"Układ słoneczny"

Struktura i pochodzenie Układu Słonecznego
Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się
ze Słońca, dziewięciu planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton), naturalnych satelitów (księżyców) planet, planetoid, komet, ciał meteorowych
oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego. Słońce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej
w ciałach Układu Słonecznego (bez gazu
i pyłu międzygwiezdnego).
Układ Słoneczny znajduje się
w jednym z ramion Drogi Mlecznej. Słońce, które tworzy ten układ, jest jedną z 200 miliardów gwiazd naszej galaktyki znajduje się w odległości
30 000 lat świetlnych od jej środka i okrąża go raz na 200 milionów lat.
Układ planetarny uformował się przed około pięcioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo -pyłowego, z którego powstało Słońce,
w procesie tzw. akrecji. Polegał on na tym, że pośrodku obłoku gaz kurczył się szybciej niż
w jego zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do utworzenia się ciała centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo -pyłowym dyskiem. Kurczenie się praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo -pyłowym tworzyły się tzw. agregaty, wychwytujące
i przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, aż wreszcie doszło do fragmentacji zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw. planetozymali, wskutek czego wykształciły się oddzielne planety. Różne warunki powstawania sprawiły, że obecnie mamy dwie wyraźnie różne grupy planet: zewnętrzne - typu jowiszowego i wewnętrzne - typu ziemskiego.
Promień Układu Słonecznego, łącznie z tzw. obłokiem Oorta (hipotetyczną otoczką Układu zawierającą setki miliardów lodowo - kamiennych obiektów) wynosi ok. 200 000 jednostek astronomicznych (średnich odległości Ziemi do Słońca), to jest około 29,92 biliona kilometrów. Dostępna dotychczasowym obserwacjom część Układu (tj. do orbity Plutona) ma promień około 40 j.a.
Orbity planet są elipsami ze Słońcem w jednym z ognisk. Prawie wszystkie
z wyjątkiem orbit Merkurego i Plutona są bardzo zbliżone do kół. Orbity planetoid,
a szczególnie komet, są bardziej zróżnicowane. Komety, których źródłem
jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłużonych elipsach, czasem nieodróżnialnych od parabol.


Słońce

Słońce to największy obiekt Układu Słonecznego. Jego masa stanowi aż 99.8% całego układu. Masa: 1,98911030 kg (333 000 mas Ziemi), średnia gęstość: 1,410 g/cm3 (największa, w jądrze, ok. 100 g/cm3), średnica: 1,3920106 km (109 średnic Ziemi), obserwowana z Ziemi średnica kątowa: średnio 31’,9877.
Słońce składa się głównie z wodoru (75%) i helu (25%), reszta stanowi mniej niż 0.1% i są to w większości metale.
Jego powierzchnia nie jest jednolita. najlepiej świadczy o tym fakt, iż różne jego części obracają się
z różnymi prędkościami - na równiku czas rotacji wynosi ok. 25.4 dnia, natomiast w pobliżu biegunów - 36 dni. Takie zachowanie jest charakterystyczne dla planet gazowych.
Temperatura na powierzchni Słońca osiąga 5800K. W środku, w jądrze jest bardziej gorąco - dochodzi tam nawet do
15 600 000 o K! Ciśnienie w jądrze osiąga ekstremalną wartość 250 milionów atmosfer.

Słońce produkuje ogromne ilości energii. U podstaw promieniowania słonecznego leży zjawisko fuzji nuklearnej; w każdej sekundzie 700 mln ton wodoru zamieniane jest w 695 mln ton helu, czemu towarzyszy wydzielanie 386 000 000 000 000 megawatów energii wysyłanej w postaci promieniowania gamma.

Na powierzchni Słońca dość powszechne są tzw. plamy słoneczne. Są to ciemniejsze (w porównaniu z otoczeniem) regiony, których średnica dochodzi do 50 000 km. Są one również znacznie zimniejsze niż pozostała powierzchnia Słońca (ok. 3800oK).
Ich powstawanie nie jest do końca znane. Przypuszcza się, że powodem istnienia plam słonecznych są oddziaływania z polem magnetycznym.

Słońce składa się z kilku warstw. Pierwszą z nich jest fotosfera. Fotosfera to wszystko to, co nie należy do jądra i nie sięga wyżej niż promień. Jest to w w pewnym sensie powierzchnia Słońca. Następną warstwą jest niewielka chromosfera (to ta czerwona otoczka, którą widać podczas całkowitych zaćmień), a zaraz nad nią położona jest korona sięgająca miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną. Koronę słoneczną również można obserwować podczas zaćmień Słońca, lub w przysłaniając centralną jego część. Temperatura korony osiąga kilka milionów stopni Kelwina (nawet do 3).

Pole magnetyczne Słońca jest bardzo silne (najsilniejsze w Układzie Słonecznym, jednak w porównaniu z innymi gwiazdami wydaje się być raczej przeciętne) i ma ogromny zasięg, sięgający daleko poza orbitę Plutona.

Słońce oprócz światła i promieniowania cieplnego emituje również tzw. wiatr słoneczny. Jest to strumień naładowanych cząstek (protonów i elektronów), pędzący
w przestrzeni kosmicznej z prędkością 450 km/s. To właśnie dzięki nim na Ziemi możemy obserwować zorze polarne, jednak może on mieć również zgubny wpływ, szczególnie dla sztucznych ziemskich satelitów (wiatry słoneczne nie mają stałego natężenia i przy silniejszych podmuchach cząstek mogą one zbić z orbity któregoś z satelitów). Na szczęście ziemskie pole magnetyczne chroni nas przed skutkami oddziaływania wiatrów słonecznych, jednak nie zawsze - co jakiś czas przy większej sile wiatru, czyli po prostu większemu natężeniu cząstek i ich większej prędkości, siła naszego pola magnetycznego nie wystarcza by odepchnąć wszystkie cząstki.
Wiek Słońca ocenia się na 4,5 miliarda lat. Przypuszcza się, że dożyje ono wieku
10 mld lat, a więc nie jest jeszcze nawet w połowie swojej "drogi". Przypuszcza się, że po tym czasie zacznie ono stopniowo rosnąć, pochłonie pierwsze trzy planety a następnie zacznie się kurczyć aż do rozmiarów znacznie mniejszych niż obecnie.

