Układ Słoneczny
1. Wszechświat
W prawdzie pozostaje tajemnicą, w jaki sposób powstał Wszechświat, jednak wielu współczesnych naukowców opowiada się za teorią „wielkiego wybuchu”. Zgodnie z tą teorią Wszechświat narodził się w potężnej eksplozji, która doprowadziła do powstania materii oraz dała początek przestrzeni, w której nowo powstała materia została natychmiast rozrzucona. W ten sposób powstały cząsteczki elementarne będące budulcem atomów. Cząsteczki elementarne połączyły się następnie w atomy wodoru, który stanowi obecnie 90% materii Wszechświata. Obłok rozżarzonego wodoru pęczniał, a następnie rozpadł się na pojedyncze skupiska gazu, z których powstały gwiazdy i galaktyki podobne do naszej Galaktyki, zwanej Drogą Mleczną.
Badania wykazują, że Wszechświat wciąż się rozszerza. Nie wiadomo czy jego ekspansja będzie trwała wiecznie, czy też w pewnym momencie Wszechświat zacznie się zapadać. Astronomowie szacują wiek Wszechświata na około 13 – 20 miliardów lat.
Wielkość Wszechświata jest nieznana, opracowano jednak metody pomiaru odległości w przestrzeni. Za podstawę pomiaru służy np. orbita okołosłoneczna Ziemi: jednostka astronomiczna (j.a.) to odległość Ziemi od Słońca. Rok świetlny (r.ś.) to odległość jaką w ciągu roku pokonuje światło poruszające się z prędkością 299792,458 km/s. Parsek (ps) to odległość, na jaką podstawa o długości jednej jednostki astronomicznej rozciąga ramię kąta o mierze jednej sekundy.
1 jednostka astronomiczna = 149 600 000 km
1 rok świetlny = 9 460 500 000 000 km = 63 240 j.a.
1 parsek = 30 857 200 000 000 km = 206 265 j.a. = 3,262 r.ś.
Rozmiar Wszechświata jest ogromny. Ilustruje to przedstawiony poniżej rysunek. Każdy kolejny sześcian ma krawędzie 100 razy dłuższe od poprzedniego.
sześcian – krawędź dł. 950 j.a. (0,015 r.ś.)
Zawiera cały Układ Słoneczny.
sześcian – krawędź dł. 1,5 r.ś.
Mieści się tu cały Układ Słoneczny otoczony obłokiem Oorta. Naukowcy
uważają, że komety, które przelatują przez Układ Słoneczny, pochodzą
właśnie stamtąd. Obłok Oorta otacza Słońce w odległości około 40 000 j.a.
(2-3 lat świetlnych).
sześcian – krawędź dł. 150 l.ś.
Układ Słoneczny i najbliższe gwiazdy.
sześcian – krawędź dł. 15 000 l.ś.
Obejmuje bliższe ramiona spiralne naszej Galaktyki.
sześcian – krawędź dł.1,5 miliona l.ś.
Obejmuje całą naszą Galaktykę, Mały i Wielki Obłok Magellana
oraz pobliskie galaktyki z Układu Lokalnego.
sześcian – krawędź dł. 150 milionów l.ś.
Zawiera cały Układ Lokalny oraz gromady galaktyk Ryb, Raka i Panny.
sześcian – krawędź dł. 15 miliardów l.ś.
Obejmuje wszystkie znane gromady i supergromady galaktyk oraz wszystkie inne znane obiekty w przestrzeni. Jest to granica naszej współczesnej wiedzy o Wszechświecie.
2. Galaktyki
Galaktyki to wielkie skupiska gwiazd, planet, mgławic oraz gazu i płynu międzygwiezdnego, które stanowią „wyspy” Wszechświata. Odkryto już ponad miliard galaktyk. Niektóre z nich rozciągają się na szerokość od 1000 do 10 milionów l.ś.
Galaktyki podzielono ze względu na ich kształt.
Galaktyki spiralne. Mają ramiona, które otaczają ich centrum, zwane jądrem galaktyki. Nasza Galaktyka – Droga Mleczna, jest galaktyką spiralną. Jej pełny obrót wokół osi trwa 225 milionów lat.
Galaktyki eliptyczne. Galaktyki te nie maja ramion spiralnych. Kształtem przypominają ogromną kulę lub silnie spłaszczoną piłkę do rugby.
Galaktyki nieregularne. Galaktyki te nie wykazują symetrii charakterystycznych dla wyżej opisanych.
3. Układ Słoneczny
Pod pojęciem Układu Słonecznego rozumie się Słońce i wszystkie ciała niebieskie, związane z nim grawitacyjnie: planety ze swoimi księżycami oraz planetoidy, komety i meteoryty, a także materię pyłowo-gazową, która wypełnia przestrzeń międzyplanetarną. Układ Słoneczny wchodzi w skład Galaktyki. Położony jest mniej więcej w płaszczyźnie dysku galaktycznego, w odległości ponad 30 tysięcy lat świetlnych od jej centrum, na peryferiach jednego z ramion spiralnych. Okres obiegu Układu Słonecznego wokół środka Galaktyki wynosi 250 mln lat. Układ Słoneczny porusza się względem sąsiednich gwiazd z prędkością około 20 km/s w kierunku punktu, zwanego apeksem Słońca, znajdującego się na sferze niebieskiej w gwiazdozbiorze Herkulesa. Wiek Układu Słonecznego wynosi około 4,5 mld lat.
Podwaliną współczesnego obrazu Układu Słonecznego oraz nowożytnych koncepcji jego pochodzenia i ewolucji stało się odkrycie polskiego astronoma Mikołaja Kopernika (1473-1543), który dowiódł, że planety, a wśród nich i nasza Ziemia, krążą wokół Słońca. Zrozumienie i uznanie, że centralnym ciałem jest Słońce, a nie - jak wcześniej sądzono - Ziemia, która okazała się być jedną z planet, umożliwiło Johannesowi Keplerowi (1571-1630) sformułowanie na podstawie analizy wyników obserwacji położeń planet prawideł, którym podlegają rzeczywiste ruchy planet wokół Słońca; znane są one jako trzy prawa Keplera. Te empiryczne zależności znalazły teoretyczne uzasadnienie w odkrytych przez Izaaka Newtona (1642-1727) zasadach dynamiki i prawie powszechnego ciążenia.
Planety Układu Słonecznego dzielimy na planety wewnętrzne (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars) i planety zewnętrzne (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun). Granicą między nimi jest pas planetoid.
3.1. Planety i ich satelity:
• Słońce
Słońce powstało około 4,5 miliarda lat temu i niczym nie wyróżniało się od innych gwiazd. Dookoła niego powstał system planetarny. I dopiero wtedy dało ono wraz z Ziemią początek życiu na naszej planecie.
Słońce jest kulą gazową o promieniu ponad 700000 km złożoną w dużej mierze z wodoru (92%) i helu (7,8%). Pozostałe 0,2% to takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen i żelazo. Na powierzchni Słońca panuje temperatura 5800 K. Gwiazda ta wypromieniowuje z siebie energię sięgającą 400 milionów gigawatów. Energia ta wysyłana jest przez Słońce w postaci dwóch rodzajów promieniowania. Pierwszym z nich jest promieniowanie widzialne - światło białe, natomiast drugi typ promieniowania to promieniowanie niewidzialne - podczerwone.
