Planety układu Słonecznego

MERKURY


Najbliżej Słońca krąży planeta Merkury. Dlatego planeta ta może być obserwowana tylko w czasie największych wschodnich i zachodnich elongacji. Merkury i Wenus wykazują zmiany faz podobne do zmian faz Księżyca. Są one jednak dostrzegalne tylko przez teleskop. Jak pokazały liczne zdjęcia przekazane przez sondę "Mariner 10", badająca Merkurego i Wenus w latach 1974 - 1975, powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Księżyca, czyli usiana kraterami. Na powierzchni Merkurego znajdują się także systemy smug, uskoki i obszary górskie, jak również rozległe ciemne niziny - merkuriańskie "morza". Największą niziną merkuriańską jest Nizina Upału o średnicy 1300 km. Jej nazwa wskazuje na bardzo wysoką temperaturę (około 430 stC), panującą na Merkurym w czasie gdy znajduje się on najbliżej Słońca. W największej odległości od Słońca temperatura najgorętszych miejsc na Merkurym wynosi 285 stC.

Po nocnej stronie Merkurego panuje lodowate zimno. Temperatura spada tam do -180 stC. Tak duże różnice temperatur spowodowane są tym, że merkuriański dzień i noc są niezwykle długie. Doba na Merkurym trwa bowiem aż 176 dób ziemskich. Ponieważ Merkury potrzebuje 88 dni, aby jeden raz okrążyć Słońce, muszą minąć dwa lata merkuriańskie, by dla wybranego punktu na jego powierzchni nastąpiła ta sama pora doby. "Mariner 10" nie odkrył żadnych księżyców Merkurego. Planeta ta odznacza się dużą gęstością. Merkury pozbawiony jest całkowicie atmosfery która by go chroniła przed materia kosmiczną. Jego słaba grawitacja nie jest w stanie jej utrzymać. Właśnie ze względu na brak atmosfery na Merkurym występują ogromne wahania temperatury. Od -180st do +480stC. Planeta ta jest również przedostatnia pod względem wielkości w naszym Układzie Słonecznym. Posiada on najdłuższą dobę słoneczną i najkrótszy rok ze wszystkich planet. Kratery na Merkurym powstały około 3,5 miliarda lat temu, gdy planeta była bombardowana przez wszelka materię taką jak meteoryty. Kratery są wielkości do 1000 km. Również na Merkurym są łańcuch górskie. Dlatego nawet i to upodabnia go do Księżyca.


DANE LICZBOWE

Dane Merkury Ziemia Porównanie z Ziemią
Masa (1024 kg) 0,3302 5,9736 0,0553
Objętość (1010 km3) 6,085 108,321 0,0562
Promień na równiku (km) 2440 6378 0,383
Promień polarny (km) 2440 6356 0,384
Volumetric mean radius (km) 2440 6371 0,383
Ellipticity 0,0000 0,0034 0,000
Średnia gęstość (kg/m3) 5427 5520 0,983
Grawitacja(m/s2) 3,70 9,78 0,378
Prędkość ucieczki(km/s) 4,3 11,186 0,384
GM (x 106 km3/s2) 0,02203 0,3986 0,0553
Albedo 0,056 0,385 0,145
Albedo optyczne 0,11 0,367 0,300
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -0,42 -3,86 -
Stała słoneczna (W/m2) 9214 1380 6,677
Temperatura ciała (K) 442,5 247,3 2,531
Moment bezwładności (I/MR2) 0,33 0,3308 0,998
J2 (x 10-6) 60,0 1082,63 0,055

PARAMETRY ORBITY

Dane Merkury Ziemia Porównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km) 57,9 149,6 0,387
Długość roku (dni) 87,969 365,256 0,241
Długość roku na zwrotniku (dni) 87,968 365,242 0,241
Min. odległość od Słońca (106 km) 46,0 147,1 0,313
Max. odległość od Słońca (106 km) 69,8 152,1 0,459
Synodyczny okres obiegu 115,88 - -
Średnia prędkość orbitalna (km/s) 47,87 29,79 1,607
Odchylenie orbity (stopnie) 7,00 0,00 -
Mimośród orbity 0,2056 0,0167 12,311
Czas obrotu wokół osi (godz) 1407,6 23,9345 58,785
Nachylenie równika do orbity (stopnie) ~0,1 23,45 0,004

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi Maximum ( w sekundach łuku) 13,
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi Minimum ( w sekundach łuku) 4,5
Odległość od Ziemi Minimum (106 km) 77,3
Odległość od Ziemi Maximum (106 km) 221,9
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -1,9

Wielka półoś orbity (AU): 0,38709893
Długość węzła wstępującego (stopnie): 48,33167
odległość od Słońca (stopnie): 77,45645


ATMOSFERA

Ciśnienie: ~10-15 bara (0,001 picobara)
Średnia temperatura: 440 K (590-725 K, od strony Słońca)
Skład atmosfery: 42% Tlen (O2), 29% Sód (Na),
22% Wodór (H2), 6% Hel (He), 0,5% Potas (K),
śladowe ilości Argonu (Ar), Dwutleneku węgla (CO2),
Wody (H2O), Azotu (N2), Ksenonu (Xe), Kryptonu (Kr), Neonu (Ne)




WENUS


Dawniej Wenus często porównywano z Ziemią. Na pierwszy rzut oka obie planety mają wiele cech wspólnych. Mają zbliżone rozmiary i średnią gęstość oraz sąsiadują w Układzie Planetarnym. Dzięki najnowszym badaniom naszej sąsiedniej planety, nasze wyobrażenie o podobieństwie Wenus i Ziemi trzeba było jednak całkowicie zrewidować. Rosyjskie sondy z serii "Wenera", amerykańskie sondy "Mariner" i "Pioneer", jak również ziemska astronomia radarowa, dostarczyły mnóstwa nowych informacji dotyczących wyglądu powierzchni Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura około 470stC, prawie niezależnie od poru dnia i nocy i od szerokości wenusjańskiej. Oznacza to jeszcze większy upał niż na bliższym Słońcu Merkurym. Temperatura spada dopiero ponad warstwą chmur i na ich górnej powierzchni wynosi około -25stC.