Merkury

Merkury jest planetą położoną najbliżej Słońca; pod względem wielkości w Układzie Słonecznym zajmuje ósme miejsce. Swe imię Merkury zawdzięcza temu, że pędzi po niebie - podobnie jak mityczny bóg kupców i podróżnych. Jest to jeden z najjaśniejszych obiektów na niebie, o ile w ogóle go widać, gdyż niewielka odległość od Słońca i stosunkowo szybki ruch obiegowy czynią Merkurego niezwykle trudnym do obserwacji.

Powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Księżyca - występują liczne i głębokie kratery. Planeta nie posiada atmosfery; nie występują na niej również żadne zjawiska tektoniczne. Ponadto na powierzchni można spotkać wiele urwisk
i kanionów. Niektóre z nich dochodzą do setek kilometrów długości i ok. 3 km głębokości. Jednak występują tu również tereny całkiem gładkie. Może to być spowodowane dawną działalnością wulkaniczną, albo też opadnięciem pyłu po wybiciu krateru.

Jednym z największych kraterów jest Caloris. Ma on średnicę 1300 km. Uderzenie, dzięki któremu powstał było tak silne, że dokładnie po przeciwnej stronie planety powstało niewielkie wzniesienie!

Około 78% Merkurego stanowi kora, złożona praktycznie wyłącznie z żelaza. Ma ona promień 1800-1900 km. Zewnętrzna skorupa (odpowiednik ziemskiego płaszcza) ma grubość jedynie 500-600 km.

Temperatura na planecie waha się od -180o C aż do 430o C. Zdumiewające okazały się obserwacje radarowe bieguna północnego Merkurego. Głęboko w niektórych kraterach, chroniona przez cienie, występuje tam zamarznięta woda.

Orbita Merkurego jest dość znacznie wydłużona, mniej okrągła, bardziej eliptyczna. Podczas, gdy peryhelium znajduje się w odległości 46 mln km, aphelium jest oddalone aż o 70 mln km od Słońca. Poza tym inną bardzo szczególną cechą Merkurego jest fakt, iż w ciągu swego pełnego obiegu dookoła Słońca wykonuje on jedynie 1,5 obrotu dookoła własnej osi!
Co ciekawsze, aż do 1965 r. sądzono, że Merkury w ogóle się nie obraca! Ponadto planeta posiada również bardzo słabe pole magnetyczne o sile ok. 1% ziemskiego pola.

Merkury był odwiedzany tylko przez jedną sondę - Mariner 10. Przelatywała ona koło planety 3 razy w 1973 i 1974 roku. Jedynie 45% powierzchni została sfotografowana.

Obserwacje Merkurego

Szybki ruch Merkurego powoduje duże zmiany jego położenia z nocy na noc, natomiast niewielka odległość od Słońca sprawia, że można go zobaczyć jedynie zaraz po zachodzie Słońca lub tuż przed wschodem. Ponadto Merkury nigdy nie wznosi się wysoko ponad horyzont, tak więc obserwacje są bardzo utrudnione przez grubą warstwę naszej atmosfery.

Planeta jest widoczna z Ziemi w różnych fazach - podobnie jak obserwujemy Księżyc, lecz najjaśniej świeci w postaci wąskiego sierpa. Nie ma powszechnej zgody co do koloru Merkurego - jedni widzą żółtą planetę, inni - różową.

Do obserwacji Merkurego wystarcza teleskop o średnicy 10 cm, jednak dopiero przy średnicy 20 cm można dostrzec jakieś szczegóły na tarczy planety.
Wenus

Wenus jest drugą z kolei planetą od Słońca. Jest to najjaśniejszy obiekt na niebie; w maksimum blasku świeci ona z jasnością ok. -4.5 m. To właśnie dzięki swej jasności planeta zawdzięcza swą nazwę - imię rzymskiej bogini piękna i miłości (odpowiednik greckiej Afrodyty).

Jedną z cech charakterystycznych Wenus jest bardzo gruba warstwa chmur, uniemożliwiająca jakiekolwiek obserwacje powierzchni planety. Panują tam ekstremalne warunki: temperatura od 130 do 470o C, ciśnienie przy powierzchni ponad 90 atmosfer... Ponadto występuje tam wysoka aktywność wulkaniczna (co sprawia, że więlszość powierzchni jest pokryta lawą) a z kilkukilometrowej grubości chmur - również efekt cieplarniany.

Wenus była pierwszą planetą, którą odwiedziła sonda kosmiczna (Mariner 2 w 1962 r.), jak również, pierwszą na której wylądowała sonda kosmiczna (sowiecka Venera 9 - pierwsze fotografie z powierzchni). Poza tym była ona również odwiedzana przez wiele innych (ponad 20), wśród nich: Venera 7, Pioneer Venus oraz Magellan, który dostarczył dokładnych radarowych map powierzchni planety.
Obserwacje Wenus

Podobnie jak Merkury Wenus widziana jest z Ziemi w różnych fazach. Poza tym planety te mają jeszcze jedną cechę wspólną - nie pojawiają się zbyt wysoko nad horyzontem. Wenus obserwowana jest jedynie jako gwiazda poranna - przed wschodem Słońca, lub gwiazda wieczorna - zaraz po zachodzie Słońca. Fazy Wenus są na tyle dobrze widoczne, że praktycznie można je już dostrzec za pomocą lornetki. Ponadto planeta jest na tyle jasna, że niektórzy kuszą się na dzienne obserwacje Wenus. Zachęcam wszystkich do spróbowania takich obserwacji, warto jednak najpierw odszukać Wenus za pomocą lornetki, a dopiero później, znając już jej pozycję na niebie, użyć teleskopu.


