Wszechświat

Planety naszego Układu Słonecznego

Merkury

Pierwszą planetą licząc od Słońca jest Merkury, dlatego planeta ta może być obserwowana tylko w czasie największych wschodnich lub zachodnich elongacji. Jak pokazały liczne zdjęcia przekazane przez sondę "Mariner 10", badającą Merkurego i Wenus w latach 1974 i 1975, powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Księżyca, czyli usiana karaterami. Na powierzchni Merkurego znajdują się także systemy smug, uskoki i obszary górskie, jak również rozległe ciemne niziny - merkuriańskie "morza". Największą niziną merkuriańską jest Caloris Planitia (Nizina Upału) o średnicy 1300km. Temperatura osiąga tam nawet do 430 C, gdy Merkury znajduje się najbliżej Słonca (peryhelium) W największej odległości od Słońca (aphelium) temperatura najgorętszych miejsc na Merkurym wynosi 285 C. Za to na stronie, na której panuje noc temperatura spada do -180 C. Takie wahania temperatury są spowodowane tym, że markuriańska doba jest niezwykle długa - trwa aż 176 dób ziemskich. Merkury potrzebuje 88 dni na okrążenie Słońca, więc jedna doba na Merkurym trwa ponad 2 lata merkuriańskie :-). Merkury nie posiada żadnych księżyców. Jest jedną z najmniejszych planet Układu Słonecznego - jego średnica to 4878 km. Średnia temperatura na powierzchni wynosi 350 C, maksymalne zbliżenie do Słońca (peryhelium) wynosi 46 milionów km, a maksymalne oddalenie od Słońca (aphelium) wynosi 70 milionów km.

Wenus

Dawniej Wenus porównywano z Ziemią. Na pierwszy rzut oka obie planety mają wiele cech wspólnych: zbliżone rozmiary, średnią gęstość oraz sąsiadują w Układzie Planetarnym. Dzięki najnowszym badaniom naszej sąsiedniej planety, nasze wyobrażenie o podobieństwie Ziemi i Wenus całkowicie się zmieniło. Rosyjskie sondy z serii "Wenera" i amerykańskie "Mariner" i "Pioneer", jak również ziemska astronomia radarowa, dostarczyły wiele nowych informacji dotyczących wyglądu powierzchni Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura około 470 C, niezależnie od dnia i nocy i szerokości wenusjańskiej. Temperatura spada nad warstwą chmur i na ich górnej powierzchni wynosi około -25 C. Kolejne niespodzianki stanowąą: wysokie ciśnienie, na powierzchni przekraczające 90 atmosfer, oraz skład atmosfery, która w 97% składa się z dwutlenku węgla, a pozostałe 3% to gazy takie jak hel, wodór, argon, metan. Wysoką tempteraturę Wenus może zawdzięczyć więc efektowi cieplarnianemu. Pierwsze zdjęcia powierzchni planety przekazały sondy "Wenera 9" i "Wenera 10" które wylądowały na Wenus w październiku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjęcia wykonały w roku 1982 nowocześniejsze sondy rosyjskie "Wenera 13" i "Wenera 14". Wszystkie zdjęcia pokazują, że powierzchnia Wenus pokryta jest niewielkimi, płaskimi odłamkami skalnymi o nieregularnym kształcie. Dzięki badaniom radarowym mamy dowody na to, że na Wenus są też kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duże górskie obszary, którym nadano nazwy: Alpha Regio i Beta Regio (dwie pierwsze litery alfabetu greckiego) Na Wenus prawdopodobnie istnieją też wulkany, ale tę hipotezę muszą dowieść dalsze badania. Ze względu na gęstą warstwę chmur, osłaniającą Wenus od wysokości około 65 km, nie możemy obserwować szczegółów na jej powierzchni przez teleskop. Woidoczna warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aż 243 dni ziemskich. Czas obiegu dookoła Słońca wynosi 225 dni więc znowu rok jest krótszy od doby. Wenus jest po Słocu i Księżycem co do jasności obiektem na naszym niebie. Jest ona zarówno Gwiazdą Poranną, jak i Gwiazdą Wieczorną. Okresy wieczornej widoczności Wenus przypadajś w czasie jej wschodnich elongacji. Jest ona wtedy widoczna po zachodzie Słońca nad zachodnim horyzontem jako Gwiazda Wieczorna. Poranna widoczność Wenus przypada w okresie elongacji zachodniej. Widać ją wtedy nad wschodnim horyzontem tuż przed wschodem Słońca jako Gwiazdę Poranną.

Ziemia

Najważniejszą cechą, która wyróżnia Ziemię od innych planet, jest fakt, że jest ona zamieszkana. Astronomowie podejrzewają, że pod tym względem Ziemia może być wyjątkowa tzn. że w całym wszechświecie może nie istnieć inna planeta, na której występowałoby życie. Ziemia jest trzecią planetą w Układzie Słonecznym. To, że właśnie na Ziemi rozwinęło się życie możemy zawdzięczyć optymalnej odległości od Słońca - ok 150 mln km. Średnia temperatura powierzchni wynosi około 20 C. Woda pokrywa 71% powierzchni naszej planety, a pozostałe 29% to ląd [nasza planeta powinna więc nazywać się "Woda", a nie "Ziemia" :-)]. Nasza atmosfera składa się w 77% z azotu, 21% tlenu i 2% innych gazów (para wodna, dwutlenek węgla). Ziemia powstała około 4,5 mld. lat temu. Około 3,6 mld. lat temu pojawiły się pierwsze formy życia. Jednokomórkowce zaczęły pobierać dwutlenek węgla i światło i w wyniku fotosyntezy emitować do atmosfery tlen. Mniej więcej 2,5 mld. lat temu tlenu było wystarczająco żeby mogły powstać nowe i bardziej skomplikowane formy życia. Obecności atmosfery zawdzięczamy też utrzymywanie się w miarę stałej temperatury.

Ziemia obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Zajmuje jej to 24h (tzw. doba słoneczna), a dokładnie 23h i 56 min i 22,10 s. (tzw. doba gwiazdowa) W tym samym kierunku okrąża Słońce. Ziemia porusza się z prędkością 29,8 km/s. Jedno okrążenie naszej Gwiazdy zajmuje Ziemi dokładnie 365 dni 5h 48min. 45,9 sek.. Nasz kalendarz roczny ma 365 dni. W każdym roku zostaje zatem ćwierć dnia. W związku z tym, aby nie tracić tego czasu, dodaje się w kalendarzu co cztery lata jeden dodatkowy dzień w roku (29 lutego). Taki rok, w którym jest 366 dni nazywamy rokiem przestępnym. Orbita ziemska nie jest idealnie okręgiem. Dlatego odległość Ziemi od Słońca zmienia się w zależności od tego, w którym miejscu orbity jesteśmy. Najbliżej słońca jesteśmy 3 stycznia. Odległość od Słońca wynosi wówczas około 147 mln km, a 4 lipca jesteśmy najdalej od naszej Gwiazdy i odległość wynosi wtedy około 152 mln km.

Oś Ziemi nie jest ustawiona dokładnie prostopadle do płaszczyzny wyznaczonej przez orbitę, ale trochę przesunięta. W wyniku czego półkula północna w czerwcowe dni jest pochylona ku Słońcu, a w grudniu w przeciwną stronę. Różnice w kącie padania światła są przyczyną podziału roku na cztery pory.

Masa Ziemi wynosi 5,975 * 1024 kg., średnia gęstość 5,515 g/cm3. Promień równikowy 6378,16 km., obwód na równiku 40077 km, a na biegunach 40009 km (spłaszczenie wynosi 0,0033536). Średnia temperatura na naszej planecie to 20o C, t emperatura maksymalna 60oC, a minimalna -90oC. Przyspieszenie grawitacyjne na równiku (na poziomie morza) 9,7805 m/s2 Powierzchnia Ziemi wynosi 510 mln km2, lądy zajmują 149 mln km2, a woda resztę, czyli 361 mln km2.

Mars

Mars jest czwartą planetą licząc od Słońca. Średnia odległość Marsa od naszej Gwiazdy wynosi 228 mln km. Czas obiegu wokół Słońca zajmuje Marsowi prawie dwa razy więcej niż Ziemi czyli 687 dni ziemskich.
Mars jest jedną z najmniejszych planet naszego układu. Jego średnica jest o połowę mniejsza niż Ziemska, a jego masa aż dziesięciokrotnie mniejsza. Mars jest doskonale widoczny z Ziemi nawet gołym okiem. Odległość Marsa od nas waha się w przedziale od 56 mln km do 101 mln km. Sytuacja kiedy Mars zbliża się do Ziemi na 56 mln km nie zdarza się często, następne takie zbliżenie nastąpi w 2003 roku.