Kolejne niespodzianki stanowią: wysokie ciśnienie na powierzchni, przekraczające 90 atmosfer, oraz skład atmosfery, która w 97% składa się z dwutlenku węgla (CO2). Wysoką temperaturę powierzchniową Wenus można wytłumaczyć tzw. Efektem cieplarnianym. Podczas gdy promienie słoneczne bez przeszkód przenikają przez szklany dach cieplarni i rozgrzewają ziemię w jej wnętrzu, ciepło pochodzące z ziemi nie może bezpośrednio ulecieć poprzez szkło. We wnętrzu cieplarni utrzymuje się więc wysoka temperatura. Na Wenus funkcje szklarni przejmuje wielowarstwowa, gruba powłoka chmur. Prawdziwym akumulatorem ciepła jest występujący w dużej ilości CO2. Ciepło pobrane głównie w okolicach równika zostaje dzięki prądom atmosferycznym, wiejącym w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu planety - rozprowadzone równomiernie po całej planecie. Ochłodzone warstwy atmosfery obniżają się nad biegunami i zostają wyekspediowane z powrotem w okolice równika.

Pierwsze zdjęcia powierzchni planety z okolic miejsc lądowania przekazały sondy "Wenera 9" i "Wenera 10", które wylądowały na Wenus w październiku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjęcia wykonały w roku 1982 sondy "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 powierzchni Wenus są też kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duże górskie obszary, którym nadano nazwy dwóch pierwszych liter alfabetu greckiego: Alpha Regio i Beta Regio. Czy na Wenus istnieją wulkany i czy są czynne, muszą odpowiedzieć dalsze badania. Jednakże stare hipotezy i wyobrażenia o możliwości życia na Wenus muszą być - na podstawie tego, co już wiemy o tej planecie - definitywnie odłożone od acta. Ze względu na gęstą warstwę chmur, osłaniającą Wenus do wysokości około 65km, nie możemy zaobserwować szczegółów na jej powierzchni przez teleskop. Widoczna warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aż 243 dni. Ponieważ okres orbitalny Wenus wynosi 224,7 dnia, obrót planety trwa dłużej niż wenusjański rok.

Wenus jest po Słońcu i Księżycu trzecim co do jasności obiektem naszego nieba. W korzystnych warunkach można ją obserwować nawet w ciągu dnia. Planeta ta ma szczególnie duży współczynnik odbicia padającego nań promieniowania. Jeszcze jeden szczegół sprawia, że Wenus jest ulubionym obiektem obserwacji. Jest ona zarówno Gwiazdą Polarną (Jutrzenką), jak i Gwiazdą Wieczorną. Okres wieczornej widoczności Wenus przypadają 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. Ogólnie mówiąc to Wenus jest skalnym globem pokrytym gęstą warstwą chmur, które odbijają promienie słoneczne co czyni planetę niezwykle jasną na nocnym - ziemskim niebie. Ciśnienie na Wenus jest 90 razy większe niż ciśnienie ziemskie. Chmury posiadają znaczną ilość kwasu siarkowego co czyni, iż posiadają zabarwienie żółtawe. Dotychczas znamy 98% powierzchni tej planety. To świadczy o tym, iż stale prowadzone są badania. Inną charakterystyczną cechą Wenus jest jej odwrotna rotacja względem innych ciał Układu Słonecznego. Planeta ta krąży wokół Słońca w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara. Powodem takiej rotacji może być zderzenie z jakimś ciałem wielkich rozmiarów.

Jak na razie życie na Wenus jest stanowczo niemożliwe. Głównie za sprawą temperatury i ciśnienia. Planeta Wenus została wykreślona jakoby miało istnieć na niej życie (przynajmniej podobne do naszego). Wysoka temperatura powierzchni Wenus uwarunkowana jest nie tylko faktem usytuowania jej bliżej Słońca - w porównaniu z Ziemią, lecz również gęstą atmosferą złożoną głównie z dwutlenku węgla. Gęsta atmosfera stwarza warunki podobne do cieplarni - gromadzi ciepło promieniowania słonecznego i nie dopuszcza do nadmiernego promieniowania, a więc do ostudzenia powierzchni planety. Bardzo istotny jest też fakt, że powierzchnia Wenus ogrzana jest równomiernie. Potężne cyklony doprowadzają ciepło z okolic równikowych w mniej ogrzane bieguny planety. Proces ten widoczny jest na fotografiach wykonanych przez sondę kosmiczną "Mariner 10", przedstawiających pokrywę chmur planety Wenus.