Ziemia

Ziemia jest jedyną planetą, której polska nazwa nie pochodzi z greckiej (rzymskiej) mitologii.

Ziemia składa się z siedmiu warstw:
- Skorupa (0-40 km) [głębokości]
- Płaszcz zewnętrzny (10-400 km)
- Strefy przejściowe (400-650 km)
- Płaszcz wewnętrzny (650-2890 km)
- Jądro zewnętrzne (2890-5150 km)
- Jądro wewnętrzne (5150-6378 km)
Skorupa jest cieńsza pod oceanami, grubsza natomiast pod kontynentami. Jądro wewnętrzne i skorupa są raczej "zbite" i stałe, natomiast jądro zewnętrzne i płaszcz są bardziej płynne.
Jądro jest prawdopodobnie zbudowane głównie z żelaza (lub niklu i żelaza). Temperatury w centrum jądra osiągają do 7500oK (7200oC), co przewyższa temperatury na powierzchni Słońca. Płaszcz wewnętrzny najprawdopodobniej zawiera krzem, magnez i tlen oraz trochę żelaza, wapnia i aluminium. Płaszcz zewnętrzny jest po części również zbudowany z wapnia i aluminium.
Ogólnie rzecz biorąc Ziemia składa się z:
· żelaza (34.6%)
· tlenu (29.5%)
· krzemu (15.2%)
· magnezu (12.7%)
· niklu (2.4%)
· siarki(1.9%)
· tytanu (0.05%)
Pod względem gęstości Ziemia zajmuje pierwsze miejsce wśród planet Układu Słonecznego. Ma ona jeszcze jedną szczególną cechę odróżniającą
ją od innych podobnych planet w naszym systemie: jej płaszcz jest podzielony na liczne płyty, poruszające się niezależnie na górnej części płaszcza. Istnieje osiem głównych płyt tektonicznych:
· Płyta Północnoamerykańska - Ameryka Północna, zachodnia Atlantyk oraz Grenlandia
· Płyta Południowoamerykańska - Ameryka Południowa i południowo-zachodni Atlantyk
· Płyta Antarktyczna - Antarktyda wraz z częścią przyległych wód
· Płyta Euroazjatycka - północno-wschodni Atlantyk, Europa oraz Azja (bez Indii)
· Płyta Afrykańska - Afryka, południowo-wschodni Atlantyk oraz zachodnia część Oceanu Indyjskiego
· Płyta Indoaustralijska - Indie, Australia, Nowa Zelandia oraz większość Oceanu Indyjskiego
· Płyta Nazca - wschodni Pacyfik przyległy do Ameryki Południowej
· Płyta Pacyficzna - większość Pacyfiku oraz część południowo-wschodniego wybrzeża USA
Powierzchnia Ziemi jest bardzo młoda. Wciągu zaledwie (z punktu widzenia astronomii) 500 mln lat, erozja i ruchy tektoniczne niszczyły i na nowo odbudowywały większą jej część. Z tego właśnie powodu bardzo wczesna historia Ziemi została w większości zniszczona. 71% powierzchni Ziemi zajmuje woda, jednie 29% stanowią lądy. Ziemia jest jedynym ciałem
w Układzie Słonecznym, na której woda może istnieć w stanie ciekłym (jednak są podejrzenia, że pod powierzchnią jednego z księżyców Jowisza - Europy również istnieje woda w tej postaci).

Atmosfera Ziemi składa się z:
· azotu
· tlenu
· argonu
· dwutlenku węgla oraz
· pary wodnej
We wczesnej atmosferze było prawdopodobnie znacznie więcej dw. węgla, ale od tamtej pory został on prawie w całości zawarty w skałach węglowych, a mniejsza jego część - rozpuszczona w oceanach i pochłonięta przez rośliny żywe. Lecz ta niewielka ilość dw. węgla ma dla życia na Ziemi niebagatelne znaczenie; powoduje ona tzw. efekt cieplarniany,
który podwyższa globalną temperaturę o około 35o (np. zamiast -15oC mamy gorącą wiosnę o temperaturze 20oC...). Bez efektu cieplarnianego oceany by pozamarzały i życie byłoby praktycznie niemożliwe. Jednak, o czym jest głośno już od kilku lat, gdy dw. węgla będzie zbyt dużo, może on mieć również niszczącą dla życia siłę...
Obecność tlenu w stanie wolnym jest z chemicznego punktu widzenia dość dziwne; jest to gaz, który w normalnych warunkach szybko reaguje z innymi pierwiastkami. Tlen
w ziemskiej atmosferze jest produkowany i utrzymywany przez procesy biologiczne.
Bez życia, na Ziemi nie byłoby tlenu w stanie wolnym.
Ziemia posiada również skromne pole magnetyczne wytwarzane przez prądy elektryczne w jądrze. To właśnie dzięki istnieniu tego pola (a właściwie oddziaływaniu na nie wiatru słonecznego) możemy obserwować takie zjawiska, jak zorze polarne.


Księżyc

Księżyc był oczywiście znany od czasów prehistorycznych. Jest to drugi, po Słońcu najjaśniejszy obiekt na ziemskim niebie. Jego jasność w pełni, przekracza -12m.
Aktualnie orbita Księżyca nie jest idealnie okrągła, co prowadzi do tego, że niejako "chwieje się" on i od czasu do czasu można obserwować bardzo niewielką część jego lewej strony, czyli tej normalnie niewidocznej z Ziemi. Jednak druga strona Księżyca była zupełnie nieznana aż do 1959 r., kiedy to Luna 3 przekazała na Ziemię liczne fotografie jej powierzchni.
Księżyc nie ma atmosfery, ale dane przekazane w 1994 r., z misji Clementine sugerują, że w kraterach na południowym biegunie Księżyca może istnieć zamarznięta woda. Jeżeli okaże się to prawdą, może to mieć duże znaczenie w przyszłej eksploracji srebrnego globu.
Z geologicznego punktu widzenia, Księżyc zbudowany jest z cienkiej skorupy, płaszcza oraz prawdopodobnie małego jądra.

