profil

Nasz układ planetarny

drukuj
poleca 84% 750 głosów

Treść
Obrazy
Wideo
Komentarze

Powstanie i ewolucja

Korzenie dominującego dziś w astronomii poglądu na powstanie Układu Słonecznego sięgają rozważań Kartezjusza, poświęconych wirom w pierwotnej materii Wszechświata: miały one doprowadzić do utworzenia się planet. Ale koncepcje kosmogoniczne, zasługujące na miano hipotez naukowych, sformułowane zostały dopiero w drugiej połowie XVIII w. Georges L. Buffon (1707-1788) uważał, że planety powstały z materii wyrzuconej ze Słońca w wyniku zderzenia z kometą. Gdy później zrozumiano, że kometa nie jest w stanie tego spowodować, zastąpiono ją blisko przelatującą gwiazdą. Jej oddziaływanie grawitacyjne miało doprowadzić do wyrwania ze Słońca materii, która stygnąc, kondensowała w planety.
Ponad 4,5 miliarda lat temu, w jednym z licznie występujących w naszej Galaktyce obłoków materii międzygwiazdowej, zaczęło się tworzyć zgęszczenie. Wśród chaotycznie poruszających się cząstek pojawiła się tendencja ruchu (o charakterze swobodnego spadku) ku obszarowi o wzrastającej gęstości.
Pierwotny obłok składał się przede wszystkim z atomów wodoru, ale występowały w nim też atomy helu i niewielkie ilości atomów cięższych pierwiastków (głównie w postaci ziaren pyłu). Gęstość tej mgławicy nie przekraczała 1011 atomów na metr sześcienny (około 10-18 kg/m3), a temperatura sięgała 10 kelwinów (K). W obrębie zgęszczenia wzrastało oczywiście ciśnienie, którego działanie rozprężające było jednak tłumione siłami grawitacyjnymi skupiającej się masy. Sprężany gaz ogrzewał się, a powstające ciepło było emitowane w postaci promieniowania podczerwonego. Początkowo więc temperatura kurczącego się obłoku nie ulegała zmianie, rosła natomiast jego gęstość. Ale ze wzrostem gęstości gaz stawał się coraz mniej przezroczysty dla promieniowania i gromadzącemu się ciepłu coraz trudniej było znaleźć ujście. Temperatura gazu zaczęła więc rosnąć. Gdy po pewnym czasie unoszona promieniowaniem energia nie mogła już się wydostać na zewnątrz, powstający obiekt rozgrzał się do temperatury rzędu 100 K (przy gęstości ok. 1017 atomów/m3). Z początkowo bezkształtnego obłoku materii międzygwiazdowej zaczął wyłaniać się kulisty twór, którego stan fizyczny stawał się już niezależny od otoczenia. Twór ów nazywamy Protosłońcem. Dalsze kurczenie się Protosłońca powodowało stosunkowo szybki wzrost temperatury w jego wnętrzu wskutek zamiany energii grawitacyjnej na energię cieplną. Transport tej energii na powierzchnię odbywał się już nie za pomocą promieniowania jak dotychczas, lecz drogą konwekcji, czyli mieszania się mas gazu. Gdy powierzchnia została w ten sposób ogrzana do temperatury 1000-10 000 K, Protosłońce zaczęło świecić. Jego rozmiary przewyższały wtedy kilkadziesiąt razy dzisiejszą średnicę Słońca. Proces kurczenia się trwał nadal, ale przebiegał wolniej. Gdy pod wpływem grawitacji Protosłońce wciąż się kurczyło, coraz bardziej wzrastały gęstość i temperatura w jego wnętrzu. Kiedy temperatura centralna osiągnęła wartość ponad miliona stopni (106 K), zaczęły zachodzić reakcje jądrowe przemiany wodoru w hel. Pojawiło się nowe, bardzo wydajne źródło energii. Po pewnym czasie gęstość i temperatura w centrum wzrosły na tyle, że energia reakcji jądrowych przewyższyła dominującą dotychczas energię zapadania grawitacyjnego i kurczenie się Protosłońca ustało. Obiekt, jaki powstał, miał promień około 700 tys. km, a jego średnia gęstość wynosiła 1,4 g/cm3. Od momentu utworzenia się pierwszego zgęszczenia w obłoku materii międzygwiazdowej minęło kilkadziesiąt milionów lat.
W mgławicy gazowo-pyłowej, z której zaczął się tworzyć Układ Słoneczny, występowały zapewne wielkoskalowe ruchy materii. Są też powody, by przypuszczać, że suma chaotycznych ruchów poszczególnych cząstek w tym obłoku nie była równa zeru. Istnienie takich początkowych, choćby nawet minimalnych ruchów miało bardzo daleko idące konsekwencje. W trakcie kondensacji mgławicy jej moment pędu musiał być bowiem albo zachowany, albo przekazany w jakiś sposób otoczeniu. W wyniku grawitacyjnego kurczenia się obłok uzyskiwał więc coraz większą prędkość obrotową. Wirując zaś coraz szybciej, obłok przyjmował stopniowo kształt dysku. Mogłoby się więc wydawać, że uformowane w ten sposób Słońce powinno bardzo szybko kręcić się wokół własnej osi. Wiemy jednak, że jest przeciwnie: dziś okres jego obrotu wynosi prawie miesiąc. Procesem, który odebrał powstającemu Słońcu ponad 99% momentu pędu zmagazynowanego początkowo w pierwotnym obłoku materii międzygwiazdowej, było tworzenie się planet. Przyjmowaniu przez wirujący obłok gazowo-pyłowy kształtu dysku z centralnym Protosłońcem towarzyszyło skupianie się ziaren pyłu w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Powodowało to coraz częstsze zderzenia między nimi, które prowadziły do zlepiania się poszczególnych drobin w większe bryłki o rozmiarach rzędu milimetrów. Ich skład chemiczny zależał od miejsca powstania. Najbliżej Protosłońca, gdzie panowała najwyższa temperatura, w pozbawionych substancji lotnych ziarnach dominowały trudno topliwe metale i krzemiany. Dalej, w obszarach o niższej temperaturze, ziarna mogły się już pokryć warstwą lodów wody i dwutlenku węgla, a jeszcze dalej - również metanu i amoniaku, a więc związków wodoru, tlenu, węgla i azotu. Te wszystkie grudki materii - rozmieszczone w cienkiej, płaskiej warstwie, pokrywającej się z główną płaszczyzną dysku, i stanowiące niespełna 5% masy całej mgławicy - były jakby zanurzone w gazie złożonym przede wszystkim z wodoru oraz, w znacznie mniejszych ilościach, z helu, a także cięższych pierwiastków. Siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego między poszczególnymi grudkami prowadziły do tworzenia się kolejnych zagęszczeń, które zapoczątkowywały dalszy wzrost coraz to większych brył. Powstanie obiektu o kilometrowej średnicy trwało kilkaset tysięcy lat. Równocześnie ze Słońcem utworzyło się więc w ten sposób wiele krążących wokół niego ciał, tzw. planetozymali. Ich ruchy były niestabilne. Często więc dochodziło do zderzeń, których konsekwencją było bądź to zlepianie się brył, bądź też ich fragmentacja. Powstawały też skupiska planetozymali, które wzajemnie się przenikając, mogły utworzyć coraz silniej związane grawitacyjnie obiekty. Po paru milionach lat wykrystalizowało się w ten sposób kilka wyraźnie gęstszych centrów, wychwytujących z otoczenia coraz więcej materii. Nazywamy je protoplanetami.
W wewnętrznych rejonach tworzącego się Układu Słonecznego, czyli blisko Protosłońca, wyłoniły się cztery protoplanety, z których w stosunkowo długim (rzędu stu milionów lat) procesie akrecji powstały planety grupy ziemskiej. Zróżnicowanie składu chemicznego ziaren pyłu pierwotnej mgławicy znalazło odzwierciedlenie w ich budowie. Najbliższy Słońca Merkury, którego kondensacja rozpoczynała się w temperaturze około 1400 K, uzyskał duże jądro, złożone głównie z żelaza w stanie metalicznym z domieszkami niklu. Żelazo stanowi prawdopodobnie 80% masy Merkurego, który wobec tego ma jedną z największych gęstości wśród planet. Inne pierwiastki ciężkie, takie jak magnez i krzem, nie zdołały w tych warunkach skondensować i pozostały w mgławicy w stanie lotnym. Wenus zaczynała się formować w temperaturze około 900 K, przy której mogła już nastąpić kondensacja magnezu i krzemu. Planeta ta ma więc mniejszy od Merkurego stosunek żelaza metalicznego do krzemianów, a tym samym - mniejszą gęstość. Ziemia tworzyła się w obszarze o temperaturze około 600 K, dopuszczającej istnienie, oprócz żelaza metalicznego, także jego utlenionych postaci, co sugeruje jeszcze mniejszą jej gęstość. Średnia gęstość Ziemi przewyższa jednak nawet średnią gęstość Merkurego z powodu obecności w jej jądrze sporych ilości pierwiastka o stosunkowo dużej masie atomowej, jakim jest siarka (średnia gęstość planety zależy także od jej wielkości: im większa planeta, tym wyższe ciśnienie w jej wnętrzu, powodujące coraz większe zgniatanie materii jądra, a przez to - tym większa jest średnia gęstość planety). W przypadku Marsa, którego formował się w rejonie mgławicy o temperaturze około 450 K, całe żelazo występowało w postaci siarczków lub krzemianów i wobec tego nie ma on już rdzenia zbudowanego z żelaza metalicznego. Średnia gęstość Czerwonej Planety jest więc wyraźnie mniejsza od gęstości planet bliższych Słońca.
W bardziej odległych od centrum, znacznie chłodniejszych obszarach rodzącego się Układu Słonecznego utworzyły się cztery protoplanety, które zapoczątkowały proces formowania się planet jowiszowych. W przeciwieństwie do planet grupy ziemskiej ich głównym budulcem były planetozymale bogate w zamrożone związki pierwiastków lekkich. Temperatura, jaka panowała w tych rejonach, była na tyle niska, że dopuszczała kondensację lub umożliwiała przetrwanie przede wszystkim lodu wodnego, a także lodów dwutlenku węgla, metanu i amoniaku. Obfitość substancji lodowych (a było ich tu prawdopodobnie czterokrotnie więcej niż minerałów, z których powstawały planety grupy ziemskiej) zwiększyła wydajność procesu akrecji planetarnej, m.in. dzięki większej zdolności planetozymali lodowych do zlepiania się. Szybki wzrost masy tych protoplanet powodował, że wychwytywały one coraz więcej gazu mgławicy. Przypuszcza się, że gdy masa Protojowisza osiągnęła wartość co najmniej dziesięciokrotnie większą od masy Ziemi, dalsza akrecja tego coraz bardziej gazowego obiektu zaczęła przebiegać w sposób analogiczny do opisanej już wyżej kondensacji Protosłońca. Ponad 80% masy uformowanego w ten sposób Jowisza przypada na wodór i hel. Jego gęstość jest więc czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi i niemal identyczna jak średnia gęstość Słońca. Maksymalna temperatura wnętrza Jowisza nie osiągnęła jednak nigdy wartości umożliwiającej zapoczątkowanie reakcji termojądrowych; aby mogło do tego dojść, masa Jowisza musiałaby być znacznie większa. Jowisz nie stał się więc gwiazdą. Pozostał planetą, mimo że pod względem składu chemicznego niewiele różni się do Słońca. W podobny sposób przebiegał też prawdopodobnie proces formowania się Saturna. Obie największe planety Układu Słonecznego, wraz ze swymi księżycami, ukształtowanymi zapewne w procesie analogicznym do opisanego, tworzą więc jakby miniatury systemu planetarnego. W dalszych obszarach mgławicy, gdzie gęstość materii gazowo-pyłowej była mniejsza niż w rejonach centralnych, proces akrecji nie mógł już być tak wydajny i zapewne dlatego Uran i Neptun nie zdołały osiągnąć rozmiarów i mas Jowisza i Saturna.
Ostatnim etapem formowania się Układu Słonecznego było wielkie sprzątanie terenu budowy z resztek budulca. Istotną rolę odegrało w tym Słońce, które w pierwszej fazie swej ewolucji - gdy głównym źródłem jego energii stała się termojądrowa przemiana wodoru w hel - stało się szczególnie aktywne, wyrzucając w postaci wiatru słonecznego ogromne ilości materii. Początkowe podmuchy tego wiatru, znacznie silniejsze od obecnie obserwowanych, w ciągu zaledwie kilkuset tysięcy lat rozproszyły gaz i pył, pozostałe w przestrzeni międzyplanetarnej. Drugim czynnikiem oczyszczającym Układ Słoneczny były oddziaływania grawitacyjne masywnych planet, przede wszystkim Jowisza i Saturna. One to zapewne spowodowały wyrzucenie daleko poza obszar orbit planetarnych dużej liczby planetozymali, które uniknęły wchłonięcia przez protoplanety lub spadku na planety już uformowane. Dziś te pozostałości budulca planetarnego tworzą prawdopodobnie obłok Oorta. Oddziaływanie grawitacyjne Jowisza jest też przypuszczalnie odpowiedzialne za uwięzienie między orbitami Marsa i Jowisza planetozymali, z których nie zdołała się uformować planeta. Pozostałościami po nich jest dziś pas główny planetoid. Usuwanie przez wiatr słoneczny i oddziaływania grawitacyjne planet resztek materiału, z którego powstał Układ Słoneczny, nie dosięgło planetozymali pozostałych na obrzeżach dysku pierwotnej mgławicy. Tworzą dziś one najprawdopodobniej pas Kuipera.
Efektem wtórnym tego porządkowania Układu Słonecznego oraz końcowym akordem procesu jego powstawania, którego ślady przetrwały do dziś na wielu obiektach, było tzw. wielkie bombardowanie. Ziarna pyłu niesione wiatrem słonecznym i planetozymale poruszające się po torach, które nierzadko ulegały radykalnym zmianom wskutek zderzeń i oddziaływań grawitacyjnych, stosunkowo często trafiały w powierzchnie planet i ich księżyców, wybijając w nich kratery uderzeniowe. Szczególnie wyraźnie widać je na pozbawionych atmosfery Merkurym i Księżycu. Mniej więcej 4 miliardy lat temu te gwałtowne procesy powoli ustały. Od tego czasu Układ Słoneczny ewoluuje na ogół spokojnie, nie przeżywając większych wstrząsów.