Powierzchnia Słońca pokryta jest ciemnymi plamami, których średnica może sięgać 10000 km. Ilość tychże plam zmienia się w ciągu jedenastoletniego cyklu. Plamy te wypromieniowują więcej energii niż inne części Słońca i właśnie dlatego, że są aktywne posiadają ciemną barwę. Temperatura plam jest średnio o 2000 K niższa niż temperatura pozostałej powierzchni Słońca. Te aktywne strefy są częstym miejscem występowania gwałtownych zjawisk erupcyjnych. W wyniku takich eksplozji w przestrzeń kosmiczną są wyrzucane ogromne ilości gazu z niesamowitą prędkością 1000 km/s.
Wysoka strefa atmosfery słonecznej nazwana została koroną. Jest ona połączona z fotosferą poprzez obszar przejściowy o niewielkiej grubości. Korona jest milion razy mniej jasna od fotosfery i można ją dostrzec gołym okiem podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Korona podgrzana do 1 miliona stopni Celsjusza emituje głównie promieniowanie rentgenowskie. W pewnych miejscach korona nie jest utrzymywana przy powierzchni i ucieka w przestrzeń międzyplanetarną. Zjawisko to powoduje wiatr słoneczny, który w okolicy Ziemi ma prędkość około 400 km/s. Przez taką utratę gazu Słońce traci jedną miliardową część swojej masy na 100000 lat. Szacuje się, że w przeciągu 4,5 miliarda lat jasność Słońca wzrosła o 40%. Wewnątrz Słońca panuje ogromna temperatura sięgająca 15 milionów stopni Celsjusza, oraz zachodzą tam przez cały czas reakcje termojądrowe, które polegają na zamianie wodoru w hel.
Za około 5 miliardów lat większość wodoru w jądrze Słońca zamieni się w hel, wtedy jądro pod wpływem własnego ciężaru zacznie się zapadać. Wodór otaczający jądro zapali się, a energia temu towarzysząca spowoduje powiększenie rozmiaru Słońca, które zmieni się w czerwonego olbrzyma, który swoją objętością będzie mógł pochłonąć nawet Ziemię. Po jakimś czasie warstwy zewnętrzne zostaną odrzucone w przestrzeń a pozostanie samo jądro, słabo świecące jako biały karzeł.
• Merkury
Merkury jest pierwszą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on stosunkowo niewielki, gdyż jego promień wynosi zaledwie 2439 km, 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 57,91 mln 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 58,6 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 430oC na oświetlonej części planety. W tym samym czasie natomiast na nieoświetlonej części planety temperatura spada nawet do –170oC.
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.
Właśnie rozmieszczenie kraterów umożliwia określenie czasu powstania poszczególnych rejonów Merkurego. Strefy z największą liczbą kraterów są najstarsze i mają około 4,1 i 4,2 miliarda lat. Strefy o małym zagęszczeniu kraterów (najmłodsze) mają natomiast od 3,8 do 3,9 miliarda lat.
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.
Podstawowe informacje o Merkurym:
Średnia odległość od Słońca 0,39 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 0,54 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 47,9 km/s
Okres obrotu wokół osi 58,6 dni
Okres obiegu wokół Słońca 88 dni
Średnica 4878 km
Masa (masa Ziemi = 1) 0,06
Średnia temperatura na powierzchni 430oC (dzień), -170oC (noc)
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 0,38
Liczba naturalnych satelitów 0
Liczba znanych pierścieni 0
Najważniejsze gazy w atmosferze śladowa
• Wenus
Wenus jest drugą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Znana jest również pod nazwą Jutrzenki i jest najjaśniejszym ciałem niebieskim na niebie po Słońcu i Księżycu. Wenus jest bardzo podobna do Ziemi, o czym świadczy kulisty kształt zbliżony do ziemskiego. Ma również bardzo podobny rozmiar: średnica wynosi 12100 km, co stanowi 0,95 średnicy Ziemi. Jej masa wynosi 0,82 masy Ziemi. Wenus obiega Słońce w odległości 108 mln kilometrów po prawie idealnie kolistej orbicie. Dokładny obieg trwa 224,7 dnia i jest krótszy od jednego obrotu wokół własnej osi trwającego 243 dni. Powoduje to, że wenusjańska doba jest dłuższa od wenusjańskiego roku. Kolejną ważną rzeczą, na którą należy zwrócić uwagę jest obrót planety wokół własnej osi. Wenus obraca się w stronę przeciwną niż robią to inne planety w Układzie Słonecznym. Obrót taki powoduje zjawisko wschodu Słońca na zachodzie, a zachodu Słońca na wschodzie.
Atmosfera Wenus powoduje jednak, że planeta ta staje się różną od Ziemi. Ogromne różnice stanowi skład chemiczny atmosfery, gdyż składa się ona tu aż w 95,5% z dwutlenku węgla (CO2) i w 4% z azotu z niewielką domieszką pary wodnej, argonu oraz bezwodnika kwasu siarkowego. Skład chemiczny wenusjańskich chmur powoduje na planecie tzw. efekt cieplarniany, co daje ogromną temperaturę na powierzchni planety sięgającą 480oC. Wenus jest najcieplejszą planetą Układu Słonecznego, cieplejszą nawet od Merkurego, który pomimo bliskości Słońca i tak jest chłodniejszy. Na Wenus praktycznie nie ma pór roku, panuje tam nieustanny upał i nie ma możliwości oddychania. Na planecie tej nie ma również wody, która wyparowała z powodu efektu cieplarnianego. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest 90 razy większe niż na Ziemi i wynosi około 90000hPa.
Powierzchnię Wenus badały radzieckie sondy „Venera 13” i „Venera 14”, które zrobiły, w 1982r. zdjęcia. Na zdjęciach tych zaobserwowano rozległe równiny, poprzecinane skałami i wyciekami lawy. Stwierdziły, że chmury znajdują się na wysokości ok. 45 km, a niebo ma barwę pomarańczową. Po radzieckich sondach badania Wenus kontynuowały sondy NASA: Pioneer (1978-1981) i Magellan (od 1990r.). Sondy te krążyły wokół planety w celu uzyskania jej mapy.
Prawie dwie trzecie powierzchni planety zajmują płaskie i rozległe równiny. Występują tu również wyżyny, a najbardziej charakterystyczna jest wyżyna wielkości kontynentu na północnej półkuli Wenus. Została ona nazwana jako Ziemia Isztar. Wyżyna ta jest podobna do Tybetu, ale jest niesłychanie duża, gdyż zajmuje obszar wielkości Stanów Zjednoczonych. Wyżynę tę otaczają bardzo wysokie łańcuchy górskie, wyższe od ziemskiego Mount Everestu (8850 m n.p.m.) nawet o 1500 metrów.
Wenus pokryta jest bazaltową skorupą, która jest gruba, a pod nią jest również gruby płaszcz. Pod płaszczem z kolei znajduje się metalowe jądro, różniące się jednak od ziemskiego, gdyż jest stałe. Tektonika Wenus przypomina tektonikę Marsa i Księżyca. Występują tu również wulkany, jednak sądzi się, że większość kraterów jest pochodzenia meteorytowego.
Wenus jest, więc planetą bazaltową i bardzo gorącą, nie posiada również naturalnych satelitów podobnie jak Merkury.