Pod wieloma względami Mars jest podobny do Ziemi np. marsjańska doba trwa 24 h i 37 minut i 22 sekundy, czyli jest dłuższa od ziemskiej tylko o pół godziny. Oś Marsa jest przechylona w stosunku do płaszczyzny wyznaczonej przez orbitę o 25 stopni, więc tylko 2 stopnie więcej niż Ziemia i to dowodzi, że na Marsie występują pory roku. W czasie marjańskich zim temperatura spada do -100 C (minimalna temp. to -140 C) i zamarza dwutlenek węgla w atmosferze, czapy lodowe powiększają swój obszar. Gdy jest marsjańskie lato wieją na powierzchni silne wiatry przenoszące drobny materiał skalny, a temperatura dochodzi nawet do 15 C (temp. maks. to 20 C).

Atmosfera Marsa jest stosunkowo cienka i rzadka. Gęstość atmosfery Marsa odpowiada gęstości atmosfery ziemskiej na wysokości około 30 km. Ale i w tej bardzo rzadkiej atmosferze powstają chmury złożone z kryształów lodu i zestalonego dwutlenku węgla. Atmosfera Marsa nie jest przyjazna dla jakiegokolwiek życia: zawiera aż 95% dwutlenku węgla, 3% azotu i 1,97% argonu. Reszta to inne gazy, których ilość waha się np. para wodna (ok. 0,03%)

Powierzchnia Marsa przypomina suchą i zimną pustynię i górski krajobraz, piasek uformowany jest w wydmy, przypomina powierzhnię Księżyca. Prawdopodnie na Marsie było kiedyś bardzo dużo wody w stanie ciekłym, o czym świadczą rozległe obszary aluwialne i doliny podobne do rzecznych. Być może jeszcze dziś Mars ma lodowce pod powierzchnią, gdzie temperatura nigdy nie przekracza punktu topnienia. Ta podziemna stała zmarzlina znajduje się prawdopodobnie na obu biegunach Marsa, tworząc rzeki i jeziora.
Największym wulkanem na Marsie jest obecnie nieczynny już wulkan tarczowy zwany Nix Olympica lub Olympus Mons (góra Olimp). Średnica jego podstawy wynosi około 600 km, a jego wierzchołek, który stanowi krater o średnicy 90 km. wznosi się na wysokość 27 km ponad otaczający go teren. Jest to najprawdopodobniej najwyższa góra i zarazem wulkan w całym Układzie Słonecznym.

Jowisz

Jowisz jest największą planetą naszego Układu Słonecznego i pierwszą planetą należącą do rodziny planet-olbrzymów. Jego średnica równikowa wynosi 142980 km, czyli jest ponad 11 razy większa od średnicy Ziemi, a jego masa jest 2 razy większa niż masy wszystkich planet, księżyców, komet i planetoid naszego Układu Słonecznego razem wzięte. Średnica biegunowa Jowisza jest przy tym o 8400 km mniejsza od jego średnicy równikowej. Przyczyną tak silnego spłaszczenia Jowisza jest jego szybka rotacja: równikowy okres obrotu planety wynosi 9 godzin 50 minut i 28 sekund, na dużych i średnich szerokościach jowiszowych jest o 5 minut dłuższy.

Jowisz krąży wokół Słońca po gigantycznej orbicie - średnia odległość tej planety od Słońca wynosi ok. 778,4 mln km. Aby zatoczyć tak ogromny krąg Jowisz potrzebuje aż 11 lat i 315 dni.

Patrząc na Jowisza, zauważymy przede wszystkim równoległe do równika, rozciągające się na przemian ciemne pasy i jasne strefy. Jasne strefy związane są prawdopodobnie z ruchami na zewnątrz atmosfery, natomiast ciemne pasy - z ruchami w dół. Często możemy dostrzec także jasne i czerwonawe plamy, mosty i girlandy pomiędzy pasami, które zmieniają się w dość krótkim czasie. Najbardziej znanym i trwałym tworem w atmosferze Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, ogromny cyklon atmosferyczny na południowej półkuli Jowisza. Plama ta zmienia czasami swój kolor, blednąc niekiedy tak, że wydaje się iż całkowicie znikła. Pojawia się jednak potem na powrót, w swojej owalnej formie przyominającej oko. Jej długość w kierunku równoleżnikowym przekracza 20000 km, a w kierunku południkowym ok. 12000 km.

Wiatry wiejące w atmosferze Jowisza osiągają prędkość do 150 m/s, czyli pięciokrotnie przekraczającą prędkość orkanów na Ziemi. Tym gwałtownym ruchom w atmosferze towarzyszą potężne wyładowania elektryczne.

Atmosfera Jowisza zawiera 82% wodoru, 18% helu i śladowe ilości innych gazów (metan, amoniak i inne). Prawdopodobnie czerwonawe zabarwienie obłoków na Jowiszu wynika z połączenia amoniaku i wodoru (może również wchodzić w grę fosfor).

Saturn

Saturn jest pod względem rozmiarów i masy drugą planetą po Jowiszu. Jego średnica na równiku wynosi 120540 km, a masa jest aż 95 razy większa niż Ziemi i wynosi ------. Saturn krąży w średniej odległości od Słońca równej 1400 mln km (maks. zbliżenie - 1347 mln km, a oddalenie - 1507 mln km). Z powodu tak dużej orbity Saturn potrzebuje 29,46 lat ziemskich aby okrążyć Słońce. Czas obrotu wokół własnej osi wynosi zaś 10 godzin 14 minut 25 sekund. Z powodu silnych wiatrów górne warstwy wirują dookoła równika o 26 minut szybciej niż sama planeta.

Atmosfera na Saturnie składa się głównie z helu i wodoru oraz wielkich chmur zamarzniętej wody i kryształków amoniaku. Podobnie jak w przypadku Jowisza można wyróżnić ciemne i jasne pasy, są one jednak mniej wyraźne i nie tak kolorowe. Ich liczba na Saturnie jest znacznie większa, sięgają one wyższych szerokości geograficznych, jednocześnie są jednak znacznie cieńsze niż na Jowiszu. Dlatego z Ziemi nie można ich obserwować, nawet za pomocą teleskopów. Do interesujących zjawisk atmosferycznych należy też owalna plama o brunatnej barwie, która przypomina Czerwoną Plamę na Jowiszu i dlategon nazwano ją Wielką Brunatną Plamą. Wielki wir na Jowiszu jest jednak stałym tworem, a Brunatna Plama pojawia się na Saturnie na kilka miesięcy, po czym znika i można ją obserwować dopiero za jakieś 30 lat.

Jeśli idzie o własności fizyczne to planeta ta wykazuje duże podobieństwo do Jowisza. Ze względu na swój pierścień Saturn znany był od wielu lat jako wyjątkowo ciekawa planeta. Posiadanie pierścienia przestało być zjawiskiem wyjątkowym od kiedy odkryto pierścienie wokół Urana (w 1977 r.), Jowisza (w 1979 r.) i Neptuna (1989 r.). Pierścień Saturna jest jednak dla nas najefektowniejszy i najjaśniejszy, podczas gdy pierścienie wokół pozostałych planet-olbrzymów są tak rzadkie, że nie można ich zobaczyć nawet przez największe teleskopy. Pierścień Saturna składa się z całego systemu pierścieni, z których najbardziej znane są trzy oznaczone, licząc od zewnątrz, literami A, B i C. Pomiędzy pierścieniami A i B rozciąga się szeroka przerwa, nazwana od nazwiska swojego odkrywcy Giovanniego Domenico Cassiniego (1625-1712) przerwą Cassiniego. Najbliższy Saturnowi jest bardzo rzadki pierścień D, odkryty właściwie przez sondy kosmiczne. Na zewnątrz pierścienia A znajdują się jeszcze 3 inne rzadkie pierścienie F, G i E. Pierścień A - zasadniczy system pierścieni Saturna ma średnicę zewnętrzną równą około 278000 km, podczas gdy jego grubość nie przekracza 15 km. Same pierścienie składają się z lunych cząstek, poczynając od cząsteczek lodu mających rozmiary kilku mikronów aż do skalistych odłamków.

Uran

Uran jest siódmą z kolei planetą licząc od Słońca. Najbardziej wyróżnia się tym, że jego oś obrotu nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 98 stopni. W stosunku do swej drogi wokół Słońca leży on więc prawie poziomo "na boku". Planeta ta kieruje ku Słońcu stałe pewne obszary koło równika lub koło biegunów. Na biegunach Urana dzień i noc trwają więc połowę roku uranowego. Ponieważ Uran potrzebuje na okrążenie naszej Gwiazdy 84 lata ziemskie oznacza to, że na biegunach Urana panują trwające po 42 lata noce i dnie. Astronomowie przypuszczają, że przyczyną takiego niezwykłego ustawienia mogło być zderzenie Urana z dużym obiektem złożonym z gazu i pyłu w czasie formowania się Układu Słonecznego. Siła tego zderzenia mogła Urana wytrącić z jego pierwotnej pozycji. Drugą charakterystyczną cechą Urana jest to, że wiruje on wokół własnej osi zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Poza Uranem tak krążą jeszcze tylko Wenus i Pluton. Ruch wirowy planety jest też zróżnicowany, co znaczy, że jej jądro wykonuje pełny obrót w czasie dłuższym (ok. 17,24 godziny) niż zewnętrzna warstwa chmur (od 14,2 godzin do 16,6 godzin).

