Planety i układ słoneczny

SYSTEM SŁONECZNY

SYSTEM SŁONECZNY - jest zespołem ciał niebieskich poruszających się w przestrzeni wraz ze Słońcem, powiązanych siłami wzajemnych oddziaływań, z których najsilniejsze jest grawitacyjne oddziaływanie Słońca. Ciałem centralnym, skupiającym prawie całą (99,85%) masę Systemu Słonecznego, jest Słońce, obiegane przez 8 planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun,); wokół 6 planet krążą naturalne satelity (ponad 60). Między orbitami Marsa i Jowisza rozciąga się pas planetoid, z których część, poruszając się po orbitach silnie wydłużonych, zbliża się do Słońca bardziej niż Ziemia. Wśród ciał Systemu Słonecznego są także meteoroidy i komety; obecna jest też materia międzyplanetarna w postaci gazu, plazmy i pyłu kosmicznego; pył obserwowany jest w postaci światła zodiakalnego; strumienie plazmy płyną od Słońca w postaci wiatru słonecznego z prędkością około 300-800 km/s. Przestrzeń międzyplanetarna jest przeniknięta polem magnetycznym, którego linie sił są wynoszone ze Słońca wraz z materią.

Masa Układu Słonecznego wynosi 1,994 x 1030 kg; jego rozmiary, określone średnicą orbity Plutona, wynoszą około 12 mld km (80 jednostek astronomicznych), wiele jednak komet obiega Słońce po orbitach o półosiach rzędu kilkudziesięciu tysięcy jednostek astronomicznych. Przez planety tradycyjnie rozumie się większe ciała obiegające bezpośrednio Słońce. Satelity (księżyce), poruszające się wokół planety, razem z nią obiegają Słońce.

Największą planetą jest Jowisz o masie równej 0,0001 masy Słońca. Dolna granica wielkości planet jest umowna. Podobne pod względem masy do planetoid są komety. Jeszcze mniejsze ciała nazywamy meteoroidami, mikrometeoroidami i najmniejsze pyłem kosmicznym. Na ogół ciało o rozmiarach poniżej 1 m nazywamy meteoroidem, zaś powyżej 100 m planetoidą. Wszystkie ciała Systemu Słonecznego poruszają się wokół wspólnego środka masy (położonego blisko środka Słońca), który z kolei porusza się wokół środka masy Galaktyki, obiegając jej jądro w ciągu około 200 mln lat, w przybliżeniu po kole o promieniu około 10 kpc ( parsek), z prędkością około 250 km/s.

System Słoneczny znajduje się około 15 kpc na północ od płaszczyzny równika Galaktyki. W stosunku do najbliższych gwiazd Układ Słoneczny porusza się z prędkością około 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa. Według współczesnych teorii, Słońce i planety powstały z jednego obłoku materii protosłonecznej. Prawdopodobnie w wyniku wybuchu znajdującej się w jego pobliżu gwiazdy supernowej, został zapoczątkowany proces grawitacyjnego zapadania się obłoku połączony z równoczesnym jego wzbogacaniem w najcięższe pierwiastki. W miarę kurczenia się obłoku, w jego centralnej części uformowało się Słońce otoczone wirującym gazowo-pyłowym dyskiem. Cząstki pyłu, w wyniku wzajemnych zderzeń, łączyły się stopniowo ze sobą, tworząc coraz większe twory; część z nich stała się zarodkami planetarnymi; wskutek wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych zarodki te łączyły się tworząc w ciągu paruset milionów lat planety. Mniejsze twory przetrwały w postaci planetoid, komet i meteoroidów.

Aby zdać sobie sprawę z rozkładu mas i odległości w Systemie Słonecznym, warto wykonać model w skali 1:1 000 000 000. Średnice planet będą zatem zmniejszone 1 miliard razy, zaś ich objętość i masa zmniejszą się 1027 razy. W takim modelu Ziemia jest kulką o średnicy 13 mm i masie 6 g. Merkury, Wenus i Mars są jeszcze mniejsze. Wokół Ziemi w odległości 38 cm krąży Księżyc o średnicy 3,5 mm (masa 0,7 g). W tej samej skali Słońce jest kulą o średnicy 1,39 m i masie 1990 kg, położoną w odległości 150 m od Ziemi. Modelem Jowisza może być kula o średnicy 14 cm i masie 1,9 kg, krążąca w odległości 780 m od Słońca. Łączna masa pozostałych wielkich planet wynosi 758 g. Jak widać z powyższego zestawienia około 99,9% masy Systemu Słonecznego przypada na Słońce. Z pozostałego promila masy przeznaczonego dla planet około 71% zagarnia Jowisz. Na Ziemię przypadają zaledwie 2 promile masy planet i 0,0003% masy całego Systemu Słonecznego. Porównując odległości pomiędzy planetami z ich rozmiarami można zauważyć, że planety stanowią małe wysepki materii w oceanie próżni.

