուստը (Վեներայի մոտ, նույնիսկ հակադարձ պտույտի ձեռքբերումը, հակադարձ բոլոր մյուս Արեգակնային համակարգի մարմիններին)։

Մեկ այլ վարկածով, Մերկուրին արդեն իսկ ձևավորվել է թեթև տարրերով աղքատ պրոտոմոլորակային սկավառակի ներքին մասում, որոնք Արեգակի կողմից քշվել էին Արեգակնային համակարգի արտաքին մասերը։

Իր ֆիզիկական հատկություններով Մերկուրին հիշեցնում է Լուսինը։ Մոլորակը չունի բնական արբանյակ, սակայն ունի չափազանց նոսր մթնոլորտ։ Մոլորակը ունի խոշոր երկաթյա միջուկ, որը հանդիսանում է մագնիսական դաշտի գոյության պատճառը։ Մերկուրիի մագնիսական դաշտը Երկրի դաշտի 0,01 չափին է։ Մերկուրիի միջուկը կազմում է նրա ամբողջ ծավալի 83%-ը։ Ջերմաստիճանը Մերկուրիիի մակերևույթի մոտ տատանվում է 90 - 700 Կ (−180 - +430 °C)։ Արեգակին ուղղված կողմը տաքանում է շատ ավելին, քան բևեռային շրջանները և մոլորակի գիշերային կողմը։

Մերկուրիի մակերևույթը հիշեցնում է լուսնինը, այն համարյա ամբողջությամբ ծածկված է խառնարաններով։ Խառնարանների խտությունը տարբեր է մոլորակի տարբեր մասերում։ Ենթադրվում է, որ ավելի խիտ խառնարաններով ծածկված մասերը ավելի հին ծագում ունեն, իսկ նոսր մասերը գոյացել են ավելի ուշ, հին մակերևույթի լավայով ծածկման արդյունքում։ Միչնույն ժամանակ Մերկուրիի վրա մեծ խառնարաններ ավելի հազվադեպ են պատահում քան Լուսնի վրա։ Մերկուրիի վրա գտնվող ամենամեծ խառնարանը անվանել են մեծ հոլանդացի գեղանկարիչ Ռեմբրանդտի անունով, նրա անկյունագծի լայնությունը կազմում է 716 կմ։ Սակայն նմանությունը Լուսնի հետ ամբողջական չէ, Մերկուրիի վրա երևում են ձևավորումներ, որոնք չկան Լուսնի վրա։ Կարևոր տարբերություն է երկու մարմինների լանդշաֆտների միջև Մերկուրիի վրա բազմաթիվ ատամնավոր ստորոտների, էսկարպների, գոյությունը, որոնք ձգվում են հարյուրավոր կիլոմետրեր։ Դրանց կառուցվածքի հետազոտությունը թույլ տվեց հասկանալ, որ նրանք առաջացել են սեղմման ընթացքում, երբ մոլորակի մակերևույթը հովացել է, որի ընթացքում Մերկուրիի մակերևույթի մակերեսը փոքրացել է 1%-ով։ Մոլորակի մակերևույթին լավ պահպանված խառնարանների գոյությունը խոսում է այն մասին, որ վերջին 3 - 4 միլիարդ տարիների ընթացքում այնտեղ չի եկել կեղևի մեծածավալ շարժումներ, ինչպես նաև գոյություն չունի մակերևույթի Էրոզիա, վերջին փաստը համարյա ամբողջովին բացառում է Մերկուրիի ամբողջ պատմության ընթացքում որևէ էական մթնոլորտի գոյության հնարավորությունը։

Մակերևույթը կազմող տարրերի մասին առաջին տվյալները, ստացված "Մեսինջերի" ռենտգենոֆլուրոսցենտային սպեկտրոմետրով, ցույց են տվել, որ այնտեղ կա չափազանց քիչ ալյումին և կալցիում, Լուսնի մայրցամաքային մասերի հետ համեմատելիս։ Միևնույն ժամանակ Մերկուրին համեմատաբար աղքատ է տիտանի և երկաթի պարունակությամբ, և հարուստ է մագնեզիումով, այսպիսով մակերևույթի կազմությունը միջանկյալ տեղ է զբաղեցնում երկրային բազալտների և ուլտրահիմնական լեռնային ապարների միջև։ Հայտնաբերվել է նաև համեմատաբար մեծ քանակով ծծումբ։

Ամենանկատելի մակերևույթի առանձնահատկություններից մեկն է Շոգի հարթավայրը ( լատ.՝ Caloris Planitia)։ Այսպիսի անվանումը պայմանավորված է նրանով, որ այն գտնվում է "տաք երկայնություններից" մեկի մոտակայքում։ Նրա չափը անկյունագծում կազմում է մոտ 1550 կմ։ Հավանաբար, մարմինը, որի հարվածից առաջացել է այս խառնարանը, ունեցել է ոչ պակաս քա 100 կմ կտրվածքում։ Հարվածը այնպիսի ուժեղ է եղել, որ սեյսմիկ ալիքները անցնելով ամբողջ մոլորակով, հանդիպել են մոլորակի մյուս կողմում, և հանգեցրել են այս կետում յուրօրինակ կտրտված "քաոտիկ" լանդշաֆտ։ Հարվածի ուժի մասին է վկայում նաև այն փաստը, որ այն առաջացրել է լավայի արտանետում, որը ձևավորել է բարձր շրջանաձև օղակներ խառնարանից 2 կմ հեռավորության վրա։

Մինչև վերջերս, ենթադրվում էր, որ Մերկուրիի ընդերքում գտնվում է մետաղական միջուկ, 1800 - 1900 կմ շառավղով, որը պարունակում էր մոլորակի զանգվածի 60%, քանի որ "Մարիներ 10" ԱՄԿ-ն հայտնաբերել էր թույլ մագնիսական դաշտ, և համարվում էր, որ այսպիսի փոքր չափերով մոլորակը չի կարող ունենալ հեղուկ միջուկ։ Սակայն 2007 թվականին Ժան-Լյուկ Մարգոյի խումբը ներկայացրեց Մերկուրիի հինգ տարվա ռադիո դիտարկումների արդյունքները, որոնց ընթացքում նկատվել են մոլորակի պտույտի տատանումները, որոնք չափացանց մեծ էին պինդ միջուկ ունեցող մոլորակի համար։ Այդ իսկ պատճառով, այսօր արդեն կարելի է մեծ ճշգրտությամբ ասել, որ մոլորակի միջուկը հեղուկ է։

Մերկուրիի միջուկում երկաթի տոկոսային պարունակությունը ավելի մեծ է, քան Արեգակնային համակարգի ցանկացած այլ մոլորակի մոտ։ Այս փաստը բացատրելու համար առաջարկվել են մի քանի վարկածներ։ Համաձայն գիտական հասարակությունում առավել լայնորեն աջակցվող վարկածի, Մերկուրին ի սկզբանե ունեցել է նույնպիսի սիլիկատների և երկաթի հարաբերություն, ինչպես և հասարակ երկնաքարը, ունենալով 2,25 անգամ ավելի զանգված, քան հիմա։ Սակայն Արեգակնային համակարգի պատմության սկզբում Մերկուրիին բախվել է մոլորականման մարմին, որն ունեցել է 6 անգամ փոքր զանգված և մի քանի հարյուր կիլոմետր տրամագիծ։ Հարվածի արդյունքում մոլորակից աքնջատվել է սկզբնական մանտիայի և կեղևի մեծ մասը, որի հետևանքով միջուկի հարաբերական զանգվածը մոլորակի մեջ ավելացել է։ Նման գործընթացը հայտնի է որպես Հսկայական բախման վարկած, այն առաջարկվել է նաև որպես Լուսնի առաջացման խնդրի բացատրման վարկած։ Սակայն "Մեսենջեր" ԱՄԿ-ի վրա տեղադրված գամմա-սպեկտրոմետրի Մերկուրիի մակերևույթի տարրական կազմության հետազոտությունների առաջին արդյունքները այս վարկածը չեն հաստատում՝ այնտեղ գոյություն ունեցող չափավոր ցնդող կալիում քիմիական տարրի կալիում-40 ռադիոկատիվ իզոտոպի չափազանց մեծ քանակը համեմատած, ավելի դժվարահալ տարրերի թորիումի և ուրանի թորիում-232 և ուրան-238 ռադիոակտիվ իզոտոպների պարունակությունը չի համընկնում բարձր ջերմաստիճանների հետ, որոնք անխուսափելի էին բախման արդյունքում։ Այդ պատճառով, ենթադրվում է, որ Մերկուրիի քիմիական կազմությունը համընկնում է այն նյութի քիմիական կազմությանը, որից նա առաջացել է։ Այն մոտ էր էնստատիտային խոնդրիտներին և ջրազուրկ գիսաստղային մասնիկներին, չնայած մինչև այժմ ուսումնասիրված էնստատիտների մեջ երկաթի պարունակությունը բավարար չէ, որպեսզի բացատրվի Մերկուրիի մեծ միջին խտությունը։

Միջուկը շրջապատված է 500 - 600 կմ հաստությամբ սիլիկատային մանտիայով։ Համաձային "Մարիներ-10"-ից ստացված տվյալների և Երկրից կատարված դիտարկումների մոլորակի կեղևի հաստությունը կազմում է 100 - 300 կմ։

Ինչպես և Երկրի, Լուսնի և Մարսի մոտ, Մերկուրիի երկրաբանական պատմությունը բաժանված է ժամանակաշրջանների։ Դրանք հետևյալն են (ամենահինից դեպի նորը)՝ նախատոլստովյան, տոլստովյան, կալորյան, ուշ կալորյան, մանսուրյան և կոյպերյան։ Մոլորակի բացարձակ տարիքը դեռևս պարզված չէ։

Մերկուրիի ձևավորումից հետո, մոտ 4,6 միլիարդ տարի առաջ տեղի է ունեցել մոլորակի աստերոիդներով և գիսաստղերով ուժգին ռմբակոծությունը։ Մոլորակի վերջին ուժեղ ռմբակոծությունը տեղի է ունեցել 3,8 միլիարդ տարի առաջ։ Շրջանների մի մասը, օրինակ՝ Շոգի հարթավայրը, ձևավորվել են նաև նրանց լավայով լցվելով։ Դա բերեց խառնարանների ներսում հարթ մակերևույթների առաջացմանը, այնպես ինչպես Լուսնի վրա։

Հետագայում, մոլորակի հովացման և սեղմման հետ համընթաց, սկսեցին առաջանալ լեռնաշղթաներ և ճեղքվածքներ։ Դրանք կարելի է դիտել առավել մեծ մակերևույթի մասնիկների վրա, այնպիսիք ինչպիսին են խառնարանները, հարթավայրերը, ինչը վկայում է նրանց առաջացման ավելի ուշ ժամանակաշրջանի մասին։ Հրաբխային գործունեության ժամանակաշրջանը Մերկուրիի վրա ավարտվել է, երբ մանտիան սեղմվել է այնքան, որպեսզի լավան հնարավորություն չունենա դուրս ժայթքելու մոլորակի մակերևույթ։ Դա հավանաբար տեղի է ունեցել նրա պատմության առաջին 700 - 800 միլիոն տարվա ընթացքում։ Բոլոր հետագա ռելիեֆի փոփոխությունները պայմանավորված են արտաքին մարմինների հարվածներով մոլորակի մակերևույթին։

Մերկուրին ունի մագնիսական դաշտ, որի լարվածությունը 100 անգամ փոքր է Երկրինից։ Մերկուրիի մագնիսական դաշտը ունի դիպոլային կառուցվածք և վերին աստիճանի սիմետրիկ է, իսկ նրա առանցքը ընդամենը 10 աստիճանով է շեղված մոլորակի պտույտի առանցքի համեմատ, ինչը զգալիորեն սահմանափակում է նրա առաջացման մասին վարկածների շրջանակը։ Մերկուրիի մագնիսական դաշտը հնարավոր է, որ ձևավորվում է մագնիսական դինամոյի էֆեկտի շնորհիվ, այսինքն, նույն ձևով ինչպես և Երկրի դեպքում։ Էֆեկտը հանդիսանում է մոլորակի հեղում միջուկի տեղաշարժերի արդյունք։ Մոլորակի վառ արտահայտված էքսցենտրիսիտետի պատճառով առաջանում են չափազանց ուժեղ մակընթացային ուժեր, որոնք էլ պահպանում են միջուկը հեղուկ վիճակում, ինչը անհրաժեշտ պայման է դինամոյի էֆեկտի առաջացման համար։

Մերկուրիի մագնիսական դաշտը բավարար ուժեղ է, որպեսզի փոխի արեգակնային քամու շարժման ուղղությունը մոլորակի շուրջ, ստեղծելով մագնիսոլորտ ։ Մոլորակի մագնիսոլորտը, չնայած այնքան փոքր է, որ կարող է տեղավորվել Երկրի ներսում, բավարար հզոր է, որպեսզի կարողանա որսալ արեգակնային քամու պլազման։ "Մարիներ-10" սարքից ստացված տվյալները ցույց են տալիս մագնիսոլորտում ցածր էներգետիկ պլազմայի առկայություն մոլորակի գիշերային կողմում։ Մագնիսոլորտի պոչում հայտնաբերվել են նաև ակտիվ մասնիկների պայթյուններ, ինչը վկայում է մոլորակի մագնիսոլորտի դինամիկ հատկությունների մասին։

Իր երկրորդ անցումի ժամանակ մոլորակի մոտով 2008 թվականի հոկտեմբերի 6-ին "Մեսսենջեր" սարքը հայտնաբերեց, որ Մերկուրիի մագնիսական դաշտը կարող է ունենալ զգալի քանակով պատուհաններ։ Տիեզերական սարքը հանդիպեց մագնիսական հողմային երևույթների, պարուրված մագնիսական դաշտի հանգույցներ, որոնք միացնում էին տիեզերանավը մոլորակի մագնիսական դաշտի հետ։ Հողմը հասնում էր 800 կմ-ի անկյունագծում, որը կազմում է մոլորակի շառավղի երրորդ մասը։ Մագնիսական դաշտի այսպիսի հողմային ձևը ստեղծվում է արեգակնային քամու միջոցով։ Քանի որ արեգակնային քամին շրջանցում է մոլորակի մագնիսական դաշտը, այն կապվում և շարժվում է նրա հետ, ստեղծելով հողմանման կառուցվածքներ։ Այս մագնիսական հոսանքի հողմերը ձևավորում են պատուհաններ մոլորակի մագնիսական վահանի մեջ, որոնց միջով էլ արեգակնային քամին հասնում է Մերկուրիի մակերևույթին։

Մոլորակի մոտիկությունը Արեգակին, նրա դանդաղ պտույտը իր առանցքի շուրջը, ինչպես նաև չափազանց թույլ մթնոլորտը հանգեցնում են նրան, որ Մերկուրիի վրա դիտարկվում է ջերմաստիճանի ամենակտրուկ փոփոխությունները Արեգակնային համակարգի մոլորակների միջև։ Դրան նպաստում է նաև Մերկուրիի մակերևույթի փխրունությունը, որը վատ ջերմափոխանակիչ է ( մթնոլորտի բացակայության կամ թուլության պայմաններում, ջերմությունը կարող է փոխանցվել մոլորակի ընդերք միայն ջերմափոխանակման միջոցով)։ Մոլորակի մակերևույթը արագ տաքանում է և սառչում, սակայն արդեն 1 մ խորության վրա ջերմաստիճանի օրական տատանումները այլևս չեն նկատվում, ջերմաստիճանը դառնում է հաստատուն, մոտավորապես հավասար +75 °C։

Չնայած այսպիսի պայմաններին, վերջին ժամանակներս ի հայտ են եկել ենթադրություններ այն մասին, որ Մերկուրիի մակերևույթի վրա կարող է գոյություն ունենալ սառույց։ Մերձբևեռային շրջանների ռադիո-հետազոտությունները ցույց են տվել, այդ շրջաններում կան 50-150 կմ չափերով ապաբևեռացումով շրջաններ, ռադիոճառագայթների անդրադարձման ամենահավանական պատճառը կարող է լինել հասարակ ջրային սառույցը։ Հասնելով Մերկուրիի մակերևույթին գիսաստղների նրա հետ բախվելու հետևանքով, ջուրը գոլորշիանում է և շարժվում մոլորակի մթնոլորտով, մինչև այն չի սառչում բևեռային շրջաններում խորը խառնարանների հատակին, որտեղ երբեք չեն ընկնում Արեգակի ճառագայթները, որտեղ փասորեն սառույցը կարող է պահպանվել անսահման երկար։

"Մարիներ-10" սարքի Մերկուրիի մոտով անցման ժամանակ բացահայտվել է մոլորակի մոտ չափազանց նոսր մթնոլորտի գոյությունը, որի ճնշումը 5×10 ¹¹ անգամ ավելի փոքր է Երկրի մթնոլորտային ճնշումից։ Այսպիսի պայմաններում ատոմները ավելի հաճախ են բախվում մոլորակի մակերևույթին քան իրար։ Մթնոլորտը կազմում են արեգակնային քամուց որսած ատոմները, կամ ատոմներ, որոնք դուրս են մղվել մոլորակի մակերևույթից արեգակնային քամու ազդեցության տակ։ Մերկուրիի մթնոլորտում կան հելիում, նատրիում, թթվածին, կալիում, արգոն, ջրածին ։ Առանձին ատոմի կյանքի տևողությունը մթնոլորտում կազմում է մոտ 200 օր։

Ջրածինը և հելիումը հավանաբար հասնում են մոլորակ արեգակնային քամու հետ, ներխուժելով մոլորակի մագնիսոլորտ, և հետո ետ են թռչում տիեզերք։ Մերկուրիի կեղևում տեղի ունեցող տարրերի ռադիոակտիվ տրոհումը հանդիսանում է նրա մթնոլորտում հելիումի, նատրիումի և կալիումի ատոմների աղբյուրը։ գոյություն ունեն ջրային գոլորշիներ, որոնք առաջանում ենմի շարք գործընթացների արդյունքում, այնպիսիք, ինչպիսին են՝ գիսաստղերի հարվածը մոլորակի մակերևույթին, ջրի առաջացումը արեգակնային քամու ջրածնից և քարերում գտնվող թթվածնից, բևեռային մշտապես մոթ շրջաններում գտնվող սառույցի սուբլիմացիայի հետևանքով։ Ջրին մոտ իոնների, այնպիսիք, ինչպիսին են O⁺, OH − և H ₂O⁺, հայտնաբերումը Մերկուրիի վրա դարձավ բավականին մեծ անակնկալ։

Քանի որ այս իոնների զգալի մասը հայտնաբերվել է Մերկուրին շրջապատող տիեզերքում, գիտնականները ենթադրեցին, որ նրանք առաջացել են ջրի մոլեկուլներից, որոնք քայքայվել են մոլորակի մակերևույթին կամ էկզոսֆերայում արեգակնային քամու ազդեցության տակ։

2008 թվականի փետրվարի 5-ին Բոստոնյան համալսարանի գիտնականների մի խումբ Ջեֆրի Բոմգարդների ղեկավարությամբ հայտարարեց Մերկուրիի մոտ գիսաստղանման պոչի հայտնաբերման մասին, որի երկարությունն ավելին է քան 2,5 միլիոն կիլոմետրը։ Այն հայտնաբերվել է Երկրի վրայից դիտարկումների ընթացքում նատրիումի գծով։ Մինչ այդ հայտնի էր միայն 40 հազար կիլոմետրից ոչ ավելին պոչի գոյության մասին։ Այս խմբի կողմից առաջին լուսանկարները ստացվել էին 2006 թվականի հունիսին Հալեակալա հրաբուխի վրա գտնվող ( Հավայի) 3,7-մետրանոց աստղադիտակով։ Մերկուրիի երկար պոչի պատկերը ստացվեց 2007 թվականի մայիսին Ջոդի Վիլսոնի և Կարլ Շմիդտի կողմից։ Երկրից դիտվող պոչի տեսանելի երկարությունը կազմում է մոտ 3°։

Պոչի մասին նոր տեղեկություններ են ստացվել "Մեսենջեր" ԱՄԿ-ի երկրորդ և երրորդ անցումների ժամանակ մոլորակի մոտով 2009 թվականի նոյեմբերի առաջին կեսին։ Այս տվյալների հիման վրա ՆԱՍԱ-ի աշխատակիցները կարողացան առաջարկել այս երևույթի մոդելը։

Մերկուրիի տեսանելի աստղային մեծությունը տատանվում է −1,9 - 5,5, սակայն նրան հեշտ չէ նկատել, նրա փոքր անկյունային հեռավորության պատճառով Արեգակից (առավելագույնը 28,3°)։ Բարձր լայնություններում մոլորակը հնարավոր չէ դիտել գիշերային երկնքում. Մերկուրին տեսանելի է դառնում շատ կարճ ժամանակի ընթացքում վերջալույսի ժամանակ։ Մոլորակի դիտարկման համար ամենահարմար ժամանակն է առավոտյան կամ երեկոյան մթնշաղը, նրա էլոնգացիա (Մերկուրիի Արեգակից առավելագույն հեռացման ժամանակը, որը տեղի է ունենում մի քանի անգամ տարվա ընթացքում)։

Մերկուրին ամենահարմարն է դիտարկել ցածր լայնություններում, հասարակածին. սա կապված է այն հանգամանքի հետ, որ այստեղ մթնշաղի տևողությունը ամենակարճն է։ Միջին լայնություններում Մերկուրին շատ ավելի բարդ է դիտել, այն երևում է միայն ամենալավ էլոնգացիաների ժամանակ, իսկ վերին բարձրություններում այն ընդհանրապես հնարավոր չէ տեսնել։

Մերկուրիի առավել վաղ հիշատակված դիտարկումը գրանցված է "Մուլ ապինում" (բաբելոնյան աստղաբաշխական աղյուսակների ժողովածու)։ Այս դիտարկումը կատարվել է, ամենայն հավանականությամբ ասորական աստղագետների կողմից, մոտավորապես մ.թ.ա. 14-րդ դարում։ Շումերերեն անվանումը, որ օգտագործվել է Մերկուրիի համար "Մուլ ապինի" աղյուսակներում, կարող է արտաբերվել որպես UDU.IDIM.GU\U ₄.UD (թարգմանությունը "թռչկոտող մոլորակ")։ Սկզբում մոլորակը նույնացնում էին Նինուրտա աստծո հետ, իսկ ավելի ուշ գրառումներում այն անվանում են "Նաբու", իմաստության և գիրի աստծո պատվին։

Հայկական աստղագիտության մեջ Մերկուրին անվանվում է Փայլածու։ Փայլածու է անվանվում նաև Հին հայկական տոմարի գիշերվա ժամը 12-ը։ Այն նաև հին հայկական տոմարի Ավելյաց ամսվա առաջին օրվա երկրորդ անունը։

Հին Հունաստանում Հեսիոդոսի ժամանակներում մոլորակը հայտնի էր ("Ստիլբոն") և ("Էրմաոն") անուններով։ "Էրմաոն" անվանումը Հերմես աստծո անվան գրելաձևերից մեկն է։ Ավելի ուշ հույները սկսեցին մոլորակը անվանել "Ապոլոն"։

Գոյություն ունի վարկած, որ "Ապոլոն" անվանումը համապատասխանում էր մոլորակի առավոտյանը երևալուն, իսկ "Հերմեսը" ("Էրմաոն") երեկոյան։ Հռոմեացիք մոլորակը անվանեցին արագավազ առևտրի աստծո Մերկուրիի անունով, որը համապատասխանում էր հունական Հերմես աստծոն, քանի-որ այն շարժվում էր երկնքով ավելի արագ, քան մյուս մոլորակները։ Հռոմեական աստղագետ Պտղոմեոս Կլավդիոսը, ով ապրում էր Եգիպտոսում, գրել է մոլորակի Արեգակի սկավառակի վրայով անցնելու հնարավորության մասին, իր "Մոլորակների մասին վարկածներ" աշխատությունում։ Նա ենթադրեց, որ այսպիսի անցում երբեք չի նկատվել, քանի որ այնպիսի մոլորակը, ինչպիսին է Մերկուրին, չափազանց փոքր է դիտարկման համար, կամ, քանի որ անցման պահը ոչ հաճախ է պատահում։

Հին Չինաստանում Մերկուրին անվանում էին Չին-սին ( չին.՝ 辰星), "Առավոտյան աստղ"։ Այն կապում էին հյուսիսային ուղղության, սև գույնի և Ու-սինում ջրի տարրի հետ։ "Հանշուի" տվյալներով, Մերկուրիի սինոդիկ պարբերությունը 115,91 օր էր, իսկ "Հոու Հանշուի" տվյալներով՝ 115,88 օր։ Ժամանակակից չինական, կորեական, ճապոնական և վյետնամական մշակույթներում մոլորակը սկսել է անվանվել "Ջրային աստղ" ( չին.՝ 水星)։

Հնդկական դիցաբանության մեջ Մերկուրիի համար օգտագործվել է Բուդհա ( սանսկր.՝ बुधः) անունը։ Այս աստվածը, Սոմա աստծո որդին, գլխավորում էր չորեքշաբթի օրերը։ Գերմանական հեթանոսական հավատքում Օդին աստվածը նույնպես նույնացվում էր Մերկուրի աստծո և չորեքշաբթի օրի հետ։ Մայա հնդկացիները պատկերացնում էին Մերկուրին որպես բու (կամ հնարավոր է, որ չորս բու, ընդ որում երկուսը համապատասխանում էին առավոտյան երևալուն, մյուս երկուսը՝ երեկոյան), որը անդրշիրիմյան աշխարհի ավետաբերն էր։ Իվրիտով Մերկուրին անվանվում էր "Կոխավ Խամա" ( եբրայերեն ՝ כוכב חמה‎, "Արևային մոլորակ")։

Հնդկական աստղագիտական "Սուրյա-սիդհանտա" աշխատությունում, վերագրվում է 5-րդ դարին, Մերկուրիի շառավիղը գնահատվել էր 2420 կմ։ Սխալանքը իրական շառավղի հետ համեմատ (2439,7 կմ) կազմում է ավելի քիչ քան 1%։ Սակայն այս գնահատականը հիմնված էր մոլորակի անկյունային տրամագծի մասին ոչ ճիշտ ենթադրության վրա, որը ընդունվել էր 3 անկյունային րոպե։

Միջնադարյան արաբական աստղագետ Ազ-Զարկալին Անդալուզիայից նկարագրել էր Մերկուրիի երկրակենտրոն ուղեծրի դեֆերենտը (երկրակենտրոն համակարգում ուղեծրի ցուցիչ) որպես ձվի կամ սոճու ընկույզի նմանվող։ Այնուամենայնիվ, այս ենթադրությունը չի ազդել նրա աստղագիտական տեսության և աստղագիտական հաշվարկների վրա։ 20-րդ դարում Իբն Բաջան դիտել էր երկու մոլորակներ, նրանց հետքերով Արեգակի սկավառակի վրա։ Ավելի ուշ Մարագինյան աստղադիտարանի աստղագետ Աշ-Շիրազին կարծիք հայտնեց, որ իր նախորդի կողմից դիտարկվել էին Մերկուրին և (կամ) Վեներան։

Հնդկաստանում, կերալիական դպրոցի աստղագետ Նիլականթա Սոմայաջին 15-րդ դարուն ստեղծեց մասնակիորեն հելիոկենտրոն մոլորակային մոդել, որում Մերկուրին պտտվում էր Արեգակի շուրջ, որը իր հերթին պտտվում էր Երկրի շուրջ։ Այս համակարգը նման էր Տիխո Բրահեյի համակարգին, որը նա նախագծել էր 16-րդ դարում ։

Մերկուրիի առաջին դիտարկումները աստղադիտակով կատարել է Գալիլեո Գալիլեյը 17-րդ դարի սկզբում։ Չնայած նա դիտարկում էր Վեներայի փուլերը, նրա աստղադիտակը այնքան հզոր չէր, որպեսզի երևային Մերկուրիի փուլերը։ 1631 թվականին Պյեր Գասենդին կատարեց մոլորակի Արեգակի սկավառակի վրայով անցման առաջին դիտարկումը։ Անցման պահը մինչ այդ հաշվարկել էր Յոհան Կեպլերը։ 1639 թվականին Ջովանի Զուպին աստղադիտակի միջոցով հայտնաբերեց, որ Մերկուրիի ուղեծրայի փուլերը նման են Լուսնի և Վեներայի փուլերին։ Դիտարկումները վերջնականապես ապացուցեցին, որ Մերկուրին պտտվում է Արեգակի շուրջ։.

Չափազանց հազվագյուտ աստղագիտական երևույթ է մի մոլորակով մյուսի ծածկումը, որը դիտարկվում է Երկրից։ Երկրից դիտարկման ժամանակ Վեներան ծածկում է Մերկուրին մի քանի հարյուրամյակը մեկ անգամ, և այս իրադարձությունը պատմության մեջ դիտարկվել է միայն մեկ անգամ 1737 թվականի մայիսի 28-ին Ջոն Բևիսի կողմից Գրինվիչյան աստղադիտարանում ։ Հաջորդ ծածկումը կլինի 2133 թվականի դեկտեմբերի 3-ին։

Մերկուրիի դիտարկումների հետ կապված բարդությունները բերեցին նրան, որ այն երկար ժամանակ մնաց ավելի քիչ ուսումնասիրված, քան մյուս մոլորակները։ 1800 թվականին Յոհան Շրյոտերը դիտարկելով Մերկուրիի մակերևույթի առանձնահատկությունները, հայտարարեց որ դիտարկել է այնտեղ 20 կմ բարձրությամբ լեռներ։ Ֆրիդրիխ Բեսելը, օգտագործելով Շրյոտերի գծանկարները, սխալմամբ որոշեց մոլորակի իր առանցքի շուրջ պտույտի պարբերությունը (24 ժամ) և առանցքի թեքումը (70°)։ 1880-ական թվականներին Ջովանի Սկիապարելլին քարտեզագրեց մոլորակը ավելի ճշգրտորեն և ենթադրեց, որ պտույտի պարբերությունը կազմում է 88 օր և համընկնում է սիդերիկ պարբերության հետ մակընթացային ուժերի պատճառով։ Մերկուրիի քարտեզագրման աշխատանքը շարունակեց Էժեն Անտոնիադիի կողմից, ով 1934 թվականին հրատարակեց գիրք, որտեղ ներկայացված էին հին քարտեզները և իր դիտարկումները։ Մերկուրիի մակերևույթի շատ մասեր ստացել են իրենց անվանումները Անտոնիադիի քարտեզների համաձայն։

Իտալացի աստղագետ Ջուզեպե Կոլոմբոն նկատեց, որ պտույտի պարբերությունը կազմում է սիդերիկ պարբերության 2/3 մասը, և ենթադրեց, որ այդ պարբերությունները համընկնում են 3։2 ռեզոնանսում։ "Մարիներ-10" կայանից ստացված տվյալները, հետագայում հաստատեցին այս տեսակետը։ Սա չի նշանակում, որ Սկիապարելլիի և Անտոնիադիի քարտեզները սխալ են։ Պարզապես աստղագետները դիտում էին նույն մակերևույթի առանձնահատկությունները մոլորակի ամեն երկու պտույտից հետո Արեգակի շուրջ, գծագրում էին դրան, և չէին տեսնում այն պահը, երբ Մերկուրին շրջված էր Արեգակին մյուս կողմով, քանի որ այդ պահերին ուղեծրի երկրաչափության պատճառով դիտարկման պայմանները վատն էին։

Արեգակի մոտ լինելը ստեղծում է որոշակի բարդություններ Մերկուրիի դիտարկման համար։ Այսպես, օրինակ, "Հաբբլ" աստղադիտակը երբեք չի օգտագործվել այս մոլորակի դիտարկումների համար։ Նրա կառուցվածքը թույլ չի տալիս դիտարկել Արեգակին մոտ գտնվող մարմինները։ Դա կատարելու փորձի դեպքում սարքավորումը կվնասվի։

Մերկուրին երկրային խմբի մոլորակներից ամենաքիչն է հետազոտված։ 20-րդ դարում նրա ուսումնասիրման աստղադիտակային մեթոդներին ավելացան ռադիոաստղադիտական, ռադիոլոկացիոն և տիեզերական սարքերով հետազոտությունները։ Մերկուրիի ռադիոաստղադիտական չափումները կատարվել են առաջին անգամ 1961 թվականին Հովարդի, Բարետի և Հեդոկի կողմից ռեֆլեկտոր աստղադիտակի միջոցով, որի վրա տեղադրված էին երկու ռադիոմետրներ։ 1966 թվականին հավաքված տվյալների հիման վրա կատարվեցին բավականին ճշգրիտ գնահատումներ Մերկուրիի մակերևույթի ջերմաստիճանի մասին՝ 600 Կ արևահար կողմում և 150 Կ չլուսավորված կողմում։ Առաջին ռադիոլոկացիոն դիտարկումները կատարվեցին 1962 թվականի հունիսին Վլադիմիր Կոտելնիկովի խմբի կողմից ՌԷԻ-ում, նրանք ցույց տվեցին Մերկուրիի և Լուսնի արտացոլման հատկությունների նմանությունը։ 1965 թվականին նմանատիպ դիտարկումներ կատարվեցին Արեսիբոյի ռադիոաստղադիտակով, որի արդյունքում հնարավոր եղավ ստանալ Մերկուրիի պտույտի պարբերությունը՝ 59 օր։

Մերկուրիի հետազոտման նպատակով ուղարկվել են միայն երկու տիեզերական սարքեր։ Առաջինն էր "Մարիներ-10-ը", որը 1974 - 1975 թվականներին երեք անգամ անցավ Մերկուրիի կողքով, առավելագույն մերձեցումը կազմեց 320 կմ։ Արդյունքում ստացվեցին մի քանի հազար լուսանկարներ, որոնք ծածկում էին մոլորակի մակերևույթի մոտ 45%։ Հետագա հետազոտությունները Երկրից ցույց տվեցին ջրային սառույցի առկայության հնարավորությունը բևեռային խառնարաններում։

Երկրորդ սարքը, որի առաքելությունը իրականցվում է ներկա պահին ՆԱՍԱ-ի կողմից, "Մեսենջեր" ԱՄԿ-ն է։ Սարքը արձակվել է 2004 թվականի օգոստոսի 3-ին, իսկ 2008 թվականի հունվարին այն առաջին անգամ կատարեց Մերկուրիի շուրջ թռիչքը։ Որպեսզի 2011 թվականին դուրս գա Մերկուրիի ուղեծիր, սարքը կատարեց ևս երկու գրավիտացիոն մանևր Մերկուրիի մոտ, 2008 թվականի հոկտեմբերին և 2009 թվականի սեպտեմբերին։ "Մեսենջերը" նույնպես կատարել էր մի մանևր Երկրի մոտ 2005-ին և երկու մանևր Վեներայի մոտ 2006-ին և 2007-ին, որոնց ընթացքում կատարել է սարքավորումների ստուգումներ։

Էլեկտրոնիկայի և հաշվողական տեխնիկայի զարգացման հետ հնարավոր դարձավ նաև կատարել Մերկուրիի դիտարկումներ Երկրի մակերևույթից օգտագործելով կիսահաղորդիչային ընդունիչները և ստացված տեղեկությունների հետագա համակարգչային վերլուծությունը։ Այս մեթոդով կատարված Մերկուրիի առաջին դիտարկումները կատարվեցին 1995 - 2002 թվականները Յոհան Վարելի կողմից Լա Պալմա կղզու վրա գտնվող աստղադիտարանից, կեսմետրանոց արևային աստղադիտակով։ Վարելը ընտրում էր լուսանկարներից լավագույնները, առանց համակարգչային համատեղում օգտագործելու։ Համատեղում սկսեցին օգտագործել Աբասթումանյան աստղադիտարանում Մերկուրիի 2001 թվականի նոյեմբերի 3-ին ստացված լուսանկարների վրա, ինչպես նաև Իրակլիոնի համալսարանի Սկինակսա աստղադիտարանում 2002 թվականի մայիսի 1-2 ստացված լուսանկարների շարքի վրա։ Մոլորակի ստացված լուսանկարների թույլտվությունը համեմատելի էր "Մարիներ-10" ԱՄԿ-ից ստացված պատկերների հետ, ոչ մեծ 150-200 կմ ձևավորումների ուրվագծերը կրկնվում էին։ Այս մեթոդով կազմվեց Մերկուրիի քարտեզը 210 - 350° լայնությունների համար։

2011 թվականի մարտի 17-ին "Մեսենջեր" միջմոլորակային կայանը դուրս եկավ Մերկուրիի ուղեծիր։ Ենթադրվում է, որ նրա վրա տեղադրված սարքավորումներով հնարավոր կլինի հետազոտել մոլորակի լանդշաֆտը, մթնոլորտի և մակերևույթի կազմությունը, ինչպես նաև հնարավոր կլինի հետազոտել էներգետիկական մասնիկները և պլազման Մերկուրիի մոտակայքում։ Կայանի աշխատանքի երկարությունը ընդունվել է մեկ տարի։

2011 թվականի հունիսի 17-ին "Մեսենջեր" ԱՄԿ-ի առաջին հետազոտությունների արդյունքներով հայտնի դարձավ, որ մոլորակի մագնիսական դաշտը սիմետրիկ չէ բևեռների նկատմամբ, այսպիսով հյուսիսային և հարավային բևեռներին հասնում է տարբեր քանակի արեգակնային քամու մասնիկներ։ Նույնպես կատարվել է մոլորակի վրա քիմիական տարրերի բաշխման վերլուծություն։

Եվրոպական տիեզերական գործակալությունը (ESA) համատեղ Ճապոնական տիեզերական հետազոտությունների գործակալությունը (JAXA) նախագծում է "BepiColombo" առաքելությունը, որը բաղկացած է լինելու երկու սարքերից՝ Mercury Planetary Orbiter (MPO) և Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO)։ Եվրոպական սարքը, MPO, հետազոտելու է Մերկուրիի մակերևույթը և նրա ընդերքները, իսկ ճապոնական, MMO պետք է հետազոտի մագնիսական դաշտը և մագնիսոլորտը։ BepiColombo-ի արձակումը նախատեսվում է 2013 թվականին, իսկ 2019-ին այն դուրս կգա Մերկուրիի ուղեծիր, որտեղ կբաժանվի երկու մասերի։