Przypatrzmy się dokładnie każdej planecie z osobna. Pierwszą planetą w układzie jest:
Merkury
- jest najmniejszą i najbliższą Słońca planetą, która została nazwana przez starożytnych Rzymian imieniem ruchliwego boga kupców i podróżnych, utożsamianego z greckim Hermesem, synem Zeusa (Jowisza) i Mai. Po niebie porusza się stosunkowo szybko i trudno jest go zobaczyć, gdyż znajduje się zawsze blisko Słońca (nie dalej niż w odległości kątowej 28o); wobec tego może być dostrzeżony jedynie nisko nad horyzontem wkrótce po zachodzie lub tuż przed wschodem Słońca. Ponieważ Merkury jest planetą wewnętrzną względem Ziemi, możemy czasem oglądać jego przejście przed tarczą Słońca. Ostatnio takie zjawisko obserwowano 15 listopada 1999 r.
Merkury okrąża Słońce po orbicie eliptycznej o największym wśród orbit planetarnych mimośrodzie (równym 0,2). Jego odległość od Słońca zmienia się więc od 0,31 j.a. w peryhelium do 0,47 j.a. w aphelium. Obserwowana, ale nie znajdująca wyjaśnienia w mechanice newtonowskiej, część powolnego obrotu tzw. linii apsyd orbity Merkurego (linii przechodzącej przez punkty peryhelium i aphelium), odbywająca się z prędkością kątową 43" na stulecie, stała się spektakularnym dowodem na prawdziwość ogólnej teorii względności Einsteina (zjawisko znane jest jako ruch peryhelium Merkurego). Okres obiegu Merkurego wokół Słońca wynosi 0,24 roku, a średnia prędkość jego ruchu orbitalnego jest równa 48 km/s.
Glob Merkurego jest najmniejszy spośród globów planetarnych: jego promień równikowy ma 2439 km, czyli wynosi mniej niż 0,4 promienia Ziemi. Merkury obraca się wokół osi niemal prostopadłej do płaszczyzny orbity, przy czym okres rotacji, wynoszący 58,6 dnia, jest równy 2/3 okresu obiegu Merkurego wokół Słońca (88 dni). Innymi słowy, w trakcie dwóch obiegów Słońca glob Merkurego wykonuje trzy obroty dookoła własnej osi. Doba na Merkurym trwa więc 176 dni ziemskich i jest dwukrotnie dłuższa od roku. Ta osobliwość rotacji Merkurego jest wynikiem oddziaływań pływowych Słońca na glob planety, a dowiedziano się o niej dopiero w latach sześćdziesiątych XX w. dzięki badaniom radarowym. Masa Merkurego jest ponad 6 milionów razy mniejsza od masy Słońca, a średnia gęstość materii, która go tworzy, wynosi 5,43 g/cm3, co jest wartością tylko nieznacznie mniejszą od średniej gęstości Ziemi. Z współczesnych modeli budowy wewnętrznej Merkurego wynika, że aż 80% jego masy stanowi żelazo skupione zapewne w stosunkowo dużym jądrze (o promieniu około 800 km), które otoczone jest płaszczem krzemianowym i prawdopodobnie cienką skorupą. Z obserwacji w podczerwieni wiadomo, że powierzchnia Merkurego pokryta jest grubą, być może nawet kilkumetrową warstwą pyłu. Albedo powierzchni jest więc bardzo małe i wynosi tylko 6%.
Dzięki sondzie kosmicznej Mariner 10, która w 1974 r. trzykrotnie przeleciała w pobliżu Merkurego, stwierdzono, że powierzchnia tej planety pokryta jest licznymi kraterami uderzeniowymi, a także innymi formami, przypominającymi powierzchnię ziemskiego Księżyca i Marsa (płaskowyże, doliny, zagłębienia, rowy). Najbardziej charakterystyczny jest basen Caloris (Kotlina Upału), otoczony pierścieniem górskim o średnicy około 1300 km, który jest prawdopodobnie wynikiem uderzenia w Merkurego jakiegoś dużego ciała. Na powierzchni Merkurego znajdują się też liczne skarpy (o wysokości do 3 km i długości do 500 km), jakich nie znaleziono ani na Księżycu, ani na Marsie; powstały zapewne w początkowym okresie stygnięcia i formowania się powierzchni planety.
Stosunkowo duże zmiany odległości Merkurego od Słońca oraz jego długotrwałe dnie i noce są przyczyną występowania ogromnych różnic temperatury powierzchniowej planety. Na półkuli oświetlonej przez Słońce waha się ona od około 770 kelwinów, gdy planeta znajduje się najbliżej Słońca, do około 650 kelwinów, gdy jest od niego najbardziej oddalona; na nieoświetlonej przez Słońce części globu spada do około 100 kelwinów. Są to największe rozpiętości temperatur występujących na planetach Układu Słonecznego. Ilość energii słonecznej padająca w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Merkurego jest prawie 7 razy większa niż w przypadku Ziemi.
Merkury praktycznie nie ma atmosfery. Niedawne obserwacje w nadfiolecie ujawniły jednak obecność przy powierzchni planety znikomych ilości helu, tlenu, sodu i potasu, tworzących śladową atmosferę o gęstości miliard razy mniejszej niż gęstość atmosfery ziemskiej. Za brak atmosfery odpowiada nie tylko zbyt mała do jej utrzymania masa Merkurego, lecz także słabość jego pola magnetycznego. Za pomocą sondy Mariner 10 stwierdzono istnienie dipolowego pola magnetycznego, którego oś jest odchylona o 14o od osi obrotu planety; jego natężenie jest jednak o dwa rzędy wielkości mniejsze niż ziemskiego pola magnetycznego (czego przyczyną jest najprawdopodobniej wolna rotacja planety). Napływający na nie wiatr słoneczny tworzy magnetosferę, której minimalny promień wynosi zaledwie 1,1 promienia planety.
Wenus
- jest drugą planetą według oddalenia od Słońca. Starożytni Rzymianie utożsamiali ją z grecką boginią miłości, Afrodytą. Po Słońcu i Księżycu jest trzecim pod względem jasności obiektem na niebie, a ponieważ może być widoczna jedynie wieczorem lub nad ranem (gdyż jej odległość kątowa od Słońca nigdy nie przewyższa 48o), często bywa określana mianem Gwiazdy Wieczornej (starożytni Grecy nazywali ją gwiazdą Fosforos, identyfikowaną z Hesperosem; Rzymianie zaś określali Luciferem) i Gwiazdy Porannej lub Jutrzenki. Wenus - podobnie jak Merkury - jest planetą wewnętrzną względem Ziemi, czasem możemy więc zobaczyć jej przejście przed tarczą Słońca. Zjawisko to jest znacznie rzadsze niż przejście Merkurego przed tarczą Słońca; ostatnie miało miejsce 8 grudnia 1882 r., a najbliższe będzie można obserwować 8 czerwca 2004 r. Wenus okrąża Słońce po prawie kołowej orbicie (wśród orbit planetarnych najbardziej zbliżonej do okręgu; jej mimośród jest równy zaledwie 0,007) w średniej odległości 0,72 j.a. i z okresem 0,615 roku. Średnia prędkość jej ruchu orbitalnego wynosi 35 km/s.
Wenus jest planetą, która zbliża się do Ziemi na najmniejszą odległość. Wzajemne oddalenie między tymi dwoma ciałami niebieskimi zmienia się w granicach 40-259 milionów km. Duże różnice odległości, z jakiej z Ziemi widać Wenus, są przyczyną zmian jej rozmiarów kątowych na niebie, odpowiednio, od 64" do 10" (dla porównania: średnica kątowa Księżyca w pełni wynosi około 1800"). Patrząc na Wenus przez lunetę, widzimy tylko tę część jej globu, która jest oświetlona przez Słońce, a więc Wenus - podobnie jak Księżyc - wykazuje fazy. Gdy jest najbliżej Ziemi, czyli gdy znajduje się między Ziemią i Słońcem, możemy dostrzec jej wąski sierp.
Pod względem rozmiarów Wenus tylko nieznacznie ustępuje Ziemi; jej promień równikowy ma 6051 km. Glob wenusjański bardzo wolno obraca się wokół osi niemal prostopadłej do płaszczyzny orbity, ale kierunek obrotu jest przeciwny do kierunku ruchu orbitalnego, w związku z czym kąt nachylenia płaszczyzny równika planety do płaszczyzny ekliptyki wynosi aż 177o. Pełny obrót trwa 243 dni, a więc Wenus obraca się najwolniej spośród wszystkich planet. Doba wenusjańska to prawie 117 dób ziemskich. Słońce na niebie Wenus wschodzi na zachodzie, a zachodzi na wschodzie. Masa planety stanowi 0,82 masy Ziemi, a średnia gęstość materii, z której jest zbudowana, wynosi 5,25 g/cm3, a więc jest nieco mniejsza niż średnia gęstość Ziemi i Merkurego. Przypuszcza się, że wnętrze Wenus przypomina wnętrze Ziemi. Trochę mniejsze od ziemskiego jądro żelazo-niklowe o promieniu około 3000 km otoczone jest grubym skalistym płaszczem i kilkudziesięciokilometrową skorupą powierzchniową. Obecną powierzchnię planety ukształtowały mniej więcej pół miliarda lat temu zjawiska wulkaniczne i, w znacznie mniejszym stopniu, tektoniczne. Badania radarowe wykonane za pomocą sondy Magellan wskazują, że około 85% powierzchni Wenus pokrywają utwory pochodzenia wulkanicznego (różne struktury koliste, kopuły, rozległe równiny, meandrujące potoki zastygłej lawy, asymetryczne kratery). O aktywności tektonicznej świadczy natomiast gęsta sieć rowów i szczelin, a także liczne zmarszczki i fałdy. Kraterów uderzeniowych na powierzchni Wenus jest stosunkowo niewiele, gdyż ślady najdawniejszych wydarzeń, z okresu wielkiego bombardowania, zostały całkowicie zatarte w wyniku późniejszej działalności wulkanicznej; pozostały tylko młode kratery meteorytowe.
Wenus ma grubą i gęstą atmosferę, którą odkrył Michaił W. Łomonosow (1711-1765) w wyniku obserwacji przejścia planety przed tarczą Słońca 26 maja 1761 r. Składa się ona przede wszystkim z dwutlenku węgla (96%) i azotu (3,5%) z domieszkami dwutlenku siarki, tlenku węgla, argonu, neonu, chlorowodoru, fluorowodoru i pary wodnej. Temperatura atmosfery przy powierzchni sięga aż 750 kelwinów (różnica pomiędzy temperaturą dnia i nocy nie przewyższa 25 stopni), a ciśnienie wynosi około 90 barów (9 MPa), czyli jest 90 razy większe od ciśnienia atmosferycznego przy powierzchni Ziemi. Na wysokości 100 km temperatura spada do około 100 kelwinów. Tak wielkie rozgrzanie powierzchni Wenus (największe ze wszystkich powierzchni planetarnych) jest wynikiem efektu cieplarnianego, wywołanego nieprzezroczystą, gęstą warstwą obłoków, spowijających całą planetę na wysokości od około 60 do około 80 km. Przesłaniają one całkowicie powierzchnię Wenus i dlatego o jej ukształtowaniu można się było czegoś dowiedzieć dopiero dzięki badaniom radarowym z pokładu sond kosmicznych. Obłoki zwiększają znacznie albedo Wenus, które sięga prawie 75%.
Magnetyzm Wenus jest co najmniej o trzy rzędy wielkości słabszy od ziemskiego, czego przyczyny upatruje się przede wszystkim w bardzo wolnej rotacji planety; Wenus nie ma więc zauważalnego pola magnetycznego ani magnetosfery. Wenus nie ma też księżyców ani pierścieni.


Ziemia i Księżyc
- Trzecią według oddalenia od Słońca planetą jest Ziemia. Jej powierzchnia to jedyne znane miejsce we Wszechświecie, gdzie rozwinęło się życie. Ziemia jest także jedyną planetą Układu Słonecznego, której powierzchnię w ponad 70% pokrywa woda. Ziemia okrąża Słońce po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,017) w średniej odległości 149,6 mln km (przyjętej jako jednostka astronomiczna). Płaszczyzna ruchu Ziemi wokół Słońca definiuje tzw. płaszczyznę ekliptyki, względem której określa się położenia płaszczyzn ruchu ciał Układu Słonecznego. Średnia prędkość orbitalna Ziemi wynosi 29,8 km/s. Okres obiegu Ziemi wokół Słońca przyjmuje się jako jednostkę czasu, zwaną rokiem. Niemal kulisty glob ziemski wiruje wokół osi (co jest przyczyną niewielkiego spłaszczenia naszej planety na biegunach: promień równikowy, równy 6378 km, jest o 2 km dłuższy od promienia biegunowego) nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 66,6o. Okres obrotu globu ziemskiego przyjmuje się również jako jednostkę czasu, zwaną dobą. Masa Ziemi wynosi 5,9749 x 1024 kg i stanowi zaledwie trzystutysięczną część masy Słońca. Średnia gęstość materii ziemskiej wynosi 5,52 g/cm3 i jest największa wśród wszystkich planet Układu Słonecznego.
Wnętrze Ziemi nie jest jednorodne. Współczesne modele budowy wewnętrznej Ziemi przewidują, że w środku znajduje się stałe jądro wewnętrzne o promieniu 1227 km, złożone ze stopu żelaza z domieszką niklu, które otoczone jest warstwą jądra zewnętrznego o grubości 2258 km, zawierającego ciekły stop żelaza z dodatkami siarki, krzemu i tlenu. Ogółem promień jądra ma długość 3485 km i zawiera około 32% masy Ziemi. Nad jądrem rozpościera się płaszcz skalisty o grubości ponad 2800 km, przykryty kilkudziesięciokilometrową skorupą powierzchniową. Materiał skalny płaszcza składa się głównie z oliwinu i piroksenu. Skorupa Ziemi do dziś pozostaje aktywna geologicznie, co jest wynikiem grzania wewnętrznego, którego źródło stanowi stygnięcie jądra oraz energia rozpadu izotopów promieniotwórczych wewnątrz Ziemi. Aktywność ta przejawia się przede wszystkim podziałem skorupy na starsze i grubsze (około 40 km) płyty kontynentalne, pokrywające około 40% powierzchni, oraz młodsze i cieńsze (około 7 km) płyty oceaniczne, obejmujące resztę powierzchni. Ruchy tych płyt względem siebie odbywają się z prędkościami kilku centymetrów na rok.
