Układ słoneczny- praca doktorska dla gimnazjum

Bibliografia:
Serwis internetowy www.wiem.onet.pl
Książka „Wiedza o świecie” wydawnictwo RTW
http://www.solarempire.prv.pl/

Spis treści:
Układ słoneczny – informacje ogólne...........1
Układ słoneczny – zdjęcia.....................2
Merkury – informacje ogólne.................3-4
Merkury – zdjęcia.............................5
Wenus – informacje ogólne.....................6
Wenus – zdjęcia...............................7
Ziemia – informacje ogólne..................8-9
Ziemia – zdjęcia.............................10
Mars – informacje ogólne..................11-12
Mars – zdjęcia...............................13
Jowisz – informacje ogólne................14-15
Jowisz – zdjęcia.............................16
Saturn – informacje ogólne...................17
Saturn – zdjęcia.............................18
Uran – informacje ogólne.....................19
Uran – zdjęcia...............................20
Neptun – informacje ogólne...................21
Neptun – zdjęcia.............................22
Pluton – informacje ogólne...................23
Pluton – zdjęcia.............................24
Czy wiesz, że?...............................25


UKŁAD SŁONECZNY – INFORMACJE OGÓLNE 1

UKŁAD SŁONECZNY , zespół ciał niebieskich, poruszających się w przestrzeni wraz ze Słońcem, powiązanych siłami wzajemnych oddziaływań, z których najsilniejsze jest grawitacyjne oddziaływanie Słońca. Ciałem centr., skupiającym prawie całą (99,87%) masę Układu Słonecznego jest Słońce, obiegane przez 9 planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton);7 planet ma krążące wokół nich satelity naturalne. Między orbitami Marsa i Jowisza rozciąga się pas planetoid, z których część, poruszając się po orbitach silnie wydłużonych, zbliża się do Słońca bardziej niż Ziemia. Odrębne grupy ciał Układu Słonecznego tworzą meteoroidy oraz komety, których przynajmniej część może być traktowana jako stały składnik Układu Słonecznego. W przestrzeni międzyplanetarnej jest obserwowany pył w postaci światła zodiakalnego; rejestruje się także istnienie strumieni gazu międzyplanetarnego, płynącego od Słońca w postaci wiatru słonecznego z prędkością kilkuset km/s. Przestrzeń międzyplanetarna jest przeniknięta polem magnetycznym, którego linie sił są wynoszone ze Słońca wraz z materią. Rozmiary Układu Słonecznego, określone średnicą orbity Plutona, wynoszą ok. 12 mld km (80 jednostek astronomicznych), ale wiele komet obiega Słońce po orbitach o półosiach rzędu kilkudziesięciu tys. jednostek astronomicznych; masa Układu Słonecznego wynosi 1,994*1030 kg (w tym Słońce 1,991*1030 kg, Jowisz 1,90*1027 kg). Układ Słoneczny bierze udział w obrocie Galaktyki, obiegając jej jądro w ciągu ok. 200 mln lat, w przybliżeniu po kole o promieniu ok. 10 kpc z prędkością ok. 250 km/s. Układ Słoneczny znajduje się ok. 15pc na pn. od płaszczyzny równika Galaktyki. W stosunku do najbliższych gwiazd Układ Słoneczny porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa. Według współczynnika teorii, cały Układ Słoneczny powstał równocześnie, z jednego obłoku materii protosłonecznej. Prawdopodobnie, w wyniku wybuchu znajdującej się w jego pobliżu gwiazdy supernowej, został zapoczątkowany proces grawitacyjnego zapadania się obłoku połączony z równoczesnym wzbogacaniem w najcięższe pierwiastki. W miarę kurczenia się obłok przyjął kształt wirującego dysku, w którego środku uformowało się Słońce, a obiegające je cząstki pyłu, w wyniku wzajemnych zderzeń, sklejały się stopniowo ze sobą, tworząc coraz większe twory; wśród nich część stała się zarodkami planetarnymi; wskutek wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych zarodki te łączyły się tworząc w ciągu paruset milionów lat planety. Mniejsze twory przetrwały w postaci planetoid, komet i meteoroidów.

