Rozwój poglądów na budowę Układu Słonecznego
Teoria geocentryczna jest to teoria budowy świata, według której nieruchoma Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata, a wokół niej krążą wszystkie pozostałe ciała niebieskie. U podstaw teorii geocentrycznej leżały założenia o centralnym położeniu Ziemi, kulistym kształcie ciał niebieskich oraz o kołowości i jednostajności ich ruchów. Teoria ta powstała w starożytności, największą popularność w jej zakresie zyskały: system stref homocentrycznych, stworzony przez Platona, Eudoksosa z Knidos i Arystotelesa, oraz system epicykliczny, stworzony przez Apoloniusza i Hipparcha, opracowany ostatecznie przez Ptolemeusza (przez to nazywana teorią ptolemeuszowską).
Teoria heliocentryczna jest to teoria budowy Układu Słonecznego, według której Słońce jest centralnym ciałem układu, a Ziemia, jako jedna z planet, obiega Słońce.
Wkład Mikołaja Kopernika w rozwój astronomii
(astronomia jest nauką zajmującą się głównie nauką o wszechświecie)
Gdy urodził się w Toruniu w 1473 r., świat trwał jeszcze w przeciętnym od starożytnych przekonaniu, że Ziemia jest płaską tarczą osadzoną w centrum wszechświata, a wokół niej krążą Księżyc, Słońce i planety. Gdy umarł w 1543 r., pozostawił w swym dziele De revolutionibus orbitum coelestium (O obrotach ciał niebieskich) podstawy systemu, który nie tylko odrzucał błędy nauki ptolemejskiej, ale też stał się punktem wyjścia wszystkich znanych dziś odkryć dotyczących budowy wszechświata
i rządzących nim sił.
W 1491 r. podjął studia humanistyczne, matematyczne i astronomiczne na uniwersytecie w Krakowie, które kontynuował w latach 1496-1500 w Bolonii. W roku 1503 uzyskał tytuł doktora prawa kościelnego. Od 1512 r. Kopernik mieszkał we Fromborku, skąd udał się do Olsztyna, aby być tam do 1521 r. administratorem dóbr katedralnych. W 1523 r. Powołano go na generalnego zarządcę diecezji.
Studiując dawne pisma odkrył, że już w III w. p.n.e. greccy filozofowie przypuszczali iż Ziemia mogła być kulista i obracać się wokół własnej osi. Ich poglądy nie znalazły uznania, zwłaszcza że były sprzeczne z nauką Arystotelesa, którego tezy przez całe średniowiecze uchodziły za bezwzględnie słuszne. Jeszcze większe znaczenie miał jednak fakt, że Biblia określała jednoznacznie położenie Ziemi w środku kosmosu, ustanawiając dogmat, którego kościół nie pozwalał podważać.
Kopernik wiedział, z jakim sprzeciwem współczesnych mogą spotkać się jego odkrycia. Mimo że nowy obraz wszechświata był już w jego zapiskach ukształtowany na początku XVI w., zwlekał z ogłoszeniem owych tez i dopiero na krótko przed śmiercią uległ naciskom przyjaciół i zgodził się wydrukować oraz rozpowszechnić swe dzieło. Śmierć była jednak szybsza i autor nie doczekał się jego wydania.
Ale dzieło pojawiło się i miało zmienić świat. Jego treścią był system heliocentryczny. To nie Ziemia jest centrum wszechświata, ale Słońce. Słońce jest centralną gwiazdą potężnego systemu, w którym Ziemia jest tylko jedną z planet. W tym systemie wszystkie zjawiska astronomiczne, które kiedyś nastręczały wiele zagadek, zostają wyjaśnione: sprawa dnia i nocy, "przyrastanie" i "ubywanie" Księżyca, zaćmienia Słońca i Księżyca oraz ruch planet.
Napisane po łacinie dzieło było zrozumiałe tylko dla matematyków i dlatego początkowo dyskutowało nad nim nieliczne grono ekspertów. Dopiero pod koniec XVI w. scholastycy, trwający niezmiennie przy systemie ptolemejskim, zdali sobie sprawę z przełomowego charakteru nowej nauki. Dyskusja przeniosła się z płaszczyzny matematycznej na płaszczyznę religijną i filozoficzną. Kościół katolicki zwlekał z osądem podczas gdy protestanci szybko zajęli stanowisko odrzucające nową doktrynę. W końcu w 1616 r. Dzieło Kopernika zostało wpisane na indeks ksiąg zakazanych dla pobożnych katolików.
W zawziętym sporze między reprezentantami systemu arystotelowsko-ptolemejskiego i zwolennikami Kopernika uczestniczyli uczeni, duchowni i osoby świeckie. Ale gdy w 1835 r. skreślono wreszcie z indeksu ksiąg zakazanych dzieło Galileusza Dialog o dwu najważniejszych układach świata: ptolemeuszowym i kopernikowym, zwycięstwo systemu heliocentrycznego było już dawno faktem dokonanym i podstawą naszej wiedzy na temat wszechświata (dzieło Kopernika skreślono z indeksu już w 1828 r.).