SŁOŃCE

SŁOŃCE, najbliższa gwiazda, centralne ciało Systemu Słonecznego, gł. źródło energii docierającej do Ziemi, najjaśniejszy obiekt na niebie. Podstawowe dane : Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (diagram Hertzsprunga Russella) o jasności absolutnej 484 (jasność obserwowana 267), typu widmowego G2V. Masa Słońca wynosi 1,991 1030 kg (332 958 mas Ziemi), promień 696 tys. km, średnia gęstość 1,41 g/cm3, przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni 274 m/s2, temp. fotosfery ok. 6000 K, temp. centrum ok. 16 mln K; moc promieniowania słonecznego jest równa 3,826 x 1026 J/s; obrót Słońca jest niejednorodny; najszybszy na równiku (okres 25 dni), najwolniejszy przy biegunach (ponad 31 dni); średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi ok. 149 600 000 km.

Słońce znajduje się w odległości ok. 8 kpc od centrum Galaktyki, w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej; w stosunku do gwiazd otaczających Słońce porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa. Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym. Składa się w przeważającej części z wodoru (72,7% masy), helu (26,2%) oraz w znacznie mniejszych ilościach: tlenu (0,7%), węgla (0,3%), azotu (0,1%). Na Słońcu wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, wśród nich magnez, krzem, siarkę, żelazo, wapń, nikiel, sód, glin. Stwierdzono obecność niektórych cząsteczek (gł. związków nienasyconych), jak np. CN, OH, CH, NH.

Źródłem energii promieniowanej przez Słońce są reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel, zachodzące w jego wnętrzu, zwłaszcza przemiany tzw. cyklu proton - proton. W wyniku tego cyklu reakcji 4 protony (jądra wodoru) łączą się w cząsteczkę (jądro helu) oraz wydziela się energia w ilości 4,27 10 12J na jedną przemianę. Warunkiem koniecznym zachodzenia tych reakcji jest temperatura kilkunastu mln K panująca w jądrze Słońca (gęstość materii do rzędu 100 g/cm3).

Produkowana w jądrze Słońca energia jest przenoszona w postaci promieniowania ku jego powierzchni, ulegając w kolejnych warstwach Słońca absorpcji i ponownej emisji (strefa radiacji). W trakcie tego procesu ulega zmianie rozkład widmowy promieniowania (maksimum z zakresu promieniowania przesuwa się ku falom dłuższym), gdyż każdorazowo jest określany przez warunki panujące w warstwie, która to promieniowanie ostatnio emitowała. W górnych warstwach wnętrza Słońca energia jest przenoszona także w wyniku turbulentnych ruchów materii (strefa konwektywna).

Na zewnętrzną warstwę Słońca, która stanowi jego atmosferę, składają się: fotosfera, będąca najgłębszą jej warstwą (widoczną gołym okiem), chromosfera, warstwa przejściowa i korona słoneczna. W fotosferze temperatura maleje z wysokością od ok. 6000 K do ok. 4500 K, gęstość materii spada od ok. 5 x 10 7 do ok. 4 x 10 10 g/cm3. Na powierzchni fotosfery obserwuje się występowanie tzw. granul, tj. obszarów (o rozmiarach ok. 1000 km) jaśniejszych (o temp. ok. 100 K wyższej od otaczającej je fotosfery), będących wynikiem zachodzących pod fotosferą ruchów turbulentnych materii. Począwszy od dolnej warstwy chromosfery temperatura rośnie z wysokością, by po przejściu przez warstwę przejściową osiągnąć w dolnej części korony wartość rzędu 1 mln K (wzrost ten tłumaczy się dodatkowym grzaniem atmosfery Słońca w wyniku chaotycznych ruchów podfotosferycznej strefy konwektywnej). Z korony odbywa się ustawiczny wypływ materii, która w postaci wiatru słonecznego przenika przestrzeń międzyplanetarną; wypływ materii z korony powoduje spowalnianie rotacji Słońca.

W atmosferze Słońca obserwuje się wiele zjawisk o zmieniającym się okresowo (średnio z okresem ok. 11,4 lat) natężeniu. Całokształt tych zjawisk, na które składa się m.in. występowanie w fotosferze plam słonecznych i pochodni, a w chromosferze rozbłysków i protuberancji, oraz zmiany kształtu i wielkości korony, nosi nazwę słonecznej aktywności. Jej przyczyną są zmiany zachodzące w ogólnym polu magnetycznym Słońca. Aktywność słoneczna jest źródłem wielu zjawisk zachodzących w górnych warstwach atmosfery Ziemi, jak zakłócenia pola geomagnetycznego, stanu jonosfery, występowanie zórz polarnych itp.; mają one wpływ na łączność radiową na Ziemi. Przypuszcza się, że Słońce po powstaniu było wielokrotnie bardziej aktywne niż obecnie, a jego obrót odbywał się ok. 10 razy szybciej.