Uran jest zaliczany do planet gazowych olbrzymów. Jego średnica na równiku wynosi 51120 km, a masa jest około 50 razy większa niż masa Ziemi. Ma jednak inną strukturę wewnętrzną. Składa się z dwóch warstw - skalistego jądra i otaczającej je warstwy półpłynnej mieszanki wody, metanu i amoniaku.

Gruba i szaroniebieska atmosfera głównie złożona z wodoru (83%), helu (15%) i metanu (2%) nie pozwala na spojrzenie na powierzchnię Urana. Swoją barwę - niebieskawo-zielony Uran zawdzięcza właśnie metanowi.

Uran tak jak Jowisz i Saturn jest okrążony systemem pierścieni. Znamy obecnie 11 bardzo rzadkich . W przeciwieństwie do Saturna są one bardzo wąskie i są ciemniejsze. Prawdopodobnie dlatego, że pokryte są ciemnymi związkami węgla, pochłaniającymi dużą część promieniowania słonecznego. Dziewięć pierścieni zostało odkrytych całkowicie przypadkowow w 1977 roku, kiedy to astronomowie usiłowali wyliczyć średnicę planety i skład jej atmosfery. Pozostałe dwa zostały odkryte w 1986 roku przez amerykańską sondę kosmiczną Voyager 2.

Neptun

Neptun jest najmniejszą planetą z grupy gazowych olbrzymów. Jej średnica wynosi 49528 km. Masą, kolorem i budową przypomina swojego najbliższego sąsiada Urana. Ma też cztery pierścienie, które zbudowane są z kryształków metanu i związków węgla. Węgiel zabarwia cząsteczki na czarno, dlatego pierścienie są niemal niewidoczne i to sprawiło, że zostały odkryte dopiero w 1984 roku. Również pod względem budowy Neptun przypomina Urana. W środku planety znajduje się małe skaliste jądro, zbudowane głównie z żelaza i krzemu, otoczone grubą płynną warstwą wody, amoniaku i metanu. Jądro otacza rzadka atmosfera, w której skład wchodzą wodór (85%), hel (15%) i śladowe ilości metanu, który decyduje o błękitnym zabarwieniu Neptuna.

Neptun jest przedostatnią planetą naszego Układu Słonecznego, ale raz na jakiś czas jest on za Plutonem. Ostatnie takie wydarzenie było w latach 1979 - 1999. Maksymalne oddalenie od Słońca wynosi 4497 mln km, a przybliżenie 4453 mln km. To, że orbity Neptuna i Plutona pozornie się krzyżują nie oznacza tego, że obie planety mogą się zderzyć. Jest to niemożliwe z powodu znacznego oddalenia płaszczyzn tych orbit od siebie.

Pluton

Pluton jest dziewiątą planetą i zarazem ostatnią w naszym Układzie Słonecznym. Jego odkrycie w dużej mierze zawdzięczamy matematykom, którzy na podstawie masy Neptuna i orbicie, odbiegającej od wcześniej przewidywanych i wysunęli hipotezę, że różnice ta mają związek z jeszcze jedną dalszą planetą. Dopiero w 1930 roku Clyde W. Tombaugh odkrył Plutona. Korzystając z teleskopu w Obserwatorium Lowella w Arizonie, Tombaugh zauważył niewyraźny obiekt poruszający się wolno na krańcach Układu Słonecznego. Planeta znajdowała się w odległości 5914 mln km. Maksymalne oddalenie od Słońca Plutona wynosi 7381 mln km, a przybliżenie 4446 mln km. Pluton jest najmniejszą planetą ze wszystkich. Jego średnica wynosi zaledwie 2300 km. O Plutonie niestety za dużo nie wiemy, ponieważ jeszcze żadna sonda nie zbliżyła się do tej planety. Pluton zbudowany jest prawdopodobnie ze skalnego jądra otoczonego warstwami lodu z azotu. Gdy planeta jest w tzw. peryhelium (maks. zbliżenie do Słońca) nad Plutonem unosi się cienka atmosfera złożona z azotu.

Pluton krąży po orbicie najbardziej nachylonej do płaszczyzny, jej nachylenie wynosi -------. Pluton potrzebuje na okrążenie Słońca aż 248 lat. Jego pełny obrót wokół własnej osi wynosi 6 dni 9 godzin i 18 minut.

Księżyce w naszym Układzie Słonecznym

Księżyc Ziemi

Księżyc, towarzysz naszej Ziemi i najbliższe nam duże ciało niebieskie, jest dla miłośników nieba i astronomów bardzo ciekawym obiektem do obserwacji. Księżyc nie posiada atmosfery, która zasłaniałaby jego powierzchnię, możemy zatem ją bardzo dokładnie badać. Nawet gołym okiem dostrzegamy "morza" księżycowe, duże ciemne obszary, w których tradycja ludowa dostrzega "człowieka na Księżycu". W dawniejszych czasach obserwatorzy uważali te okrągłe, ciemne obszary za prawdziwe morza i nadali im fantazyjne łacińskie nazwy. Obecnie wiemy że na Księżycu nie ma wody w stanie wolnym. Pomimo to używa się, tak jak dawniej, historycznych nazw mórz. Autorem tych nazw jest włoski astronom Giovanni Battista Riccioli (1598-1671)

Morze Przesileń - Mare Crisium
Morze Żyzności - Mare Foecunditatis
Morze Zimna - Mare Frigoris
Morze Wilgoci - Mare Humorum
Morze Deszczów - Mare Imbrium
Morze Nektaru - Mare Nectaris
Morze Chmur - Mare Nubium
Morze Jasności - Mare Serenitatis
Morze Spokoju - Mare Tranquillitatis
Ocean Burz - Oceanus Procellarum
Jezioro Snów - Lacus Somniorium
Zatoka Tęczy - Sinus Iridium
Zatoka Środkowa - Sinus Medii
Zatoka Rosy - Sinus Roris

Morza księżycowe są ogromnymi zagłębieniami terenu, które powstały prawdopodobnie w wyniku upadku małych planetek oraz dużych okruchów materii pochodzących z początkowego okresu tworzenia się naszego układu planetarnego. Zagłębienia te następnie zostały wypełnione lawą.

Obok mórz obserwatorowi rzucają się w oczy dwie inne formacje księżycowe, tj. kratery i pasma górskie.

To właśnie kratery tworzą charakterystyczny "krajobraz księżycowy". Jest to formacja typowa także dla niektórych planet i księżyców naszego Układu Słonecznego. Kratery na Księżycu są najprawdopodobniej kraterami uderzeniowymi (a nie, jak wcześniej przyjmowano, wulkanami", powstałymi wskutek upadku małych planetoid i bombardowania meteorytowego. Największe kratery mają średnicę od 200 - 300 km. Całkowita liczba wszystkich kraterów na widocznej stronie Księżyca* szacowana jest na 33000. Około 600 z nich otrzymało nazwy pochodzące od nazwisk znanych przyrodników, astronomów i filozofów. Dlatego pewien dowcipniś nazwał Księżyc "cmentarzem uczonych".

Księżycowe łańcuchy górskie, wznoszące się niekiedy na bardzo duże wysokości, otrzymały w większości nazwy ziemskich pasm górskich. Dzięki temu na Księżycu są Alpy, Karpaty, Apeniny i Pireneje. Najwyższym łańcuchem górskim są Góry Leibniza , leżące na południowo-zachodniej półkuli. Ich szczyty przekraczają wysokość 10000 m. Gdy uzmysłowimy sobie, iż średnica Ziemi jest 3,7 raza większa od średnicy Księżyca, to widać, że góry księżycowe są proporcjonalnie 3-4 razy wyższe od ziemskich. Ponieważ na Księżycu brak jest nizin, względem których można by dokonywać pomiarów wysokości (tak jak na Ziemi mierzymy wysokości względem poziomu morza), wyróżnia się tylko wyżynne i nizinne obszary na powierzchni Księżyca.