Ciała tworzące Układ Słoneczny
Planety są to ciała niebieskie świecące światłem słonecznym, odbitym od jego powierzchni. Krążą one wokół słońca po drodze zwanej orbitą planety, wirujące wokół własnej osi. Mające średnicę ponad 1000 km.
Ciekawostka: W sierpniu 2006 jeden z komitetów Międzynarodowej Unii Astronomicznej zaproponował aby zmienić definicję "planety" - za "planetę" uważa się ciało niebieskie o masie wystarczającej na to, aby pod wpływem własnej grawitacji przyjęło mniej więcej kulisty kszałt oraz obiegające gwiazdę centralną, samo natomiast nie będące gwiazdą lub księżycem. Dodatkowo w pobliżu planety nie może znajdować się inny duży obiekt.Według tej definicji za planetę nie może być uznany Pluton, który został zaliczony do kategorii planet karłowatych. Ostateczna decyzja została podjęta 24 sierpnia 2006 na międzynarodowej konferencji astronomicznej w Pradze.
Planetoidy (asteroidy) są to ciała niebieskie będące bryłą skalną o średnicy poniżej 1000 km. Obiegają Słońce po orbitach eliptycznych w większości zawarte między orbitami Marsa i Jowisza. Ich okresy obiegu wahają się od ok. 3 do ok. 6 lat.
Komety są to ciała niebieskie poruszające się w Układzie Planetarnym po orbitach. Mają znacznie mniejsze masy od mas planet i odmiennej budowie. Obserwowane są w czasie ich przelotu w pobliżu słońca. Składają się zwykle z jądra (jedna lub kilka brył) oraz gazowo-pyłowej otoczki, która rozbudowuje się zwykle w zawierającą jądro główkę. Posiadają długi warkocz wytworzony pod wpływem spalania gazów. Jak dotychczas ich pochodzenie jest nie znane.
Gwiazdy są jak istoty żywe rodzą się, starzeją i w końcu umierają. Ich ewolucja przebiega jednak bardzo powoli i trwa miliony, a nawet miliardy lat. Są to kule gazowe o masach nieprzekraczających kilkudziesięciu mas Słońca. Przynajmniej przez część swej ewolucji świecą w wyniku reakcji termojądrowych (głównie przemiany wodoru w hel) zachodzących w ich wnętrzu. Najbliższa Słońcu jest Proxima Centauri odległa od niego o 0,000016 lat świetlnych.
Satelity (księżyce) są to ciała niebieskie obiegające planetę.
Satelity sztuczne są to obiekty wprowadzone na orbitę wokół planety lub jej naturalnego satelity. Ruch sztucznych satelit dzieli się na trzy fazy: start, lot i lądowanie. Start i wprowadzenie ich na określoną orbitę odbywa się przy użyciu rakiety nośnej, której zadaniem jest nadanie my określonej prędkości i kierunku lotu. Lot przebiega zwykle ruchem bezwładnym pod wpływem pola grawitacyjnego. Istnieją różne typy satelit krążących wokół Ziemi np.: wojskowe, meteorologiczne, naukowo badawcze, telekomunikacyjne.
Droga Mleczna
Droga Mleczna jest jedną z około 125 miliardów galaktyk dostrzeżonych przez kosmiczny teleskop Hubble'a. Znajduje się w środku tego wycinka Wszechświata, który możemy zaobserwować. Tło tego obrazu stanowi promieniowanie tła wysłane przez rozgrzany gaz po narodzinach Wszechświata, ślad Wielkiego Wybuchu.
Układ Słoneczny
Nasz układ słoneczny znajduje w galaktyce Drogi Mlecznej, w ramieniu Oriona. Składa się z gwiazdy - Słońca oraz ośmiu planet. Planety te możemy podzielić na dwie grupy: planety wewnętrzne i planety zewnętrzne. Do planet wewnętrznych zaliczamy licząc w kolejności od Słońca: Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa. Planety te swoją budową przypominają Ziemię. Do planet zewnętrznych zaliczamy Jowisza, Saturna, Urana, i Neptuna. Wszystkie one są tzw. gazowymi olbrzymami. Rozmiarami swoimi przewyższają znacznie Ziemię. Planety wewnętrzne od planet zewnętrznych oddziela pas asteroid.
Słońce
Dla nas ludzi Słońce jest najważniejszą gwiazdą we Wszechświecie. Wśród gwiazd nie wyróżnia się jednak niczym szczególnym. Mając średnicę około 1400000 km jest gwiazdą średniej wielkości. Słońce znajduje się na ciągu głównym diagramu H-R*. Powstało ono razem z planetami Układu Słonecznego z obłoku gazowo-pyłowego ok. 5 miliardów lat temu. W jego wnętrzu ciągle zachodzą reakcje syntezy termojądrowej (przemiana wodoru w hel). Dzięki nim Słońce emituje olbrzymie ilości energii, głównie w postaci promieniowania elektromagnetycznego na wszystkich długościach fal. Na Słońcu znajduje się około 70 znanych nam pierwiastków, w tym głównie wodór i hel, który zresztą odkryto wcześniej na Słońcu niż na Ziemi (swą nazwę otrzymał od imienia greckiego boga Słońca - Heliosa). Pomimo iż Słońce zawiera ponad 750 razy więcej materii niż reszta Układu Słonecznego razem wzięta, jego paliwo jądrowe wyczerpie się za około 5 miliardów lat. Wtedy to nasza gwiazda powiększy się do rozmiarów czerwonego olbrzyma, powiększając się pochłonie orbitę Merkurego i Wenus. Życie na Ziemi zginie.