MERKURY

MERKURY, pierwsza według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana już w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 57,91 mln km, mimośród 0,206, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 70'15'', okres obiegu wokół Słońca 87,969 dnia, okres obrotu ok. 59 dni, albedo 0,06. Obrót linii apsyd orbity Merkurego o 04 rocznie stanowi potwierdzenie ogólnej teorii względności. Merkury znajduje się na niebie zawsze bardzo blisko Słońca, toteż może być obserwowany tylko po zachodzie lub przed wschodem Słońca; jego jasność jest wtedy maks. i wynosi 02. Merkury jest ostatnią co do wielkości planetą Układu Słonecznego; jego średnica wynosi 4878 km, masa jest równa 0,05 masy Ziemi, gęstość średnia jest bliska średniej gęstości Ziemi, a przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni wynosi 3,70 m/s2. Na półkuli zwróconej do Słońca średnia temp. wynosi ok. 600 K, na półkuli odwróconej od Słońca ok. 100 K. Merkury nie posiada naturalnych satelitów.

Merkury ma bardzo rozrzedzoną atmosferę złożoną głównie z sodu i helu, jej łączna masa nie przekracza kilku ton. Przyczyną tego jest zarówno słaba grawitacja ale także bardzo słabe pole magnet. (ok. 100 razy słabsze od ziemskiego).Powierzchnię Merkurego pokrywają liczne kratery pochodzenia zarówno wulkanicznego, jak i meteorytowego. Jednym z najciekawszych elementów krajobrazu planety jest tzw. Kotlina Upału otoczona pierścieniem górskim o średnicy ok. 1 300 km, która powstała prawdopodobnie w wyniku uderzenia w Merkurego jekiegoś dużego obiektu.

Pod względem właściwości fizycznych Merkury jest podobny do Księżyca. Wyniki badań wskazują, iż 80% jego masy stanowi żelazo skupione w jądrze (o promieniu ok 1800 km) , które otoczone jest płaszczem krzemowym i prawdopodobnie cienką skorupą. Obserwacje w zakresie podczerwieni wykazały, że powierzchnię Merkurego pokrywa gruba warstwa pyłu.

Duże zmiany odległości Merkurego od Słońca oraz długie dnie i noce są przyczyną największych różnic temperatur powierzchniowej planet jakie występują w Układzie Słonecznym. Ilość energii Słonecznej padającej na jednostkę powierzchni Merkurego jest siedem razy większa niż w przypadku Ziemi.

WENUS

WENUS, druga wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 108,10 mln km, mimośród 0,00679, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 323'40'', okres obiegu wokół Słońca 224,701 dni, promień równikowy planety 6070 km, spłaszczenie 0,0, masa 4,871 x 1024 kg, przyspieszenie na powierzchni 8,85 m/s2, albedo 0,61; obrót odbywa się w przeciwnym kierunku niż obrót Ziemi, jego okres wynosi 243,01 dni, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 2, 7, maks. jasność wizualna 48.

Wenus ma gęstą i nieprzezroczystą atmosferę złożoną w 97% z dwutlenku węgla i w 2% z azotu; w górnych warstwach atmosfery utrzymują się trwałe obłoki aerozolowe stężonego kwasu siarkowego i solnego. Przy powierzchni panuje temp. ok. 720 K (447C) i ciśn. 90 tys. hPa. Na wysokości 100 km temperatura spada do ok. 100 K. Tak duże rozgrzanie powierzchni Wenus (największe ze wszystkich powierzchi planetarnych) jest wynikiem efektu ciplarnianego wywołanego nieprzeźroczystą, gęstą warstwą obłoków spowijających całą planetę na wysokościach ok. 60 do 80 km.

Na rzeźbę powierzchni składają się wysokie góry (wys. 11 km), kratery i płaskowyże. Badania wykonane przez sonde kosmiczną Magellan wskazuja, że około 85% powierzchni planety pokrywają twory pochodzenia wulkanicznego, są to różnego rodzaju struktury koliste, kopuły, rozległe równiny, meandrujące potoki zastygłej lawy oraz asymetryczne kratery. Aktywność tektoniczną potwierdza gęsta sieć rowów i szczelin, a także liczne zmarszczki i fałdy. Nieliczne są natomiast kratery uderzeniowe, gdyż slady ich uderzeń zostały zatarte działalnością wulkaniczną.