Mars

Swą nazwę Mars zawdzięcza najprawdopodobniej swemu silnie czerwonemu kolorowi. W mitologii rzymskiej Mars (w greckiej Ares) był bogiem wojny.
Planeta, jak nie trudno się domyśleć była znana od pradawnych czasów, podobnie jak Wenus, Merkury czy Jowisz. Czerwona planeta jest również najczęściej przewijającym się motywem literatury fantastyczno-naukowej.
Pierwszy na Marsa zawitał Mariner 4 (było to w 1965 roku), później w jego ślady poszły Viking 1, a następnie Viking 2 (1976) i po ponad dwudziestoletniej przerwie wreszcie Mars doczeka się kolejnego gościa z Ziemi - Pathfindera.
Temperatura na Marsie zmienia się bardzo gwałtownie w ciągu trwania roku. Powodem tych wahań jest kształt marsjańskiej orbity: jest ona silnie eliptyczna. Średnia temperatura na czerwonej planecie wynosi od –120 do 22oC.
Mars znany jest w Układzie Słonecznym z najwyższych łańcuchów górskich oraz największych kanionów. Najwyższa góra na Marsie, a za razem największa w Układzie Słonecznym - Olympus Mons - stożek wygasłego wulkanu, ma ponad 24 km wysokości i ok. 550 kilometrową średnicę podstawy! Gdyby przenieść ja na Ziemię zajęłaby większą część Polski! Drugim monumentalnym "zjawiskiem" na Marsie jest system kanionów Valles Marineris, mający 4000 km długości i od 2 do 7 km głębokości. Przy nim Wielki Kanion Kolorado wydaje się być maleńką rysą na piasku. Można tam również znaleźć głęboki na 6 km krater uderzeniowy - pamiątka po spotkaniu z meteorem. Hellas Planitia, bo taką nadano mu nazwę, ma 2000 km średnicy!
Co do wnętrza Marsa, to możemy jedynie spekulować, jaką ma ono budowę. Najczęściej mówi się o jądrze mającym promień 1700 km, płynno-skalny płaszcz oraz cienkiej skorupie. Brak pola magnetycznego może świadczyć o tym, że w marsjańskim jądrze więcej mało jest żelaza, a w tym wypadku większość może stanowić siarka.
Na Marsie nie zaobserwowano działalności tektonicznej, ale za to powszechne są tam ślady erozji. Przypuszcza się, że kiedyś, jakieś 4 mln lat temu wszystkie te zagłębienia, doliny itp. wypełniała woda. Płynęły tam szerokie, nawet na kilkadziesiąt kilometrów rzeki a może nawet istniały oceany.
Czerwona planeta nie posiada w atmosferze zbyt wiele tak ważnego dla temperatury na Ziemi dwutlenku węgla. Co prawda we wczesnej historii Marsa był on obecny, jednak najprawdopodobniej został w większości zawarty w skałach. Skutkiem tego jest fakt, że jeśli Ziemia ze swoją atmosferą znalazłaby się w takiej odległości od Słońca, jak Mars, na jej powierzchni (głównie za sprawą efektu cieplarnianego) byłoby znacznie cieplej niż teraz na Marsie.


Atmosfera Marsa jest bardzo cienka, a w zasadzie są to tylko resztki dawnej marsjańskiej atmosfery. Składa się ona z:
· dwutlenku węgla (95.3%) - ilość wystarczająca do "podgrzania" planety o zaledwie 5o
· azotu (2.7%)
· argonu (1.6%) oraz
· śladowych ilości tlenu (0.15%)
· i pary wodnej (0.03%)
Ciśnienie panujące na Marsie to zaledwie 7 milibarów, czyli mniej niż 1% ziemskiego ciśnienia atmosferycznego. Występują jednak znaczne wahania marsjańskeigo ciśnienia - od 9 milibarów w najniższych częściach czerwonej planety, do 1 milibara na szczycie Olympus Mons. Co więcej, ciśnienie to w zupełności wystarcza do powstawanie dość silnych wiatrów i burz pyłowych, które mogą trwać wiele tygodni a nawet miesięcy.
Jedną z najbardziej charakterystycznych cech marsjańskiego globu są tzw. czapy lodowe, występujące na biegunach. Są one zbudowane głównie z zestalonego dwutlenku węgla (tzw. "suchy lód"). W czasie kiedy na północnej półkuli panuje lato such lód supełnie resublimuje do dwutlenku węgla, pozostawiając warstwę lodu. Nie wiadomo, czy pod powierzchnią południowej czapy również znajduje się zamarznięta woda, gdyż ta nigdy całkowicie nie znika. Woda (zamarznięta) może się również znajdować pod powierzchnią Marsa.
Co prawda podczas misji Viking zostały przeprowadzone badania co do obecności życia na Marsie i ich wynik był negatywny, to nie możemy powiedzieć, że na Marsie nie istniała kiedyś jakaś forma życia... Faktem jest, że badane przez Vikinga próbki marsjańskiej gleby były jedynie dwie, a poza tym pobrane z miejsc raczej niezbyt korzystnych do rozwoju życia. Ostatnio (dokładnie 6 sierpnia 1996) światem wstrząsnęła wiadomość o znalezieniu w jednym z meteorytów (ALH84001) z Marsa śladów bardzo prymitywnego życia!
Twórcą całego zamieszania był David McKay z Kosmicznego Centrum Johnsona. Na razie nie można w 100% powiedzieć, czy na Marsie rzeczywiście istniało kiedyś życie, aczkolwiek wszystko wskazuje na to, że dawno temu na czerwonej planecie mogły rozwijać się prymitywne bakterie.
Dwa jedyne satelity Marsa to Phobos i Deimos. Są to bardzo małe ciała, rozmiarami przypominające bardziej asteroidy (nie wyluczone, że są to przechwycone asteroidy); ich średnice wynoszą odpowiednio 22 i 12 km. Okrążają one macierzystą planetę w bardzo małej odległości - 9 i 23 tys. km.