Jakościowym postępem w badaniach było umieszczenie przez ZSRR i USA sputników na orbicie wokółwenusjańskiej i sondowanie radarowe planety z pokładów tych stacji międzyplanetarnych. Uzyskana w wyniku tych sondowań mapa topograficzna powierzchni daje już niezłą orientację w wyglądzie powierzchni wenus. Przeważająca część planety zajmowana jest przez obszary pagórkowatych równin. Występują one w 65% kartowanej powierzchni Wenus. Na obszarach tych nie ujawniają się duże różnice w wysokości terenu. Uważa się, że obszary stanowią stosunkowo najstarszą część powierzchni planety. Dowodem na to zdają się być struktury pierścieniowe o wymiarach od 20 do 300km, mogące być kraterami uderzeniowymi. Są one często spotykane na obszarze pagórkowatych równin. W centrum niektórych depresji wewnątrz pierścieniowych struktur widoczne są wzniesienia, które można interpretować jako górki centralne. Niziny są drugą pod względem obszaru krainą na Wenus. Zajmują one około 27% znanej powierzchni planety. Przypuszcza się, że tereny te mogą być bazaltowymi równinami w rodzaju "mórz" księżycowych. Na obszarach tych nie stwierdza się kraterów uderzeniowych. Góry występują jedynie na obszarze zajmującym 8% terytorium planety. Pasma górskie związane są głównie z trzema obszarami wyżynnymi mogącymi uchodzić za odpowiedniki ziemskich kontynentów. Są to Ziemia Afrodyty, Ziemia Isztar i Obszar Beta. Ziemia Afrodyty zajmująca równikowe rejony Wenus powierzchnią swoją odpowiada kontynentowi afrykańskiemu. Rzeźba powierzchni jest tu urozmaicona, z wysokościami względnymi wahającymi się od 4 do 6km ponad średni poziom planety. Następny kontynent, Ziemia Isztar, położona w rejonie północnego bieguna Wenus , powierzchnią swoją odpowiada Australii. Znajduje się tam najwyższe pasmo górskie Góry Makswela wznoszące się na wysokość 11km. Wenus krąży w odległości 108 mln km od Słońca, przebywając swą orbitę w ciągu 225 dni. Jej obrót wokół osi jest bardzo powolny (243 dni) i w przeciwieństwie do innych planet odbywa się ze wschodu na zachód.



Wenus jest niewiele mniejsza od Ziemi, jej średnica wynosi 12 100 km, ma jednak całkowicie odmienną atmosferę; składa się ona głównie (w 98%) z dwutlenku węgla i azotu (3,5%). Planetę okrywa gruba powłoka chmur, które układają się w trzy warstwy na wysokości 50-70 km. Z niektórych padają deszcze kwasu siarkowego. Na Wenus panują bardzo wysokie temperatury, ponieważ znajdujący się w atmosferze dwutlenek węgla zatrzymuje ciepło promieniowania słonecznego niczym szyba inspektowa; temperatura gruntu sięga 460o C. Powierzchnię Wenus pokrywają wulkaniczne równiny. Wydaje się, że istnieje tam wiele czynnych wulkanów. Wenus, podobnie jak Merkury nie ma księżyca. Wenus krąży w odległości 108 mln km od Słońca, przebywając swą orbitę w ciągu 225 dni. Jej obrót wokół osi jest bardzo powolny (243 dni) i w przeciwieństwie do innych planet odbywa się ze wschodu na zachód. Właściwie nie da się zaobserwować jakichkolwiek charakterystycznych tworów na tarczy Wenus, nawet szczegółów budowy chmur w jej atmosferze. Cienie terminatora Wenus są najlepiej widoczne w fazie połówkowej. Na linii terminatora pojawia się cień, stopniowo jaśniejący ku brzegowi tarczy planety. Już za pomocą refraktora o średnicy 6 cm można dostrzec różne odcienie szarości cienia. Gdy Wenus znajduje się na tle ciemnego nieba, zjawisko to jest najlepiej widoczne. Czasem można zauważyć ciemne chmury w postaci wzajemnie równoległych "wypustek" wybiegających z terminatora. Końce wąskiego sierpa Wenus bywają czasem lekko rozjaśnione. Może to być prawdziwy efekt, wywołany przez skrót perspektywiczny granicy chmur, jednak mamy tu prawdopodobnie do czynienia ze zjawiskiem pozornym, wynikającym z kontrastu między jasnymi końcami sierpa i ciemnym niebem. Kiedy odległość kątowa Wenus od Słońca jest najmniejsza - w pobliżu dolnej koniunkcji - rogi sierpa stają się wyraźnie wydłużone. Sierp "odcina" na obwodzie tarczy planety kąt większy od 180o. Jego końce niemal się spotykają wytwarzając cienki świetlisty pierścień wokół tarczy planety. Zwykle obserwuje się łuk o rozmiarze 320-340o, nie zaś cały okrąg. Zjawisko to spowodowane jest przez rozproszenie światła słonecznego w atmosferze planety. Gdy Wenus widać w kształcie wąskiego sierpa, można spróbować zaobserwować światło popielate. Pochodzenie tego zjawiska nie jest znane, można je obserwować przez kilka dni, jednak jest bardzo słabo widoczne. Możemy także obserwować zjawisko przejście Wenus przed tarczą słoneczną. Do najbliższego dojdzie 8 czerwca 2004 roku oraz 6 czerwca 2012 roku.




DANE LICZBOWE

Dane Wenus Ziemia Porównanie z Ziemią
Masa (1024 kg) 4,869 5,9736 0,815
Objętość (1010 km3) 92,843 108,321 0,857
Promień na równiku(km) 6052 6378 0,949
Promień polarny(km) 6052 6356 0,952
Volumetric mean radius (km) 6052 6371 0,950
Ellipticity 0,000 0,0034 0,0
Średnia gęstość (kg/m3) 5204 5520 0,943
Grawitacja(m/s2) 8,87 9,78 0,907
Prędkość ucieczki(km/s) 10,36 11,186 0,926
GM (x 106 km3/s2) 0,3249 0,3986 0,815
Albedo* 0,72 0,385 1,87
Albedo optyczne 0,65 0,367 1,77
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -4,40 -3,86 -
Stała słoneczna (W/m2) 2660 1380 1,928
Temperatura ciała (K) 238,9 247,3 0,966
Moment bezwładności (I/MR2) 0,33 0,3308 0,998