Ռուսաստանը նախատեսում է իրականացնել առաջին առաքելությունը վայրէջքով մոլորակի մակերևույթին, այն կոչվում է "Մերկուրի-Պ" ։ Ծրագրի իրականացումը նախատեսվում էր 2019 թվականին, սակայն այն զգալիորեն հետաձգվել է։

Մակերևույթի ամենամեծ տարրը անվանվել է Շոգի հարթավայր, տրամագիծը մոտ 1300 կմ, քանի որ այն գտնվում է առավելագույն ջերմաստիճանների շրջանի մոտ։ Դա բազմաօղակ հարվածային ծագման համակարգ է որը հետագայում լցվել է լավայով։ Մեկ այլ հարթավայր, որը գտնվում է նվազագույն ջերմաստիճանների շրջանի մոտ, կոչվում է Հյուսիսային հարթավայր։ Մնացած, նման ձևավորումները ստացել են մոլորակի կամ հռոմեական Մերկուրի աստծո անուններից աշխարհի այլ լեզուներում։ Օրինակ՝ Սուսեյ հարթավայր (Մերկուրի մոլորակի ճապոներեն եզրը), Բուդհա հարթավայր (Մերկուրի մոլորակի հինդի լեզվով անունը), Սոբկու հարթավայր (Մերկուրի մոլորակը հին եգիպտացիների մոտ), Օդին հարթավայր (սկանդինավյան աստված) և Տիր հարթավայր (հին հայկական աստված)։

Մերկուրիի խառնարանները (երկու բացառությամբ) ստանում են հումանիտար ոլորտի հայտնի մարդկանց պատվին անվանումներ (ճարտարապետներ, երաժիշտներ, գրողներ, պոետներ, փիլիսոփաներ, լուսանկարիչներ, գեղանկարիչներ)։ Օրինակ՝ Շեքսպիր, Բարմա, Բելինսկի, Գլինկա, Գոգոլ, Մուսորգսկի, Պուշկին և այլն։ Բացառություն են կազմում Կոյպեր խառնարանը, "Մարիներ-10" ծրագրի գլխավոր նախագծողներից մեկը և Խուն Կալ խառնարանը, ինչը նշանակում է 20 թիվը մայա ժողովրդի լեզվով, որոնք օգտագործել են քսանական հաշվման համակարգը։ Վերջին խառնարանը գտնվում է հասարակածի մոտ 20° միջօրեականի վրա և ընտրվել է որպես տեղորոշման կետ Մերկուրիի կոորդինատների համակարգի համար։ Սկզբում մեծ չափերով խառնարաններին տրվում էին հայտնի մարդկանց անուններ, ովքեր, ՄԱՄ-ի կարծիքով ունեին համեմատաբար մեծ նշանակություն միջազգային մշակույթում։ Որքամ խառնարանը մեծ էր, այնքան անձի նշանակությունը մեծ էր ժամանակակից աշխարհի վրա։ Առաջին հնգյակի մեջ են՝ Բեթհովենը (տրամագիծը 643 կմ), Դոստոևսկին (411 կմ), Տոլստոյը (390 կմ), Գյոթեն (383 կմ) և Շեքսպիրը (370 կմ)։

Էսկարպները (սարավանդներ), լեռնաշղթաները և կանյոնները ստանում են պատմության մեջ մտած հետազոտողների նավերի անուններ, քանզի Մերկուրի/Հերմես աստվածը համարվում էր հետազոտողների հովանավորը։ Օրինակ՝ Բիգլ, Զարյա, Սանտա-Մարիա, Ֆրամ, Վոստոկ, Միրնի)։ Կանոններից բացառություն են կազմում երկու շղթաներ, որոնք անվանվել են աստղագետների պատվին՝ Անտոնիադիի և Սկիապարելլիի լեռնաշղթաները։

Հովիտները և այլ մակերևույթի տարրերը անվանվում են խոշոր ռադիո-աստղադիտարանների անուններով, որպես ռադիոաստղագիտության դերի ճանաչում Մերկուրիի հետազոտությունների ընթացքում։ Օրինակ՝ Հայստեկ հովիտը (ռադիո-աստղադիտակ ԱՄՆ-ում)։

Հետագայում, կապված 2008 թվականին "Մեսենջեր" ավտոմատ միջմոլորակային կայանի միջոցով Մերկուրիի ակոսների հայտնագործման հետ, նրանք սկսեցին անվանել նշանակալի ճարտարապետական կոթողների անուններով։ Օրինակ՝ Պանթեոն Շոգի հարթավայրի վրա։

Բորիս Լյապունովի "Ամենամոտը Արեգակին" (1956) գիտա-ֆանտաստիկ պատմվածքում սովետական տիեզերագնացները առաջին անգամ վայրէջք են կատարում Մերկուրիի և Վեներայի վրա։

Սերգեյ Պավլովի "Արեգակի թագը" (1967) ֆանտաստիկ վիպակում երկրացիները փորձում են բացել տարօրինակ թորերի գաղտնիքը Մերկուրիի վրա։

Այզեկ Ազիմովի "Մերկուրիի մեծ Արեգակը" վիպակում (Լաքի Սթարի մասին շարք) գործողությունները տեղի են ունենում Մերկուրիի վրա։

Այզեկ Ազիմովի "Շուրջպար" (Runaround, 1941) և "Գիշերը, որը մեռնում է" (The Dying Night, 1956) պատմվածքներում, նկարագրվում է Մերկուրին, ուղղված Արեգակին մեկ կողմով։ Ընդ որում երկրորդ պատմվածքում այդ փաստի վրա է կառուցված դետեկտիվային սյուժեի լուծումը։

Ֆրանսիս Կարսակի "Փախուստ Երկրից" գիտա-ֆանտաստիկ վեպում, հիմնական սյուժեյի հետ մեկտեղ, նկարագրվում է Արեգակի ուսումնասիրության համար նախատեսված գիտական կայան, որը տեղակայված է Մերկուրիի հյուսիսային բևեռում։ Գիտնականները ապրում են այդ կայանի այն մասում, որը տեղակայված է չլուսավորված խառնարանի հատակին, և դիտարկումներ են կատարում միշտ լուսավորված հսկայական աշտարակներից։

Ալան Նուրսի "Արևակողմ կողմի միջով" գիտա-ֆանտաստիկ վիպակում գլխավոր հերոսները հատում են Մերկուրիի Արեգակին ուղղված կողմը։

Արտուր Քլարկի "Ժամադրություն Ռամայի հետ" գիտա-ֆանտաստիկ վեպում Մերկուրիի բնակիչները, երկրից ժամանած մարդկանց հետնորդները, մասնակցում են համաժողովի, որտեղ քննարկվում է խորհրդավոր աստերոիդ Ռաման։

"Սեյլոր Մունի" մանգայում և անիմե-մուլտսերիալում Մերկուրի մոլորակը մարմնավորում է աղջիկ-զինվոր Սեյլոր Մերկուրին, նույն ինքը Ամի Միցունոն։ Նրա հարձակման ձևերն են մշուշի ուժը, ջուրը և սառույցը։

Քլիֆորդ Սայմակի "Մի անգամ Մերկուրիի վրա" գիտա-ֆանտաստիկ վիպակում հիմնական գործողությունների վայր է հանդիսանում Մերկուրին, իսկ էներգետիկ կյանքի ձևերը նրա վրա, գնդերը, գերազանցում են մարդկությանը իրենց զարգացմամբ միլիոնավոր տարիներ։

Սթիվեն Բաքսթերի "Ոսկե թարթիչներ" գիտա-ֆանտաստիկ վիպակում Մերկուրիի մակերևույթի տակ հաստ սառույցի շերտի մեջ գտնվել է 5 միլիարդ տարի տարիքով արտեֆակտ։

Կուրտ Վոնեգուտի "Տիտանի սիրենները" գիտա-ֆանտաստիկ վեպում գլխավոր հերոսը ընկնում է Մերկուրիի վրա Մարսից և մի քանի տարի անց է կացնում նրա մակերևույթի տակ գտնվող քարանձավներում, որտեղ ապրում են պարզունակ բայց բարի գարմոնիումները։

Ե. Ա. Գրեբենիկով, Յու. Ա. Ռյաբով (1975)։ Մոլորակների որոնումը և հայտնաբերումը։ Մոսկվա: Նաուկա։ էջ 216

Լ. Վ. Քսանֆոմալիտի (2008)։ "Անհայտ Մերկուրին" (2)։ Վ միրե նաուկի

Մ. Յա. Մարով (1986)։ Արեգակնային համակարգի մոլորակներ։ 2-րդ հրատարակություն։ Մոսկվա: Նաուկա։ էջ 320

Վ. Գ. Սուրդին, ed. (2008)։ Արեգակնային համակարգ։ Մոսկվա: Ֆիզմաթլիտ։ էջ 400։ ISBN 978-5-9221-0989-5

# data[].attributes.attachment_link.title
Մերկուրի (մոլորակ) - Վիքիպեդիա՝ ազատ հանրագիտարան

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Մերկուրի (այլ կիրառումներ) Մերկուրի (Փայլածու) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է թ. Բացարձակ մեծություն (H) −2,6[1] - 5,7[2] [3] Հեռավորությունը Արեգակից 57 909 068 կմ (0,38709821 ա. մ.)

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Սատուրն (այլ կիրառումներ)

Սատուրն
(Երևակ)
Saturnus

Սատուրնը բնական գույներով, լուսանկարը կատարված է "Կասինի" կայանից

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

թ.

Բացարձակ մեծություն (H)

+1,47-ից մինչև −0,24[1]

Հեռավորությունը Արեգակից

1 433 449 370 կմ (9,582 ա.մ.)[2]

Արբանյակներ
62

Ուղեծրային տվյալներ

Թեքվածություն

2,485° (Խավարածրի նկատմամբ)
5,51° (Արեգակի հասարակածի նկատմամբ)[5]

Ծագման անկյան երկայնություն

113,642811°

Պերիկենտրոնի արգումենտ

336,013862°

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Սեղմվածություն

0,09796±0,00018

Մակերևույթի մակերես

4,27×10 ¹⁰ կմ²[7]

Ծավալ

8,2713×10 ¹⁴ կմ ³

Զանգված

5,6846×10 ²⁶ կգ[4]

Միջին խտություն

0,687 գ/սմ ³[4]

Հասարակածային պտույտի արագություն

9,87 կմ/վ

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

~96 % - Ջրածին (H²)
~3 % - Հելիում (He)
~0,4% - Մեթան (CH⁴)
~0,01% - Ամոնիակ (NH⁴+)
~0,01% - Ջրածնի դեյտերիդ (HD)
0,0007% - Էթան (CH³-CH³)[4]

Մթնոլորտի ջերմաստիճան

143 Կ

Սատուրն կամ Երևակ, արեգակնային համակարգի 6-րդ մոլորակն է, գազային հսկա։ Իր մեծությամբ զիջում է միայն Յուպիտերին։ Հին հայկական աստղագիտությունում անվանվել է Երևակ։ Մոլորակի միջազգային անվանումը տրվել է Հռոմեական Սատուրն աստծո անունից, մոլորակի աստղագիտական նշանն է (♄), որը իրենից ներկայացնում է աստծո մանգաղը ։

Սատուրնը գազային հսկա է, մոտ ինը անգամ Երկրից մեծ միջին շառավղով։ Արեգակից գտնվում է 9,54 ա.մ. հեռավորության վրա և նրա շուրջը 9,6 կմ/վ արագությամբ պտտվում է 29,46 տարում։ Հասարակածային շառավիղը 60400 կմ է։ Իր առանցքի շուրջ Սատուրնը պտտվում է 10 ժամ 40 րոպե 30 վայրկյանում։ Նման արագ պտույտից մոլորակը "սեղմվում է" բևեռներում։ Դա լավ նկատվում է անգամ աստղադիտակով նայելիս։ Բևեռային շառավիղը 6500 կմ-ով փոքր է հասարակածային շառավղից։ Հասարակածը ուղեծրի հարթությամբ թեքված է 26,70 անկյունով, սա բերում է մոլորակի վրա տարվա եղանակների փոփոխության։

Սատուրնի միջին խտությունը կազմում է 700 կգ/մ³։ Սատուրնը միակ մոլորակն է, որի խտությունը ավելի փոքր է, քան ջրինը ։ Չնայած դրան մոլորակի միջին խտությունը գազային մթնոլորտի պատճառով կազմում է 0,69 գ/սմ³։ Մոլորակի խտությունը կազմում է Երկրի խտության մեկ երրորդ մասը, սակայն իր չափերի հաշվին այն ավելին քան 95 անգամ ծանր է Երկրից:

Սատուրնը կազմված է ջրածնից, ոչ մեծ քանակությամբ հելիումից և գծային էլեմենտներից։ Այն կազմված է նաև փոքր քարե և սառցե միջուկից, որը շրջապատված է մետաղական ջրածնի հաստ շերտով և դրսից՝ գազային շերտով։ Քամու արագությունը Սատուրնի վրա կարող հասնել 1800 կմ/ժ։ Մթնոլորտում տեղի են ունենում հսկայական փոթորիկներ, որոնք տեսանելի են անգամ Երկրից ( աստղադիտակով)։ Սատուրնի մագնիսական դաշտը հասնում է Յուպիտերինին և մեծ է Երկրի մագնիսական դաշտից։ Չնայած Սատուրնի քիմիական կազմի մասին որևէ հստակ տեղեկություն չկա, գիտնականները կարծում են, որ այն նման է Յուպիտերի քիմիական կազմին։ Այն ունի փոքրիկ քարոտ միջուկ, որը շրջապատված է մետաղական ջրածնի շերտով։ Միջուկը նման է Երկրի միջուկին, բայց ավելի խիտ է։ Սրանից վերև հեղուկ ջրածնի և հեղուկ հելիումի ավելի հաստ շերտ է, որին հաջորդում է մի այլ շերտ՝ կազմված գազային վիճակի ջրածնից և հելիումից, իսկ ամենաբարձր շերտը 1000 կմ բարձրությամբ գազային մթնոլորտ է։ Միջուկի զանգվածը մոտավորապես 9-22 անգամ մեծ է Երկրի զանգվածից։

Սատուրնը ունի շատ տաք մակերևույթ, որի ջերմությունը հասնում է 117 °C, և այն տիեզերք է հաղորդում 2,5 անգամ ավելի շատ էներգիա, քան ստանում է Արեգակից։ Մոլորակը տեսանելի լույսում երևում է խամրած դեղին գույնի նրա մթնոլորտի վերին շերտերում ամոնիակի բյուրեղների առկայության պատճառով։ Ենթադրվում է, որ մոլորակի մագնիսական դաշտը ծագում է նրա միջուկում առկա մետաղական ջրածնի շերտում գոյացող էլեկտրական հոսանքի պատճառով։ Սատուրնի մագնիսական դաշտը մի փոքր ավելի թույլ է քան Երկրինը, և մոտ քսան անգամ թույլ է Յուպիտերինից։ Սատուրնի արտաքին մթնոլորտը դիտարկելիս թվում է հանգիստ և միատարր, այնուամենայնիվ ժամանակ առ ժամանակ այստեղ հայտնվում են երկարաժամկետ ձևավորումներ։ Մոլորակի վրա քամու արագությունը կարող է հասնել 1800 կմ/ժ-ի, Ավելի արագ քան Յուպիտերի վրա, սակայն զիջում է Նեպտունին ։

Սատուրնը ունի լավ տեսանելի օղակների համակարգ, որը բաղկացած է ինը հիմնական օղակներից և երեք ընդհատվող աղեղներից։ Օղակները հիմնականում կազմված են սառույցից քարե բեկորների հավելումներով։ Այս պահին հայտնի են մոլորակի վաթսուներկու բնական արբանյակներ, որոնցից 53-ը ունեն պաշտոնական անուններ։ Այստեղ հաշվի չեն առնվում օղակների համակարգում գտնվող հարյուրավոր "լուսնիկները"։ Տիտանը, Սատուրնի ամենամեծ, և Արեգակնային համակարգի մեծությամբ երկրորդ արբանյակն է, այն ավելի մեծ է քան Մերկուրի մոլորակը, և միակ Արեգակնային համակարգի արբանյակն է որը պահպանում է խիտ մթնոլորտ։

Սատուրնը դասվում է գազային մոլորակների տեսակին՝ այն հիմնականում կազմված է գազերից և չունի պինդ մակերևույթ։ Մոլորակի հասարակածային շառավիղը կազմում է 60 300 կմ, բևեռային շառավիղը՝ 54 400 կմ, Արեգակնային համակարգի բոլոր մոլորակներից Սատուրնը ունի ամենամեծ սեղմվածությունը։ Արեգակնային համակարգի մյուս գազային հսկաները՝ Յուպիտերը, Ուրանը և Նեպտունը, նույնպես բավականին սեղմված են, սակայն նրանց սեղմվածության աստիճանը ավելի փոքր է։

Մոլորակի զանգվածը 95 անգամ գերազանցում է Երկրի զանգվածը, սակայն մոլորակի միջին խտություն կազմում է ընդամենը 0,69 գ/սմ ³, փաստորեն Սատուրնը Արեգակնային համակարգի միակ մոլորակն է, որի միջին խտությունը մոտավորապես 30%-ով փոքր է ջրի խտությունից։ Այդ պատճառով, չնայած Յուպիտերի և Սատուրնի զանգվածները տարբերվում են ավելին քան երեք անգամ, նրանց հասարակածային տրամագիծը տարբերվում է ընդամենը 19 %-ով։ Մյուս գազային հսկաների խտությունը զգալիորեն մեծ է (1,27 - 1,64 գ/սմ ³)։ Ազատ անկման արագացումը մոլորակի հասարակածի մոտ կազմում է 10,44 մ/վ², ինչը համեմատելի է Երկրի և Նեպտունի արժեքների հետ, սակայն զգալիորեն զիջում է Յուպիտերին։ Այնուամենայնիվ, Յուպիտերը և Սատուրնը միասին ունեն ամբողջ Արեգակնային համակարգի մոլորակների զանգվածի 92%։

Սատուրնը անվանում են գազային հսկա, սակայն այն ոչ ամբողջությամբ է գազային։ Մոլորակը ի սկզբանե բաղկացած էր ջրածնից, որը դառնում է ոչ-իդեալական հեղուկ երբ խտությունը ավելին է քան 0,01 գ/սմ ³ ։ Այս խտությունը սկսում է այն շառավիղի վրա, որի ներսում ընկնում է Սատուրնի զանգվածի 99,9%։ Ջերմաստիճանը, ճնշումը և խտությունը մոլորակի ներսում աճում են դեպի միջուկ ուղղությամբ, որը խորը շերտերում ստիպում է ջրածնին վերափոխվել մետաղի։

Ստանդարտ մոլորակային մոդելների համաձայն Սատուրնի միջուկը ավելի փոքր է քան Յուպիտերինը, այն կազմված է փոքր քարե միջուկից, որը շրջապատված է ջրածինով և հելիումով, որոշ շուտ ցնդող նյութերի հավելումներով։ Այս միջուկը իր կազմվածքով նման է Երկրի միջուկին, սակայն ունի ավելի մեծ խտություն։ Մոլորակի գրավիտացիոն մոմենտի ուսումնասիրությունը համադրելով միջուկի ֆիզիկական մոդելների հետ ֆրանսիացի աստղագետներ Դիդյե Սամոնը և Տրիստան Գիլոն 2004 թվականին մոտավորապես գնահատեցին Սատուրնի միջուկի զանգվածը։ Նրանք հաշվարկեցին, որ միջուկի զանգվածը պետք է լինի 9-22 անգամ Երկրի զանգվածը, որը համապատասխանում է մոտավորապես 25 000 կմ շառավղին։ Այն շրջապատված է ավելի հաստ մետաղական ջրածնի շերտով, որից հետո գտնվում է հելիումով հագեցած մոլեկուլյար ջրածնի շերտը, որը, բարձրության ավելացման հետ, աստիճանաբար դառնում է գազային վիճակի։ Ամենավերին շերտը ունի մոտ 1000 կմ հաստություն և բաղկացած է գազային մթնոլորտից։

Սատուրնը ունի շատ տաք ընդերք, ջերմաստիճանը միջուկում հասնում 11 700 °C, և մոլորակը ճառագայթում է տիեզերք 2,5 անգամ շատ էներգիա քան ստանում է Արեգակից։ Այս ավելցուկային էներգիայի մեծ մասը ստեղծվում է դանդաղ գրավիտացիոն սեղմման Կելվին-Հելմհոլցի մեխանիզմով, սակայն միայն դա չի կարող բացատրել Սատուրնի կողմից ջերմության արտադրությունը։ Հնարավոր է, որ գոյություն ունի մեկ այլ մեխանիզմ, որը թույլ է տալիս Սատուրնին առաջացնել ջերմություն։ Ջերմության որոշ մասը առաջանում է հելիումի կաթիլների "անձրևումից"։ Կաթիլների անկման հետ համատեղ ավելի ցածր խտությամբ ջրածնի միջով, առաջանում է ջերմություն շփման արդյունքում, որը դուրս է մղվում մոլորակի արտաքին շերտեր։ Այս իջնող կաթիլները կարող են հավաքվել միջուկը շրջապատող մի առանձին հելիումի շերտի մեջ։

Սատուրնի արտաքին մթնոլորտը կազմված է մոլեկուլային ջրածնից (96,3%) և հելիումից (3,25%)։ Հելիումի պարունակությունը զգալիորեն պակաս է, ի համեմատություն այս տարրի առատության Արեգակի վրա։ Հելիումից ծանր տարրերի քանակությունը ճշգրտորեն հայտնի չէ, սակայն համամասնությունները ենթադրվում է, որ համընկնում են Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակների արժեքների հետ։ Մոլորակում առկա այս տարրերի ընդհանուր զանգվածը գնահատվում է Երկրի զանգվածից 19-31 անգամ շատ, որի զգալի մասը կենտրոնացած է Սատուրնի միջուկի շրջանում։

Սատուրնի մթնոլորտում գրանցվել են ամոնիակի, ացետիլենի, էթանի, պրոպանի, ֆոսֆինի և մեթանի հետքեր։ Մթնոլորտի վերին ամպերը կազմված են ամոնիակի բյուրեղներից, իսկ ստորին ամպերը պարունակում են կամ ամոնիակի հիդրոսուլֆիդ (NH ₄SH) կամ ջուր։ Արեգակի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը առաջացնում է վերին մթնոլորտում մեթանի ֆոտոլիզ, հանգեցնելով մի շարք ածխաջրածինների քիմիական ռեակցիաների, որոնց արդյունքում ստացված նյութերը իջնում են ներքև դիֆուզիայի և պտուտահողմերի միջոցով։ Այս ֆոտոքիմիական ցիկլը առաջանում է Սատուրնի տարեկան սեզոնային ցիկլերին համընթաց։

Սատուրնի մթնոլորտը իրենից ներկայացնում է շերտավոր ձևավորումներ, նման Յուպիտերի մթնոլորտին։ Սակայն Սատուրնի մթնոլորտի շերտերը ավելի թույլ են արտահայտված և լայն են հասարակածին մոտ։ Այս շերտերի անվանումները տրվում են Յուպիտերի շերտերի անվանումների նման։ Սատուրնի մթնոլորտի շերտերը չէին դիտարկվել մինչ Վոյաջեր կայանի մոլորակի մոտով անցումը 1980 թվականին։ Այդ պահից սկսած Երկրի վրա գտնվող աստղադիտակները անհամեմատ բարելավվել են և հնարավոր են դարձել մոլորակի մթնոլորտի պարբերական դիտարկումները։

Սատուրնի ամպերի կազմությունը փոփոխվում է խորության և ճնշման աճի հետ մեկտեղ։ Վերին ամպերի շերտերում, որոնց ջերմաստիճանը 100-160 Կ միջակայքում է և ճնշումը տատանվում է 0,5-2 բար միջակայքում, ամպերը կազմված են ամոնիակի սառույցից։ Ջրային սառույցի ամպերը սկսում են 2,5 բար ճնշմամբ շերտերում և իջնում են մինչև 9,5 բար ճնշմամբ բարձրությունները, այս շերտերում ջերմաստիճանը տատանվում է 185-270 Կ։ Այս շերտերում ամպերին խառնվում են նաև ամոնիակի հիդրոսուլֆիդի սառույցներ, 3-6 բար ճնշում ունեցող շերտերում, 290-235 Կ ջերմաստիճանի պայմաններում։ Եվ վերջապես ստորին մասերում, որտեղ ճնշումը կազմում է 10-20 բար և ջերմաստիճանը 270-330 Կ է, գտնվում է շրջան, որտեղ գտնվում են ջրի կաթիլներ որոնց լուծույթում պարունակվում է ամոնիակ։

Սատուրնի սովորաբար հանդարտ մթնոլորտում երբեմն առաջանում են երկարաժամկետ պահպանվող օվալներ և այլ ձևավորումներ, ինչպես դա տեղի է ունենում Յուպիտերի վրա։ 1990 թվականին Հաբլ տիեզերական աստղադիտակով լուսանկարվեց հսկայական սպիտակ ամպերի ձևավորում մոլորակի հասարակածի մոտ, որը գոյոթյուն չուներ Վոյաջերի անցման ժամանակ, իսկ 1994 թվականին նկատվեց մեկ այլ ավելի փոքր փոթորիկ։ 1990 թվականի փոթորիկը Մեծ սպիտակ հետքի օրինակ էր, յուրահատուկ, բայց կարճաժամկետ ֆենոմեն, որը առաջանում է Սատուրնի վրա ամեն սատուրնյան տարին մեկ անգամ, ինչը մոտավորապես 30 երկրային տարի է։ Դրանից առաջ Մեծ սպիտակ հետքը դիտարկվել էր 1876, 1903, 1933 և 1960 թվականներին, որոնցից 1933 թվականին այն առավել հայտնի դարձավ։ Եթե պարբերականությունը պահպանվի, հաջորդ մեծ փոթորիկը Սատուրնի վրա կարելի կլինի դիտարկել մոտ 2020 թվականին։

Սատուրնի քամիները իրենց արագությամբ երկրորդն են Արեգակնային համակարգի մոլորակների միջև։ Վոյաջերներից ստացված տվյալները ցույց էին տալիս քամիների պիկային 500 մ/վ (1800 կմ/ժ) արագություններ։ Կասինի կայանից 2007 թվականին ստացված լուսանկարների մեջ Սատուրնի հյուսիսային կիսագունդը երևում էր բաց կապույտ երանգի, նման Ուրանին։ Այս գույնը ամենայն հավանականությամբ առաջացել է Ռելեյի ցրման հետևանքով։ Ինֆրակարմիր լուսանկարները ցույց տվեցին, որ Սատուրնի հարավային բևեռը ունի տաք բևեռային ցիկլոն, այս երևույթի միակ հայտնի արտահայտությունը Արեգակնային համակարգում։ Մինչ Սատուրնի վրա սովորաբար −185 °C ջերմաստիճան է, այս ցիկլոնում այն հաճախ հասնում է −122 °C, այն համարում են Սաոտւրնի վրայի ամենատաք կետը։

Սատուրնի հյուսիսային բևեռում կայուն վեցանկյուն ալիքավոր ձևավորումը առաջին անգամ հայտնաբերվել է մոտ 78° հս.լ. Վոյաջեր-1 կայանի կատարած լուսանկարների վրա։ Ի տարբերություն հյուսիսային բևեռին, Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի կատարած հարավային բևեռի լուսանկարներում երևում է բարձունքային շիթային հոսանք, սակայն չի նկատվել ոչ հզոր բևեռային ցիկլոն, ոչ էլ վեցանկյուն կայուն ալիք։ ՆԱՍԱ-ն 2006 թվականի նոյեմբերին հայտարարեց, որ Կասինին հայտնաբերել է փոթորկանման հողմ մոլորակի հարավային բևեռային շրջանում, որը ուներ պարզ արտահայտված փոթորիկի աչքով։ Այս հայտնագործությունը առանձնահատուկ կարևորություն ունի, քանի որ նախկինում բացի Երկրից ոչ մի այլ մոլորակի վրա չէր դիտարկվել փոթորկի աչք։ Օրինակ, Գալիլեո կայանից ստացված լուսանկարները ցույց չէին տվել որևէ այսպիսի ձևավորում Յուպիտերի Մեծ կարմիր հետքի վրա։

Հյուսիսային բեևեռի վեցանկյան կողմերի երկարությունները կազմում են մոտավորապես 13 800 կմ, այսպիսով, դրանք ավելի մեծ են քան Երկրի տրամագիծը։ Ամբողջ ձևավորումը պտտվում է 10 ժ 39 ր 24 վ պտույտի պարբերությամբ (նույն պարբերություն, ինչպես և մոլորակի ռադիո ճառագայթումները) որը ենթադրվում է, որ հավասար է Սատուրնի ներքին մասի պտույտի պարբերությանը։ Այս վեցանկյուն ձևավորումը չի տեղաշարժվում լայնություններով, ինչպես դա կատարվում է տեսանելի մթնոլորտի այլ ամպային ձևավորումների դեպքում։

Այս ձևավորման ծագման պատճառը հանդիսանում է վեճերի առարկա։ Աստղագետներից շատերը կարծում են, որ այն առաջացել է ինչ-որ կայուն ալիքային ձևավորման պատճառով մթնոլորտի ներսում, մյուսները կարծում են որ վեցանկյունը կարող է լինել նոր հյուսիսափայլ։ Բազմանկյուն ձևավորումների առաջացումը հեղուկներում հաջողվել է կրկնել լաբորատոր պայմաններում։

Սատուրնը ունի ներքին մագնիսական դաշտ, որը ունի պարզ, սիմետրիկ ձև՝ մագնիսական երկբևեռ։ Նրա հզորությունը հասարակածի վրա կազմում է 0,2 գաուս (20 µՏ), ինչը կազմում է Յուպիտերի մագնիսական դաշտի մեկ քսաններորդը և մի փոքր թույլ է քան Երկրինը։ Որպես արդյունք Սատուրնի մագնիսոլորտը շատ ավելի փոքր է քան Յուպիտերինը։ Երբ Վոյաջեր-2 կայանը մուտք գործեց մագնիսոլորտ, արեգակնային քամու ճնշումը բավականին մեծ էր և մագնիսոլորտը ձգվում էր միայն 19 Սատուրնի շառավիղ, կամ 1,1 միլիոն կմ, այնուամենայնիվ այն մեծացավ մի քանի ժամվա ընթացքում և մնաց այդպիսին երեք օր։ Ամենայն հավանականությամբ, մագնիսական դաշտը գեներացվում է Յուպիտերի դաշտի նման, հեղուկ մետաղական ջրածնի շերտերում առաջացող հոսանքների միջոցով, այս երևույթը կոչվում է մետաղական ջրածնի դինամո։ Այս մագնիսոլորտը հաջողությամբ անդրադարձնում արեգակնային քամու մասնիկները։ Տիտան արբանյակի ուղեծիրը ընկնում է Սատուրնի մագնիսոլորտի արտաքին մասում և տալիս է նրան պլազմա իր իոնացված արտաքին մթնոլորտից։ Սատուրնի մագնիսոլորտը, ինչպես և Երկրինը, առաջացնում է բևեռափայլեր ։

Սատուրնի և Արեգակի միջև ընկած միջին հեռավորությունը կազմում է 1430 միլիոն կմ (9,58 ա. մ.)։ Շարժվելով 9,69 կմ/վ միջին արագությամբ, Սատուրնը պտտվում է Արեգակի շուրջ 10 759 օրվա (մոտ 29,5 տարի) ընթացքում։ Սատուրնից Երկիր ընկած հեռավորությունը տատանվում է 1195 (8,0 ա. մ.) - 1660 (11,1 ա. մ.) միլիոն կմ միջակայքում, նրանց առճակատման ժամանակ միջին հեռավորությունը կազմում է մոտ 1280 միլիոն կմ։ Սատուրնը և Յուպիտերը գտնվում են համարյա ճշգրիտ 2։5 ռեզոնանսի մեջ։ Սատուրնի էլիպսաձև ուղեծիրը Երկրի ուղեծրային հարթության նկատմամբ ունի 2,48° թեքում։ Քանի որ Սատուրնի ուղեծրի էքսցենտրիսիտետը կազմում է 0,056, ապա նրա ուղեծրի պերիհելիի և ապոհելիի միջև տարբերությունը կազմում է 155 միլիոն կմ։

Դիտարկումների ժամանակ տեսանելի մթնոլորտի առանձնահատկությունները Սատուրնի վրա պտտվում են տարբեր արագությամբ, կախված նրանց գտնվելու լայնությունից։ Ինչպես և Յուպիտերի մոտ, գոյություն ունեն այսպիսի օբյեկտների մի քանի խմբեր։ Այսպես կոչված "1 Գոտին" ունի 10 ժ 14 ր 00 վ պտույտի պարբերություն (արագությունը կազմում է 844,3°/օր)։ Այն տարածվում է հարավային հասարակածային գոտու հյուսիսային սահմանից մինչև հյուսիսային հասարակածային գոտու հարավային սահմանը։ Սատուրնի բոլոր մյուս լայնություններում, որոնք անվանում են "2 Գոտի", պտույտի պարբերությունը գնահատվում է 10 ժ 34 ր 13 վ։ Որպես Սատուրն իր առանցքի շուրջ պտույտի պարբերություն ընդունված է 10 ժ 38 ր 25,4 վ արժեքը (810,76°/օր)։ "3 Գոտին", հիմնվելով մոլորակի ռադիո ճառագայթումների դիտարկումների վրա, որոնք կատարվել էին Վոյաջեր անցման ժամանակ, ունի 10 ժ 39 ր 22,4 վ (810,8°/օր) պտույտի պարբերություն, քանի-որ այն շատ մոտ է գտնվում "2 Գոտուն" այն մեծապես ազդում է նրա վրա։

Մոլորակի ներքին մասերի պտույտի պարբերության ճշգրիտ արժեքը մնում է դժվար որոշելի։ "Կասինի" միջմոլորակային կայանի միջոցով, 2004 թվականին, պարզվեց, որ համաձայն ռադիո ճառագայթման չափման արդյունքների, Սատուրնի ներքիմ մասերի պտույտի պարբերությունը զգալիորեն գերազանցում է "1 Գոտու" և "2 Գոտու" արագությանը, և կազմում է մոտավորապես 10 ժ 45 ր 45 վ (± 36 վ)։

2007 թվականի մարտին մոլորակի ռադիո ճառագայթման տատանումները չհամընկան մոլորակի պտույտի պարբերության հետ։ Այս տարբերությունը ենթադրում են, որ առաջացել է Սատուրնի արբանյակ Էնցելադի վրա գեյզերային գործունեության պատճառով։ Այս ժայթքման ընթացքում Սատուրնի ուղեծիր դուրս մղված ջրի գոլորշիները լիցքավորվում էին, և ստեղծում հետք, որը ուղղված էր դեպի Սատուրնի մագնիսական դաշտը, ցույց տալով, որ նրա պտույտը համեմատական է մոլորակի պտույտին։ Սատուրնի պտույտի պարբերության վերջին տվյալը, որը հիմնված է բազմաթիվ չափումների համադրման վրա, այդ թվում Կասինի, Վոյաջեր և Պիոներ ԱՄԿ-ներից ստացված տվյալները, հայտարարվել է 2007 թվականի սեպտեմբերին, և կազմում է 10 ժամ, 32 րոպե, 35 վայրկյան։

Սատուրնը հավանաբար հանրաճանաչ է դարձել իր օղակների համակարգի շնորհիվ, որը դարձնում է այս մոլորակը յուրօրինակ և չափազանց տարբերվող իր տեսքով։ Մեկ ուղեծրային պտույտի ընքացքում (29,5 տարի) Սատուրնը դեպի Երկիր է շրջվում մերթ հյուսիսային, մերթ հարավային բևեռներով։ Այդ պատճառով օղակները երևում են "վերևից", իսկ երբեմն էլ ընդհանրապես չեն երևում, երբ դեպի դիտողն են շրջված եզրով։ Սատուրնի օղակները հազարավոր լուսանկարներ են ստացվել "Պիոներ-11", "Վոյաջեր-1", և "Վոյաջեր-2" միջմոլորկային կայանների միջոցով։ Վերջինս հաղորդված լուսանկարներում օղակների գոտում լավ զատվում են իրենց ուղեծրով պտտվող հարյուրավոր նեղ օղակներ։

Օղակները տարածվում են 6 630 կմ-ից մինչև 120 700 կմ Սատուրնի հասարակածից հաշված, միջինում ունեն մոտավորապես 20 մետր հաստություն և 93%-ով կազմված են ջրային սառույցից թոլինների առկայության հետքերով և 7%-ով ամորֆ ածխածնից։ Մասնիկները որոնցից կազմված են օղակները ունեն փոշու հատիկների չափերից մինչև 10 մ տրամագիծ։ Մինչդեռ այլ գազային հսկաները նույնպես ունեն օղակներ, Սատուրնի օղակները ամենամեծն ու տեսանելին են։ Գոյություն ունեն երկու հիմնական վարկած, որոնք փորձում են բացահայտել օղակների ծագումը։ Ըստ մի վարկածի օղակները ոչնչացած արբանյակի բեկորներ են, և ըստ երկրորդի օղակները կազմված են նախնական միգամածության մասնիկներից, որից և առաջացել է Սատուրնը։ Սառույցի մի մասը կենտրոնական օղակներում այստեղ է հասել Էնցելադի սառցե հրաբուխներից։ Նախկինում, գիտնականները ենթադրում էին, որ օղակները առաջացել են մոլորակի մոտ, երբ այն ձևավորվել է միլիարդավոր տարիներ առաջ։ Սակայն, այս օղակների տարիքը հավանաբար մի քանի հարյուր միլիոն տարի է։

Հիմնական օղակներից ավելի հեռու, 12 միլիոն կիլոմետր հեռավորության վրա է ընկած Ֆիբիի օղակը, որը թեքված է մյուս օղակների համեմատ 27° անկյան տակ, ինչպես և նրան անուն տված Ֆիբի արբանյակը, այս օղակը պտտվում է հակադարձ ուղղությամբ։ Սատուրնի որոշ արբանյակներ, ներառյալ Պանը և Պրոմեթևսը, ծառայում են որպես հովիվ արբանյակներ օղակների համար, պահելով նրանց իրենց սահմաններում և թույլ չտալով ցրվել տարածությունում։ Պանը և Ատլասը առաջացնում են թույլ, գծային խտությամբ օղակներ Սատուրնի օղիակների միջև, որոնք և օգնեցին կատարելու նրանց զանգվածի ավելի ճշգրիտ հաշվարկներ։