Magnetyzm Wenus jest o trzy rzędy wielkości słabszy od ziemskiego, czego przyczyną może być bardzo wolna rotacja globu, wobec czego Wenus nie posiada zauważalnego pola magnetycznego ani magnetosfery. Planeta nie ma także księżyców i pierścieni.

ZIEMIA

ZIEMIA, trzecia wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 149 597 870 km, mimośród 0,0167, okres obiegu wokół Słońca 365,2564 dni, okres precesji 26 tyś. lat, nachylenie płaszczyzny równika do płaszczyzny ekliptyki 2327', promień równikowy 6378,245 km, promień biegunowy 6356,863 km, spłaszczenie 0,003353, albedo 0,34, masa 5,975 x 1024 kg, średnia gęstość 5520 kg/m3, przyspieszenie na powierzchni 9,7805 ( 1 + 0,00529 sin2) m/s2.

Informacje o budowie Ziemii uzyskuje się głównie pośrednio, obserwacjom bezpośrednim dostępna jest bowiem tylko warstwa zewnętrzna (grubość kilku km). Najwięcej danych o budowie Ziemii dostarczają badania rozchodzenia się w jej wnętrzu fal sejsmicznych ( sejsmologia), także badania ziemskiego pola magnetycznego i pola grawitacyjnego. Ponieważ prędkość fal sejsmicznych jest funkcją takich parametrów, jak gęstość, ściśliwość i sztywność ośrodka, znajomość rozkładu prędkości fal sejsmicznych we wnętrzu Ziemii umożliwia określenie zmian tych parametrów wraz ze zmianą głębokości, co z kolei pozwala na wysuwanie hipotez dotyczących budowy Ziemii. Na podstawie badań sejsmologicznych przyjęto sferyczny model wnętrza Ziemii; wyróżniono 3 główne sfery: skorupę ziemską, płaszcz Ziemi i jądro Ziemi. Sfery te mają zróżnicowane właściwości fizyczne; na granicach między poszczególnymi sferami, zwanymi nieciągłościami: Golicyna, Gutenberga i Mohorovicicia, obserwuje się skokową zmianę prędkości fal sejsmicznych związaną z różnym składem chemicznym poszczególnych sfer lub ze zmianą stanu fazowego ośrodka.

Ziemia ma atmosferę o masie 5,25 x 1018 kg, której głównymi składnikami są: azot (78%), tlen (21%) i argon (ok. 1%). Od przestrzeni międzyplanetarnej oddziela ją obszar oddziaływania pola magnetycznego Ziemii, zwany magnetosferą ( magnetosfera Ziemi), wewnątrz tego obszaru znajdują się pasy radiacji zwane pasami Van Allena. Ziemia ma jednego naturalnego satelitę, jest nim Księżyc; od 1957 Ziemię obiegają satelity sztuczne. Dokładne wyznaczenie masy Ziemii stanowi podstawę oceny mas ciał niebieskich, ponieważ metody astronomii pozwalają jedynie na wyznaczenie stosunków mas tych ciał do masy Ziemii; np. stosunek masy Słońca do masy Ziemii wynosi 332,958. Jednostki długości stosowane w astronomii: jednostka astronomiczna, parsek definiuje się na podstawie znajomości średniej odległości Ziemii od Słońca. Okres obrotu Ziemii do niedawna stanowił wzorzec jednostki czasu (doba); okres ten wynosi obecnie 23 h 56 min 4,09 s i prawdopodobnie ulega wydłużeniu o ok. 1/1000 s na stulecie.

Obrót Ziemii powoduje powtarzające się cykliczne zjawisko dnia i nocy, a obieg Ziemii wokół Słońca w powiązaniu z nachyleniem osi Ziemii w stosunku do ekliptyki warunkuje występowanie pór roku. O rozkładzie na Ziemii stref klimatycznych decyduje w dużej mierze kąt nachylenia osi Ziemii do płaszczyzny ekliptyki. Budowa wnętrza Ziemii i jej atmosfery oraz zjawiska fizycznych w nich zachodzące są przedmiotem badań geofizycznych, a powłokę Ziemii i jej przestrzenne zróżnicowanie pod względem przyrodniczym bada geografia. Inne ważniejsze nauki o Ziemii to: geodezja oraz geologia. Idea kulistości Ziemii zrodziła się w starożytności. Pierwszych dokładniejszych pomiarów promienia Ziemii dokonał ok. 250 p.n.e. Eratostenes z Cyreny, który otrzymał wartość prawdopodobnie ok. 6300 km. W starożytności i średniowieczu Ziemię uważano za centralne ciało Wszechświata. Stwierdzenie, że Ziemia jest jedną z planet obiegających Słońce było odkryciem M. Kopernika. W latach późniejszych zarówno ruch, jak i kształt Ziemii były wyznaczane na podstawie pomiarów astrometrycznych. Od 1957 do badań geodezyjnych są wykorzystywane także loty sztucznych satelitów.