Średnica Księżyca - 3476
Średnia prędkość Księżyca na orbicie - 1.023 km/s
Okres syderyczny* - 27.32167 dnia
Okres synodyczny* - 29.53059 dnia
Średnia odległość od Ziemi - 384400
Perygeum - 356410
Apogeum - 406740
Masa - 1/81 masy Ziemi
Temp. podczas dnia - 130 C
Temp. w nocy - -150 C
Przyciąganie - 6 razy mniejsze niż na Ziemi

* Księżyc zwraca się ku Ziemi zawsze tą samą stroną, ponieważ w ciągu jednego dnia obiegu dookoła Ziemi wykonuje jeden obórt wokół własnej osi.
* okres pomiędzy dwoma identycznymi położeniami Księżyca na tle nieba
* okres pomiędzy dwoma identycznymi fazami

Księżyce Marsa

Ponad 110 lat temu, w roku 1877, amerykański astronom Hall odkrył dwa maleńkie księżyce Marsa, okrążające planetę macierzystą w bardzo niewielkiej odległości, tak jak to zazwyczaj bywa w przypadku naszych stacji orbitalnych czy satelitów meteorologicznych. Nazwano je Phobos (Strach) i Deimos (Groza). Obydwa księżyce to dwa podłużne, nieco kartoflowate w kształcie odłamy skalne. Podobnie jak nasz naturalny satelita i one były w pradawnych czasach trafiane przez większe i mniejsze meteoryty, o czym świadczą liczne kratery, widoczne na ich powierzchni. Phobos, wewnętrzny księżyc Marsa, ma długość 27 km, okrąża swoją planetę w 7,5 h i pokazuje jej zawsze tę samą stronę, tak jak Deimos. Obok kraterów, charakterystycznych dla prawie wszystkich księżyców, Phobos ma potężne rysy i rowy. Powstały one przypuszczalnie wskutek sił pływowych, które działają na niego rozciągająco. Deimos mierzy zaledwie 15 km i ma powierzchnię znacznie gładszą niż Phobos, bowiem grupa warstw pyłu pokrywa większość drobnych kraterów. Nie wiemy do dziś, czy obydwa księżyce powstały równocześnie ze swoją planetą, czy też zostały dopiero później przez nią przechwycone. Przypuszczalnie były to kiedyś niezależne planetoidy.

Księżyce Jowisza

Pierwsze cztery największe księżyce tej planety odkrył włoski astronom i fizyk Galileusz w 1609r. Dziś znamy 16 księżyców Jowisza, choć może być ich więcej. Tuż nad gęstą warstwą chmur krążą jego cztery wewnętrzne satelity, które kształtem i wielkością są podobne do księżyców Marsa. Największy z nich nosi nazwę Amalthea i ma długość około 200 km.
Jednym z najbardziej interesujących obiektów całego naszego układu słonecznego jest Io, pierwszy z czterech księżyców odkrytych przez Galileusza. Jego powierzchnia, podobna do wielobarwnej pizzy, pokryta jest warstwą osadu solnego, siarki i dwutlenku siarki. Podczas gdy krajobraz naszego Księżyca od miliardów lat praktycznie nie uległ zmianie, Io zmienia swój wygląd z dnia na dzień. Potężne wybuchy wulkanów, przejawiające się w postaci wypływu strumieni lawy oraz wyrzutu związków siarki i popiołów, stale zmieniają obraz jego powierzchni. Z początku bezradnie rozkładano ręce, nie znajdując wyjaśnienia takiego zachowania. Jak ciało niebieskie może być tak gorące, podczas gdy księżyc Ziemi czy księżyce Marsa nie wykazują aktywności wulkanicznej od miliardów lat? Obecnie zagadkę tę już rozwiązano. Orbitę Io zakłóca regularnie najbliższy zewnętrzny księżyc Europa. Io jest systematycznie odciągany od Jowisza, a następnie powraca na swoje pierwotne miejsce. Takie wybrzuszenie orbity Io powoduje zmianę sił pływów na tym księżycu. Podlega on stale rozciąganiu i ściskaniu, jest więc jakby stale wałkowany. Podczas takiego procesu wytwarza się ciepło, które pod powierzchnią Io rozgrzewa siarkę i inne substancje i wyrzuca je na powierzchnię pod wysokim ciśnieniem przez szczeliny i kratery wulkanów. Takie wyrzuty sięgają czasem nawet wysokości 250 km i są przyczyną codziennych zmian krajobrazu Io.

Zupełnie inaczej wygląda Europa, drugi z dużych księżyców Jowisza. Całkowicie pokryty lodem, przypomina krajobraz lodowcowy. Głębokie rysy w lodzie wyglądają jak szczeliny ziemskich lodowców. Księżyc ten jest gładki niczym kula bilardowa. Nie istnieją rzucające cień góry czy brzegi kraterów.

Ganimedes, największy z odkrytych przez Galileusza księżyców, składa się przypuszczalnie z mieszaniny lodu i skał, pokrytej cienką skorupą ciemnej materii. Ta skorupa była często przebijana przez meteoryty, a znajdujący się poniżej lód rozrzucany dookoła. Kratery lodowe przypominają nieco kratery smugowe na naszym Księżycu. Tam jednak smugi tworzy jasny pył.

Kalisto, ostatni z czwórki wielkich księżyców Jowisza, jest zbudowany podobnie jak Ganimedes, ma jednak na powierzchni potężną nieckę z koncentrycznymi pierścieniami - ślad po uderzeniu dużego meteorytu. Również i tu z wielu kraterów wydostawał się na powierzchnię lód.

Cztery Galileuszowe księżyce Jowisza można obserwować za pomocą większej lornetki, umocowanej na statywie. Oczywiście lepiej używać lunety, nawet małej. Księżyce Jowisza codziennie wchodzą w cień planety lub rzucają własny cień na powłokę jej chmur. Więc zyczę szczęścia przy oglądaniu... :-)

Księżyce Saturna

Żadna z planet nie ma tak różnorodnej i interesującej rodziny księżyców jak Saturn. Prócz wspaniałego systemu pierścieni stwierdzono u niego do tej pory 23 księżyce, a może być ich więcej. Posiadamy nadzwyczaj piękne fotografie tych największych, o nazwach Mimas, Enceladus, Tethys, Dione i Rhea. Wszystkie są zbudowane z mieszaniny skał lodu i mają kratery pochodzenia meteorytowego, niektóre ze wzniesieniem centralnym, podobnie jak te poznane wcześniej na naszym Księżycu.

Największy z księżyców Saturna - Tytan, widoczny jest z Ziemi już przez małą lunetę, jest zupełnie wyjątkowy. Posiada gęstą atmosferę, składającą się, podobnie jak w przypadku Ziemi, przede wszystkim z azotu. Ciśnienie atmosferyczne przekracza tam nieco wartość ciśnienia ziemskiego, a temperatura przy powierzchni Tytana wynosi -200 stopni C i wyklucza istnienie życia. Załogi UFO, drobne zielone stworki czy E.T. - oczywiście jeśli istnieją ;-> - z całą pewnością nie pochodzą z Tytana.

Saturn obok wielkich ma także wiele drobnych i interesujących satelitów. Po zewnętrznej stronie właściwego systemu pierścieni istnieje jeszcze jeden wąski pierścień, który oznaczono literą F. Cząstki tego pierścienia są w nim utrzymywane przez oddziaływanie dwóch małych księżyców, z których jeden krąży prawie na skraju wewnętrznym, drugi nieco na zewnątrz pierścienia F. Jak dwa owczarki dbają obydwa księżyce (1980 S 26 i S 27) o to, by powierzona im owczarnia, składająca się w tym przypadku z cząstek pierścienia, nie rozpierzchła się. Stąd obdarzono je sympatyczną nazwą "księżyców-owczarków".

Dwa inne drobne księżyce (1980 S 1 i S 3) mają prawie identyczne orbity i zamieniają się od czasu do czasu miejscami. W ten sposób raz jeden raz drugi jest bardziej oddalony od planety. Drobne księżyce Mimas B, Tethys B, C, D oraz Dione B, C poruszają się dokładnie po tych samych orbitach, co ich więksi imiennicy, ale wyprzedzają ich lub biegną za nimi.
W dużej odległości od wszystkich pozostałych satelitów okrąża Saturna mały księżyc Phoebe. W tym przypadku podejrzewa się, że jest to przechwycona planetoida.

Księżyce Urana i Neptuna

W roku 1986 sonda kosmiczna Voyager 2 dotarła do Urana, a w roku 1989 także do Neptuna. Odkryła ona 10 nowych księżyców Urana oraz 6 dalszych Neptuna. Obecnie znamy zatem 15 księżyców Urana i 8 Neptuna. Odkryto również systemy pierścieni. Uran ma 10 pierścieni, a Napetun co najmniej 4 pojedyncze, utworzone z materiału o bardzo ciemnej barwie. 5 największych księżyców Urana nosi nazwę: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon i Miranda. Największymi księżycami Neptuna są: Tryton i Nereida. Najnowsze pomiary wskazują, że średnica Trytona jest niewiele mniejsza od średnicy naszego Księżyca i wynosi 2700 km.