Podstawowe informacje o Wenus:
Średnia odległość od Słońca 0,72 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 0,27 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 35 km/s
Okres obrotu wokół osi 243 dni
Okres obiegu wokół Słońca 225 dni
Średnica 12104 km
Masa (masa Ziemi = 1) 0,82
Średnia temperatura na powierzchni 464oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 0,88
Liczba naturalnych satelitów 0
Liczba naturalnych pierścieni 0
Najważniejsze gazy w atmosferze dwutlenek węgla
• Ziemia
Ziemia jest trzecią według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest ona największa ze wszystkich planet wewnętrznych. Średnica planety wynosi 12756 km, a więc promień równikowy ma 6378 km i jest on dłuższy od promienia biegunowego, co jest spowodowane ruchem wirowym planety. Równik Ziemi, czyli najdłuższy równoleżnik (obwód) ma 40070 km. Masa planety wynosi 6x1027g i stanowi 2 milionowe części masy Słońca. Ziemia krąży w średniej odległości 150mln km od Słońca po orbicie w kształcie elipsy. Najbliżej Słońca znajduje się 3 stycznia i odległość wynosi wtedy 147 mln km (peryhelium). Najdalej od Słońca jest natomiast 4 lipca, kiedy to jej odległość od niego wynosi 152 mln km (aphelium). W trakcie ruchu obiegowego oś ziemska nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66o33`. Czas, jaki zajmuje Ziemi okrążenie Słońca wynosi 365,2564 dnia, natomiast jeden pełny obrót wokół własnej osi planeta robi w czasie 23h 56min 4,09s.
W budowie Ziemi wyróżnia się trzy strefy: wewnętrzną-jądro, środkową-płaszcz i zewnętrzną-litosferę dzielącą się na skorupę oceaniczną i kontynentalną. Jądro ziemskie ma kształt kuli o promieniu 3500 km. Możemy je podzielić na trzy części, a mianowicie jądro stałe, wewnętrzne mające promień 1250 km i jądro zewnętrzne o grubości 2300 km. Jądro złożone jest głównie z żelaza (aż 80%), w reszcie przeważa nikiel oraz siarka. Właśnie tak duża ilość żelaza decyduje o tak dużej gęstości planety, która wynosi 5,52 g/cm3. Bliżej powierzchni znajduje się płaszcz ziemski, który ma grubość 2900 km. Płaszcz zbudowany jest głównie z tlenków wielu metali. Ostatnią warstwą jest zewnętrzna litosfera o grubości 30 km pod kontynentami i 10 km pod oceanami.
Powierzchnię Ziemi zajmują w 29% lądy i w 71% oceany. I to właśnie oceany dały początek życiu na Ziemi, jak dotąd znanemu tylko tutaj. Lądy, czyli w rzeczywistości siedem kontynentów, maja różną formę ukształtowania powierzchni. Są na nich zarówno depresje, niziny, wyżyny, jak i góry. Najwyższe góry na Ziemi to oczywiście Himalaje, w których znajduje się Mount Everest o wysokości 8850 m n.p.m.. Na naszej planecie występują również aktywne wulkany, a ich największym skupiskiem jest Półwysep Kamczatka w Rosji na kontynencie azjatyckim.
Atmosfera ziemska składa się w 78% z azotu, 21% z tlenu, a pozostały 1% tworzą takie gazy jak argon, dwutlenek węgla, para wodna, ozon. średnia temperatura na powierzchni Ziemi wynosi 15oC. Najniższa jest w strefach biegunowych (rekordowa ponad -90oC), a najwyższa w strefie równikowej. Ziemską atmosferę można podzielić na kilka warstw. Najniżej znajduje się troposfera sięgająca średnio do 12 kilometra nad powierzchnię planety. To w tej warstwie zawarte jest 80% całej masy powietrza, jak również zachodzą tu wszystkie zjawiska pogodowe. W górnych strefie tej warstwy temperatura spada do -55oC. Następna warstwa rozciąga się powyżej troposfery między 12 a 50 kilometrem i nosi nazwę stratosfery. Pośrodku tej warstwy występuje miedzy 20 a 30 kilometrem warstwa ozonu, która pochłania ultrafioletowe promieniowanie słoneczne. Kolejna warstwa to mezosfera sięgająca od 50 do 80 kilometra nad Ziemie. Powyżej tejże warstwy znajduje się termosfera, w której temperatura rośnie nawet do 1000oC ze względu na duże rozrzedzenie atmosfery. Wyżej jest jonosfera, w której to powstają piękne zorze polarne. Ostatnia warstwa atmosfery to egzosfera, w której temperatura spada do zera absolutnego, czyli -273oC.
Ziemia ma jednego naturalnego satelitę-jest nim księżyc. Jest on odległy od planety o ok. 380000 km, a jego promień ma długość 1740km. Masa Księżyca stanowi 1,2% masy Ziemi.
Ziemia posiada, więc dosyć złożoną naturę. Obecność na jej powierzchni dużej ilości wody, która występuje również w atmosferze jest głównym elementem zmian fizyko-chemicznych, jak również woda ta dała początek życiu na naszej planecie, nie odnalezionemu dotychczas nigdzie indziej w kosmosie.
Podstawowe informacje o Ziemi:
Średnia odległość od Słońca 1,00 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 29,8 km/s
Okres obrotu wokół osi 23h 56min.
Okres obiegu wokół Słońca 365 dni
Średnica 12756 km
Średnia temperatura na powierzchni 15oC
Liczba naturalnych satelitów 1
Liczba naturalnych pierścieni 0
Najważniejsze gazy w atmosferze azot, tlen
o Satelita Ziemi
Księżyc, nasz naturalny satelita jest odległy o 384,4 tys. km od środka Ziemi. Jak dotąd jest on jedynym ciałem niebieskim, na jakie przemieścił się człowiek. Jego promień wynosi 1740 km, a masa stanowi zaledwie 1,2% masy Ziemi. Ze względu na tak niewielką masę Księżyca jego siła grawitacji jest znacznie słabsza niż ziemska i nie posiada on atmosfery. Jeden obieg Księżyca wokół planety trwa 27,3 dni i jest on równy jednemu obrotowi wokół własnej osi.. Z takim właśnie ruchem Księżyca wiąże się stwierdzenie, że widzimy z Ziemi tylko jedną stronę Księżyca.
Dzięki radzieckim i amerykańskim misjom kosmicznym znany jest dokładnie skład skał księżycowych. Skały te można podzielić na trzy rodzaje. Można wyróżnić bazalty posiadające ciemny kolor, Które są podstawowymi elementami składowymi „mórz” księżycowych. Znajdują się tu również feldszpaty, czyli krzemiany typu anortytowego i skały, które nazwano KREEP ze względu na zawartość w nich potasu i fosforu (K i P) oraz minerałów ziem rzadkich Badania dowodzą, że różnorodność minerałów na Księżycu jest znacznie mniejsza niż na Ziemi. Szacuję się, że skały, które tworzą płaskowyże mają 3,8 mld lat lub więcej, podczas gdy wiek skał tworzących morza wynosi pomiędzy 3,2 a 3,8 mld lat. Na Księżycu występuje bardzo wiele kraterów, które są rezultatem bombardowania meteorytowego.
Dzięki danym sejsmicznym pochodzącym z Księżyca znamy w przybliżeniu jego strukturę wewnętrzną. Jest ona podobna do struktury Ziemi, gdyż na Księżycu wyróżniamy również trzy warstwy: metalowe jądro o promieniu poniżej 300 km, płaszcz podzielony na dwie części: wewnętrzną o grubości ok. 500 km i twardą część zewnętrzną sięgającą do głębokości 1000 km, oraz ostatnią warstwę, czyli skorupę o grubości 70 km.