Merkury - giermek słońca
Merkury znajduje się najbliżej Słońca, w średniej odległości wynosi około 58 milionów kilometrów. Na ziemskim niebie znajduje się zawsze w pobliżu tarczy słonecznej, dlatego jest widoczny albo tuż przed świtem, albo zaraz po zachodzie słońca. Merkury podróżuje po swojej orbicie najszybciej ze wszystkich planet. Jego średnia prędkość wynosi ponad 170000 km/godz. (półtora raza więcej niż Ziemi). Dlatego rok na Merkurym (okres obiegu wokół Słońca) wynosi tylko 87,97 dnia (ziemskiego). Natomiast dzień (okres obrotu) trwa tam około 58,65 naszych dni. Merkury jest drugą po Plutonie najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Jego średnica na równiku wynosi 4878 km, a masa tylko 0,0553 masy Ziemi. Ciążenie na równiku Merkurego wynosi 0,28 ciążenia ziemskiego. Merkury krążąc tak blisko Słońca otrzymuje 4,7 raza więcej ciepła, światła i innego promieniowania niż Ziemia: temperatura na jego powierzchni dochodzi do 467 stopni Celsjusza. Ciepło i nikłe przyciąganie grawitacyjne spowodowało, że większość atmosfery Merkurego zdołało już dawno wyparować w przestrzeń kosmiczną. Dzisiejsza, bardzo skąpa atmosfera, składa się głównie z wodoru i helu, które są nawiewane przez wiatr słoneczny. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 2%. Naukowcy przypuszczają, że Merkury posiada duże jądro żelazo-niklowe, ponad którym leży warstwa lżejszych skał, okryta jeszcze lżejszą skorupą.
Większość danych zawdzięczamy sądzie Mariner 10, która w 1974 r. przeleciała w pobliżu planety. Zdjęcia ukazują powierzchnię, usianą kraterami, bardzo przypominającą powierzchnię Księżyc.
Wenus - toksyczna planeta
Wenus, jest najbliższą Ziemi planetą. Może zbliżyć się „do nas” na odległość zaledwie 42 milionów km. Kształtem i wielkością bardzo przypomina naszą rodzimą planetę. Jej średnica na równiku wynosi 12102 km, masa 0,815 masy Ziemi, a ciążenie na równiku 0,88 ciążenia ziemskiego. Jednak na tym kończą się podobieństwa. Wenus jest dość dziwną planetą, na podstawie pomiarów radarowych określono, że rok na Wenus trwa 224,7 dnia. Okres ten jest zbliżony do okresu obrotu planety wynoszącego 243 dni ziemskich, przy czym co najdziwniejsze Wenus obraca się w przeciwnym kierunku niż Ziemia, ze wschodu na zachód. Na Wenus panują zaiste piekielne warunki. Temperatura na jej powierzchni przekracza 460 stopni Celsjusza. Spowodowane jest to wyraźnym efektem cieplarnianym, powstałym na skutek ogromnej ilości dwutlenku węgla w atmosferze, który zatrzymuje promieniowanie słoneczne, wspomagając ogrzewanie planety. Ciśnienie atmosferyczne jest ponad stukrotnie większe niż na Ziemi. Powierzchnię Wenus przysłania szczelna powłoka chmur, chmur kwasu siarkowego. Kwas powstał prawdopodobnie z dwutlenku siarki wyrzuconego podczas wybuchów wulkanów. Chmury te doskonale odbijają światło słoneczne i dlatego Wenus „świeci” tak jasno na naszym niebie.
Od lat sześćdziesiątych prowadzone były systematyczne obserwacje Wenus za pomocą rożnego typu sond. Począwszy od 1961 r., w którym to były Związek Radziecki wysłał pierwszą sondę z serii Wenera, do Wenery 16 w 1983 r., oraz sond Wega I i Wega II w 1984 r. Stany Zjednoczone wysłały sondy Mariner 2, 5, 10 oraz w 1978 r. dwa statki Pionier i Magellana w 1990 r. Wszystkie dostarczyły nam wielu cennych informacji o tej planecie.
Ziemia i Księżyc-układ nietypowy?
Duża błękitna planeta jest naszym domem. Jest to jedyna znana obecnie planeta zamieszkana przez żywe organizmy. Znajdują się na niej ogromne zbiorniki wodne, mające przewagę nad lądami pod względem wielkości zajmowanego obszaru. Wiele satelitów naukowych znajdujących się na orbicie nieustannie bada naszą planetę. Nie będę tutaj rozpisywała się, charakteryzując naszą rodzimą planetę, uważam bowiem, iż każdy z nas wie lub dowie o niej wystarczająco dużo, chociażby z lekcji geografii. Skupię się tyko na naszym najbliższym sąsiedzie, Księżycu.