UKŁAD SŁONECZNY – ZDJĘCIA 2

MERKURY – INFORMACJE OGÓLNE 3
Merkury jest pierwszą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on stosunkowo niewielki, gdyż jego promień wynosi zaledwie 2439km, a co za tym idzie masa jego stanowi zaledwie 5,6% masy Ziemi. Pod względem długości promienia zajmuje on, zatem przedostatnie miejsce w Układzie Słonecznym.
Mniejszy od niego jest już tylko Pluton. Merkury krąży w odległości 57,91mln kilometrów od Słońca, a więc mniej więcej w połowie drogi między Ziemią a Słońcem. Obieg wokół Słońca po orbicie zajmuje mu ok.88 dni. Natomiast obrót wokół własnej osi zajmuje mu 58,7 dnia (merkuriańska doba). Wynika, więc z tego, że doba na Merkurym trwa aż 2/3 roku. Spowodowane jest to prawdopodobnie mocnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca, które ma zapewne wpływ na zwolnienie ruchu wirowego.
Wynikiem tak wolnej rotacji Merkurego jest to, że każde miejsce na tej planecie jest nieprzerwanie, przez trzy miesiące oświetlone światłem słonecznym, co doprowadza do osiągnięcia temperatury nawet 430*C na oświetlonej części planety. W tym samym czasie natomiast na nieoświetlonej części planety temperatura spada nawet do –170*C.
Merkury jest praktycznie pozbawiony atmosfery, czego powodem jest jego mała masa i słaba siła przyciągania, która nie jest w stanie zatrzymać gazu. Występuje tu jednak śladowa atmosfera, która jest bardzo silnie rozrzedzona. Jest ona złożona głównie z helu, śladowych ilości tlenu, argonu, azotu i ksenonu.
Merkury pod względem morfologii i wyglądu zewnętrznego jest bliźniaczo podobny do Księżyca, czego dowiodła misja kosmiczna „Mariner 10” w latach 1973-1974. Na powierzchni Merkurego znajduje się wiele kraterów oraz strefy ciemne i jasne, które ze sobą sąsiadują. Kratery powstały w wyniku bombardowania przez meteoryty i aktywności wulkanicznej planety. Najbardziej charakterystyczny jest wielki krater na półkuli północnej, zwany Równiną Upału (Caloris Basin). Dociera tu bardzo dużo ciepła i światła ze Słońca. Średnica tego krateru wynosi 1400 km i podejrzewa się, że jest on pozostałością po uderzeniu wielkiego meteorytu 3,8 miliarda lat temu. Uderzenie było tak silne, że spowodowało wypiętrzenie podwójnego łańcuch gór dookoła krateru. Średnica tegoż łańcucha wynosi 1600 kilometrów. Po drugiej stronie planety, na antypodach znajdują się góry sięgające 1500 metrów. Uczeni sądzą, że są one wynikiem uderzenia meteorytu po drugiej stronie planety.


4
Mimo zewnętrznego podobieństwa do Księżyca, od wewnątrz Merkury jest podobny raczej do Ziemi. Jądro planety jest zbudowane z żelaza i niklu. Oprócz tego jądro to, podobnie jak jądro Ziemi, jest w stanie ciekłym, gdyż wskazuje na to nieoczekiwanie silne pole magnetyczne planety. Merkury nie posiada naturalnych satelitów.
Pomimo małych rozmiarów i braku atmosfery, Merkury posiada wiele ciekawych cech, które zasługują na dalsze badania.

MERKURY – ZDJĘCIA 5

Merkury, zdjęcie złożone z kilku ujęć wykonanych przez sondę Mariner 10 z odległości 5380 tys. kilometrów, 29 marca 1974