Jowisz

Jowisz to największa planeta Układu Słonecznego. Jego masa dwukrotnie przewyższa masę wszystkich pozostałych planet naszego układu (bez Słońca). Jak więc widać nie bez powodu została ona nazwana imieniem największego z bogów rzymskich (odpowiednik greckiego Zeusa).

Planeta ta była znana od prehistorycznych czasów, ale dopiero w 1610 r. Galilusz odkrył, że posiada ona 4 księżyce, nazwane później na jego cześć księżycami galileuszowymi (są to: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto). Było to przełomowe odkrycie, gdyż poddawało
ono w wątpliwość panująca wówczas (oficjalnie) teorię geocentryczną (o tym, że Ziemia jest centrum Wszechświata). Co prawda zwolennicy geocentrycznej teorii próbowali argumentować takie ruchy galileuszowych księżyców tym, iż poruszaja się one po bardzo skomplikowanych orbitach okołoziemskich, jednak teoria ta była strasznie skomplikowana
i w końcu trzeba było uznać odrzuconą kilkadziesiąt lat wcześniej heliocentryczną teorie Kopernika.

Pierwszą sondą, jaka odwiedziła Jowisza był Pioneer 10 (w 1973 r.). Późnej były kolejno: Pioneer11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses i wreszcie w grudniu 1995 - Galileo.

Jowisz nie ma "twardego gruntu" jest on zbudowany prawie wyłącznie z gazu, którego gęstość rośnie w miarę zbliżania się go środka planety. 90% gazu stanowi wodór, pozostałe 10% - hel z niewielkimi domieszkami metanu, wody i amoniaku. Bardzo podobną budowę ma Saturn. Planeta posiada prawdopodobnie skaliste jądro o masie 10 do 15 mas Ziemi.

Na Jowiszu, podobnie jak i innych planetach gazowych panują straszliwe wiatry osiągające prędkość do ok. 150 m/s (540km/h), jednak ostatnie dane z sondy Galileo pozwalają przypuszczać, że w niższych częściach atmosfery wiatry mogą osiągać prędkości dochodzące nawet do tysięcy km/h! Wiatry te wieją w różnych kierunkach w zależności od strefy (w przeciwnych kierunkach na graniczących ze sobą strefach). najpotężniejszym huraganem na Jowiszu a zarazem w całym Układzie Słonecznym jest GRS (Great Red Spot), czyli Wielka Czerwona Plama (zdjęcie obok), obserwowana już od ponad 300 lat! Wielkość Czerwonej Plamy ocenia się na ok. 25000 km "długości" i ok. 12000 km "wysokości" (ma ona kształt eliptyczny). W jej wnętrzu możnaby umieścić dwie Ziemie!

Ciekawostką jest, iż Jowisz wypromieniowuje znacznie więcej energii niż otrzymuje? od Słońca. Energia Jowisza nie powstaje rzecz jasna wskutek fuzji nuklearnej, tak jak to się dzieje na Słońcu; planeta jest na to zbyt mała i ma niedostatecznie gorące jądro. Energia Jowisza powstaje głęboko w środku planety w wyniku konwekcji ciepła (unoszenia ciepła spowodowanego różnicą temperatur).

Jowisz posiada ogromne pole magnetyczne, znacznie przewyższające ziemskie. Jego zasięg sięga 650 mln km (aż po orbitę Saturna), jednak "jedynie" kilka mln km w kierunku Słońca. Właśnie to pole może być jednym z powodów tak dużej aktywności wulkanicznej na jednym z księżyców Jowisza - Io.

Oprócz tego planeta posiada również niewielkie pierścienie (podobne do pierścieni Saturna, tyle że dużo mniejsze). Ich obecność została odkryta dopiero podczas misji Voyager 1. Są one znacznie ciemniejsze, niż te wokół Saturna, a zbudowane są najprawdopodobniej z bardzo małych odłamków skalnych.

W lipcu 1994 r. Jowisz przeżył jedną z największych kolizji dwudziestego wieku w Układzie Słonecznym. Zderzył się z kometą Shoemaker-Levy 9. Efekty tego zderzenia były bez trudu widoczne nawet przez amatorskie teleskopy. Ślady na powierzchni planety można było obserwować jeszcze przez rok po kolizji.
Saturn

W rzymskiej mitologii Saturn jest bogiem urodzaju; w Układzie Słonecznym Saturn jest szóstą planetą od Słońca i drugą pod względem wielkości.

Pierwszym gościem z Ziemi w okolicach Saturna był Pioneer 11 (1979). Po nim były Voyager 1 i Voyager 2, jednak już niedługo Saturna czeka kolejne spotkanie z wytworem ziemskiej cywilizacji - sondą Cassini. Jest to jedno z najwiekszych przedsięwzięć NASA ostatnich lat (obok programu Galileo oraz misji na Marsa).

Saturn widziany przez teleskop przeważnie wydaje się być nieco spłaszczony.
I rzeczywiście - różnica pomiędzy jego "szerokością" a "wysokością" wynosi aż 10%
(ok. 12 000 km). Jest to wynikiem bardzo małej gęstości planety (najmniejszej w Układzie Słonecznym, mniejszej od gęstości wody) przy stosunkowo szybkim ruchu obrotowym (siła odśrodkowa jest większa na równiku aniżeli
na biegunach i w ich pobliżu).

Podobnie jak Jowisz planeta zbudowana jest w 75% z wodoru oraz w 25% - helu
z domieszkami wody, metanu, amoniaku
oraz okruchów skalnych. Jest to budowa typowa dla mgławicy planetarnej, z której powstał nasz Układ Słoneczny. Wnętrze Saturna jest bardzo gorące - w samym centrum osiąga 12000oK. Planeta, podobnie jak Jowisz, emituje
w przestrzeń kosmiczną więcej energii aniżeli otrzymuje od Słońca.