MARS

MARS, czwarta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 227,9 mln km, mimośród 0,09338, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 150'59'', okres obiegu dookoła Słońca 686,738 dni, promień równikowy planety 3393 km, spłaszczenie 0,0091, masa 6,421 x 1023 kg, przyspieszenie na powierzchni 3,61 m/s2, albedo 0,15, okres obrotu 24h37m27s,7, nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 2359' (powoduje to istnienie pór roku podobnych do ziemskich), maks. jasność 27 (Mars jest wówczas najjaśniejszym po Księżycu i Wenus obiektem na nocnym niebie).

Na powierzchni Marsa zaobserwowano liczne kratery, wśród nich krater wulkaniczny (Olympus Mons), którego brzeg wznosi się na wys. 26 km (najwyższa góra w Układzie Słonecznym); inne kratery są prawdopodobnie w większości pochodzenia meteorytowego; zaobserwowano również miejsca ciemne, zw. morzami, miejsca jaśniejsze tzw. lądy; zarówno jedne, jak i drugie są obszarami stałej powierzchni planety i mają odmienne właściwości, m.in. inaczej odbijają promieniowanie słoneczne. Atmosfera Marsa jest bardziej rozrzedzona niż ziemska (ciśn. ok. 8 hPa) i składa się gł. z dwutlenku węgla, a także tlenku węgla, pary wodnej, azotu, argonu i in. gazów. Na Marsie są obserwowane burze piaskowe, świadczące o istnieniu silnych wiatrów w atmosferze oraz o tym, że przynajmniej część powierzchni jest pokryta pyłem. Temperatura na powierzchni Marsa ulega silnym wahaniom rocznym i dobowym; w ciągu doby temp. rośnie od ok. 180 K (o wsch. Słońca) do ok. 300 K (1 godz. po południu); amplituda wahań rocznych w okolicach biegunów wynosi ok. 70 K; w czasie zimy tworzą się na przemian wokół biegunów tzw. czapy polarne; są to obszary pokryte szronem zestalonego dwutlenku węgla oraz lodu.

Pole magnetyczne Marsa jest ok. 10 000 razy słabsze niż Ziemi; nie jest jasne, czy powstaje ono we wnętrzu Marsa czy w jego jonosferze, pod wpływem wiatru słonecznego. Mars ma 2 księżyce (Phobos, Deimos). Badania Marsa i jego atmosfery przeprowadzano za pomocą sond kosmicznych serii Mars (Mars 3 był pierwszym obiektem, który wylądował na Marsie), Mariner, Viking (1 i 2) oraz sondy Phobos 2; IX 1992 wystartowała sonda Mars Observer, której celem jest sporządzenie szczegółowych map i uzyskanie dokładnych danych o rzeźbie terenu, a także precyzyjne określenie pola grawitacyjnego planety (przygotowanie do umieszczenia na Marsie stacji badawczych i do lotów załogowych). Poszukiwania życia na Marsie nie dały pozytywnego wyniku

JOWISZ

JOWISZ jest największą, piąta według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego, znaną już w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 778,4 mln km, mimośród 0,0483, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 118'21'', okres obiegu dokoła Słońca 11 lat 315 dni, promień równikowy planety 71 400 km, spłaszczenie 0,059, masa 1,90 x 1027 kg, przyspieszenie na powierzchni 24,98 m/s2, albedo 0,73; obrót planety jest niejednorodny, szybszy na równiku (okres 9h51m), wolniejszy w okolicach biegunów (9h56m), co oznacza, że widoczna jest jedynie atmosfera planety; temperatura strony zwróconej do Słońca ok. 140 150 K; maks. jasność 2,4m. Jowisz ma rozległą, nieprzezroczystą atmosferę, złożoną głównie z wodoru dwuatomowego (ok. 90%) i helu (ok. 10%); zawiera także pewną ilość metanu i amoniaku. Są w niej widoczne układające się równolegle do równika ciemne smugi i plamy zmieniające swój kształt; charakterystyczna dla Jowisza jest duża, tzw. czerwona plama położona w okolicach równika; jest to gigantyczny, stacjonarny cyklon. Jowisz jest jednym z najsilniejszych radioźródeł nieba; promieniowanie radiowe Jowisza ma charakter promieniowania synchrotronowego, wysyłanego przez poruszające się w silnym polu magnetycznym cząstki naładowane elektrycznie, przede wszystkim elektrony. Oznacza to istnienie pasów radiacyjnych wokół Jowisza, analogicznych do ziemskich pasów Van Allena; energie elektronów w pasach radiacji wokół Jowisza są średnio 1000 razy większe niż wokół Ziemi; oceniona stąd indukcja pola magnetycznego wynosi 0,0004 T (10 razy większa niż pola ziemskiego).