PARAMETRY ORBITY

Dane Wenus Ziemia Porównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km) 108,2 149,6 0,723
Długość roku (dni) 224,701 365,256 0,615
Długość roku na zwrotniku (dni) 224,695 365,242 0,615
Min. odległość od Słońca (106 km) 107,5 147,1 0,731
Max. odległość od Słońca (106 km) 108,9 152,1 0,716
Synodyczny okres obiegu 583,92 - -
Średnia prędkość orbitalna (km/s) 35,02 29,79 1,176
Odchylenie orbity (stopnie) 3,39 0,00 -
Mimośród orbity 0,0068 0,0167 0,407
Czas obrotu wokół osi (godz) 5832,5 23,9345 243,7
Nachylenie równika do orbity (stopnie) 177,3 23,45 (0,115)


INFORMACJE

Ciśnienie: 92 barów
Gęstość przy powierzchni: ~65, kg/m3
Wysokość skali: 15,9 km
Średnia temperatura: 737 K
Amplituda temperatur: ~0
Szybkości wiatrów: 0,3 to 1,0 m/s (przy powierzchni)
Średnia masa molowa: 43,45 g/mol
Skład Atmosfery (przy powierzchni, objętościowo):
Głównie: 96,5% Dwutlenek węgla (CO2), 3,5% Azot (N2)
Mniej (ppm): Dwutlenek siarki (SO2) - 150; Argon (Ar) - 70; Woda (H2O) - 20;
Carbon Monoxide (CO) - 17; Hel (He) - 12; Neon (Ne) - 7



ZIEMIA



Według dawnych poglądów Ziemia była zupełnie nieruchoma, a obserwowany ruch dzienny sfery niebieskiej był rzeczywistym jej obrotem dokoła Ziemi. Już jednak Pitagorejczyk Ekfantos próbował tłumaczyć ruch dzienny sfery niebieskiej ruchem obrotowym Ziemi z zachodu na wschód. Analogiczne sądy wypowiadali później Herakleides z Pontu i Arystarch z Samos. Twierdzenia te jednak nie znalazły powszechnego uznania, popadły przeto już w starożytności w zapomnienie. Kopernik wysunął ponownie twierdzenie o ruchu obrotowym Ziemi dokoła osi przytaczając w swym dziele argumenty przemawiające za rzeczywistym istnieniem tego ruchu. Od XVII wieku szukano dowodów fizycznych na istnienie ruchu obrotowego Ziemi. Viviani we Florencji dokonał w tym celu w roku 1661 prób z wahadłem, które mogło wahać się w dowolnej płaszczyźnie, zaś przy końcu XVIII w wieku Guglielmini w Bolonii wykonał doświadczenie z odchylanie spadających swobodnie ciał od pionu ku wschodowi. Odchylenie jest spowodowane tym, że wierzchołek wieży, skąd spada ciało, ma liniową prędkość obrotową większą niż podstawa wieży. Na skutek prawa bezwładności ciało puszczone swobodnie z wieży zachowuje większą liniową prędkość obrotową niż grunt u podstawy wieży, wskutek czego upadnie ono nieco na wschód od pionu przechodzącego przez miejsce, skąd ciało zostało spuszczone w dół. Pomiary Guglielminiego, a potem innych eksperymentatorów, odchylenie takie potwierdziły.

Najlepszym jednak dowodem ruchu obrotowego Ziemi było zademonstrowane przez Foucaulta jego słynne doświadczenie wykonane po raz pierwszy w roku 1851. Foucault zawiesił u szczytu kopuły paryskiego Panteonu na długim drucie (67m) ciężką kulę metalową, która mogła wykonać ruchy wahadłowe w płaszczyźnie dowolnego koła wierzchołkowego. Gdyby Ziemia nie obracała się dokoła osi, azymut płaszczyzny wahań wahadła nie uległby zmianom. Natomiast ruch obrotowy Ziemi sprawia, że płaszczyzna wahań wahadła w stosunku do powierzchni Ziemi dokonuje powolnego obrotu, którego okres dla Paryża wynosi 32 godziny. Zmiany płaszczyzny wahań wahadła Foucaulta są obrazem znanego z fizyki efektu Coriolisa. Zgodnie z tym efektem poruszające się ciała na Ziemi odchylają się na północnej półkuli Ziemi na prawo, a na południowej półkuli na lewo.

Niech tym ciałem będzie pocisk wystrzelony z działa na północnej półkuli Ziemi w kierunku północnym. Przed wystrzeleniem ma on wraz z działem określoną prędkość liniową obrotu. Po wystrzeleniu przelatuje on nad obszarami, gdzie ta prędkość jest mniejsza, zachowując zaś na skutek bezwładności wyjściową prędkość, odchyla się w kierunku wschodnim, czyli na prawo. Podobnie pocisk wystrzelony w kierunku południowym też się odchyli na prawo, to jest na zachód, bo jego wyjściowa prędkość ruchu obrotowego będzie mniejsza od prędkości obszarów Ziemi położonych w kierunku równika. Podobny efekt zachodzi dla swobodnie wahającego się wahadła, którego płaszczyzna wahań dla obserwatora patrzącego z góry obracać się będzie zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Opisane doświadczenia dostarczyły ostatecznych dowodów na to, że obserwowany ruch dzienny sfery niebieskiej ze wschodu na zachód jest tylko odzwierciedleniem ruchu obrotowego Ziemi z zachodu na wschód.