Սատուրն ունի ամենաքիչը 62 արբանյակ, որոնցից 53-ը ունեն պաշտոնական անվանումներ։ Արբանյակների միջև ամենամեծը Տիտանն է, որը 2-րդն է Արեգակնային համակարգում և իր մեջ է ներառում Սատուրնի ուղեծրում գտնվող նյութի ավելին քան 90%, հաշվի առնելով նաը օղակները։ Մեծությամբ երկրորդ Սատուրնի արբանյակը Ռեան կարող է ունենալ իր սեփական թույլ օղակների համակարգը, ինչպես նաև այն ունի նոսր մթնոլորտ ։

Սատուրնի արտաքին արբանյակները հիմնականում փոքր են. 34-ը ավելի փոքր են քան 10 կմ տրամագիծը, ևս 14-ը փոքր են 50 կմ-ից։ Ավանդաբար, Սատուրնի արբանյակների մեծամասնությունը անվանվում են Հունական դիցաբանության Տիտանների անուններով։

Տիտանը Արեգակնային համակարգի միակ արբանյակն է, որը ունի հզոր մթնոլորտ որոնցում առկա է բարդ օրգանական քիմիան։ Այն միակ արբանյակն է որը ունի ածխաջրածնային լճեր ։

Սատուրնի Էնցելադ արբանյակը հաճախ ենթադրվում էր որպես միկրոբային կյանքի հանգրվան։ Այս կյանքի առկայության ապացույց է համարվում արբանյակից արտամղվող սառույցի մասնիկների վերլուծությունը, որի արդյունքում պարզվել է որ գեյզերների կողմից արտամղվող ջրի սառույցը ունի աղերով հարուստ օվկիանոսանման կազմություն։

Սատուրնի հետազոտությունների և դիտարկումների երեք հիմնական փուլ է եղել։ Առաջին ժամանակաշրջանը, դա հին աշխարհի ժամանակների դիտարկումներն են (միայն անզեն աչքով), մինչև ժամանակակից աստղադիտակների հայտնագործությունը։ Երկրորդ փուլով, սկսած 17-րդ դարից ավելի ու ավելի մանրակրկիտ դիտարկումներ են կատարվում Երկրի մակերևույթից։ Եվ ի վերջո, երրորդ փուլը սահմանվում է տարբեր տիեզերական սարքերով այցերը մոլորակին, ինչպես անցումային հետագծով, այնպես էլ դուրս գալով նրա ուղծիր։ 21-րդ դարի սկզբից սկսած Երկրից կատարվող դիտարկումները հավելվեցին Երկրի ուղեծրում գործող աստղադիտակներով և Սատուրնի Կասինի ուղեծրակայանով։

Սատուրնը հայտնի է եղել նախապատմական ժամանակներից։ Հին աշխարհում այն հայտնի հինգ մոլորակներից ամենահեռու մոլորակն էր Արեգակնային համակարգում (բացառելով Երկիրը) և հետևաբար կարևոր կերպար բազմաթիվ դիցարաններում։ Բաբելոնյան աստղագետները պարբերականորեն դիտարկում և գրառում էին Սատուրնի շարժումը։ Հին Հռոմի դիցաբանությունում, Սատուրնուս աստվածը, ում անունից էլ սերվել է մոլորակի անունը, հանդիսանում էր հողագործության աստվածը։ Հռոմեացիները ընդունում էին Սատուրնուսին որպես Հունական Կրոնոս աստծո համարժեք։ Հույները անվանեցին ամենահեռու մոլորակը Կրոնոսի անունով, և Հռոմեացիները հետևեցին նրանց օրինակին։ Ժամանակակից հունարենում մոլորակը դեռևս պահպանել է իր հին անվանումը՝ Կրոնոս (Κρόνος։ Kronos)

Հայկական միջնադարյան աշխատություններում Սատուրն մոլորակը նշվում է որպես Երևակ ։

Պտղոմեոսը, որ ապրում էր Ալեքսանդրիայում, դիտարկել է Սատուրնի առճակատումը, որի հիման վրա նա սահմանել էր մոլորակի ուղեծրի տվյալները։ Հինդուիստական աստղագիտությունում, կային ինը աստղագիտական մարմիններ, հայտնի որպես Նավագրահաներ։ Սատուրնը դրանցից մեկն էր, և անվանվում էր "Շանի", նա դատում էր ամեն մեկին նրա կողմից կյանքի ընթացքում կատարած բարի և չար գործերի հիման վրա։ Հին Չինական և Ճապոնական մշակույթներում Սատուրն մոլորակը նշվում էր որպես երկրի աստղ (土星)։ Սա հիմնվում էր Հինգ տարրերի վրա, որոնք ավանդաբար օգտագործվում էին դասակարգելու համար բնական տարրերը։

Հին հեբրայերենով, Սատուրնը անվանում էին 'Շաբբաթայ'։ Նրա հրեշտակն էր Կասիելը։ Նրա օգնող կամ բարի ոգին Ագիելն էր (Լայգա) և մութ կողմի ոգին Զազելը (Իզազ)։ Սատուրնի անվանումը Օսմանական կայսրություն թուրքերենով, Ուրդու և Մալայ լեզուներով հնչում էր 'Զուհալ', որը առաջացել է Արաբերեն زحل բառից։

Սատուրնի օղակները տեսնելու համար անհրաժեշտ է կատարել դիտարկում ամենափոքրը 15-մմ տրամագծով աստղադիտակով, այդ իսկ պատճառով նրանք չէին նկատվել մինչև 1610 թվականը, երբ նրանց տեսավ Գալիլեյը։ Նա կարծում էր, որ դրանք Սատուրնի երկու կողմերում գտնվող երկու բնական արբանյակներ են։ Այս պնդումը հերքվեց Քրիստիան Հյուգենսի կողմից, որ օգտագործելով ավելի մեծ խոշորացում ունեցող աստղադիտակ կարողացավ հայտնաբերել նաև Սատուրնի ամենամեծ արբանյակ Տիտանը։ Ավելի ուշ Ջովանի Կասինին հայտնաբերեց մյուս չորս մեծ արբանյակները՝ Հաբեթը, Ռեան, Թետիսը և Դիոնան ։ 1675 թվականին Կասինին հայտնաբերեց նաև ճեղք օղակների համակարգում, որը այժմ կոչվում է նրա անունով՝ Կաաինիի բաժանում։

Մինչև 1789 թվականը այլևս նշանակալի հայտնագործություններ չէին կատարվել, երբ Ուիլյամ Հերշելը հայտնաբերեց մյուս երկու արբանյակները՝ Միմասը և Էնցելադը։ Անկանոն ձև ունեցող Հիպերիոն արբանյակը, որը ունի Տիտանի հետ ուղեծրային ռեզոնանս, հայտնաբերվեց 1848 թվականին Բրիտանացի աստղագետների կողմից։

1899 Ուիլյամ Փիքերինգը հայտնաբերեց Ֆիբին, չափազանց անկանոն արբանյակ որը չի պտտվում սինքրոնաբար Սատուրնի հետ, ինչպես մյուս ավելի մեծ արբանյակները։ Ֆիբին առաջին այսպիսի հայտնաբերված արբանյակն էր, նրան պետք է ավելին քան մեկ տարի կատարելու համար մեկ պտույտ Սատուրնի շուրջ հակադարձ ուղեծրով։ XX դարի սկզբում, Տիտանի հետազոտությունները թույլ տվեցին պարզել, որ այն ունի հաստ մթնոլորտ, որը յուրօրինակ առանձնահատկություն է Արեգակնային համակարգի արբանյակների համար։

Պիոներ-11-ի անցում

կայանը իրականացրեց առաջին թռիչքը Սատուրնի մոտով 1979 թվականի սեպտեմբերին, երբ այն անցավ մոտ 20 000 կմ հեռավորության վրա մոլորակի ամպերի շերտից։ Կատարվեցին մոլորակի և նրա մի քանի արբանյակների լուսանկարներ, այնուամենայնիվ դրանց որակը չափազանց ցածր էր, որպեսզի տարբերվեին մակերևույթի առանձնահատկությունները։ Կայանը նույնպես հետազոտեց օղակների համակարգը, հայտնաբերելով բարակ F-օղակը և այն փաստը, որ օղակների միջև եղած մութ ճեղքերը պայծառ են երևում, երբ նրանք դիտարկվում են բարձր փուլային անկյունից (դեպի Արեգակը ուղղված), ինչը նշանակում է որ դրանք պարունակում են լույսը ցրող նյութ։ Ի հավելումն, Պիոներ-11 չափեց Տիտանի ջերմաստիճանը։

Վոյաջերների անցումներ

1980 թվականի նոյեմբերին ավտոմատ կայանը այցելեց Սատուրնի համակարգ։ Այն ուղարկեց մոլորակի, նրա օղակների և արբանյակների առաջին բարձր որոշումով պատկերները։ Մի քանի արբանյակների մակերևույթների առանձնահատկությունները դարձան տեսանելի առաջին անգամ։ Վոյաջեր-1 կայանը կատարեց Տիտանին մոտ ուղեծրային անցում, հետազոտելով նրա մթնոլորտը։ Այն ապացուցեց, որ Տիտանի մթնոլորտը անթափանցելի է տեսանելի ալիքի երկարության լույսի համար, հետևաբար ոչ մի մակերևույթի առանձնահատկություններ չհաջողվեց նկատել։ Այս անցումը փոխեց կայանի հետագիծը և ուղղեց նրան Արեգակնային համակարգի մոլորակների հարթությունից դուրս։

Համարյա մեկ տարի անց, 1981 թվականի օգոստոսին կայանը շարունակեց Սատուրնի համակարգի հետազոտությունները։ Ստացվեցին ավելի շատ մոտ տարածությունից կատարված լուսանկարներ, ինչպես նաև ապացուցվեց, որ մոլորակի մթնոլորտում և օղակներում տեղի են ունենում փոփոխություններ։ Ցավոք, անցման ընթացքում մի քանի օր կայանի պտտվող խցիկը լռված էր, և հնարավոր չեղավ կատարել բոլոր նախատեսված լուսանկարները։ Սատուրնի գրավիտացիոն դաշտը օգտագործվեց, որպեսզի ճշգրտվի կայանի հետագիծը և այն ուղղվեց դեպի Ուրան։

Այս երկու կայանները հայտնաբերեցին մի քանի նոր արբանյակներ, որոնք պտտվում էին մոլորակի օղակներին մոտ կամ նրանց ներսում, ինչպես նաև հայտնաբերեցին ևս մի փոքր ճեղք՝ Մաքսվելի ճեղքը (ճեղք, որն ընկնում է C օղակի) և Կեպլերի ճեղքի միջև (42 կմ ճեղք A օղակում)։

Կասինի-Հյուգենս կայան

2004 թվականի հուլիսի 1-ին Կասինի-Հյուգենս ավտոմատ միջմոլորակային կայանը մուտք գործեց Սատուրնի ուղեծիր։ Մինչև մտնելը մոլորակի ուղեծիր կայանը արդեն սկսել էր ակտիվ հետազոտությունները։ 2004 թվականի հունիսին այն կատարել էր մոտ անցում Ֆիբի արբանյակի մոտով, ուղարկելով բարձր որոշման լուսանկարներ և տեղեկություններ։

Կասինիի անցման ընթացքում Սատուրնի ամենամեծ արբանյակի, Տիտանի, մոտով կատարվեցին արբանյակի մակերևույթի ռադիո լուսանկարներ, որոնցում երևում են մոծ լճեր որոնց ափերին մոտ կան կղզիներ և լեռներ։ Ուղեծրակայանը կատարեց երկու անցումներ Տիտանի մոտով մինչև Հյուգենս իջեցվող սարքի արձակումը, 2004 թվականի դեկտեմբերի 25-ին։ Հյուգենսը վայրէջք կատարեց Տիտանի մակերևույթին 2005 թվականի հունվարի 14-ին, ուղարկելով հսկայական քանակի տեղեկություններ մթնոլորտի մասին վայէջքի ընթացքում, ինչպես նաև վայրէջքից հետո։ Դրանից հետո, Կասինի կայանը կատարել է բազմաթիվ անցումներ Տիտանի և այլ արբանյակների մոտով։

Վաղ 2005 թվականից սկսած գիտնականները սկսեցին հետևել Սատուրնի կայծակներին։ Այս կայծակների հզորությունը մոտ 1 000 անգամ ավելի մեծ է, քան Երկրի վրայի կայծակներինը։

2006 թվականին ՆԱՍԱ-ն հաղորդեց, որ Կասինին գտել է հեղուկ ջրով լի ջրամբարների գոյության ապացույցներ Սատուրնի արբանյակ Էնցելադի վրա, որոնք ժամանակ առ ժամանակ ժայթքում են գեյզերներ ։ Լուսանկարները ցույց են տալիս սառցե մասնիկների շիթեր որոնք շպրտվում են Սատուրնի ուղեծիր արբանյակի հարավային բևեռի մոտ գտնվող ճեղքերից։ Քալիֆոռնիայի Տեխնոլոգիական Ինստիտուտի աշխատակից Էնդրյու Ինգերսոլի խոսքերով. "Այլ արբանյակներ Արեգակնային համակարգում նույնպես ունեն հեղուկ ջուր, որը ծածկված է սառցե կիլոմետրանոց շերտով։ Ինչն է տարբերում այս դեպքը, որ հեղուկ ջրի գրպաններ կարող են լինել ոչ ավելին քան տասը մետր մակերևույթից ներքև"։ 2011 թվականի մայիսին ՆԱՍԱ-ի գիտնականները, Էնցելադի ֆոկուս խմբի կոնֆերանսի ժամանակ հայտարարեցին, որ Էնցելադը "ամենահավանական վայրն է Երկրից դուրս Արեգակնային համակարգում, որտեղ կարող է լինել կյանք, այնպիսին, ինչպիսին մենք պատկերացնում ենք"։

Կասինիի կատարած լուսանկարները թույլ են տվել կատարել այլ նշանակալի հայտնագործություններ։ Նրանց միջոցով գտնվել է նախկինում անհայտ օղակ, Սատուրնի հիմնական պայծառ օղակներից դուրս և G և E օղակներից ներս։ Ենթադրվում է, որ այս օղակը առաջացել է ասուպի բախումից Սատուրնի երկու արբանյակների հետ։ 2006 թվականի հուլիսին Կասինիի լուսանկարները ապացուցեցին Տիտանի հյուսիսային բևեռի մոտ ածխաջրածինների լճերի գոյությունը, որոնց գոյությունը հաստատվեց 2007 թվականի հունվարին։ 2007 թվականի մարտին կատարված հավելյալ լուսանկարները ի հայտ բերեցին ածխաջրածինների "ծովեր" արբանյակի հյուսիսային բևեռի մոտակայքում, որոնցից ամենամեծը համարյա նույն չափի է ինչ և Կասպից ծովը ։ 2006 թվականի հոկտեմբերին կայանը նկատեց 8 000 կմ տրամագծով փոթորիկ Սատուրնի հարավային բևեռի մոտ, որն ուներ փոթորկի աչք։

2004 թվականից մինչև 2009 թվականի նոյեմբերի 2-ը կայանը հայտնաբերել է 8 նոր արբանյակներ և հաստատել նրանց գոյությունը։ Կայանի հիմնական առաքելությունը ավարտվել է 2008 թվականին, երբ այն ավարտել է մոլորակի շուրջ 74 ուղեծրային պտույտները։ Սակայն նրա աշխատանքը երկարացվել է սկզբում մինչև 2010 թվականի սեպտեմբերը և հետո ևս մեկ անգամ մինչև 2017 թվականը, որպեսզի հետազոտվի Սատուրնի ամբողջական սեզոնային փոփոխությունը։

Սատուրնը ամենահեռավորն է այն հինգ մոլորակներից, որոնք հեշտությամբ կարելի է դիտարկել անզեն աչքով, մյուս չորսն են Մերկուրին, Վեներան, Մարսը և Յուպիտերը (Ուրանը և երբեմն (4) Վեստան տեսանելի են անզեն աչքով միայն չափազանց մութ գիշերներին)։ Սատուրնը գիշերային երկնքում անզեն աչքով երևում է որպես պայծառ, դեղնավուն լուսավոր կետ, որի տեսանելի աստղային մեծությունը սովորաբար +1-ից 0 է։ Այն պտտվում է իր ետևում երևացող կենդանակերպի համաստեղությունների ֆոնին մոտ 29½ տարվա ընթացքում։ Սատուրնի օղակները դիտելու համար անհրաժեշտ կլինի օպտիկական սարքեր օգտագործել (մեծ հեռադիտակ կամ աստղադիտակ), որոնց խոշորացման աստիճանը ամենաքիչը 20× է։

Սատուրնը բավականին հեշտ է դիտարկել, քանի որ այն հիմնականում տեսանելի է գիշերային երկնքում, սակայն առավել լավ այն երևում է, երբ գտնվում է իր առճակատման կետում կամ նրա մոտ (մոլորակի դիրք, երբ այն գտնվում է 180° էլոնգացիայում և հետևավար գտնվում է Արեգակի հակադիր կողմում)։ Իր 2002 թվականի դեկտեմբերի 17-ի առճակատման դիրքում Սատուրնը ամենապայծառն էր երևում, օղակների Երկրի նկատմամբ բարենպաստ դիրքի պատճառով, չնայած Սատուրնը ավելի մոտ էր Երկրին և Արեգակին ուշ 2003 թվականին։

Լովետ, Լ.; Հորվաթ, Ջ.; Քազի, Ջ. (2006)։ Սատուրն. Նոր հայացք։ Նյու Յորք: Հարրի Ն. Աբրամս, Ինք.։ ISBN 978-0-8109-3090-2

Կարտունեն, Հ.; Կրյոգեր, Պ.; և այլք (2007)։ Հիմնարար աստղագիտություն։ Նյու Յորք: Սփրինգեր, 5-րդ հր.։ ISBN 978-3-540-34143-7

1. (ստեղծված է Solex 10-ով, գրված է Ալդո Վիտագլյանոյի կողմից

2. "'Աստրոնյուս' (Սատուրնի նոր պտույտը)"։ Աստղագիտություն ամսագիր։ նոյեմբեր 2009։ էջ 23

3. "Սատուրնի մասին ընդհանուր տեղեկություններ"։ Սայենսերեյ։ 28 հուլիսի 2011։ Արխիվացված օրիգինալից 2011-10-05-ին

4. "Մոլորակները ('Հսկաները')"։ Սայնս հեռուստաալիք։ 8 հունիսի 2004

5. Միլոշ Հ. Ջեյ (2011)։ Մոլորակների մակերևութային պրոցեսները։ Քեմբրիջի համալսարանի մոլորակագիտության բաժին 13։ Քեմբրիջի համալսարանի հրատարակչություն։ էջ 5։ ISBN 0-521-51418-5

6. Գիլյո Տրիստան և այլք: (2009)։ "Սատուրնի հետազորությունները Կասինի-Հյուգենսից հետո"։ in Դոհերտի Միշել Կ., Էսպոզիտո Լարի Վ., Կրիմիգիս Ստամատիոս Մ.,։ Սատուրնը Կասինի-Հյուգենսից։ Սփրինգեր Սայենս+Բիզնես Մեդիա Բ. Վ.։ էջ 745։ Bibcode:2009sfch.book..745G։ ISBN 978-1-4020-9216-9։ arXiv:0912.2020։ doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23

7. Սատուրն: Տիեզերքի ուղեցույց. Ստացվել է 2009 թվականի մարտի 29

8. Կորտին Ռ. և այլք: (1967)։ "Սատուրնի մթնոլորտի կազմությունը չափավոր հյուսիսային լայնություններում Վոյաջրի սպեկտրոմետրով"։ Ամերիկյան աստղագիտական միության բուլետեն 15: 831։ Bibcode:1983BAAS...15..831C

9. Գերլե Ս., Ֆուշե Տ., Բիզարդ Բ. (նոյեմբեր 2008)։ Շարբոնել Ս., Կոմբե Ֆ., Սամադի Ռ., eds.։ "SF2A-2008: Ֆրանսիայի աստղագիտության և աստղաֆիզիկայի միության տարեկան հանդիպման գրախոսականներ: Էթանի, ացետիլենի և պրոպանի բաշխումը Սատուրնի մթնոլորտում, Կասինիի դիտարկումների հիման վրա"։ էջ 405։ Bibcode:2008sf2a.conf..405G

10. Դոհերտի Միշել, Լարի Էսպոզիտո (2009)։ Կրիմիգիս Ստամատոս Մ., ed.։ "Սատուրնը Կասինի-Հյուգենսից"։ Սպրինգեր։ էջ 162։ ISBN 1-4020-9216-4

11. Պատրկ Մուր, խմբ., 1993 Աստղագիտության տարվա գիրք, (Լոնդոն՝ Վ. Վ. Նորտոն և ընկերներ, 1992), Մարկ Կինջեր, "Սատուրնի 1990 թվականի մեծ սպիտակ հետքը", էջեր՝ 176-215:

12. Բոլ Ֆիլիպ (19 մայիս 2006)։ "Երկրաչափական պտուտահողմերը բացահայտված են"։ Նեյչր։ doi:10.1038/news060515-17

13. Կեյն, Ֆրեյզեր. "Սատուրն." Տիեզերքը այսօր. 30 հունիս 2008. Ստացվել է 17 օգոստոսի 2011

14. Բրուներ Սերժ (2005)։ Արեգակնային համակարգով ճանապարհորդությունը։ Քեմբրիջի համալսարանի հրատարակչություն։ էջ 164։ ISBN 978-0-521-80724-1

15. "Ածխաջրածնի լճի գոյությունը վերջապես հաստատվեց Տիտանի վրա"։ Կոսմոս ամսագիր։ 31 հուլիս 2008

16. Ֆիլի Ունոֆրի (9 սեպտեմբեր 2009)։ "Էնցելադ. Սատուրնի արբանյակը ունի հեղուկ ջրի օվկիանոս"։ Scienceray։ Արխիվացված օրիգինալից 2011-10-05-ին

17. Կաուֆման Մարկ (22 հունիս 2011)։ "Սատուրնի Էնցելադ արբանյակը ցույց է տալիս ապացույցներ, որ այնտեղ գոյություն ունի օվկիանոս մակերևույթի տակ"։ Վաշինգտոն պոստ

18. Էվանս Ջեյմս (1998)։ Հին աստղագիտության պատմությունը և կիրառումը։ Օքսֆորդի համալսարանի հրատարակչություն։ էջեր 296-7։ ISBN 978-0-19-509539-5

19. "Մոլորակների հունարեն անվանումները"։ "Սատուրն մոլորակի հունարեն անունը Կրոնոս է։ Կրոնոս տիտանը եղել է Զևսի հայրը, մինչդեռ Սատուրնը հռոմեական հողագործության աստվածն է։"

20. Ստաֆ (ապրիլ 1893)։ "Սատուրնի մասին սնահավատությունները"։ Հանրամատչելի գիությունը ամսական: 862

21. Բարտոն Սեմուել Ջ. (ապրիլ 1946)։ "Արբանյակների անունները"։ Հանրամատչելի աստղագիտություն 54: 122-130։ Bibcode:1946PA.....54..122B

22. Լովիտ Ռիչարդ Ա. (31 մայիս 2011)։ "Էնցելադը անվանվել է ամենահրապուրիչ վայրը այլմոլորակային կյանքի համար"։ Նեյչր (Նեյչր)։ doi:10.1038/news.2011.337

23. "Առաքելության նկարագիրը - ներածություն"։ Կասինի առաքելություն։ ՆԱՍԱ / ՌՇԼ։ 2010

# data[].attributes.attachment_link.title
Սատուրն (մոլորակ)

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Սատուրն (այլ կիրառումներ) Սատուրն (Երևակ)Saturnus Սատուրնը բնական գույներով, լուսանկարը կատարված է "Կասինի" կայանից Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է թ.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Մարս
(Հրատ)

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

թ.

Հեռավորությունը Արեգակից

Արբանյակներ
2

Ուղեծրային տվյալներ

Պերիհելին

Ապոհելին

Մեծ կիսաառանցք

Սինոդիկ պարբերություն

779,94 օր[2]

Ուղեծրային արագություն

24,13 կմ/վ (միջին)[2]
24,077 կմ/վ[1]

Թեքվածություն

1,85061° (խավարածրի նկատմամբ)[2]
5,65° (Արեգակի հասարակածի նկատմամբ)

Ծագման անկյան երկայնություն

49,57854°

Պերիկենտրոնի արգումենտ

286,46230°

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Սեղմվածություն

0,00589

Շառավիղ

Մակերևույթի մակերես

144 798 465 կմ²[1]

Ծավալ

16,318 × 10 ¹⁰ կմ³[1][2]

Զանգված

0,64185 × 10 ²⁴ կգ[1][2]

Հասարակածային մակերևութային ձգողություն

3,711 մ/վ², 0,378 g[1]

Հասարակածային պտույտի արագություն

868,22 կմ/վ

Առանցքի թեքում

24,94°[5]

Ալբեդո

0,250[2]

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

95,32 % - Ածխաթթու գազ[2]
2,7 % - Ազոտ
1,6 % - Արգոն
0,13 % - Թթվածին
0,08 % - Շմոլ գազ
0,021 % - Ջուր
0,01 % - Ազոտի օքսիդ; Մթնոլորտային ճնշումը ՝ 0,4 - 0,87 կՊա

Մթնոլորտի ջերմաստիճան

210 Կ (-63°C)[2]

Մարս կամ Հրատ (լատիներեն՝ Mars), Արեգակնային համակարգի Արեգակից հեռավորությամբ չորրորդ և չափերով յոթերորդ մոլորակն է։ Մոլորակի զանգվածը կազմում է Երկրի զանգվածի 10,7 %-ը։ Իր Մարս անունը ստացել է հռոմեական պատերազմի աստված Մարսի պատվին, հունական դիցաբանությունում՝ Արես։ Երբեմն Մարսը անվանում են "կարմիր մոլորակ" մակերևույթի կարմրավուն երանգի պատճառով, որը ստացվում է երկաթի օքսիդի պատճառով։

Մարսը երկրային խմբի մոլորակ է նոսր մթնոլորտով (մթնոլորտային ճնշումը մակերևույթի մոտ 160 անգամ փոքր է երկրայինից)։ Մարսի մակերևույթային ռելիեֆի առանձնահատկություններից են հարվածային խառնարանները, ինչպես նաև հրաբուխները, հովիտները, անապատները և բևեռային սառցե գլխարկները։

Մարսը ունի երկու բնական արբանյակ՝ Ֆոբոսը և Դեյմոսը (հին հունարենից թագմանաբար - " վախ" և " սարսափ " - Արեսի երկու որդիների անունները, որոնք ուղեկցում էին նրան մարտի ժամանակ), որոնք համեմատաբար փոքր են (Ֆոբոսը - 26×21 կմ, Դեյմոսը - 13 կմ կտրվածքում) և ունեն անկանոն ձև։

Սկսած 1960 թվականին Մարսի անմիջական ուսումնասիրություններով զբաղվել են ԽՍՀՄ ( "Մարս" և "Ֆոբոս" ծրագրեր), ԵՏԳ և ԱՄՆ ( "Մարիներ", "Վիկինգ", "Մարս Գլոբալ Սրվեյեր" և այլ ծրագրեր) ավտոմատ կայաններով։

Մարսը Արեգակնային համակարգի Արեգակից հեռավորությամբ չորրորդ ( Մերկուրիից, Վեներայից և Երկրից հետո) և չափերով յոթերորդ (զանգվածով և տրամագծով գերազանցում է միայն Մերկուրիին) մոլորակն է։ Մարսի զանգվածը կազմում է Երկրի զանգվածի 10,7 %-ը, (0,64185 × 10 ²⁴ կգ), ծավալը՝ 0,15 Երկրի ծավալ, միջին գծային տրամագիծը՝ 0,53 Երկրի տրամագիծ (6800 կմ)։

Մարսի ռելիեֆը ունի շատ յուրահատուկ առանձնահատկություններ։ Մարսի հանգած հրաբուխ Օլիմպոսը հանդիսանում է Արեգակնային համակարգի ամենաբարձր լեռը, իսկ Մարիների հովիտները ամենամեծ կիրճն է։ Դրանից բացի, 2008 թվականի հունիսին "Նեյչր" (Nature) ամսագրում հրապարակված երեք հոդվածներում տեղեկացվում էր այն մասին, որ Մարսի հյուսիսային կիսագնդում է գտնվում Արեգակնային համակարգում հայտնի ամենամեծ հարվածային խառնարանը։ Այս խառնարանի երկարությունն է 10,6 հազ. կմ, իսկ լայնությունը 8,5 հազ. կմ, որը մոտավորապես չորս անգամ մեծ է Հելադա նախքան դա ամենամեծ համարվող հարվածային խառնարանից, որը մինչ այդ նույնպես հայտնաբերվել էր Մարսի վրա, նրա հարավային բևեռի մոտակայքում։

Մակերևույթի ռելիեֆի Երկրին նմանությունից բացի, Մարսը ունի երկրայինին նման պտույտի պարբերություն և տարվա եղանակների փոփոխություն, սակայն նրա կլիման շատ ավելի ցուրտ է և չոր։

Ցածր ճնշման պատճառով Մարսի մակերևույթին ջուրը չի կարող գոյություն ունենալ հեղուկ վիճակում, սակայն շատ հնարավոր է, որ անցյալում պայմանները եղել են այլ, և այդ պատճառով պարզունակ կյանքի առկայությունը մոլորակի վրա չի կարելի բացառել։ 2008 թվականի հուլիսի 31-ին Մարսի վրա հայտնաբերվեց ջուր սառույցի վիճակում ՆԱՍԱ-ի "Ֆենիքս" սարքի միջոցով։

Մարսի մակերևույթի հետազոտություններ են կատարվել տարբեր ԱՄԿ-ների իջեցվող սարքերի և մարսագնացների միջոցով ( "Վիկինգ", "Մարս", "Սփիրիթ", "Օփորթյունիթի" և այլն)։ Այժմ Մարսի մակերևույթի վրա են գտնվում մի քանի տասնյակ իջեցվող սարքեր և մարսագնացներ, որոնք ավարտել են իրենց հետազոտությունները կամ կործանվել են վայրէջքի ժամանակ։

Այս սարքերի միջոցով հավաքված երկրաբանական տվյալները թույլ են տալիս ենթադրել, որ Մարսի մակերևույթի մեծ մասը առաջ ծածկում էր ջուրը։ Վերջին տասնամյակում կատարված դիտարկումները հայտնաբերեցին Մարսի մակերևույթի որոշ հատվածներում թույլ գեյզերային ակտիվություն։ "Մարսի գլոբալ հետախուզող" սարքով կատարված դիտարկումների հիման վրա կարելի է ասել, որ Մարսի հարավային բևեռային գլխարկի որոշ մասերը հետզհետե նահանջում են։

Մարսը կարելի է դիտել Երկրից անզեն աչքով։ Նրա տեսանելի աստղային մեծությունը հասնում է −2,91 m (Երկրին ամենամոտ դիրքում), զիջելով պայծառությամբ միայն Յուպիտերին և Վեներային։ Որպես օրենք, մեծ առճակատման ժամանակ Մարսը հանդիսանում է Երկրի գիշերային երկնակամարի ամենապայծառ մարմինը, սակայն դա տեղի է ունենում միայն 15-17 տարին մեկ անգամ, մեկ-երկու շաբաթների ընթացքում։

Երկրից մինչև Մարս նվազագույն հեռավորությունը կազմում է 55,76 մլն. կմ (երբ Երկիրը գտնվում է ուղիղ Արեգակի և Մարսի միջև), առավելագույնը՝ մոտ 401 մլն. կմ (Երբ Արեգակը գտնվում է ուղիղ Երկրի և Մարսի միջև)։

Արեգակից Մարս ընկած միջին հեռավորությունը կազմում է 228 մլն. կմ (1,52 ա. մ.), պտույտի պարբերությունը Արեգակի շուրջ հավասար է 687 երկրային օրի։ Մարսի ուղեծիրը ունի բավականին զգալի էքսցենտրիսիտետ (0,0934), այդ պատճառով նրա հեռավորությունը Արեգակից տատանվում է 206,6-249,2 մլն. կմ միջակայքում։ Ուղեծրի թեքումը հավասար է 1,85°։

Մարսը Երկրին ամենամոտ դիրքում է գտնվում առճակատումների ժամանակ, երբ մոլորակը գտնվում է Արեգակին հակառակ ուղղությամբ։ Առճակատումները կրկնվում են ամեն 26 ամիսը Երկրի և Մարսի ուղեծրերի տարբեր կետերում։ Սակայն 15-17 տարին մեկ անգամ առճակատումը տեղի է ունենում այն ժամանակ, երբ Մարսը գտնվում է իր ուղեծրի պերիհելիի մոտակայքում, այդ, այսպես կոչված մեծ առճակատումների ժամանակ (վերջինը եղել է 2003 թվականի օգոստոսին) հեռավորությունը այս մոլորակից նվազագույն է, և Մարսը երկնակամարում հասնում է իր ամենամեծ անկյունային չափին 25,1" և պայծառության −2,88 m ։

Մոլորակի զանգվածը կազմում է 6,418 ×10 ²³ կգ (Երկրի զանգվածի 11 %)։ Ազատ անկման արագացումը հասարակածում հավասար է 3,711 մ/վ² (երկրինի 0,378), առաջին տիեզերական արագությունը կազմում է 3,6 կմ/վ իսկ երկրորդը ՝ 5,027 կմ/վ։

Մոլորակի պտույտի պարբերությունը 24 ժամ 37 րոպե 22,7 վայրկյան է (աստղերի համեմատ), միջին արևային օրվա երկարությունը կազմում է 24 ժամ 39 րոպե 35,24409 վայրկյան, ընդամենը երկրի օրվանից երկար է 2,7 %-ով։ Այսպիսով, Մարսի տարին բաղկացած է 668,6 մարսյան արևային օրերից։

Մարսը իր առանցքի շուրջ պտտվում է ուղեծրի ուղղահայացի համեմատ 25,19° անկյան թեքումով։ Պտույտի առանցքի թեքումը ապահովում է Տարվա եղանակների փոփոխությունը։ Ընդ որում, ուղեծրի ձգվածությունը բերում է եղանակների ավելի մեծ տարբերությունների և երկարության։ Այսպես, հյուսիսային գարունը և ամառը իրար հետ վերցրած տևում են 371 արևային օր, այսինքն զգալիորեն ավելին քան Մարսի տարվա կեսն է։ Դրա հետ մեկտեղ, նրանք ընկնում են Մարսի ուղեծրի այն հատվածի վրա, երբ Մարսը հեռու է գտնվում Արեգակից։ Այդ պատճառով Մարսի հյուսիսային ամառը երկար է և ցուրտ, իսկ հարավայինը՝ կարճ և տաք։

Մոլորակի վրա ջերմաստիճանը տատանվում է −150-ից մինչև մինուս -160 C բևեռի վրա ձմեռը, իսկ ամառվա ամենաշոգ օրերին մինչև Ավելին շատ բարձր քան +100 °C հասարակածի վրա կեսօրին։ Միջին ջերմաստիճանը կազմում է −50 °C։

ՆԱՍԱ-ի տվյալներով (2004), Մարսի մթնոլորտը 95,32 %-ով կազմված է ածխաթթու գազից, ինչպես նաև այնտեղ կան՝ 2,7 % ազոտ, 1,6 % արգոն, 0,13 % թթվածին, 0,021% ջրի գոլորշի, 0,08 % շմոլ գազ, ազոտի օքսիդ (NO)՝ 100 ppm, նեոն (Ne)՝ 2,5 ppm, կիսածանր ջուր - ջրածին-դեյտերիում-թթվածին (HDO)՝ 0,85 ppm, կրիպտոն (Kr)՝ 0,3 ppm, քսենոն (Xe)՝ 0,08 ppm (կազմվածքը բերված է ծավալային մասերով)։

Ամերիկյան ԱՄԿ "Վիկինգի" (1976) իջեցվող սարքից ստացված տվյալների համաձայն, Մարսի մթնոլորտի կազմում հայտնաբերվել էր 1-2 % արգոն, 2-3 % ազոտ, և 95 % ածխաթթու գազ։ Համաձայն սովետական "Մարս-2" և "Մարս-3" ԱՄԿ-ների տվյալների, իոնոսֆերայի ներքևի սահմանը գտնվում է 80 կմ բարձրության վրա, առավելագույն էլեկտրոնային խտացումը 1,7×10 ⁵ էլեկտրոն/սմ ³ տեղակայված է 138 կմ բարձրության վրա, մյուս երկու մաքսիմումները տեղակայված են 85 և 107 կմ վրա։

Մարսի մթնոլորտի հետազոտությունը 8 և 32 սմ ռադիոալիքներում, կատարված "Մարս-4" ԱՄԿ-ով 1974 թվականի փետրվարի 10-ին, ցույց տվեց մոլորակի գիշերային իոնոսֆերայի առկայությունը իոնիզացիայի գլխավոր մաքսիմումով 110 կմ բարձրության վրա և 4,6×10 ³ էլեկտրոն/սմ ³ էլեկտրոնների խտացումով, ինչպես նաև երկրորդական մաքսիմումներով 65 և 185 կմ բարձրությունների վրա։

ՆԱՍԱ-ի տվյալների համաձայն (2004), մթնոլորտային ճնշումը մոլորակի միջին շառավղի վրա կազմում է 6,36 մբար։ Մթնոլորտի խտությունը մակերևույթի մոտ կազմում է մոտ 0,020 կգ/մ ³, ընդհանուր մթնոլորտի զանգվածը՝ մոտ 2,5×10 ¹⁶ կգ։