WENUS – INFORMACJE OGÓLNE 6
Wenus, druga od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana od starożytności. Średnia odległość od Słońca 108,2 mln km, orbita prawie kołowa (mimośród 0,0068), okres obiegu 224,70 dnia, okres obrotu wokół własnej osi 243,16 dnia, obrót w kierunku przeciwnym niż reszta planet (złożenie obu ruchów powoduje, że dzień na Wenus trwa 116,8 doby ziemskiej), oś obrotu leży praktycznie w płaszyźnie orbity, o nachyleniu 2 (wynika z tego brak pór roku). Średnica 12104 km, masa 0,82 masy Ziemi, przyspieszenie grawitacyjne 8,85 m/s2.
Oglądana z Ziemi ma widoczne fazy (odkryte przez Galileusza w 1609), jasność zmienia się od - 3,1m do - 4,4m, średnica kątowa zmienia się od 10" do 64", odległość kątowa od Słońca nie przekracza 48.
Wenus nie posiada pola magnetycznego. Atmosfera gazowa (odkrytą w 1761 przez M.W. Łomonosowa) składającą się w 97% z dwutlenku węgla i 3% azotu, ze śladową ilością tlenu i kwasu siarkowego. Temperatura przy gruncie ok. 740 K, ciśnienie 90 atmosfer. Analiza zawartości deuteru wskazuje na obecność w przeszłości wody.
Pod wieloma względami Wenus jest bliźniaczą planetą Ziemi, posiada złożoną budowę geologiczną i bogatą rzeźbę terenu. Obserwowana rano nazywana jest Gwiazdą Poranną lub Jutrzenką, wieczorem - Gwiazdą Wieczorną.
Badania Wenus prowadziła m.in. sonda kosmiczna Magellan (1990-1994

WENUS – ZDJĘCIA 7

Płynna powierzchnia Wenus. Zdjęcie będące rekonstrukcją danych zebranych przez sondę kosmiczną Magellan, orbitującą Wenus w latach 1990-1994. Na powierzchni znajdują się liczne kopuły o średnicy 25 km, jak ta pokazana na zdjęciu. Świadczą one najprawdopodobniej o aktywności wulkanicznej planety

Powierzchnia Wenus - hipotetyczny obraz uzyskany za pomocą techniki radarowej przez sondę kosmiczną Magellan. Na czerwono zaznaczono góry, na niebiesko doliny


ZIEMIA – INFORMACJE OGÓLNE 8
Ziemia, trzecia planeta Układu Słonecznego o masie 5,9742·1024 kg, przeciętnej średnicy równikowej 12756,28 km, średnicy biegunowej 12713,50 km (spłaszczenie 0,0033536). Kształt Ziemi opisuje tzw. geoida, bryła zbliżona do elipsoidy trójosiowej (różnica długości skrajnych średnic równikowych wynosi 420 m, maksymalne odstępstwa geoidy od elipsoidy trójosiowej nie przekraczają 100 m, obszarami najbardziej zagłębionymi są okołorównikowe części Oceanu Indyjskiego, najbardziej wyniesione względem elipsoidy są północne obszary Oceanu Atlantyckiego i okolice Nowej Gwinei). Średnia gęstość Ziemi: 5,515 g/cm3, przyspieszenie grawitacyjne na równiku (na poziomie morza): 9,7805 m/s2
Następstwem obrotu Ziemi jest noc i dzień. Oś obrotu Ziemi nachylona jest pod kątem 6633' względem płaszczyzny orbity, czego rezultat stanowi zjawisko pór roku. Długość doby nie jest stała, wydłuża się o ok. 2 ms na stulecie, głównie na skutek dyssypacji energii związanej z pływami oceanicznymi, obserwuje się ponadto krótkookresowe, cykliczne zmiany jej długości (rzędu 1 ms), związane z porami roku (powoduje je wymiana momentu pędu z atmosferą, zaleganie powłok śnieżnych itd.). Kierunek osi Ziemi podlega precesji (precesja osi Ziemi).
Powierzchnia lądów jest silnie zróżnicowana na skutek oddziaływania różnych czynników, m.in.: wzniesienia nad poziom morza (wysokościowa struktura powierzchni Ziemi), różnej ilości energii słonecznej na różnych szerokościach geograficznych, powodującej powstawanie zjawiska strefowości, zróżnicowanej odległości różnych punktów lądów od mórz i oceanów, występowania różnych rodzajów skał, a także oddziaływania człowieka.
Wymienione czynniki powodują, że każde miejsce na powierzchni Ziemi charakteryzuje się nieco innym zespołem cech środowiska i procesów je kształtujących. W celu uporządkowania obrazu świata dzieli się powierzchnię Ziemi na regiony fizycznogeograficzne (regionalizacja), a także wyróżnia się typy środowiska przyrodniczego (typy krajobrazu), łącząc podobne do siebie fragmenty powierzchni Ziemi, znajdujące się nieraz w odległych od siebie miejscach (np. typ środowiska polarnego, pustynnego, wysokogórskiego).
Badaniem Ziemi zajmują się różne nauki m.in.: astronomia, geologia, geografia, geofizyka, geochemia. Cechą wyróżniającą Ziemię jest występowanie na niej życia (Gai hipoteza). Posiada ona względnie grubą atmosferę gazową (atmosfera ziemska) i magnetosferę (magnetyzm ziemski). Ma jednego satelitę naturalnego (Księżyc, planeta podwójna), od 1957 również satelity sztuczne.
9
Wewnętrzna budowa Ziemi poznawana jest głównie poprzez analizę rozchodzenia się fal sejsmicznych. Badaniem Ziemi zajmuje się geofizyka.