Pochodzenie Księżyca jest nadal wielką zagadką dla naukowców. Najbardziej prawdopodobne jest zderzenie tworzącej się Ziemi z protoplanetą. Zderzenie to wyrwało z płaszcza Ziemi ogromny jego fragment, który następnie stał się nie mającym żelazo-niklowego jądra Księżycem
• Mars
Mars jest czwartą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jego rozmiary nie dorównują rozmiarom Ziemi, są nawet o wiele mniejsze (aż o połowę). I tak średnica planety wynosi 6785 km, a zatem promień równikowy ma 3393 km i jest o 18 kilometrów dłuższy od promienia biegunowego Marsa, czego powodem jest ruch wirowy planety. Masa planety jest równa 10% masy Ziemi, a gęstość wynosi 3,9g/cm3. Tak małą gęstość planety powoduje prawdopodobnie jądro planety zbudowane z żelaza, ale posiadające niewielkie rozmiary. Dużo żelaza znajduje się również w powierzchniowych warstwach planety, dzięki czemu zawdzięcza ona sobie czerwoną barwę. Okres obrotu Marsa dookoła własnej osi jest bardzo zbliżony do ziemskiego i wynosi 24h 37min 27s. Mars obiega Słońce po swojej orbicie w odległości równej 1,5 odległości Ziemi od Słońca, czyli dokładnie odległość ta wynosi ok. 228 mln km. Jeden obrót wokół Słońca zajmuje Marsowi ok. 687 dni ziemskich.
Mars i Ziemia mają wiele wspólnych cech pomimo tak znacznej różnicy wielkości. Do cech tych należą: złożona atmosfera, pory roku i w przeszłości obecność wody na powierzchni Marsa. Występowanie pór roku na Marsie można zaobserwować nawet z Ziemi, gdyż jest widoczny przyrost czap lodowych na biegunach oraz ich zmniejszanie się. Zmiany pór roku powodują na planecie silne burze pyłowe, które przyczyniają się do czasowych zmian koloru powierzchni Marsa (tj. ciemnienie i jaśnienie powierzchni). Uczeni sądzą, że powierzchnia półkuli południowej jest starsza od półkuli północnej, gdyż to właśnie na południu występuje więcej kraterów powstałych w wyniku uderzeń meteorytów. Półkula południowa ma również większą średnią wysokość. Znajdują się tu też normalne kratery pochodzenia wulkanicznego. To właśnie tutaj jest największa góra w całym Układzie Słonecznym. Jest to krater wulkaniczny nazwany „górą Olimp” lub Olympus Mons. Ma on wysokość prawie 27 km i 630 km średnicy. Na Marsie występują również wyschnięte kanały, które mogą świadczyć o istnieniu w przeszłości na powierzchni planety wody. W związku z tą hipotezą naukowcy sądzą, że na Marsie w przeszłości mogło istnieć drobne organiczne życie. Sądzą tak gdyż, gdy tworzyły się planety to na Marsie panowały podobne warunki jak na Ziemi. Na Ziemi pierwsze życie pojawiło się już ok.500mln lat po okresie bombardowania przez meteoryty. Tak samo mogło być również na Marsie, jednak późniejsza kolej zdarzeń mogła doprowadzić do wyginięcia tego właśnie życia. Obecnie trwają nad tym badania, poszukuje się w skałach pochodzących z marsa szczątków tego domniemanego życia.
Sondy wysyłane w kierunku Marsa i na Marsa ustaliły skład atmosfery planety. Składa się ona w 95% z dwutlenku azotu, w 3% z azotu, w 1,5% z argonu oraz śladowych ilości tlenu, tlenku węgla i pary wodnej. W przeciwieństwie do ziemskiej atmosfery w tutejszej brak jest ozonu, z czego wynika jednak, że w chwili obecnej na Marsie występowanie jakichkolwiek śladów organicznych jest niemożliwe.
Mars posiada dwóch naturalnych satelitów. Mają one bardzo małe rozmiary i krążą w niedużej odległości od planety. Są to Deimos i Phobos. Sądzi się, że zostały one przechwycone przez Marsa z pasa planetoid leżącego między Marsem a Jowiszem. Przypuszczenia te są bardzo prawdopodobne właśnie ze względu na małe ich rozmiary.
Mars jest, więc ostatnią planetą z grupy planet wewnętrznych Układu Słonecznego. Jest również ostatnią planetą, na której mogliśmy doszukiwać się życia, gdyż za nim leżą już tylko wielkie gazowe olbrzymy, na których raczej niemożliwe jest życie.
Podstawowe informacje o Marsie:
Średnia odległość od Słońca 1,52 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 0,38 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 24,1 km/s
Okres obrotu wokół osi 24h 37min.
Okres obiegu wokół Słońca 687 dni
Średnica 6759 km
Masa (masa Ziemi = 1) 0,11
Średnia temperatura na powierzchni -40oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 0,38
Liczba naturalnych satelitów 2
Liczba naturalnych pierścieni 0
Najważniejsze gazy w atmosferze dwutlenek węgla
o Satelity Marsa
Mars ma dwóch małych satelitów: Phobos i Deimos to dwie bryły o średnicach wynoszących 22 km (Phobos) i 12 km (Deimos). Phobos obiega Marsa w odległości 9400 km, a czas jego obiegu wynosi 7 godzin 20 minut. Mars przyciąga nieustannie Phobosa ku sobie, co za ok. 30 milionów lat zaowocuje zderzeniem księżyca z planetą. Deimos krąży w odległości 23 500 km od Marsa, a jeden obieg zajmuje mu 30 godzin 18 minut. Te księżyce są tak małe, że nie mają regularnego kształtu kuli, jaki mogą przybrać ciała o dużej masie. Wykazują one również wiele podobieństw do planetoid, które znajdują się między Marsem a Jowiszem. Sądzi się, więc, że Phobos i Deimos są planetoidami przechwyconymi przez Marsa.
• Jowisz
Jowisz jest piątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on zarazem największą i najcięższą planetą. Średni promień Jowisza wynosi ok 71000 km i jest jedenaście razy większy od promienia Ziemi. Różnica pomiędzy promieniem równikowym a biegunowym jest bardzo duża, bo ok. 4500 km, a jest to spowodowane szybkim ruchem wirowym planety. Obrót wokół własnej osi zajmuje Jowiszowi 9,9 godziny. Jowisz krąży wokół Słońca w odległości 778,4 mln km po swojej orbicie. Obieg wokół Słońca zajmuje mu 11 lat 315 dni. Masa planety wynosi 1,9x1027 i jest ona prawie 320 razy większa od masy Ziemi oraz stanowi ona 0,001 masy Słońca. Gęstość Jowisza wynosi 1,3g/cm3 i jest ona czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi. Mimo tego Jowisz osiąga ogromną masę, dzięki swoim rozmiarom.
Na Jowiszu od XVII wieku można obserwować strefę burzową nazwaną Wielką Czerwoną Plamą, której rozmiary znacznie przekraczają ziemskie. Ma ona 30000x14000 km. Szybkie przepływy mas atmosfery Jowisza powodują powstawanie zjawiska strefowości i kolorowych pasów, które są tak charakterystyczne dla tej planety.