Gdyby Ziemia miała kształt dokładnie kulisty, to pomiary łuków południka powinny dawać jednakową wartość na promień Ziemi niezależnie od szerokości geograficznej mierzonego łuku. W związku wszakże z ruchem obrotowym Ziemi dokoła osi i występującą na skutek tego siłą odśrodkową należałoby się spodziewać, że Ziemia powinna dostarczyć triangulacja przeprowadzona w różnych szerokościach geograficznych. Promień obliczony na podstawie pomiarów triangulacyjnych jest średnią wartością tzw. promienia krzywizny łuku południka między krańcowymi jego wartościami A i B. Jeżeli na dowolnej krzywej płaskiej wybierzemy trzy punkty i poprowadzimy przez nie koło, to gdy skrajne punkty zmierzać będą do punktu środkowego, to poprowadzone przez nie łuki kół zmierzać będą do pewnego granicznego koła, które nazywać będziemy kołem krzywizny w środkowym punkcie łuku. Promień tego koła nosi nazwę promienia krzywizny. Jeżeli pojęcia te zastosujemy do południka, to wyznaczanie z triangulacji promienie Ziemi będą wyrażały średnią wartość promienia krzywizny południka na mierzonym łuku. Zmienna krzywizna południka powoduje, że długości łuków odpowiadających różnicy szerokości geograficznej o 1st będą również się zmieniały wraz z szerokością geograficzną. Na przykład gdyby Ziemia miała kształt zbliżony do elipsoidy spłaszczonej na biegunach, promień krzywizny południka blisko bieguna byłby większy niż blisko równika, choć promień Ziemi na biegunie wtedy jest mniejszy niż na równiku.

Gdyby Ziemia miała kształt elipsoidy obrotowej wydłużonej wzdłuż osi obrotu, byłoby wręcz przeciwnie. Zagadnienie to powinna rozstrzygnąć triangulacja. Początkowo pomiary triangulacyjne, wykonywane we Francji w XVII wieku, zdawały się wskazywać, że promień krzywizny maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej, a więc Ziemię należałoby uważać raczej za elipsoidę obrotową wydłużoną wzdłuż osi biegunowej. Byłoby to sprzeczne z teorią ziemskiego ruchu obrotowego, według którego należałoby się spodziewać spłaszczenia Ziemi na biegunach. Aby móc rozstrzygnąć, czy Ziemia ma kształt wydłużonej czy też spłaszczonej na biegunach elipsoidy, zorganizowano w latach 1735 - 1741 dwie ekspedycje triangulacyjne, jedną do obszaru blisko kręgu polarnego w Laponii, drugą do obszaru równikowego w Peru. Opracowanie trzech triangulacji, w Laponii, we Francji i w Peru wykazało definitywnie, że łuk południka odpowiadający różnicy 1st w szerokości geograficznej jest najdłuższy w Laponii, najkrótszy w Peru, a we Francji ma wartość pośrednią, jak należało się tego spodziewać przy założeniu, że Ziemia ma kształt bryły spłaszczonej na biegunach. W drugim przeto przybliżeniu Ziemię należy uważać za spłaszczona elipsoidę obrotową, to jest taką bryłę geometryczną, jaką otrzymujemy przez obrót elipsy dokoła jej małej osi. Przy tym założeniu, abstrahując od nierówności lądów, południki geograficzne są elipsami, których wspólną osią małą jest średnica biegunowa Ziemi.

Jednym z naczelnych zadań geodezji, tj. nauki obejmującej zagadnienia związane z rozmiarami i kształtem Ziemi, jest obliczenie rozmiarów i kształtu takiej elipsoidy obrotowej, która byłaby najbardziej zbliżona do powierzchni Ziemi. Wymaga to przede wszystkim dokładnej definicji, co rozumiemy pod nazwą "powierzchnia Ziemi", wiemy bowiem, że powierzchnię fizyczną Ziemi tworzą lądy zawierające liczne wzniesienia i doliny, oraz morza, których poziom też ulega pewnym zmianom. Jednakże poziom morza okazał się najodpowiedniejszy do określenia matematycznej powierzchni Ziemi. Kształt i rozmiary spłaszczonej elipsoidy obrotowej będą określone, jeżeli będziemy znali równikowy a i promień biegunowy b. Zamiast tych dwóch wielkości kształt i rozmiary elipsoidy określamy najczęściej przez promień równikowy a i spłaszczenie a określone ze wzoru: a = a - b / b

Znajomość masy Ziemi ma podstawowe znaczenie w astronomii, bo jeżeli potrafimy ją wyrazić w zwykłych jednostkach masy to przez poznanie stosunku mas ciał niebieskich do masy Ziemi również i te pierwsze będziemy mogli wyrazić w tych samych jednostkach. W zasadzie masę Ziemi wyznaczamy z prawa ciążenia powszechnego przez porównanie siły przyciągania między dwiema znanymi masami z siłą przyciągania wywieraną na nie przez Ziemię. Siły, którymi są przyciągane ciała na powierzchni Ziemi, noszą nazwę ich ciężarów. Masa Ziemi wynosi około 5,975 * 10 do 24 potęgi kg.

W roku 1888 Kustner wykrył, że szerokości geograficzne ulegają drobnym zmianom tego rodzaju, że gdy w jakimś punkcie stałym na Ziemi szerokość ulega zwiększeniu, to w punkcie odległym o 180st w tym samym równoleżniku, jest o tyle zmniejszona. Zmiany te można wytłumaczyć tylko zmianami położeń biegunów na powierzchni Ziemi. Inaczej mówiąc, oś ziemska nie zachowuje stałego położenia względem Ziemi, która w stosunku do tej osi z lekka się kołysze. W celu dokładniejszego poznania wahań biegunów zorganizowano w roku 1899 w drodze współpracy międzynarodowej systematyczne obserwacje zmian szerokości geograficznej. Postanowiono szerokość geograficzną wyznaczyć metodą Talcotta na równoleżniku =39st8" w sześciu stacjach szerokościowych założonych dla tego rodzaju obserwacji. Obserwacje takie są nadal wykonywane.