ZIEMIA – ZDJĘCIA 10

Zdjęcie satelitarne Ziemi wykonane z powierzchni Księżyca
Ziemia, zdjęcie statelitarne

MARS – INFORMACJE OGÓLNE 11
Mars, czwarta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 227,9 mln km, mimośród 0,09338, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 150’59". Okres obiegu wokół Słońca 686,738 dni. Okres obrotu 24h37m22s,7. Promień równikowy planety 3400 km, spłaszczenie 0,0091, masa 6,423·1023 kg. Albedo 0,16.
Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 2512’, co sprawia, że na Marsie występują pory roku podobne do ziemskich. Maksymalna jasność wizualna -2m,7. Mars jest wówczas najjaśniejszym - po Słońcu, Księżycu i Wenus - obiektem na niebie. Zwykle jednak ustępuje jasnością Jowiszowi.
Na powierzchni Marsa obserwuje się bardzo wiele kraterów, w większości prawdopodobnie pochodzenia meteorytowego. Powierzchnia Marsa nie jest jednolita. Widoczne są na niej miejsca ciemne, zwane morzami, oraz jaśniejsze - lądy. Zarówno jedne, jak i drugie są obszarami stałej powierzchni planety o odmiennych właściwościach, odbijającymi promienie słoneczne. Na powierzchni planety znajduje się ogromny kanion (Valles Marineris), ma on długość 4500 kilometrów i głębokość prawie siedmiu kilometrów. Nazwy lądów i mórz na Marsie wzięto z mitologii.
Atmosfera Marsa jest znacznie bardziej rozrzedzona niż ziemska. Ciśnienie u jej podstawy jest rzędu 10 milibarów. Składa się głównie z dwutlenku węgla, w mniejszych ilościach zawiera tlenek węgla i parę wodną, a także azot, argon i in. gazy. Na Marsie obserwowane są często zawieje pyłowe, świadczące o silnych wiatrach w atmosferze oraz o tym, że przynajmniej część powierzchni Marsa jest pokryta pyłem.
Temperatura na powierzchni Marsa ulega silnym wahaniom, zarówno w okresie roku marsjańskiego, jak i doby. W ciągu doby temperatura rośnie od ok. 180K o wschodzie Słońca do ok. 300K w godzinę po południu. Amplituda wahań rocznych w okolicach biegunów wynosi ok. 70K. Charakterystycznymi szczegółami tarczy Marsa są tworzące się na przemian wokół biegunów (w czasie zimy) tzw. czapy polarne. Są to prawdopodobnie obszary pokryte szronem zamarzniętego dwutlenku węgla.
Nie wykryto mierzalnego pola magnetycznego ani pasów radiacji wokół planety. Mars ma 2 satelity - Phobos i Deimos. W 1877 G.V. Schiaparelli zauważył na powierzchni Marsa ciemne linie, nazwane kanałami. Wielu astronomów na przełomie XIX i XX w. uważało, iż kanały na Marsie są wynikiem świadomej działalności istot rozumnych. Obecnie wiadomo, iż wrażenie kanałów jest wynikiem złudzenia optycznego - podświadomego łączenia wielu niedużych, ciemniejszych plamek na tarczy Marsa w regularne linie.
Warunki fizyczne panujące na Marsie są spośród wszystkich planet najbardziej zbliżone do ziemskich. Dlatego właśnie tam poszukiwano przejawów życia. Nie należy wykluczać możliwości istnienia tam prostych form życia. Trzeba jednak podkreślić znaczenie mniej sprzyjającego rozwojowi życia zespołu warunków,
12
do którego należą: duże dobowe wahania temperatury powietrza, brak zbiorników wodnych, brak tlenu, który nie przepuszcza (jako ozon) nadfioletowego promieniowania Słońca, brak pól magnetycznych, a tym samym brak osłony przed korpuskularnym promieniowaniem płynącym w wietrze słonecznym oraz przed promieniowaniem kosmicznym.