Atmosfera Ziemi składa się głównie z azotu (78%) i tlenu (2%) z domieszkami niewielkich ilości gazów szlachetnych, dwutlenku węgla i wodoru. Przy powierzchni atmosfera nasycona jest parą wodną, która kondensuje na cząstkach pyłu, tworząc obłoki. Masa atmosfery stanowi zaledwie milionową część masy Ziemi. Ciśnienie atmosferyczne przy powierzchni Ziemi wynosi średnio 0,1 MPa (definiuje jednostkę, zwaną atmosferą). Na wysokości kilku kilometrów spada do połowy tej wartości, a kilkunastu kilometrów - do 10%. Średnia temperatura przy powierzchni Ziemi wynosi +15oC, a gęstość atmosfery jest równa 1,22x10-3 g/cm3. Przebieg zmian temperatury atmosfery w zależności od wysokości jest podstawą wyodrębnienia kolejnych jej warstw: troposfery, stratosfery, mezosfery i termosfery.
Skład chemiczny ziemskiej atmosfery (zestawiła M. Sołtan).
Cząsteczka Symbol chemiczny Zawartość procentowa w jednostce objętości
Azot cząsteczkowy N2 78,084
Tlen cząsteczkowy O2 20,948
Argon Ar 0,934
Dwutlenek węgla CO2 0,0333
Neon Ne 0,001818
Hel He 0,000524
Metan CH4 0,000200
Krypton Kr 0,000114
Wodór cząsteczkowy H2 0,000050
Ozon O3 0,000040
Podtlenek azotu N2O 0,000027
Tlenek węgla CO 0,000020
Ksenon Xe 0,0000087
Formaldehyd H2CO 0,0000010
Amoniak NH3 0,0000004
Ciepło wydzielane podczas stygnięcia jądra Ziemi wzbudza w nim ruchy konwekcyjne, które dzięki zjawisku dynama geomagnetycznego są źródłem ziemskiego pola magnetycznego. Jest ono w przybliżeniu polem dipolowym o osi odchylonej od osi obrotu Ziemi o 11,7o. Indukcja magnetyczna na równiku wynosi 3 mikrotesli ( T). Wiatr słoneczny napływający ku naszej planecie napotyka ziemskie pole magnetyczne i tworzy wokół niej rozległą magnetosferę, która od strony Słońca sięga odległości ponad 10 promieni ziemskich. Pole magnetyczne więzi w pasach radiacyjnych Van Allena naładowane wysokoenergetyczne cząstki (elektrony i protony); powstają w ten sposób dwa grube pierścienie, otaczające Ziemię nad równikiem magnetycznym i rozciągające się w odległości około 1,5-2 i 3-4 promieni Ziemi.
Ziemia ma jednego satelitę, Księżyc, który jest drugim (po Słońcu) pod względem jasności obiektem na niebie. Księżyc porusza się wokół Ziemi po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,05), położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 5,1o. Średnia odległość Księżyca od Ziemi wynosi 384,4 tys. km, a okres jego obiegu wokół naszej planety jest równy 27,3 dnia. Księżyc wiruje wokół osi nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 88o, a okres jego obrotu jest równy okresowi obiegu wokół Ziemi, a więc Księżyc pozostaje do niej zwrócony zawsze tą samą stroną. Promień Księżyca wynosi 1738 km (0,27 promienia Ziemi), a jego masa jest równa 7,35x1022 kg, co stanowi 1/81 masy Ziemi (stosunek masy Księżyca do masy Ziemi jest największy ze stosunków mas satelitów do mas ich macierzystych planet w Układzie Słonecznym). Średnia gęstość materii, z której składa się Księżyc, wynosi zaledwie 3,34 g/cm3.
Znacznie mniejsza niż Ziemi średnia gęstość Księżyca wskazuje na to, że jego wnętrze musi być uboższe w żelazo. Według współczesnych modeli niewielkie jądro żelazne (o promieniu około 700 km) otacza warstwa stopionych skał o grubości mniej więcej 400 km, nad którą rozpościera się sztywny płaszcz skalisty pokryty kilkudziesięciokilometrową twardą skorupą. Wprawdzie skład chemiczny Księżyca różni się od ziemskiego, ale jego niemal identyczny z ziemskim skład izotopowy wydaje się sugerować wspólne pochodzenie obu ciał. Przypuszcza się, że Księżyc powstał w końcowej fazie tworzenia się Układu Słonecznego jako rezultat zderzenia protoplanety wielkości Marsa z rozwarstwioną już na jądro i płaszcz Ziemią. Zderzenie nie było centralne i dlatego w jego wyniku Ziemia pozbawiona została tylko części płaszcza, zachowując większość żelaznego jądra. Materiał płaszcza, rozproszony w postaci dysku na bliskiej orbicie okołoziemskiej, stygnąc szybko skondensował do postaci naturalnego satelity. Oddziaływania pływowe oddaliły od siebie oba ciała - jeszcze dziś odległość Księżyca od Ziemi wzrasta w tempie 3 cm na rok.
Powierzchnię Księżyca tworzą głównie skały bazaltowe pochodzenia wulkanicznego. Cała pokryta jest kraterami uderzeniowymi; na widocznej z Ziemi części powierzchni znajduje się około 300 tys. kraterów o średnicy ponad 1 km; na odwrotnej stronie jest ich dużo więcej. Wśród innych struktur powierzchniowych zwracają uwagę łańcuchy gór, których wysokość dochodzi do 8 km, a także bruzdy i szczeliny o szerokości do 5 km i długości kilkuset km. Temperatura powierzchni Księżyca zmienia się od +110oC w środku dnia księżycowego do -80oC w środku nocy; tak duże różnice spowodowane są brakiem atmosfery.
Na powierzchni Księżyca nie ma wody. Ale w 1996 r. doniesiono, że wnikliwa analiza wyników obserwacji radarowych, wykonanych dwa lata wcześniej z krążącej wokół Księżyca sondy Clementine, wskazuje, że dna głębokich kraterów w okolicach biegunów, do których nigdy nie dociera promieniowanie słoneczne, pokrywa warstwa lodu wodnego. Gdyby przyszłe badania to potwierdziły, byłoby to jedno z donioślejszych odkryć o znaczeniu również i praktycznym. Księżyc jest bowiem dotychczas jedynym naturalnym obiektem pozaziemskim, na którym był już człowiek i wobec którego ma dalsze ambitne plany eksploracyjne.
Mars
- jest czwartą według oddalenia od Słońca planetą. Starożytni Rzymianie nazwali ją imieniem swego boga wojny. Na niebie wyróżnia się wyraźnie rdzawym zabarwieniem i dlatego często nazywa się go Czerwoną Planetą. Mars porusza się wokół Słońca po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,09), w odległości przewyższającej 1,5 razy odległość Ziemi od Słońca. Okres obiegu orbitalnego jest równy 1,9 roku, a średnia prędkość ruchu po orbicie wynosi około 24 km/s. Najbliżej Ziemi Mars jest wtedy, gdy znajduje się w opozycji, tzn. wówczas, kiedy Słońce, Ziemia i Mars położone są w przestrzeni mniej więcej na jednej linii prostej. Minimalna odległość dzieląca wówczas te planety wynosi 55 mln km, ale ze względu na eliptyczność obu orbit bywa najczęściej większa, dochodząc nawet do 100 mln km (średnica widocznej na niebie tarczy Marsa będącego w opozycji zmienia się, odpowiednio, od 18" do 14"). Opozycje, przy których minimalna odległość między Ziemią i Marsem jest bliska 55 mln km, noszą miano wielkich i zdarzają się mniej więcej co 5 lat; najbliższa nastąpi w 2003 r. Odległość między Ziemią i Marsem może sięgać aż 400 mln km i wtedy średnica kątowa jego tarczy na niebie wynosi zaledwie 4".
Mars wiruje wokół własnej osi bardzo podobnie do Ziemi: okres obrotu wynosi 24,6 godziny (doba marsjańska jest tylko o 37 minut dłuższa od ziemskiej), a prostopadła do osi obrotu płaszczyzna równika jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 24o (w wyniku tego na Marsie mamy pory roku analogiczne do ziemskich, chociaż dwukrotnie dłuższe). Mars jest znacznie mniejszy od Ziemi; jego promień równikowy ma długość 3397 km, czyli jest tylko trochę większy od połowy promienia Ziemi. Masa Marsa, stanowiąca zaledwie 0,1 masy Ziemi, jest ponad 3 miliony razy mniejsza od masy Słońca. Średnia gęstość materii Czerwonej Planety jest wyraźnie mniejsza niż gęstość pozostałych planet grupy ziemskiej - wynosi 3,93 g/cm3.
Najbardziej prawdopodobny model struktury wnętrza globu marsjańskiego wskazuje na istnienie jądra żelazo-niklowego o promieniu około 1700 km, otoczonego grubym skalistym płaszczem. Przykrywa go stosunkowo cienka, grubości około 30 km, skorupa, na której spoczywa warstwa regolitu i pyłu bogatego w tlenki żelaza (powodują one czerwonawe zabarwienie Marsa). Temperatura powierzchni planety zmienia się od około 170 do około 300 kelwinów. Ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Marsa stanowi zaledwie 40% ilości energii docierającej do powierzchni Ziemi.
Ukształtowanie powierzchni Marsa, pokrytej - podobnie jak Księżyc - licznymi kraterami uderzeniowymi, jest szczególnie urozmaicone: rozległe równiny, łańcuchy wysokich gór, olbrzymie doliny, wygasłe wulkany, uskoki i szczeliny, struktury przypominające wyschnięte koryta rzek, jasne czapy polarne. Na uwagę zasługuje gigantyczny wulkan Olympus Mons o wysokości 25 km, średnicy podstawy około 500 km i średnicy szczytowego krateru około 60 km; jest to prawdopodobnie najwyższe wzniesienie w Układzie Słonecznym. Inną osobliwością Marsa jest gigantyczna szczelina w powierzchni planety - zwana Valles Marineris (Doliną Marinerów) - rozciągająca się w okolicy równika na przestrzeni mniej więcej 5000 km; jej szerokość dochodzi do 200 km, a głębokość do 5 km. Równie ciekawe są liczne kanały o szerokości 1-50 km i długości 100-2000 km. Uważa się, że zostały one wyżłobione przez wodę płynącą przed miliardami lat, gdy na Marsie mogła być dostatecznie gęsta atmosfera i wystarczająco wysoka temperatura, by na powierzchni planety utrzymywała się woda w stanie ciekłym. Dziś może ona jeszcze pozostawać w postaci warstw lodowych, tworzących obserwowane czapy polarne, których powierzchnia pokryta jest jednak przede wszystkim piachami i zestalonym dwutlenkiem węgla, czyli tzw. suchym lodem.
Atmosfera Marsa jest obecnie znacznie cieńsza i rzadsza niż atmosfera Ziemi. Składa się głównie z dwutlenku węgla (95%) oraz azotu (2,7%), argonu (1,6%), tlenu (0,15%) oraz śladowych ilości tlenku węgla, pary wodnej, neonu, kryptonu i ksenonu. Na wysokości około 15 km nad powierzchnią mogą tworzyć się chmury złożone z kryształków suchego lodu, a także lodu wodnego. Bliżej powierzchni powstają żółte obłoki pyłowe, unoszone do wysokości kilku kilometrów podczas częstych burz piaskowych. Stosunkowo duże różnice temperatury powierzchni Marsa powodują powstawanie wiatrów, których prędkość dochodzić nawet do 300 km/h, oraz są przyczyną dużych fluktuacji ciśnienia i gęstości atmosfery, sięgających 30%. Ciśnienie atmosferyczne przy powierzchni Marsa jest około 100 razy mniejsze niż na Ziemi. Mars - podobnie jak Wenus - nie ma zauważalnego pola magnetycznego, a więc i magnetosfery, czego przyczyny upatruje się w braku ciekłego jądra planety.
Wokół Marsa krążą dwa księżyce, które odkrył Asaph Hall (1829-1907) w 1877 r. Nazwano je Fobos (Groza) i Dejmos (Strach), czyli imionami synów mitycznego boga wojny, Aresa (helleńskiego odpowiednika Marsa). Obiegają one planetę po prawie kołowych orbitach położonych w płaszczyźnie jej równika w średnich odległościach od środka wynoszących, odpowiednio, 9,4 tys. km i 23,5 tys. km, czyli zaledwie 2,7 i 6,9 promienia Marsa. Ta bliskość macierzystej planety powoduje, że Fobos okrąża Marsa w ciągu 7 godz. 39 min. (a zatem trzy razy na dobę), a okres obiegu Dejmosa wynosi 30 godz. 18 min. Obracają się one w ten sposób, że - podobnie jak ziemski Księżyc - pozostają zwrócone do Marsa tą samą stroną. Oba księżyce są nieregularnymi bryłami o rozmiarach 27 x 21 x 19 km (Fobos) i 15 x 12 x 11 km (Dejmos) i średnich gęstościach, odpowiednio, 2,0 i 1,7 g/cm3. Ich pokryte kraterami uderzeniowymi powierzchnie odbijają tylko 6% padającego na nie promieniowania słonecznego. Podejrzewa się, że są schwytanymi przez Marsa planetoidami.
Księżyce Marsa (Wg "Atlas Układu Słonecznego NASA", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999)
Księżyc Odkrywca Średnia odległość od Marsa (tys. km) Okres orbitalny (dni) Średnica (km) Masa (1020 kg) Gęstość (g/cm3)
Fobos A. Hall (1877) 9,4 0,32 27 0,0001 2,2
Dejmos A. Hall (1877) 23,5 1,26 13 0,00002 1,7
Mars jest planetą najbardziej podobną do Ziemi i dlatego od dawna się podejrzewa, że na jego powierzchni mogą istnieć (lub istniały) jakieś prymitywne formy życia. Dwie sondy kosmiczne Viking, które w 1976 roku wylądowały na powierzchni Czerwonej Planety, nie przyniosły rozwiązania tego problemu. W 1996 roku ogłoszono, że w znalezionym na Antarktydzie meteorycie ALH 8400, pochodzącym z Marsa, stwierdzono obecność śladów prymitywnego życia sprzed 3,6 mld lat. Nie jest to, oczywiście, dowód, że na Marsie istniało życie, lecz jedynie hipoteza zachęcająca do dalszych badań. Jednym z priorytetowych celów przygotowywanych i planowanych misji kosmicznych do Marsa jest więc poszukiwanie na nim śladów życia.