Z wieloletnich obserwacji wynika, że szerokość geograficzna którejkolwiek z tych stacji obserwacyjnych zmienia się nie więcej niż o 0",7, co odpowiada przesunięciu bieguna na Ziemi nie więcej niż o 20m, łuk bowiem koła wielkiego na Ziemi o odległości 1" równy jest około 30m. Badania zmian szerokości geograficznej prowadzone są na rozległą skalę w Rosji, gdzie czynione są systematyczne obserwacje tych zmian. W Polsce tego rodzaju badania prowadzone są w Stacji Szerokościowej Polskiej Akademii Nauk w Borowcu pod Poznaniem. Choć zmiany położenia bieguna Ziemi wydają się na pozór nieregularne, jednak dają się one rozłożyć z grubsza na dwie składowe: jedną z okresem około 14 miesięcy po kole o promieniu około 4m, drugą - z okresem rocznym po wąskiej elipsie z osią wielką około 8m. Pierwsza z tych składowych była już przewidziana przez Eulera w teorii ciał sztywnych obracających się dokoła osi. Gdyby Ziemia była ciałem doskonale sztywnym, to okres zmian położenia bieguna na jej powierzchni powinien wynosić 10 miesięcy. Różnica między zaobserwowanym okresem 14 - miesięcznym i teoretycznym 10 - miesięcznym spowodowana jest elastycznością Ziemi. Ruch po wąskiej elipsie z okresem rocznym wynika z przesunięć mas powietrznych i zmian pokrywy śnieżnej w ciągu roku. Na skutek zmian w położeniach bieguna ulegają zmianom nie tylko szerokości geograficzne punktów na powierzchni Ziemi, ale zmieniają się nieco południki, czyli drobnym wahaniom ulegają również długości geograficzne, co należy brać pod uwagę przy dokładnym wyznaczaniu czasu z obserwacji astronomicznych.

Wnętrze Ziemi jest dostępne do bezpośrednich badań za pomocą wierceń zaledwie na głębokość niespełna 8km, co stanowi około 0,0012 promienia Ziemi, jednakże z rozchodzenia się fal sejsmicznych przy trzęsieniach Ziemi możemy wysunąć pewne wnioski o jej budowie wewnętrznej. Na podstawie tego rodzaju badań okazało się, że Ziemia składa się w zasadzie z warstw koncentrycznych, na granicy których występują skokowo zmiany właściwości fizycznych. Tak więc rozróżniamy w Ziemi 4 główne warstwy. Najbardziej zewnętrzną stanowi tzw. skorupa ziemska grubości około 33km. Jest ona dostępna do bezpośrednich badań, w niej odbywają się przemiany geologiczne, jak np. powstawanie gór.

Górne części skorupy ziemskiej składają się głównie ze skał granitowych, pod którymi znajduje się warstwa bazaltowa. Gęstość tych skał wynosi od 2,6 do 3,0 g/cm3. Pod skorupą rozciąga się płaszcz grubości około 2900km i obejmujący ponad 80% objętości globu ziemskiego, stanowiąc blisko 70% masy całej Ziemi. Prawdopodobnie jest on utworzony głównie z krzemianów, takich jak np. oliwin, których gęstość jest rzędu 3 do 6 g/cm3. Płaszcz jest w stanie stałym, natomiast położone pod nim jądro wykazuje przy badaniach rozchodzenia się fal sejsmicznych właściwości cieczy. Gęstość jądra na głębokości od 2900 do 5000km, a więc do odległości około 1400km do środka Ziemi, jest rzędu od 10 do 14 g/cm3. Możliwe, że warstwa ta składa się głównie z metali, np. z żelaza w stanie ciekłym. Badania sejsmiczne wykazują na istnienie jeszcze wewnętrznego jądra, stanowiącego kulę o promieniu blisko 1400km, gdzie materia ma gęstość średnią około 17g/cm3. O budowie tego wnętrza wiadomo bardzo mało. Z wnętrzem Ziemi związane jest pole magnetyczne, którego bieguny znajdują się w dość znacznych odległościach od biegunów ruchu obrotowego, oś więc magnetyczna tworzy z osią obrotu Ziemi kąt 11st.
Wzdłuż linii pola magnetycznego Ziemi ustawia się igła magnetyczna. Natężenie tego pola zmienia się od 0,31 gausa na równiku ziemskim do 0,63 gausa na biegunie magnetycznym. Igła magnetyczna na skutek tego, że oś magnetyzmu ziemskiego stanowi dość znaczny kąt z osią obrotu Ziemi, nie wskazuje na północ geograficzną, lecz na magnetyczną. Kąt, jaki tworzy kierunek igły magnetycznej z południkiem, nosi nazwę deklinacji magnetycznej. Kąt ten ulega powolnym zmianom.

Stała i ciekła powierzchnia Ziemi otoczona jest powłoką gazową, noszącą nazwę atmosfery ziemskiej. Znajomość jej właściwości ma olbrzymie znaczenie dla badań, ponieważ przez atmosferę przechodzi mierzone przez nas promieniowanie, jakie dochodzi do Ziemi od ciał niebieskich. Atmosfera wpływa dwojako na przechodzące przez nią światło. Atmosfera wywiera ciśnienie wynoszące blisko 1 000 000 dyn na cm2. Ponieważ masa blisko jednego miligrama gazu wywiera ciśnienie 1 dyny na cm2 na powierzchni Ziemi, więc łatwo obliczyć, że nad każdym cm2 znajduje się słup powietrza o masie około 1kg. Mnożąc tę masę przez powierzchnię Ziemi, otrzymujemy na całkowitą masę atmosfery ziemskiej wartość 5 * 10 do potęgi 21g tj. w przybliżeniu jedną milionową ogólnej masy ziemskiej.