MARS – ZDJĘCIA 13

Mars - zdjęcie ze statku kosmicznego Viking

JOWISZ – INFORMACJE OGÓLNE 14
Jowisz, największa planeta Układu Słonecznego, piąta wg oddalenia od Słońca, znana w starożytności.
Elementy orbity: półoś wielka 778,4 mln km, mimośród 0,04812, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 118’21”. Okres obiegu wokół Słońca 11 lat 315 dni. Promień równikowy planety 71 400 km, spłaszczenie 0,061, masa 1,90·1027 kg. Albedo 0,41. Obrót planety niejednorodny: szybszy na równiku (okres 9h51m), wolniejszy w okolicach biegunów (9h56m), co świadczy o tym, iż widoczna jest jedynie atmosfera planety. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity 31’. Temperatura strony zwróconej ku Słońcu ok. 140-150K. Maksymalna jasność wizualna -2m,4. Jowisz jest wówczas najjaśniejszym po Słońcu, Księżycu i Wenus obiektem na niebie.
Jowisz ma rozległą, nieprzezroczystą atmosferę, złożoną przede wszystkim z wodoru dwuatomowego (ok. 81 %), helu(ok. 19%) ze śladowymi domieszkami metanu, amoniaku, pary wodnej, acetylenu, cyjanowodoru, tlenku węgla.
W górnej części atmosfery znajduje się 50 km warstwa chmur, poniżej rozciągająca się na 21 tys. km warstwa wodoru i helu, początkowo gazowa, potem wraz ze wzrostem ciśnienia przechodząca w warstwę płynną (warstwa ciekłego wodoru molekularnego). Głębiej występuje szeroka na 40 tys. km warstwa ciekłego metalicznego wodoru (odpowiedzialna za silne pole magnetyczne Jowisza i olbrzymią magnetosferę wokół tej planety). W środku Jowisza tkwi krzemianowo-żelazowy rdzeń, najprawdopodobniej stały (lub półpłynny), wielkości 1,5 średnicy Ziemi, za to 10-30 razy masywniejszy, temperatura rdzenia wynosi 30 tys. C
Charakterystyczna dla Jowisza jest tzw. Wielka Czerwona Plama w okolicach równika. Jest to gigantyczne, długotrwałe (bo trwające co najmniej 100 lat, a może nawet 300 lat) zawirowanie atmosfery, przypominające ziemskie cyklony.
Jowisz wypromieniowuje ok. dwa razy więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Źródłem tej energii nie są reakcje przemiany wodoru w hel, gdyż ciśnienie i temperatura wnętrza Jowisza są zbyt niskie, aby reakcje jądrowe zachodziły. Inna hipoteza upatrywała pochodzenie tej energii w kurczeniu się planety. Jednak ściśliwość ciekłego wodoru jest niewystarczająca, aby dać taką nadwyżkę energii. Wypromieniowywana energia jest prawdopodobnie pozostałością energii pochodzącej z czasów kondensacji tej planety.
W 1979 sonda Voyager 1 odkryła istnienie w płaszczyźnie równikowej Jowisza pierścieni, przypominających pierścienie Saturna. Zewnętrzna krawędź pierścieni znajduje się w odległości 1,8 promienia Jowisza od jego centrum, w podobnej odległości odkryto dwa małe księżyce Jowisza, krążące w zasadzie po krawędzi pierścieni - Metis i Adrasteja. Mają one związek z powstawaniem pierścieni