Jedną z najbardziej interesujących właściwości Jowisza jest fakt, iż wypromieniowuje on dwukrotnie wiecej energi niż przyjmuje ze Słońca. Jak dotąd brak wyjasnienia tego zjawiska. Pomimo tego, że skład chemiczny Jowisza podobny jest do słonecznego, to jednak nie mogą zachodzić w jego wnętrzu przemiany wodoru w hel ze względu na zbyt niską temperaturę i małe ciśnienie. Sądzono wiec, że nadwyżka energii może być wynikiem kurczenia się planety, które powinno prowadzić do przemiany energii grawitacyjnej w cieplną. Jednak analiza rozkładu gęstości materi w jego wnętrzu wykluczyły taką ewentualność. Okazało się, że wzrost gęstości ku środkowi jest tak wolny, iż wyklucza powszechną dotą hipotezę jakoby Jowisz był gazową kulą. Najprawdopodobnie jest on wypełnionym ciekłym wodorem metalicznym otoczonym grubą warstwą ciekłego wodoru molekularnego. Ściśliwość tych cieczy jest zbyt mała, aby ich kurczeniem się można było wytłumaczyć nadwyższkę wypromieniowanej energii. Natomiast jądro skupiające około 13% masy złożone jest z żelaza i krzemu.

Między ok. 121 tys. i 128 tys. km oraz ok. 128 tys. i 144 tys. km od środka Jowisza rozciągają się 2 pierścienie, podobne do pierścieni Saturna, lecz znacznie słabsze. Jowisz ma 16 satelitów. Odkrycie 1610 przez Galileusza pierwszych 4 satelitów Jowisza miało doniosłe znaczenie dla rozwoju teorii heliocentrycznej, gdyż ich ruch wokół Jowisza stanowił model ruchu planet wokół Słońca. O. Romer na podstawie obserwacji zaćmień satelitów Jowisza pierwszy odkrył (1676), że prędkość światła jest skończona.

SATURN

SATURN, szósta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, najodleglejsza ze znanych w starożytności; elementy orbity: półoś wielka 1427 mln km, mimośród 0,0559, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 229'21'', okres obiegu wokół Słońca 29 lat 167 dni, okres obrotu równikowy 10h14m, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 2645', promień równikowy planety 60 330 km, spłaszczenie 0,098, masa 5,688 x 1026 kg, przyspieszenie na powierzchni 10,52 m/s2, albedo 0,76, temp. półsfery zwróconej ku Słońcu 120 K, maks. jasność wizualna +08. Saturn ma gęstą atmosferę, złożoną gł. z wodoru (ok. 94%), helu (ok. 6%), a także niewielkiej ilości metanu i amoniaku.

Budowa wewnętrzna Saturna przypomina budowę Jowisza. Jądro złożone głównie z żelaza i krzemu stanowi około 20% masy. Otoczone jest warstwą najpierw metalicznego, a następnie ciekłego wodoru molekularnego z domieszką helu, która stopniowo przechodzi w atmosferę. Analogicznie do Jowisza Saturn wytwarza więcej energii niż przyjmuje ze Słońca. Podobnie jak w przypadku Jowisza źródło tej energi nie jest obecnie znane.

Cechą wyróżniającą Saturna spośród pozostałych planet Układu Słonecznego jest zespół pierścieni wokół jego globu. Jako pierwszy zaobserwował je w 1610 r. Galileusz przez skonstruowany przez siebie teleskop, jednak zinterpretował je jako dwa przylegające do planety księżyce. Ich właściwy opis został dokonany przez Christiana Huygesa w 1665r.a także kilka lat pózniej przez Giovaniego D. Cassiniego. W wyniku badań przeprowadzonych przez sondy kosmiczne Voyager wiadomo, że pierścienie są skomplikowanym układem współśrodkowych obręczy otaczających Saturna w płaszczyźnie jego równika. Składają się na nie najprawdopodobiej lodowe bryły o rozmiarach od kilku centymetrów do około 100 metrów.