Atmosfera ziemska jest mieszanina gazów, z których na azot przypada 78%, na tlen 21% i na argon 1%. W drobnej przymieszce występują takie gazy jak hel i neon. Poza tym w zmiennej ilości w atmosferze jest para wodna i dwutlenek węgla. Dolne piętro, w którym występują prądy wstępujące i opadające, tworzą się chmury i mają miejsce zjawiska określające pogodę, nazywamy ją troposferą. Sięga ona do wysokości 10 - 11km w strefach biegunowych i umiarkowanych Ziemi a w strefie zwrotnikowej do 14 - 17km. Charakterystyczną jej właściwością jest szybki spadek temperatury wraz z wysokością. Zjawiskami zachodzącymi w troposferze zajmuje się meteorologia. Nad troposferą do wysokości nieco ponad 30km rozciąga się warstwa zwana stratosferą, o stałej temperaturze około -55st. W warstwie tej brak jest prądów konwekcyjnych wstępujących i zstępujących. Stan fizyczny jej prądów może być z pomiarów wykonywanych z balonów, które mogą się wznosić na wysokość do 30km. Powstają w niej cząsteczki ozonu który osiąga największą gęstość na wysokości 20 - 30km. Ozon pochłania w zupełności promieniowanie krótsze od 3000A, co stanowi granicę od strony fal krótkich dla obserwacji z powierzchni Ziemi. Nad stratosferą do wysokości około 80km rozciąga się tzw. mezosfera, w której temperatura początkowo wzrasta do +80stC na wysokości 60km, potem spada do około -65stC na wysokości około 80km. Badania tej warstwy są przeprowadzane głównie za pomocą rakiet.

Wyżej rozciągają się warstwy zjonizowane, przewodzące elektryczność i noszące nazwę jonosfery. Były one odkryte jeszcze na początku XX stulecia podczas badań rozchodzenia się fal radiowych. Odbijają one bowiem fale o określonych długościach, umożliwiając ich odbiór na dużych odległościach na powierzchni Ziemi. Jonosfera rozpada się na kilka obszarów oznaczonych literami. Wyraźnej górnej granicy ona nie ma, przyjmujemy na ogół, że sięga do wysokości rzędu 20 000km. Temperatura wzrasta w niej od -65stC na wysokość 80km do +1500stC na wysokości około 400km. Górna jonosfera zwana jest egzosferą i przechodzi stopniowo w gaz międzyplanetarny. Wyraźnej granicy zewnętrznej egzosfera nie ma. Najwyższe warstwy atmosfery ziemskiej poznajemy z obserwacji świecenia nocnego nieba oraz z pojawień się zórz polarnych. Na ich podstawie wnioskujemy, że egzosfera ma temperaturę rzędu +1500stC. Wiele informacji o budowie jonosfery i egzosfery dostarczają badania prowadzone za pomocą aparatury umieszczanej na sztucznych satelitach Ziemi.

Gdyby orbita Ziemi była kołem, to odległość Ziemi od Słońca byłaby niezmienna w ciągu roku, a Ziemia poruszałaby się dokoła Słońca ze stałą prędkością kątową, co sprawiałoby, że Słońce w swym ruchu rocznym na sferze niebieskiej, będącym odzwierciedleniem ruchu Ziemi, poruszałoby się po ekliptyce również ze stałą prędkością kątową. Tymczasem wiemy z obserwacji, że ruch Słońca na niebie jest niejednostajny, z czego wnioskujemy, że orbita Ziemi nie jest kołem. O kształcie orbity Ziemi można było się przekonać np. mierząc średnicę kątową Słońca w ciągu roku. Średnica ta jest odwrotnie proporcjonalna do odległości, wtedy więc, gdy Słońce ma najmniejszą średnicę kątową., jest ono w odległości największej, gdy ma średnicę największą, jest najbliżej. Gdybyśmy dla wielu dat w roku znali wartości średnic kątowych Słońca i odpowiadające im jego długości ekliptyczne, moglibyśmy poznać kształt orbity Ziemi.

W tym celu należałoby na wykresie umieścić Słońce na początku układu współrzędnych biegunowych, za promienie wodzące należałoby przyjąć liczby odwrotnie proporcjonalne do średnic kątowych Słońca, jako anomalie zaś, czyli kąty w układzie współrzędnych biegunowych, długości heliocentryczne Ziemi, a więc długości ekliptyczne Słońca powiększone lub zmniejszone o 180st. Po połączeniu linią ciągłą położeń Ziemi na wykresie stwierdzimy, że promienie te leżą na elipsie, której jedno z ognisk zajmuje Słońce. Mimośród tej elipsy wynosi 1/60. Prostą łączącą ognisko, w którym leży Słońce, z punktem na obwodzie elipsy nazywamy promieniem wodzącym. Przedstawiony sposób wyznaczania orbity Ziemi ma oczywiście znaczenie dydaktyczne, w praktyce bowiem kształt orbity Ziemi wyznaczamy z dość złożonych obliczeń związanych z ruchem Ziemi dokoła Słońca. Nierówność pór roku wykrył już Hipparch w II w p.n.e. stwierdzając, że od chwili równonocy wiosennej do równonocy jesiennej upływa 186 dni, od równonocy jesiennej zaś do wiosennej tylko 179 dni. Obecnie wiadomo, że planety wokół Słońca poruszają się po torach eliptycznych a Słońce znajduje się w jednym z ognisk tej elipsy. Jest to pierwsze prawo Keplera o ruchach planet.