Jowisz
- jest piątą według oddalenia od Słońca i największą planetą Układu Słonecznego, a po Słońcu, Księżycu i Wenus - czwartym pod względem jasności obiektem na ziemskim niebie. Starożytni Rzymianie nadali mu imię swego boga światłości, będącego panem zarówno wszystkich bogów, jak i wszelkich zjawisk niebieskich. Jowisz okrąża Słońce po prawie kołowej orbicie w odległości ponad pięciokrotnie większej niż odległość Ziemi od Słońca (5,2 j.a.); jego średnia prędkość orbitalna wynosi 13 km/s, a okres obiegu wokół Słońca trwa prawie 12 lat. Chociaż masa Jowisza stanowi zaledwie tysięczną część masy Słońca, jest 318 razy większa od masy Ziemi. Średnica Jowisza przewyższa średnicę Ziemi mniej więcej 11 razy i wynosi prawie 143 tys. km. Średnia gęstość największej planety Układu Słonecznego jest więc czterokrotnie mniejsza od średniej gęstości Ziemi i równa się 1,3 g/cm3. Planeta szybko wiruje wokół osi niemal prostopadłej do płaszczyzny swej orbity: pełny obrót wykonuje w ciągu niespełna 10 godzin i jest to najkrótszy okres obrotu wśród wszystkich planet naszego systemu. Konsekwencją szybkiego obrotu jest stosunkowo duże spłaszczenie globu Jowisza: jego promień równikowy jest o 4200 km dłuższy od promienia biegunowego.
Jedną z najbardziej intrygujących zagadek Jowisza jest to, że wypromieniowuje on dwukrotnie więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Nie znamy źródła tej dodatkowej energii. Mimo że skład chemiczny Jowisza jest zbliżony do słonecznego, nie mogą w nim zachodzić reakcje jądrowe przemiany wodoru w hel ze względu na zbyt małe ciśnienie i za niską temperaturę w jego wnętrzu. Sądzono więc, że nadwyżka energii może być wynikiem kurczenia się planety (wystarczyłoby zmniejszanie się promienia o mniej więcej 1 mm rocznie), które powinno prowadzić do zamiany energii grawitacyjnej na energię cieplną. Koncepcja ta nie wytrzymała jednak próby czasu. Precyzyjna analiza zmian torów sond kosmicznych w polu grawitacyjnym Jowisza pozwoliła znaleźć rozkład gęstości wewnątrz jego globu. Okazało się, że wzrost gęstości ku środkowi jest tak wolny, iż wyklucza popularną dotąd hipotezę, według której Jowisz jest kulą gazową. Najprawdopodobniej więc wypełnia go ciekły wodór metaliczny, otoczony grubą warstwą ciekłego wodoru molekularnego. Tylko w samym środku ma on przypuszczalnie niewielkie, ale skupiające około 13% masy, stałe jądro żelazowo-krzemianowe. Ściśliwość tych cieczy jest za mała, aby ich ewentualnym kurczeniem się dało się wytłumaczyć obserwowaną nadwyżkę wypromieniowywanej energii. Niewykluczone więc, że Jowisz posiada jeszcze w swym wnętrzu zapas ciepła pochodzącego z okresu kondensacji planety z pierwotnej mgławicy słonecznej.
Transport energii we wnętrzu Jowisza odbywa się głównie drogą konwekcji. Ponieważ ciekły wodór metaliczny jest dobrym przewodnikiem elektryczności, konwekcja termiczna wzmacnia pole magnetyczne planety. Jego natężenie przy powierzchni jest kilkanaście razy większe niż pola magnetycznego Ziemi (indukcja pola magnetycznego na równiku wynosi 430 mikrotesli). Sprawia to, że wokół Jowisza rozpościera się ogromna magnetosfera, sięgająca w kierunku Słońca na odległość około 4 mln km. Długość skierowanego od Słońca ogona magnetosfery dochodzi do 650 mln km, czyli sięga niemal orbity Saturna. Pole magnetyczne więzi w pasach radiacyjnych wokół Jowisza znaczne ilości cząstek naładowanych, których energia wielokrotnie przewyższa energię cząstek poruszających się wewnątrz analogicznych pasów Van Allena wokół Ziemi. Szybko wirujące wraz z planetą pole magnetyczne działa jak akcelerator, przyspieszając naładowane cząstki do prędkości bliskich prędkości światła. Są one źródłem odbieranego na Ziemi promieniowania radiowego Jowisza o decymetrowych długościach fal oraz stanowią własne "promieniowanie kosmiczne" planety, które także dociera do Ziemi.
Zbudowany w znacznej części z ciekłego wodoru, glob Jowisza otoczony jest gazową atmosferą, złożoną przede wszystkim z wodoru (około 81%) i helu (blisko 19%) z niewielkimi domieszkami substancji bogatych w wodór: metanu, amoniaku i pary wodnej, a także acetylenu, cyjanowodoru oraz tlenku węgla. Wyraźnie widoczne na zdjęciach planety równoleżnikowe struktury są odzwierciedleniem wpływu szybkiej rotacji globu na obłoki w dolnych warstwach atmosfery, poruszające się wskutek konwekcji wywołanej pochodzącym z wnętrza ciepłem. Szybkość wiatrów w warstwach powierzchniowych dochodzi do 600 km/h. Temperatura atmosfery Jowisza nad obszarem obłoków wynosi około 170 kelwinów. Najbardziej charakterystycznym tworem powierzchni Jowisza jest tzw. Wielka Czerwona Plama, będąca prawdopodobnie gigantycznym zawirowaniem w powierzchniowej warstwie obłoków, przypominającym ziemskie cyklony. Długowieczność i wielkość plamy sprawiają, że ciągle brak jest wiarygodnego wyjaśnienia, co może być źródłem energii podtrzymującej jej istnienie.
Jowisz ma wiele satelitów. Najbardziej znanymi są odkryte w 1610 r. przez Galileusza (1564-1642) cztery największe księżyce: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto. Okrążają one Jowisza po prawie kołowych orbitach, położonych w płaszczyźnie równika planety, a pod względem rozmiarów są porównywalne z ziemskim Księżycem. Podobnie jak on zwracają się ku macierzystej planecie stale tą samą stroną. Można je łatwo zobaczyć, obserwując Jowisza nawet przez zwykłą lornetkę.
Szczególnie frapującym obiektem jest Io, odległy od środka Jowisza o prawie 6 promieni planety (422 tys. km), okrążający go z okresem 1,77 doby i mający średnicę 3630 km. W 1979 roku bowiem odkryto na nim czynne wulkany - pierwsze oznaki istnienia pozaziemskiej aktywności wulkanicznej. Dostrzeżone na Io wulkany wyrzucały materię na wysokość około 100 km. Przypuszcza się, że główną przyczyną intensywnych procesów geologicznych na powierzchni tego księżyca są ruchy wewnątrz globu, wywołane silnymi oddziaływaniami pływowymi pochodzącymi od Jowisza i pozostałych jego księżyców, a silnie rozgrzewające skorupę Io. Stosunkowo duża średnia gęstość Io (3,6 g/cm3) oraz wykrycie na jego powierzchni i w atmosferze związków siarki pozwalają sądzić, że jego glob składa się z żelazno-skalnego jądra, otoczonego grubą warstwą płynnej siarki i przykrytej stosunkowo cienką warstwą zakrzepłych osadów wulkanicznych. Io spowija obłok sodowym, zawierający także potas, wodór i siarkę. Wzdłuż orbity Io odkryto pierścień plazmowy w kształcie torusa, składający się głównie z cząsteczek siarki zjonizowanych w wyniku zderzeń z elektronami uwięzionymi w magnetosferze Jowisza (w której wnętrzu Io się porusza). Pierścień ten okazał się silnym źródłem promieniowania nadfioletowego i radiowego.
Główną osobliwością następnego księżyca, Europy - odległego od środka Jowisza o ponad 9 jego promieni (671 tys. km), okrążającego go z okresem 3,55 doby i mającego średnicę 3138 km - jest stosunkowo gładka i dobrze odbijająca światło słoneczne powierzchnia. Satelita ten, mający przypuszczalnie skalne wnętrze, pokryty jest grubą warstwą lodu wodnego (średnia gęstość Europy wynosi 3,0 g/cm3). Widoczne na zdjęciach, uzyskanych z niewielkiej odległości za pomocą sondy Galileo, plątaniny krzyżujących się przedziwnych struktur liniowych na lodowej powierzchni Europy wskazują - z geologicznego punktu widzenia - na obecność działalności wulkanicznej, prowadzącej do pęknięć i przemieszczania się względem siebie płyt lodowych. Prawie zupełny brak kraterów uderzeniowych sugeruje młody wiek powierzchni, potwierdzając tym samym jej obecną aktywność, która niweluje ślady uderzeń meteoroidów. Wulkanizm wymaga, oczywiście, wewnętrznego źródła ciepła. Nieznana jest jeszcze jego natura, ale nietrudno wyobrazić sobie skutki jego istnienia. Pod być może niezbyt grubą skorupą lodową, stanowiącą powierzchnię satelity, znajduje się prawdopodobnie woda w stanie płynnym. Ocean wodny jest zaś - jak wiadomo - idealnym środowiskiem dla rozwoju życia. Europa wydaje się zatem drugim po Marsie ciałem Układu Słonecznego, na którym można się spodziewać istnienia śladów jakichś prymitywnych form życia.
Największy satelita Jowisza - i w ogóle największy księżyc w Układzie Słonecznym - Ganimedes, jest oddalony od swej macierzystej planety o ponad 15 jej promieni (1070 tys. km), okrąża ją z okresem 7,15 doby i ma średnicę 5262 km (jest więc większy od Merkurego). Jego średnia gęstość (1,9 g/cm3), wyraźnie mniejsza niż Io i Europy, pozwala sądzić, że składa się on ze skalistego jądra, otoczonego warstwą lodu grubości mniej więcej 1/4 promienia globu. Warstwa ta jest pokryta cienką skorupą, będącą mieszaniną lodu i materiałów skalnych. Na powierzchni Ganimedesa znajduje się wiele kraterów uderzeniowych. Zdjęcia różnych jej fragmentów, uzyskane za pomocą sondy Galileo, ukazują ślady trwającej prawdopodobnie do dziś aktywności geologicznej. Obszary okołobiegunowe satelity są wyraźnie jaśniejsze, co sugeruje istnienie - podobnie jak na Marsie - czap polarnych, tworzących się zapewne z lodów sublimujących z rejonów równikowych. Ganimedes otoczony jest przypuszczalnie cienką warstwą bardzo rzadkiej atmosfery, składającej się z pary wodnej, tlenu i dwutlenku węgla. Dzięki sondzie kosmicznej Galileo udało się w 1996 r. stwierdzić obecność pola magnetycznego Ganimedesa. Jego magnetosfera zanurzona jest w magnetosferze Jowisza. To pierwszy i jak dotychczas jedyny księżyc Układu Słonecznego, o którym wiadomo, że ma pole magnetyczne.
Ostatni z księżyców galileuszowych, Kallisto, obiega Jowisza w odległości ponad 26 promieni planety (1880 tys. km), zakreślając pełną orbitę w 16,69 doby. Średnica Kallisto równa się 4800 km. Pod względem budowy księżyc ten przypomina Ganimedesa, ale ma znacznie grubszą warstwę lodową, która otacza mniejszy zapewne rdzeń skalny. Cechą charakterystyczną Kallisto jest wyjątkowa obfitość znaczących powierzchnię kraterów uderzeniowych, które pochodzą najprawdopodobniej jeszcze z okresu wielkiego bombardowania kończącego proces tworzenia się Układu Słonecznego. Kratery przetrwały niezmienione od tamtych czasów, gdyż wszystkie procesy, które wygładzały powierzchnie księżyców krążących bliżej Jowisza, działały znacznie słabiej na odległego Kallisto. Do szczególnie intrygujących utworów powierzchniowych należy zespół 10 współśrodkowych pierścieni (będących wypiętrzeniami terenu), spośród których najbardziej zewnętrzny ma promień około 1500 km. Formacja ta jest przypuszczalnie rezultatem uderzenia w Kallisto - w okresie formowania się satelity - obiektu sporych rozmiarów.
Księżyce Jowisza (Wg "Atlas Układu Słonecznego NASA", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999)
Księżyc Odkrywca Średnia odległość od Jowisza (tys. km) Okres orbitalny (dni) Średnica (km) Masa (1020 kg) Gęstość (g/cm3)
Metis Voyager (1979) 128 0,29 40 - -
Adrasteja Voyager (1979) 129 0,30 25 - -
Amalteja E. E. Barnard (1892) 181 0,50 270 - -
Tebe Voyager (1979) 222 0,67 110 - -
Io Galileusz (1610) 422 1,77 3630 892 3,6
Europa Galileusz (1610) 671 3,55 3138 497 3,0
Ganimedes Galileusz (1610) 1070 7,16 5262 1049 1,9
Kallisto Galileusz (1610) 1883 16,69 4800 1064 1,8
Leda Ch. T. Kowal (1974) 11 094 239 16 - -
Himalia Ch. D. Perrine (1905) 11 480 251 186 - -
Lysiteja S.B. Nicholson (1938) 11 720 259 36 - -
Elara Ch. D. Perrine (1905) 11 737 260 76 - -
Ananke S.B. Nicholson (1951) 21 200 617 30 - -
Karme S.B. Nicholson (1938) 22 600 692 40 - -
Pasifae P. J. Melotte (1908) 23 500 735 50 - -
Sinope S.B. Nicholson (1914) 23 700 758 36 - -
Oprócz satelitów galileuszowych - Io, Europy, Ganimedesa i Kallisto - wokół Jowisza krąży jeszcze co najmniej 12 (tyle dotychczas odkryto) znacznie mniejszych księżyców. Najbliższe planety (Metis, Adrasteja, Amalteja i Tebe) poruszają się po prawie kołowych orbitach, położonych w płaszczyźnie równika Jowisza. Dalej od księżyców galileuszowych Jowisza obiega kolejna grupa czterech satelitów (Leda, Himalia, Lysiteja i Elara) - po orbitach (o mimośrodach 0,2-0,3) znajdujących się w płaszczyznach nachylonych do płaszczyzny orbity planety pod kątem około 28o. Cztery najdalsze księżyce (Ananke, Karme, Pasifae i Sinope) krążą wokół Jowisza w kierunku przeciwnym niż wszystkie pozostałe (czyli poruszają się ruchem wstecznym), po wyraźnie eliptycznych orbitach (o mimośrodach od 0,7 do 0,38) leżących w płaszczyznach nachylonych do płaszczyzny orbity Jowisza pod kątem 45-64o. Wszystkie te naturalne satelity są niekształtnymi bryłami średnicy rzędu kilku lub kilkudziesięciu kilometrów; jedynie dostrzeżona po raz pierwszy w 1892 r. Amalteja ma rozmiary oceniane na 270 x 165 x 150 km. Na zdjęciach powierzchni Amaltei, pokrytej prawdopodobnie siarką, dostrzeżono wiele kraterów uderzeniowych, z których największy ma średnicę około 90 km i głębokość 8 km.