Tak charakterystyczne dla Jowisza pasy są znacznie mniej widoczne na Saturnie, chociaż w pobliżu równika stają się one nieco szersze. Planeta wykazuje również inne podobieństwa do swego poprzednika, m.in. podobną cyrkulację w górnych częściach atmosfery oraz pędzące z oszałamiającymi prędkościami wiatry.

Jednak przejdźmy może do tego, z czego powszechnie znany jest Saturn, a mianowicie do jego sławnych pierścieni. Jest ich dokładnie sześć i nazwane są kolejno D, C, B, A, F, G
i E (licząc od powierzchni planety). Są one zbudowane z miliardów niewielkich skalno-lodowych bryłek, o różnych średnicach (od kilku centymetrów do kilku metrów -
w zależności od typu pierścienia). Grubość pierścieni jest nieproporcjonalnie mała w stosunku do średnicy - wynosi ona zaledwie 1.5 - 2 km przy ponad 250 000 średnicy.
Pierwsze dwa pierścienie są najbardziej widoczne, można je zobaczyć nawet przez niewielki teleskop. Charakterystyczna przerwa między nimi nazwana jest przerwą Cassiniego, na cześć jej odkrywcy. Pozostałe, a w szczególności największy z nich - pierścień E, są praktycznie niezauważalne. Jedyną szansą na zobaczenie ich są momenty "pozornego zaniku pierścieni", czyli czas, kiedy leżą one dokładnie w płaszczyźnie orbity ziemskiej. Trwa to bardzo krótko
a zdarza się regularnie co sześć lat. Stosuje się wtedy specjalistyczny sprzęt i "wyrafinowane" techniki przysłaniania tarczy planety tak, aby widoczne były jedynie pierścienie. Był to notabene sposób odkrycia pierścienia E.

Pochodzenie pierścieni Saturna (i nie tylko Saturna) nie jest do końca wyjaśnione, jednak przypuszcza się, iż mogą to być pozostałości po którymś z satelitów, który tragicznie skończył swój "żywot" podczas kolizji z jakimś innym ciałem, być może kometą. Owszem może to wyjaśniać pochodzenie pierścieni jednej planety, ale czy każda gazowa planeta (Jowisz, Uran, Neptun) musiała przejść taką kolizję? Bardziej prawdopodobna może się wydawać hipoteza powstania pierścieni wraz z powstaniem planet, choć i to nie wyjaśnia wszystkiego do końca.


Uran

Uran jest pierwszą planeta odkrytą w czasach nowożytnych. Miało to miejsce 13 marca 1781 roku, a dokonał tego Friedrich Wilhelm Herschel. Właściwie odkrycie to było zupełnie przypadkowe; podczas przeszukiwania nieba Herschel natknął się na obiekt, który początkowo wziął za kometę... Co prawda Uran był obserwowany już znacznie wcześniej (pierwsza wzmianka o nim pojawia się w 1690 r.), jednak cały czas brano go za gwiazdę... Herschel nazwał swoją planetę Georgium Sidus, czyli po prostu Planeta Grzegorza, na cześć angielskiego króla Grzegorza III. Inni planetę nazywali po prostu "Herschel", od nazwiska odkrywcy. Dopiero po jakimś czasie zaproponowano nadanie jej nazwy wywodzącej się
z mitologii - jak w przypadku wszystkich pozostałych planet -
i ostatecznie od roku 1850 Planeta Grzegorza III nosi imię greckiego boga Niebios - Urana.
Planeta gościła tylko jedną sondę kosmiczną - Voyager 2
(w 1986 r.).

Cechą charakterystyczną Urana jest położenie jego osi obrotu - leży ona prawie dokładnie w płaszczyźnie orbity planety. Jest to ewenement w całym Układzie Słonecznym; jeden z biegunów Urana jest niemalże dokładnie skierowany w stronę Słońca! (jest to zreszta również powodem ciągłego sporu, który z biegunów Urana jest północny a który południowy). Mogłoby się więc wydawać, że obszary bieguna zwróconago w stronę Słońca są nieco cieplejsze, aniżeli równik, jako że pada na nie więcej energii Słonecznej. Jednak w rzeczywistości tak nie jest!
Z nieznanych przyczyn jest zupełnie odwrotnie - mimo, iż równik jest mniej "oświetlony",
ma on większą temperaturę...

Uran w ok. 85% składa się ze skał i lodu; jedynie 15% stanowi wodór i odrobina helu. Nie jest to bdowa typowa dla planet gazowych, do których przecież zalicza się Uran; bardziej przypomina to budowę jądra Jowisza lub Saturna. Uran nie posiada również jako takiego jądra - jego zewnętrzna budowa jest bardzo podobna do budowy wnętrza planety. Atmosfera Urana to 83% wodoru, 15% helu i ok 2% metanu.

Podobnie, jak w przypadku innych gazowych planet, Urana otaczają pierścienie. Jest ich 11 i są one bardzo różnych wielkości - od pyłu do ok. 10 m. Wszystkie one są bardzo "słabe" (ciemne) i w związku z czym - bardzo trudne do zaobserwowania. Ich odkrycie było przełomowe, gdyż nastąpiło, jako pierwsze po odkryciu pierścieni Saturna i niejako odrzuciło powszechnie panującą do tego czasu opinię o "osamotnieniu" pierścieni Saturna...

Uran posiada własne pole magnetyczne, którego źródłem są najprawdopodobniej jakieś ruchy we wnętrzu planety.



Neptun

Neptun to imię rzymskiego boga mórz. Swą nazwę planeta zawdzięcza charakterystycznemu błękitnemu kolorowi, który do złudzenia przypomina barwę oceanu. Kolor ten jest, podobnie jak w przypadku Urana wynikiem pochłaniania czerwonej części światła słonecznego przez metan zawarty w atmosferze planety.