15
Jowisz ma 17 satelitów (5 największych to: Amalthea, Io, Europa, Ganimedes, Callisto, najmniejszym jest odkryty w 1999 roku S/1999 J 1, o średnicy 5 km). Na powierzchni niektórych są widoczne przez teleskopy ciemne plamy. Część z tych satelitów posiada atmosfery.
Odkrycie w 1610 przez Galileusza i niezależnie przez G. Mariusa pierwszych czterech satelitów Jowisza miało doniosłe znaczenie dla rozwoju teorii heliocentrycznej: ich ruch wokół Jowisza stanowił model ruchu planet wokół Słońca.
W 1676, na podstawie obserwacji zaćmień satelitów Jowisza, O. Rmer po raz pierwszy wyznaczył prędkość światła.
Badaniami Jowisza i jego satelitów zajmowała się wystrzelona w kosmos w 1989 sonda Galileo.


JOWISZ – ZDJĘCIA 16

Zdjęcie Jowisza wykonane z teleskopu Hubble'a, 28 maja 1991

Jowisz i jego cztery największe satelity. Od prawej Io, Europa, Ganimedes, Callisto; Io -najbliższy Jowiszowi, Callisto - najdalej położony.
SATURN – INFORMACJE OGÓLNE 17
Saturn, szósta w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego, druga pod względem wielkości, ostatnia ze znanych już w starożytności. Widoczna jako obiekt o jasności od -0,4m do +1,5m i żółtawej barwie. Ma co najmniej 20 księżyców: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe, Janus, Epimetheus, Dione, Telesto, Calypso, Atlas, Prometheus, Pandora oraz kolejne o tymczasowych kodowych nazwach zawierających rok odkrycia, S, numer kolejny dla danego roku.
Otacza go odkryty przez Ch. Huygensa układ kilkuset współpłaszczyznowych pierścieni o złożonej strukturze, których średnica zewnętrzna wynosi ok. 280 000 km, a grubość ok. 5 km - pierwsze elementy struktury pierścieni (tzw. przerwy Cassiniego) dostrzegł G.D Cassini.
Średnia odległość Saturna od Słońca: 1427 mln km. Orbita o mimośrodzie 0,0556 nachylona jest pod kątem 229' względem płaszczyzny orbity Ziemi. Okres obiegu: 29,46 lat. Masa: 95,17 mas Ziemi. Średnia gęstość: 0,687 g/cm3. Przyspieszenie grawitacyjne: 9,31 m/s2. Średnica równikowa: 120 540 km. Krótki (10 godzin 39 min) okres obrotu wokół osi powoduje duże spłaszczenie globu wynoszące 10%. Oś obrotu nachylona pod kątem 65 do płaszczyzny ekliptyki.
Budowa Saturna przypomina budowę Jowisza i Urana: najprawdopodobniej stałe jądro otoczone jest przez rozległą atmosferę zbudowaną z wodoru, helu, metanu i amoniaku. Temperatura górnych warstw atmosfery: ok. 110 K. Saturn posiada słabe pole magnetyczne.
W październiku 1997 została wysłana sonda Cassini do badania Saturna, jego pierścieni, magnetosfery i największego księżyca Titana.

SATURN – ZDJĘCIA 18

Saturn w podczerwieni. Zdjęcie upamiętniające ósmą rocznicę wystrzelania na orbitę kosmicznego teleskopu Hubble'a. Jest złożeniem trzech fotografii zrobionych w styczniu 1998. Różne kolory odpowiadają różnym wysokościom i składowi chemicznemu warstw chmur, które to zbudowane są głównie z kryształków amoniakalnego lodu. Pierścienie Saturna rzucają cień na górną półkulę planety, w lewej części tego cienia widoczny biały pasek to podczerwone światło słoneczne, przeciekające przez olbrzymią przerwę Cassiniego. Na zdjęciu widoczne również dwa księżyce - Tethys (u góry, na prawo) i Dione (na dole, po lewej).