Księżyc Plutona

Odległa planeta Pluton ma księżyc nazwany Charon o średnicy około 1200 km. Jest on o połowę mniejszy od swojej planety. Stąd Pluton zasługuje o wiele bardziej na miano planety podwójnej niż nasza Ziemia. Pluton i Charon są do siebie zwrócone zawsze tą samą stroną, podobnie jak to za parę miliardów lat będzie z Ziemią i Księżycem ;-). Ich obrót wokół siebie jest podobny do obrotu kul sztywnych hantli. Chyba nigdy nie uda nam się dowiedzieć, czy obydwa ciała niebieskie nie są przypadkiem odrzuconymi księżycami Neptuna.
Nasze Słońce

Słońce jest naszą najbliższą gwiazdą. Jego promieniowanie wpływa na całą naszą przyrodę. Bez Słońca nie byłoby planet ani nie powstałoby życie na Ziemi.
Pod względem rozmiarów i promieniowania Słońce należy do przeciętnych gwiazd typu widmowego G2V. Masa Słońca jest równa l,989x1030 kg, średnica 1,391,960 km. W porównaniu z Ziemią jest ono 335,000 razy bardziej masywne i ma 109 razy większą średnicę. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi 274,96 m/s2, prędkość ucieczki - 618,67 km/s. W porównaniu z Ziemią wartości te są odpowiednio 28,1 i 55,4 razy większe. Słońce jest właściwie olbrzymią obracającą się kulą gazową, przy czym przeciętna gęstość jego materii wynosi 1,410 g/cm3, a zatem tylko niewiele więcej niż gęstość wody (1 g/cm3). Temperatura we wnętrzu Słońca sięga 19x106 K, a gęstość aż 130 g/cm3. Tak duża gęstość w centrum Słońca powstaje na skutek olbrzymiego ciśnienia górnych warstw słonecznych, wynoszącego 4x1010 MPa (około 400 miliardów atmosfer). Gęstość w miarę oddalania się od środka spada i przy powierzchni wynosi już tylko 0,001 g/cm3. Materia, z której zbudowane jest Słońce, mimo olbrzymiego ciśnienia wszędzie zachowuje właściwości gazu. Słońce składa się w 70% z wodoru, w 28% z helu, a około 2% przypada na pozostałe pierwiastki. Powierzchniowe warstwy Słońca nie obracają się jak ciało sztywne. Na równiku słonecznym prędkość rotacji jest największa, na biegunach najmniejsza. Okres obrotu zmienia się od 25,38 dnia na równiku aż do 35 dni w pobliżu biegunów.

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, obserwowanego w dniu 11 czerwca 1983 roku w Indonezji, dwaj astronomowie japońscy Shizo Isobe oraz Toshinori Maihara otrzymali podczerwone widmo emitowane przez cząstki pyłu otaczające Słońce blisko jego powierzchni. Do detekcji widma użyli specjalnej wideokamery wyniesionej przez wysokościowy balon. Niewielką część pyłowej otoczki Słońca po raz pierwszy obserwowali astronomowie w Boliwii już w 1967 roku, jednakże obserwacje te nie były wystarczająco pewne. Pyłowa otoczka wokół Słońca powstaje z pyłowej materii międzyplanetarnej. Utworzyło ją Słońce dzięki swojej sile przyciągania w ciągu 10 milionów lat. Cząstki otoczki, wyparowując w pobliżu Słońca, emitują promieniowanie podczerwone. Według naszej współczesnej wiedzy o wewnętrznej budowie gwiazd, Słońce przedstawia się jako gigantyczny nuklearny kocioł, w którym wodór przemienia się w hel. Przy tej przemianie pierwiastków uwalniają się olbrzymie ilości energii. Z 1 g wodoru powstaje nie tylko hel, ale ponad 1012 J energii. W ciągu każdej sekundy 4 miliony ton wodoru przemieniają się w Słońcu w hel. Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Słońce traci 0,1% swojej masy w ciągu 16 miliardów lat. Źródło energii promienistej Słońca, przemiana wodoru w hel, produkuje tę energię już pięć miliardów lat i będzie ją produkować jeszcze przynajmniej drugie tyle, dopóki nie wyczerpią się wszystkie zapasy wodoru w tych rejonach Słońca, gdzie panuje wystarczająco wysoka temperatura do podtrzymania reakcji termojądrowych. Każdy metr kwadratowy powierzchni słonecznej wypromieniowuje w ciągu sekundy w przestrzeń kosmiczną 62,86x106 J energii, cała zaś powierzchnia Słońca aż 3,826x1026 J. Z tej energii dociera do Ziemi w każdej sekundzie 2x1017 J, co odpowiada 200x1012 kW. Blisko połowa dochodzącej energii ulega odbiciu, rozproszeniu i pochłonięciu w atmosferze ziemskiej.

Światło słoneczne jest białe, z widmem składającym się z barw od czerwonej przez pomarańczową, żółtą, zieloną, niebieską aż do fioletowej. Światło słoneczne rozszczepione na poszczególne składniki barwne możemy obserwować w przyrodzie jako tęczę. Słońce, oprócz promieniowania elektromagnetycznego, w którym nie brakuje promieniowania radiowego, rentgenowskiego i promieniowania gamma, jest również źródłem promieniowania korpuskularnego, znanego pod nazwą wiatru słonecznego. Cząstki, elektrony i jony atomów, z których się składa promieniowanie korpuskularne, wybiegają ze Słońca z prędkością od 1000 do 3000 km/s. W okolicy Ziemi gęstość wiatru słonecznego przy przeciętnej aktywności Słońca wynosi 10-100 cząstek w 1 cm3. Przy wtargnięciu w atmosferę ziemską cząstki powodują zorze polarne i zmiany ziemskiego pola magnetycznego. Z teorii budowy wewnętrznej gwiazd wynika, że około 5% produkowanej przez Słońce energii promienistej winno przypadać na neutrina, jednakże na Ziemi obserwuje się trzykrotnie mniej neutrin, niż wynikałoby z teorii budowy wewnętrznej Słońca.

Przeważająca część Słońca jest niedostępna dla obserwacji bezpośrednich. Obserwowane promieniowanie dochodzi do nas tylko z górnych warstw powierzchni słonecznej, zwanych atmosferą słoneczną. Masa atmosfery stanowi zaledwie jedną dziesięciomiliardową część całej masy Słońca. Najniższą warstwę atmosfery słonecznej, w której powstaje obserwowane widmo ciągłe i liniowe, nazywamy fotosferą. Grubość fotosfery nie przekracza 200 do 300 km. Powierzchnię fotosfery obserwujemy jako tarczę słoneczną, świecącą białym spójnym światłem. Tarcza słoneczna jest jaśniejsza w środku niż przy brzegu, tam patrzymy bowiem na chłodniejsze, górne warstwy fotosfery, podczas gdy w środku tarczy słonecznej sięgamy do głębszych, cieplejszych jej warstw. Przeciętna temperatura fotosfery wynosi 5785 K.

Fotosfera ma gęstość 10-7g/cm3, co odpowiada w przybliżeniu 1017 cząstek w 1 cm3. Cechą charakterystyczną fotosfery jest jej ziarnistość, czyli granulacja. Pojedyncze ziarna, granule, mają średnicę od 200 do 1800 km, najczęściej około 700 km. Pomiędzy granulami znajdują się ciemniejsze miejsca. Granule są górnymi częściami wstępujących prądów konwektywnych materii w fotosferze i mają temperaturę średnio o 200 K wyższą niż fotosfera. Jasność granul jest o około 30% większa niż jasność ciemnych obszarów między nimi, a ich czas życia nie przekracza kilku minut. Fotosfera jest zatem w ciągłym ruchu. Dzięki prądom konwektywnym materia z jej cieplejszych obszarów wypływa na powierzchnię Słońca, a promieniowanie powierzchni słonecznej jest rozłożone równomiernie. Granule można obserwować jedynie przy pomocy teleskopu, i to tylko z obserwatoriów wysokogórskich, gdzie zaburzenia atmosfery są stosunkowo niewielkie.

Już gołym okiem widzimy na powierzchni Słońca plamy. Są to obszary fotosfery o temperaturze niższej niż otoczenie. W dobrze rozwiniętej plamie dostrzeżemy ciemniejszy cień (umbra), będący jak gdyby jądrem plamy, o temperaturze od około 4300 do 4700 K. Cień jest otoczony jaśniejszym półcieniem (penumbra). Plamy powstają w obszarach silnych pól magnetycznych, o indukcji sięgającej kilkuset militesli. Najmniejsze plamy mają średnicę około 100 km, największe, widoczne gołym okiem, aż 90,000 km. Czas życia plamy zależy od jej wielkości: najmniejsze plamy trwają kilka godzin, największe nawet kilka miesięcy. Plamy są charakterystyczne dla tzw. aktywnych rejonów na Słońcu i ściśle wiążą się z aktywnością słoneczną, zmieniającą się w przybliżeniu w cyklu 11-letnim.

Przy obserwacji plam okiem nieuzbrojonym nigdy nie patrzymy na Słońce wprost. Dla ochrony oczu musimy użyć bądź zakopconego szkła, bądź bardzo ciemnych okularów, najlepiej okularów spawalniczych. Również przez teleskop nie oglądamy Słońca bezpośrednio. Obraz Słońca, utworzony przez teleskop, oglądamy w projekcji na kawałku białego papieru, umieszczonym w stosownej odległości za okularem. Odległość papieru od okularu tak dobieramy, aby powstały obraz był ostry.