Sondy kosmiczne „Voyager” i „Pionner” ustaliły skład chemiczny i stan fizyczny atmosfery Jowisza. Nad Jowiszem wyróżnia się dwie warstwy atmosfery: wewnętrzną i zewnętrzną. Warstwa wewnętrzna to troposfera, która sięga do 90 km. Zaś zewnętrzna warstwa to stratosfera, która sięga do 2000 km. W troposferze temperatura waha się od 0oC w strefie niskiej i do –153oC w strefie wysokiej. W troposferze możemy zaobserwować chmury brunatne, wyżej (od 20 do 40 km) chmury czerwonobrunatne, a jeszcze wyżej białe chmury zbudowane z krystalicznego amoniaku. Stratosfera zawiera wiele składników. W stratosferze w miarę wznoszenia rośnie temperatura osiągając w końcu 1500 K, podczas gdy ciśnienie spada i rośnie zawartość wodoru.
Materia tworząca Jowisza znajduje się w stanie płynnym do głębokości aż 57000 km. Stałe jądro planety jest, więc niewielkie w porównaniu z całą wielkością Jowisza. Składa się ono prawdopodobnie z żelaza, krzemianów i lodu.
Zauważono, że Jowisz wypromieniowuje więcej energii, niż jej otrzymuje od Słońca. Uważa się, że Jowisz w ten sposób oddaje wewnętrzne ciepło nagromadzone podczas powstawania (z uwagi na jego rozmiar czas potrzebny do ostygnięcia materii jest bardzo długi).
„Voyager” odkrył również, że Jowisz podobnie jak Saturn, Uran i Neptun jest otoczony pierścieniem. Został on odkryty w marcu 1979r.. Pierścień ten znajduje się na orbicie w odległości 57000km. Nie był tak długo wykryty, gdyż jego gęstość jest miliard razy mniejsza od gęstości pierścieni Saturna. Na razie nie znane są jego rozmiary.
Jowisz ma co najmniej 16 naturalnych satelitów. Cztery najważniejsze zostały odkryte przez Galileusza a pozostałe dwanaście krąży w odległości od Jowisza pomiędzy 130000 km a 24 mln km. Ich podobieństwo do planetoid jest znaczne i sądzi się również, że tak jak w przypadku satelitów Marsa, zostały one przechwycone z pasa planetoid przez Jowisza.
Podstawowe informacje o Jowiszu:
Średnia odległość od Słońca 5,20 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 3,95 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 13,1 km/s
Okres obrotu wokół osi 9h 50min.
Okres obiegu wokół Słońca 11,86 lat
Średnica 142800 km
Masa (masa Ziemi = 1) 317,9
Średnia temperatura na powierzchni -120oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 2,64
Liczba naturalnych satelitów 28
Liczba naturalnych pierścieni 1
Najważniejsze gazy w atmosferze wodór, hel
o Satelity Jowisza
Jowisz posiada 28 naturalnych satelitów. Tutaj opisane zostaną tylko cztery, odkryte przez Galileusza, czyli Io, Europa, Ganimedes i Callisto.
Io ma promień o długości 1821 km oraz masę 9x1025 kg, a jej gęstość wynosi 3,6g/cm3 . Jest ona odległa o 422000 km od Jowisza, a obiega go w 1,8 dnia. Europa posiada promień o długości 1565 km, masę 4,9x1023 kg, gęstość 3g/cm3 . Jest odległa o 671000 km od planety i obiega ją w czasie 3,6 dnia. Ganimedes jest największym z księżyców, ponieważ posiada promień 2630 km, masę 1,5x1026 kg, gęstość 1,9g/cm3 . Leży on w odległości 1000000 km od Jowisza i obiega go w 7,15 dnia. Najdalszy z galileuszowych księżyców to Callisto. Leży on w odległości 1883000 km od planety. Posiada promień wynoszący 2400 km, masę 1026 kg oraz gęstość podobną do Ganimedesa. Jego „rok” wynosi 16,7 dnia. Orbity tych czterech galileuszowych księżyców są koliste, a ich ruch wirowy powoduje, że są zwrócone zawsze tą samą stroną do Jowisza.
Najbardziej zdumiewające jest to jak bardzo te cztery satelity różnią się wyglądem. Io posiada powierzchnię bardzo kolorową. Występują tu takie barwy jak żółta, czerwona, czarna, brązowa i biała. Barwa żółta jest efektem zawartości siarki, która jest produktem wulkanów. Tak, na Io podobnie jak na Ziemi znajdują się aktywne wulkany. „Voyager” był świadkiem wybuchu takiego wulkanu. Ten intensywny wulkanizm ciągle zmienia powierzchnię Io. Księżyc ten prawdopodobnie ma bardzo twarde jądro o promieniu 600 km.
Europa z kolei posiada niewielką aktywność powierzchniową. Księżyc ten przypomina swoim wyglądem olbrzymie strusie jajo, mocno popękane, o szczelinach przykrytych warstwą lodu.
Równie fascynujący jest wygląd Ganimedesa. Powierzchnia jego ukazuje strefy ciemnych plam, rozdzielonych przez jasne pręgi tworzące coś w rodzaju kanałów. Kratery pochodzenia wulkanicznego lub meteorytowego są bardzo liczne w strefach ciemnych i na ogół wypełnione lodem. Sądzi się, że wnętrze Ganimedesa zbudowane jest z krzemianów, które pokrywa warstwa lodu.
Callisto w przeciwieństwie do wcześniej wymienionych księżyców jest ciałem o wyglądzie bardziej klasycznym. Posiada dużą liczbę kraterów, w czym przypomina Księżyc. Jest jednak od niego ciemniejszy. Wiele kraterów wypełnionych jest lodem.
• Saturn
Saturn jest szóstą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on kolejnym gazowym olbrzymem. Saturn jest otoczony pięknymi pierścieniami, które można zaobserwować z Ziemi już przez mały teleskop. Planeta ma barwę mlecznobiałą. Masa planety jest 75 razy większa od masy Ziemi, a więc Saturn musi mieć bardzo małą gęstość, gdyż Jowisz o mało większych rozmiarach posiada masę 320 razy większą od masy Ziemi. I tak w rzeczywistości jest, Saturn jest obiektem o najmniejszej gęstości w Układzie Słonecznym. Jego gęstość wynosi zaledwie 0,7g/cm3. To jest nieprawdopodobne, ale gdyby Saturna umieścić w wodzie to nie zatonąłby lecz pływałby po jej powierzchni. Długość promienia równikowego wynosi ok. 60000 km. Spłaszczenie Saturna jest nieco większe niż Jowisza, ale spowodowane również szybkim ruchem wirowym. Obrót wokół własnej osi zajmuje Saturnowi ok. 10 godzin. Saturn krąży po własnej orbicie w odległości ponad 1,4 mld km od Słońca. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje mu ok. 29 lat.
Atmosfera i warstwy wewnętrzne mają wiele podobieństw do atmosfery Jowisza. Różnice dotyczą natomiast wewnętrznego źródła ciepła i składu warstw zewnętrznych atmosfery. Wewnątrz planety znajduje się twarde jądro o promieniu 15000 km, złożone z krzemianów, lodu i metali. Nad jądrem znajduje się warstwa o grubości 10000 km zbudowana z atomowego wodoru i helu. Dalej znajduje się inna warstwa o grubości 5000 km. Zewnętrzną warstwę o grubości 30000 km tworzy wodór, gazowy hel oraz zanieczyszczenia będące cięższymi pierwiastkami. Saturn posiada troposferę i stratosferę. Ponad nimi znajduje się obłok wodoru, który całkowicie otacza planetę. Podobnie jak na Jowiszu i tu występuje system równoległych pasów.