Pierścienie Saturna.
URAN – INFORMACJE OGÓLNE 19
Uran, siódma planeta Układu Słonecznego, odkryta przypadkowo 13 marca 1781 przez W. Herschla.
Widoczna jako obiekt o jasności od 5,4m do 6,0m i zielonkawoniebieskim kolorze. Ma 7 księżyców (planet księżyce) i pierścień, stanowiący w rzeczywistości układ 10 pierścieni. Średnia odległość Uranu od Słońca wynosi 2869 mln km, orbita wyraźnie eliptyczna (mimośród 0,0473), okres obiegu 84,01 lat. Masa Uranu równa jest 14,54 masy Ziemi, średnia gęstość 1,160 g/cm3, przyspieszenie grawitacyjne 8,46 m/s2, średnica równikowa planety 52 900 km. Stosunkowo krótki (10 godz. 49 min) okres obrotu wokół osi (ruch jest wsteczny) powoduje względnie duże spłaszczenie globu wynoszące 7%, oś obrotu nachylona jest pod kątem 848' do płaszczyzny orbity.
Budowa Uranu przypomina budowę Jowisza i Saturna. Ma jądro zawierające 24% masy, 65% masy stanowi otaczający je płaszcz z zestalonych: amoniaku, metanu i wody, a 11% - rozległa atmosfera składająca się z wodoru, helu, metanu i amoniaku. Temperatura dolnych warstw atmosfery 85-200 K, ciśnienie osiąga 10 000 atmosfer. Uran posiada pole magnetyczne.

URAN – ZDJĘCIA 20

Uran - zdjęcie zrobione w podczerwieni przez kosmiczny teleskop Hubble'a. Na zdjęciu widać chmury, pierścienie i jeden z księżyców planety. Widoczne na zdjęciu jako różowe plamy chmury okrążają tę planetę z prędkością 500 km/h.

Tytania - największy księżyc Urana o średnicy 1580 km (styczeń 1986, zdjęcie z Voyagera 2), odkryty przez Williama Herschela w 1787. Pokryta lodem skalista powierzchnia księżyca z uskokami i kraterami uderzeniowymi (krater Gertruda u góry zdjęcia, u dołu krater Urszula przecięty uskokiem Belmont Chasma).

NEPTUN – INFORMACJE OGÓLNE 21
Neptun, ósma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 4,52·109 km, mimośród 0,004, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 146’20''. Okres obiegu wokół Słońca 164,78 lat. Okres obrotu 15h40m. Promień równikowy planety 24 300 km, nachylenie równika względem ekliptyki ok. 29, masa 1,031·1026 kg. Albedo 0,52. Temperatura półsfery zwróconej ku Słońcu ok. -165C (ok. 110 K).
Neptun jest widoczny przez teleskop jako maleńka tarcza, o jasności wizualnej ok. 8m,0. Pod względem właściwości fizycznych jest podobny do Urana. W atmosferze Neptuna stwierdzono obecność głównie metanu. Neptun został odkryty w 1846 przez J.G. Gallego na podstawie obliczeń U.J.J. Leverriera (analogiczne obliczenia wykonał też J.C. Adams), opartych na analizie perturbacji Urana. Neptun ma dwa satelity: Trytona i Nereidę.

NEPTUN – ZDJĘCIA 22

Południowa półkula Neptuna - zdjęcie zrobione przez sondę Voyager 2, która w sierpniu 1989 przeleciała w pobliżu Neptuna (fotografia jest w istocie złożeniem pięciu zdjęć). Voyager 2 zanotował emisję fal radiowych z planety, warstwowo ułożone chmury i huragany wiejące z prędkością dochodzącą do 2,4 tys. km /h. Na zdjęciu widoczne warstwy chmur, olbrzymie zawirowanie atmosfery - tzw. Wielka Ciemna Plama, wielkości Ziemi, wlokąca za sobą białe chmury. Odległość pomiędzy Wielką Ciemną Plamą a biegunem południowym Neptuna wynosi ok. 27 tys. Km