Ի տարբերություն Երկրի, Մարսի մթնոլորտի զանգվածը խիստ փոփոխվում է տարվա ընթացքում բևեռային գլխարկների հալոցքների և սառցակալման հետ կապված, որոնք պարունակում են ածխաթթու գազ ։ Ձմեռվա ընթացքում ամբողջ մթնոլորտի 20-30 տոկոսը սառչում է և կենտրոնանում բևեռային գլխարկներում։ Սեզոնային ճնշման տատանումները, տարբեր աղբյուրների համաձայն, ունի հետևյալ մեծությունները՝

ՆԱՍԱ-ի տվյալներով (2004)՝ 4,0-8,7 մբար միջին շառավղի վրա;

Էնկարտայի տվյալներով (2000)՝ 6-10 մբար;

Զուբրին և Վագների տվյալներով (1996)՝ 7-10 մբար;

Վիկինգ-1-ի իջեցվող սարքի տվյալներով՝ 6,9-9 մբար;

Mars Pathfinder-ի իջեցվող սարքի տվյալներով՝ 6,7 մբար։

Սովետական Մարս-6 սարքի վայրէջքի վայրում Էրիտրեյան ծովի շրջանում գրանցել է 6,1 միլլիբար մթնոլորային ճնշում, որը այն պահին համարվում էր մոլորակի վրա միջին ճնշումը, և այդ մակարդակից էլ պայմանավորված էր հաշվարկել Մարսի բարձրությունները և խորությունները։ Այս սարքի վայրէջքի ժամանակ ստացված տվյալներով Մարսի տրոպոդադարը գտնվում է 30 կմ բարձրության վրա, որտեղ ճնշումը կազմում է 5×10 −7 գ/սմ ³ (ինչպես Երկրի 57 կմ բարձրության վրա)։

Մարսի Հելլադա շրջանը այնքան խորն է, որ այստեղ մթնոլորտային ճնշումը հասնում է 12,4 միլլիբարի, որը բարձր է ջրի երրորդ կետից (~6,1 մբար) և ցածր է եռման կետից։ Բավականին բարձր ջերմաստիճանի պայմաններում ջուրը այստեղ կարող էր գոյություն ունենալ հեղուկ վիճակում, սակայն այսպիսի ճնշման պայմաններում ջուրը եռում և գոլորշիանում է արդեն +10 °C պայմաններում։

Կլիման Մարսի վրա, ինչպես և Երկրի վրա, ունի սեզոնային բնույթ։ Տարվա ցուրտ ժամանակին նույնիսկ բևեռային գլխարկներից դուրս մակերևույթի վրա կարող է ձևավորվել բաց գույնի եղյամ։ "Ֆենիկս" սարքը գրանցել է ձյուն, սակայն ձյան փաթիլները ցնդում էին առանց մակերևույթին հասնելու։

ՆԱՍԱ-ի տվյալներով (2004), միջին ջերմաստիճանը մոլորակի վրա կազմում է ~210 Կ (−63 °C)։ Վիկինգ իջեցվող սարքերի տվյալներով, օրվա ջերմաստիճանի տատանումը կազմում է 184 - 242 Կ (−89-ից −31 °C) ( Վիկինգ-1), իսկ քամու արագությունը՝ 2-7 մ/վ (ամառ), 5-10 մ/վ (աշուն), 17-30 մ/վ (փոշու փոթորիկ)։

Գոյություն ունեն տվյալներ, որ անցյալում մթնոլորտը կարող էր լինել ավելի խիտ, իսկ կլիման ավելի տաք և խոնավ, և Մարսի մակերևույթի վրա գոյություն ուներ հեղուկ ջուր և տեղում էին անձրևներ։ Այս տեսության ապացույց կարող է հանդիսանալ ALH 84001 երկնաքարի վերլուծությունը, որի արդյունքում պարզվեց, որ մոտ 4 միլիարդ տարի առաջ Մարսի վրա ջերմաստիճանը կազմում էր 18 (±4) °C։

Սկսած 1970-ական թվականներից "Վիկինգ" ծրագրի շրջանակներում, ինչպես նաև "Օփորթյունիթի" մարսագնացի և այլ սարքերի միջոցով գրանցվել են բազմաթիվ փոշոտ փոթորիկեր։ Դա օդի ձագարանման շարժումներ են, որոնք առաջանում են մոլորակի մակերևույթի մոտ և օդ են բարձրացնում մեծ քանակով փոշի։ Պտտահողմերը հաճախ դիտարկվում են Երկրագնդի վրա (անգլալեզու երկրներում դրանք անվանվում են փոշու դեմոններ - dust devil), սակայն Մարսի վրա նրանք կարող են հասնել ավելի մեծ չափերի՝ 10 անգամ ավելի բարձր և 50 անգամ ավելի լայն քան Երկրի վրա են։ 2005 թվականի մարտ ամսին այսպիսի մի պտտահողմ մաքրեց "Սփիրիթ" մարսագնացի արևային մարտկոցները ։

Մարսի մակերևույթի երկու երրորդը զբաղեցնում են լուսավոր շրջանները, որոնք ստացել են "մայրցամաքներ" անվանումը, իսկ մոտ երրորդ մասը զբաղեցնում են մութ հատվածները, որոնք անվանում են "ծովեր"։ Ծովերը կենտրոնացած են հիմնականում մոլորակի հարավային կիսագնդում 10-40° լայնությունների միջև։ Հյուսիսային կիսագնդում կան ընդամենը երկու խոշոր ծովեր՝ Ացիդալիա և Մեծ Սիրտ ծովերը։

Մութ շրջանների բնույթը մինչև այսօր մնում է վեճերի առարկա։ Այս շրջանները պահպանվում են չնայած այն բանին, որ Մարսի վրա մոլեգնում են փոշու պտտահողմերը։ Ժամանակին, սա հանդիսանում էր փաստարկ հօգուտ այն պնդման, որ այս շրջաններում կա բուսականություն։ Այժմ կարծում են, որ սա պարզապես շրջաններ են, որոնցում ռելիեֆի առանձնահատկությունների բերումով փոշին հեշտությամբ քշվում է։ Մեծ մասշտաբի լուսանկարները ցույց են տալիս, որ իրականում մութ հատվածները կազմված են մութ գծերի և հետքերի խմբերից, որոնք կապված են խառնարանների, բլուրների և այլ կառուցվածքների հետ, որոնք խոչընդոտ են հանդիսանում քամիների համար։

Մարսի կիսագնդերը բավականին ուժեղ տարբերվում են մակերևույթի բնույթով։ Հարավային կիսագնդում մակերևույթը գտնվում է հիմնականում 1-2 կմ բարձր միջին մակարդակից և խիտ ծածկված է հարվածային խառնարաններով։ Մարսի այս մասը հիշեցնում է լուսնային մայցամաքները։ Հյուսիսում մակերևույթի հիմնական մասը գտնվում է ավելի ցածր քան միջին մակարդակն է, այստեղ ավելի քիչ են խառնարանները, և հիմնական տեղը զբաղեցնում են համեմատաբար հարթ հարթավայրերը։ Դրանք հավանաբար առաջացել են լավայի հեղեհման և էրոզիայի պատճառով։ Կիսագնդերի այսպիսի տարբերությունը մնում է վիճաբանությունների առարկա։ Երկու կիսագնդերի միջև սահմանը անցնում է մեծ շրջանագծով, որը թեքված է հասարակածի նկատմամբ 30°-ով։ Այս սահմանը լայն է ու անկանոն, և ձևավորում է հյուսիս ուղղված թեքվածք։ Այս սահմանի շրջակայքում են հանդիպում Մարսի մակերևույթի ամենաէրոզացված հատվածները։

Առաջարկվել են երկու տարբեր վարկածներ, որոնք բացատրում են կիսագնդերի ասիմետրիկությունը։ Դրանցից մեկի համաձայն, վաղ երկրաբանական շրջանում լիթոսֆերային սալերը "միացել են" (հնարավոր է, որ պատահականորեն) մեկ կիսագնդում, Երկրի Պանգեա մայրցամաքի նման, և հետո մնացել են այս դիրքում։ Մյուս վարկածը ենթադրում է Մարսի բախումը Պլուտոնի չափերի այլ աստղագիտական մարմնի հետ։

Քաոտիկ լանդշաֆտի շրջանում կիսագնդերի սահմանին մոտ մակերևույթը ունեցել է մեծ տարածքների ճեղքեր և սեղմումներ, որոնցից հետո երբեմն տեղի էր ունենում էրոզիա ( սելավների կամ ընդերքային ջրերի հոսքերի պատճառով), ինչպես նաև հեղուկ լավայի հեղեղումներ։ Քաոտիկ լանդշաֆտները հաճախ հանդիպում են մեծ ջրանցքների ակունքների մոտ։ Նրանց առաջացման ամենահավանական վարկածը հանդիսանում է մակերևույթի տակ գտնվող սառույցների անսպասելի հալոցքը։

Հյուսիսային կիսագնդում, հսկայական հրաբխային հարթավայրերից զատ, գտնվում են խոշոր հրաբուխների երկու շրջան՝ Թարսիս և Էլիզիում շրջանները։ Թարսիսը հսկայական հրաբխային հարթավայր է 2000 կմ երկարությամբ, որը հասնում է միջին մակարդակից 10 կմ բարձրության։ Նրա վրա են գտնվում երեք խոշոր վահանային հրաբուխ՝ Արսիա լեռը, Սիրամարգի լեռը և Ասկրիաուս լեռը։ Թարսիսի սահմանին մոտ է գտնվում, Մարսի և Արեգակնային համակարգի ամենաբարձր Օլիմպոսը լեռը։ Օլիմպոսը հասնում է 27 կմ բարձրության իր ստորոտի համեմատ և 25 կմ Մարսի միջին մակարդակի համեմատ, և զբաղեցնում է 550 կմ տրամագծով տարածք, որը շրջապատված է տեղ-տեղ 7 կմ հասնող զառիթափներով։ Օլիմպոսի ծավալը 10 անգամ գերազանցում է Երկրի ամենախոշոր հրաբուխի՝ Մաունա-Կեայի ծավալը։ Այստեղ են գտնվում նաև մի քանի ավելի փոքր հրաբուխներ։ Էլիզիումը բարձրավանդակ է մինչև վեց կիլոմետր բարձրությամբ միջին մակարդակի համեմատ, երեք հրաբուխներով՝ Հեկատա գմբեթ, Էլիզիում լեռ և Ալբոր գմբեթ ։

Այլ տվյալներով Օլիմպոս լեռան բարձրությունը կազմում է 21287 մետր զրոյական մակարդակի նկատմամբ և 18 կիլոմետր շրջապատող տեղանքի նկատմամբ, հիմքի տրամագիծը կազմում է մոտ 600 կմ։ Հիմքը զբաղեցնում է 282600 կմ² մակերես։ Կալդերան (գոգավորություն հրաբխի կենտրոնում) ունի 70 կմ լայնություն և 3 կմ խորություն։

Թարսիս բարձրավանդակը կտրտված է բազմաթիվ տեկտոնիկ ճեղքերով, հաճախ շատ բարդ կառուցվածքով և բավականին երկար։ Նրանցից ամենամեծը, դա Մարիների հովիտներն են, որոնք լայն ուղղությամբ ունեն համարյա 4000 կմ երկարություն (մոլորակի շրջագծի չորրորդ մասը), լայնությունը հասնում է 600 իսկ խորությունը 7-10 կմ։ Չափերով այս ճեղքը համեմատելի է Երկրի Արևելաաֆրիկյան րիֆտի հետ։ Նրա զառիվեր լանջերին տեղի են ունենում Արեգակնային համակարգի ամենամեծ սողանքները։ Մարիների հովիտները հանդիսանում են Արեգակնային համակարգում հայտնի ամենամեծ կիրճը։ Այն հայտնաբերվել է "Մարիներ-9" սարքի միջոցով 1971 թվականին։

Բևեռային գլխարկները կազմված են երկու մասերից՝ սեզոնային - ածխաթթու գազի սառույց և դարավոր - ջրի սառույց։ Մարս Էքսպրեսս արբանյակի տվյալներով գլխարկների հաստությունը կարող է հասնել 1 մետրից մինչև 3,7 կմ։ "Մարս Ոդիսևս" սարքը հայտնաբերել է Մարսի հարավային բևեռային գլխարկի վրա գործող գեյզերներ։ Ինչպես ենթադրում են ՆԱՍԱ-ի մասնագետները, ածխաթթու գազի շիթերը գարնանային տաքացմանը համընթաց արտամղվում են մեծ բարձրությունների վրա, իրենց հետ տանելով փոշու և ավազի հատիկներ։

Բևեռային գլխարկների գարնանային հալոցը բերում է մթնոլորտային ճնշման կտրուկ աճի, և որպես հետևանք գազի մեծ զանգվածների տեղաշարժի հակադարձ կիսագունդ։ Այդ ընթացքում փչող քամիների արագությունը կարող է կազմել 10-40 մ/վ, իսկ երբեմն մինչև 100 մ/վ։ Քամին բարձրացնում է մակերևույթից մեծ քանակով փոշի, ինչը առաջացնում է փոշու փոթորիկ ։ Ուժեղ փոշու փոթորիկները համարյա ամբողջությամբ ծածկում են մոլորակի մակերևույթը, նրանք ունենում են զգալի ազդեցություն ջերմաստիճանի բաշխման վրա Մարսի մթնոլորտում։

1784 թվականին աստղագետ Ուիլիամ Հերշելը առաջինը ուշադրություն դարձրեց բևեռային գլխարկների սեզոնային փոփոխությունների վրա։ 1860-ական թվականներին ֆրանսիացի աստղագետ Է. Լիեն դիտել էր մթագնման ալիքը հալող գարնանային բևեռային գլխարկի շուրջ, ինչը այն ժամանակ մեկնաբանվել էր որպես տաք ջրերի հոսք և բուսականության աճ։ Սակայն Վեստո Սլայֆերի կողմից կատարված սպեկտրոմետրիկ հետազոտությունները, որոնք կատարվել էին XX դարի սկզբում Լոուելի աստղադիտարանում Ֆլագստաֆում, ցույց չտվեցին քլորոֆիլի (երկրային բույսերի կանաչ պիգմենտ) գծիկի առկայությունը։

Բարձրավադակը, որը ստացել է Միտչելի լեռներ անվանումը, տեղակայված է Մարսի հարավային բևեռի մոտ, բևեռային գլխարկի հալման ժամանակ այս բարձրավանդակը երևում է որպես սպիտակ կղզի, քանի որ լեռներում սառցադաշտերը ավելի ուշ են հալվում.

"Մարս Ռեքոնաիսանս Օրբիթեր" ԱՄԿ-ից ստացված տվյալները թույլ տվեցին հայտնաբերել լեռների ստորոտներում քարերի հոսքերի տակ զգալի սառույցի շերտեր։ Հարյուրավոր մետր հաստությամբ սառցադաշտերը զբաղեցնում են հազարավոր քառակուսի կիլոմետրեր տարածք, և նրանց հետագա հետազոտությունները կարող են տալ տեղեկություններ Մարսի կլիմայի պատմության մասին։

Հարավ-արևմտյան կիսագնդում, Էբերսվալդե խառնարանում հայտնաբերվել է գետի դելտա մոտ 115 կմ² մակերեսով։ Դելտան ստեղծած գետը ուներ ավելին քան 60 կմ երկարություն։

ՆԱՍԱ-ի "Սփիրիթ" և "Օփորթյունիթի" մարսագնացներից ստացված տվյալները նույնպես ապացուցում են անցյալում ջրի առկայությունը (գտնվել են միներալներ, որոնք կարող էին առաջանալ միայն ջրի երկարատև ազդեցության հետևանքով)։ "Phoenix Mars Lander" սարքը հայտնաբերել է սառույցի կուտակումներ անմիջականորեն հողի մեջ։

Բացի այդ, հայտնաբերվել են մութ բծեր բլուրների լանջերին, որոնք վկայում են մակերևույթին հեղուկ աղի ջրի հայտնվելու մասին մեր ժամանակներում։ Դրանք առաջանում են ամառվա սկզբից քիչ անց և անհետանում են ձմռանը մոտ, դրանք "շրջանցում" են տարբեր խոչընդոտներ, միանում են և բաժանվում։ "Դժվար է պատկերացնել, որ այսպիսի կառուցվածքներ կարող են առաջանալ ոչ հեղուկի հոսքերից, այլ ինչ-որ այլ բանից", - հայտարարել է ՆԱՍԱ-ի աշխատակից Ռիչարդ Զուրեկը։

Թարսիս հրաբխային բարձրավանդակում հայտնաբերվել են մի քանի անսովոր խորը ջրհորներ։ Դատելով "Մարս Ռեքոնաիսանս Օրբիթեր" ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարից, որը կատարվել է 2007 թվականին, նրանցից մեկը ունի 150 մետր տրամագիծ, իսկ լուսավորված կողային պատի խորությունը կազմում է ոչ քիչ քան 178 մետր։ Արտահայտվել է այս կառուցվածքների հրաբխային առաջացման վարկած։

Իջեցվող սարքերից ստացված տվյալների համաձայն Մարսի հողի մակերևույթային շերտի տարրական կազմությունը միատեսակ չէ տարբեր վայրերում։ Հողի հիմնական մասը կազմում է սիլիկատային հողերը (20-25 %), այն պարունակում է նաև երկաթի օքսիդի հիդրատների հավելումներ (մինչև 15 %), որը և տալիս է հողին կարմրավուն գույն։ Կան նաև ծծումբի, կալցիումի, մագնիումի նատրիումի միացությունների զգալի հավելումներ (ամեն մեկից միավոր տոկոսներ)։

Համաձայն ՆԱՍԱ-ի "Ֆենիկս" իջեցվող սարքի տվյալների (վայրէջքը Մարսի վրա 2008 թվականի մայիսի 25), մարսյան հողերի pH-ների հարաբերությունները և մի քանի այլ չափանիշները մոտ են երկրայիններին, և այս հողերի վրա տեսականորեն հնարավոր կլիներ աճեցնել բույսեր։ "Փաստորեն, մենք գտանք, որ Մարսի հողը համապատասխանում է պահանջներին, ինչպես նաև պարունակում է անհրաժեշտ քիմիական տարրեր, որպեսզի պահպանի կյանքը ինչպես անցյալում այնպես և ներկայում և ապագայում", տեղեկացրել է ծրագրի առաջատար քիմիկոս մասնագետ Սեմ Կունեյվսը։ Ինչպես նաև, ըստ նրա բառերի, այսպիսի հիմնային տիպի հող շատերը կարող են հանդիպել "իրենց իսկ բակում", և այն միանգամայն օգտագործելի է ծնեբեկի աճեցման համար։

Սարքի վայրէջքի վայրում հողի մեջ կա նաև զգալի քանակով ջրային սառույց։ "Մարս Ոդիսևս" ուղեծրային սարքը նույնպես հայտնաբերել է, որ կարմիր մոլորակի մակերևույթի տակ կան ջրային սառույցի կուտակումներ։

Անցյալում Մարսի վրա, ինչպես և Երկրի վրա տեղի են ունեցել լիթոսֆերային սալերի տեղաշարժ ։ Սա հաստատվում է Մարսի մագնիսական դաշտի առանձնահատկություններով, տեղ-տեղ որոշ հրաբուխների տեղաբաշխմամբ, օրինակ Փարսիս նահանգում, ինչպես նաև Մարիներների հովիտների ձևով։ Ժամանակակից իրավիճակը, երբ հրաբուխները կարող են գոյություն ունենալ անհամեմատ ավելի երկար ժամանակ քան Երկրի վրա, և կարող են հասնել հսկայական չափերի, խոսում է այն մասին, որ այժմ այսպիսի շարժումները ամենայն հավանականությամբ բացակայում են։ Դրա օգտին է խոսում նաև այն փաստը, որ վահանային հրաբուխները աճում են կրկնվող ժայթքումների հետևանքով միևնույն խառնարանից բավականին երկար ժամանակ։ Երկրի վրա լիթոսֆերային սալերի շարժման հետևանքով հրաբխային կետերը անընդհատ փոխում էին իրենց տեղաբաշխումը, որը և սահմանափակում էր վահանային հրաբուխների բարձրության աճը, և հավանաբար թույլ չի տվել նրանց հասնել Մարսի վրայի հրաբուխների բարձրության։ Մյուս կողմից, հրաբուխների առավելագույն բարձրության տարբերությունը կարող է բացատրվել նաև այն հանգամանքով, որ Մարսի վրայի ավելի փոքր ձգողության ուժի պայմաններում հնարավոր է դառնում ավելի բարձր կառուցվածքների ձևավորումը, որոնք չէին քանդվի իրենց իսկ ծանրության տակ։

Մարսի ընդերքային կառուցվածքի ժամանակակից մոդելները ենթադրում են, որ Մարսը կազմված է 50 կմ միջին հաստություն ունեցող կեղևից (առավելագույն հաստությունը 130 կմ), 1800 կմ հաստությամբ սիլիկատային մանտիայից և 1480 կմ շառավղով միջուկից։ Մոլորակի կենտրոնում խտությունը պետք է հասնի 8,5 գ/սմ ³։ Միջուկը մասնակիորեն հեղուկ է և կազմված է հիմնականում երկաթից, 14 - 17 % (զանգվածով) ծծումբի խառնուրդներով, ընդ որում թեթև տարրերի պարունակությունը երկու անգամ ավելին է քան Երկրի միջուկում։ Համաձայն ժամանակակից գնահատականների միջուկի ձևավորումը համընկել է վաղ հրաբխային ժամանակաշրջանի հետ և շարունակվել է մոտ միլիարդ տարի։ Մոտավորապես այդքան ժամանակ էլ զբաղեցրել է մանտիային սիլիկատների մասնակի հալումը։ Ավելի փոքր ձգողության ուժի պատճառով Մարսի մանտիայում ճնշումների միջակայքը շատ ավելի փոքր է քան Երկրի վրա, և հետևաբար նրանում ավելի քիչ են ֆազային անցումները։ Ենթադրվում է, որ օլվինի ֆազային անցումը շպինելային ձևին սկսվում է բավականին մեծ խորությունների վրա - 800 կմ (400 կմ Երկրի վրա)։ Ռելիեֆի բնույթը և այլ նշանները թույլ են տալիս ենթադրել աստենոսֆերայի առկայությունը, որը բաղկացած է մասնակիորեն հալած նյութի տարածքներից։ Մարսի որոշ շրջանների համար կազմված է մանրամասն երկրաբանական քարտեզ։

Համաձայն ուղեծրից դիտարկուների և մարսյան երկնաքարերի վերլուծության Մարսի մակերևույթը հիմնականում բաղկացած է բազալտից։ Հիմքեր կան ենթադրելու, որ Մարսի մակերևույթի մի մասում մակերևույթը ավելի շատ է պարունակում կվարցեր, քան հասարակ բազալտը և կարող է լինել նման Երկրի վրայի անդեզիտային քարերին։ Սակայն այս նույն դիտարկուները նաև խոսում են կվարցային ապակու առկայության մասին։ Ավելի խորը ընկած ապարների զգալի մասը կազմված է երկաթի օքսիդի հատիկավոր փոշուց։

Մարսի երկրաբանական պատմությունը կազմված է հետևյալ երեք հիմնական դարաշրջաններից՝

Նոաչինյան դարաշրջան (անվանվել է "Նոաչինյան երկրի" անվանումից, Մարսի շրջան է)՝ Մարսի առավել հին, մինչև մեր օրերը պահպանված մակերևույթի մասի ձևավորումը։ Շարունակվել է 4,5-3,5 միլիարդ տարի առաջ։ Այս դարաշրջանի ընթացքում մակերևույթը ծածկվել է բազմաթիվ հարվածային խառնարաններով։ Հավանաբար Փարսիդայի հարթավայրը առաջացել է հենց այս ժամանակահատվածում, և հետագայում ինտենսիվորեն ենթարկվել է հոսող ջրի ազդեցության։

Հեսպերիական դարաշրջան (անվանվել է "Հեսպերիական հարթավայր" անվանումից, Մարսի շրջան է)՝ սկսվել է 3,5 միլիարդ տարի առաջ և ավարտվել 2,9-3,3 միլիարդ տարի առաջ։ Այս դարաշրջանի ընթացքում Մարսի մակերևույթին առաջացել են հսկայական լավային դաշտեր։

Ամազոնիական դարաշրջան (անվանվել է "Ամազոնիական հարթավայր" անվանումից, Մարսի շրջան է)՝ շարունակվել է 2,9-3,3 միլիարդ տարի մեր ժամանակներից առաջ։ Շրջանները, որոնք առաջացել են այս դարաշրջանում, ունեն շատ քիչ երկնաքարային խառնարաններ, սակայն մնացած բոլոր առանձնահատկություններով նրանք ամբողջովին տարբերվում են իրարից։ Օլիմպոս լեռը ձևավորվել է այս ժամանակաշրջանում, նույն ժամանակ Մարսի այլ տարածքներում զարգանում էին լավային հոսքերը։

Մարսի մոտ հայտնաբերվել է թույլ մագնիսական դաշտ ։

Համաձայն Մարս-2 և Մարս-3 կայանների վրա տեղադրված մագնիտոմետրների ցուցմունքների, մագնիսական դաշտի լարվածությունը հասարակածի վրա կազմում է մոտ 60 գամմա, բևեռում 120 գամմա, որը մոտ 500 անգամ թույլ է քան Երկրի վրա։ Մարս-5 կայանի տվյալներով, մագնիսական դաշտի լարվածությունը հասարակածում կազմում էր 64 գամմա, իսկ մագնիսական մոմոնտը 2,4·10 ²² էրստեդ·սմ ² ։

Մարսի մագնիսական դաշտը չափազանց անկայուն է, մոլորակի տարբեր մասերում նրա լարվածությունը կարող է տարբերվել 1,5-ից 2 անգամ, իսկ մագնիսական բևեռները չեն համընկնում ֆիզիկականների հետ։ Դա խոսում է այն մասին, որ Մարսի երկաթյա միջուկը գտնվում է համեմատական անշարժ վիճակում մոլորակի կեղևի համեմատ, այսինքն մոլորակային դինամոյի մեխանիզմը, որը պատասխանատու է Երկրի մագնիսական դաշտի համար, Մարսի վրա չի աշխատում։ Չնայած այն հանգամանքին, որ Մարսը չունի հաստատուն միասնական մագնիսական դաշտ, դիտարկումները ցույց են տվել, որ մոլորակային կեղևի մասերը մագնիսացված են, և որ անցյալում տեղի են ունեցել մագնիսական բևեռների փոփոխություն։ Տվյալ մասերի մագնիսացվածությունը պարզվեց, որ նման է շերտային մագնիսական անոմալիաներին երկրագնդի համաշխարհային օվկիանոսում։

Համաձայն վարկածներից մեկի, որը հրատարակվել է 1999 թվականին և վերստուգվել է 2005 թվականին ( Մարս Գլոբալ Սրվեյեր կայանի միջոցով), այս շերտերը ցույց են տալիս հարթակների տեկտոնիկան 4 միլիարդ տարի այն բանից առաջ, երբ մոլորակի դինամո-մեքենան դադարեցրեց իր աշխատանքը, որը և պատճառ հանդիսացավ մագնիական դաշտի կտրուկ թուլացման։ Այսպիսի կտրուկ թուլացման պատճառները պարզ չեն։ Գոյություն ունի վարկած, ըստ որի 4 միլիարդ տարի առաջ դինամո-մեքենայի գործունեությունը պայմանավորված էր աստերոիդի առկայությամբ, որը պտտվում էր 50-75 հազար կիլոմետր հեռավորության վրա Մարսի շուրջ և առաջացնում էր նրա միջուկի անկայունությունը։ Հետագայում այս աստերոիդը իջավ մինչև Ռոշի սահմանը և ոչնչացավ։ Այնուհանդերձ, այս բացատրությունը պարունակում է անհասկանալի պահեր և վիճարկվում է գիտական հանրության կողմից։

Մարսի բնական արբանյակներ են հանդիսանում Ֆոբոսը և Դեյմոսը։ Նրանք երկուսն էլ հայտնաբերվել են ամերիկացի աստղագետ Ասաֆ Հոլլի կողմից 1877 թվականին։ Ֆոբոսը և Դեյմոսը ունեն անկանոն ձև և չափազանց փոքր չափեր։ Վարկածներից մեկի համաձայն, նրանք կարող են լինել Մարսի ձգողական դաշտի կողմից գրավված աստերոիդներ, ինչպես օրինակ (5261) Էվրիկան Տրոյացի աստերոիդներից ։ Արբանյակները անվանվել են Արես (այսինքն Մարս) աստծո ուղեկցող կերպարների պատվին՝ Ֆոբոսի և Դեյմոսի, որոնք մարմնավորում էին ահն ու սարսափը, որոնք օգնում էին պատերազմի աստծոն կռիվներում։

Երկու արբանյակն էլ ունեն եռա-առանցք էլիպսոիդին նմանվող ձև, Ֆոբոսը (26,6 × 22,2 × 18,6 կմ) մի փոքր ավելի մեծ է Դեյմոսից (15 × 12,2 × 10,4 կմ)։ Դեյմոսի մակերևույթը ավելի հարթ է երևում այն բանի հաշվին, որ խառնարանների մեծամասնությունը ծածկված է մանր հատիկավոր նյութով։ Ամենայն հավանականությամբ, Ֆոբոսի դեպքում, որը ավելի մոտ է պտտվում Մարսին այս նյութերը արտամղվելուց հետո երկնաքարերի հետ բախումներից հետո, կամ վերադառնում էին արբանյակի վրա հասցնելով կրկնակի հարվածներ, կամ ընկնում էին Մարսի վրա, այն դեպքում երբ Դեյմոսի դեպքում նրանք երկար ժամանակ մնալով արբանյակի ուղեծրում աստիճանաբար նստում էին նրա վրա, ծածկելով անհարթությունները։

Ուրիշների դիտարկումները և հայտնի մարդկանց այս թեմայով արտահայտությունները սկիզբ դրեցին այսպես կոչված "Մարսյան տենդին" (" Mars Fever")։ 1899 թվականին, մթնոլորտային ռադիոաղմուկի իր ուսումնասիրությունների ժամանակ Նիկոլա Տեսլան, օգտագործելով Կոլորադոյի աստղադիտարանի ընդունիչները, ստացավ կրկնվող ազդանշան։ Հետագայում նա առաջ քաշեց կարծիք, որ դա կարող է լինել ազդանշան այլ մոլորակներից, օրինակ՝ Մարսից։ 1901 թվականին հարցազրույցի ժամանակ Տեսլան ասաց, որ նա կարծում է որ ռադիոաղմուկը կարող է ունենալ արհեստական ծագում։ Չնայած այն հանգամանքին, որ նա չէր կարողանում վերծանել դրանց իմաստը, նրան անհնարին էր թվում, որ այդ ազդանշանները կարող էին ծագել պատահական ձևով։ Նրա կարծիքով դա մեկ մոլորակի ողջույնն էր մյուսին։

Տեսլայի վարկածը ստացավ հայտնի բրիտանացի ֆիզիկոս Ուիլիամ Թոմսոնի կրքոտ օժանդակությունը, ով, այցելելով ԱՄՆ 1902 թվականին, ասաց, որ իր կարծիքով Տեսլան ստացել է մարսեցիների ազդանշանը, որը ուղարկվել էր ԱՄՆ։ Սակայն, հետագայում Ուիլիամ Թոմսոնը կտրականապես հերքում էր, իր կողմից այդպիսի արտահայտության անելու փաստը՝ "Իրականում ես ասել եմ, որ Մարսի բնակիչները, եթե նրանք գոյություն ունեն, անկասկած կարող են տեսնել Նյու Յորքը, մասնավորապես նրա էլեկտրական լույսերը"։

Այսօր, կյանքի զարգացման և պահպանման անհրաժեշտ պայման է համարվում մոլորակի վրա հեղուկ ջրի առկայությունը նրա մակերևույթի վրա։ Ինչպես նաև գոյություն ունի նաև պայման, որ մոլորակի ուղեծիրը գտնվի այսպես կոչված Բնակելի գոտում, որը Արեգակնային համակարգում սկսվում է Վեներայից այն կողմ և սահմանափակվում է Մարսի մեծ կիսաառանցքով։ Պերիհելիի ժամանակ Մարսը գտնվում է այս գոտու մեջ, սակայն ցածր մթնոլորտային ճնշումը խոչընդոտում է հեղուկ ջրի առաջացմանը զգալի տարածության վրա բավականին երկար ժամանակի ընթացքում։ Վերջին տվյալները վկայում են այն մասին, որ Մարսի մակերևույթի վրա գոյացած ցանկացած ջուրը չափազանց աղի է կամ թթվային երկրանման կյանքի պահպանման համար։

Փաստերը խոսում են այն մասին, որ մոլորակը զգալիորեն ավելի հարմարեցված էր կյանքի գոյության համար անցյալում քան այսօր։ Սակայն այս պահի դրությամբ Մարսի վրա կենդանի օրգանիզմների մնացորդներ հայտնաբերված չեն։ Ամերիկյան "Վիկինգ" ծրագրով, որը իրականացվել է 1970-ական թվականներին, կատարվել են մի ջարք փորձեր որպեսզի ի հայտ բերվեն միկրոօրգանիզմներ Մարսի հողի մեջ։ Այս փորձերը տվեցին դրական արդյունքներ, օրինակ, հողի մասնիկների տեղադրման դեպքում ջրի և սնող միջավայրի մեջ նկատվում էր CO ₂ գազի անջատման ժամանակավոր ավելացում։ Սակայն այս կյանքի գոյության վկայությունը հետագայում վիճարկվեց "Վիկինգների" գիտնականների թիմի կողմից։ "Վիկինգներից" ստացված տվյալների վերագնահատումից հետո, էքստրեմոֆիլների մասին ժամանակակից գիտելիքների լույսի ներքո, պարզվեց, որ կատարված փորձերը ոչ բավարար ճշգրիտ էին, որպեսզի հայտնաբերվեին այդ տեսակի օրգանիզմներ։ Ավելին, այս փորձերը կարող էին նույնիսկ հանգեցնել այդ օրգանիզմների մահվան, նույնիսկ եթե նրանք իականում եղել էին նմուշներում։ "Ֆենիքս" ծրագրով կատարված փորձերը ցույց տվեցին, որ Մարսի հողը ունի չափազանց հիմնային pH ֆակտոր և պարունակում է մագնիում, նատրիում, կալիում և քլորիդներ։ Հողի մեջ սնող նյութեր կան, սակայն կենդանի օրգանիզմները նույնպես պետք է ունենան պաշտպանություն ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումից։

Երկրից դիտարկումների և "Մարս Էքսպրես" տիեզերական սարքի տվյալների համաձայն Մարսի մթնոլորտում հայտնաբերվել է մեթան։ Մարսի պայմաններում այս գազը բավականին արագ քայքայվում է, հետևաբար պետք է գոյություն ունենա նրա գոյացման մշտական աղբյուր։ Այսպիսի աղբյուր կարող է լինել կամ երկրաբանական ակտիվությունը (սակայն գործող հրաբուխներ Մարսի վրա չեն հայտնաբերվել), կամ բակտերիաների կենսագործունեությունը։

Արևածագի և մայրամուտի ժամանակ մարսյան երկինքը զենիթում ունի կարմրա-վարդագույն գույն, իսկ Արեգակի սկավառակի անմիջական մոտակայքում այն ունի երկնագույնից մինչև մանուշակագույն գույն, ինչը ամբողջովին հակադարձ է երկնային պատկերներին։

Կեսօրին Մարսի երկինքը դեղնա-նարնջագույն է։ Այսպիսի տարբերությունների պատճառը հանդիսանում է նոսր և բարակ մթնոլորտը, ինչպես նաև Մարսի մթնոլորտում առկա փոշին։ Մարսի վրա ճառագայթների ռելեյան ցրումը (որով պայմանավորված է Երկրագնդի երկնքի երկնագույն գույնը) չնչին դեր է խաղում։ Ենթադրաբար, դեղնա-նարնջագույն երանգը պայմանավորված է մշտապես Մարսի մթնոլորտում առկա, ինչպես նաև սեզոնային հողմերի միջոցով բարձրացող փոշու մասնիկներում պարունակող 1 % մագնետիտով։ Մթնշաղը Մարսի վրա սկսվում է Արեգակի ծագումից բավականին շատ ժամանակ առաջ և շարունակվում է բավականին երկար մայրամուտից հետո։ Երբեմն Մարսի երկինքը ստանում է մանուշակագույն երանգ, ինչը տեղի է ունենում մթնոլորտում առկա ջրային սառույցի միկրոմասնիկների ամպերի միջով լույսի ցրման հետևանքով (սա բավականին հազվագյուտ երևույթ է)։

Արեգակի անկյունային չափը, Մարսից դիտարկման ժամանակ, ավելի փոքր է Երկրից տեսանելի չափից և կազմում է նրա 2/3-ը։ Մերկուրին Մարսից գործնականորեն անհնար կլինի դիտել անզեն աչքով, նրա Արեգակին չափազանց մոտ լինելու պատճառով։ Ամենապայծառը Մարսի մթնոլորտում փայլում է Վեներա, երկրորդը հանդիսանում է Յուպիտերը (նրա չորս ամենամեծ արբանյակները կարելի է դիտել առանց աստղադիտակի), երրորդը՝ Երկիրն է։

Երկիրը Մարսի հանդեպ հանդիսանում է ներքին մոլորակ, ինչպես և Վեներան Երկրի համար։ Հետևաբար, Մարսից Երիրը դիտվում է որպես առավոտյան կամ երեկոյան աստղ, որը ծագում է կամ արևածագից առաջ, կամ երևում է մայրամուտից հետո։