Księżyc jest naturalnym towarzyszem naszej planety. Do jego obserwacji nie potrzeba żadnych specjalnych instrumentów. Wystarczy spojrzeć na niego gołym okiem. Dzięki użyciu zwykłej lornetki możemy zaobserwować na jego powierzchni sporą ilość szczegółów. Jak wszystkie planety i satelity świeci on tylko światłem odbitym. Okrążając Ziemię w ciągu 27,3 doby, Księżyc ukazuje nam swoje kolejne fazy. Długość pełnego cyklu faz wynosi 29,5 doby (miesiąc synodyczny). Różnica pomiędzy miesiącem synodycznym, a pełnym okręgiem zatoczonym przez Księżyc na tle gwiazd wynika z ruchu Ziemi dookoła Słońca.
Układ Ziemia-Księżyc nie bez powodu nazywany jest przez wielu naukowców podwójnym układem planetarnym. Masa Ziemi jest tylko 81 razy większa od masy Księżyca, gdy np. Jowisz jest ponad 12000 razy cięższy od swojego najmasywniejszego satelity, Saturn 4000 razy od olbrzymiego Tytana, a Uran 28000 razy od Oberona. Najwyraźniej układ Ziemi i Księżyca jest nietypowy.
Badania przeprowadzone zarówno przez sondy jak i załogowe misje wskazują na to, iż nasz satelita ma centralne jądro o średnicy ok. 600 zbudowane z częściowo stopionych skał, otoczone jądrem zewnętrznym grubości 350 km. Księżycowy płaszcz i skorupa mają razem średnicę 1070 km.
Mars - czerwona planeta.
Mars - czwarta w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego - jest drugim, najbliższym sąsiadem Ziemi. Co 26 miesięcy, kiedy to zarówno Ziemia jak i Mars znajdują się w opozycji, obie planety zbliżają się do siebie na odległość 56 milionów km. Mars porusza się po eliptycznej orbicie w średniej odległości od naszej gwiazdy dziennej wynoszącej 228 mln. km (tj. 1,5 raza dalej niż Ziemia), dokonując pełnego obiegu w ciągu 687 dni. Średnica równika globu marsjańskiego wynosi 6794 km, jest więc prawie dwukrotnie mniejsza od średnicy naszej planety. Masa tego ciała niebieskiego stanowi zaledwie 1/10 masy Ziemi, a co się z tym wiąże, siła ciążenia na jego powierzchni jest 2,5 raza mniejsza niż na naszej planecie. Fakt ten nie pozostaje oczywiście bez wpływu na gęstość marsjańskiej atmosfery, która jest niemal stukrotnie rzadsza od ziemskiej, a głównym jej składnikiem jest dwutlenek węgla (95%). Ponadto zawiera ona ok. 3% azotu, 1,5% argonu oraz znikome ilości tlenu (0,3%)i pary wodnej (ok. 0,1%). Mars jest pod pewnymi względami podobny do Ziemi. Doba na Marsie jest tylko o 40 minut dłuższa niż na ziemska. Natomiast oś obrotu „Czerwonej Planety” jest nachylona do płaszczyzny jej orbity pod kątem 66 stopni, a więc zaledwie o 0,5 stopnia mniejszym niż to ma miejsce w przypadku Ziemi. Powyższe fakty powodują, że pory roku na Marsie mają podobny przebieg jak na naszej planecie, z tą tylko różnicą, iż marsjańskie są prawie dwukrotnie dłuższe. Na Marsie nie ma oceanów, toteż cała jego powierzchnia szybko reaguje na zmiany temperatury. Pomiary temperatury przeprowadzone przez sądy kosmiczne wykazały, że po stronie dziennej, może ona w niektórych rejonach dochodzić do 30 stopni Celsjusza, zaś po zapadnięciu zmroku spada do około -90 stopni Celsjusza, a do -133 stopni Celsjusza na biegunie podczas zimy. Powierzchnia planety składa się w 2/3 z krzemu i żelaza, a koncentracja siarki jest ponad 100 razy większa niż na Ziemi. Czerwone zabarwienie piasku pochodzi od tlenku żelaza oraz innych związków m.in. siarczku żelaza.
W roku 1877 amerykański astronom Asaph Hall odkrył dwa naturalne satelity Marsa, którym nadał nazwy: Phobos (Trwoga) i Deimos (Strach). Oba księżyce są niewielkimi ciałami o wyraźnie wydłużonym kształcie. Phobos posiada wymiary 27 x 21 km, zaś Deimos 15 x 12 km. Phobos obiega „Czerwoną Planetę” w czasie 7 godzin i 40 minut, czyli znacznie szybciej niż obraca się wokół własnej osi. Natomiast Deimos porusza się po znacznie dalszej orbicie, dokonując pełnego obiegu w ciągu 30 godzin i 18 minut. Przypuszcza się, że Phobos i Deimos były kiedyś dwiema niewielkimi planetoidami, które zbliżyły się zbytnio do „Czerwonej Planety” i zostały przechwycone przez jej siły grawitacyjne.