PLUTON – INFORMACJE OGÓLNE 23
Pluton, dziewiąta, najmniejsza planeta Układu Słonecznego odkryta w 1930 (Lowell Observatory) przez amerykańskiego astronoma C. Tombaugha na podstawie przewidywań (niedokładnie spełnionych) amerykańskich astronomów P. Lowella i W.H. Pickeringa (1858-1938). Jasność obserwowana Plutona wynosi od 16,2m do 14,3m.
Jest on oddalony od Słońca średnio o 39,529 jednostek astronomicznych (5914 mln km), jego orbita ma największe z planet nachylenie względem płaszczyzny ekliptyki (1708') i jest silnie ekscentryczna (mimośród równy 0,2534. Peryhelium leży wewnątrz orbity Neptuna). Okres obiegu wokół Słońca: 248,54 lat zwrotnikowych, okres obrotu wokół własnej osi: 6,387 dnia (kierunek obrotu odwrotny niż większości planet).
Średnica równa jest 2320 km (tj. ok. 2/3 średnicy Księżyca), masa Plutona stanowi 0,00258 masy Ziemi, średnia gęstość: 1,97 g/cm3. Przyspieszenie grawitacyjne: 0,65 m/s2. Temperatura powierzchni: ok. 45 K. Powierzchnię tworzy najprawdopodobniej gruba na ok. 50 km warstwa zestalonego metanu.
W 1978 amerykański astronom J. Christy odkrył księżyc Plutona: Charon (średnica: ok. 600 km, średnia odległość od środka planety: 16,9 tys. km, okres obiegu równy z okresowi obrotu Plutona wokół własnej osi, powierzchnia pokryta lodem wodnym).

PLUTON – ZDJĘCIA 24

Pluton i jego księżyc Charon, zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a, 1994. Pluton, zazwyczaj najbardziej odległa planeta w Układzie Słonecznym, w 1979 przeciął orbitę Neptuna, stając się bliższą Słońcu planetą niż Neptun. 11 lutego 1999 nastąpiła kolejna zamiana miejsc - Pluton stał się znowu najdalej położoną planetą Układu Słonecznego. Pluton jest najmniej poznaną planetą, nie wylądował na nim żaden statek kosmiczny. Budową najprawdopodobniej przypomina Tryton - księżyc Neptuna


CZY WIESZ, ŻE? 25
Jak powstają gwiazdy?
Gwiazda tworzy się z wirującej chmury wodoru i pyłu, zwanej mgławicą. Podobnie jak para wodna kondensuje się w krople wody, w mgławicy rodzą się gazowo-pyłowe globule. Przyciąganie grawitacyjne powoduje stopniowe kurczenie się globuli; rośnie w je środku gęstość i temperatura. W końcu w centrum jest już tak gorąco, że zostaje zapoczątkowana reakcja termojądrowa, która zmienia wodór w tlen. Gwiazda zaczyna świecić. Wybiegające z niej światło jest początkowo czerwone, potem pomarańczowe i żółte – w miarę jak rośnie temperatura powierzchni.
Jak mierzymy odległość w kosmosie?
Najbliższa nam gwiazda (z wyjątkiem słońca), Proxima Centauri, leży w odległości 40 bilionów kilometrów od Ziemi. Takie podawanie odległości jest bardzo niewygodne. To jakby podawać głębokość Oceanu Atlantyckiego w milimetrach! Aby uprościć sprawę, astronomowie zaczęli wyrażać odległość w latach świetlnych. Za podstawę przyjęli odległość, jaką w ciągu roku pokonuje światło, czyli około 9,5 biliona kilometrów. Nazwali tę jednostkę rokiem świetlnym. Proxima Centauri jest oddalona o 4 lata świetlne od Ziemi.
Kiedy odkryto planety?
Już w starożytności znano pięć planet, „błądzących gwiazd”, ponieważ można je było zobaczyć gołym okiem. Obserwowano wówczas Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna. Pozostałe trzy planety odkryto względnie niedawno: Uran(1781), Neptun(1846) oraz Pluton (1930).
Jak duża jest nasza galaktyka?
Aby przebyć naszą galaktykę w linii prostej, statek kosmiczny musiałby podróżować z prędkością światła przez 100 000 lat. Galaktyka obraca się wokół swojej osi co 225 milionów lat. Poruszają się gwiazdy, także słońce, a z nim wszystkie planety. Dlatego możemy powiedzieć, że wszyscy podróżujemy w kosmicznych przestworzach, krążąc wokół centrum galaktyki z prędkością miliona kilometrów na godzinę. Galaktyka składa się z około 100 miliardów gwiazd, ale my możemy oglądać gołym okiem tylko kilka tysięcy.