Saturn niewątpliwie posiada najpiękniejszy układ pierścieni w całym Układzie Słonecznym. Z Ziemi można rozróżnić tylko trzy systemy tychże pierścieni, które rozdzielone są przerwami Cassiniego i Enckego. Jednak sondy z serii „Voyager” wykryły większą liczbę takich systemów. Pierścienie tworzą rodzaj dysku leżącego w odległości od 7000 do 40000 km od planety. System pierścieni ma niewielką grubość bo wynosi ona zaledwie ok. 1 kilometra. Pierścienie zbudowane są z systemu wielu odłamków skalnych oraz tzw. brudnego lodu czyli zamarzniętego pyłu w wodzie. Do tej pory znanych jest 18 satelitów Saturna. Największym z nich jest Tytan o promieniu 2600 km, który krąży w odległości 1,2 mln km od planety.
Saturn nie jest tylko pięknym obiektem na niebie, ale również bardzo rozbudowanym systemem składającym się z samego Saturna, satelitów krążących dookoła niego oraz całego rozbudowanego systemu pierścieni, które dają przepiękny widok tejże planety.
Podstawowe informacje o Saturnie:
Średnia odległość od Słońca 9,54 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 8,01 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 9,6 km/s
Okres obrotu wokół osi 10h 14min.
Okres obiegu wokół Słońca 29,46 lat
Średnica 120000 km
Masa (masa Ziemi = 1) 95,2
Średnia temperatura na powierzchni -180oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 1,15
Liczba naturalnych satelitów 18
Liczba naturalnych pierścieni ponad 1000
Najważniejsze gazy w atmosferze wodór, hel
o Satelity Saturna
Wyróżnia się 18 satelitów Saturna. Największy z nich to Tytan o promieniu 2600 km. Księżyc ten obiega Saturna w 16 dni, w odległości 1,2mln km. Sześć innych głównych satelitów Saturna to: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus. Wszystkie one mają promień o długości od 200 do 750km, a ich głównym składnikiem jest lód. Przeważnie ich powierzchnię pokrywają kratery (wyjątkiem jest Enceladus) po uderzeniach meteorytów.
Enceladus jest interesujący, ponieważ posiada niezwykłą aktywność tektoniczną, dlatego małą liczbę kraterów tłumaczy się wylewami lawy o nie wyjaśnionym jeszcze pochodzeniu. Jak dotąd nie poznano też źródła wewnętrznej energii Enceladusa.
Tytan zasługuje na szczególną wzmiankę ze względu na fakt posiadania atmosfery. Jego masa wynosi 1,4x1023 kg, czyli 2% masy Ziemi i gęstość 1,9g/cm3 . Atmosfera Tytana jest dość duża, natomiast ciśnienie przy powierzchni wynosi 1,6 atmosfery. Osłaniające Tytana chmury o ciemnej barwie-pomarańczowej i niebieskiej-zbudowane są z azotu, argonu i metanu. Temperatura na powierzchni wynosi –180oC. Na Tytanie znajdują się również wielkie ilości lodu.
• Uran
Uran jest siódmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on trzeci spośród czterech gazowych olbrzymów. Został on odkryty w 1871r. przez Fredericka Williama Herschela. Uran zaskakuje nas tym, że jako jedyna planeta Układu Słonecznego posiada oś, która znajduje się w płaszczyźnie ruchu obiegowego wokół Słońca, a pierścienie, które posiada są prostopadłe do tej płaszczyzny. Oznacza to, więc, że Uran wiruje leżąc na boku. Pory roku trwają, więc na nim po „pół roku”, czyli po 42 lata. Strefa zimna, czyli odwrócona od Słońca posiada temperaturę od –271oC do –268oC (2 do 5K), natomiast strefa ciepła, zwrócona ku Słońcu posiada temperaturę –213oC. Uran obiega Słońce w odległości prawie 3 mld km (2,871 mld km). Obieg taki zajmuje mu 84 lata. Obrót wokół własnej osi zajmuje mu ok. 17 godzin, dzięki czemu ma on mniejsze spłaszczenie niż Jowisz i Saturn. Masa planety jest piętnaście razy większa od masy Ziemi, zaś gęstość wynosi 1,2g/cm3 . Promień planety ma długość ok. 26200 km.
Atmosfera Urana składa się głównie z wodoru i helu. Obraz jego powierzchni jest mniej kolorowy od powierzchni Jowisza i Saturna. Planeta posiada niebieskozielonkawą barwę, którą zawdzięcza zawartości metanu w atmosferze. We wnętrzu Urana wyróżnia się trzy strefy: gorące jądro o promieniu 7500 km, złożone z żelaza i krzemianów. Następnie płaszcz o grubości 10000 km zbudowany z lodu, wody, metanu i amoniaku. Najbardziej powierzchniowa warstwa planety to powłoka zbudowana z helu, wodoru i metanu. Uran w przeciwieństwie do Jowisza i Saturna nie posiada wewnętrznego źródła energii.
W okresie od 1977r. odkryto dziewięć pierścieni otaczających Urana. Sonda „Voyager” potwierdziła istnienie dotychczasowych i odkryła jeszcze dwa. Te jedenaście pierścieni zawartych jest pomiędzy 41800 a 51200 km od planety. Uran posiada 17 satelitów naturalnych.
Podstawowe informacje o Uranie:
Średnia odległość od Słońca 19,18 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 17,28 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 6,8 km/s
Okres obrotu wokół osi 16h 10min.
Okres obiegu wokół Słońca 84,01 lat
Średnica 50800 km
Masa (masa Ziemi = 1) 14,6
Średnia temperatura na powierzchni -210oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 1,17
Liczba naturalnych satelitów 17
Liczba naturalnych pierścieni 9
Najważniejsze gazy w atmosferze wodór, hel, metan
o Satelity Urana
Pięć głównych księżyców Urana to: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania i Oberon. Wszystkie one były znane już od dawna. „Voyager 2” odkrył jednak dwanaście kolejnych satelitów tej planety oraz dostarczył informacji o morfologii dotychczasowych.
Miranda posiada powierzchnię naznaczoną licznymi dolinami, szczelinami, kanionami, falezami.
Na powierzchni Oberona i Umbriela można zaobserwować kratery o promieniu od 56 do 100km. Tak wielkie kratery mogą być skutkiem kolizji z fragmentami komety.
• Neptun
Neptun jest ósmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Został on odkryty w 1846r. przez Johanna Gallego. O tej planecie nie wiedzieliśmy prawie nic aż do 25 sierpnia 1989r., kiedy to sonda „Voyager” zbliżyła się do Neptuna na odległość 4850 km. Jest on najbardziej oddalonym gazowym olbrzymem. Znajduje się w odległości 4,5mld km od Słońca. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje mu blisko 165 lat, natomiast jeden obrót wokół własnej osi trwa ok. 18 godzin. Jego promień wynosi ok. 24700 km. Masa Neptuna jest równa 17 masom Ziemi, a jego gęstość wynosi 1,7g/cm3.