Innym przejawem aktywnych obszarów na powierzchni Słońca są jaśniejsze miejsca fotosfery, które nazywamy polami pochodni (pochodnie fotosferyczne). Poprzedzają one pojawienie się plam słonecznych i często pozostają po ich zniknięciu. Poszczególne włókna pól pochodni, tzw. pochodnie (fakuły), powstają wskutek anormalnego przepływu ciepła w obszarach aktywnych; wyższe warstwy są cieplejsze, natomiast niższe warstwy są chłodniejsze niż ich otoczenie. Najjaśniejsze, a zarazem najwyżej położone części pól pochodni są 1,5 razy jaśniejsze i o 200 do 300 K cieplejsze niż fotosfera. Nazywamy je polami flokuł. Pole pochodni staje się widoczne przy brzegu Słońca, kiedy obserwujemy tylko jego wyższą, cieplejszą część. Nie widać go w pobliżu środka tarczy słonecznej, gdzie obserwujemy zarówno ciepłą, jak i chłodną część pola pochodni. Warstwę atmosfery słonecznej położoną nad fotosferą nazywamy chromosferą. Możemy ją obserwować tylko w ciągu kilku sekund podczas całkowitych zaćmień Słońca. Gęstość chromosfery jest tak niska, że jej świecenie zanika wobec świecenia całej tarczy słonecznej. Poza zaćmieniami, chromosferę możemy obserwować tylko spektrohelioskopem lub też posługując się filtrem monochromatycznym w linii H alfa wodoru albo liniach H i K wapnia. Chromosfera sięga od 12,000 do 14,000 km nad fotosferę. Ma zabarwienie jasnoczerwone. Gęstość dolnych warstw chromosfery wynosi w przybliżeniu 1015 cząstek w 1cm3, a zatem jest taka jak w atmosferze ziemskiej na wysokości 75 km. Na wysokości 10,000 km chromosfera zawiera już tylko 109 cząstek w 1cm3. Temperatura w chromosferze powoli się podnosi aż do wysokości 3,000 km, gdzie wynosi 6,000 K. Dalej szybko wzrasta do wartości rzędu 100,000 K. Nad plamami obserwujemy w chromosferze pola flokuł, a w nich od czasu do czasu gwałtowne pojaśnienia, tzw. rozbłyski chromosferyczne. Trwają one od kilku do kilkudziesięciu minut i są silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego i korpuskularnego.

Poprzez chromosferę przechodzą bardzo liczne strumienie wznoszących się gazów, których prędkość sięga 20 km/s. Nazywamy je bryzgami chromosferycznymi (spikułami). średnica bryzgów wynosi aż 2,000 km, a wznoszą; się one do wysokości 10,000 km. Trwają od 30s do 3-5 min. Wydaje się, że tworzą one przedłużenie granul. Ich energia kinetyczna częściowo przyczynia się do ogrzewania korony.

Ostatnią, najwyższą warstwę atmosfery słonecznej tworzy korona, którą możemy obserwować jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca lub też, począwszy od roku 1930, za pomocą specjalnych teleskopów, tzw. koronografów. Metalowo-niebieskie, chłodne światło korony powstaje wskutek rozproszenia światła fotosfery na swobodnych elektronach i cząstkach pyłu materii międzyplanetarnej. Korona zaczyna się nad chromosferą i ciągnie się daleko w przestrzeń międzyplanetarną. Niektórzy astronomowie przypuszczają, że sięga ona nawet poza orbitę Ziemi. Gęstość korony wynosi zaledwie 108 cząstek w 1cm3, natomiast jej temperatura przekracza 1,000,000 K. Korona jest gęstsza i ma wyższą temperaturę nad obszarami aktywnymi. Podczas 11-letniego cyklu słonecznego zmienia swój kształt, wielkość i intensywność świecenia. Największa jest w czasie maksimum słonecznej aktywności, jej promienie docierają wówczas na odległość od 15 do 20 promieni Słońca.

Chyba największe wrażenie spośród zjawisk występujących na powierzchni Słońca wywierają protuberancje. Te olbrzymie masy wyrzucanego z powierzchni Słońca gazu, z prędkością dziesiątek lub setek kilometrów na sekundę przechodzą przez chromosferę do korony. Niektóre protuberancje wznoszą się na odległość miliona kilometrów. W skutek wzrostu gęstości i ochłodzenia pewnych rejonów korony, protuberancje powstają również w samej koronie. Gdy prędkość protuberancji jest większa niż prędkość ucieczki, wynosząca 618,7 km/s, wyrzucana materia ucieka w przestrzeń międzyplanetarną. Wraz ze wzrostem wysokości protuberancja ochładza się i rozpływa. Temperatura protuberancji wynosi od tysiąca do kilku tysięcy kelwinów, jest zatem znacznie niższa niż temperatura otaczającej ją korony. Szkieletem protuberancji jest również silne pole magnetyczne. Protuberancje widoczne są na tle tarczy słonecznej w formie ciemnych, długich włókien noszących niekiedy nazwę filamentów. Obserwacje protuberancji są możliwe w czasie całkowitych zaćmień Słońca, natomiast poza zaćmieniami - za pomocą koronografu. Sfilmowany dynamiczny rozwój protuberancji wywiera wprost fascynujące wrażenie. Nie wszystkie zjawiska obserwowane w górnych warstwach Słońca i w jego atmosferze potrafimy dziś objaśnić.

Obserwujemy świat, który jest nie tylko bardzo oddalony, ale jakże różny od naszego świata ziemskiego. Zachowanie się materii w warunkach olbrzymich ciśnień panujących we wnętrzu Słońca, transport materii i energii do górnych warstw atmosfery słonecznej przy pomocy silnych pól magnetycznych nie da się symulować w ziemskich laboratoriach. Kosmonautyka i w tym zakresie dostarcza nam nieocenionych informacji. Rozszerza zakres obserwowanego widma promieniowania Słońca o część nadfioletową, rentgenowską i promieniowania gamma. Nowe informacje wypełniają luki w naszej wiedzy o budowie Słońca, a także pozwalają lepiej poznać prawa rządzące niecodziennym światem gwiazd.

Gwiazdy we Wszechświecie

Życie gwiazdy

Gwiazdy tworzą się wewnątrz gigantycznych chmur gazów i pyłów. Cząstki takiej chmury łączą się, tworząc gwiazdę, która w swym początkowym etapie jest chłodna. Gwiazda kurczy się pod wpływem przyciągania grawitacyjnego i ogrzewa. Jej wnętrze staje się tak gorące, że zaczyna wytwarzać światło i ciepło w taki sam sposób, jak nasze Słońce.
Kiedy energia gwiazdy zostanie wyzwolona, gwiazda zmienia się, stając się czerwonym olbrzymem. Tak samo stanie się za bardzo wiele lat z naszą gwiazdą.
Po wyczerpaniu się energii gwiazdy tracą swą zewnętrzną, wnętrze gwałtownie się kurczy itworzą sie białe karły. Są one bardzo gęste i ciężkie. Filiżanka materii białego karła może ważycz wiele ton. Białę karły świecą niewyraźnie i można je obserwować jedynie przez teleskop. Ostatecznie przestają one świecić i pozostaje zimna i ciemna kula.
Niektóre gwiazdy szybciej zużywają energię, a następnie eksplodują, wysyłając większość swej materii w przestrzeń kosmiczną. W wyniku eksplozji tworzą się gwiazdy supernowe. Chmury materii rozpraszają się w przestrzeni, a wnętrza gwiazd kurczą się i tworzą ciało dużo cięższe aniżeli białe karły.

Gwiazdozbiory

"Naszym" niebem gwiaździstym, czyli niebem oglądanym w Polsce, jest półkula północna nieba. Tradycja łączyła gwiazdy w bardzo różne gwiazdozbiory. Astronomowie, decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej w 1928 roku, podzielili całe niebo na 88 gwiazdozbiorów o ściśle określonych granicach. Podobnie jak współrzędne na sferze niebieskiej, gwiazdozbiory mają znaczenie pomoxniecze przy orientacji na niebie.

Gwiazdozbiory nieba północnego

Gwiazdozbiory nieba południowego:

Czas umrzeć

Gwiazdy z przedziału 1- 4 mas Słońca po wypaleniu wodoru w jądrze zaczynają się zapadać a zewnętrzne warstwy - rozdymać. Uzyskana w tym procesie energia zapoczątkowuje reakcję przemiany wodoru w hel w otoczce dookoła jądra. Gwiazda znowu zaczyna świecić, jednak w kolorze czerwonym. Znajduje się wówczas w stadium tzw. czerwonego olbrzyma. Jego jądro ciągle się zapada, aż uzyskana temperatura (rzędu 100 miliardów C) pozwala na przemianę helu w cięższy węgiel. Po okresie ok. 100 milionów lat proces nukleosyntezy zakańcza się i następuje gwałtowne odrzucenie zewnętrznych warstw materii. Po gwieździe pozostaje stopniowo rozpraszająca się mgławica planetarna oraz twór zbliżony wielkości Ziemi, czyli biały karzeł. Tworzy go zdegenerowany gaz, w którym elektrony nie obiegają jąder atomów, a swobodnie się poruszają. Jego gęstość jest tak wielka, że łyżka tej materii ważyła by około 100 ton. Białe karły to gwiazdy bardzo stabilne, które powoli wypromieniowują resztkę energii, by w końcu stać się czarnymi karłami.