Odkrycie Neptuna wiąże się z bardzo długimi i może nawrt nieco zabawnymi perypetiami. W skrócie wyglądało ono tak: po odkryciu Urana astronomowie przypuszczali, że za orbitą Urana istnieje jeszcze jedno ciało niebieskie - wskazywały na to pewne niezgodności w orbicie planety; wszystko wskazywało na to, że "coś" oddziałuje grawitacyjnie na Neptuna. Już w 14 lat po odkryciu Urana, francuski astronom, Joseph de Lalande naniósł na mapę pozycję gwiazdy, która to pozycja po kilku dniach się zmieniła. Przekonany o swoim błędzie, poprawił to i "uaktualnił" pozycję owej "gwiazdy". Gdyby po raz trzeci przeprowadził obserwacje niefortunnego obiektu,
z pewnościa łatwo by się przekonał, czego stał się odkrywcą... Tak się jednak nie stało i sprawa Neptuna została odłożona o jakieś 46 lat do roku 1841, kiedy to John Adams, student Cambridge zajął się wyznaczaniem pozycji obiektu, który mógłby zakłócać ruch Urana. Swoją pracę przekazał Astronomowi Królewskiemu - Airy'emu. Ten jednak nie wykazał większego zainteresowania, w związku z czym Adams próbował swymi obliczeniami zachęcić do obserwacji Jamesa Challisa, profesora astronomii, który zresztą też nic w tej sprawie nie zrobił... W tym samym czasie w Paryżu niejaki Jean Leverrier również zajął się problemem ruchu Urana. Jako że Leverrier nie mógł dokonać samodzielnie obserwacji, poprosił o pomoc Johanna Galle'ego z berlińskiego obserwatorium. Dyrektor tego obserwatorium - Johann Encke nie wyraził sprzeciwu i jeszcze tej samej nocy, w 1846 r., skierowano teleskop na wskazaną przez Leverriera pozycję. I rzeczywiście znaleziono obiekt ósmej wielości gwiazdowej, którego nie było na mapach nieba...

Podobnie jak Uran, Neptun odwiedzany był tylko przez jedną sondę kosmiczną - Voyager 2, w 1989 r. i prawie wszystko, co obecnie wiemy o tej planecie pochodzi właśnie z tej sondy.

Budowa Neptuna jest bardzo podobna do budowy Urana z tym, że jest on nieco mniejszy ale za to cięższy od swojego poprzednika. Można zresztą zauważyć tu pewną prawidłowość - Jowisz ma budowę zbliżoną do Saturna, Uran do wnętrza Jowisza
(a więc i Saturna), Neptun zaś podobny jest do Urana. Planeta składa się więc z brył skalno-lodowych oraz, w 15%, z wodoru i helu. W przeciwieństwie do Urana, planeta posiada niewielkie jądro o masie w przybliżeniu odpowiadającej masie Ziemi. Neptun posiada rownież atmosferę złożoną z wodoru, helu i niewielkich ilości metanu.

Podobnie, jak na każdej gazowej planecie, tak i na Neptunie występują straszliwe wiatry, które akurat tym w przypadku są najsilniejsze w całym Układzie Słonecznym. Osiągają one oszałamiające prędkości 2000 km/h!

Neptun posiada również pierścienie (jak wszystkie gazowe planety). Podobnie jak pierścienie Jowisza czy Urana są one bardzo ciemne, jednak w tym przypadku ich budowa nie jest znana. Pierścienie te wykazują jeszcze jedną charakterystyczną cechę - wydają się być niejako "skręcone" (zdjęcie obok). Otrzymały one nawet nazwy; jest Adams, Leverrier czy Galle.
Pluton

Pluton jest rzymskim bogiem świata zmarłych, czy jak kto woli - bogiem podziemi (piekła). Nazwa ta, jak zresztą w przypadku większości ciał Układu Słonecznego nie jest przypadkowa; Pluton jest najdalej położona planetą w naszym układzie, można by rzec - najgłębszą.

Planeta jest bardzo mała; dużo mniejsza od Ziemi, Marsa czy Merkurego a nawet od niektórych księżyców - Ganimedesa, Kallisto, Europy, Io (Jowisz), Trytona (Neptun), Tytana (Saturn) czy choćby naszego Księżyca.

Pluton został odkryty stosunkowo niedawno, bo w 1930 r. przez Clyde'a Tombaught'a, jednak tylko dzięki inicjatywie Percivala Lowella, który poświęcił na szukanie dziewiątej planety dużą część swego życia. Należy dodać, iż Tombaught przed odkryciem Plutona był astronomem-amatorem, który posiadł możliwość korzystania z instrumentów Obserwatorium Lowella w uznananiu za dobre rysunki...

Pluton jest jedyną planetą, która nie została odwiedzona przez żadną sondę ziemską. Wszystkie zdjęcia Plutona, jakimi dysponujemy pochodzą więc z teleskopów. Jednak już teraz NASA przygotowuje się do wystrzelenia w stronę Plutona ziemskeigo wysłannika - sondy Pluto Express. Prawdopodobnie nastąpi to około 2001 roku.

Jedynym księżycem Plutona jest Charon, odkryty w 1978 r.. Jego masa jest niewiele mniejsza od masy Plutona, co powoduje, że oba ciała obiegają jeden środek ciężkości (nie można powiedzieć, że Charon obiega Plutona, ale też nie możemy powiedzieć że to Pluton obiega Charona). Sytuacja ta przypomina podwójny układ gwiazd...

Orbita Plutona jest najbardziej eliptyczna spośród wszystkich planet Układu Słonecznego. Jest ona na tyle spłaszczona, że co jakiś czas Pluton jest bliżej Słońca, aniżeli Neptun (stan ten trwa obecnie - od 1979 iutrzyma się do 1999 r.).