Inne cechy zbadane przez „Voyagera” zbliżają tę planetę do Jowisza. Na Neptunie zaobserwowano ciemne plamy, a zwłaszcza jedną, bardzo zbliżoną rozmiarami do rozmiarów Ziemi. Jest to pewnego rodzaju sztorm, gdyż wiatry na Neptunie wieją z prędkością dochodzącą do 1600 km/h. Są to zarazem najsilniejsze wiatry w całym Układzie Słonecznym. Obszar tego sztormu został nazwany Wielką Ciemną Plamą. Jednak kilka lat później z obserwacji wynikało, że sztorm ten zniknął, a pojawił się już następny na półkuli północnej. Podobnie jak Jowisz i Saturn planeta ta posiada również wewnętrzne źródło energii
Atmosfera Neptuna jest podobna w składzie do atmosfery Urana. Zawiera, więc ona głównie wodór i hel oraz metan, który nadaje niebieską barwę planecie. Nad Neptunem znajdują się wypiętrzone, wstęgowe chmury zawieszone na wysokości około 70 kilometrów ponad główną warstwą chmur siarkowodorowych.
I tak jak wszystkie gazowe olbrzymy Neptun jest otoczony pierścieniami. Ich istnienie potwierdził dopiero „Voyager”, gdyż wcześniej sądzono, że są to tylko pierścieniowe łuki. Sonda nie tylko dostarczyła zdjęć Neptuna. Odkryła ona również sześć kolejnych satelitów planety, gdyż dotychczas znano tylko dwa: Trytona i Nereidę.
Neptun jest, więc ostatnim z gazowych olbrzymów, za nim znajduje się już tylko mały, skalisty i lodowy Pluton.
Podstawowe informacje o Neptunie:
Średnia odległość od Słońca 30,06 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 28,8 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 5,4 km/s
Okres obrotu wokół osi 18h 26min.
Okres obiegu wokół Słońca 164,8 lat
Średnica 48500 km
Masa (masa Ziemi = 1) 17,2
Średnia temperatura na powierzchni -220oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) 1,2
Liczba naturalnych satelitów 8
Liczba naturalnych pierścieni 4
Najważniejsze gazy w atmosferze wodór, hel, metan
o Satelity Neptuna
Do czasu misji „Voyager 2” znano tylko dwa księżyce Neptuna.
Pierwszym z nich i zarazem większym był Tryton o masie i promieniu zbliżonych do Księżyca. Tryton posiada prawie kolistą orbitę o niewielkim promieniu 360000km. Obiega ją w ciągu 6 dni. Dzięki badaniom wiadomo, że księżyc ten posiada atmosferę o grubości 10km. Powierzchnia Trytona jest bogata w azot i metan.
Drugi z dwóch znanych wcześniej księżyców to Nereida odkryta w 1949r.. Ma ona 300 kilometrowy promień, a jej półoś wielka orbity ma długość 5,5mln km. Czas obiegu tej orbity równa się rokowi ziemskiemu.
W czasie swojej misji „Voyager 2” odkrył kolejnych sześć satelitów o bardzo małych rozmiarach.
• Pluton
Pluton jest ostatnią, dziewiątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Został on odkryty dopiero w 1930r. przez astronoma amatora. Był nim Clyde Tombaugh. Niektórzy sądzą, że Pluton nie jest planetą i coraz częściej jest on zestawiany z Neptunem, ponieważ sądzi się, że w przeszłości mógł być on jego księżycem. Pluton posiada jeszcze jedną bardzo charakterystyczną cechę. Jego orbita jest dużo bardziej nachylona w stosunku do płaszczyzny ekliptyki niż orbity innych planet, bo kąt jej nachylenia wynosi 17o. Kolejną dziwną cechą Plutona jest to, że jego orbita przecina orbitę Neptuna, a peryhelium Plutona jest bliższe Słońca (4,43 mld km) niż peryhelium Neptuna (4,46 mld km). Wynika, więc z tego, że Pluton przez pewien okres czasu nie jest najdalszą planetą w Układzie Słonecznym. I tak było w latach 1979-1999 kiedy to najdalszą planetą był Neptun, gdyż Pluton poruszał się wewnątrz jego orbity. Ze względu na małe rozmiary i odległość nie zna się dokładnych wymiarów Plutona. Jego promień równikowy wynosi prawdopodobnie ok. 1150 km. Masa tej planety zawiera się pomiędzy 7x1021 a 2x1025g i wynosi ona kilka procent masy Ziemi. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje Plutonowi ponad 248 lat, natomiast obrót wokół własnej osi trwa ok. 6,4 doby ziemskiej.
Powierzchnia Plutona złożona jest w dużej części z zamarzniętego metanu. Dopiero niedawno odkryto, że Pluton ma satelitę. Nadano mu nazwę Charon. Opis Charona w dziale"Księżyce". Mimo, że Kosmiczny Teleskop Hubble`a dostarczył nowych zdjęć planety, to Pluton jest jednak najsłabiej zbadaną planetą Układu Słonecznego, ponieważ nie dotarła do niego jeszcze żadna sonda kosmiczna. NASA planowała wystrzelenie w 2004r. sondy „Pluto Kuiper Express”, lecz przełożyła to na późniejszy termin.
Podstawowe informacje o Plutonie:
Średnia odległość od Słońca 39,36 j.a.
Najkrótsza odległość od Ziemi 28,72 j.a.
Średnia prędkość orbitalna 4,7 km/s
Okres obrotu wokół osi 6dni 9h
Okres obiegu wokół Słońca 247,7 lat
Średnica 5995km
Masa (masa Ziemi = 1) 0,002 – 0,003
Średnia temperatura na powierzchni -220oC
Siła ciążenia (siła ciążenia Ziemi = 1) nieznana
Liczba naturalnych satelitów 8
Liczba naturalnych pierścieni 4
Najważniejsze gazy w atmosferze metan
o Satelity Plutona
Pluton ma jednego satelitę, którym jest Charon. Został on odkryty dopiero niedawno, bo w 1978r.. Znany jest rząd wielkości jego promienia (1000 km) i orbity wokół planety (20000 km).
3.2. Inne ciała niebieskie:
• Planetoidy
Używając zależności liczbowej Bodego, znanej pod nazwą teorii Titiusa-Bodego nietrudno jest zauważyć brak jednej planety pomiędzy Marsem a Jowiszem. Znajdować się ona powinna w odległości 420mln km od Słońca.
W 1801 roku włoski astronom Giuseppe Piazzi odkrył właśnie w takiej odległości niedużą planetę o średnicy 1000km. Piazzi obiekt ten nazwał Ceres, od imienia bogini rolników. Odkrycie tej planety zdawało się wypełniać lukę jaką tworzyła teoria Titiusa-Bodego. Dość szybko zauważono jednak inne drobne ciała krążące po orbicie między Marsem a Jowiszem. Były to między innymi: Pallas (1802r.), Junona (1804r.) i Westa (1807r.). Do tej pory odkryto już tak wiele planetoid, że nie sposób je nazywać. Tysięczna planetoida nosi nazwę Piazza.
Obecnie każdego roku odkrywa się kilkadziesiąt nowych planetoid. Wszystkie planetoidy są jednak tak małe, że ich łączna masa nie przekracza dwukrotnej masy Ceres. Zajmują one w większości orbity pomiędzy 2,2 a 2,3 jednostki astronomicznej. Są jednak od tego wyjątki np. Ikar ma orbitę najmniejszą bo 1,08 jednostki astronomicznej, planetoidy z rodziny Apolla mają orbitę bliską Ziemi, a Eros i Adonis krążą w pobliżu Słońca, najbardziej oddalona jest Hilda (4 j.a.) i planetoidy trojańskie (5 j.a.). Między planetoidami występują jednak przerwy, które zostały nazwane przerwami Kirkwooda. Nie występują tu żadne obiekty. Przyczyną ich powstania są prawdopodobnie perturbacje grawitacyjne.