Երկրի առավելագույն էլոնգացիան Մարսի երկնքում կազմում է 38 աստիճան։ Անզեն աչքի համար Երկիրը կերևա որպես պայծառ (առավելագույն աստղային մեծությունը մոտ −2,5) կանաչավուն աստղ, որի կողքին հեշտությամբ կարելի է նկատել դեղնավուն և ավելի թույլ (մոտ 0,9) աստղիկ՝ Լուսինը։ Աստղադիտակով երկու մարմիններն էլ կունենան միևնույն ֆազային պարբերությունը։ Լուսնի պտույտը Երկրի շուրջը Մարսի վրայից կերևա հետևյալ կերպ՝ Լուսնի և Երկրի առավելագույն հեռացվածության դեպքում անզեն աչքը հեշտությամբ կարող է դիտել նրանց, մեկ շաբաթ անց Երկրի և Լուսնի "աստղիկները" կմիանան իրար և կդառնան մեկ անբաժան աստղ, ևս մեկ շաբաթ անց Լուսինը նորից կերևա առավելագույն հեռավորության վրա Երկրից սակայն մյուս կողմում։ Կարելի է նաև դիտարկել Լուսնի անցումը Երկրի սկավառակի վրայով, կամ հակառակը ասյինքն՝ Լուսնի խավարումը։ Երկրի և Լուսնի իրարից առավելագույն հեռավորությունը Մարսի երկնքում զգալիորեն կփոփոխվի կախված Երկրի և Մարսի իրար նկատմամբ դիրքի և հեռավորության։ Ամենամոտ դիրքում այն կարող է լինել մոտ 17 կորի րոպե, իսկ առավելագույն հեռավորության ժամանակ 3,5 կորի րոպե։ Երկիրը, ինչպես և մյուս մոլորակները կդիտարկվեն Կենդանակերպի համաստեղություների հարթության մեջ։ Աստղագետները կարող են դիտարկել նաև Երկրի անցումը Արեգակի սկավառակով, մոտակա այսպիսի անցումը տեղի կունենա 2084 թվականի նոյեմբերի 10-ին։

Ֆոբոսը Մարսից դիտելիս երևում է մոտ 1/3 Լուսնի չափ, ինչպիսին այն երևում է Երկրից, Ֆոբոսի աստղային մեծությունը մոտ −9 է (մոտավորապես ինչպես Լուսինը իր առաջին ֆազայում)։ Ֆոբոսը ծագում է արևմուտքում և մայր է մտնում արևելքում, հաջորդ անգամ ծագում է 11 ժամ անց, այսպիսով այն օրվա ընթացքում երկու անգամ անցնում է Մարսի երկնքով։ Այս արագ լուսնի շարժումը երկնքով հեշտությամբ կարելի է նկատել նաև գիշերը, ինչպես նաև նրա ֆազաների փոփոխումը։ Անզեն աչքով կարելի է նաև նկատել Ֆոբոսի վրայի ամենամեծ խառնարանը՝ Ստիկնին։ Դեյմոսը ծագում է արևելքում և մայր է մտնում արևմուտքում, երևում է որպես պայծառ աստղ, առանց նկատելի սկավառակի, երևում է −5 աստղային մեծությամբ (մի փոքր ավելի պայծառ քան Վեներան երկրային երկնքում), այն դանդաղորեն անցնում է Մարսի երկնքով 2,7 մարսյան օրվա ընթացքում։ Երկու արբանյակները կարող են դիտարկվել գիշերային երկնքում միաժամանակ, այդ դեպքում Ֆոբոսը կշարժվի Դեյմոսին ընդառաջ։

Ֆոբոսի և Դեյմոսի պայծառությունը գիշերով բավարար է, որպեսզի Մարսի մակերևույթին գտնվող իրերը ունենան լավ երևացող ստվերներ։ Երկու արբանյակն էլ ունեն համեմատաբար փոքր ուղեծրի թեքում Մարսի հասարակածի նկատմամբ, որը բացառում է նրանց դիտարկումները ավելի բարձր լայնություններում, այսպես Ֆոբոսը երբեք չի ծագում հորիզոնի նկատմամբ ավելի հյուսիս քան 70,4° հյ. լայն. կամ ավելի հարավ քան 70,4° հր. լայն., Դեյմոսի համար այս արժեքներն են՝ 82,7° հյ. լայն. և 82,7° հր. լայն.։ Մարսի վրա կարելի է դիտարկել Ֆոբոսի և Դեյմոսի խավարում նրանց Մարսի շողքի մեջ մտնելու պահին, ինչպես նաև Արեգակի խավարում, որը կարող է լինել միայն օղակաձև, Ֆոբոսի փոքր անկյունային չափի պատճառով։

Մարսի երկնոլորտի հյուսիսային բևեռը, մոլորակի առանցքի թեքման պատճառով, գտնվում է Կարապի համաստեղությունում (հասարակածային կոորդինատներ՝ ուղիղ ծագում , թեքումը +52° 53.0′ և չի նշված պայծառ աստղով։ Բևեռին ամենամոտ աստղն է վեցերորդ մեծության թույլ աստղ BD +52 2880 (նրա այլ նշանակումներն են՝ HR 8106, HD 201834, SAO 33185)։ Հարավային բեևեռը (կոորդինատները՝ և −52° 53,0′) գտնվում է մի զույգ աստիճանով հեռու Առագաստի կապա (տեսանելի աստղային մեծությունը՝ 2,5), այն սկզբունքորեն կարելի է համարել Մարսի Հարավային բևեռային աստղ։

Մարսի հետազոտությունները սկսել են վաղուց, 3,5 հազար տարի առաջ, Հին Եգիպտոսում։ Առաջին մանրամասն գրառումները Մարսի տեղադրության մասին գրանցվել են բաբելոնյան աստղագետների կողմից, որոնք ստեղծել են մի շարք մաթեմատիկական մեթոդներ մոլորակի տեղադրության կանխագուշակման համար։ Եգիպտացիների և բաբելոնացիների տվյալներից օգտվելով, հին հունական փիլիսոփաները և աստղագետները ստեղծեցին մանրամասն գեոկենտրոն մոդել մոլորակների շարժումը բացատրելու համար։ Մի քանի դար անց հնդկական և իսլամական աստղագետները գնահատեցին Մարսի չափերը և նրա հեռավորությունը Երկրից։ XVI դարում Նիկոլայ Կոպեռնիկոսը առաջարկեց հելիոկենտրոն մոդելը բացատրելու համար Արեգակնային համակարգը շրջանաձև մոլորակային ուղեծրերով։ Նրա տվյալները վերանայվեցին Յոհան Կեպլերի կողմից, ով և հաշվարկեց Մարսի ճշգրիտ էլիպտիկ ուղեծիրը, որը համընկնում էր դիտարկվողի հետ։

1659 Ֆրանչեսկո Ֆոնտանան, դիտարկելով Մարսը աստղադիտակով, կատարեց մոլորակի առաջին գծանկարը։ Նա պատկերեց սև կետ պարզ արտահայտված շրջանի մեջ։

1660 թվականին սև կետին ավելացան երկու բևեռային գլխարկները, որոնք ավելացրեց Ջովանի Կասսինին ։

Մարսի աստղադիտակներով դիտարկումների ծաղկունքը սկսվեց XIX դարի վերջից մինչև XX դարի կեսը։ Մեծ մասամբ այն պայմանավորված էր Մարսի ջրանցքների շուրջ հասարակական հետաքրքրությամբ և հայտնի գիտական վեճերով։ Այս ժամանակահատվածում դիտարկումներ կատարող աստղագետներիցառավել հայտնի էին՝ Ջովանի Սկիապարելլին, Պարսիվալ Լոուելը, Վեստո Սպայֆերը, Էժեն Անտոնիադին, Էդվարդ Բերնարդը, Ռենե Ժարի-Դելոժը, Լինդսեյ Էդդին, Գավրիիլ Տիխովը, Ժերար դե Վոկուլերը ։ Հենց իրենք են դրել Մարսի քարտեզագրության հիմքերը և կազմել են առաջին մանրամասն քարտեզները, չնայած դեպի Մարս կատարված ավտոմատ սարքերի տիեզերական թռիչքներից հետո պարզվեց, որ դրանք բոլորը սխալ էին։

Մարս-1 - 1962 թվական։ Առաջին անգամ ստացվել և վելուծվել են տեղեկություններ Մարսի և Երկրի միջև ընկած տիեզերական տարածության ֆիզիկական առանձնահատկությունների մասին։ 1963 թվականի մարտի 21-ին սարքի հետ ռադիոկապը ընդհատվել է։ Այդ պահին "Մարս-1"-ը գտնվում էր 108 միլիոն կիլոմետր հեռավորության վրա Երկրից[95]։

Մարս-3 - Արձակվել է 1971 թվականի մայիսի 28-ին։ 1971 թվականի դեկտեմբերի 2-ին տեղի ունեցավ տիեզերագնացության պատմության մեջ առաջին փափուկ վայրէջքը Մարսի մակերևույթին, որից 14,5 վայրկյան անց իջեցվող սարքի հետ կապը ընդհատվեց (Ռոսկոսմոսի տվյալներով՝ 20 վայրկյան անց)[95]։ Այնուամենայնիվ, "Մարս-3" ԱՄԿ ուղեծրային կայանը շարունակեց Մարսի հետազոտությունները ուղեծրից, ընդհուպ մինչև հավասարակշռման և կողմնորոշման համակարգում ազոտի պաշարի ավարտը 1972 թվականի օգոստոսի 23-ին։

Մարսի ուղեծրում են գտնվում երեք ակտիվորեն աշխատող ԱՄԿ-ներ ՝

Մարսի մակերևույթի վրա աշխատում են երկու մարսագնացներ ՝

"ՄԱՎԵՆ"՝ ՆԱՍԱ-ի միջմոլորակային կայան, որը նախատեսվում է արձակել 2013 թվականին, Մարսի մթնոլորտի հետազոտության համար[96].

Mars Science Orbiter, արձակումը 2016 թվականի հունվարին։

2018 թվականին Մարսի վրա պետք է իջեցվի եվրոպական շարժական լաբորատորիան, որը կզբաղվի Մարսի լեռնային ապարների հորատումով և վերլուծությամբ[97]։

Իսպանիայի հարավում Ռիո-Տինտո նահանգում, "կարմիր բլուրներում", որոնք բաղկացած են յարոզիտից, տեղի են ունենում եվրոպական մարսագնացների (Eurobot) և սկաֆանդրների (AoudaX) փորձարկումները[98]։

Երկրի բնական պայմաններին համեմատաբար մոտ լինելը հեշտացնում է այս խնդիրը։ Մասնավորապես, Երկրի վրա կան վայրեր, որտեղ պայմանները նման են մարսյան պայմաններին։ Ծայրահեղ ցածր ջերմաստիճանները Արկտիկայում և Անտարկտիկայում համեմատելի են նույնիսկ ամենացածր ջերմաստիճանների հետ Մարսի վրա, իսկ Մարսի հասարակածի վրա ամառային ամիսներին լինում է նույնիսկ բավականին տաք ( 130 °C), ինչպես և Երկրի վրա։ Երկրի վրա կան նաև անապատներ, որոնք տեսքից նման են մարսյան լանդշաֆտին։

Սակայն Երկրի և Մարսի միջև կան նշանակալի տարբերությւոններ։ Հատկապես, Մարսի մագնիսական դաշտը երկրայինից թուլ է 800 անգամ, և նոսր մթնոլորտի (հարյուրավոր անգամներ երկրայինի հետ համեմատ) հետ միասին դա ավելացնում է մոլորակի մակերևույթին հասնող իոնացնող ճառագայթման քանակը։ "Մարս Օդիսեյ" ամերիկյան սարքի միջոցով կատարված չափումները ցույց են տվել, որ, Մարսի ուղեծրում ռադիացիոն ֆոնը 2,2 անգամ գերազանցում է Միջազգային տիեզերական կայանում գրանցված ֆոնին։ Միջին դոզան կազմում է մոտ 220 միլիռադ օրը (2,2 միլիգրեյ օրը կամ 0,8 գրեյ տարին)։ Այսպիսի պայմաններում երեք տարի մնալու ընթացքում ստացված ճառագայթման քանակը մոտենում է տիեզերագնացների համար նախատեսված անվտանգության սահմանին։ Մարսի մակերևույթին ռադիացիոն ֆոնը մի փոքր ցածր է և կազմում է 0,2-0,3 գրեյ/տարի, և զգալիորեն փոփոխվում է տեղանքից, բարձրությունից և տեղային մագնիսական դաշտերից կախված։

Մարսի վրա տարածված միներալների քիմիական կազմությունը ավելի բազմազան է, քան այլ Երկրին մոտ գտնվող երկնային մարմինների մոտ։ 4Frontiers կորպորացիայի գնահատմամբ, դրանք բավական են, որպեսզի հոգան ոչ միայն Մարսի վրա ստեղծված բնակավայրերի կարիքները, այլ նաև ապահովեն Լուսնի, Երկրի և աստերոիդների գոտու մատակարարում։

Երկրից Մարս թռիչքի երկարությունը (այսօրվա տեխնոլոգիաներով) կազմում է 259 օր կիսաէլիպսի հետագծով և 70 օր պարաբոլով։ Հնարավոր գաղութների հետ կապը կարող է ապահովվել ռադիոյով, որն ունի 3-4 րոպե ուշացում ամեն ուղղությամբ, երբ մոլորակները առավելագույն մերձեցում ունեն (կրկնվում է ամեն 780 օրը) և մոտ 20 րոպե մոլորակների առավելագույն հեռացման դեպքում։

Մինչը այս պահը, ոչ մի գործնական քայլեր Մարսի բնակեցման համար չեն կատարվել, սակայն նախագծման փուլում են գտնվում մի քանի գաղափարներ, օրինակ՝ Հարյուրամյա տիեզերանավ ծրագիրը, մոլորակի մակերևույթի համար Դիփ Սփեյս Հաբիթաթ բնակելի մոդուլի նախագծում, և այլն։

Մարսի անսովոր կարմիր գույնը միշտ դրդել է նրա մասին գրելու ֆանտաստիկ ստեղծագործություններ։ Դրան նպաստում էին նաև XIX դարի գիտնականների ծավալած քննարկումները այնտեղ բանական կամ ընդհանրապես կյանքի գոյության մասին։ Այդ ժամանակներում ստեղծվեցին այնպիսի ստեղծագործություններ, ինչպես, օրինակ՝ Հերբերտ Ուելսի հանրաճանաչ "Աշխարհների պատերազմը", որտեղ մարսեցիները փորձում էին լքելով իրենց մեռնող մոլորակը գրավել Երկիրը։ Հետագայում ԱՄՆ-ում այս ստեղծագործության ռադիո-բեմադրությունը ներկայացվել էր որպես նորությունների հաղորդում, որն էլ ծնեց համընդհանուր պանիկա, երբ ռադիո-լսողներից շատերը ընդունեցին այս "հաղորդումը" որպես իրականություն։ 1966 թվականին Արկադի և Բորիս Ստրուգացկիները գրեցին այս ստեղծագործության երգիծական "շարունակությունը" "Մարսեցիների երկրորդ հարձակումը" անվանումով։

Մարսի մասին նշանակալի ստեղծագործությունների շարքում պետք է նշել Ռեյ Բրեդբերիի "Մարսի տարեգրությունները" պատմվածքների շարքը, որում մարդիկ հետազոտում են կործանված մարսյան հինավուրց քաղաքակրթությունը։ 1917-1964 թվականներին լույս տեսան տասնմեկ գրքեր Բարսումի մասին, այսպես էին կոչում Մարս մոլորակը Էդգար Բերոուզի ստեղծագործություններում։ Այս ստեղծագործություններում Մարսը ներկայացված է որպես մահացող, և նրա բնակչությունը գտնվում է անընդհատ պատերազմի մեջ բոլորը բոլորի հետ օգտակար հանածոների համար։

Հետաքրքիր է, որ Ջոնաթան Սվիֆթը հիշատակել է Մարսի երկու արբանյակների մասին 150 տարի նրանց իրական հայտնաբերումից առաջ, իր "Գուլիվերի ճանապարհորդությունը" գրքի 19-րդ մասում։

Աստղաբաշխության մեջ Մարսը հանդիսանում է կենդանակերպի Խոյ նշանի ղեկավարող մոլորակը։ Ինչպես նաև, Պլուտոնի հայտնաբերումից առաջ, համարվում էր, որ Մարսը ղեկավարում է նաև Կարիճին ։ Մարսը նույնացվում է այնպիսի որակների հետ, ինչպիսին են ինքնահաստատումը, ագրեսիան, սեռականությունը, եռանդունությունը և իմպուլսիվությունը։ Մարսը աստղաբաշխների կարծիքով ղեկավարում է սպորտը, մրցումները և ֆիզիկական ակտիվությունը ընդհանուր առմամբ։ Բժշկական աստղաբաշխության մեջ Մարսը պատասխանատու է սեռական օրգանների առողջության համար։

Հռոմեական դիցաբանության մեջ Մարսն ի սկզբանե համարվում էր բերրիության աստվածը, համարվում էր, որ նա կարող է բերքի կամ անասունների կորուստը ուղարկել, կամ էլ դրանցից պաշտպանել։ Նրա պատվին անվանել են հռոմեական տարվա առաջին ամիսը, երբ կատարվում էր ձմեռվա վերջի ծիսակատարությունը։ Հետագայում Մարսը նմանակվեց հունական Արեսին և սկսեց նույնպես նույնացվել պատերազմի աստվածի հետ, ինչպես նաև սկսեց պատկերավորել Մարս մոլորակը։ Մարսի սրբազան կենդանիներն էին համարվում գայլն ու փայտփորիկը։ Բազմաթիվ ռոմանական լեզուներում Մարսի պատվին է անվանվել շաբաթվա երեքշաբթի օրը (ռումիներեն՝ "marţi", իսպաներեն՝ "martes", ֆրանսերեն "mardi" և իտալերեն՝ "martedì")։

Բաբելոնում այս մոլորակը կոչվում էր Ներգալ և հանդիսանում էր գլխավոր աստվածներից մեկը, աղոտքի ժամանակ դեպի մոլորակն էին պարզում ձեռքերը։ Հուդայական դիցաբանության մեջ Մարսի հետ է նույնացվում Գափիել հրեշտակը ։

Մարսի քարտեզները

Այլ օգտակար տեղեկություններ և լուսանկարներ

# data[].attributes.attachment_link.title
Մարս (մոլորակ) - Վիքիպեդիա՝ ազատ հանրագիտարան

# data[].attributes.attachment_link.description
Մարս (Հրատ) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է թ.

# data[].attributes.attachment_link.title
Նեպտուն - Վիքիպեդիա՝ ազատ հանրագիտարան

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Նեպտուն (այլ կիրառումներ) Նեպտուն (Neptune) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է 23 սեպտեմբեր 1846 [1] թ. ( Ուրբեն Լե Վերյե Յոհան Գալլե Հենրիխ դ՛Արեստ Ջոն Կուչ Ադամսի կողմից) Հեռավորությունը Արեգակից 4 503 443 661 կմ (30,10366151 ա. մ.)[2] Արբանյակներ 13 Ուղեծրային տվյալներ Պերիհելին 4 452 940 833 կմ (29,76607095 ա.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Ուրան

Ուրան
(Uranus)

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

13 մարտ 1781 թ. ( Ուիլիամ Հերշելի կողմից)

Հեռավորությունը Արեգակից

19,22941195 ա. մ.[1]

Արբանյակներ
27

Ուղեծրային տվյալներ

Պերիհելին

2 748 938 461 կմ (18,37551863 ա. մ.)

Ապոհելին

3 004 419 704 կմ (20,08330526 ա. մ.)

Մեծ կիսաառանցք

2 876 679 082 կմ (19,22941195 ա. մ.)

Էքսցենտրիսիտետ

0,044405586

Սիդերիկ պարբերություն

30 799,095 օր (84,323326 տարի)[2]

Սինոդիկ պարբերություն

369,66 օր[3]

Ուղեծրային արագություն

6,81 կմ/վ[3]

Թեքվածություն

0,772556° (Խավարածրի նկատմամբ)
6,48° (Արեգակի հասարակածի նկատմամբ)

Ծագման անկյան երկայնություն

73,989821°

Պերիկենտրոնի արգումենտ

96,541318°

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Սեղմվածություն

0,02293

Մակերևույթի մակերես

8,1156 × 10 ⁹ կմ²[5][6]

Ծավալ

6,833 × 10 ¹³ կմ³[3][5]

Զանգված

8,6832 × 10 ²⁵ կգ[7]

Հասարակածային պտույտի արագություն

2,59 կմ/վ

Պտույտի պարբերություն

0,71833 օր
17 ժ 14 ր 24 վ

Առանցքի թեքում

97,77°[4]

Ալբեդո

0,300[3]

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

83±3 % - Ջրածին (H ₂)
15±3 % - Հելիում (He)
2,3 % - Մեթան (CH ₄)

Մթնոլորտի ջերմաստիճան

53 Կ[8] (−220 °C)

Ուրան ( լատ.՝ Uranus), Արեգակնային համակարգի Արեգակից հեռավորությամբ յոթերորդ, տրամագծով երրորդ և զանգվածով չորրորդ մոլորակն է։ Հայտնաբերվել է 1781 թվականին անգլիացի աստղագետ Ուիլիամ Հերշելի կողմից, և անվանվել է հունական երկնքի աստված Ուրանի պատվին։

Ուրանը դարձավ առաջին մոլորակը, որը հայտնաբերվել է "Նոր ժամանակներում" և աստղադիտակի միջոցով: Ուրանի հայտնաբերման մասին Ուիլիամ Հերշելը հայտարարեց 1781 թվականի մարտի 13-ին, այսպիսով, առաջին անգամ անտիկ ժամանակներից ի վեր ընդլայնելով մարդկության առաջ Արեգակնային համակարգի սահմանները։ Չնայած այն հանգամանքին, որ երբեմն Ուրանը տեսանելի է անզեն աչքով, ավելի վաղ ժամանակներում դիտարկողները չէին ընդունում այն որպես մոլորակ, նրա խամրածության և ուղեծրով դանդաղ շարժման պատճառով:

Պատկանում է հսկա մոլորակների թվին։ Սակայն, ի տարբերություն Յուպիտերի և Սատուրնի, որոնք կազմված են հիմնականում ջրածնից և հելիումից, Ուրանի և նրա նմանակի, Նեպտունի մթնոլորտում կան տարբեր սառույցների, ինչպես օրինակ՝ ջրային, ամոնիակային կամ մեթանային սառույցներ, ինչպես նաև հիդրոկարբոնատների որոշ հետքեր: Այդ պատճառով մասնագետները այս երկու մոլորակները առանձնացրել են առանձին կատեգորիայի մեջ՝ "Սառցե հսկաներ": Ուրանը ունի Արեգակնային համակարգի մոլորակների միջև ամենասառը մթնոլորտը՝ 49 Կ (−224 °C)։ Ենթադրվում է, որ Ուրանը ունի բարդ շերտավոր ամպերի համակարգ, որտեղ ջուրը կազմում է ներքին շերտերը, իսկ մեթանը վերինը: Ի տարբերություն Յուպիտերի և Սատուրնի, Ուրանի միջուկը կազմված է սառույցներից և լեռնային ապարներից:

Ինչպես և մյուս գազային հսկաները, Որանը ունի օղակների համակարգ և մագնիսոլորտ, բացի այդ այն ունի 27 արբանյակ: Ուրանի ուշագրավ առանձնահատկությունն այն է, որ ի տարբերություն մյուս Արեգակնային համակարգի մոլորակների նրա պտտման առանցքը գտնվում է գրեթե ուղեծրային հարթության մեջ, որի պատճառով էլ, ամառն ու ձմեռը մոլորակի կիսագնդերում տարիներ են տևում (ամռանը Արեգակը մայր չի մտնում, իսկ ձմռանը դուրս չի գալիս): 1986 թվականին "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ից ստացված պատկերների վրա Ուրանը երևում է առանց տեսանելի առանձնահատկությունների, այն չունի ամպերի տեսանելի խմբեր կամ հողմեր ինչպիսիք ունեն այլ հսկա մոլորակները: Քամիների արագությունները Ուրանի վրա կարող են հասնել 250 մետր վայրկյանում (900 կմ/ժ)։

Ուրանը Արեգակի շուրջը պտտվում է շրջանայինին մոտ ուղեծրով՝ Արեգակից 19,8 ա. մ. հեռավորությամբ։ Ուրանի սիդերական պարաբերությունը 84,01 երկրային տարի է, իսկ սինդորականը՝ 369,66 երկրային օր։ Ուղեծրային արագությունը 6,8կմ/վայրկյան, իսկ պարաբոլական արագությունը՝ 22 կմ/վայրկյան։ Խավարածրի հարթությունը ուղեծրային հարթության հետ կազմում է 0,8 աստիճան, իսկ հասարակածի հարթության հետ՝ 98 աստիճան անկյուն։ Ուրանի շառավիղը 25 400 կմ է, զանգվածը 10,4 երկրային զանգված, ծավալը 61 երկրային ծավալ։ Միջին խտությունը՝ 1,24 գրամ/սմ խորանարդ է, սեղմվածությունը՝ 0,07, ուղեծրի էքսցենտրիսիտետը 0,047: Իր առանցքի շուրջը պտտվում է 10,8 ժամ պարբերությամբ՝ ուղեծրային շարժմանը հակառակ ուղղությամբ։

Ուրանի մթնոլորտը կազմված է H ₂-ից, CH ₄-ից He-ից։ Ուրանը ունի հինգ արբանյակ՝ Միրանդա, Արիել, Ումբրիել, Տիտանիա և Օբերոն:

Նշանավոր իրադարձություն դարձավ 1977 թվականին Ուրանի 5 օղակների հայտնաբերումը, որոնք ի տարբերություն Սատուրնի օղակների շատ նեղ են և մութ։ 1978 թվականին հայտնաբերվեց ևս 4 օղակ։ Ուրանի մերձակա օղակների լայնությունը հավանաբար չի անցնում 10կմ-ից, իսկ արտաքին օղակներինը՝ 100կմ-ից։ Ուրանին ամենամոտ գտնվող օղակի հեռավորությունը մոլորակի ամպային ծածկույթի վերին սահմանից մոտ 18000 կմ է, իսկ արտաքին օղակինը՝ 25000կմ։

Մարդիկ դիտարկել են Ուրանը դեռևս մինչև Ուիլիամ Հերշելը, սակայն սովորաբար այն ընդունում էին աստղի տեղ։ Ամենավաղ փաստաթղթավորված վկայությունը այդ մասին համարվում է անգլիացի աստղագետ Ջոն Ֆլեմստեդի գրառումները, նա դիտել էր Ուրանը 1690 թվականին, ամենաքիչը 6 անգամ, և գրանցել էր այն, որպես աստղ համար 34 Ցուլի համաստեղությունում: 1750-ց մինչև 1769 թվականները ֆրանսիացի աստղագետ Պիեր լե Մոնյերը դիտել է Ուրանը 12 անգամ: Ընդհանուր առմամբ, Ուրանը մինչև իր հայտնաբերման 1781 թվականը դիտարկվել է 21 անգամ:

Հայտնաբերման ժամանակ Հերշելը աշխատում էր աստղերի պարալաքսի դիտարկման ծրագրում, օգտագործլով սեփական նախագծման աստղադիտակ, և 1781 թվականի մարտի 13-ին առաջին անգամ տեսավ այդ մոլորակը իր տան այգուց № 19 Նյու Քինգ փողոցի վրա ( Բատ քաղաք, Սոմերսեթ կոմսություն Մեծ Բրիտանիա), սակայն հայտնեց այդ մասին ընդամենը մեկ և կես ամիս անց, ապրիլի 26-ին, ընդ որում, որպես "գիսաստղ":

Մարտի 13-ին նա կատարեց հետևյալ գրառումը իր մատյանում՝

- Մեկ քվարտիլ[20] հեռավորության վրա Ցուլի ζ աստղից... Կամ մշուշոտ աստղ, կամ հնարավոր է, գիսաստղ:

Մարտի 17-ին մատյանում հայտնվում է այլ գրառում:

Դրանից հետո նա ներկայացրեց իր հայտնագործությունը Թագավորական միությանը, շարունակելով պնդել, որ հայտնաբերել է գիսաստղ, սակայն համեմատելով նոր գտնված մարմինը մոլորակների հետ:

Առաջին անգամ ես դիտել եմ այդ գիսաստղը 227 անգամ խոշորացմամբ: Իմ փորձը ցույց է տալիս, որ աստղերի տրամագիծը, ի համեմատ մոլորակների, համաչափորեն չի փոփոխվում, երբ փոխվում է օգտագործվող ոսպնյակի խոշորացման աստիճանը, տալով հնարավորություն ենթադրել, որ դա աստղ չէ, քանի որ համեմատության համար վերցրած աստղերի չափերը չեն փոփոխվել: Ավելին, այն խոշորացման դեպքում, որը գերազանցում էր նրա պայծառությունը, գիսաստղը դառնում էր լղոզված, վատ տարբերվող, մինչդեռ մնացած աստղերը մնում էին պայծառ և հստակ, այնպես ինչպես և ես ենթադրեցի հազարավոր դիտարկումների արդյունքում: Կրկնակի դիտարկումը հաստատեց իմ ենթադրությունները, դա իրականում գիսաստղ էր:

Հերշելը տեղեկացրեց Թագավորական միությանը և ապրիլի 23-ին ստացավ թագավորական աստղագետ Նևիլ Մասկելայնի պատասխանը, որում ասվում էր՝

Այն ժամանակ, երբ Հերշելը դեռ շարունակում էր զգուշորեն բնութագրել գտնված մարմինը որպես գիսաստղ, ուրիշ աստղագետները սկսեցին կասկածել, որ դա ինչ-որ այլ մարմին է։ Բեռլինյան աստղագետ Յոհան Բոդեն նկարագրեց Հերշելի հայտնաբերած մարմինը որպես, "շարժվող աստղ, կարող է համարվել մոլորակի նմանակ, որը շարժվում է շրջանաձև Սատուրնի ուղեծրից դուրս", և արեց հետևություն, որ այս ուղեծիրը ավելի նման է մոլորակի ուղեծրին, քան գիսաստղի։ Շուտով դարձավ ակնհայտ, որ մարմինը իրականում հանդիսանում է մոլորակ։ 1783 թվականին Հերշելը ինքը տեղեկացրեց այս փաստի ճանաչման մասին Թագավորական միության նախագահ Ջոզեֆ Բենքսին ՝

Եվրոպայի առավել ականավոր աստղագետների դիտարկումները ապացուցեցին, որ գիսաստղը, որը ես պատիվ ունեի նշելու 1781 թվականի մարտին, հանդիսանում է մեր Արեգակնային համակարգի մոլորակ:

Իր ներդրումների համար Հերշելը պարգևատրվեց Գեորգ III-ի կողմից 200 ֆունտ ցմահ թոշակով, այն պայմանով, որ նա կմեկնի ապրելու Վինձոր, որպեսզի թագավորական ընտանիքը հնարավորություն ունենա դիտել նրա աստղադիտակներով.

Նևիլ Մասկելայնը Հերշելին գրել է նամակ, որում խնդրել է նրան անվանում տալ մոլորակին, որի հայտնաբերումը ամբողջությամբ այս աստղագետի շնորքն էր: Ի պատասխան Հերշելը առաջարկել է անվանել մոլորակը "Georgium Sidus" (լատիներենից՝ "Գեորգի աստղ"), կամ Գեորգի մոլորակ ի պատիվ Գեորգ III-ին: Իր որոշումը նա բացատրել է իր նամակում Ջոզեֆ Բենքսին՝

Հիանալի անցյալում մոլորակներին տվել են Մերկուրիի, Վեներայի, Մարսի, Յուպիտերի և Սատուրնի անուններ, ի պատիվ դիցական հերոսների և աստվածների: Մեր կրթված փիլիսոփայական ժամանակներում տարօրինակ կլիներ վերադառնալ այդ ավանդույթին և անվանել հայտնաբերված մարմինը Ջունո, Պալաս, Ապոլոն կամ Միներվա: Ցանկացած իրադարձության կամ ուշագրավ դեպքի մասին քննարկելիս մենք առաջին հերթին ուշադրություն ենք դարձնում թե երբ է այն տեղի ունեցել: Եթե ապագայում ինչ-որ մեկը կուզենար իմանալ, թե երբ է հայտնաբերվել այդ մոլորակը, ապա ամենալավ պատասխանը այդ հարցին կարող է լինել՝ "Գեորգ III-ի գահակալման ժամանակ":

Ֆրանսիացի աստղագետ Ժոզեֆ Լալանդը առաջարկեց անվանել մոլորակը նրա հայտնաբերողի անունով՝ "Հերշել": Առաջարկվում էին նաև այլ անվանումներ՝ օրինակ Կիբելա, Դիցաբանությունում Սատուրն աստծո կնոջ անունով: Գերմանացի աստղագետ Յոհան Բոդեն առաջինը առաջարկեց անվանել մոլորակը Ուրան, հին հունական դիցաբանության երկնքի աստծո պատվին։ Նա այս առաջարկությունը հիմնավորեց նրանով, որ "քանի որ Սատուրնը հանդիսանում էր Յուպիտերի հայրը, ապա նոր մոլորակը պետք է անվանել Սատուրնի հոր անունով": Ամենավաղ պաշտոնական հիշատակումը, որտեղ հանդիպում է մոլորակի Ուրան անվանումը, դա գիտական աշխատությունն է 1823 թվականին, արդեն մեկ տար անց Հերշելի մահից հետո: Նախկին "Georgium Sidus" կամ "Գեորգ" անվանումը հանդիպում էր արդեն ոչ շատ հաճախ, չնայած Մեծ Բրիտանիայում այն օգտագործվել է համարյա 70 տարվա ընթացքում: Վերջնականապես մոլորակը սկսեց անվանվել Ուրան միայն այն բանից հետո, երբ Նորին Մեծության ծովային ալմանախը ("HM Nautical Almanac Office") 1850 ինքը ամրագրեց այդ անվանումը իր ցանկերում:

Ուրանը միակ մոլորակն է, որի անվանումը ծագում է ոչ թե հռոմեական պանթեոնից, այլ հունականից։ Ուրանի աստղագիտական նշանը " ", հանդիսանում է Մարսի և Արեգակի նշանների խառնուրդը։ Դրա պատճառն է բերվում այն, որ հունական դիցաբանությունում Ուրան-երկինքը գտնվում է Արեգակի և Մարսի համատեղ իշխանության ներքո[34]: Ուրանի աստղաբաշխական նշանը , որը առաջարկվել էր Լալանդի կողմից 1784 թվականին, բացատրվում էր Լալանդի կողմից Հերշելին ուղղված նամակում[29]՝

Դա երկրագունդն է վերևից նշված Ձեր անվան առաջին տառով:

Չինարեն, Ճապոներեն, Վիետնամերեն և Կորեերեն լեզուներում մոլորակի անվանումը թարգմանվում է բառացիորեն որպես՝ "Երկնային արքայի Աստղ/Մոլորակ":

Մոլորակի միջին հեռավորությունը Արեգակից կազմում է 19,1914 ա. մ. (2,8 միլիարդ կմ)։ Ուրանի մեկ ամբողջական պտույտի պարբերությունը Արեգակի շուրջ կազմում է 84 երկրիային տարի: Երկրի և Ուրանի միջև հեռավորությունը տատանվում է 2,7 - 2,9 միլիարդ կմ: Ուղեծրի մեծ կիսաառանցքը հավասար է 19,229 ա. մ., կամ մոտ 3 միլիարդ կմ։ Այսպիսի հեռավորության վրա արեգակնային ճառագայթման ինտենսիվությունը կազմում է Երկրի ուղեծրի մեծության 1/400: Ուրանի ուղեծրի տարրերը առաջին անգամ հաշվարկվել են 1783 թվականին ֆրանսիացի աստղագետ Պիեռ Սիմոն Լապլասի կողմից, սակայն ժամանակի հետ ի հայտ եկան այս հաշվարկների անհամապատասխանությունները մոլորակի իրական շարժման հետ։ 1841 թվականին բրիտանացի Ջոն Կուչ Ադամսը առաջինը ենթդրեց, որ սխալները հաշվարկներում պայմանավորված են այլ, դեռ չհայտնաբերված մոլորակի ձգողության ազդեցությամբ։ 1845 թվականին ֆրանսիացի մաթեմատիկոս Ուրբեն Լե Վերյեն անկախ մյուսներից սկսեց հաշվարկել Ուրանի ուղեծրի տարրերը, իսկ 1846 թվականի սեպտեմբերի 23-ին Յոհան Գալլեն հայտնաբերեց նոր մոլորակը, որն ավելի ուշ անվանվեց Նեպտուն, համարյա այն դիրքում, որտեղ և կանխատեսել էր Լեվերյեն:

Ուրանի պտույտի պարբերությունը սեփական առանցքի շուրջ կազմում է 17 ժամ 24 րոպե։ Սակայն, ինչպես և այլ հսկա-մոլորակների մոտ, մթնոլորտի վերին շերտերում փչում են չափազանց ուժեղ քամիներ, պտտման ուղղությամբ, որոնք հասնում են 240 մ/վ արագության։ Այսպիսով, հարավային լայնության 30 աստիճանի մոտակայքում մթնոլորտի որոշ մասեր պտտվում են մոլորակի շուրջ ընդամենը 14 ժամում:

Ուրանի հասարակածի հարթությունը թեքված է նրա ուղեծրի հարթության նկատմամբ 97,86° աստիճանի անկյան տակ, այսինքն մոլորակը պտտվում է "կողքի վրա պառկած": Սա բերում է նրան, որ տարվա եղանակների փոփոխությունը Ուրանի մոտ բոլորովին տարբեր է, քան բոլոր մյուս Արեգակնային համակարգի մոլորակների մոտ։ Եթե մյուս մոլորակները կարելի է համեմատել պտտվող հոլի հետ, ապա Որանը ավելի նման է գլորվող գնդի: Այսպիսի անսովոր պտույտի պատճառ սովորաբար նշվում է Ուրանի բախումը այլ պլանետեզեմալի հետ իր ձևավորման վաղ ժամանակաշրջանում: Առճակատման պահերին մոլորակի բևեռներից մեկը ուղղված է լինում Արեգակին: Միայն հասարակածին մոտ գտնվող նեղ շերտում է տեղի ունենում գիշեր-ցերեեկ փոփոխություն, ընդ որում Արեգակը այդ ընթացքում շատ ցածր է լինում հորիզոնի նկատմամբ, ինչպես Երկիր բևեռային լայնություններում։ Կես տար հետո դրությունը փոխվում է հակադարձին, "բևեռային օրը" սկսվում է մյուս կիսագնդում։ Ամեն բևեռը 42 երկրային տարի գտնվում է մթության մեջ և ևս 42 տարի Արեգակի լույսի տակ: Գիշերահավասարի պահերին Արեգակը կանգնած է Ուրանի հասարակածի "դիմաց", ինչը հանգեցնում է համարյա նույն գիշեր-ցերեկ ցիկլին ինչպես և բոլոր մյուս մոլորակների մոտ է։ Ուրանի հերթական գիշերահավասարը սկսել է 2007 թ. դեկտեմբերի 7-ին:

Հյուսիսային կիսագունդ

Տարի

Հարավային կիսագունդ

Ձմեռային առճակատում

1902, 1986

Ամառային առճակատում

Գարնանային գիշերահավասար

1923, 2007

Աշնանային գիշերահավասար

Ամառային առճակատում

1944, 2028

Ձմեռային առճակատում

Աշնանային գիշերահավասար

1965, 2049

Գարնանային գիշերահավասար

Այսպիսի առանցքի թեքման շնորհիվ տարվա ընթացքում Ուրանի բևեռային շրջանները ստանում են ավելի շատ Արեգակնային էներգիա, քան հասարակածայինները։ Սակայն Ուրանը ավելի "տաք է" հասարակածային շրջաններում, քան բևեռայիններում։ Այսպիսի էներգիայի բաշխման գործընթացի մեխանիզմը դեռևս մնում է անհայտ։ Այսպիսի անսովոր պտույտի առանցքի թեքման պատճառը նույնպես մնում է վարկածների հարթությունում, սակայն, ընդունված է համարել, որ Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակ մոտավորապես Երկրի չափերի պրոտոմոլորակ բախվել է Ուրանի հետ և փոխել է նրա պտույտի առանցքի ուղղվածությունը:

Շատ գիտնականներ համաձայնվում են այս վարկածի հետ, քանի որ այն կարող է բացատրել, թե ինչու Ուրանի արբանյակներից ոչ մեկը չունի այսպիսի թեքության պտույտի առանցք։ Առաջարկվել է նաև վարկած, որ մոլորակի պտույտի առանցքը միլիոնավոր տարիների ընթացքում շեղել է խոշոր արբանյակը, որը հետագայում կորսվել է:

"Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ի առաջին այցի ժամանակ 1986 թվականին Ուրանի հարավային բևեռն էր ուղղված Արեգակին։ Այս բևեռի նշանակումը որպես "հարավային" ընդունված է Միջազգային աստղագիտական միության կողմից, ելնելով այն բանից, որ հյուսիսային բևեռը պետք է լինի Արեգակնային համակարգի հարթությունից վեր: Սակայն կա համաձայնություն, ըստ որի Ուրանի բևեռների մասին խոսելիս օգտվում են "աջ ձեռքի կանոնից": Այս մեթոդով դիտելիս, "Վոյաջեր-2"-ը 1986 թվականին տեսել է մոլորակի ոչ թե հարավային, այլ հյուսիսային բևեռը։ Աստղագետ Պատրիկ Մուրը այս խնդիրը բնութագրել է հետևյալ կերպ՝ "Ընտրեք ուր կուզեք":

1995-ից 2006 թվականները Ուրանի տեսանելի աստղային մեծությունը տատանվում էր +5,6 - +5,9 միջև, այսինքն մոլորակը տեսանելի էր անզեն աչքով հնարավորությունների սահմանին մոտ (անզեն աչքով տեսանելի սահմանային մեծությունն է +6,0)։ Մոլորակի անկյունային չափը գտնվում էր 3,4 - 3,7 անկյունային վայրկյան միջակայքում (համեմատության համար՝ Սատուրն - 16-20 անկյունային վայրկյան, Յուպիտեր՝ 32-45 անկյունային վայրկյան)։ Ուրանը տեսանելի է անզեն աչքով առճակատման դիրքում պարզ երկնքում գիշերով, այն կարելի է դիտել նաև քաղաքային պայմաններում հեռադիտակով։: Մեծ սիրողական աստղադիտակներով, օբյեկտիվի տրամագիծը՝ 15 - 23 սմ, Ուրանը երևում է որպես բաց-երկնագույն սկավառակ պարզ արտահայտված մթագնումով մի կողմում։ Ավելի մեծ աստղադիտակներով, 25 սմ-ից մեծ օբյեկտիվով, կարելի է տարբերել ամպերը և տեսնել մեծ արբանյակները՝ ( Տիտանիան և Օբերոնը):

Ուրանը Երկրից ծանր է 14,5 անգամ, այն Արեգակնային համակարգի հսկա-մոլորակներից ամենաթեթևն է։ Ուրանի խտությունը, 1,270 գ/սմ³, կանգնեցնում է նրան երկրորդ տեղը Սատուրնից հետո Արեգակնային համակարգի ամենափոքր խտություն ունեցող մարմինների շարքում: Չնայած այն բանին, որ Ուրանի շառավիղը մի փոքր ավելի մեծ է քան Նեպտունինը, նրա զանգվածը ավելի փոքր է, ինչը խոսում է այն վարկածի օգտին, ըստ որի ենթադրվում է, որ Ուրանը կազմված է հիմնականում տարբեր սառույցներից՝ ջրային, ամոնիակային և մեթանային: Նրանց զանգվածը, տարբեր գնահատականներով, կազմում է 9,3 - 13,5 երկրային զանգված: Ջրածինը և հելիումը կազմում են ամբողջ զանգվածի միայն մի փոքր մասը (0,5 - 1,5 երկրային զանգված); մնացած մասը (0,5 - 3,7 երկրային զանգված) կազմում են լեռնային ապարները (որոնք, ինչպես ենթադրվում է, կազմում են մոլորակի միջուկը)։

Ուրանի ստանդարտ մոդելը ենթադրում է, որ այն կազմված է երեք մասերից՝ կենտրոնում (մանտիա), քարե միջուկ, միջին մասում - սառցե շերտ, և դրսից - ջրա-հելիումային մթնոլորտ: Միջուկը համեմատաբար փոքր է, նրա զանգվածը կազմում է 0,55 - 3,7 երկրային զանգված և ունի շառավիղ, որը ամբողջ մոլորակի շառավղի 20% է կազմում։ Մանտիան (սառույցները) կազմում է մոլորակի հիմնական մասը (60 % ընդհանուր շառավղից, մինչև 13,5 երկրային զանգված)։ Մթնոլորտը, ունենալով ընդամենը 0,5 երկրային զանգված (այլ գնահատականներով 1,5), տարածվում է Ուրանի շառավղի 20% ի չափով: Ուրանի կենտրոնում խտությունը պետք է աճի մինչև 9 գ/սմ³: Մանտիայի և միջուկի սահմանին ճնշումը պետք է հասնի մինչև 8 միլիոն բար (800 ԳՊա) իսկ ջերմաստիճանը՝ 5000 Կ: Սառցե շերտը փաստացիորեն չի հանդիսանում սառույցից ինչպես ընդունված է հասկանալ, քանի-որ կազմված է տաք և խիտ հեղուկից, որը հանդիսանում է ջրի, ամոնիակի և մեթանի խառնուրդ: Այս հեղուկը, որը ունի բարձր էլեկտրական հաղորդականություն, երբեմն անվանում են "ջրային ամոնիակի օվկիանոս": Ուրանի և Նեպտունի կազմությունը չափազանց տարբեր է Յուպիտերի և Սատուրնի կազմությունից հենց այս "սառույցների" շնորհիվ, որոնք գերակշռում են գազերի նկատմամբ, դասելով Ուրանին և Նեպտունին սառցե հսկա մոլորակների դասին։

Չնայած նրան, որ վերը նկարագրված մոդելը ամենատարածվածն է, այն միակը չէ։ Դիտարկուների վրա հիմնվելով կարելի է նաև կառուցել այլ մոդելներ, օրինակ՝ այն դեպքում եթե ջրածնային և քարե նյութի զգալի մաս է խառնվում սառցե մանտիայի հետ, ապա ընդհանուր սառույցների զանգվածը կարող է լինել ավելի փոքր, և համապատասխանաբար ջրածնի և քարային նյութի ընդհանուր զանգվածը կլինի բարձր: Այսօրվա դրությամբ հասանելի տեղեկությունները թույլ չեն տալիս ճշգրտել թե որ մոդելն է ավելի ճիշտ։ Ներքին հեղուկ կառուցվածքը թույլ է տալիս որոշել, որ Ուրանը չունի պինդ մակերես, քանի-որ գազանման մթնոլորտը սահուն կերպով անցնում է հեղուկ շերտերին: Սակայն, հեշտության համար պայմանականորեն "մակերևույթ" է որոշվել համարել սեղմված սֆերոիդը, որտեղ ճնշումը հավասար է 1 բարի։ Այս սեղմված սֆերոիդի հասարակածային և բևեռային շառավիղները կազմում են համապատասխանաբար՝ 25 559 ± 4 և 24 973 ± 20 կմ։ Հետայսու, այս հոդվածում, այս մեծությունը կընդունվի որպես Ուրանի բարձրությունների զրոյական մակարդակ:

Ուրանի ջերմաստիճանը զգալիորեն ցածր է քան Արեգակնային համակարգի բոլոր մյուս հսկա-մոլորակների մոտ: Մոլորակի ջերմային ճառագայթումը չափազանց ցածր է, և դրա պատճառը այս պահին մնում է անհասկանալի։ Նեպտունը, որը նման է Ուրանին և չափերով և կազմությամբ, տիեզերք է ճառագայթում 2,61 անգամ ավելի շատ ջերմային էներգիա, քան ստանում է Արեգակից: Ուրանի մոտ այս ցուցանիշը հավասար է 0,042 ± 0,047 Վտ/մ², և այս մեծությունը ավելի փոքր է նրանից, որը ճառագայթում է երկրի միջուկը (~0,075 Վտ/մ²): Հեռավոր ինֆրակարմիր մասում կատարված չափումները ցույց տվեցին, որ Ուրանը ճառագայթում է Արեգակից ստացված էներգիայի ընդամենը 1,06 ± 0,08% (այսինքն ավելցուկային տաքությունը ծայրահեղ քիչ է, համարյա բացակայում է): Ամենացածր ջերմաստիճանը, որը գրանցվել է Ուրանի Տրոպոդադարում, կազմում է 49 Կ, ինչը դարձնում է այս մոլորակը Արեգակնային համակարգի ամենասառը մոլորակը, նույնիսկ ավելի սառը քան Նեպտունը:

Գոյություն ունեն երկու վարկած, որոնք փորձում են բացատրել այս ֆենոմենը։ Դրանցից առաջինը պնդում է, որ պրոտոմոլորակը, որը ենթադրաբար բախվել էր Ուրանի հետ Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակ և առաջացրել է նրա պտույտի առանցքի մեծ թեքում, նույնպես իր հետ "տարել" է ջերմության մի մասը, թողնելով մոլորակը արդեն իսկ սպառված ջերմության քանակով: Երկրորդ վարկածը նշում է, որ Ուրանի մթնոլորտում կա մի շերտ, որը խոչընդոտում է միջուկի ջերմությանը հասնելու մթնոլորտի վերին շերտորին և նրանիցից դուրս, այն քանակներով, որքան որ ներթափանցել է մթնոլորտ: Օրինակ՝ այսպիսի կենվեկցիան կարող է տեղի ունենալ այն դեպքում, երբ երկու կազմությամբ տարբեր շերտերը իրար մոտ են տեղակայված, որոնք կարող են խոչընդոտել տաք բարձրացող "հոսանքների" անցումը:

Ավելցուկային ջերմային ճառագայթման բացակայությունը զգալիորեն բարդեցնում է նրա ընդերքների ջերմաստիճանի չափումը, սակայն եթե ենթադրենք, որ ջերմաստիճանային պայմանները Ուրանի ընդերքում նման են այլ հսկա-մոլորակների պայմաններին, ապա այնտեղ հնարավոր է հեղուկ ջրի գոյությունը, և հետևաբար Ուրանը կարող է մտնել Արեգակնային համակարգի այն մոլորակների ցանկը, որտեղ հնարավոր է կյանքի գոյությունը:

Չնայած Ուրանը և չունի պինդ մակերևույթ, գազային ծածկույթի առավել բարձր տեղակայված շերտը ընդունված է անվանել նրա մթնոլորտ: Ենթադրվում է, որ Ուրանի մթնոլորտը սկսվում է արտաքին շերտից 300 կմ հեռավորության վրա, 100 բար ճնշման և 320 Կ ջերմաստիճանի պայմաններում: "Մթնոլորտային թագը" ծավալվում է հեռավորության վրա, որը 2 անգամ գերազաանցում է 1 բար ճնշմամբ "մակերևույթի" շառավիղը: Մթնոլորտը պայմանականորեն կարելի է բաժանել 3 մասի՝ տրոպոսֆերա (-300 կմ - 50 կմ, ճնշումը կազմում է 100 - 0,1 բար), ստրատոսֆերա (50 - 4000 կմ, ճնշումը կազմում է 0,1 - 10 −10 բար) և ջերմոլորտ/մթնոլորտային թագ (4000 - 50000 կմ մակերևույթից): Մեզոսֆերան Ուրանի մոտ բացակայում է։

Ուրանի մթնոլորտի կազմությունը նկատելիորեն տարբերվում է մոլորակի մյուս մասերի կազմությունից շնորհիվ մոլեկուլյար ջրածնի և հելիումի բարձր պարունակության: Հելիումի մոլյար մասը (այսինքն հելիումի ատոմների քանակի հարաբերությունը ջրածին/հելիում մոլեկուլների քանակին) վերին տրոպոսֆերայում հավասար է 0,15 ± 0,03 և համապատասխանում է 0,26 ± 0,05 զանգվածային մասին: Այս արժեքը շատ մոտ է պրոտոաստղային հելիումի զանգվածային մասին (0,275 ± 0,01): Հելիումը չի կենտրոնացած մոլորակի կենտրոնում, ինչը բնորոշիչ է այլ գազային հսկաների համար: Ուրանի մթնոլորտի քանակությամբ երրորդ տարրը մեթանն (CH ₄) է: Մեթանը ունի լավ երևացող կլանման գծեր տեսանելի և մերձավոր ինֆրակարմիր սպեկտրներում։ Նրա քանակը կազմում է ըստ մոլեկուլների քանակի 2,3% (1,3 բար ճնշման մակարդակում): Այս հարաբերակցությունը զգալիորեն նվազում է բարձրության հետ, այն պատճառով, որ չափազանց ցածր ջերմաստիճանը "ստիպում" է մեթանին վերածվել սառույցի: Մեթանի, որը կլանում է սպեկտրի կարմիր մասի լույսը, առկայությունը տալիս է մոլորակին իր կանաչա-կապտավուն գույնը: Մթնոլորտի խերքում այլ ավելի պակաս ցնդողունակության նյութերիայնպիսիք, ինչպիսին են ամոնիակը, ջուրը և ջրածնի սուլֆիդը, տարածվածության աստիճանը վատ է ուսումնասիրված: Բացի այդ, Ուրանի մթնոլորտի վերին շերտերում հայտնաբերվել են էթանի (C ₂H ₆), մեթիլացետիլենի (CH ₃C ₂H) և դիացետիլենի (C ₂HC ₂H) հետքեր: Այս ածխաջրածինները, ինչպես ենթադրվում է, հանդիսանում են մեթանի ֆոտոլիզի արդյունք արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ռադիացիայի ազդեցության տակ: Սպեկտրասկոպիայի արդյունքում հայտնաբերվել է նույնպես ջրային գոլորշու, շմոլ գազի ածխաթթու գազի հետքեր։ Հավանաբար, նրանք ընկնում են Ուրանի վրա արտաքին աղբյուրներից (օրինակ, կողքով անցնող գիսաստղներից):

Տրոպոսֆերան ամենաներքևի և ամենախիտ մթնոլորտի մասն է, այստեղ բարձրության անկման հետ իջնում է նաև ջերմաստիճանը: Ջերմաստիճանը ընկնում է 320 Կ-ից տրոպոսֆերայի ամենաներքևում (300 կմ խորության վրա) մինչև 53 Կ - 50 կմ բարձրության վրա: Տրոպոսֆերայի ամենավերին մասում ( տրոպոդադարում) տատանվում է 57-ից 49 Կ կախված լայնությունից: Տրոպոդադարն է պատասխանատու մոլորակի ինֆրակարմիր ճառագայթման մեծ մասի համար (սպեկտրի հեռու ինֆրակարմիր մասում), և այն թույլ է տալիս պարզել մոլորակի էֆեկտիվ ջերմաստիճանը (59,1 ± 0,3 Կ): Տրոպոսֆերան ունի բարդ կազմություն. ենթադրաբար, ջրային ամպերը կարող են գտնվել ճնշման 50 - 100 բար միջակայքում, ամոնիակի հիդրոսուլֆիդի ամպերը՝ 20-40 բար միջակայքում, ամոնիակի և ածխաջրածնի ամպերը՝ 3-10 բար միջակայքում։ Սակայն մեթանային ամպերը կարող են տեղաբաշխված լինել 1 - 2 բար միակայքում: Տրոպոսֆերան մթնոլորտի չափազանց շարժուն մաս է, և նրա մեջ լավ երևում են սեզոնային փոփոխությունները, ամպերը և ուժեղ քամիները:

Տրոպոդադարից հետո սկսվում է ստրատոսֆերան, որտեղ ջերմաստիճանը չի իջնում, այլ հակառակը աճում է բարձրության հետ. 53 Կ-ից տրոպոդադարում մինչև 800 - 850 Կ ջերմոլորտի հիմնական մասում: Ստրատոսֆերայի տաքացումը պայմանավորված է մեթանի և այլ ածխաջրածինների կողմից Արեգակի ինֆրակարմիր և ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման կլանմամբ, որը առաջանում է մեթանի ֆոտոլիզի շնորհիվ: Բացի այդ ստրատոսֆերան տաքանում է նաև ջերմոլորտի կողմից: Ածխաջրածինները զբաղեցնում են համեմատաբար ցածր շերտ 100-ից մինչև 280 կմ, 10-ից 0,1 միլիբար միջակայքում և 75 - 170 Կ ջորմաստիճանային սահմաններում: Առավել տարածված ածխաջրածիններն են ացետիլենը և էթանը, որոնք կազմում են այս տարածքում ջրածնին 10 −7 հարաբերությամբ, որի պարունակությունը այստեղ մոտ է մեթանի և ածխաթթու գազի պարունակությանը: Ավելի ծանր ածխաջրածինների համար այդ հարաբերությունը ևս 3 աստիճանով ցածր է: Էթանը և ացետիլենը կոնդենսացվում են ստրատոսֆերայի ավելի սառը և ստորին մասերում և տրոպոդադարում, առաջացնելով մառախուղներ: Սակայն ածխաջրածինների պարունակությունը այս մառախուղներից վեր զգալիորեն ավելի քիչ է, քան ահլ հսկա մոլորակների վրա:

Մոլորակի մակերևույթից առավել հեռու գտնվող մթնոլորտի մասերը, ջերմոլորտը և թագը, ունեն 800 - 850 Կ ջերմաստիճան, սակայն այսպիսի ջերմաստիճանի պատճառները հասկանալի չեն։ Ոչ արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը (ուլտրամանուշակագույն սպեկտրի ոչ մոտ, ոչ էլ հեռու մասերը), ոչ բևեռային փայլը չեն կարող ապահովել այս քանակի էներգիա (չնայած հովացման ցածր էֆեկտիվությունը ստրատոսֆերայի վերին շերտերում ածխաջրածինների բացակայության պատճառով, կարող է ունենալ իր ազդեցությունը)։ Բացի մոլեկուլային ջրածնից, ջերմոլորտը պարունակում է մեծ քանակով ազատ ջրածնի ատոմներ։ Նրանց փոքր զանգվածը և բարձր ջերմաստիճանը կարող են բացատրել, թե ինչու ջերմոլորտը ձգվում է 50 000 կմ (երկու մոլորակի շառավղի չափով): Այս ձգված թագը Ուրանի յուրահատուկ առանձնահատկությունն է: Հենց դա է Ուրանի օղակներում փոշու ցածր պարունակության պատճառը: Ուրանի ջրմոլորտը և ստրատոսֆերայի վերին շերտը ձևավորում են Ուրանի իոնոսֆերան, որը գտնվում է 2000-ից 10000 կմ բարձրությունների վրա: Ուրանի իոնոսֆերան ավելի խիտ է, քան Սատուրնի կամ Նեպտունի մոտ, հնարավոր է, որ դա պայմանավորված է ածխաջրածինների ցածր պարունակությամբ վերին ստրատոսֆերայում: Իոնոսֆերան հիմնականում պահպանվում է արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման շնորհիվ և նրա խտությունը կախված է արեգակնային ակտիվությունից: Բևեռափայլերը մոլորակի վրա ոչ այնքան հաճախ են լինում և ոչ այնքան նշանակալի են, ինչպես Յուպիտերի և Սատուրնի վրա:

Ուրանի մթնոլորտը արտասովոր հանգիստ է համեմատած մյուս հսկա մոլորակների հետ, նույնիսկ համեմատած Նեպտունի հետ, որը մոտ է Ուրանին կազմությամբ և չափերով: Երբ "Վոյաջեր-2-ը" մոտեցավ Ուրանին, հնարավոր եղավ տարբերել ընդամենը 10 ամպերի շերտեր մոլորակի երևացող մասում: Այսպիսի հանգստությունը մթնոլորտում կարող է բացատրվել ներքին չափազանց ցածր ջերմաստիճանով։ Այն զգալիորեն ավելի փոքր է, քան մյուս հսկա մոլորակների մոտ է։ Ամենացածր ջերմաստիճանը գրանցվել է Ուրանի տրոպոդադարում, և կազմում է 49 Կ (-224 °C), ինչ դարձնում է մոլորակը Արեգակնային համակարգի մոլորակներից ամենասառը, նույնիսկ ավելի սառը քան նրանից հեռու գտնվող Նեպտունը և Պլուտոնը:

"Վոյաջեր-2-ի" 1986 թվականին կատարած լոսանկարները ցույց տվեցին, որ Ուրանի տեսանելի հարավային կիսագունդը կարելի է բաժանել երկու մասերի՝ պայծառ "բևեռային ծածկույթ" և ավելի մութ հասարակածային շրջաններ: Այս մասերը իրար հետ սահմանակցում են −45° լայնության վրա։ Նրանց միջև ընկած նեղ շերտը −45°-ից −50°, կոչվում է հարավային "օղակ", և հանդիսանում է կիսագնդի, ինչպես նաև ամբողջ տեսանելի մակերեսի ամենանկատելի առանձնահատկությունը: "Ծածկույթը" և օղակը, ինչպես ենթադրվում է տեղակայված են 1,3 - 2 բար ճնշման գոտում, և հանդիսանում են մեթանի խիտ ամպեր:

Ցավոք, "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ն մոտեցավ Ուրանին "Հարավային բևեռային ամառվա" ժամանակ և չկարողացավ լուսանկարել հյուսիսային բևեռային շրջանը։ Սակայն XXI դարի սկզբում, երբ հնարավոր եղավ դիտել Ուրանի հյուսիսային կիսագունդը, տիեզերական "Հաբբլ" աստղադիտակով և Կեկի աստղադիտարանից, այստեղ ոչ մի "ծածկույթ" կամ "օղակ" չհայտնաբերվեց: Այսպիսով, նշվեց Ուրանի կառուցվածքում հերքական ոչ-սիմետրիկությունը, որը հատկապես պայծառ է հարավային բևեռի մոտ և հավասարաչափ մուգ "հարավային օղակից" հյուսիս ընկած շրջաններում:

Բացի մեծ շերտավոր մթնոլորտի առանձնահատկության, "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ն նկատեց 10 փոքր պայծառ ամպիկներ, դրանց մեծ մասը նկատվել էր "հարավային օղակից" մի քանի աստիճան հյուսիս ընկած շրջանում, բոլոր մյուս կետերում Ուրանը երևում էր որպես "դինամիկորեն մեռյալ" մոլորակ։ Սակայն 1990-ական թվականներին գրանցված պայծառ ամպիկների քանակը կտրուկ աճեց, ընդ որում դրանց մեծ մասը նկատվել է մոլորակի հյուսիսային կիսագնդում, որը այդ ժամանակ դառնում էր տեսանելի: Դրա առաջին բացատրությունը, ըստ որի պայծառ ամպերը ավելի հեշտ է նկատել հյուսիսային կիսագնդում, քան ավելի պայծառ հարավայինում, չի հաստատվել։ Երկու կիսագնդերի ամպերի կառուցվածքում կան տարբերություններ. հյուսիսային ամպերը ավելի փոքր են, պայծառ և ավելի հստակ են արտահայտված: Հավանաբար, նրանք գտնվում են ավելի մեծ բարձրության վրա: Ամպերի կյանքի տևողությունը չափազանց տարբեր է, նկատված ամպերից որոշները գոյություն են ունեցել մի քանի ժամ, միևնույն ժամանակ առնվազն մեկ ամպ հարավային կիսագնդում պահպանվում է մինչև այսօր Ուրանի մոտով "Վոյաջեր-2" սարքի անցման պահից: Նեպտունի և Ուրանի վերջերս կատարած դիտարկումները ցույց տվեցին, որ այս մոլորակների ամպերի միջև կան նաև շատ ընդհանուր առանձնահատկություններ: Չնայած Ուրանի վրա եղանակը ավելի հանգիստ է, նրա վրա, ինչպես և Նեպտունի վրա նկատվել են "մութ հետքեր" (մթնոլորտային հողմեր), 2006 թվականին այնտեղ առաջին անգամ նկատվել և լուսանկարվել է հողմ:

Տարբեր ամպերի դիտարկումը թույլ տվեց որոշել զոնային քամիները, որոնք փչում են Ուրանի տրոպոսֆերայում: Հասարակածի վրա քամիները հակադարձ ուղղությամբ են փչում մոլորակի պտույտին, և նրանց արագությունները (քանի որ նրանք փչում են հակադարձ պտույտի ուղղությանը) կազմում են −100 և −50 մ/վ: Հասարակածից հեռավորության մեծացմանը համընթաց քամիների արագությունները ձգտում են զրոյիընդհուպ մինչև ± 20° լայնությունը, որտեղ քամիներ համարյա չկան։ Այստեղից հետո քամիները սկսում են փչել մոլորակի պտույտին համընթաց ընդհուպ մինչև բևեռներ: Քամիների արագությունները սկսումեն աճել, հասնելով իրենց առավելագույն արժեքներին ±60° լայնություններում և հետո նվազում են մինչև գործնականորեն զրոն բևեռներում: Քամու արագությունը −40° լայնության վրա տատանվում է 150 - 200 մ/վ, դրանից հետո դիտարկումներին խանգարում է "հարավային օղակը", որը իր պայծառությամբ ստվերում է ամպերը և թույլ չի տալիս որոշել քամու արագությունը հարավային բևեռի մոտ։ Մոլորակի վրա գրանցված ամենամեծ արագությունը, դիտարկվել է հյուսիսային կիսագնդի +50° լայնության վրա և հավասար է եղել 240 մ/վ:

Կարճ ժամանակահատվածի ընթացքում 2004 թվականի մարտից մայիս ամիսները, Ուրանի վրա նկատվեց ամպերի ավելի ակտիվ առաջացում, համարյա ինչպես Նեպտունի վրա: Դիտարկումները գրանցեցին մինչև 229 մ/վ (824 կմ/ժ) քամու արագություն և անընդհատ կայծակ, որը անվանեցին "հուլիսի չորսի հրավառություն": 2006 թվականի օգոստոսի 23-ին Տիեզերական տարածության հետազոտությունների ինստիտուտը (Բոուլդեր, Կոլորադո նահանգ, ԱՄՆ) և Վիսկոնսինի համալսարանը դիտարկում էին մութ հետք Ուրանի վրա, որը թույլ տվեց ընդլայնել գիտելիքները եղանակների փոփոխության մասին այս մոլորակի վրա: Թե ինչու են տեղի ունենում այսպիսի ակտիվության ժամանակահատվածներ հստակ պարզ չէ, հնարավոր է, Որանի չափազանց մեծ առանցքի թեքումը բերում է նույնպիսի մեծ հետևանքներով եղանակների փոփոխություն: Սեզոնային փոփոխությունների պարզումը մնում է ընդամենը ժամանակի խնդիր, քանի որ Ուրանի մասին քիչ թե շատ որակյալ տեղեկություններ ստացվել են ավելի քիչ քան 84 տարի առաջ, իսկ "ուրանյան տարին" շարունակվում է 84 երկրային տարի։ Ֆոտոմետրիան, որը սկսվել է մոտ կես ուրանյան տարի առաջ (1950-ական թվականներին), ցույց է տվել մոլորակի պայծառության տատանումներ երկու միջակայքերում՝ մաքսիմումներով, որոնք ընկնում են արևադարձի ժամանակահատվածի վրա, և մինիմումներով, գիշերահավասարի ժամանակ: Այսպիսի պարբերական տատանումները գրանցվել են շնորհիվ տրոպոսֆերայի միկրոալիքային չափումներին, որոնք սկսվել էին 1960-ական թվականներին: Ստրատոսֆերային ջերմաստիճանային փոփոխությունները, որոնք հայտնվեցին 1970-ական թվականներին, նույնպես թույլ տվեցին բացահայտել արևադարձերի ժամանակ ի հայտ եկող մաքսիմումները (մասնավորապես, 1986 թվականին): Այդ փոփոխությունների մեծ մասը, ենթադրաբար, տեղի են ունենում մոլորակի ոչ-սիմետրիկության պատճառով:

Այնուամենայնիվ, ինչպես ցույց են տալիս հետազոտությունները, Ուրանի վրայի սեզոնային փոփոխությունները ոչ միշտ են կախված վերը նշված գործոններոից: Իր վերջին "հյուսիսային արևադարձի" ժամանակ, 1944 թվականին, Ուրանի մոտ հյուսիսային կիսագնդում բարձրացավ պայծառության աստիճանը, դա ցույց տվեց, որ այն ոչ միշտ է եղել աղոտ: Տեսանելի, Արեգակին ուղղված բևեռը արևադարձի ժամանակ պայծառանում է և գիշերահավասարից հետո կտրուկ մուգանում է: Տեսանելի և միկրոալիքային փոփոխությունների մանրամասն վերլուծությունը ցույց տվեց, որ պայծառության ավելացումը ոչ միշտ է համընկնում արևադարձի հետ։ Տեղի են ունենում փոփոխություններ միջօրեականային ալբեդոյում: Իվերջո, 1990-ական թվականներին, երբ Ուրանը լքեց արևադարձի կետը, "Հաբբլ" աստղադիտակի շնորհիվ հնարավոր եղավ նկատել, որ հարավային կիսագունդը սկսել է նկատելիորեն մթնել, իսկ հյուսիսայինը դառնում է ավելի պայծառ, այնտեղ ավելանում են քամիների արագությունները և շատանում են ամպերը, սակայն կա նաև պարզանալու միտում: Սեզոնային փոփոխությունների կառավարող մեխանիզմը դեռևս լավ չի ուսումնասիրված: Ամառային և ձմեռային արևադարձերի ժամանակ երկու կիսագնդերը գտնվում են կամ Արեգակի լույսի ներքո կամ խավարում։ Արեգակի լույսի տակ գտնվող շրջանների պայծառությունը կապված է տեղային մառախուղի և մեթանիային ամպերի հաստացման պատճառով տրեպեսֆերայի շերտերում: Պայծառ օղակը −45° լայնության վրա նույնպես կապված է մեթանային ամպերի հետ: Հարավային բևեռային շրջանում տեղի ունեցող այլ փոփոխությունները կարող են բացատրվել ավելի ցածր շերտերում փոփոխություններով։ Մոլորակի միկրոալիքային ճառագայթման ինտենսիվության փոփոխությունները, հավանաբար, պայմանավորված են խորքային տրոպոսֆերային գազի շարժումներով, քանի որ հաստ բևեռային ամպերի շերտերը կարող են խանգարել կոնվեկցիային: Երբ մոտենում է աշնանային գիշերահավասարի օրը, շարժող ուժերը փոխվում են, և կոնվեկցիան կարող է նորից սկսվել:

Մինչև "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ով կատարված ուսումնասիրությունները Ուրանի մագնիսական դաշտը երբեք չէր հետազոտվել։ Մինչև սարքի մոտենալը մոլորակի ուղեծրին 1986 թվականին, ենթադրվում էր, որ այն կհամապատասխանի արեգակնային քամու ուղղությանը։ Այս դեպքում գեոմագնիսական բևեռները պետք է, որ համընկներին երկրաբանական բևեռների հետ, որոնք ընկած են խավարածրի հարթության մեջ: Սակայն, "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ի չափումները թույլ տվեցին հայտնաբերել Ուրանի մոտ բավականին յուրահատուկ մագնիսական դաշտ, որը ուղղված է մոլորակի երկրաբանական բևեռից և թեքված է 59 աստիճանով պտույտի առանցքի հանդեպ: Փաստորեն մագնիսական դիպոլը շեղված է մոլորակի կենտրոնից դեպի հարավային բևեռ մոտ մոլորակի շառավղի 1/3-ի չափով: Այս անսովոր երկրաչափությունը բերում է չափազանց ոչ-սիմետրիկ մագնիսական դաշտի առաջացմանը, որտեղ հարավային կիսագնդում մակերևույթի վրա լարվածությունը կարող է կաղմել 0,1 գաուս, իսկ հյուսիսային կիսագնդում այն կարող է հասնել 1,1 գաուսի: Միջինում մոլորակի վրա այս ցուցանիշը հավասար է 0,23 գաուսի (համեմատության համար, Երկրի մագնիսական դաշտը նույնն է երկու կիսագնդերում, և մասնիսական հասարակածը մոտավորապես համընկնում է "ֆիզիկական հասարակածի" հետ)։ Դիպոլային մոմենտը Ուրանի մոտ գերազանցում է Երկրայինը 50 անգամ: Բացի Ուրանից, նմանատիպ շեղում և թեքում դիտարկվում է նաև Նեպտունի մոտ, դրա հետ կապված, ենթադրում են, որ այսպիսի կառուցվածքը բնորոշիչ է սառցե հսկաների համար։ Վարկածներից մեկը բացատրում է այս երևույթը այն հանգամանքով, որ Երկրային խմբի մոլորակների և այլ հսկա մոլորակների մոտ մագնիսական դաշտը ստեղծվում է կենտրոնական միջուկում, իսկ "սառցե հսկաների" մագնիսական դաշտը ձևավորվում է համեմատաբար փոքր խորություններում, օրինակ հեղուկ ամոնիակի օվկիանոսում, բարակ միախառնվող ծածկույթում, որը շրջապատում է հաստատուն շերտավոր կառուցվածք ունեցող հեղուկ ներքին մասը:

Այնուամենայնիվ, մագնիսոլորտի ընդհանուր կառուցվածքով Ուրանը նման է Արեգակնային համակարգի մյուս մոլորակներին։ Կա գլխամասային հարվածային ալիք, որը գտնվում է Ուրանից 23 նրա շառավիղ հեռավորության վրա, և մագնիսոդադար (18 շառավիղ հեռավորության վրա Ուրանից)։ Կան նաև զարգացած մագնիսական պոչ և ռադիացիոն գոտիներ: Ընդհանուր առմամբ Ուրանի մագնիսոլորտի կառուցվածքը տարբերվում է Յուպիտերից և ավելի մոտ է Սատուրնին: Ուրանի մագնիսական պոչը ձգվում է միլիոնավոր կիլոմետրերով մոլորակի երևում, և պարուրված է սպիրալի մեջ մոլորակի պտույտի պատճառով: Ուրանի մագնիսոլորտը պարունակում է լիցքավորված մասնիկներ՝ պրոտոններ, էլեկտրոններ և քիչ քանակությամբ H ₂⁺ իոններ: Հետազոտությունների ընթացքում ոչ մի այլ ավելի ծանր տեսակի իոններ չեն հայտնաբերվել։ Այս մասնիկներից շատերը անկասկած ծագում են Ուրանի տաք ջերմոսֆերայից: Իոնների և էլեկտրոնների էներգիան կարող է հասնել 4 և 1,2 մեգաէլեկտրոնվոլտ (ՄէՎ) համապատասխանաբար: Ցածր էներգետիկ իոնների (այսինքն իոնների, որոնց էներգիան փոքր է քան 0,001 ՄէՎ) խտությունը ներքին մագնիսոլորտում մոտ 2 իոն է խորանարդ սանտիմետրում: Ուրանի մագնիսոլորտում կարևով դեր են կատարում նրա արբանյակները, որոնք ձևավորում են մեծ հարթություններ մագնիսական դաշտում: Մասնիկների հոսքը բավականին հզոր է, որպեսզի մգեցնի արբանայկների մակերևույթները 100 000 տարվա ընթացքում: Սա կարող է լինել Ուրանի օղակների և արբանյակների մուգ գույնի պատճառը: Ուրանի վրա լավ են զարգացած բևեռափայլերը, որոնք երևում են որպես պայծառ աղեղներ երկու բևեռների շուրջ: Սակայն ի տարբերություն Յուպիտերի, Ուրանի բևեռափայլերը աննշանակալի են ջերմոսֆերայի էներգետիկ հավասարակշռության համար:

Ուրանը ունի թույլ արտահայտված օղակների համակարգ, որոնք կազմված են չափազանց մուգ մասնիկներից, որոնց չափերը տատանվում են միկրոմետրից մինչև մեկ մետր: Սա երկրորդ օղակների համակարգն է հայտնաբերված Արեգակնային համակարգում (առաջինը Սատուրնի օղակների համակարգն էր): Այս պահին հայտնի են Ուրանի 13 օղակներ, որոնցից ամենապայծառն է ε (էպսիլոն) օղակը։ Ուրանի օղակները, հավանաբար բավականին երիտասարդ են, դրա մասին վկայում են նրանց միջև միջակայքերը, ինչպես նաև նրանց թափանցիկության տարբերությունները։ Սա խոսում է այն մասին, որ օղակները չեն առաջացել մոլորակի հետ մեկտեղ։ Հնարավոր է, որ օղակները նախկինում եղել են Ուրանի արբանյակներից մեկը, որը ավերվել է կամ ինչ-որ մարմնի հետ բախումից, կամ մակընթացային ուժերի ազդեցության տակ:

1789 թվականին Ուիլիամ Հերշելը պնդում էր, որ տեսել է օղակները, սակայն այս փաստը կասկածելի է, քանի որ դեռևս երկու հարյուրամյակների ընթացքում այլ աստղագետները չէին կարողանում դրանք տեսնել։ Ուրանի օղակների համակարգի գոյությունը հաստատվեց միայն 1977 թվականի մարտի 10-ին ամերիկացի աստղագետ Ջեյմս Լ. Էլլիոթի, Էդվարդ Վ. Դանեմի և Դագլաս Ջ. Մինկի կողմից, օգտագործելով Կոյպերի աստղադիտարանը, տեղադրված ինքնաթիռի վրա։ Հայտնաբերումը կատարվել է անսպասելի, երբ հետազոտողների խումբը պատրաստվում էր դիտել Ուրանի կողմից SAO 158687 աստղի ծածկումը։ Սակայն, վերլուծելով ստացված տվյալները, նրանք հայտնաբերեցին աստղի պայծառության թուլացումը դեռևս Ուրանի ծածկումից առաջ, ընդ որում դա տեղի էր ունեցել մի քանի անգամ։ Արդյունքում հայտնաբերվեցին Որանի 9 օղակներ: Երբ Ուրանին մոտեցավ "Վոյաջեր-2" ավտոմատ կայանը, նրա վրա տեղադրված օպտիկական սարքերի միջոցով հնարավոր եղավ հայտնաբերել ևս երկու օղակ, այսպիսով Ուրանի մոտ հայտնի դարձան 11 օղակներ: 2005 թվականի հոկտեմբերին տիեզերական "Հաբբլ" աստղադիտակով հնարավոր եղավ հայտնաբերել ևս 2 նախկինում անհայտ օղակներ։ Նրանք պտտվում են երկու անգամ հեռու մոլորակից քան նախկինում հայտնաբերված օղակները, այդ պատճառով այս երկու օղակները անվանում են նաև "Ուրանի արտաքին օղակների համակարգ": Բացի օղակներից "Հաբբլը" հնարավորություն տվեց հայտնաբերել նաև երկու նախկինում անհայտ արբանյակներ, որոնցից մեկը ( Մաբը) կիսում է իր ուղեծիրը ամենաարտաքին օղակի հետ։ Վերջին երկու օղակները հասցրին Ուրանի օղակների ընդհանուր թիվը մինչև 13: 2006 թվականի ապրիլին Հավայան կղզիներում գտնվող Կեկի աստղադիտարանից կատարված լուսանկարները թույլ տվեցին տարբերել արտաքին օղակների գույները։ Նրանցից մեկը կարմիր էր, իսկ մյուսը ամենահեռավորը՝ կապույտ: Ենթադրում են, որ արտաքին օղակի կապույտ գույնը պայմանավորված է նրանով, որ այն կազմված է Մաբի մակերևույթից դուրս շպրտված սառույցի բեկորներից: Մոլորակի ներքին օղակները մոխրագույն են:

Ուրանի հայտնաբերող Ուիլիամ Հերշելի աշխատություններում օղակների մասին առաջին հիշատակումը հանդիպում է 1789 փետրվարի 22-ի գրառումներում։ Ծանոթություններում նա նշում է, որ ենթադրում է Ուրանի մոտ օղակների առկայությունը: Հերշելը նույնպես նշել է, որ կասկածում է որ նրանք կարմիր են (ինչը հաստատվեց 2006 թվականի Կեկի աստղադիտարանի դիտարկումերով)։ Հերշելի ծանոթությունները տպագրվել են Թագավորական միության ամսագրում 1797 թվականին։ Սակայն հետագայում, համարյա երկու հարյուրամյակների ընթացքում 1797-ից մինչև 1979, գրականության մեջ օղակները ընդհանրապես չեն հիշատակվում, ինչը, իհարկե թույլ է տալիս կասկածել, որ գիտնականը սխալվել էր: Այնուամենայնիվ, Հերշելի տեսածի բավականին ճշգրիտ նկարագիրը ույլ չի տալիս հենց այնպես հաշվի չառնել նրա դիտարկումները:

Երբ Երկիրը հատում է Ուրանի օղակների հարթությունը, նրանք տեսանելի են դառնում կողքից։ Դա տեղի է ունեցել 2007 - 2008 թվականներին։

Գոյություն ունեն բազմաթիվ փաստարկներ այն բանի օգտին, որ սառցե և գազային հսկաների միջև տարբերությունները ծագել են դեռևս Արեգակնային համակարգի ձևավորման փուլում: Ինչպես ենթադրվում է, Արեգակնային համակարգը ձևավորվել է հսկայական պտտվող գնդից, որը բաղկացած էր գազից և փոշուց, այն անվանում են Պրոտոարեգակնային միգամածություն: Հետո գունդը խտացավ, և ձևավորվեց սկավառակ Արեգակով կենտրոնում: Ջրածնի և հելիումի մեծ մասը ծախսվեց Արեգակի ձևավորման ժամանակ։ Իսկ փոշու հատիկները սկսեցին միավորվել, և հետագայում ստեղծել պրոտոմոլորակներ: Մոլորակների մեծանալու հետ համընթաց նրանցից որոշները ձևավորեցին իրենց բավարար հզոր գրավիտացիոն դաշտերը, որը բավարար էր, որպեսզի նրանց շուրջը հավաքվի մնացորդային գազը։ Նրանք շարունակում էին հավաքել գազ այնքան, մինչև չհասան սահմանին։ Սառցե հսկաներին հաջողվեց հավաքել զգալիորեն ավելի քիչ գազ, ընդամենը մի քանի Երկրի զանգված։ Այսպիսով նրանց զանգվածը չհասավ այդ սահմանին: Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակակից տեսությունները ունեն որոշ բարդություններ Ուրանի և Նեպտունի ձևավորման բացատրության գործում։ Այս մոլորակները չափազանց խոշոր են այն հեռավորության համար, որտեղ նրանք գտնվում են։ Հնարավոր է, որ նրանք նախկինում եղել են ավելի մոտ տեղակայված Արեգակին, սակայն ինչ-որ պատճառներով փոխել են իրենց ուղեծրերը: Չնայած, մոլորակային մոդելավորման նոր մեթոդները թույլ են տալիս ապացուցել, որ իրոք, Ուրանը և Նեպտունը կարող էին առաջանալ իրենց այսօրվա վայրերում, և նրանց չափերը կարելի է բացատրել Արեգակնային համակարգի առաջացման մոդելի շրջանակներում.

Ուրանի համակարգում հայտնաբերվել են 27 բնական արբանյակներ: Նրանց անվանուները ընտրվել են Ուիլյամ Շեքսպիրի և Ալեքսանդր Փոփի ստեղծագործության կերպարների անուններից: Կարելի է առանձնացնել հինգ ամենախոշոր հիմնական արբանյակները՝ Միրանդա, Արիել, Ումբրիել, Տիտանիա և Օբերոն: Որանի արբանյակների համակարգը զանգվածով ամենափոքրն է Արեգակնային համակարգի գազային հսկա մոլորակների միջև։ Նույնիսկ այդ բոլոր հինգ արբանյակների գումարային զանգվածը չի կազմում Նեպտունի արբանյակ Տրիտոնի զանգվածի կեսը: Ուրանի արբանյակներից ամենամեծը, Տիտանիան, ունի ընդամենը 788,9 կմ շառավիղ, ինչը երկրային Լուսնի շառավղի կեսից քիչ է, չնայած այն ավելի մեծ է քան Ռեյաինը, Սատուրնի մեծությամբ երկրորդ արբանյակինը։ Բոլոր արբանյակները ունեն համեմատաբար ցածր ալբեդո՝ 0,20-ից Ումբրիելի մոտ մինչև 0,35 Արիելի մոտ: Ուրանի արբանյակները կազմված են սառույցից և լեռնային ապարներից մոտավորապես 50 - 50 հարաբերությամբ։ Սառույցը կարող է իր մեջ պարունակել ամոնիակ և ածխաթթու գազ: Արբանյակների միջև Արիելը, ամենայն հավանականությամբ ունի ամենաերիտասարդ մակերևույթը, ամենաքիչ խառնարաններով։ Ումբրիելի մակերևույթը, դատելով խառնարանների մեծ քանակից, ամենահինն է: Միրանդայի վրա կան մինչև 20 կիլոմետր խորությամբ կիրճեր, սարավանդեր և քաոտիկ լանդշաֆտ: Վարկածներից մեկը բացատրում է դա նրանով, որ Միրանդան բախվել է ինչ-որ երկնային մարմնի հետ, բաժանվել մասերի, իսկ հետո նորից միացել ձգողության ուժերի ազդեցությամբ:

1986 թվականին ՆԱՍԱ-ի "Վոյաջեր-2" ԱՄԿ-ն անցումային հետագծով հատեց Ուրանի ուղեծիրը և անցավ 81 500 կմ հեռավորության վրա մոլորակից։ Դա առայժմ միակ այցելությունն է Ուրանի համակարգ։ "Վոյաջեր-2" մեկնարկել էր 1977 թվականին, մինչև Ուրանի մոտով անցնելը այն հետազոտել էր Յուպիտերը և Սատուրնը (իսկ Ուրանից հետո, Նեպտունը)։ Սարքը իրականացրեց Ուրանի կառուցվածքի և մթնոլորտի կազմության ուսումնասիրություններ, հայտնաբերեց 10 նոր արբանյակներ, հետազոտեց յուրահատուկ եղանակային պայմանները, որոնք առաջանում են 97,77° առանցքային շեղման հետևանքով, և հետազոտեց օղակների համակարգը: Ինչպես նաև հետազոտվեց մագնիսական դաշտը և մագնիսոլորտի կազմությունը, հատկապես "մագնիսական պոչը": Հայտնաբերվեց ևս երկու նոր օղակ և լուսանկարվեցին 5 ամենամեծ արբանյակները: Այս պահին ՆԱՍԱ-ն նախատեսում է արձակել նոր սարք 2020 թվականին՝ Uranus orbiter and probe:

168 գիտնականների խմբի կողմից Եվրոպական տիեզերական գործակալությանը առաջարկված նախագծով, նախատեսվում է ճանապարհորդություն դեպի արտաքին Արեգակնային համակարգ, որի վերջնական նպատակն է Ուրանը: Առաքելությունը անվանվել է Uranus Pathfinder: Այն թույլ կտա ուսումնասիրել մոլորակի յուրօրինակ քիմիական կազմությունը, նրա օղակները և արբանյակները, ինչպես նաև բացահայտել մոլորակի մի քանի ամենակարևոր գաղտնիքները։ Այս առաքելությունը, իր հերթին, կնպաստի մեր գիտելիքների ավելացմանը Արեգակնային համակարգի մասին։ Նախագծի ղեկավարը ասել է, որ այս առաքելության դրդապատճառն է հանդիսանում Արեգակնային համակարգի հսկայական արտաքին մասերի ուսումնասիրությունը, որոնց մասին մենք առայժմ շատ քիչ բան գիտենք։ Տիեզերանավի չափերից կախված առաքելությունը կարող է ձգվել 8-ից 15 տարի։ Նախագծի խումբը հույս ունի, որ Uranus Pathfinder-ը կարող է արձակվել 2021 թվականին:

"Սեյլոր Մուն" մանգայում և անիմե-մուլտսերիալում Ուրան մոլորակը մարմնավորում է աղջիկ-զինվոր Սեյլոր Ուրանը, նույն ինքը Խարուկա Տենոն։ Նրա հարձակման ձևերն են երկրաշարժը, քամին և լույսը։

Սերգեյ Պավլովի գիտաֆանտաստիկ "Լուսնային ծիածան" վեպում սյուժյի զարգացումը սկսվում է, երբ անբացատրելի պատահարներ են կատարվում Ուրանի արբանյակ Օբերոն ուղարկված արշավախմբերի հետ։

Գեորգի Գուրևիչի "Արարման առաջին օրը" վիպակում մարդիկ կտրատում են Ուրանը, որպեսզի ստեղծեն մի քանի բնակելի մոլորակներ։

arXiv.org-ից հոդվածներ

Նորություններում

# data[].attributes.attachment_link.title
Ուրան (մոլորակ)

# data[].attributes.attachment_link.description
Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Ուրան Ուրան (Uranus) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է 13 մարտ 1781 թ. ( Ուիլիամ Հերշելի կողմից) Հեռավորությունը Արեգակից 19,22941195 ա. մ.[1] Արբանյակներ 27 Ուղեծրային տվյալներ Պերիհելին 2 748 938 461 կմ (18,37551863 ա. մ.) Ապոհելին 3 004 419 704 կմ (20,08330526 ա. մ.)

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
{{Այլ կիրառումներ|Յուպիտեր

Յուպիտեր
(Լուսնթագ)

Հիմնական տվյալներ

Հայտնաբերվել է

թ.

Հեռավորությունը Արեգակից

778 570 000 կմ (5,203363 ա. մ.)[1]

Արբանյակներ
66

Ուղեծրային տվյալներ

Թեքվածություն

1,03° (Խավարածրի նկատմամբ)
6,09° (Արեգակի հասարակածի նկատմամբ)

Պերիկենտրոնի արգումենտ

275,66°

Ֆիզիկական հատկանիշներ

Շառավիղ

69 911 ± 6 կմ[5]

Մակերևույթի մակերես

6,1419 × 10 ¹⁰ կմ²[6]

Ծավալ

1,43128 × 10 ¹⁵ կմ³[4]

Զանգված

1,8986 × 10 ²⁷ կգ[4]

Առանցքի թեքում

3,13°

Մթնոլորտային տվյալներ

Քիմիական կազմ

89,8±2,0 % - Ջրածին (H ₂)
10,2±2,0 % - Հելիում (He)
~0,3 % - Մեթան (CH ₄)
~0,026 % - Ամոնիակ (NH ₄+)
~0,003 % - Ջրածնի դեյտերիդ (HD)
0,0006 % - Էթան (CH ₃-CH ₃)
0,0004 % - Ջուր(H ₂O)[4]

Մթնոլորտի ջերմաստիճան

165 Կ[4]

Յուպիտեր ( լատ.՝ Jupiter) կամ Լուսնթագ, Արեգակից հեռավորությամբ հինգերորդ և արեգակնային համակարգի ամենամեծ մոլորակը։ Յուպիտերի զանգվածը կազմում է Արեգակի զանգվածի ընդամենը մեկ հազարերորդը (0,1%), միևնույն ժամանակ այն երկուսուկես անգամ մեծ է արեգակնային համակարգի բոլոր մնացած մոլորակների ընդհանուր զանգվածից։ Սատուրնի, Ուրանի և Նեպտունի հետ միասին դասվում է գազային հսկաների դասին։ Այս չորս մոլորակները երբեմն միասին նաև անվանվում են յուպիտերյաններ կամ արտաքին մոլորակներ ։

Յուպիտերը մարդկությանը հայտնի է հնագույն ժամանակներից, ինչը և արտացոլված է տարբեր մշակույթների դիցաբանության մեջ և կրոնական պատկերացումներում՝ Միջագետքի, Բաբելոնի, Հունաստանի և այլն։ Հռոմեացիները մոլորակն անվանել են Հռոմեական աստվածների բարձրագույնի՝ Յուպիտերի անունով։

Երկրից դիտելիս, Յուպիտերը կարող է հասնել −2,94 տեսանելի մեծության, հետևաբար այն Երկրի գիշերային երկնքում մեծությամբ երրորդ պայծառ մարմինն է՝ Լուսնից և Վեներայից հետո ( Մարսը մոտավորապես կարող է հասնել Յուպիտերի մեծության միայն իր ուղեծրի որոշակի կետերում)։

Յուպիտերը հիմնականում կազմված է ջրածնից, իսկ հելիումը կազմում է նրա զանգվածի քառորդ մասը, միևնույն ժամանակ հելիումի մոլեկուլները մոլորակի մոլեկուլների ընդամենը 1/10-ն են։ Հնարավոր է նաև, որ այն ունի ժայռային միջուկ, կազմված ավելի ծանր տարրերից։ Մյուս հսկա մոլորակների նման, Յուպիտերը չունի կարծր մակերևույթ։ Արագ պտտվելու հետևանքով նրա ձևը ավելի մոտ է սեղմված գնդի (հասարակածի մասում ունի փոքր, բայց զգալի ուռուցիկություն)։ Արտաքին մթնոլորտը տեսանելիորեն բաժանված է մի քանի շերտերի՝ ըստ աշխարհագրաան լայնության, որոնց հատման շերտերում առաջանում են փոթորիկներ և գազային շարժեր։ Դրանց արդյունք է Մեծ կարմիր հետքը (հսկայական պտտահողմ, որը առաջին անգամ աստղադիտակով նկատվել է 17-րդ դարում)։ Իր տրամագծով այն 3 անգամ գերազանցում է Երկիր մոլորակը։ Յուպիտերի վրա տեղի են ունենում մի շարք մթնոլորտային երևույթներ, փոթորիկներ, կայծակներ և բևեռափայլեր, որոնք մի քանի անգամ ավելի մեծ են ու հզոր քան Երկրի վրա։

Յուպիտերի շուրջը գոյություն ունի օղակների համակարգ, բացի այդ մոլորակն ունի հզոր մագնիսոլորտ։ Յուպիտերը ունի առնվազն 67 արբանյակ, որոնցից ամենամեծերը՝ Իոն, Եվրոպան, Գանիմեդը և Կալիստոն հայտնաբերվել են դեռևս Գալիլեո Գալիլեյի կողմից 1610 թվականին, որի պատճառով էլ հաճախ կոչվում են Գալիլեյան արբանյակներ։ Ամենամեծ արբանյակը՝ Գանիմեդը, տրամագծով գերազանցում է Մերկուրի մոլորակը։

Յուպիտերի հետազոտությունները կատարվում են Երկրի վրա գտնվող և ուղեծրում գործող աստղադիտակներով, բացի այդ սկսած 1970 թվականից այս մոլորակն են ուղարկվել ութ միջմոլորակային տիեզերական կայաններ՝ ՆԱՍԱ-ի "Պիոներները", "Վոյաջերը", "Գալիլեոն" և այլն։ Վերջին տիեզերական սարքը, որը անցել է Յուպիտերի կողքով Նոր հորիզոններ կայանն էր, որն օգտագործելով Յուպիտերի գրավիտացիոն դաշտը մեծացրել է արագությունը և ուղևորվել դեպի Պլուտոն ։

Յուպիտերի սկավառակը և արբանյակները նաև սիրողական աստղագետների ամենասիրված դիտարկման մարմիններից են․ սիրող աստղագետները կատարել են մի քանի նշանակալի հայտնագործություններ (օրինակ՝ Շումեյկեր - Լեվիի գիսաստղի ընդհարումը Յուպիտերի հետ 1994 թվականին, կամ Յուպիտերի հարավային հասարակածային գոտու անհետացումը 2010 թվականին)։

Յուպիտերը կազմված է հիմնականում գազային և հեղուկ վիճակներում գտնվող նյութից։ Այն ամենամեծն է Արեգակնային համակարգի չորս գազային հսկաներից, ինչպես նաև ընդհանրապես հանդիսանում է ամենամեծ մոլորակը մեր համակարգում։ Նրա տրամագիծը հասարակածում կազմում է 142 984 կմ։ Յուպիտերի խտությունը կազմում է 1,326 գ/սմ ³, այն երկրորդն է գազային հսկաների միջև, և զիջում է բոլոր երկրային խմբի մոլորակներին ։

Յուպիտերի վերին մթնոլորտը կազմված է մոտ 88-92% ջրածնից և 8-12% հելիումից ըստ ծավալային հարաբերության։ Քանի որ հելիումի ատոմը ունի մոտ չորս անգամ ավել զանգված քան ջրածնինը, կազմությունը փոփոխվում է երբ նկարագրվում է ըստ ատոմների զանգվածների հարաբերության։ Այսպիսով, մոլորակի մթնոլորտը կազմված է մոտ 75% ջրածնից և 24% հելիումից ըստ զանգվածի, և մնացած մեկ տոկոսը այլ քիմիական տարրերեն։ Ներքին մասերը բաղկացած են ավելի խիտ նյութերից, այստեղ տարրերի բաշխումը մոտավորապես կազմում է 71% ջրածին, 24% հելիում և 5% այլ տարրեր ըստ զանգվածի։ Մթնոլորտում կան մեթանի, ջրի, ամոնիակի և սիլիցիումի հիմքով նյութերի հետքեր։ Ավելի փոքր քանակներով մթնոլորտում առկա են՝ ածխածին, էթան, ջրածնի սուլֆիդ, նեոն, թթվածին, ֆոսֆին և ծծումբ։ Մթնոլորտի ամենավերին շերտը պարունակում է սառած ամոնիակի բյուրեղներ։ Ինֆրակարմիր և ուլտրամանուշակագույն չափումները ցույց են տվել, որ մթնոլորտում կան նաև բենզին և այլ ածխաջրածիններ ։

Ջրածնի և հելիումի պարունակությունների հարաբերությունը չափազանց մոտ է տեսականորեն կանխատեսված նախնական աստղային միգամածության կազմությանը։ Նեոնը վերին մթնոլորտում պարունակում է ընդամենը 20 մաս մեկ միլիոնի մեջ ըստ զանգվածի, ինչը Արեգակի համեմատ տասն անգամ քիչ է։ Հելիումի պարունակությունը նույնպես ավելի քիչ է, քան Արեգակի վրա, այն կազմում է Արեգակի համեմատ մոտ 80%։ Այս տարրի պակասը կարող է բացատրվել հելիումային տեղումներով, որի արդյունքում խտացած հելումը իջնում է դեպի մոլորակի ներքին հատվածներ։ Ավելի ծանր իներտ գազերի քանակը Յուպիտերի վրա մոտ երկուսից երեք անգամ գերազանցում է Արեգակի վրա նրանց քանակներին։

Հիմնվելով սպեկտրի հետազոտությունների վրա, Սատուրնը ունի Յուպիտերին նման կազմություն, սակայն մյուս գազային հսկաները, Ուրանը և Նեպտունը ունեն ջրածնի և հելիումի համեմատաբար փոքր քանակներ։

Յուպիտերի զանգվածը 2,5 անգամ մեծ է բոլոր Արեգակնային համակարգի մոլորակների զանգվածից միասին։ Սա այնքան մեծ զանգված է, որ Յուպիտեր-Արեգակ համակարգի բարիկենտրոնը ընկնում է Արեգակի մակերևույթից վեր, մոտ 1,068 արեգակնային շառավիղ Արեգակի կենտրոնից։ Չնայած այս մոլորակը Երկրից տրամագծով մեծ է մոտ 11 անգամ, այն զգալիորեն ավելի փոքր խտություն ունի։ Յուպիտերի ծավալը մոտ 1321 անգամ մեծ է Երկրից, սակայն այն ընդամենը 318 անգամ է ծանր։ Յուպիտերի շառավիղը կազմում է Արեգակի շառավղի մոտ 1/10 մասը, իսկ զանգվածը Արեգակի զանգվածի 0,001 մասը, այսինքն այս երկու մարմինների խտությունը նման է իրար։ "Յուպիտերի զանգվածը" (M J կամ M Jup) հաճախ օգտագործվում է որպես միավոր, այլ մարմինների զանգվածը բացատրելու համար, մասնավորապես Էկզոմոլորակների և շագանակագույն թզուկների։ Այսպես, օրինակ, HD 209458 b արտաարեգակնային մոլորակի զանգվածն է 0,69 M J, իսկ Կապա Անդրոմեդա b աստղի զանգվածը կազմում է 12,8 M

Ըստ տեսական մոդելների, եթե Յուպիտերը ունենար ավելի մեծ զանգված քան հիմա, այն կսեղմվեր։ Զանգվածի փոքր փոփոխությունների դեպքում, շառավիղը զգալիորեն չի փոխվի, և ունենալով մոտ 500 Երկրի զանգված (1,6 Յուպիտերի զանգված) մոլորակի ներքին մասը ձգողության ուժի ազդեցության տակ կդառնա այնքան սեղմված, որ նրա ծավալը կնվազի, չնայած նյութի զանգվածի ավելացմանը։ Փաստորեն, Յուպիտերը ենթադրվում է, որ ունի ամենամեծ հնարավոր տրամագիծը իր տեսակի մոլորակի համար, և որին այն կարող է հասնել իր էվոլյուցիայի ընթացքում։ Հետագա սեղմման արդյունքում, եթե զանգվածի զգալի աճ լինի, ապա նրա ընդերքում կարող է առաջանալ ջերմամիջուկային ռեակցիա և այն վերածվի Շագանակագույն թզուկի, սա հնարավոր է, եթե Յուպիտերի զանգվածը մեծանա 50 անգամ։

Չնայած Յուպիտերին պետք է 75 անգամ ավելի մեծ լինել, որպեսզի այն վերածվի աստղի, ամենափոքր կարմիր թզուկի շառավիղը ընդամենը մոտ 30 տոկոսով է մեծ Յուպիտերի շառավիղից։ Այնուամենայնիվ, Յուպիտերը ճառագայթում է ավելի շատ ջերմություն, քան ստանում է Արեգակից, մոլորակի ներսում արտադրվող ջերմության քանակը համեմատելի է նրա ստացած արեգակնային ճառագայթման հետ։ Այս ավելցուկային ջերմությունը գոյանում է Կելվին-Հելմհոլցի մեխանիզմով ադիբատիկ սեղմման արդյունքում։ Այս պրոցեսը մոլորակի 2 սմ տարեկան սեղմման արդյունքում է առաջանում։ Նոր ձևավորման պահին, Յուպիտերը մոտ երկու անգամ ավելի տաք էր, և ուներ մոտ երկու անգամ ավելի մեծ տրամագիծ քան հիմա։

Ենթադրվում է, որ Յուպիտերը ունի խիտ միջուկ տարբեր տարրերից կազմված, նրան շրջապատող շերտը բաղկացած է մետաղական ջրածնից որոշ քանակի հելիումի հավելմամբ, և ամենաարտաքին շերտը կազմված է հիմնականում մոլեկուլային ջրածնից։ Այս ընդհանուր պատկերացումից բացի, համարյա ոչ մի բան հայտնի չէ։ Միջուկը սովորաբար նկարագրվում է որպես քարային, սակայն նրա կազմությունը հայտնի չէ, ինչպես և նյութերի առանձնահատկությունները այդպիսի խորության մեջ գոյություն ունեցող ջերմաստիճանների և ճնշման պայմաններում։ 1997 թվականին, միջուկի գոյությունը ապացուցվել է գրավիտացիոն չափումների միջոցով, և նրա զանգվածը գնահատվել է 12-ից 45 Երկրի զանգվածներ կամ մոտավորապես 3%-15% Յուպիտերի ընդհանուր զանգվածից։ Յուպիտերի միջուկի գոյությունը նրա պատմության գոնե որոշ ժամանակահատվածի ընթացքում ապացուցվում է մոլորակների ձևավորման մոդելի համաձայն, ներառելով սկզբնական քարե կամ սառցե միջուկի ձևավորումը, որը այնքան զանգվածեղ է, որպեսզի հավաքի իր շուրջ ջրածին և հելիում պրոտոաստղային միգամածությունից ։ Ենթադրելով, որ այն գոյություն է ունեցել, կարելի է ենթադրել, որ այն ժամանակի ընթացքում սեղմվել է, երբ մետաղական ջրածինը խառնվել է հալած միջուկի հետ և բարձրացրել է նրա մասնիկները դեպի մոլորակի վերին շերտեր։ Միջուկը այժմ կարող է ընդհանրապես գոյություն չունենալ, քանի որ գրավիտացիոն չափումները դեռևս բավարար ճշգրիտ չեն որպեսզի վերջնականապես հաստատվի այդ հնարավորությունը։

Մոդելների ոչ ճշգրիտ լինելը կապաված է մինչ այժմ կատարված չափումների անճշտությունների և սխալանքների հետ։ Ջունո ավտոմատ միջմոլորակային կայանը, որը արձակվել է 2011 թվականի օգոստոսին, ուղևորվում է դեպի Յուպիտեր, որպեսզի ավելի ճշգրտի այս պարամետրները, այդպիսով պարզելու համար միջուկի հետ կապված խնդիրը։

Միջուկի շրջանը շրջապատված է խիտ մետաղական ջրածնի շերտով, որը տարածվում է մինչև մոլորակի շառավղի 78 տոկոսը։ Հելիումի և նեոնի անձրևանման տեղումները իջնում են այս շերտի միջով, այսպիսով նվազեցնելով այս տարրերի պարունակությունը վերին մթնոլորտում։

Մետաղական ջրածնի շերտից վեր գտնվում է թափանցիկ արտաքին ջրածնի մթնոլորտը։ Այս խորության վրա ջերմաստիճանը ջրածնի կրիտիկական ջերմաստիճանից բարձր է, որը կազմում է ընդամենը 33 Կ ։ Այս վայրում չկա հստակ բաժանում հեղուկի և գազի վիճակի, ջրածինը այսպես կոչված գերկրիտիկական հեղուկի վիճակում է։ Հարմարության համար ընդունվում է որ ջրածինը գազային վիճակում է վերին մասում, սկսած ամպերի շերտից մինչև մոտ 1000 կմ ներքև, և որ այն հեղուկ վիճակում է դրանից խորը։ Փաստացիորեն ֆիզիկական իմաստով հստակ սահման չկա, խորության հետ մեկտեղ գազը սահուն կերպով դառնում է ավելի տաք և խիտ։

Ջերմաստիճանը և խտությունը Յուպիտերի մոտ աստիճանաբար աճում են դեպի միջուկը։ Իրավիճակի փոփոխության շրջանում, որտեղ ջրածինը տաքանում է ավելին քան նրա կրիտիկական կետն է, և դառնում է մետաղական, ենթադրվում է, որ ջերմաստիճանը հասնում է 10 000 Կ, իսկ ճնշումը՝ 200 ԳՊա ։ Միջուկի սահմանի մոտ ջերմաստիճանը գնահատվում է 36 000 Կ, իսկ ներքին ճնշումը մոտավորապես 3000 - 4500 ԳՊա։

Յուպիտերը ունի ամենամեծ մթնոլորտը Արեգակնային համակարգում, որը տարածվում է ավելին քան 5000 կմ բարձրությամբ։ Քանի որ Յուպիտերը չունի պինդ մակերևույթ, սովորաբար նրա մթնոլորտի հիմք է ընդունվում կետը, որտեղ մթնոլորտոյին ճնշումը հավասար է 10 բարի, կամ տասն անգամ մեծ է Երկիր մակերևույթի մոտ ճնշումից։

Յուպիտերն ամբողջովին ծածկված է ամոնիակի բյուրեղներով և հնարավոր է նաև ամոնիակի հիդրոսուլֆիդից բաղկացած ամպերով։ Ամպերը գտնվում են տրոպոդադարում և խմբավորված են գոտիների տարբեր լայնությունների վրա, որոնց անվանում են արևադարձային շրջաններ։ Այս շրջանները իրենց հերթին բաժանվում են ավելի բաց գույն ունեցող ժապավենների և ավելի մուգ՝ գոտիների ։ Այս մթնոլորտային ձևավորումների հպման շերտերում առաջանում են փոթորիկներ և մթնոլորտային հուզումներ։ Գոտիների հոսանքներում սովորական են 100 մ/վ (360 կմ/ժ) քամու արագությունները։ Դիտարկումները ցույց են տվել, որ գոտիների լայնությունները, գույները և ինտենսիվությունը փոփոխվում է տարիների ընթացքում, սակայն նրանք բավարար կայուն են մնում, ինչը թույլ է տալիս աստղագետներին անվանել դրանք։

Ամպերի շերտը ունի ընդամենը մոտ 50 կմ խորություն, և բաղկացած է ամենաքիչը ամպերի երկու շերտերից՝ հաստ ներքևի շերտ և բարակ ավելի թափանցիկ վերին շերտ։ Հնարավոր է, որ ամոնիակի շերտից ներքև գոյություն ունի նաև ջրային գոլորշու ամպերի շերտ, ինչի մասին վկայում են կայծակները Յուպիտերի մթնոլորտում։ Այս էլեկտրական պարպումները կարող են լինել Երկրի վրա տեղի են ունեցողներից մինչև հազար անգամ ավելի հզոր։ Ջրային ամպերը մոլորակի ընդերքից բարձրացող ջերմության ազդեցության տակ կարող են առաջացնել ամպրոպներ։

Յուպիտերի ամպերի նարնջագույն և շագանակագույն գունավորումը պայմանավորված է մոլորակի ներքին մասերից բարձրացող նյութերի գույնի փոփոխությունների հետ, երբ նրանք հայտնվում են Արեգակի ուլտրամանուշակագույն լույսի տակ։ Այս նյութերի էությունը դեռևս ամբողջովին պարզ չէ, սակայն ենթադրում են, որ դրանք են ֆոսֆորը, ծծումբն ու ածխաջրածինները։ Այս գունավոր նյութերը, որոնց անվանում են քրոմոֆորներ, խառնվում են ավելի տաք, ներքևի ամպերի շերտին։

Յուպիտերի փոքր առանցքի թեքման արդյունքում մոլորակի բևեռները ստանում են զգալիորեն ավելի քիչ արեգակնային ճառագայթում, քան հասարակածային շրջանները։ Մոլորակի ներքին շրջանների կոնվեկցիայի արդյունքում Յուպիտերի բևեռներին մոլորակի այլ մասերից էներգիա հասնում է, այսպիսով հավասարակշիռի բերելով ջերմաստիճանը ամպերի շերտում։

Յուպիտերի ամենահայտնի մթնոլորտի առանձնահատկությունն է Մեծ կարմիր հետքը, կայուն անտիցիկլոնային հողմ, որը չափերով մեծ է Երկրից, գտնվում է 22°-ով հարավ հասարակածից։ Նրա գոյության մասին հայտնի է դարձել առնվազն 1831 թվականից, և հնարավոր է նույնիսկ 1665 թվականից։ Մաթեմատիկական մոդելները ապացուցում են, որ հողմը կայուն է և կարող է լինել մոլորակի մշտական առանձնահատկություն։ Հողմը բավականաչափ մեծ է, որպեսզի այն հնարավոր լինի դիտարկել Երկրի վրա տեղադրված աստղադիտակներից, որոնք ունեն ամենափոքրը 12 սմ տրամագիծ։

Այս էլիպսանման օբյեկտը պտտվում է ժամսլաքին հակառակ ուղղությամբ, մոտավորապես վեց օր պարբերությամբ։ Մեծ կարմիր հետքի չափերն են 24-40 000 կմ × 12-14 000 կմ։ Այն այնքան մեծ է, որ կարող է իր մեջ տեղավորել երկու և նույնիսկ երեք Երկիր մոլորակներ։ Այս հողմի առավելագույն բարձրությունը կազմում է մոտ 8 կմ իրեն շրջապատող ամպերի վերին մասերից։

Նույնիսկ, մինչ Վոյաջեր-1-ը ապացուցեց, որ այս հետքը հողմ է, կային ծանրակշիռ ապացույցներ այն բանի, որ այս հետքը չի կարող կապված լինել ավելի խորքում գտնվող մոլորակի առանձնահատկության հետ։ Քանի որ, այն պտտվում է ոչ այնպես ինչպես շրջակա մթնոլորտը, երբեմն ավելի արագ, երբեմն էլ դանդաղ։ Իր գոյության ընթացքում այն մի քանի անգամ ճանապարհորդել է մոլորակի վրայով։

Այս կարգի հողմերը սովորական են գազային հսկաների մթնոլորտների համար։ Յուպիտերը ունի նաև ավելի փոքր չափերով սպիտակ և շագանակագույն օվալներ, որոնց անուններ չեն տրվել։ Սովորաբար սպիտակ օվալները մթնոլորտի վերին շերտերում բաղկացած են համեմատաբար պաղ ամպերից։ Շագանակագույն օվալները ավելի տաք են և գտնվում են նորմալ ամպերի շերտում ։ Այսպիսի հողմերը կարող են շարունակվել մի քանի ժամ, կամ կարող են գոյություն ունենալ դարերով։

2000 թվականին մոլորակի հարավային կիսագնդում սկսեց առաջանալ մթնոլորտային ձևավորում, որը նման է Մեծ կարմիր հետքին, սակայն չափերով փոքր է։ Այն առաջացավ, երբ մի քանի ավելի փոքր սպիտակ հետքեր միացան իրար՝ առաջացնելով միասնական ձևավորում, այս երեք փոքր օվալները առաջին անգամ դիտարկվել էին 1938 թվականին։ Միացած մարմինը անվանել են ԲԱ Օվալ, և նրան տրվել է Կրտսեր կարմիր հետք մականունը։ Այն այդ ժամանակից ի վեր մեծացել է և փոխել գույնը սպիտակից կարմիրի։

Յուպիտերը ունի նոսր օղակների համակարգ, որը բաղկացած է երեք սեգմենտներից՝ ներքին թորանման մասնիկների ամպ, որոնք ձևավորում են հալոն, համեմատաբար պայծառ հիմնական օղակը, և արտաքին սարդոստանային օղակը։ Այս օղակները կազմված են փոշու մասնիկներից, ի տարբերություն Սատուրնի սառցե օղակների։ Հիմնական օղակը հավանաբար կազմված է մասնիկներից, որոնք արտամղվել են Ադրաստեա և Մետիս արբանյակներից, նրանց հետ երկնային մասնիկների բախման արդյունքում։ Այն նյութը, որը սովորաբար կիջներ արբանյակի մակերևույթին, ձգվում է Յուպիտերի հզոր ձգողական դաշտի կողմից։ Այս մասնիկները դանդաղ պարուրաձև շարժվում է դեպի Յուպիտեր, իսկ նոր մասնիկներ առաջանում են նոր բախումների արդյունքում։ Նույն մեխանիզմով, Թեբե և Ամալթեա արբանյակները հավանաբար սնում են երկու հեռավոր սարդոստանային օղակները։ Կան նաև ապացույցներ, որ գոյություն ունի ևս մի քարաբեկորներից բաղկացած օղակ Ամալթեայի ուղեծրից դուրս, որը նույնպես առաջացել է արբանյակի բախումներից։