Jednym z najciekawszych odkryć, jakiego dokonała sonda Voyager 1 podczas przelotu koło Jowisza w marcu 1979 r., było zidentyfikowanie w płaszczyźnie równikowej tej planety pierścienia, przypominającego znane od dawna pierścienie Saturna, ale znacznie od nich słabszego i mniej okazałego, a przez to trudnego do zaobserwowania. Jego wyraźnie zarysowana krawędź zewnętrzna znajduje się w odległości około 58 tys. km od powierzchni planety, czyli zaledwie 1,8 promienia Jowisza od jego centrum. Główna część pierścienia ma szerokość mniej więcej 6 tys. km i grubość nie przekraczającą prawdopodobnie 30 km. Przechodzi ona płynnie w rozrzedzony dysk materii, rozciągający się w kierunku planety niemal do górnych warstw jej atmosfery. Pierścień składa się prawdopodobnie z cząstek pyłu o rozmiarach rzędu kilku mikrometrów. Sonda Voyager 2 odkryła dwa małe księżyce Jowisza (Metis i Adrasteję), poruszające się w odległości od środka planety równej, odpowiednio, 1,792 i 1,806 jej promienia, czyli właściwie po krawędziach głównej części pierścienia. Sugeruje to związek między tymi satelitami i pierścieniem

Saturn
- jest szóstą według oddalenia od Słońca i drugą pod względem wielkości planetą Układu Słonecznego. Starożytni Rzymianie nazwali ją imieniem boga, który miał nauczyć ludzi uprawy roli. Saturn okrąża Słońce w odległości 9,5 j.a. po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,06), położonej niemal w płaszczyźnie ekliptyki. Okres jego obiegu wokół Słońca wynosi 29,5 roku, a średnia prędkość orbitalna - 9,6 km/s. Saturn - podobnie jak Jowisz - szybko obraca się wokół własnej osi; jest ona nachylona do płaszczyzny orbity planety po kątem 63o. Saturn nie wiruje jak bryła sztywna: okres obrotu obszarów równikowych wynosi 10,2 godziny, podczas gdy obszarów okołobiegunowych jest o kilkadziesiąt minut dłuższy. Szybka rotacja powoduje stosunkowo duże spłaszczenie globu Saturna: jego promień równikowy, wynoszący 60 tys. km, jest o 6,5 tys. km dłuższy od promienia biegunowego. Masa Saturna jest ponad trzykrotnie mniejsza od masy Jowisza, ale aż 95 razy przewyższa masę Ziemi. Średnia gęstość materii Saturna wynosi zaledwie 0,71 g/cm3 i jest najmniejsza wśród planet Układu Słonecznego.
Wnętrze Saturna przypomina swą budową Jowisza. Żelazno-krzemianowe jądro skupia prawdopodobnie około 20% masy. Otoczone jest grubą warstwą najpierw metalicznego, a następnie ciekłego wodoru molekularnego z domieszką helu. Warstwa ta w sposób ciągły przechodzi w gazową atmosferę. Zasadniczymi składnikami atmosfery planety są: wodór (89%) i hel (11%) oraz znikome ilości amoniaku, metanu i wody. Średnia temperatura warstwy powierzchniowej na Saturnie wynosi 95 kelwinów. Podobnie jak Jowisz, Saturn wypromieniowuje więcej energii niż otrzymuje ze Słońca, co oznacza, że musi mieć jakieś wewnętrzne źródło ciepła, którego mechanizm nie jest jeszcze znany. Wewnętrzne źródło energii i szybki ruch wirowy kształtują obraz warstw powierzchniowych, w których obserwuje się struktury pasmowe i liczne zawirowania, przypominające Wielką Czerwoną Plamę na Jowiszu, ale znacznie od niej mniejsze. Wiatry w atmosferze Saturna osiągają prędkość 1800 km/h. Saturn ma znacznie słabsze pole magnetyczne niż Jowisz. Dość dobrze opisuje je pole dipola o osi równoległej do osi obrotu planety, przesuniętej o 5% jej promienia od środka. Nie wiadomo, dlaczego magnetyzm Saturna jest o rząd wielkości słabszy niż Jowisza. Magnetosfera Saturna sięga ku Słońcu do odległości 20 promieni planety od jej powierzchni.
Najciekawszą osobliwością Saturna są jego pierścienie. Widoczne już przez niewielką lunetę, zostały po raz pierwszy dostrzeżone przez Galileusza w 1610 r. Włoski uczony jednak zinterpretował je jako dwa przylegające do planety księżyce. Ich naturę odgadł dopiero Christiaan Huygens (1629-1695) w 1655 r. Dzięki badaniom sond kosmicznych Voyager wiadomo, że pierścienie są skomplikowanym układem bardzo wielu współśrodkowych, płaskich "obręczy" materii, otaczających Saturna w płaszczyźnie jego równika w odległości od środka zawartej w granicach 1,11-8 promieni planety. Pierścienie składają się z krążących wokół Saturna brył, najprawdopodobniej lodowych, o rozmiarach od kilku centymetrów do około 100 m. Grubość pierścieni jest bardzo mała, sięgająca kilku kilometrów. Gęstość materii w pierścieniu ocenia się na 1 g/cm3, a masę całego systemu pierścieni na około 1021 kg, co stanowi mniej więcej 1/70 masy ziemskiego Księżyca.
W strukturze pierścieni Saturna wyodrębnia się - ze względu na ich odległość od planety, szerokość i jasność - siedem głównych części. Oznacza się je dużymi literami; liczby w nawiasach wskazują przedział odległości od środka Saturna w jednostkach jego promienia oraz szerokość w kilometrach: D (1,11-1,24; 7500), C (1,24-1,52; 17 500), B (1,52-1,95; 25 500), A (2,02-2,27; 14 600), F (2,326; kilkaset km), G (2,75-2,88; 8000) oraz rozmyty i rzadki pierścień E (3-8; około 300 000). Najjaśniejszy jest pierścień B. Od pierścienia A oddziela go ciemna szczelina, zwana przerwą Cassiniego, która ma około 4700 km szerokości i jest widoczna nawet przez niewielką lunetę. Pierścień A ma bardzo wyraźnie zarysowany brzeg zewnętrzny, w którego pobliżu znajduje się przerwa Enckego o szerokości około 325 km (porusza się w niej jeden z księżyców Saturna).
Ponieważ płaszczyzna równika Saturna, w której znajdują się pierścienie, jest nachylona pod kątem około 27o do płaszczyzny ruchu Ziemi (płaszczyzny ekliptyki), będącej w przybliżeniu również płaszczyzną ruchu Saturna, więc położenie pierścieni względem obserwatora ziemskiego zmienia się w okresie obiegu planety wokół Słońca. Można je widzieć albo z wierzchu, albo od spodu, albo zupełnie z boku i wtedy zamiast pierścieni dostrzega się jedynie ich cień na tarczy planety (sytuacja taka powtarza się mniej więcej co 7,5 roku).
Wokół Saturna krąży co najmniej 18 księżyców (istnienie tylu zostało dotychczas definitywnie potwierdzone). Jako pierwszy został odkryty największy i najjaśniejszy satelita, Tytan, już w 1655 r. przez Huygensa. Tytan obiega Saturna w odległości ponad 20 promieni planety (1,22 mln km) po prawie kołowej orbicie położonej w płaszczyźnie równika planety; okres orbitalny wynosi blisko 16 dni. Rozmiarami przewyższa nawet Merkurego (promień tytana jest równy 2575 km, podczas gdy Merkurego - 2439 km) i jako jeden z niewielu naturalnych satelitów w Układzie Słonecznym ma gęstą i masywną atmosferę (1,6 razy gęstszą od ziemskiej). Składa się ona głównie z azotu (94%) z domieszką metanu (6%) i innych węglowodorów, które powodują, że jest zupełnie nieprzezroczysta. O powierzchni Tytana nic więc nie wiadomo; przypuszcza się, że pokrywa ją lód i płynny metan.
W XVII w. dostrzeżone zostały przez Jeana Dominique'a Cassiniego (1625-1712) jeszcze 4 księżyce Saturna: odkryty w 1671 r. otrzymał nazwę Japetos, w 1672 r. - Rea, a zaobserwowane w 1684 roku zostały nazwane Dione i Tethys. Dwa następne księżyce odkrył William Herschel (1738-1822) w 1789 r.; noszą one nazwy: Mimas i Enkelados. W 1848 r. William C. Bond (1789-1859) - i, niezależnie, William Lassell (1799-1880) - dostrzegł kolejnego satelitę, który otrzymał nazwę Hyperion. W 1898 r. William H. Pickering (1858-1938) zaobserwował szczególnie intrygującego, jak się okazało, naturalnego satelitę Saturna, nazwanego Fojbe (Phoebe). Następne odkrycie nastąpiło dopiero w 1966 r.: księżyc dostrzeżony przez Andouina C. Dollfusa (ur. 1924) został nazwany Janus. I wreszcie zdjęcia wykonane przez sondy kosmiczne Voyager w latach 1980-81 umożliwiły odkrycie pozostałych księżyców, którym nadano nazwy: Pan, Atlas, Prometeusz, Pandora, Epimeteusz, Telesto, Kalipso i Helena. Większość nazw księżyców Saturna to imiona tytanów z mitologii greckiej, czyli dzieci i wnuków boga nieba Uranosa i bogini Ziemi Gai.
Dzięki sondom Voyager sporo wiadomo o tych małych obiektach (których większość jest z Ziemi ledwie dostrzegalna nawet przez największe teleskopy). Najbliższy Saturna i prawdopodobnie najmniejszy jego księżyc, Pan, krąży w przerwie Enckego pierścienia A, w odległości od środka planety równej 133 583 km. Po zewnętrznym skraju tego pierścienia porusza się Atlas. Z kolei Prometeusz i Pandora związane są z pierścieniem F (i zapewne odpowiedzialne są za jego szczególnie skomplikowaną strukturę); mają nieregularne kształty, a ich rozmiary szacuje się, odpowiednio, na 150 x 100 x 70 km i 110 x 90 x 60 km. Epimeteusz i Janus obiegają Saturna po niemal identycznych orbitach w odległości od środka planety około 151,5 tys. km, ale stale są odległe od siebie o 180o; także mają nieregularne kształty: ich rozmiary ocenia się, odpowiednio, na 140 x 110 x 110 km i 200 x 190 x 150 km.
Kolejny księżyc Saturna, Mimas, o średnicy około 390 km, okrąża planetę w odległości 186 tys. km; na jego powierzchni, pokrytej wieloma kraterami uderzeniowymi, wyróżnia się krater o średnicy 132 km (nazwano go Herschelem, dla upamiętnienia odkrywcy tego księżyca). Enkelados, mający średnicę około 500 km, porusza się wokół Saturna w odległości 238 tys. km; powierzchnia tego księżyca wydaje się młodsza od powierzchni Mimasa, gdyż ma mniej kraterów uderzeniowych oraz większe i gładkie równiny, zapewne rozlewiska lawy, wydobywającej się z wnętrza. Po niemal identycznej orbicie co Enkelados krążą jeszcze dwa niewielkie księżyce, Telesto i Kalipso, o prawie takich samych rozmiarach (około 30 x 20 x 16 km). Dalej obiega Saturna znacznie większa Tethys, mająca średnicę około 1050 km; jej średnia odległość od planety wynosi 295 tys. km. Na powierzchni tego księżyca widać ogromny rów (szerokości do 100 km i głębokości do 5 km), ciągnący się od jednego bieguna do drugiego, a wśród licznych kraterów uderzeniowych wyraźnie dominuje twór o średnicy około 450 km i głębokości prawie 5 km. Główną cechą następnego naturalnego satelity Saturna, Dione - mającej rozmiary podobne do Tethys (średnica 1120 km) i obiegającej planetę w odległości 377 tys. km - jest niejednorodny rozkład kraterów uderzeniowych na powierzchni. Po orbicie Dione krąży jeszcze jeden mały satelita, Helena, o średnicy około 30 km. Drugi co do wielkości po Tytanie księżyc Saturna, Rea, której średnica wynosi około 1530 km, porusza się w średniej odległości od planety równej 527 tys. km. Z bardzo dużej liczby różnych kraterów uderzeniowych na jego powierzchni wynika, że jest to prawdopodobnie jeden z najstarszych obiektów nie tylko w otoczeniu Saturna, ale w ogóle w Układzie Słonecznym. Następnym według oddalenia od planety naturalnym satelitą jest omówiony wcześniej Tytan, a jeszcze dalej krążą coraz bardziej niezwykłe obiekty. W średniej odległości od Saturna, wynoszącej 1,48 mln km, porusza się Hyperion, którego rozmiary ocenia się na 190 x 145 x 114 km. W przeciwieństwie do wszystkich dotychczas omówionych satelitów Saturna, które krążą po prawie kołowych orbitach, orbita Hyperiona jest elipsą o mimośrodzie 0,1. Ale najciekawsze w ruchu tego księżyca są zmiany orientacji jego nieregularnej bryły, które najprościej można określić jako chaotyczne koziołkowanie. Okazały się one klasycznym przykładem tego, co obecnie w nauce nazywa się chaosem deterministycznym.
Kolejny księżyc, Japetos, którego średnica wynosi ponad 1400 km, obiega Saturna w średniej odległości 35,6 mln km po orbicie położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny równika planety po kątem prawie 15o, czym wyróżnia się wśród wszystkich dotychczas omówionych naturalnych satelitów, krążących niemal dokładnie w płaszczyźnie równika. Inną osobliwością jest to, że półkula jego globu stale zwrócona w kierunku ruchu po orbicie, jest znacznie ciemniejsza od drugiej, czego przyczyna nie jest jeszcze znana. I wreszcie najbardziej oddalony od Saturna księżyc, Fojbe, o średnicy około 220 km, krąży w średniej odległości 130 mln km po orbicie o mimośrodzie 0,16, położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny równika planety pod kątem 175o, a więc - w przeciwieństwie do wszystkich pozostałych księżyców - porusza się ruchem wstecznym. Okres obiegu Fojbe wokół Saturna wynosi ponad 550 dni. Przypuszcza się, że może być schwytanym przez Saturna obiektem pochodzącym z pasa Kuipera.