Wymiary planetoid są różne, od 1 kilometra aż do 1070 km w przypadku Ceres. Obiekty te posiadają też różną jasność, która zależy od ich wielkości jak i pozycji względem układu Ziemia - Słońce. Wyróżnia się planetoidy jasne, oraz takie które należą do najciemniejszych obiektów w Układzie Słonecznym. Różnica ta jest spowodowana ich różnym składem mineralnym. Planetoidy jasne składają się z krzemianów, natomiast ciemne zbudowane są z minerałów o dużej zawartości wody i węgla.
Różnice te pozwalają podzielić planetoidy na kilka klas:
Klasa C odpowiada planetoidom ciemnym. W jej skład wchodzi 60% wszystkich planetoid. Występują one na ogół na obrzeżu pasa planetoid.
Klasa S gromadząca 30% znanych planetoid składa się przeważnie z ciał krzemianowych z domieszką żelazo - niklową.
Klasa M to pozostałe 10% planetoid zbudowanych w całości z metalu (żelazo i nikiel).
Są dwie hipotezy co do powstania planetoid. Pierwsza mówi, że w przeszłości istniała planeta, która w wyniku uderzenia jakiegoś ciała rozpadła się na tysiące małych fragmentów. Druga mówi, że gdy tworzyły się planety to wszystkie powstały w wyniku połączenia drobnych ciał. W miejscu pasa planetoid do połączenia takiego nie doszło bo oddziaływały tu duże siły grawitacyjne, których skutki widzimy w postaci przerw Kirkwooda.
• Komety
Komety pochodzą z najbardziej odległych rejonów Układu Słonecznego i nie zmieniły się od czasu swego powstania. Najbardziej znaną kometą jest kometa Halleya, która była badana w 1910r., a później w czasie powrotu w roku 1986. Kometa ta była znana już w starożytności. Najstarsza wzmiank na jej temat pochodzi z 240r. p.n.e. Kometa Halleya zawdzięcza swą nazwę angielskiemu astronomowi Edmundowi Halley`owi, który w 1682r. pierwszy wyjaśnił naukowo pojawienie się komety, stosując przy tym teorię grawitacji Newtona. Dzięki tym obliczeniom przewidział on kolejny powrót komety na początek 1759 roku. Podczas kolejnych powrotów kometa była badana przez następnych astronomów. W 1986 roku zorganizowano kilka misji kosmicznych by zbadać właściwości chemiczne i fizyczne komety. Były to sonda "Giotto" wysłana przez ASE, która przeleciała 600km od jądra komety, oraz radzieckie sondy "Vega 1" i "Vega 2", które przeleciały w odległości 5000 i 10000 km od komety.
Orbita komety Halleya ma formę bardzo wydłużonej elipsy nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 18o. Peryhelium komety jest odległe o 0,59 j.a od Słońca, natomiast aphelium jest porównywalne do odległości Neptuna i wynosi 35,33 j.a. Orbity wszystkich znanych nam komet są wydłużonymi elipsami bądź parabolami lub jeszcze rzadziej hiperbolami. Wszystkie te komety krążą wokół Słońca po mocno wydłużonych elipsach. Dzięki temu znajdują się one raz blisko a raz daleko od Słońca przelatując przy tym przez różne części Układu Słonecznego. Kometa lecąc po orbicie znacznie zmienia swój wygląd, gdy zbliża się do Słońca rozwija swój długi ogon, który pojawia się na skutek odparowywania materii jądra pod wpływem promieniowania słonecznego. Długość takiego ogona może wynosić nawet kilkadziesiąt milionów kilometrów. W skład ogona komety wchodzą dwa składniki: niebieskawa plazma i drobny pył. W czasie kiedy kometa jest daleko od Słońca zmniejsza się do ciemnej kuli o średnicy 10km. Gdy kometa jest w pobliżu Słońca można zauważyć jej centralną część, która świeci i jest zwana głową. Niebieski kolor plazmy pochodzi od dodatniego jonu CO. Ogony komet zwrócone są przeważnie w stronę przeciwną do Słońca. Ich powstawanie jest skutkiem dwóch procesów, część materii z jądra paruje lub sublimuje tworząc gaz lub pył. Proces ten jest aktywowany w wyniku podgrzewania podczas gdy kometa zbliża się do Słońca. Słońce produkuje również zjonizowany gaz zwany wiatrem słonecznym, który zderza się z kometą i koncentruje się za jądrem w kierunku przeciwnym do Słońca. Po kilkuset przelotach dookoła Słońca komety wyparowują całkowicie gdyż parowanie nie może trwać wiecznie. Zaobserwowano już takie zniknięcie komety- Westa, która rozpadła się na kawałki. Sondy "Giotto" i "Venera" potwierdziły, że komety posiadają porowatą strukturę, a więc składają się z twardego jądra (głównie z krzemianów i lodu) z licznymi lukami wypełnionymi gazem uwalniającym się w miarę sublimacji lodu.
Komety pochodzą z pogranicza Układu Słonecznego. Jest to najprawdopodobniej ogromny obszar któremu nadano nazwę Obłoku Oorta. Obszar ten jest ogromny, ponieważ ma formę pierścienia sięgającego od 15 jednostek kosmicznych od Słońca aż do 50000 tychże jednostek. Siłą, która wyrywa je z obłoku są perturbacje grawitacyjne wywołane ruchem ciał sąsiadujących ze Słońcem.
4. Czas astronomiczny
Upływ czasu można mierzyć ruchem ciał. Pierwsze metody pomiaru czasu, jakich używali ludzie, opierały się właśnie na obserwacjach ruchu Ziemi, Słońca, Księżyca i gwiazd.
Lata, miesiące i dni
Czas gwiazdowy oblicza się wyznaczając pozycję Ziemi wzglądem gwiazd stałych. Rok oblicza się na podstawie położenia orbity ziemskiej względem peryhelium (minimalnej odległości Ziemi od Słońca). Czasy zwrotnikowe oznaczają okresy pozornego przejścia Słońca i rzeczywistego przejścia Księżyca przez płaszczyznę ziemskiego równika. Miesiąc synodyczny opiera się na pełnym cyklu faz Księżyca. Czas słoneczny (używany np. do wyznaczania średniej doby słonecznej) opiera się na średniej rocznej okresów dnia i nocy.
Czas Dni Godziny Minuty Sekundy
Rok gwiazdowy 365 6 9 10
Rok 365 6 13 53
Rok zwrotnikowy 365 5 48 45
Miesiąc gwiazdowy 27 7 43 11
Miesiąc zwrotnikowy 27 7 43 5
Miesiąc synodyczny 29 12 44 3
Średnia doba słoneczna 0 24 0 0
Doba gwiazdowa 0 23 56 4
5. Bibliografia
Podręczna Mini Encyklopedia - zestaw podstawowych informacji
Encyklopedia multimedialna PWN - Czas, przestrzeń, materia
Wielka Internetowa Encyklopedia Multimedialna - WIEM
http://kosmos01.w.interia.pl/
http://alphabeta.prv.pl/
http://rgalaktyk.w.interia.pl/
http://www.wiw.pl/astronomia/
http://www.solar.po.opole.pl/
W załączniku znajdują sie ilustracje.