Gwiazda wielkości 4 do 8 mas Słońca świeci o wiele krócej i ginie bardziej efektownie. W początkowej fazie ewolucji świeci jaśniej, a temperatura powierzchni sięga 25 tysięcy C. Powoduje to, że wodór w jądrze spalany jest w czasie 100 milionów lat. Jako czerwony olbrzym osiąga temperaturę jądra dochodzącą do 600 miliardów stopni Celsjusza. Dzięki temu synteza jąder nie kończy się na węglu, lecz dochodzi do żelaza. Podczas tego procesu gwiazda zwiększa swą objętość kilkadziesiąt razy przyjmując postać nadolbrzyma. Naukowcy twierdzą, że większość znanych pierwiastków powstała właśnie dzięki nadolbrzymom. Po ustaniu procesów termojądrowych jądro gwiazdy szybko się zapada. Wyzwolona energia gwałtownie rozsadza jądro, przy czym jasność gwiazdy wzrasta na chwilę setki razy. Zjawisko to nosi nazwę supernowej. Energia wyzwolona podczas wybuchu jest w stanie zniszczyć kilkadziesiąt planet wielkości Ziemi. Lecz wybuch supernowej ma także zalety, gdyż dzięki niemu materia może się rozproszyć i mogą powstać nowe obiekty w kosmosie. Większość materii starej gwiazdy ulega rozproszeniu. Pozostaje gwiazda, która szybko zapada się do średnicy kilkudziesięciu kilometrów. Jest jeszcze gęstsza od białego karła - łyżka materii może ważyć nawet 100 mln ton. Składa się ona z samych neutronów powstałych podczas kolapsu grawitacyjnego po wybuchu supernowej i nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Ma bardzo wysoką temperaturę rzędu milionów kelwinów i szybko rotuje wokół własnej osi.

Gwiazda o masie większej od 8 mas Słońca także kończy jako supernowa, jednak jest to wybuch o wiele potężniejszy. Jądro gwiazdy jest często rozrywane podczas eksplozji. Jeśli jednak przetrwa i jest około 3 razy większe od Słońca zapadając się tworzy tzw. czarną dziurę.

Wyobraźmy sobie następującą sytuację:

Jakaś ogromna siła zaczyna miażdżyć Ziemię. Jej promień cały czas się zmniejsza, aż w pewnym momencie wynosi zaledwie 1 centymetr. Cała masa Ziemi mieści się teraz w kuli o wielkości golfowej piłeczki. Twór taki wytwarza bardzo wielkie pole grawitacyjne. Tak wielkie, że zakrzywia nawet wiązki światła. Twór taki to czarna dziura. Gdybyśmy teraz w jego pobliżu umieścili książkę, ważyłaby ona bilion (1000000000000) ton!

Teoretycznie czarna dziura to obiekt o nieskończonej gęstości lecz z zerową objętością, który nazywany jest osobliwością. Wytwarza ono tak silne pole grawitacyjne (miliardy razy większe niż ziemskie), że zakrzywia przestrzeń wokół siebie. Granicą czarnej dziury jest horyzont zdarzeń, z wewnątrz którego nic nie może się wydostać. O czarnych dziurach znajdziesz więcej w dziale Czarne Dziury.

Komety

Komety to ciała niebieskie złożone z pyłu i większych odłamków skalnych wmrożonych w lód składający się z wody, metanu, amoniaku, dwutlenku węgla i innych gazów. Dlatego komety określa się w literaturze astronomicznej jako "brudne kule śniegowe".

Jądro komety, składające się z lodu i okruchów skalnych, może mieć średnicę od 1 - 50 km. Gdy ta "brudna kula śniegowa", wędrując po swojej orbicie, zbliży sie do Słońca rozgrzewa się i wtedy zmrożone gazy odparowują. Z powierzchni jądra zostaje uwolniony także pył. Z materii tej tworzy się tzw. koma, gazowo-pyłowy obłok otaczający jądro komety jak "atmosfera". Jej średnica sięga czasami miliona kilometrów, choć z teguł jest mniejsza. Jądro i koma tworzą głowe komety.

Gdy kometa wchodzi do wewnętrznej części Układu Słonecznego, a więc w bezpośrednie sąsiedztwo Słońca, wiatr słoneczny i ciśnienie promieniowania słonecznego "zdmuchują" odparowane gazy oraz cząsteczki pyłu z głowy komety. W wyniku tego oddziaływania powstaje długi, niezykle rzadki ogon komety, odwrócony zawsze w kierunku przeciwnym niż Słońce i osiągający długość kilku milionów km. Rozróżniamy w zasadzie dwa rodzaje ogonów: ogon gazowy oraz wolniej wykształcający się, słabszy ogon pyłwy. Czasami obserwuje się w komecie tzw. przeciwogon, skierowany w kierunku Słońca. Jego źródłem jest wypływ strumienia cząsteczek pyłu z jądra komety.

Za pomocą sond kosmicznych odkryto ostatnio, że jądra komet otoczone są przez wodorowe otoczki o średnicy do 50 milionów km. (!). Otoczkę taką nazywamy halo (gr. halos = koło). Kometa ukazująca sięw pobliżu Słońca składa się więc z jądra, komy, ogona i halo. To nasze Słońce jest czynnikiem, który powoduje, że zbliżająca się do niego zamarznięta kula lodowa zaczyna się rozgrzewać. W ten sposób "martwe" i ciemne jądro ożywa, tworząc świecącą kome i ogon.

Każde zbliżenie do Słońca oznacza dla komety utratę masy, gdyż materia wyrzucona do ogona jest dla niej bezpowrotnie stracona. Astronomowie obliczyli, że przeciętna kometa przeżywa około 100 zbliżeń do Słońca zanim jej resztki ostatecznie rozproszą się i kometa zniknie. Kometa Bieli odkryta w 1826 roku przez Wilhelma Bieli, podczas zbliżenia do Słońca w 1845 roku najpierw zmieniła kształt, a potem rozpadła się na oczach obserwujących ją astronomów. Ne jej miejscu pojawił się poźniej rój meteorytów złożony z jej odłamków.
Jedną z najsłynniejszych komet jest kometa Halleya, nazwana na cześć swojego odkrywcy Edmunda Halleya (1656-1742). Obliczając orbitę jasnej komety z roku 1682, Halley odkrył, że wcześniej obserwowane komety z lat 1531 i 1607 miały tę samą orbitę. Wywnioskował stąd, iż z pewnością chodzi tu o jedną i tę samą kometę. Odkrył on także eliptyczny kształt jej orbity wokół Słońca oraz przewidzial jej powrót w roku 1751. W ten sposób odkryto okresowy charakter ruchu komet. i poraz pierwszy zapowiedziano powrót jednej z nich. Nawiasem mówiąc, kometa zjawiła się na niebie punktualnie. Okres obiegu komety Halleya wokół Słońca wynosi 76,2 roku, a jej orbita sięga daleko poza orbitę Neptuna. Podczas ostatnich zbliżeń do Słońca (1910 i 1986) jej jasność wyraźnie spadła.

Większość komet porusza się wokół Słońca po wydłużonych elipsach. Podczas gdy planety i planetoidy obiegają Słońce w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, chmura komet otacza Słońce ze wszystkich stron.. Dlatego też mówi się o halo kometarnym wokół Słońca, zwierającym być może biliony komet. Ten kometarny obłok, towarzyszący naszemu systemowi planetarnemu, jest prawdopodobnie pozostałością pierwotnej materii, z której niegdyś powstał Układ Słoneczny.

Komety okresowe dzieli się na krótkookresowe (okres obiegu poniżej 100 lat) oraz długookresowe (okres obiegu ponad 100 lat). I tak, kometa Enckego, odkryta w 1786 roku, ma okres obiegu 3,3 roku, podczas gdy kometa Kohoutka, dostrzeżona po raz pierwszy w 1973 roku, potrzebuje około 75000 lat na okrążenie Słońca (!).

Gdy kometa przebiega względnie blisko dużej planety, zostaje przyciągnięta przez jej pole grawitacyjne i zmuszona do okrążenia Słońca po orbicie ciaśniejszej niż dotychczasowa. W wyniku takich zakłóceń orbit komet, spowodowanych przez oddziaływanie grawitacyjne dużych planet, cały ich szereg należy do rodzin kometarnych danej planety. Najlepiej znana jest rodzina Jowisz, do której należy conajmniej 68 komet.