Księżyce Saturna (Wg "Atlas Układu Słonecznego NASA", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999)
Księżyc Odkrywca Średnia odległość od Saturna (tys. km) Okres orbitalny (km) Średnica (km) Masa (1020 kg) Gęstość (g/cm3)
Pan Voyager (1985) 133,6 0,58 20 0,00003 -
Atlas Voyager (1980) 137,7 0,60 40 - -
Prometeusz Voyager (1980) 139,4 0,61 140 - -
Pandora Voyager (1980) 141,7 0,63 110 - -
Janus A. C. Dolfus (1966) 151,4 0,69 220 - -
Epimeteusz J. Foutain, S. Larson (1980) 151,4 0,69 140 - -
Mimas W. Herschel (1789) 186 0,94 392 0,4 1,2
Enkelados W. Herschel (1789) 238 1,37 500 0,8 1,2
Tethys J. D. Cassini (1684) 295 1,89 1060 6,2 1,3
Telesto H. Reitsema i in. (1980) 295 1,89 34 - -
Kalipso Pascu i in. (1980) 295 1,89 34 - -
Dione J. D. Cassini (1684) 377 2,74 1120 11 1,4
Helena J. Lecacheux, P. Laques (1980) 377,4 2,74 36 - -
Rea J. D. Cassini (1672) 527 4,52 1530 22 1,3
Tytan Ch. Huygens (1655) 1222 15,95 5150 1346 1,9
Hyperion W. C. Bond, W. Lassell (1848) 1481 21,3 410 - -
Japetos J. D. Cassini (1671) 3561 79,3 1460 19 1,2
Fojbe E.C. Pickering (1898) 12 952 550 220 - -
Uran
- jest siódmą planetą, biorąc pod uwagę oddalenie od Słońca. Chociaż świeci na granicy widzialności gołym okiem (jego jasność zmienia się od 5,4 do 6,0 wielkości gwiazdowych), dopiero William Herschel (1738-1822) w 1781 r. stwierdził, że obiekt, zaznaczany wcześniej kilkakrotnie na mapach nieba jak zwykła gwiazda, jest w rzeczywistości planetą. Odkrywca nazwał ją Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego) na część króla angielskiego, Jerzego III, a nazwy Uran - Uranos to w mitologii greckiej bóg nieba, małżonek bogini Ziemi Gai, ojciec tytanów i cyklopów - zaczęto używać dopiero od połowy XIX w. Uran krąży wokół Słońca w odległości 19,2 j.a. po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,05), położonej niemal dokładnie w płaszczyźnie ekliptyki. Okres obiegu wynosi 84 lat, a średnia prędkość orbitalna planety jest równa 6,8 km/s.
Do najciekawszych osobliwości Urana należy usytuowanie osi jego obrotu niemal w płaszczyźnie orbity (obserwator z Ziemi widzi więc na przemian otoczenie północnego i południowego bieguna planety). Ponieważ nachylenie płaszczyzny równika Urana do płaszczyzny jego orbity wynosi 98o, planeta - podobnie jak Wenus - wiruje wokół własnej osi ruchem wstecznym. Okres obrotu wynosi 17,2 godziny. Tak szybka rotacja jest przyczyną stosunkowo dużego spłaszczenia globu planety: jej promień równikowy, mający długość 25 560 km, jest prawie 600 km dłuższy od promienia biegunowego.
Wprawdzie Urana zaliczamy do planet olbrzymów, jego masa jest prawie 22 razy mniejsza od masy Jowisza i ponad 4,5 razy większa od masy Ziemi. Średnia gęstość materii, z której zbudowana jest planeta, wynosi 1,2 g/cm3. Najbardziej prawdopodobny model budowy wewnętrznej Urana przewiduje, że skaliste jądro planety, skupiające 24% masy, jest otoczone przez grubą warstwę lodu wodnego, amoniaku i metanu, stanowiącą 65% masy planety. Pozostałe 11% masy przypada na płynno-gazowe warstwy powierzchniowe, przechodzące w sposób ciągły w rozległą atmosferę. Atmosfera Urana składa się głównie z wodoru (84%) i helu (15%), a w niższych warstwach - również z amoniaku i metanu, skupiających się często w obłoki. Warto zauważyć, że ilość helu w atmosferze Urana jest większa od ilości tego pierwiastka na Słońcu, Jowiszu i Saturnie. Uran - jako jedyna spośród planet olbrzymów - nie ma znaczącego 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 0,3% ilości dostarczanej Ziemi. Minimalną temperaturę 52 kelwinów ma warstwa atmosfery o ciśnieniu 100 hektopaskali (hPa), natomiast średnia temperatura na Uranie wynosi około 60 kelwinów. Ze względu na dużą bezwładność termiczną temperatura górnych warstw atmosfery Urana, zarówno po stronie oświetlonej przez Słońce, jak i nie oświetlonej, utrzymuje się mniej więcej na takim samym poziomie.
Uran ma trzy razy silniejsze pole magnetyczne niż Ziemia, ale jego źródło nie jest znane. Bardzo duże odchylenie osi magnetycznej od osi obrotu (prawie 59o) oraz nietypowość położenia osi rotacji planety, a także wpływ krążących wokół niej satelitów, powodują, że kształt magnetosfery Urana oraz procesy w niej zachodzące mają szczególnie skomplikowany charakter. Długość ogona magnetosfery jest oceniana na 10 mln km. Pasy radiacyjne wokół planety są zdominowane przez jony wodorowe. Dotychczas odkryto 15 satelitów Urana. Dwa największe (Tytania i Oberon) dostrzegł jeszcze Herschel w 1787 r., kolejne dwa (Ariel i Umbriel) odkrył William Lassell (1799-1880) w 1851 r., następny (Miranda) - Gerard P. Kuiper (1905-1973) w 1948 r. i wreszcie w 1986 roku dzięki sondzie Voyager 2 odkryto 10 pozostałych księżyców (w kolejności oddalenia od planety są to: Kordelia, Ofelia, Bianka, Kresyda, Desdemona, Julia, Porcja, Rozalinda, Belinda i Puk). Księżyce Urana nazwano imionami bohaterów dramatów Szekspira. Wszystkie naturalne satelity obiegają planetę po prawie kołowych orbitach położonych w płaszczyźnie jej równika w kierunku przeciwnym niż odbywa się ruch Urana wokół Słońca. Okresy ich obiegów zawierają się w granicach od 0,333 doby (Kordelia) do 13,5 doby (Oberon).
Księżyce odkryte przez Voyagera są stosunkowo niewielkimi bryłami (największy z nich, Puk, ma średnicę równą około 150 km), krążącymi wokół Urana w odległościach od 50 tys. do 86 tys. km (1,9 - 3,4 promienia planety). Odległość od środka planety następnego księżyca, Mirandy, wynosi 130 tys. km, a jego promień jest równy 236 km. Jest to jeden z najciekawszych naturalnych satelitów Urana, gdyż ukształtowanie jego powierzchni, pokrytej licznymi kraterami uderzeniowymi, długimi szczelinami i bruzdami, które przypominają ślady po silnym zderzeniu, świadczy o znacznej aktywności geologicznej w przeszłości. Podejrzewa się, że i obecnie Miranda ma jakieś wewnętrzne źródło ciepła, gdyż wysyła więcej energii niż pada na jej powierzchnię. Kolejne dwa księżyce - Ariel i Umbriel, odległe od środka planety, odpowiednio, o 191 tys. i 266 tys. km - mają prawie jednakowe rozmiary (ich promienie są równe około 580 km), a ich powierzchnie są także gęsto usiane kraterami uderzeniowymi. Ocenia się, że powierzchnia Ariela jest geologicznie najmłodsza ze wszystkich satelitów Urana, a Umbriela - najstarsza. Najbardziej charakterystycznym tworem na powierzchni Umbriela jest krater o średnicy około 100 km z wyraźną jasną plamą w centrum. Największy księżyc Urana, Tytania, obiega macierzystą planetę w odległości 436 tys. km, a promień jego globu wynosi 790 km. I wreszcie najdalszy księżyc, Oberon, jest odległy od środka Urana o 583 tys. km, a jego promień niemal dorównuje Tytanii, gdyż wynosi 760 km. Powierzchnie tych największych księżyców urozmaicone są nie tylko licznymi kraterami uderzeniowymi, lecz także różnymi strukturami liniowymi. Góry na powierzchni Oberona osiągają wysokość 6 km.
Średnia gęstość pięciu największych satelitów Urana zawiera się w granicach od 1,15 g/cm3 (Miranda) do 1,70 g/cm3 (Tytania). Przypuszcza się, że księżyce te są zbudowane w 50% z lodu wodnego, w 30% z krzemianów i w 20% z materii złożonej głównie ze związków węgla i azotu.
Księżyce Urana (Wg "Atlas Układu Słonecznego NASA", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999)
Księżyc Odkrywca Średnia odległość od Urana (tys. km) Okres orbitalny (dni) Średnica (km) Masa (1020 kg) Gęstość (g/cm3)
Kordelia Voyager (1986) 49,7 0,34 26 - -
Ofelia Voyager (1986) 53,8 0,38 30 - -
Bianka Voyager (1986) 59,2 0,43 42 - -
Kresyda Voyager (1986) 61,8 0,46 62 - -
Desdemona Voyager (1986) 62,7 0,47 54 - -
Julia Voyager (1986) 64,4 0,50 84 - -
Porcja Voyager (1986) 66,1 0,51 108 - -
Rozalinda Voyager (1986) 69,9 0,56 54 - -
Belinda Voyager (1986) 75,3 0,62 66 - -
Puk Voyager (1985) 86,0 0,76 154 - -
Miranda G. P. Kuiper (1948) 129,3 1,41 480 0,2 1,3
Ariel W. Lassell (1851) 191 2,52 1158 16 1,6
Umbriel W. Lassell (1851) 266 4,14 1172 9,3 1,4
Tytania W. Herschel (1787) 436 8,71 1580 28 1,6
Oberon W. Herschel (1787) 583 13,5 1524 29 1,5
10 marca 1977 r. podczas obserwacji zakrycia gwiazdy przez Urana stwierdzono obecność pierścieni wokół planety. Obecnie wiadomo, że jest to wiele wąskich "pierścionków", położonych w płaszczyźnie równikowej Urana, w odległości od środka planety wynoszącej 1,49-1,95 jej promienia. Jedenaście najlepiej widocznych pierścieni składa się głównie z brył materii o rozmiarach 0,1-1 m, ale dzięki badaniom sondy Voyager 2, która w 1986 r. przeleciała w pobliżu Urana, stwierdzono istnienie również słabych pierścieni pyłowych. Ich grubość ocenia się na 10-100 m.
Neptun
- jest ósmą planetą pod względem oddalenia od Słońca i najbardziej od niego odległą (jeśli nie bierzemy pod uwagę Plutona); nosi imię rzymskiego boga wód. Urana po raz pierwszy zaobserwował Johann Gottfried Galle (1812-1910) w 1846 r. Odkrycie Neptuna było wielkim tryumfem mechaniki nieba. Jego istnienie bowiem zostało przewidziane teoretycznie przez Urbaina J. J. Leverriera (1811-1877) w wyniku skonfrontowania obserwowanego ruchu Urana z obliczonym, z uwzględnieniem zakłóceń wywołanych oddziaływaniem grawitacyjnym znanych planet. Stwierdzone rozbieżności Leverrier przypisał wpływowi nieznanej planety i określił, gdzie należy jej szukać na niebie. Analogiczne obliczenia wykonał kilka miesięcy wcześniej John Couch Adams (1819-1892), ale nie zwrócono na nie należytej uwagi, gdyż ich autor nie był jeszcze wtedy znanym i cenionym - jak Leverrier - astronomem. Jasność Neptuna nigdy nie przekracza 7,6 wielkości gwiazdowej, a jego ruch po sklepieniu niebieskim jest bardzo wolny: około 2o na rok. Neptun obiega Słońce w odległości 30,0 j.a. po prawie kołowej orbicie (o mimośrodzie 0,01), położonej niemal w płaszczyźnie ekliptyki. Zakreślenie pełnej orbity zajmuje planecie blisko 165 lat, a porusza się ona ze średnią prędkością 5,4 km/s. Neptun stosunkowo szybko wiruje wokół osi nachylonej do płaszczyzny orbity pod kątem 6o; pełny obrót trwa 16,1 godziny. Podobnie jak w przypadku Urana, powoduje to spłaszczenie planety: promień równikowy (24 600 km) jest o 500 km dłuższy od promienia biegunowego. Chociaż Neptun jest trochę mniejszy od Urana, ma większą od niego masę, która przewyższa masę Ziemi ponad 17 razy. Średnia gęstość materii Neptuna wynosi 1,64 g/cm3. Pod względem budowy wewnętrznej Neptun jest zapewne także podobny do Urana. Skaliste jądro (stanowiące około 50% objętości globu), otoczone grubą warstwą lodu wodnego, amoniaku i metanu, pokrywa warstwa płynnego wodoru cząsteczkowego, nad którą unosi się gazowa atmosfera. W skład atmosfery wchodzą przede wszystkim wodór (85%) i hel (3%) oraz metan i, w śladowych ilościach, amoniak. Sonda Voyager 2, która w sierpniu 1989 r. przeleciała w pobliżu Neptuna, zaobserwowała ogromne zawirowanie w atmosferze planety, nazwane Wielką Ciemną Plamą (za względu na podobieństwo do Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu), a także wiele mniejszych plam i obłoków, składających się zapewne z cząsteczek lodu metanowego. Szybkość wiatrów na Neptunie dochodzi do 2,5 tys. km/h.