Pierwszą sondą, która została wysłana w kierunku Marsa była, wystrzelona w 1971 r. amerykańska sonda Mariner 9. Krążąc na orbicie przesłała na Ziemię setki zdjęć ukazujących nawet obiekty o rozmiarach do 100 m. Pięć lat później wysłane przez amerykańskich uczonych dwie bliźniacze sondy Viking 1 i Viking 2 wylądowały na powierzchni Marsa. Orbitery sond Viking zarejestrowały występowanie na tej planecie kilku wulkanów tarczowych, z których największy - noszący nazwę Olympus Mons - posiada u podstawy średnicę 600 km, zaś jego szczyt wznosi się na wysokość 26 km ponad średni poziom planety, oraz Valles Marineris - układu wielkich kanionów znajdujących się w pobliżu równika, mających znacznie ponad 5000 km długości; głębokość kanionów wynosi ok. 7 km. Były Związek Radziecki również wysłał kilka sond, z których trzy: Mars 2 (27 XI 1971), Mars 3 (2 XII 1971) i Mars 6 (12 III 1974) wylądowały na Marsie. O godzinie 18:56 4 lipca 1997 roku wysłana przez NASA 2 grudnia 1996 roku sonda Mars Pathfinder wylądowała na „Czerwonej Planecie”. Obie misje miały na celu dostarczenie danych potrzebnych do przygotowania projektu załogowej wyprawy na Marsa.
Jowisz - władca planet
Jowisz jest największą planetą Układu Słonecznego. Skupia w sobie około 71% materii orbitującej wokół Słońca. Jest to olbrzymia kula gazu o średnicy 142984 km masie 318 razy większej od masy Ziemi. Przypuszcza się, że posiada centralne skalista jądro o średnicy ok. 30000 km, składające się głównie żelaza i krzemianów. Jądro otacza sfera wodoru w postaci metalicznej (najgłębiej), ciekłej i gazowej (na zewnątrz). Tą ostatnią możemy oglądać z Ziemi. Oglądając Jowisza nawet przez niewielką lunetę możemy spostrzec wyraźne spłaszczenie na biegunach. Kształt ten wynika głównie z płynnego składu planety, oraz szybkiego obrotu wokół własnej osi (doba na Jowiszu trwa tylko 9,841 godz.; rok 11,8 lat ziemskich). Atmosfera jowiszowa posiada wiele cech wskazujących na silną cyrkulację w jej zewnętrznych warstwach. Związane jest to z różnymi prędkościami obrotu. Na równiku cyrkulacja jest najszybsza, a na biegunach najwolniejsza. Czasami powstają w atmosferze ogromne plamy, przypominające swym kształtem cyklon. Przykładem może być to tzw. Wielka Czerwona Plama, którą po raz pierwszy zaobserwowano w latach pięćdziesiątych XVII w. Plama obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara z okresem ok. 6 dni. Obecnie ma 26200 km długości i 13800 km szerokości. Podejrzewa się, że plama ta jest wielkim antycyklonem,; wystaje ona 8 km ponad otaczające ją chmury. Naukowcy sądzą, że czerwony kolor spowodowany jest obecnością fosforu, który wydobywa się razem z poruszającą się od dołu ku górze materią w postaci fosfowodoru (PH3), który rozkłada się wydzielając czerwony fosfor. Jowisz posiada 16 naturalnych satelitów, z których największe cztery (Io, Europa, Ganimedes, Kalisto) zaobserwował po raz pierwszy przez swoją lunetę Galileusz. Io, orbitująca w średniej odległości 421600 km od środka planety jest najbardziej interesująca. Obiega ona Jowisza w płaszczyźnie równikowej w ciągu 1,77 dnia. Podlega ciągłym oddziaływaniom grawitacyjnym, które powodują podgrzewanie jej wnętrza. Rezultatem tego jest jej olbrzymia aktywność wulkaniczna. Wybuchy wulkanów na Io wyrzucają siarkę i inne substancje chemiczne. Część tego materiału pozostaje jako ślad wzdłuż orbity Jowisza. Następnym satelitą jest Europa okrążająca Jowisza co 3,55 dnia. Jej Euroerzchnia wolna od kraterów uderzeniowych, całkowicie pokryta jest lodem. W odległości 2,5 raza większej od Jowisza niż Io znajduje się największy z księżyców - Ganimedes. Jest to stary satelita, z powierzchnią niegdyś silnie bombardowaną przez meteoryty, która później zlodowaciała. Najbardziej oddalona od Jowisza jest Kalisto. Z wyglądu i wielkości przypomina Ganimedesa. Jej powierzchnia usiana jest kraterami różnej wielkości. Na uwagę zasługuje tu tzw. Basen Valhalla, kolisty obszar o średnicy około 600 km, powstały prawdopodobnie na skutek zderzenia z asteroidą.
Do 7 grudnia 1995 roku, kiedy to wysłana przez NASA sonda kosmiczna Galileo stała się pierwszym sztucznym satelitą Jowisza, wszelkie dane o tej planecie opierały się wyłącznie na informacjach dostarczonych przez sądy Voyager. Wysłany przez sondę Galileo próbnik atmosferyczny dostarczył nam wielu interesujących danych dotyczących składu chemicznego atmosfery Jowisza, panujących tam warunków i ruchów mas gazów.