Յուպիտերի մագնիսական դաշտը 14 անգամ հզոր է Երկրի մագնիսական դաշտից, ունի 4,2 գաուս (0,42 մՏ) լարվածություն հասարակածում և մինչև 10-14 գաուս (1,0 - 1,4 մՏ) բևեռներում։ Սա Արեգակնային համակարգում Արեգակից հետո ամենահզոր մագնիսական դաշտն է։ Ենթադրվում է, որ այս դաշտը ինդուցվում է մետաղական ջրածնի միջուկի պարուրաձև հոսքերի շնորհիվ։ Մոլորակի Իո արբանյակի վրա գտնվող հրաբուխները արտանետում են մեծ քանակով ծծմբի երկօքսիդ, ձևավորելով գազային թոր արբանյակի ուղեծրի երկայնքով։ Այս գազը իոնացվում է մագնիսոլորտում առաջացնելով ծծումբի և թթվածնի իոններ։ Դրանք Յուպիտերի մթնոլորտից դուրս մղված ջրածնի իոնների հետ միասին ձևավորում են Յուպիտեր մոլորակի պլազմային թերթը հասարակածային հարթության մեջ։ Այս թերթում գտնվող պլազման պտտվում է մոլորակի հետ միասին, առաջացնելով մագնիսական դաշտի դիպոլի դեֆորմացիա, դարձնելով այն մագնետոսկավառակ։ Պլազմային թերթի էլեկտրոնները առաջացնում են 0,6 - 30 MHz հաճախությամբ հզոր ճառագայթում։

Յուպիտերը մոլորակների միջև միակն է, որի Արեգակի հետ համակարգի ծանրության կենտրոնը գտնվում է Արեգակի մակերևույթից դուրս, այնուամենայնիվ այդ հեռավորությունը Արեգակի մակերևույթից չափազանց փոքր է, և կազմում է Արեգակի շառավղի 7%։ Յուպիտերի և Արեգակի միջին հեռավորությունը կազմում է 778 միլիոն կմ (մոտ 5,2 անգամ մեծ Արեգակի և Երկրի միջին հեռավորությունից, կամ 5,2 ա.մ.) և այն իրականացնում է մեկ ամբողջական պտույտ Արեգակի շուրջ 11,86 երկրային տարվա ընթացքում։ Սա կազմում է Սատուրն մոլորակի ուղեծրային պարբերության երկու հինգերորդը, կազմավորելով Արեգակնային համակարգի երկու ամենամեծ մոլորակների միջև 5։2 ուղեծրային ռեզոնանս։ Յուպիտերի էլիպտիկ ուղեծիրը թեքված է 1,31° անկյան տակ Երկրի ուղեծրի հարթության նկատմամբ։ Ուղեծրի էքսցենտրիսիտետի, որը կազմում է 0,048, մոլորակի և Արեգակի հեռավորությունը տատանվում է 75 միլիոն կմ-ով, պերիկենտրոնի և ապոկենտրոնի միջև, կամ ամենամոտ և ամենահեռու ընկած կետերի միջև։

Յուպիտերի առանցքի թեքումը համեմատաբար փոքր է, ընդամենը 3,13°։ Որպես արդյունք մոլորակի վրա տեղի չեն ունենում նշանակալի սեզոնային փոփոխություններ, ի տարբերություն, օրինակ՝ Երկրի կամ Մարսի ։

Յուպիտերի պտույտը ամենաարագն է Արեգակնային համակարգի մոլորակների միջև, այն իր առանցքի շուրջ կատարում է մեկ ամբողջական պտույտ մի փոքր ավելին, քան տասը ժամը։ Այս արագության պատճառով ստեղծվում է հասարակածային ընդլայնում, որը հեշտությամբ կարելի է նկատել Երկրի վրա գտնվող սիրողական աստղադիտակներից։ Մոլորակը ունի սեղմված սֆերոիդի տեսք, այսինքն նրա հասարակածային տրամագիծը մեծ է մոլորակի բևեռների միջև ընկած հեռավորությունը։ Այս տարբերությունը կազմում է շուրջ 9275 կմ։

Քանի որ Յուպիտերը պինդ մարմին չէ, նրա մթնոլորտի վերին շերտը ենթարկվում է դիֆերենցիալ պտույտի։ Յուպիտերի բևեռային մթնոլորտի պտույտը մոտ 5 րոպեով ավելի մեծ է, քան հասարակածային մթնոլորտինն է։ Մոլորակի մթնոլորտի առանձնահատկությունների պտույտը բնութագրելիս օգտագործվում են երեք համակարգեր։ I համակարգը գտնվում է 10° Հյուսիսային և 10° Հարավային լայնությունների միջև, այս շրջանի պտույտի պարբերությունը ամենափոքրն է մոլորակի վրա և կազմում է 9 ժ 50 ր 30,0 վ։ II համակարգը ընկած է բոլոր մյուս լայնություններում, և նրա պտույտի պարբերությունը կազմում է 9 ժ 55 ր 40,6 վ։ III համակարգը ի հայտ է բերվել ռադիո աստղագետների կողմից, և կապվում է մոլորակի մագնիսոլորտի հետ, որի պտույտի պարբերությունը Յուպիտերի պտույտի պարբերությունն է։

Յուպիտերը սովորաբար չորրորդ ամենապայծառ մարմինն է երկնքում( Արեգակից, Լուսնից և Վեներայից հետո) ժամանակ առ ժամանակ Մարսը ավելի պայծառ է երկնքում քան Յուպիտերը։ Կախված Յուպիտերի դիրքից Երկրի նկատմամբ, այն կարող է տատանվել −2,9-ից ( առճակատման դիրքում) մինչև −1,6 (Արեգակի կողմից ծածկման ժամանակ։ Յուպիտերի անկյունային տրամագիծը նույնպես տատանվում է 50,1 - 29,8 արկ վայրկյան։ Լավագույն առճակատումը տեղի է ունենում, երբ Յուպիտերը անցնում է իր ուղեծրի պերիկենտրոնով, այս երևույթը տեղի է ունենում մեկ անգամ ամեն ուղեծրային պտույտի ընթացքում։

Երկիրը շրջանցում է Յուպիտերին իր ուղեծրով Արեգակի շուրջ պտտվելով ամեն 398,9 օրը մեկ անգամ։ Այս պարբերությունը անվանում են սինոդիկ պարբերություն։ Անմիջապես անցումից հետո, Յուպիտերը թվում է թե շարժվում է հակադարձ իր ետևում ընկած աստղերի համեմատ։ Որոշ ժամանակ Յուպիտերը կատարում է թվացյալ հետադարձ շարժում երկնքում, շրջանային հետագծով։

Յուպիտերի 12 տարի ձգվող ուղեծրային պարբերությունը համընկնում է տասներկու Կենդանակերպի աստղագուշակության նշանների հետ, և հնարավոր է, որ ծառայել է այս նշանների առաջացման աղբյուրը։ Ամեն անգամ երբ Յուպիտերը հասնում է առճակատման կետին, այն ետ է շարժվում մոտ 30°, որը մեկ Կենդանակերպի նշանի լայնությունն է։

Քանի որ Յուպիտերի ուղեծիրը ընկնում է Երկրի ուղեծրից դուրս, Երկրից դիտարկման փուլային անկյունը երբեք չի անցնում 11,5°։ Այսինքն մոլորակը միշտ ամբողջովին լուսավորված է երևում Երկրից աստղադիտակներով հետազոտությունների ժամանակ։ Յուպիտերի մահիկի պատկերներ ստացվել են միայն տիեզերական սարքերից կատարված լուսանկարներով։

Յուպիտերի դիտարկումների մասին առաջին անգամ գրառվել է բաբելոնյան աստղագետների կողմից 7 - 8 դարերում Մ.թ.ա.։ Չինացի, աստղագիտության պատմության ուսումնասիրող, Քսի Ժեժոնգը պնդում է, որ չինացի աստղագետ Գան Դեն, հայտնաբերել է Յուպիտերի արբանյակներից մեկը Մ.թ.ա. 362 անզեն աչքով։ Եթե այս տեղեկությունները ճշգրիտ են, ապա նրանք նախորդել են Գալիլեո Գալիլեյի հայտնագործությունը համարյա երկու հազարամյակով։

II դարի իր աշխատության մեջ, հույն աստղագետ Պտղոմեոս Կլավդիոսը նկարագրել է երկրակենտրոն մոլորակային մոդել հիմնվելով դիֆերենտների և էպիցիկլների վրա և այսպիսով բացահայտել է Յուպիտերի շարժումը Երկրի համեմատ, նշելով նրա ուղեծրային պարբերությունը Երկրի շուրջը հավասար 4332,38 օրվա, կամ 11,86 տարվա։

1610 թվականին, Գալիլեո Գալիլեյը հայտնաբերեց Յուպիտերի չորս ամենամեծ արբանյակները. Իոն, Եվրոպան, Գանիմեդը և Կալիստոն (այժմ այս արբանյակները հայտնի են որպես Գալիլեյան արբանյակներ)։ Գալիլեյը այս հայտնագործությունը կատարեց աստղադիտակի օգնությամբ, այս դիտարկումը համարվում է առաջին աստղադիտակով կատարված Լուսնից բացի այլ արբանյակի դիտարկումը։ Գալիլեյը նաև առաջինն էր, ով հայտնաբերեց, որ երկնային շարժումը կենտրոնացված չէ Երկրի շուրջ։ Սա կարևորագույն փաստարկ էր Կոպեռնիկոսի հելիոկենտրոն տեսության կողմ, Գալիլեյը հայտարարեց, որ աջակցում է Կոպեռնիկոսի տեսությանը, ինչը և ծառայեց Ինկվիզիցիայի կողմից նրան հալածելու պատճառը։

1660-ականների ընթացքում, Կասինին, օգտագործելով նոր, ավելի կատարելագործված աստղադիտակ հայտնաբերեց Յուպիտերի գունավոր հետքերը և շերտերը, ինչպես նաև փաստեց մոլորակի սեղմվածությունը բևեռների կողմից։ Դրա հետ մեկտեղ, նա նաև գնահատեց մոլորակի պտույտի պարբերությունը։ 1690 թվականին Կասինին նկատեց, որ մոլորակի մթնոլորտը ենթարկվում է դիֆերենցիալ պտույտի ։

Մեծ կարմիր հետքը համարվում էր կորած 1665-ից 1708 թվականներին, մինչդեռ նրա գոյությունը վստահորեն հաստատվեց 1878։ Այն ևս մեկ անգամ գրանցվեց կորսված 1883 և 20-րդ դարի սկզբին։

Ջովանի Բորելին և Կասինին ստեղծեցին Յուպիտերի շարժման ճշգրիտ աղյուսակներ, որոնք թույլ տվեցին կանխագուշակել մոլորակների արբանյակների անցումները մոլորակի սկավառակով։ 1670-ականներին, հաշվարկվեց, որ այն ժամանակ երբ Յուպիտերը գտնվում է Արեգակի հակառակ կողմում Երկրի համեմատ, այս անցումները տեղի են ունենում մետ 17 րոպե ավելի ուշ, քան կանխագուշակվել էր։ Օլե Ռյոմերը ենթադրեց, որ սա տեղի է ունենում այն պատճառով, որ դիտարկումները ակնթարթային չեն (ենթադրությունը ավելի վաղ հերքվել էր Կասինիի կողմից), և այս ժամանակի ուշացումը օգտագործվեց լույսի արագությունը գնահատելիս։

1892 թվականին, Էդվարդ Բերնարդը հայտնաբերեց Յուպիտերի հինգերորդ արբանյակը 36 դյույմանոց ռեֆրակտոր աստղադիտակով Լիկի աստղադիտարանում, որը գտնվում է Կալիֆոռնիայում։ Այս համեմատաբար փոքր մարմնի հայտնաբերումը, ինչը վկայում էր դիտարկողի սուր տեսողության մասին, արագորեն դարձրեց նրան հանրաճանաչ։ Արբանյակը հետագայում անվանվեց Ամալթեա։ Սա մոլորակի վերջին արբանյակն էր, որը հայտնաբերվել է ուղղակի դիտարկման արդյունքում։ Եվս ութ արբանյակներ հայտնաբերվեցին մեկը մյուսի ետևից Վոյաջեր-1 տիեզերական սարքի թռիչքի ընթացքում մոլորակի մոտով 1979 թվականին։

1932 թվականին, Ռուպերտ Վայլդտը հայտնաբերեց ամոնիակի և մեթանի կլանման գծերը Յուպիտերի սպեկտրում։ Դրանից վեց տարի անց, 1938 թվականին մոլորակի մթնոլորտում հայտնաբերվեցին երեք երկարակյաց անտիցիկլոնային օվալաձև առանձնահատկություններ։ Մի քանի տասնամյակ այս օբյեկտները մնում էին մթնոլորտի առանձին առանձնահատկություններ, որոնք երբեմն մոտենում էին իրար, սակայն երբեք չէին միանում։ Վերջապես, 1998 թվականին այս օվալները միացան՝ դառնալով այսպես կոչված ԲԱ Օվալ ։

1955 թվականին, Բերնարդ Բուրկը և Քենեթ Ֆրանկլինը հայտնաբերեցին Յուպիտերից եկող ռադիոազդանշանների պարպումներ 22,2 ՄՀց հաճախության վրա։ Այս պարպումների ի հայտ գալու հաճախությունը համընկնում էր մոլորակի պտույտի հաճախությանը, և այս տվյալները նույնպես օգտագործվեցին մոլորակի պտույտի պարբերության ճշգրտման համար։ Պարզվեց, որ Յուպիտերից ճառագայթվող ռադիո-պարպումները երկու ձևի են լինում. երկար պարպումներ (կամ L-պարպումներ, անգլ.՝ Long բառից), որոնք տևում եմ մինչև մի քանի վայրկյան, և կարճ պարպումներ (կամ S-պարպումներ, անգլ. ՝ Short բառից), որոնք ունեին վայրկյանի հարյուրերորդ մասից պակաս տևողություններ։

Գիտնականները հայտնաբերեցին, որ գոյություն ունեն երեք տեսակի ռադիոազդանշաններ, որոնք արձակվում են Յուպիտերի կողմից՝

Դեկամետրանի ռադիո պարպումներ (տասնյակ մետր ալիքի երկարությամբ), որոնք ունեն Յուպիտերի պտույտի հետ կապված պարբերականություն, և ենթարկվում են Իոյի Յուպիտերի մագնիսական դաշտի հետ փոխազդեցության ազդեցությանը։

Դեցիմետրանի ռադիո ճառագայթում (ալիքի երկարությունը չափվում է սանտիմետրերով), առաջին անգամ դիտարկվել են Ֆրենկ Դրեյկի և Հեյն Հվատումի կողմից 1959 թվականին։ Այս ազդանշանի աղբյուրն է հանդիսանում Յուպիտերի հասարակածում գտնվող թորանման գոտին։ Այս ազդանշանը առաջանում է Յուպիտերի մագնիսական դաշտում արագացած էլեկտրոնների ցիկլոտրոնային ճառագայթումից։

Ջերմային ճառագայթում, որը առաջանում է Յուպիտերի մթնոլորտի ջերմությունից։

1973 թվականից սկսած Յուպիտերի համակարգ են սկսել այցելել ավտոմատ կայաններ, դրանցից ամենանշանակալին Պիոներ 10 կայանն էր, որը առաջին տիեզերական սարքն էր, որ կարողացավ մոտենալ Յուպիտերին այնքան, որպեսզի դիտարկի և ուղարկի Երկիր Արեգակնային համակարգի ամենամեծ մոլորակի առանձնահատկությունների մասին նոր տեղեկություններ։

Սկսած 1973 թվականից մի շարք միջմոլորակային կայաններ կատարել են անցումային մանևրներ Յուպիտերի մոտով, ինչը հնարավորություն է տվել նրանց կատարել մի շարք հետազոտություններ։ կայանները ստացան Յուպիտերի մթնոլորտի և որոշ արբանյակների առաջին մոտ տարածությունից կատարված լուսանկարները։ Այս կայանները հայտնաբերեցին, որ մոլորակի մոտ գտնվող ռադիացիոն դաշտերը շատ ավելի հզոր են, քան գնահատվել էր ավելի վաղ, այնուամենայնիվ ծրագրի շրջանակներում արձակված երկու սարքերն էլ այդ միջավայրում մնացին աշխատունակ վիճակում։ Այս սարքերի հետագծերը օգտագործվեցին Յուպիտերի համակարգի ընդհանուր զանգվածի գնահատման համար։ Մոլորակի կողմից անդրադարձվող ռադիո ազդանշաններից հնարավոր եղավ ավելի ճշգրտորեն չափել Յուպիտերի տրամագիծը և բևեռային սեղմման աստիճանը։

Վեց տարի անց, կայանները անհամեմատ ընդլայնեցին Գալիլեյան արբանյակների մասին գիտելիքները և հայտնաբերեցին Յուպիտերի օղակները։ Այս կայանները նույնպես հաստատեցին, որ Մեծ կարմիր հետքը ունի անտիցիկլոնային բնույթ։ Պիոներ կայանների անցման ժամանակ կատարված լուսանկարները համեմատելիս Վոյաջերների կատարած պատկերների հետ պարզվեց, որ Մեծ կարմիր հետքը փոխել է իր գունային երանգը՝ նարնջագույնից մուգ շագանակագույնի։ Կայաններից ստացված տվյալների հիման վրա հայտնաբերվեցին Իո արբանյակի ուղեծիրը պարուրող իոնացված ատոմներից բաղկացած թորը, այս արբանյակի վրա գործող հրաբուխները, որոնցից որոշները գտնվում էին ժայթքման փուլում։ Մոլորակի Արեգակին հակադարձ կողմով անցման ժամանակ կայանները գրանցեցին գիշերային մթնոլորտում կայծակների պարպումներ։

Հաջորդ կայանը, որ հասավ Յուպիտեր Ուլիս սարքն էր, որի հիմնական առաքելությունն էր Արեգակի ուսումնասիրությունները։ Սարքը երկու անգամ անցավ Յուպիտերի մոտով, որպեսզի ճշգրտի իր հետագիծը և դուրս գա Արեգակի բևեռային ուղեծիր։ Այս անցումների ընթացքում կայանից կատարվեցին Յուպիտերի մագնիսոլորտի ուսումնասիրություններ։ Քանի որ, Ուլիս կայանները չունեին լուսանկարման խցիկներ, այս առաքելության արդյունքում լուսանկարներ չեն արվել։

2000 թվականին, իր դեպի Սատուրն կատարվող թռիչքի ընթացքում Կասինի կայանը անցավ Յուպիտերի մոտով և կատարեց մոլորակի մինչ այժմ գոյություն ունեցող ամենաորակյալ լուսանկարներ։ 2000 թվականի դեկտեմբերի 19-ին կայանը կատարեց Հիմալիա արբանյակի լուսանկարը, սակայն լուսանկարի որակը չափազանց ցածր էր տարբերելու համար արբանյակի մակերևույթը։

Նոր հորիզոններ կայանը, իր Պլուտոն ուղևորության ճանապարհին օգտագործեց Յուպիտերի ձգողության դաշտը, որպես գրավիտացիոն օժանդակում, իր ուղեծրի ճշգրտման և արագության ավելացման համար։ Այն առավելագույնը մոտեցավ Յուպիտերին 2007 թվականի փետրվարի 28-ին։ Կայանի խցիկները չափեցին Իոյի հրաբուխներից արտանետված պլազմայի քանակները, և մանրակրկիտ հետազոտեցին բոլոր չորս Գալիլեյան արբանյակները, ինչպես նաև կատարեցին հեռավոր Հիմալիա և Էլարա արբանյակների հեռահար դիտարկումներ։ Յուպիտերի համակարգի լուսանկարումները սկսեցին 2006 թ. սեպտեմբերի 4-ին։

Մինչ այժմ, միակ տիեզերական սարքը, որը մուտք է գործել Յուպիտերի ուղեծիր, միջմոլորակային կայնն է։ Այն մուտք գործեց Յուպիտերի ուղեծիր 1995 թվականի դեկտեմբերի 7-ին։ Կայանը մնաց Յուպիտերի ուղեծրում շուրջ յոթ տարի, կատարելով բազմաթիվ անցումներ Գալիլեյան արբանյակների և Ամալթեայի մոտով։ Գալիլեո կայանից հնարավոր եղավ դիտարկել Շումեյկեր - Լևիի 9 գիսաստղի բախումը Յուպիտերի հետ 1994 թվականին, ինչը յուրօրինակ երևույթ էր։ Չնայած այն հանգամանքին, որ սարքի արձակման ժամանակ բարձր թողունակությամբ անտենան չհաջողվեց օգտագործել, այնուամենայնիվ Գալիլեոյից ստացված տեղեկությունները Յուպիտերի համակարգի մասին բավական ծավալուն էին։

1995 թվականի հուլիսին Գալիլեո կայանից արձակվեց մթնոլորտային զոնդ, որը մուտք գործեց Յուպիտերի մթնոլորտ նույն թվականի դեկտեմբերի 7-ին։ Զոնդը պարաշյուտի միջոցով արգելակելով իջավ մինչև 150 կմ խորություն, աշխատելով 57,6 րոպե, և կործանվեց հսկայական մթնոլորտային ճնշման ազդեցության տակ, ինչպես և նախատեսված էր (կործանման պահին ճնշումը կազմում էր Երկրի նորմալ ճնշման 22-պատիկը, 153 °C ջերմաստիճանի պայմաններում)։ Հավանաբար զոնդը հետագայում հալվել է և գոլորշիացել։ Գալիլեո ուղեծրակայանը իր առաքելության ավարտին նույնպես ընկավ մոլորակի վրա։ Դա տեղի ունեցավ 2003 թվականի սեպտեմբերի 21-ին, ավելին քան 50 կմ/վ արագությամբ։ Սա կատարվեց, որպեսզի բացառվի կայանի բախումը Եվրոպա արբանյակի հետ, որի արդյունքում հնարավոր էր արբանյակի աղտոտումը, գոյություն ունի վարկած, ըստ որի կա հնարավորություն, որ այնտեղ կյանք գոյություն ունի ։

Այժմ ընթացքում է ՆԱՍԱ-ի կողմից իրականացվող Ջունո առաքելությունը, որի շրջանակներում միջմոլորակային կայանը մուտք կգործի մոլորակի բևեռային ուղեծիր ։ Տիեզերական սարքը արձակվել է 2011 թվականի օգոստոսին, և կհասնի մոլորակին 2016 թվականի վերջում։

Հաջորդ նախատեսված առաքելությունը դելի Յուպիտերի համակարգ կլինի Եվրոպական տիեզերական գործակալության Յուպիտերի Սառցե Արբանյակների Հետազոտողը (JUICE), որը նախատեսված է արձակել 2022 թվականին։

Քանի որ կա հնարավորություն, որ Յուպիտերի Եվրոպա, Գանիմեդ և Կալիստո արբանյակների վրա սառցի շերտի տակ գոյություն ունեն հեղուկ ջրի օվկիանոսներ, այս սառցե արբանյակները մեծ հետաքրքրություն են ներկայացնում հետազոտումների համար։ Այնուամենայնիվ, ֆինանսավորման հետ կապված խնդիրները խոչընդոտեցին առաքելությունների վաղ իրականացմանը։ ՆԱՍԱ-ի Յուպիտերի Սառցե Արբանյակների Ուղեծրակայան ( Jupiter Icy Moons Orbiter - JIMO) առաքելությունը չեղյալ հայտարարվեց 2005 թվականին։ Նոր առաքելության նախագիծ է առաջարկվել համատեղ ՆԱՍԱ/ ԵՏԳ գործակալությունների կողմից, այն կոչվում է EJSM/Լապլաս և նախատեսվում է իրականացնել ուշ 2020-ական թվականներին։ EJSM/Լապլասը բաղկացած կլինի ՆԱՍԱ-ի կողմից իրականացվող Յուպիտեր Եվրոպա Ուղեծրակայանից, և ԵՏԳ-ի իրականացվելիք Յուպիտեր Գանիմեդ Ուղեծրակայանից։ Այնուամենայնիվ 2011 թվականի ապրիլին ԵՏԳ-ն պաշտոնապես կասեցրեց իր համագործակցությունը, պատճառաբանելով ՆԱՍԱ-ի ունեցած բյուջեի խնդիրներով և նրանց ազդեցությամբ առաքելության իրականացման պլանի վրա։ Դրա փոխարեն ԵՏԳ-ն նախատեսում է իրականացնել միանձնյա Քոսմիք Վիժն առաքելությունը։

Հայտնաբերված են Յուպիտերի 66 բնական արբանյակներ։ Դրանցից Իոն, Գանիմեդը, Կալլիստոն և Եվրոպան տեսանելի են նույնիսկ հեռադիտակով, դրանք 1610 թ. հայտնաբերվել են Գալիլեո Գալիլեյի կողմից, ուստի կոչվում են նաև Յուպիտերի Գալիլեյան արբանյակներ ։ Արբանյակներից 51 տրամագծերը ավելի փոքր են քան 10 կիլոմետրը և հայտնաբերվել են 1975 թվականից հետո։

Այս երեք արբանյակների ուղեծրերի էքսցենտրիսիտետի պատճառով նրանք ենթարկվում են պարբերական ձևի փոփոխությունների։ Մի կողմից Յուպիտերի ձգողության ուժի ազդեցության տակ նրանք ձգվում են, երբ մոտենում են մոլորակին, և վերադառնում գնդաձև վիճակի, երբ հեռանում են նրանից։ Այս մակընթացային ճկումները շփման միջոցով տաքացնում են արբանյակների ընդերքը։ Այս հանգամանքը համարվում է Յուպիտերին ամենամոտ պտտվող Իոյի հրաբխային արտասովոր ակտիվության ծագման հիմնական գործոնը (այս արբանյակի դեպքում մակընթացային ուժերը ամենաուժեղն են), ինչպես նաև ավելի փոքր ծավալով այս հանգամանքը պատասխանատու է Եվրոպայի մակերևույթի երիտասարդ լինելու համար։

Մինչ Վոյաջեր կայանների առաքելությունները Յուպիտերի արբանյակները դասակարգվում էին չորս արբանյականոց չորս խմբերի, կապելով դասակարգումը նրանց ուղեծրի էլեմենտների նմանության հետ։ Սակայն դրանից հետո հայտնաբերված հսկայական քանակով փոքր արբանյակները բարդացրեցին այս խնդիրը։ Այժմ արբանյակները բաժանված են վեց հիմնական խմբերի, սակայն որոշները շատ ավելի են ցրված, քան մյուսները։

Հիմնականում արբանյակները բաժանվում են երկու մեծ խմբի, մեկը դա ութ ներքին կանոնավոր արբանյակներն են, որոնք ունեն գրեթե շրջանաձև ուղեծրեր մոտ Յուպիտերի հասարակածային հարթությանը և ենթադրվում է, որ ձևավորվել են Յուպիտերի հետ միասին։ Մյուս խումբը կազմված է անհայտ թվով փոքր անկանոն արբանյակներից էլիպտիկ և թեքված ուղեծրերով, որոնք ենթադրվում է, որ գրավվել են Յուպիտերի կողմից աստերոիդների գոտուց կամ հանդիսանում են այդ աստերոիդների բեկորներ։ Անկանոն արբանյակները խմբավորված են մի քանի խմբերի, ըստ իրենց ուղեծրային էլեմենտների, և այդպիսով կարող են ունենալ ընդհանուր ծագում, գուցե նաև կարող են լինել մեկ գրավված մարմնի բեկորներ։

Կանոնավոր արբանյակներ

Այս չորս արբանյակները, հայտնաբերվել են Գալիլեո Գալիլեյի և Սիմոն Մարիուսի կողմից զուգահեռաբար, ուղեծրերը գտնվում են 400 000 և 2 000 000 կմ միջակայքում, այս խմբում են գտնվում Արեգակնային համակարգի ամենամեծ արբանյակները։

Անկանոն արբանյակներ

Եվս մի առանձին արբանյակ, պտտվում է Անանկեի խմբի ներքին սահմանի մոտ, և պտտվում է Յուպիտերի շուրջ հակադարձ ուղեծրով։

Իր արբանյակների հետ միասին Յուպիտերի ձգողական դաշտը վերահսկում է մի շարք աստերոիդների, որոնք տեղաբաշխվել են նրա ուղեծրի Լագրանժի կետերի շրջակայքում, նախորդելով և հետևելով Յուպիտերին նրա ուղեծրի վրա։ Այս աստերոիդները հայտնի են որպես Տրոյացիներ, և բաժանվում են երկու՝ Հույների և Տրոյացիների "ճամբարների" ըստ ։ Այս աստերոիդներից առաջինը, (588) Աքիլլեսը, հայտնաբերվել է Մաքս Վոլֆի կողմից 1906 թվականին, դրանից հետո հայտնաբերվել են ավելին քան երկու հազար այսպիսի աստերոիդներ։ Այս աստերոիդներից ամենամեծն է (624) Հեկտորը ։

Կարճ պարբերությամբ գիսաստղերից շատերը պատկանում են Յուպիտերի ընտանիքին և սահմանվում են որպես գիսաստղեր, որոնց մեծ կիսաառանցքը փոքր է Յուպիտերինից։ Ենթադրվում է, որ Յուպիտերի ընտանիքի գիսաստղերը ձևավորվել են Կոյպերի գոտում Նեպտունի ուղեծրից դուրս, և ժամանակի ընթացքում Յուպիտերի հետ մերձեցումների արդյունքում նրանց ուղեծրերը փոփոխվել են և արդյունքում դարձել ավելի կարճաժամկետ՝ համարյա շրջանաձև Արեգակի և Յուպիտերի միջև։

Արեգակնային համակարգի բոլոր մոլորակները կարող են տեղավորվել Յուպիտեր մոլորակի մեջ։

Տես նաև` Շումեյկեր - Լևիի 9 գիսաստղ, 2009 թվականի Յուպիտերի բախման դեպք, և 2010 թվականի Յուպիտերի բախման դեպք

Յուպիտերը անվանում են Արեգակնային համակարգի փոշեկուլ, իր հսկայական հզորության ձգողության դաշտի և արտաքին Արեգակնային համակարգի սահմանին տեղաբաշխման պատճառով։ Նրա հետ Արեգակնային համակարգի մոլորակներից ամենահաճախն են բախվում գիսաստղերը։ Ենթադրվում է, որ մոլորակը ծառայում է որպես մասնակի պաշտպանիչ վահան ներքին համակարգի համար գիսաստղերի ռմբակոծման դեմ։ Վերջերս կատարված համակարգչային սիմուլացիաները ցույց են տվել, որ Յուպիտերը չի պակասեցնում ներքին Արեգակնային համակարգ մտնող գիսաստղերի քանակը, քանի որ նրա ձգողության դաշտը փոփոխում է գիսաստղերի ուղեծրերը՝ ինչպես ձգելով նրանց ներս, այնպես էլ անրադարձնելով նրանս դեպի դուրս, և այս երկու տեսակի փոխազդեցությունների քանակը մոտավորապես նույնն է։ Այս թեման վեճերի առարկա է աստղագետների միջև, նրանցից ոմանք կարծում են, որ Յուպիտերը ձգում է գիսաստղեր Կոյպերի գոտուց և ուղղում է նրանց դեպի Երկիր, մինչդեռ մյուսները պնդում են, որ այն պաշտպանում է Երկիրը Օորտի ամպից ներխուժող մարմիններից։

Վոյաջեր 1 կայանը իր Յուպիտերի մոտով անցման ժամանակ 1979 թվականի մարտին լուսանկարել էր ասուպ Յուպիտերի վրա։ 1994 թվականի հուլիսի 16-ից 22-ը Շումեյկեր - Լևիի 9 գիսաստղի (SL9, նախկինում ունեցել է D/1993 F2 նշանակում) ավելին քան 20 բեկորներ ընկան Յուպիտերի հարավային կիսագունդ, իրենցից ներկայացնելով Արեգակնային համակարգի երկու մարմինների առաջին գրանցված բախումը իրար հետ։ Այս բախման արդյունքում հնարավոր դարձավ օգտակար տեղեկություններ ստանալ Յուպիտերի մթնոլորտի մասին։

2009 թվականի հուլիսի 19-ին հայտնաբերվեց մեկ այլ բախման հետք, մոտավորապես 216 աստիճանի երկայնության վրա։ Այս բախումը Յուպիտերի մթնոլորտում թողեց մեծ սև հետք, որը չափերով մոտ է ԲԱ Օվալին ։ Ինֆրակարմիր դիտարկումները ցույց են տալիս այդ վայրում պայծառ հետք, ինչը նշանակում է, որ բախումը տաքացրել է ցածր մթնոլորտը Յուպիտերի հարավային բևեռի մոտի տարածքում։

Ավելի փոքր չափերով ասուպ ընկել է Յուպիտերի վրա 2010 թվականի հունիսի 3-ին, այն դիտարկել է ավստրալացի սիրող-աստղագետ Էնթոնի Վեսլին։ Հետագայում պարզվեց, որ նույն դեպքը տեսանկարվել է մեկ այլ սիրող աստղագետի կողմից Ֆիլիպիններում ։ Եվս մի ասուպ է դիտարկվել 2010 թվականի օգոստոսի 20-ին։

2012 թվականի սեպտեմբերի 10-ին գրանցվել է ասուպի բախման ևս մի դեպք։

Ենթադրվում է, որ չափազանց անհավանական է, որ Յուպիտերի վրա գոյություն ունի Երկրի նմանվող կյանք, քանի որ մթնոլորտում առկա է չափազանց քիչ քանակով ջուր և եթե նույնիսկ կա պինդ մակերևույթ Յուպիտերի ընդերքում, ապա այնտեղ մթնոլորտային ճնշումը չափազանց բարձր է։ 1976 թվականին մինչ Վոյաջեր առաքելությունները, արտահայտվեց վարկած այն մասին, որ Յուպիտերի վերին մթնոլորտում կարող է գոյություն ունենալ ամոնիակի կամ ջրի հիմքով կյանք։ Այս վարկածը հիմնվում էր երկրային ծովերի բնույթի վրա, որտեղ վերին շերտերում կա նմանատիպ ֆոտոսինթեզով ապրող պլանկտոն, ձկներ ավելի ցածր շերտերում, որոնք սնվում են այս էակներով, և ծովային գիշատիչներ ՝ որոնք սնվում են ձկներով։

Ընդերքային օվկիանոսների գոյության հնարավորությունը Յուպիտերի որոշ արբանյակների վրա, բերեց ենթադրությունների, որ այնտեղ կյանքի առաջացումը և զարգացումը ավելի հավանական է։

Յուպիտեր մոլորակը հայտնի է հինավուրց ժամանակներից։ Այն տեսանելի է անզեն աչքով գիշերային երկնքում և կարող է նաև տեսանելի լինել ցերեկով, երբ Արեգակը ցածր է գտնվում երկնքում։ Բաբելոնացիների համար այս մոլորակը մարմնավորում էր նրանց Մարդուկ աստծոն։ Նրանք օգտագործում էին այս մոլորակի մոտավորապես 12-տարեկան ուղեծիրը խավարածրի միջով, որպեսզի սահմանեն իրենց կենդանակերպի համաստեղությունները ։

Հռոմեացիները մոլորակը անվանել են իրենց ( լատ.՝ Iuppiter, Iūpiter) (նույնպես անվանում էին Յով), Հռոմեական դիցաբանության գլխավոր աստծո անունով։ Այս անունը ծագել է Նախահնդեվրոպական * Dyēu-pəter (ուղղական հոլով՝ *Dyēus-pətēr, նշանակում է՝ "Օ երկնքի հայր աստված", կամ "Օ օրվա հայր աստված") բաղադրյալ կոչականից ։

Յուպիտերին Հունական դիցաբանությունում համապատասխանում էր (Ζεύς), որի մյուս անունն էր Դիաս (Δίας), որի անունն էլ այսօրվա հունարենում օգտագործվում է որպես մոլորակի անվանում։

Մոլորակի աստղագիտական նշանն է , այն հանդիսանում է աստծո կայծակի սիմվոլիկ պատկերումը։ Հունարեն Zeus անվանումը որոշ դեպքերում օգտագործվում է Յուպիտերի հետ կապված եզրերի ձևավորման համար, օգտագործելով zeno- նախածանցը, օրինակ՝ զենոգրաֆիկ (zenographic).[126]։

Չինացիները, կորեացիները և ճապոնացիները անվանում էին մոլորակը փայտյա աստղ, չին. 木星, փինյին mùxīng, հիմնվելով չինական հինգ տարրերի վրա։ Չինական Տաոիզմում մոլորակը մարմնավորում էր Ֆուի աստղը։ Հույները անվանում էին այն Φαέθων, Ֆաետոն (բոցավառվող)։ Վեդական աստղագուշակության հինդու աստղագուշակները անվանում էին մոլորակը Բիրհասպատիի պատվին, աստվածների ուսուցչի անունով, և հաճախ անվանում էին այն "Գուրու", որը տառացիորեն նշանակում է "Ծանրակշիռ"։ Անգլերենում հինգշաբթի օրվա անվանումը, Thursday, նշանակում է Թորի օր, Թոր աստվածը Գերմանական դիցաբանությունում նույնացվում էր Յուպիտեր մոլորակի հետ։

Թուրք-մոնղոլական ցեղերի դիցաբանությունում Յուպիտերը անվանվում էր "Էրենդիզ/Էրենդյուզ", ինչը նշանակում է "էրեն (?) + յուլտիզ (աստղ)"։ Կան շատ վարկածներ "էրեն" բառի նշանակության մասին։ Այս ազգերը հավատում էին, որ հասարակական և բնական երևույթները կապված էին Էրենդյուզի երկնքով շարժման հետ։

Բագենալ Ֆ., Դոուլինգ Տ. Ե., ՄաքԿինոն Վ. Բ., eds. (2004)։ Յուպիտեր. Մոլորակը, արբանյակները և մագնիսոլորտը։ Քեմբրիջ: Քեմբրիջի համալսարանի հրատարակչություն։ ISBN 0-521-81808-7

Բիբի Ռիտա (1997)։ Յուպիտեր. Հսկա մոլորակ (երկրորդ ed.)։ Վաշինգտոն, Դ.Ս.: Սմիթսոնյան ինստիտուտի հրատարակչություն։ ISBN 1-56098-731-6

# data[].attributes.attachment_link.title
Յուպիտեր (մոլորակ)

# data[].attributes.attachment_link.description
Այլ կիրառումներ|Յուպիտեր Յուպիտեր (Լուսնթագ) Հիմնական տվյալներ Հայտնաբերվել է թ. Հեռավորությունը Արեգակից 778 570 000 կմ (5,203363 ա.