O Plutonie właściwie niewiele wiemy, a nawet wszystko to co wiemy to jedynie przypuszczenia... Temperatura na jego powierzchni waha się prawdopodobie od -228 do -238oC. Jest on złożony w 70% ze skał a w pozostałych 30 - z zamarzniętej wody.
O atmosferze planety też nie możemy powiedzieć nic pewnego; może się ona składać
w większości z azotu oraz tlenku węgla i metanu.
Astronomowie zauważyli uderzające podobieństwo pomiędzy Plutonem a jednym
z księżyców Neptuna - Trytonem. Powstały nawet hipotezy co do przeszłości tych ciał. Według jednej z nich Tryton był kiedyś planetą podobną do Plutona, która została przechwycona przez Neptuna. Inna z kolei zakłada sytuacj odwrotną - to właśnie Plutonowi, jako dawnemu księżycowi Neptuna udało się wyrwać z oddziaływania grawitacyjnego tego ostatniego, i stać się oddzielną planetą.

Planetoidy

Planetoidy (asteroidy) są to tysiące drobnych planetek o średnicach od kilku metrów do ok. 1000 kilometrów. Duża ich część (ok. 4 tys.) została już skatalogowana. Nadanie nazwy planetoidzie przysługuje odkrywcy, tak więc wachlarz tych nazw jest naprawdę duży - nazwy geograficznych (1125 Chiny, 2531 Cambridge) poprzez nazwiska słynnych astronomów (1134 Kepler, 1501 Baade), kompozytorów (1814 Bach, 1815 Beethoven, 1818 Brahms), astronautów (1772 Gagarin), pisarzy (2985 Szekspir), polityków (2807 karol Marks) aż po słynne postacie z filmów - 2309 Mr Spock ("Star Trek"). Kilkanaście planetoid nosi nawet polskie nazwy (1112 Polonia, 1263 Varsavia, 1286 Banachiewicz, 1322 Copernicus, 1352 Wawel). Pierwszą odkrytą w 1801 roku planetoidą była Ceres; później były kolejno: Pallas, Juno i Westa.

Ciekawą a zarazem nieco przeraźliwą cechą asteroid jest to, że orbity niektórych z nich przecinają sie z orbitą ziemska. Aż strach pomyśleć, jaki los spotkałby Ziemię po zderzeniu z takim obiektem! Jedno jest pewne: byłby to na pewno koniec naszej cywilizacji... Przy odrobinie szczęścia jedynie nieliczni mieliby szansę przeżyć (zderzenie z planetoidą jest zresztą jedną z hipotez wyginięcia dinozaurów). Ostatnie takie "bliskie spotkanie" miało miejsce w 1989 roku, kiedy to planetoida 1989 FC zbliżyła się do nas na odległość 800 tys. km. Tego rodzaju obiekty stanowią wdzięczny obiekt obserwacji - ich położenie na tle gwiazd zmienia się w ciągu zaledwie kilku minut!


Komety

Komety zaliczają się, podobnie jak planety do ciał obiegających Słońce, z tą różnicą, że ich orbity są znacznie bardziej wydłużone oraz leżą w bardzo różnych płaszczyznach. W okolicach Słońca pojawiają się okresowo, i wtedy widoczne są z Ziemi, jako rozmyte białe plamki lub - jeśli kometa jest dostatecznie duża bądź mija Ziemię w stosunkowo niewielkiej odległości - jako "gwiazdy z warkoczem".

Komety zbudowane są w większości z lodu i brył skalnych. Stąd zresztą bierze się ich warkocz - zbliżając się do Słońca lód ogrzewa się i sublimuje a kometa pozostawia za sobą charakterystyczny ślad. Niekiedy kometa ma dwa warkocze; drugi, zwrócony prostopadle do Słońca powstaje w wyniku działania wiatru słonecznego.


Tabelka porównawcza dotycząca planet Ukł. Słonecznego

Planeta Odległośćod Słońca Średnica [km] Masa(bez satelitów) Średnia gęstość [g/cm3] Liczba księżyców Okres obrotu wokół osi
[j.a.] mln km Mz=1 *1021kg
Merkury 0.39 57,91 4840 0.06 333 5.62 - 56d,65
Wenus 0.72 108,21 12230 0.81 4870 5.09 - -243d,01
Ziemia 1.00 149,60 12756 1.00 5974 5.52 1 23h,93
Mars 1.52 227,95 6800 0.11 644 3.97 2 24h,62
Jowisz 5.20 778,40 142796 317.89 1899710 1.33 16 9h,92
Saturn 9.52 1423,62 120660 95.17 568736 0.69 18 10h,66
Uran 19.16 2866,14 52400 14.54 86891 1.15 15 -17h,24
Neptun 30.07 4498,60 50460 17.24 103026 1.56 8 16h,11
Pluton 39.52 5906,43 2302 0.003 15,4 2.00 1 6d,39



Bibliografia:

· Astronomia i kosmologia – Wirtualny Wszechświat - http://www.wiw.pl/astronomia
· Wielka Interaktywna Encyklopedia Multimedialna - http://wiem.onet.pl/
· Multimedialna Encyklopedia Powszechna. OW "Fogra", Kraków, 1997
http://www.fogra.com.pl
· http://planetscapes.com - Views of the Solar System
· http://www.stsci.edu - Space Telescope Science Institute
· http://www.nasa.gov - National Aeronautics and Space Administration (NASA)
· http://www.cpu-zeto.com.pl/hobby/astronomia - Kąciki hobbystów - astronomia
· http://www.solar.po.opole.pl - Strona poświęcona Układowi Słonecznemu
· Encyklopedia Wszechświata. Optimus Pascal Multimedia, Bielsko-Biała
· Ściężor T.: Kalendarz astronomiczny na rok 1998. PTMA Kraków, 1997.
· Rybka E.: Astronomia ogólna. PWN Warszawa, 1983.
· Dworak Z.: Z astronomią za pan brat. Wydawnictwo Iskry. Warszawa, 1989.