Saturm - świat pierścieni
Saturn jest chyba najpiękniejszą planetą w Układzie Słonecznym. Rozmiarem ustępuje tylko Jowiszowi. Saturn należy do rodziny gazowych olbrzymów (średnica na równiku 120536 km). Jego układ pierścieni, jest największy i najbardziej widowiskowy. Gęstość Saturna jest bardzo mała, zaledwie 0,69 gęstości wody. Naukowcy wnioskują z przeprowadzonych obliczeń, że Saturn posiada centralne, skaliste jądro, które otacza warstwa metalicznego wodoru, wokół którego zaś skupia się reszta materii Saturna w postaci wodoru i helu w stanie gazowym. Dzięki szybkiemu obrotowi wokół własnej osi (10,233 godz.) i mniejszej masie (95,181 masy Ziemi), niż w przypadku Jowisza, Saturn jest najbardziej spłaszczoną planetą okrążającą Słońce.
Pierścienie są najbardziej charakterystycznym tworem Saturna. Ich grubość nie przekracza 1km, a powstanie jest ciągle zagadką. Po raz pierwszy zobaczył je włoski astronom Galileo Galilei w lipcu 1610 r.
Dokonane podczas przelotu sond Voyager zdjęcia, dostarczyły naukowcom wiele interesujących danych, o charakterze i budowie zarówno planety i jej pierścieni, jak i jej satelitów (przynajmniej 22). Większość z nich to tzw. Satelity pasterskie, ze średnicą nie przekraczającą 400 km, które utrzymują i nie pozwalają rozproszyć się materii pierścieni. Największym satelitą tej planety, jest Tytan o średnicy 5150 km. Jest on na tyle duży, że posiada atmosferę. Atmosferę na tyle gęstą, że przesłania ona całkowicie jego powierzchnię.
Uran - niebieski, zimny i daleki
W 1781 roku angielski astronom William Herschel odkrył siódmą planetę Układu Słonecznego - Urana. Jest on kolejnym gazowym olbrzymem (średnica na równiku 51118 km; masa 14,531 masy Ziemi). Okrąża Słońce w średniej odległości 2,87 miliarda km, raz na 84 lata. Jest on dosyć osobliwym przypadkiem. Jego oś obrotu leży prawie dokładnie w płaszczyźnie orbity, odchylona od niej tylko o 8 stopni Celsjusza. Powoduje to, że Uran okrążając Słońce „toczy się” (jeden obrót trwa 17,9 godz.). Uważa się, iż planeta ta posiada skaliste jądro, otoczone płaszczem złożonym z lodów wody, amoniaku i metanu. Atmosfera natomiast składa się głównie z helu, wodoru i metanu, który to absorbując część czerwoną widma słonecznego, powoduje niebieskie zabarwienie tarczy planety. Uran, podobnie jak Jowisz posiada pasmo cienkich pierścieni, które składają się z mikroskopijnych okruchów materii. Jego pierścienie są zbyt małe, aby je dostrzec z Ziemi. Wiele z nich posiada średnicę liczoną w metrach a nawet centymetrach. Uranowi towarzyszy piętnaście satelitów, z których tylko pięć ma dość duże rozmiary. Licząc od najbliższego planety, to: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania i najdalszy Oberon.
Większość danych dotyczące tej planety pochodzą z sondy Voyager 2, która jako jedyna przeleciała w pobliżu Urana.
Neptun - granica układu słonecznego
Po odkryciu Urana naukowcy zauważyli nieregularności w orbicie Urana. Podejrzewali istnienie następnej planety. I rzeczywiście po długich obserwacjach i żmudnych obliczeniach 23 września 1846 po raz pierwszy zaobserwował Neptuna, krążącego w średniej odległości 4,49 miliarda kilometrów od Słońca, niemiecki astronom Johann Gottfried Galleo. Pod wieloma względami Neptun jest bardzo podobny do Urana. Trochę mniejszy (średnica na równiku 49528 km) o masie ponad 17 razy większej od masy Ziemi. Jego gęstość wynosi 1,64 gęstości wody. Ze względu na gigantyczną odległość od Słońca, rok na Neptunie trwa ponad 164,7 roku ziemskiego. Natomiast okres obrotu wokół własnej osi równa się 19,2 godz. Posiada on jak wszystkie gazowe olbrzymy skaliste jądro, otoczone lodowym płaszczem wody, amoniaku i metanu. Jego atmosfera, tak jak i w przypadku Urana składa się z wodoru, helu i metanu i jest również koloru niebieskiego. Posiada on także układ pierścieni (trzech). Neptunowi towarzyszy osiem satelitów, z tego dwa największe to Tryton i Nereida.
Sonda Voyager 2 dostarczyła wielu zaskakujących danych, spośród których najbardziej interesujące okazały się dane dotyczące układu chmur na Neptunie. Okazało się, iż posiada on długowieczną, niebieską plamę, nazwaną Wielką Ciemną Plamą, o wymiarach 14000 km (wschód-zachód) na 6667 km (północ-południe).
Pluton - dlaczego wypadł z układu?
Gdyby chcieć koniecznie utrzymać planetarny status Plutona ze względów historycznych, to trzeba by nazwać planetami mnóstwo innych ciał np. co najmniej jedną z planetoid znajdujących się między Marsem a Jowiszem. To by wywołało o wiele większe zamieszanie niż odebranie mu tego statusu. Decyzja astronomów na Zgromadzeniu Ogólnym w Pradze była słuszna – powiedział Wirtualnej Polsce prof. Michał Różyczka z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika.