Na orbicie Saturna krąży przynajmniej 18 księżyców. Pierwszym odkrytym i najwiekszym jest Tytan, następne to: Iapetus, Rhea, Dione, Tetyda, Mimas, Enceladus, Hyperion, Phoebe, Janus, Pan, Atlas, Prometeusz, Pandora, Epimeteus,Telesto, Kalipso i Helena. się

URAN

URAN, siódma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, odkryta 1781 przez F.W. Herschela; elementy orbity: półoś wielka 2,869 109 km, mimośród 0,047, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 046'23'', okres obiegu wokół Słońca 84,018 lat, okres obrotu 17h15m, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 821', promień równikowy planety ok. 26 200 km, spłaszczenie 0,07, masa 8,687 x 1025 kg, albedo 0,50, przyspieszenie na powierzchni 8,46 m/s2; maks. jasność wizualna +58; Uran ma gęstą, nieprzezroczystą atmosferę, złożoną gł. z wodoru (ok. 85%) i helu (ok. 15%); jest otoczony rzadkim pierścieniem rozdrobnionych bryłek materii rozciągającym się w odległości od ok. 36 tys. do ok. 52 tys. km od środka planety; ma pole magnetyczne nieco słabsze od ziemskiego, którego źródło leży w odległości równej ok. 30% promienia Uranu od środka planety.

Do najciekawszych cech Urana należy usytuowanie jego osi obrotu niemal w płaszczyźnie orbity, obserwator z Ziemi widzi więc na przemian otoczenie północnegi o południowego bieguna planety. Uran podobnie jak Wenus rotuje ruchem wstecznym.

Uran mimo tego, iż zaliczany jest do planet olbrzymów, posiada prawie 22 razy mniejszą masę niż Jowisz i prawie 14,5 raza wiekszą niż Ziemia. Na jego budowę składa się skaliste jądro, stanowiące 24% masy otoczone grubą warstwą lodu wodnego, amoniaku i metanu. Pozostała masa skład się z płynno-gazowych warstw przechodzących stopniowi w atmosferę.

Jako jedyny z olbrzymów nie posiada wewnętrznego źródła energii: wypromieniowuje tylko 1,14 razy więcej energii niż otrzymuje od Słońca. Ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Urana Stanowi zaledwie 0,003 ilości dostarczanej Ziemi.

Dotychczas zaobserwowano 15 satelitów Urana, są to: Tytan, Oberon, Ariel, Umbriel, Miranda, Kordelia, Ofelia, Bianka, Cressida, Desdemona, Julia, Portia, Rozalina, Belinda i Puk.

NEPTUN

NEPTUN, ósma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 4,50 109 km, mimośród 0,0087, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 146'20'', okres obiegu wokół Słońca 164,78 lat, okres obrotu ok. 18h, promień równikowy planety 24 764 km, nachylenie równika względem ekliptyki ok. 29, masa 1,02 x1026 kg, albedo 0,84, przyspieszenie na powierzchni 11,6 m/s2, temp. półsfery zwróconej do Słońca ok. 165C (ok. 108 K). Neptun jest widoczny przez teleskop jako maleńka tarcza o jasności wizualnej ok. 80; pod względem właściwości fizycznych jest podobny do Urana; w atmosferze Neptuna stwierdzono obecność wodoru (ok. 74%), helu (ok. 25%), metanu (ok. 1%) i nieznaczną ilość amoniaku. Neptun ma pole magnetyczne ok. dwukrotnie słabsze od ziemskiego; jego źródło znajduje się w odległości równej ok. 55% promienia od środka planety; pole to tworzy magnetosferę.

Budowa wewnętrzna Neptuna podobna jest zapwene do budowy Urana. Skaliste jądro stanowiące około 50% masy planety, otoczone grubą warstwą lodu wodnego, amoniaku i metanu pokrywa warstwa płynnego wodoru cząsteczkowego, nad którą unosi się gazowa atmosfera.

Podobnie jak Jowisz, Neptun emituje ponad dwa razy więcej energii niż otrzymuje ze Słońca. Świadczy to o intensywnym grzaniu wewnętrznym, którego mechanizm nie jest znany. Średnia temperatura warstw powierzchniowych Neptuna wynosi około 55 K.

Do satelitów Naptuna należą: Tryton, Nerida, Najada, Talassa, Despoina, Galatea, Larisa i Proteusz.

PLANETOIDA

PLANETOIDA, asteroida, ciało niebieskie będące bryłą skalną o średnicy poniżej 1000 km (lub nieco powyżej), obiegające Słońce po orbicie eliptycznej (na ogół zawartej między orbitami Marsa i Jowisza); okresy obiegu większości planetoid wynoszą od 3 do 6 lat. Największe to: Ceres (średnica 1025 km), Pallas (565 km), Westa (533 km), Psyche (249 km) i Juno (244 km); większość znanych planetoid ma średnicę rzędu kilku lub kilkudziesięciu km; nie określa się dolnej granicy rozmiarów. Najmniejsze planetoidy, prawdopodobnie ciągle powstające w wyniku kruszenia się większych w czasie zderzeń, odbijają zbyt mało światła, by mogły być obserwowane; można je już zaliczyć do grupy drobniejszych ciał meteoroidów.