Podobnie jak Jowisz, Neptun emituje ponad dwa razy więcej energii niż otrzymuje ze Słońca. Świadczy to o intensywnym grzaniu wewnętrznym, którego mechanizmu nie udało się jednak poznać. Średnia temperatura warstw powierzchniowych Neptuna wynosi 55 kelwinów. Pole magnetyczne Neptuna ma mniej więcej dwa razy słabsze natężenie niż pole Urana, ale oś magnetyczna jest odchylona od osi rotacji planety pod równie wielkim kątem (47o). Wskutek oddziaływań z satelitami magnetosfera Neptuna ma zmienną geometrię. Sonda Voyager 2 potwierdziła wcześniejsze przypuszczenia o istnieniu pierścieni wokół Neptuna. Odkryto 4 wąskie "obręcze", położone w płaszczyźnie równika planety w odległości od jej środka od 1,69 do 2,54 promienia planety. Składają się one z drobniejszych niż pierścienie Urana okruchów materii i stosunkowo dużych ilości pyłu. W roku odkrycia Neptuna William Lassell zaobserwował również największy księżyc tej planety, który nazwano imieniem mitycznego Trytona, syna Neptuna. Okrąża on swą macierzystą planetę w odległości ponad 4 jej promieni (355 tys. km) po prawie kołowej orbicie, ale położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny orbity Neptuna pod kątem aż 157o, czyli porusza się ruchem wstecznym. Średnica Trytona wynosi 2700 km, a średnia gęstość materii, z której jest zbudowany - 2,07 g/cm3. Dzięki zdjęciom przesłanym przez Voyagera 2 stwierdzono, że bogato ukształtowana powierzchnia lodowa tego satelity jest aktywna geologicznie: oprócz licznych kraterów uderzeniowych (największy z dostrzeżonych ma średnicę równą 27 km) występują na niej uskoki, szczeliny, ślady pęknięć szerokości do 80 km, struktury przypominające zamarznięte jeziora, ale przede wszystkim czynne wulkany, z których wytryskuje na wysokość sięgającą 8 km ciekły azot. Tryton ma atmosferę, która składa się głównie z azotu, a także metanu i śladowych ilości tlenku węgla. Temperatura na powierzchni Trytona, wynosząca zaledwie 37 K, jest najniższą ze zmierzonych dotychczas w Układzie Słonecznym. Podejrzewa się, że Tryton - podobnie jak księżyc Saturna, Fojbe - jest schwytanym przez Neptuna obiektem z pasa Kuipera.
W 1949 roku Gerard P. Kuiper (1905-1973) odkrył drugiego satelitę Neptuna, Nereidę. Księżyc ów również ma niezwykłe cechy, obiega bowiem planetę po orbicie w kształcie silnie spłaszczonej elipsy (o mimośrodzie 0,75), położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny równika planety pod kątem 27o. Odległość Nereidy od środka planety zmienia się od 1,4 mln do 9,7 mln km, a okres obiegu wokół Neptuna wynosi 360 dni. Średnica Nereidy liczy 350 km.
Księżyce Neptuna (Wg "Atlas Układu Słonecznego NASA", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999)
Księżyc Odkrywca Średnia odległość od Neptuna (tys. km) Okres orbitalny (dni) Średnica (km) Masa (1020 kg) Gęstość (g/cm3)
Najada Voyager (1989) 48 0,30 58 - -
Talassa Voyager (1989) 50 0,31 80 - -
Despojna Voyager (1989) 53 0,33 150 - -
Galateja Voyager (1989) 62 0,43 158 - -
Larissa Voyager (1989) 74 0,55 208 - -
Proteusz Voyager (1989) 118 1,12 436 - -
Tryton W. Lassell (1846) 355 5,88 2700 215 2,0
Nereida G. P. Kuiper (1949) 5513 360 340 - -
W 1989 roku Voyager 2 odkrył jeszcze 6 księżyców Neptuna (Najada, Talassa, Despojna, Galateja, Larissa, Proteusz), krążących po kołowych orbitach położonych w płaszczyźnie równika planety w odległości 48-117 tys. km od jej środka. Ich rozmiary mieszczą się prawdopodobnie w granicach od 50 do 400 km.
Pluton i planetoidy
Małe ciała Układu Słonecznego, będące - według współczesnego stanu wiedzy - pozostałościami tworzywa i procesów sprzed ponad 4,5 miliarda lat, które dały początek Słońcu i krążącym wokół niego planetom, dzieli się na planetoidy (zwane też asteroidami lub planetkami), komety i meteoroidy.
Planetoidy odróżnia od komet przede wszystkim to, że obserwuje się je dziś mniej więcej w tych samych rejonach przestrzeni okołosłonecznej, w których powstały, czyli w pasie głównym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Odległość od Słońca podczas narodzin była zasadniczym czynnikiem odpowiedzialnym za to, z czego i jak są zbudowane. Komety natomiast uformowały się w obszarze kondensacji planet zewnętrznych i bądź to zostały odrzucone w odległe od Słońca rejony, tworząc dziś obłok (chmurę) Oorta, bądź też są pozostałościami zewnętrznych części dysku protoplanetarnego i tworzą dziś pas Kuipera. Fizyczne i chemiczne różnice między planetoidami i kometami pochodzą więc przede wszystkim stąd, że planetoidy tworzyły się znacznie bliżej Słońca niż komety. Meteoroidy są najmniejszymi obiektami zaliczanymi do małych ciał Układu Słonecznego. Meteoroidów nie da się - ze względu na niewielkie rozmiary - bezpośrednio zaobserwować, a o ich istnieniu można się dowiedzieć jedynie pośrednio. Dowodami obserwacyjnymi obecności meteoroidów w przestrzeni międzyplanetarnej są przede wszystkim zjawiska meteorów, a także liczne kratery, obserwowane na powierzchniach Księżyca, planet, większości ich naturalnych satelitów i planetoid; znaczna część tych kraterów powstała w wyniku uderzeń meteoroidów. Nie ma wyraźnie określonej granicy wielkości lub masy, oddzielającej planetoidy i komety od meteoroidów; wiadomo natomiast, że spora część meteoroidów pochodzi z rozpadu planetoid, spowodowanego zderzeniami (dochodzi do nich w pasie głównym planetoid), oraz z ewolucyjnego rozkruszania się jąder kometarnych, co może prowadzić do tworzenia się wzdłuż orbit niektórych komet strumieni meteoroidów. Mimo tego wyraźnego rozróżnienia trzech typów małych ciał Układu Słonecznego w praktyce astronomicznej kometą jest nazywany obiekt, który wykazuje aktywność kometarną, a wszystkie pozostałe - u których takiej aktywności nie udało się zaobserwować - są opisywane jako planetoidy. Obiekty pasa Kuipera należą więc do klasy planetoid, a obszar, w którym się poruszają, często bywa określany mianem zewnętrznego pasa planetoid. Podobnie, mały, kilku- czy kilkunastometrowy obiekt, którego przelot bardzo blisko Ziemi udało się dostrzec, otrzymuje oznaczenie używane dla planetoid, a nie mówi się o nim jak o meteoroidzie, rezerwując tę nazwę tylko dla tych ciał, które wywołały zjawisko meteoru. Ogromna większość znanych planetoid obiega Słońce między Marsem i Jowiszem, w pasie głównym planetoid, po prawie kołowych orbitach (krążąc w tym samym kierunku co planety), które leżą niemal dokładnie w płaszczyźnie ruchu wielkich planet. Średnia odległość tych planetoid od Słońca prawie trzykrotnie przewyższa promień orbity Ziemi, a okres obiegu wokół Słońca wynosi średnio 4,5 roku. Pierwszą planetoidę, którą nazwano imieniem rzymskiej bogini wegetacji i urodzajów, Ceres, odkrył Giuseppe Piazzi (1746-1826) w pierwszym dniu XIX w. Początkowo sądzono, że jest to planeta, której istnienie między Marsem a Jowiszem wydawało się wynikać z empirycznej formuły Titiusa-Bodego, wskazującej odległości od Słońca kolejnych planet. Gdy jednak w marcu 1802 r. Wilhelm Olbers (1758-1840) odkrył drugą planetoidę (Pallas), w 1804 r. Karl Harding (1765-1834) następną (Juno), w 1807 r. zaś Wilhelm Olbers (1758-1840) znalazł jeszcze jedną (Westę), stało się jasne, że tam, gdzie poszukiwano planety, krąży nie jeden duży obiekt, lecz wiele małych ciał - planetek. Wprawdzie na odkrycie następnej trzeba było czekać aż do 1845 r., ale potem doniesienia o zaobserwowaniu nowych planetoid posypały się lawinowo. Obecnie co roku odkrywa się ponad tysiąc nowych planetoid.
Szczególne zainteresowanie budzą, oczywiście, obiekty, które poruszają się wokół Słońca po nietypowych orbitach. Pierwszą tego rodzaju planetoidą był Eros, odkryty w 1898 roku. Wyraźnie eliptyczny kształt jego orbity sprawia, że jego najmniejsza odległość od Słońca jest niewiele większa od 1 j.a. Podczas swej wędrówki wokół Słońca Eros i Ziemia mogą więc przybliżać się do siebie na odległość zaledwie kilkunastu milionów kilometrów. Eros okazał się więc najbliższym Ziemi ciałem niebieskim (nie uwzględniając Księżyca). Pierwszeństwo to stracił dopiero w latach trzydziestych XX w., gdy zaczęto odkrywać obiekty, które mogą jeszcze bardziej zbliżać się do naszej planety. Dziś znanych jest już ponad 300 planetoid, o których wiadomo, że ich orbity mogą przecinać orbity Marsa, Ziemi, Wenus, a nawet Merkurego. Tory, po których się one poruszają, są niestabilne, a tym samym czas ich życia jest krótszy od wieku Układu Słonecznego. Obiekty te - nazywane planetoidami bliskimi Ziemi lub planetoidami grupy Apollo - są szczególnie interesujące ze względu na możliwość zderzeń niektórych spośród nich z naszą planetą. Przypuszcza się, że część tych planetoid wzięła się z fragmentacji obiektów pasa głównego, a inne mogą być wygasłymi jądrami komet.
Oprócz planetoid, obiegających Słońce po wewnętrznej stronie pasa głównego, obserwuje się także takie, które krążą wokół Słońca po zewnętrznej stronie tego pasa. Pierwszym takim obiektem była odkryta w 1920 roku planetoida Hidalgo, która porusza się po orbicie o dużym mimośrodzie (0,66) i może oddalać się od Słońca na odległość prawie 10 j.a. Okres jej obiegu wokół Słońca wynosi aż 14 lat. Jeszcze bardziej niezwykły okazał się obiekt odkryty przez Charlesa T. Kowala w 1977 r. i nazwany Chejronem (Chironem), czyli imieniem najsłynniejszego i najmądrzejszego z centaurów. Chejron obiega Słońce w ciągu prawie 51 lat po orbicie o mimośrodzie 0,38, a więc jego odległość od Słońca zmienia się w granicach 8,5-8,9 j.a.; czyli Chejron porusza się zupełnie poza pasem głównym planetoid. Przechodząc w ostatnich latach blisko Słońca, ujawnił ślady aktywności kometarnej. Odkryto już kilkanaście planetoid tego typu i przyjęto je nazywać centaurami. Poruszając się po orbitach eliptycznych w obszarze planet olbrzymów, są one narażone na silne oddziaływania grawitacyjne ze strony Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna, co czyni ich tory wysoce niestabilnymi. Czas ich przebywania na obecnych orbitach musi więc być znacznie krótszy od czasu życia Układu Słonecznego. Przypuszcza się wobec tego, że mogą to być obiekty przejściowe między pasem Kuipera a najbliższym sąsiedztwem Słońca. Hipoteza ta ułatwia wyjaśnienie problemu pochodzenie planetoid bliskich Ziemi.
Po prawie dwóch stuleciach od odkrycia pierwszej planetoidy zostało na drodze obserwacji potwierdzone istnienie pasa planetoid, rozpościerającego się poza orbitą Neptuna. Obecność tego pasa została przewidziana teoretycznie już w połowie XX w. przez Gerarda P. Kuipera (1905-1973) i dlatego nosi dziś nazwę pasa Kuipera. Do początku 2000 r. zaobserwowano blisko 200 obiektów pasa Kuipera. Najlepiej poznanym, gdyż do niedawna był traktowany jako dziewiąta planeta Układu Słonecznego, jest Pluton. Odkrył go Clyde Tombaugh (1906-1997) w 1930 r. Pluton obiega Słońce w ciągu prawie 249 lat po orbicie eliptycznej (o mimośrodzie 0,25), położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 17o. Jego odległość od Słońca zmienia się od 29,8 do 49,6 j.a.; czasami więc znajduje się bliżej Słońca niż Neptun (np. w latach 1979-1999). Promień równikowy Plutona wynosi 1140 km. Obiekt ten jest więc znacznie mniejszy od Księżyca, choć ponad dwa razy większy od największej planetoidy pasa głównego. Średnia gęstość materii Plutona wynosi 2,0 g/cm3. W 1978 roku odkryto księżyc Plutona i nadano mu nazwę Charon. Jest on prawie 2 razy mniejszy od Plutona. Oba ciała obiegają wspólny środek masy co 6,4 dnia, wokół osi nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 122o, przy czym jednocześnie obracają się w taki sposób, że są do siebie zwrócone stale tą samą stroną. Powierzchnię Plutona, której temperatura (na stronie oświetlonej przez Słońce) wynosi około 45 kelwinów, pokrywa prawdopodobnie lód metanowy. Pluton ma cienką i rzadką, śladową atmosferę, złożoną głównie z metanu. Planetoidy są na ogól nieregularnymi bryłami o rozmiarach rzędu kilometrów. Ocenia się, że rozmiary około 1000 planetoid pasa głównego przewyższają 30 km, z czego mniej więcej 200 ma średnicę ponad 100 km, a tylko 3 - powyżej 500 km (Ceres, Pallas i Westa). Rozmiary znanych planetoid pasa Kuipera przewyższają 100 km (mniejszych nie udałoby się zaobserwować); szacuje się, że w pasie 30-50 j.a. od Słońca znajduje się około 70 tys. obiektów o średnicy powyżej 100 km. Tylko w przypadku kilku największych planetoid udało się dotychczas wyznaczyć masę i, w konsekwencji, gęstość, która dla Ceres i Pallas równa się 2,5 g/cm3, dla Westy zaś - 3,4 g/cm3. Obroty planetoid są znacznie zróżnicowane (okresy od kilku do kilkudziesięciu godzin); szybka rotacja może świadczyć o tym, że obiekt pochodzi z rozpadu większego ciała. Stały proces fragmentacji planetoid pasa głównego wyjaśnia wiek Gaspry (około 200 mln lat) i Idy (około 1 mld lat), który udało się oszacować na podstawie rozkładu kraterów uderzeniowych na ich powierzchniach, sfotografowanych przez sondę Galileo podczas jej przelotu koło tych planetoid w latach, odpowiednio, 1991 i 1993. Sondzie Galileo zawdzięczamy ponadto odkrycie księżyca okrążającego Idę, co także wydaje się potwierdzać rolę zderzeń i fragmentacji w ewolucji pasa głównego planetoid. Istnienie satelitów planetoid nie jest więc prawdopodobnie czymś niezwykłym.