Pluton został odkryty w 1930 roku przez amerykańskiego astronoma Clyde'a Tombaugh'a. Pluton należy do szerszej grupy obiektów transneptunowych. Płaszczyzna po której się porusza jest mocno nachylona do płaszczyzny ekliptyki, z silnie ekscentryczną orbitą, która częściowo przebiega wewnątrz orbity Neptuna. Pluton posiada trzy obiegające go księżyce, z których jeden, Charon, jest tylko o połowę mniejszy od samego Plutona. Nazwa jego została zapożyczona od rzymskiego boga Plutona, zaś jego symbol - złożenie liter P i L - pochodzi od inicjałów Percivala Lowella, amerykańskiego astronoma. Pluton obiega Słońce w tym samym kierunku, co pozostałe planety, ale obraca się przeciwnie niż one (z wyjątkiem Wenus). Średnia odległość Plutona od Słońca wynosi 39,5 AU, jednak silnie ekscentryczna orbita o mimośrodzie 0,248 sprawia, że podczas największego zbliżenia znajduje się on w odległości 29,7 AU od rodzimej gwiazdy, czyli bliżej niż Neptun. Ostatnio takie zbliżenie miało miejsce od 7 lutego 1979 do 11 lutego 1999. Czas obiegu planety podlega bardzo dużej amplitudzie: w czasie gdy znajduje się on najbliżej Słońca (peryhelium), jest prawie dwa razy większa niż w aphelium.
Z kinematycznego i najpewniej genetycznego punktu widzenia Pluton należy do szerszej grupy obiektów transneptunowych, zwanych plutonkami. 31 lipca 2005 odkryto dalsze i większe ciało od Plutona, co znacznie osłabiło jego pozycję jako planety.
Decyzja astronomów o degradacji Plutona wywołała westchnienie ulgi u wielu uczniów, zadowolonych z faktu, że odtąd będzie "o jedną planetę mniej do zapamiętania".
Historia podboju kosmosu
Idea podróży kosmicznych nurtowała ludzkie umysły od stuleci, ale pozostawała marzeniem aż do czasu zbudowania potężnych rakiet zdolnych unieść ładunek użyteczny daleko w przestrzeń. Takie właśnie rakiety powstawały w połowie XX w. w USA i ZSRR. Pierwszym człowiekiem w kosmosie był radziecki kosmonauta Jurij Gagarin. Został wystrzelony w kosmos 12 kwietnia 1961 r. Jego historyczny lot (jedno okrążenie Ziemi) trwał niecałe dwie godziny.
Wyprawy na księżyc
Od 1959 roku wysyłano w stronę Księżyca kilkadziesiąt sond automatycznych. Pierwsze miały tylko zrobić jego zdjęcia - czy to przelatując obok niego, czy też przed rozbiciem się o jego powierzchnię.
W październiku 1959 roku rosyjska sonda Łuna-3 przekazała na Ziemię pierwsze obrazy niewidocznej strony Księżyca. Potem lądujące łagodnie na jego powierzchni sondy dostarczyły nam dokładniejszych informacji o tym globie. Później miesiącami badały go i fotografowały satelity umieszczone na orbitach okołoziemskich. W końcu na Księżycu postawił stopę człowiek. W latach 1969 - 1972 podjęto, w ramach programu Apollo, sześć wypraw; w ich wyniku wylądowało na Księżycu dwunastu amerykańskich astronautów. Pierwsi stanęli na jego powierzchni 20 lipca 1969 roku Neil Armstrong i Edwin Aldrin, którzy dotarli tam statkiem Apollo-11. Kosmonauci, którzy byli na Księżycu, zrobili tysiące jego zdjęć, rozmieścili tam przyrządy naukowe, dokonali wielu pomiarów i przywieźli na Ziemię około 400 kg próbek skał księżycowych.
Wyprawy ku planetom
Zaczęło się od tego, że 2 i 14 grudnia 1962 roku amerykańska sonda Mariner-2 przeleciała w pobliżu planety Wenus.
PIERWSZE ZBLIŻENIE
Wenus: 1962, Mariner 2 (USA)
Mars: 1965, Mariner 4 (USA)
Jowisz: 1973, Pioneer 10 (USA)
Merkury: 1974, Mariner 10 (USA)
Saturn: 1979. Pioneer 11 (USA)
Uran: 1986, Voyager 2 (USA)
Neptun: 1989, Voyager 2 (USA)
PIERWSZE WEJŚCIE NA ORBITĘ
Wenus: 1975, Wenera 9 i Wenera 10 (ZSRR)
Mars: 1971, Mariner 9 (USA)
PIERWSZE LĄDOWANIE
Wenus: 1967, Wenera 4 (ZSRR)
Mars: 1971, Mars 3 (ZSRR)
W ciągu niespełna trzydziestu lat sondy kosmiczne przeleciały obok wszystkich planet. Wprowadzono statki kosmiczne na orbity wokół Wenus i Marsa, na obu tych planetach wylądowały sondy. Od 1976 roku dwie amerykańskie sondy z serii Viking przez wiele lat badały i fotografowały planetę Mars. Analizy chemiczne gruntu nie wykryły żadnego śladu życia. Dzięki wystrzelonym w 1977 roku dwóm amerykańskim sondom z serii Voyager rozporządzamy licznymi zdjęciami i danymi naukowymi o czterech wielkich planetach: Jowiszu, Saturnie, Uranie i Neptunie oraz o ich pierścieniach i księżycach. W latach 1990 - 1994 amerykańska sonda Magellan, która krążyła po orbicie okołowenusjańskiej, sporządziła za pomocą radaru mapy powierzchni tej planety. Wyprawy na Marsa mają być kontynuowane do końca tego wieku. W lipcu 1997 sonda Pathfinder wylądowała na powierzchni Marsa, pobrała próbki ziemi i zrobiła setki zdjęć.