Od bardzo dawna ludzkość nurtowało powodowane przez fantazję i strach pytanie, czy i jak często możliwe są zderzenia pomiędzy Ziemią a kometą lub innymi ciałami niebieskimi. To niebezpieczeństwo jest małe, ale w przypadku jego zaistnienia byłoby dla Ziemi zdarzenie o znaczeniu regionalnym. Niektórzy badacze są zdania, że ciało niebieskie, które 30 czerwca 1908 roku w okolicach rzeki Tunguska na Syberii unicestwiło życie na obszarze przekraczającym 50 km, było uderzającym w Ziemię jądrem małej komety.
Meteory i meteoryty

Przestrzeń między planetami i gwiazdami nie jest "pusta". Znajduje się tam wiele pyłu i gazu o różnych rozmiarach. Do cząsteczek pyłu należą małe cząsteczki o średnicach do 5 mm.
Meteoroidy stają się dla nas widoczne, kiedy z wielką prędkością, bo ponad 30 km/s, wchodzą w atmosferę Ziemską. Na wysokości około 100 km, w wyniku zderzenia meteoroidu z cząsteczkami atmosfery powstaje tak wiele ciepła, że jego część wyparowuje. Ściśnięte cząsteczki gazów zderzają się z innymi cząsteczkami i atomami powietrza i pobudzają je do świecenia. Świecenie to obserwujemy jako znane, krótkotrwałe zjawisko świetlne zwane meteorem, lub potocznie "spadającą gwiazdą".

W taki właśnie sposób wzdłuż drogi meteoru powstaje długi, świecący kanał powietrzny, który widzimy na niebie jako meteor. Nawet znikome ciała, o masie wynoszącej ok. ćwierć grama, stają się bardzo jasnymi meteorami. Najmniejsze cząstki pyłu całkowicie wyparowują podczas swej drogi poprzez atmosferę ziemską.

Wnikliwy obserwator może zaobserwować do 10 meteorów na godzinę. Jednak codziennie w atmosferę ziemską wpadają niezliczone meteoroidy, których nawet nie widać.
Oprócz codziennego spadku meteorów, w określonych porach roku występują tzw. roje meteorów. W naszym Układzie Słonczenym krążą pierścienie pyłu, pokrywające się w przybliżeniu z orbitą dawno rozpadłej albo wciąż jeszcze krążącej komety. W pierścieniu tym krąży przede wszystkim pył, który kiedyś został wyrzucony z tej komety. Kiedy Ziemia, krążąc po swej orbicie, przechodzi przez taki pierścień pyłu, obserwujemy wówczas zwiększoną liczbę meteorów - rój meteorów.

Roje meteorów, przez które corocznie przechodzi Ziemia w tym samym czasie, mają własne nazwy pochodzące od gwiazdozbiorów, w których znajduje się pozorny punkt wyjściowy roju. Tak więc mamy np. rój zwany Perseidy, którego radiant znajduje się w Perseuszu i którego maksimum (największa liczba "spadających gwiazd") następuje 11 sierpnia oraz rój Leonid, którego radiant leży w gwiazdozbiorze Lwa, a maksimum przypada 17 listopada.

Obok przeciętnych meteorów obserwuje się także większe i szczególnie jasne mateory, nazywane bolidami (kulami ognistymi) Mają one masy ponad 1 kg, przenikają więc nie odparowane w głębokie warstwy atmosfery i spadają na Ziemię. Te kamienie, uderzające w powierzchnię Ziemi, nazywają meteorytami. Są między nimi wielkie ciała, których uderzenie w Ziemię może spowodować lokalne spustoszenie.
Znany krater Barringera w stanie Arizona (USA), mający średnicę ok. 1300 m i głębokość 175 m, powstał w wyniku upadku wielkiego meteorytu, który musiał mieć masę ok. 10000 ton, a
spadł na naszą planetę przed 25000 lat. Na końcu swej drogi poprzez atmosferę ziemską bolidy rozpadają się czasami, przybierając postać deszczów meteorytów. W roku 1803 spadł we Francji taki deszcz liczący ok. 2000 meteorytów. W 1868 spadło w okolicach Pułtuska ok. 100000 meteorytów, a w 1912 roku w Arizonie deszcze taki zawierał ponad 14000 odłamków.
Pochodzenie takich rzadko spotykanych dużych meteorytów nie jest w pełni wyjaśnione. Możliwe jest jednak, że pochodzą one z planetoid, których większość krąży pomiędzy Marsem a Jowiszem. Wskutek zderzeń lub oddziaływań grawitacyjnych niektóre z nich mogą się znaleźć w niebezpiecznej bliskości Ziemi.

Na podstawie badań odnalezionych meteorytów podzielono je na meteoryty kamienne i żelazne. Oprócz tego spotyka się meteoryty żelazno-kamienne. Najczęstsze są meteoryty kamienne, ponieważ jednak one najłatwiej się kruszą, to największe i najcięższe znaleziska meteorytowe składają się z żelaza.

Największym znanym meteorytem znalezionym na Ziemi jest ważący 60 ton meteoryt Hoba, leżący na terenie jednej z farm w Afryce Południowej. Jest to meteoryt żelazny, zbudowany ze stopu niklowo-żelazowego.

Powstanie Wszechświata

Gdy astronomowie patrzą w kosmos, daleko poza naszą Galaktykę, w każdym kierunku widzą wiele innych galaktyk. Wszystkie te odległe galaktyki sprawiają wrażenie, jakby oddalały się od nas i od siebie wzajem, a te najdalsze poruszają się najszybciej. Tak więc wszystko wskazuje na to, że jesteśmy w rozszerzającym się Wszechświecie. Co jednak spowodowało tę ucieczkę?

Astronomowie sądzą, że około 20 miliardów lat temu cała materia Wszechświata rozpierzchła się na wszystkie strony. Nie mogą wyjaśnić, jak ani dlaczego tak się stało, lecz porównują to z potężną eksplozją i nazywają ją Wielkim Wybuchem (Big Bang). Początkowo Wszechświat był bardzo, bardzo gorący, ale w miarę rozszerzania się stygł, aż stał się Wszechświatem, jaki obecnie mamy.

Odległe galaktyki są tak daleko, że ich światło potrzebuje wiele czasu na dotarcie do nas. Astronomowie potrafią dostrzec ledwo widoczne galaktyki oddalone o 10 miliardów lat świetlnych. Oznacza to, że światło tych galaktyk wędrowało do nas 10 miliardów lat. Widzimy je więc takimi, jakimi były 10 miliardów lat temu i nie wiemy jak naprawdę te galaktyki teraz wyglądają. Gdy zaglądasz w kosmos, zaglądasz również w czas miniony, a więc w przeszłość. Moim zdaniem jest to dziwne, abstrakcyjne, niewarygodne ale jednak logicznie myśląc, prawdziwe i bardzo interesujące...
Galaktyki

Gwiazdy, które obserwujesz na niebie w nocy, są częścią gigantycznej rodziny gwiazd zwanej Galaktyką. Galaktyka może zawierać aż około 100 miliardów gwiazd, ale nie można ich wszystkich zobaczyć, ponieważ jedna galaktyka jest tak wielka, że gwiazda, która znajduje się "na krańcach" owej galaktyki jest zbyt daleko i można ją obserwować tylko przez teleskop. Nasza gwiazda, Słońce, znajduje się w pobliżu brzegu i kiedy patrzysz w kierunku środka galaktyki widzisz światło innych gwiazd i mgławic. Jest to Droga Mleczna - delkatne pasmo, rozciągające się przez całe niebo, które ujrzysz w pogodne noce. Jej centrum jest zakryte przez chmury pyłu.

Astronomowie obliczyli, jaka jest nasza galaktyka, obserwując inne galaktyki i mierząc ruchy chmur gazu międzygwiezdnego. Jest ona płaską spiralą średnicy około 100000 lat świetlnych, z dwoma "ramionami" kręcącymi się wokół środkowego jasnego wybrzuszenia. Ramiona zawierają mgławice, w których rodzą się nowe gwiazdy. Słońce znajduje się w jednym z tych ramion. Wokół brzegu galaktyki skupione jest około 200 gromad gwiazd zawierających prawdopodobnie 100000 starszych gwiazd. Nasza galaktyka nie jest jedyną oczywiście. W całym wszechświecie jest wiele milionów galaktyk.

Mgławice

Przez długi czas mgławicami określano zarówno rzeczywiste mgławice, czyli nagromadzenie pyłów i gazów w przestrzeni międzygwiazdowej, jak i odlegle galaktyki. Do dziś wiele z nich zachowało dawne nazwy, zawierające termin "mgławice", choć ich galaktyczna przynależność nie budzi wątpliwości. Najlepszym tego przykładem jest Wielka Mgławica Andromedy, będąca w rzeczywistości galaktyką spiralną oddaloną od Układu Słonecznego o mniej więcej 2 miliony lat świetlnych. Pierwszy opisał ją w X wieku perski astronom Abd ar-Rahman as- Suft. Opis as-Sufiego nie wzbudził jednak większego zainteresowania. Około 1520 roku kronikarz wyprawy Ferdynanda Magellana dookoła Ziemi, Antonio Pigafetta, zaobserwował nieznane, jasne plamki na niebie półkuli południowej. Na cześć swego kapitana nazwał je Obłokami Magellana - Wielkimi i Małymi. Faktycznie są to dwie galaktyki, satelity naszej Galaktyki.

Wynalezienie teleskopu umożliwiło obserwacje pierwszych rzeczywistych mgławic. W 1611 roku Nicolas Peiresc odnalazł dzięki teleskopowi Wielką Mgławice Oriona (Wielką Mgławice w Orionie).