O wnętrzach planetoid wiemy niewiele. Analiza widmowa promieniowania słonecznego odbitego od planetoid dostarcza jedynie pewnych informacji o strukturze i składzie ich powierzchni. Około 90% spośród kilkuset przebadanych pod tym względem obiektów można podzielić na dwie wyraźne grupy. Planetoidy typu C są obiektami ciemnymi (albedo 3-7%), o powierzchniach zdominowanych przez krzemiany i bogatych w związki węgla (podobieństwo do meteorytów kamiennych, zwanych chondrytami węglistymi). Planetoidy typu S są natomiast obiektami jaśniejszymi (albedo 10-23%), o czerwonawym zabarwieniu; ich powierzchnie obfitują w minerały (oliwin, piroksen) z domieszkami metali (podobieństwo do meteorytów żelazno-kamiennych). Istnienie korelacji między tymi typami i odległościami planetoid od Słońca odzwierciedla przypuszczalnie przestrzenne zróżnicowanie obfitości pierwiastków w okresie formowania się Układu Słonecznego.
Komety
Obiekty pasa Kuipera i obłoku Oorta są zbudowane głównie z zamrożonych gazów z dodatkiem substancji nielotnych, złożonych przede wszystkim z tych pierwiastków, które najobficiej występowały w dysku protoplanetarnym (głównie wodór, tlen, węgiel, azot oraz, w znacznie mniejszych ilościach: krzem, siarka, żelazo, sód, glin i inne), gdyż powstawały w temperaturze nie przekraczającej 100 kelwinów. Działające na te obiekty siły (np. przyciąganie grawitacyjne gwiazd lub masywnych obłoków materii międzygwiazdowej, przechodzących blisko Słońca, oraz oddziaływania pływowe Galaktyki w przypadku obiektów obłoku Oorta, jak również wiekowe perturbacje planetarne i wzajemne zderzenia w przypadku obiektów pasa Kuipera) powodują, że niektóre z nich zmieniają swoją prędkość i kierunek ruchu tak, że mogą się znaleźć w pobliżu Słońca. Gdy się do niego zbliżają, są coraz silniej ogrzewane, co powoduje uwalnianie się gazów i pyłu z ich powierzchni. Wokół takiego obiektu tworzy się więc coraz większa chmura gazowo-pyłowa, z której zaczynają wypływać strugi materii. Dzięki rozproszonemu w chmurze i strugach światłu słonecznemu można czasem z Ziemi dostrzec na ciemnym tle nocnego nieba niezwykły twór, przypominający wyglądem zamgloną gwiazdę z warkoczem; już starożytni Grecy nazwali to zjawisko kometą.
Do dziś zarejestrowano ponad 1500 pojawień komet, które dotyczyły około 900 obiektów. Mniej więcej 200 z nich to tzw. komety krótkookresowe, które okrążają Słońce po torach eliptycznych, wykonując jeden obieg w czasie krótszym niż (umowne) 200 lat; były więc lub mogą być obserwowane w kilku pojawieniach. Pozostałe obiekty to komety jednopojawieniowe, które poruszają się po torach w kształcie bądź to bardzo silnie spłaszczonej i wydłużonej elipsy, bądź hiperboli; mimośrody ich orbit są bliskie jedności. Orbity komet krótkookresowych leżą na ogół w płaszczyznach nachylonych pod niewielkimi kątami do płaszczyzny ekliptyki. Orbity komet jednopojawieniowych są natomiast dowolnie zorientowane w przestrzeni. Prowadzi to m.in. do wniosku, że źródłem komet okresowych może być pas Kuipera, a jednopojawieniowych - obłok Oorta. Mechanizmy transportu komet do wnętrza Układu Słonecznego nie są jeszcze dobrze znane, ale wiadomo, że istotną rolę odgrywają tu oddziaływania grawitacyjne planet, które mogą zmieniać - czasem nawet dość znacznie - tory, po których poruszają się komety.
Jądra komet są nieregularnymi bryłami, które mają rozmiary rzędu kilku kilometrów i stanowią konglomerat lodów (przede wszystkim wodnego, którego zawartość ocenia się na 50-80%), a także tlenku i dwutlenku węgla, metanu i amoniaku oraz krzemianów i metali. Gęstość materii jąder kometarnych jest prawdopodobnie wyraźnie mniejsza od gęstości wody, co wydaje się wskazywać na ich porowatą strukturę. Gdy taki obiekt znajdzie się w odległości kilku j.a. od Słońca, rozpoczyna się sublimacja lodów z jego powierzchni (czyli bezpośrednie przejście ze stanu stałego do gazowego). Wyzwalane gazy porywają ze sobą cząsteczki pyłu i w ten sposób wokół jądra zaczyna tworzyć się otoczka gazowo-pyłowa, zwana komą. Jądro i koma składają się na głowę komety, której rozmiary mogą dochodzić nawet do kilkuset tysięcy kilometrów. Sublimacja lodu wodnego, a następnie rozpad powstałych cząsteczek wskutek zderzeń (w pobliżu jądra) oraz pod wpływem promieniowania słonecznego (w bardziej zewnętrznych częściach komy) prowadzą do uwolnienia się wielu atomów wodoru, które rozprzestrzeniają się wokół komety, tworząc ogromny obłok wodorowy o promieniu sięgającym nawet kilkudziesięciu milionów kilometrów. Strugi gazu i pyłu wydobywające się z jądra są początkowo skierowane głównie ku Słońcu. Ale ciśnienie jego promieniowania oraz wiatr słoneczny "zdmuchują" część materii komy w kierunku przeciwnym, formując w ten sposób warkocz komety. Długość warkocza kometarnego może dochodzić nawet do kilkuset milionów kilometrów, a średnia gęstość zawartej w nim materii jest rzędu zaledwie 10 cząsteczek na cm3.
Bombardowanie przez wiatr słoneczny cząsteczek gazu neutralnego w zewnętrznych warstwach głowy komety powoduje ich jonizację (głównym źródłem jonizacji gazu w wewnętrznych obszarach komy jest nadfioletowe promieniowanie Słońca). Lekkie, zjonizowane molekuły są unoszone przez wiatr słoneczny i związane z nim pole magnetyczne, tworząc wąski i radialnie skierowany od Słońca warkocz, zwany jonowym lub plazmowym. Złożenie się prędkości wynikającej z ruchu komety wokół Słońca i skierowanego od Słońca oddziaływania ciśnienia promieniowania na cząsteczki pyłu o różnych rozmiarach i masach powoduje wachlarzowate rozproszenie i niewielkie zakrzywienie warkocza pyłowego w kierunku przeciwnym do ruchu komety. Spotkanie plazmy kometarnej z plazmą wiatru słonecznego charakteryzują dwie podstawowe granice, okalające od strony Słońca jądro komety. Pierwszą jest fala uderzeniowa, poza którą porusza się niezakłócona plazma wiatru słonecznego. Wewnątrz drugiej, zwanej powierzchnią kontaktową lub jonopauzą, która znajduje się znacznie bliżej jądra niż fala uderzeniowa, występuje jedynie plazma kometarna. Przestrzeń między nimi wypełniona jest mieszaniną jonów kometarnych i jonów pochodzących ze Słońca. Zanik aktywności komety okresowej następuje wtedy, gdy w jej jądrze wyczerpią się materiały lotne lub gdy całą powierzchnię jądra pokryje warstwa materii nielotnej. Przypuszcza się, że nawet połowa planetoid bliskich Ziemi stanowi wygasłe jądra komet. Kres życia komety może też nastąpić poprzez rozpad jej jądra (przykładu dostarczyła okresowa kometa Bieli, której fragmentację obserwowano w latach 1846 i 1852), zderzenie z jakimś ciałem układu planetarnego (spektakularnym przypadkiem było zderzenie komety Shoemaker-Levy 9 z Jowiszem , obserwowane w 1994 roku), a także spadek na Słońce (taki los spotkał np. większość z tzw. komet muskających Słońce, zaobserwowanych w latach 1987-1989 przez satelitę Solar Maximum Mission).
Najbardziej znaną kometą jest kometa Halleya, która obiega Słońce średnio co 76 lat. Pierwsze jej udokumentowane obserwacje pochodzą z 240 r. p.n.e.; odtąd była już rejestrowana podczas wszystkich 30 pojawień. Jej odkrycie w 1758 r. potwierdziło przypuszczenia Edmonda Halleya (1656-1742), że komety obserwowane w latach 1531, 1607 i 1682 są jednym i tym samym obiektem, poruszającym się wokół Słońca po orbicie eliptycznej. Podczas ostatniego powrotu w pobliże Słońca w 1986 roku kometa Halleya była badana m.in. za pomocą sond kosmicznych, co ogromnie wzbogaciło naszą wiedzę o kometach. Obecnie co roku odkrywa się kilkanaście, a czasem nawet kilkadziesiąt nowych komet (ostatnią widoczną gołym okiem była kometa Hale-Bopp, obserwowana wiosną 1997 roku). Wszystkie są pilnie śledzone przez zawodowych astronomów i miłośników astronomii nie tylko ze względu na niezwykłość swego wyglądu, ale przede wszystkim dlatego, że kryją w sobie wiele informacji o powstaniu i ewolucji Układu Słonecznego.
Meteoroidy, meteory, meteoryty
Ocenia się, że w ciągu doby do atmosfery ziemskiej wpada kilkaset milionów meteoroidów z prędkościami od 2 do 72 km/s (w zależności od tego, czy doganiają Ziemię, czy też biegną na jej spotkanie). Ogromna większość z nich, rozgrzana w wyniku tarcia, spala się już w górnych warstwach atmosfery, natomiast bardziej masywne wnikają głębiej. Powodują świecenie gazów atmosferycznych, począwszy od wysokości około 100 km. Meteoroid o masie 0,25 g, wpadając do atmosfery z prędkością 60 km/s, utworzy meteor dorównujący blaskiem najjaśniejszym gwiazdom. Meteory tak jasne, że zwracają na siebie uwagę przypadkowych osób, noszą nazwę bolidów. Gdy Ziemia przechodzi przez strumień meteoroidów, liczba pojawiających się meteorów wzrasta. Meteory pochodzące z jednego strumienia tworzą na niebie rój meteorów, a punkt sfery niebieskiej, z którego wydają się wylatywać, nazywa się radiantem roju. Nazwa roju meteorowego pochodzi zwykle od nazwy gwiazdozbioru, w którym znajduje się radiant tego roju. Do najbardziej znanych rojów meteorowych należą perseidy, obserwowane corocznie około 10 sierpnia (czyli dnia św. Wawrzyńca i dlatego sierpniowe gwiazdy spadające potocznie nazywa się łzami św. Wawrzyńca). Radiant perseidów leży w gwiazdozbiorze Perseusza. Perseidy wywołuje przejście Ziemi przez strumień meteoroidów związany z kometą Swift-Tuttle o okresie obiegu wokół Słońca równym około 30 lat (obserwowanej w latach 1992-1993, 1862 i 1737). Przejście Ziemi przez gęsty strumień meteoroidów może zaowocować bardzo obfitym rojem meteorów, który czasem określa się mianem deszczu meteorów. Takie zjawisko było ostatnio obserwowane 7 listopada 1966 roku w przypadku roju leonidów, kiedy to w ciągu godziny zarejestrowano około 50 tys. meteorów (wywołują je okruchy komety Tempel-Tuttle o okresie obiegu równym 33 lata, której ostatni powrót w pobliże Słońca wypadł w 1998 roku). Roje meteorów:
Nazwa roju Data maksimum Radiant w gwiazdozbiorze Liczba meteorów, widocznych w ciągu godziny podczas maksimum
kwadrantydy *) 3-4 stycznia Wolarz 100
lirydy 21-22 kwietnia Herkules/Lutnia 10
eta-akwarydy 5-6 maja Wodnik 35
delta-akwarydy 28-29 lipca Wodnik 20
perseidy 12-13 sierpnia Kasjopea/Perseusz 75
orionidy 22 października Bliźnięta/Orion 25
taurydy 4-5 listopada Byk 10
leonidy 17-18 listopada Lew 10
geminidy 13-14 grudnia Bliźnięta 75
*) Nazwa pochodzi od nie istniejącego już gwiazdozbioru Kwadrantu Ściennego
Nieliczne spośród trafiających w Ziemię meteoroidów są w stanie przetrwać przelot przez atmosferę i spaść na powierzchnię planety jako meteoryty. Tylko niewielką część meteorytów udaje się znaleźć i zbadać. Największy z dotąd zidentyfikowanych ma rozmiary 3 x 2,8 x 1,2 m i masę około 60 t, a znajduje się w miejscu swego spadku: w Hoba w południowo-zachodniej Afryce. Ze względu na skład chemiczny meteoryty dzieli się na: kamienne (około 66% wszystkich znalezisk), żelazne (około 30%) i żelazno-kamienne (około 4%). Meteoryty kamienne zbudowane są głównie z minerałów krzemianowych (oliwinów i piroksenów) i mają gęstość około 3 g/cm3. Meteoryty żelazne zbudowane są ze stopu żelaza metalicznego, zawierającego dużo niklu i znacznie mniej kobaltu; mają gęstość około 8 g/cm3. Ogromna większość meteorytów kamiennych to tzw. chondryty, które oprócz minerałów krzemianowych zawierają minerały żelaza niklonośnego (kamacyty). Ale tym, co najbardziej wyróżnia chondryty, są tzw. chondry (inaczej chondrule), czyli kuliste ziarna krzemianowe o rozmiarach od ułamka do kilku milimetrów. Powstały one prawdopodobnie w wyniku stopienia pyłu pierwotnej mgławicy, z której wyłonił się Układ Słoneczny. Rzadko występujące meteoryty żelazo-kamienne zbudowane są mniej więcej w równych ilościach z minerałów krzemianowych oraz stopu niklowo-żelaznego.


Polecasz? Tak Nie
(0) Brak komentarzy
Typ pracy