Planetoidy są oznaczane numerami, wg kolejności odkrycia, oraz nazwami własnymi.Między planetami ziemiopodobnymi a jowiszowymi krąży w Układzie Słonecznym ogromny rój drobnych planetek tzw. planetoid. Ciała te traktowane do niedawna jako mało interesujące okazały się skarbnicą wiedzy o początkach historii Układu Słonecznego. Poruszają się na ogół w tzw. głównym pasie planetoid między orbitami Marsa i Jowisza, choć niektóre mają takie tory, że mogą się bardzo zbliżać do Ziemi czy nawet Merkurego, a inne podążają po orbicie identycznej jak Jowisz (Trojańczycy i Grecy).

Pierwszą planetoidą, której obraz udało się uzyskać (w sierpniu 1989) była Kastalia. Przelatując w odległości zaledwie 11 razy większej niż Księżyc została zbadana za pomocą radarowej wiązki odbitej od jej powierzchni. Takie radarowe echo ukazało również obraz planetoidy Toutatis. Dokładniejsze informacje o planetoidach przekazały na Ziemię sondy : Galileo (obraz Gaspry i Idy z księżycem Daktyl) czy NEAR (obraz Matyldy i Erosa). Teleskop kosmiczny Hubble'a dostarczył jedynie mało ostre zdjęcie planetoidy Westa. Najdokładniej zbadany będzie niewątpliwie Eros wokół tej bowiem planetoidy przez rok krążyła (jako sztuczny jej satelita) sonda NEAR, by w końcu osiąść na Erosie i przez 16 dni analizować grunt planetoidy. Wyniki są obiecujące: wydaje się, że pierwotny planetozymal, z którego powstał później Eros, o średnicy rzędu 100 km, krążył w głównym pasie planetoid. Na skutek rozgrzania wnętrza planetozymala (np.przez rozpad promieniotwórczych izotopów z pierwotnej mgławicy) część minerałów uległa przetopieniu i przemieszczeniu. Zderzenia spowodowały rozpad owego planetozymala , jego część (uboga w siarkę) stała się dzisiejszym Erosem. Niedobór małych kraterów na jego powierzchni pomoże odtworzyć procesy ewolucji zderzeniowej planetoid po rozpadzie planetozymali. Obecnie Eros należy do rodziny planetoid przechodzących w pobliżu orbity Ziemi. Obiekty jemu podobne mogą stanowić dla nas zagrożenie, ale na szczęście prawdopodobieństwo zderzenia nie jest duże.

Sporadycznie w Układzie Słonecznym pojawiają się także komety. Są to obiekty o lodowo-pyłowych jądrach rzędu kilkudziesięciu km często określa się je jako brudne kule śniegowe. Przy zbliżaniu się kometu do Słońca z jej jądra, pod wpływem ciśnienia promieniowania i wiatru słonecznego, wydmuchiwane zostają dwa warkocze: długi, wąski gazowy i unoszony przez wiatr warkocz pyłowy. Nie zawsze oba są wyraźnie widoczne, ale gazowy skierowany jest zawsze od Słońca.

Orbity komet inaczej niż planetarne bywają bardzo nachylone do płaszczyzny ekliptyki, a kierunek obiegu komet wokół Słońca bywa wsteczny (tzn.zgodny z kierunkiem ruchu wskazówek zegara patrząc od strony bieguna północnego). Komety okresowe (regularnie powracające w okolice Słońca) pochodzą najprawdopodobniej z pasa Kuipera, natomiast jedno pojawieniowe z obłoku Oorta. Wszystkie obiekty (planety, planetoidy i komety) tracą część swojej masy w wyniku np.zderzeń albo oddziaływań ze Słońcem w ten sposób powstają np. drobne pyły oraz większe tzw.meteoroidy krążące po okołosłonecznych orbitach przypominających orbity ciał macierzystych. Tym samym przestrzeń międzyplanetarna nie jest oczywiście pusta. Wypełnia ją jednak przede wszystkim gaz. Tę składową gazową stanowi głównie wiatr słoneczny, zjonizowane atomy (przeważnie wodoru) i elektrony wypływające ze słonecznej korony. O ile gazowa materia rozłożona jest wokół Słońca kuliście, to pyłowa zalega dość wąską warstwą wokół płaszczyzny ekliptyki. Za planetami jowiszowymi krąży po bardzo nietypowej dla planet orbicie (wydłużonej i mocno nachylonej do płaszczyzny ekliptyki) Pluton. Jest to prawdopodobnie największy obiekt drugiego, odległego pasa lodowych planetoid pasa Kuipera.