Zaćmienie słońca - co to jest?
Wyróżnia się zaćmienie Słońca częściowe, gdy przez cały czas jego trwania pewna część tarczy Słońca pozostaje widoczna, i całkowite, gdy w pewnej chwili cała tarcza Słońca zostaje zasłonięta, a kątowe rozmiary obserwowanych z Ziemi tarcz Księżyca i Słońca są prawie dokładnie równe. Szczególny przypadek stanowi tzw. zaćmienie Słońca obrączkowe, w którego trakcie dokoła tarczy Księżyca widoczne są fragmenty tarczy Słońca (do takich zaćmień dochodzi, gdy Ziemia znajduje się w pobliżu swojego peryhelium).
Zaćmienia Słońca możliwe są, gdy Księżyc jest w nowiu, a ponadto znajduje się w pobliżu węzła swojej orbity wokółziemskiej. Zjawisko widoczne jest na małym obszarze Ziemi. Zaćmienia Słońca pojawiają się z pewną regularnością (saros).
Zaćmienia słońca:
2001 - 21 czerwca - pełne
2001 - 14 grudnia
2002 - 10-11 czerwca
2002 - 4 grudnia - pełne
2003 - 31 maja
2003 - 23-24 listopada - pełne
2004 - 19 kwietnia - częściowe
2004 - 14 października - częściowe
Zaćmienie księżyca
Zaćmienia Księżyca mogą zachodzić tylko wtedy, kiedy jest on w pełni. Możemy je obserwować, gdy Księżyc znajdzie się po przeciwnej w stosunku do Słońca stronie Ziemi i wejdzie w zacieniony przez nią obszar. Orbita Księżyca jest nachylona do płaszczyzny, w której Ziemia obiega Słońce. (Tę płaszczyznę nazywamy płaszczyzną ekliptyki). Dlatego nie zawsze może on schować się w cieniu Ziemi. Zwykle przechodzi nad nim albo pod nim. Aby mogło dojść do zaćmienia, Księżyc w pełni musi się znaleźć blisko płaszczyzny ekliptyki, czyli w niedużej odległości od jednego z punktów, w których jego orbita przecina tę płaszczyznę. Są dwa takie punkty - nazywamy je węzłami.
Ponieważ układ Ziemia-Księżyc wędruje dookoła Słońca, więc w ciągu roku zostanie oświetlony z każdej strony. Cień Ziemi padnie też na każdy z węzłów, ale to nie gwarantuje jeszcze zaćmienia, bo wtedy Księżyc może nie być w pełni. Z drugiej strony ze względu na pokaźne rozmiary cienia (w średniej odległości Księżyca od Ziemi średnica jej cienia jest 2,5 razy większa od średnicy Księżyca) do zaćmienia nie musi dochodzić w samym węźle. Wystarczy, żeby odległość kątowa Księżyca od węzła nie przekraczała 10.
Zaćmienie rozpoczyna się, gdy Księżyc wkracza w obszar półcienia. Na tym etapie zmiana jego jasności jest prawie niezauważalna. Po mniej więcej godzinie Księżyc znajduje się już w cieniu. Nie znika jednak zupełnie. Ze względu na rozproszenie światła w atmosferze ziemskiej ma zwykle czerwonawe zabarwienie. Jasność Księżyca zależy od wielu czynników związanych z aktywnością słoneczną i stanem atmosfery. Określa się ją, stosując tzw. wizualną skalę Dajnona. Całkowite zaćmienie może trwać do godziny i trzech kwadransów i zdarza się najwyżej trzy razy w roku.
Ze względu na brak atmosfery na Księżycu podczas zaćmienia jego powierzchnia zaczyna szybko tracić ciepło. Widać wtedy wiele jaśniejszych, wolniej stygnących obszarów. Pozwala to poznawać strukturę i przewodność cieplną skał księżycowych. Brak atmosfery powoduje jeszcze jeden interesujący efekt. Skały są wystawione na bezpośrednie działanie promieniowania ultrafioletowego.
W niektórych materiałach wzbudza to fluorescencję, czyli krótkotrwałe samorzutne świecenie. To również obserwowano podczas zaćmień.
Zaćmienia księżyca
2001 - 9 stycznia - pełne
2001 - 5 lipca - częściowe
2001 - 30 grudnia
2002 - 26 maja
2002 - 24 czerwca
2002 - 19-20 listopada
2003 - 16 maja - pełne
2003 - 8-9 listopada - pełne
2004 - 4 maja - pełne
2004 - 28 października – pełne