Dla poznania skali czasowej rozwoju planet jest sprawą bardzo istotną zdobycie informacji, jak długi może być wiek Ziemi. Nie wiemy, w jakiej pierwotnej postaci powstała Ziemia i dlatego jej wiek oceniać będziemy od epoki utworzenia się skorupy ziemskiej. Przez wiek przeto Ziemi zrozumiemy przeważnie wiek skał w skorupie ziemskiej. Pierwsze próby naukowego oceniania wieku Ziemi były przeprowadzone przez E.Halleya na początku XVIII wieku. Zaproponował on mianowicie wiek ten obliczać na podstawie zasolenia oceanów, zakładając, że sole zawarte w oceanie zostały przyniesione przez rzeki z lądów.

Znając ilość soli przynoszonej corocznie przez rzeki do morza i znając jej zawartość w oceanach obliczamy, ile lat trwa zasilanie wody morskiej w sól. Zakładamy tu oczywiście, że przyrost ilości soli odbywał się przez cały czas z jednostajną szybkością. Wiemy np. że zwykłej soli kuchennej NaCl w oceanach i osadach morskich jest 1,5 * 10 do potęgi 16 ton, a rzeki znoszą corocznie 6 * 10 do potęgi 7. Dzieląc pierwszą liczbę przez drugą znajdujemy, że wiek Ziemi należy obliczać na 250 milionów lat. Nie wiemy, z jaką prędkością przebiegał przyrost soli w epokach geologicznych i czy sól może być uważana tylko jako pochodząca z rzek, z tego też powodu ocena wieku Ziemi na podstawie wyżej podanej hipotezy jest bardzo niepewna. Najdokładniejsze wyniki dają badania rozpadu pierwiastków promieniotwórczych, w szczególności procesy promieniotwórcze, które prowadzą do powstania ołowiu w wyniku rozpadu uranu. Na skutek spontanicznego rozpadu każdy atom izotopu uranu o masie atomowej 238 wyzwala w długiej i dość złożonej serii rozpadu osiem cząstek alfa, czyli jąder helu o masie atomowej 4, wskutek czego w ostatecznym wyniku powstaje ołów o masie atomowej 206.

Jeżeli w rudach zawierających uran poznamy stosunek ilości 206Pb do ilości 238U, to przy znanych wartościach czasu połowicznego rozpadu pierwiastków promieniotwórczych można obliczyć, w ciągu jakiego czasu dana ilość ołowiu powstała z uranu. Tego rodzaju badania można przeprowadzać również i w odniesieniu do innych pierwiastków promieniotwórczych. Prowadzą one do wniosku, że wiek skał ziemskich wynosi co najmniej 3 miliardy lat i przypuszczalnie nie więcej niż 5 miliardów lat. Najczęściej przyjmuje się, że wiek Ziemi wynosi około 4,5 miliarda lat.


DANE LICZBOWE

Masa (1024 kg) 5,9736 Objętość (1010 km3) 108,321
Promień na równiku(km) 6378 Promień polarny(km) 6356
Volumetric mean radius (km) 6371 Promień jądra(km) 3485
Ellipticity 0,0034 Średnia gęstość (kg/m3) 5520
Grawitacja(m/s2) 9,78 Prędkość ucieczki(km/s) 11,186
GM (x 106 km3/s2) 0,3986 Albedo 0,385
Albedo optyczne 0,367 Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -3,86
Stała słoneczna (W/m2) 1380 Temperatura ciała (K) 247,3
Zakres topografii (km) 20 Moment bezwładności (I/MR2) 0,3308
J2 (x 10-6) 1082,63 Naturalne satelity 1

PARAMETRY ORBITY

Wielka półoś orbity (106 km) 149,6 Długość roku (dni) 365,256
Długość roku na zwrotniku (dni) 365,242 Min. odległość od Słońca (106 km) 147,1
Max. odległość od Słońca (106 km) 152,1 Średnia prędkość orbitalna (km/s) 29,79
Odchylenie orbity (stopnie) 0,00 Mimośród orbity 0,0167
Czas obrotu wokół osi (godz) 23,9345 Nachylenie równika do orbity (stopnie) 23,45

ELEMENTY ORBITY

Wielka półoś orbity (AU): 1,00000011
Orbital eccentricity: 0,01671022
Orbital inclination (stopnie): 0,00005
Długość węzła wstępującego (stopnie): -11,26064



ATMOSFERA

Ciśnienie: 1014 mb
Gęstość przy powierzchni: 1,217 kg/m3
Wysokość skali: 8,5 km
Średnia temperatura: 288 K
Amplituda temperatur: 283 K do 293 K
Szybkości wiatrów: 0 to 100 m/s
Średnia masa molowa: 28,97 g/mol
Skład atmosfery (procentowa, suchego powietrza):
Głównie: 78,084% Azot (N2), 20,946% Tlen (O2) Woda - ok. 1%
Mniej (ppm): Argon (Ar) - 9340; Dwutlenek węgla (CO2)- 350
Neon (Ne) - 18,18; Hel (He) - 5,24; CH4 - 1,7
Krypton (Kr) - 1,14; Wodór (H2) -0,55




MARS

Mars krąży w odległości około 228 mln km od Słońca. Wykonuje całkowity obieg wokół Słońca w ciągu 687 dni, a obrót wokół własnej osi zajmuje mu 24 godziny i 37 minut. Średnica Marsa wynosi 6800 km, czyli nieco więcej niż połowa średnicy ziemskiej. Ze względu na niewielką siłę przyciągania (jedna trzecia przyciągania ziemskiego) Mars zdołał utrzymać zaledwie cienką warstwę atmosfery. Składa się ona w 95,3% z dwutlenku węgla, w 2,7% z azotu, w 1,6% z argonu; zawiera również śladowe ilości tlenu. Mars, krążący dalej od Słońca niż Ziemia jest planetą chłodniejszą; temperatura przy jego powierzchni obniża się często do -120st C, nigdy zaś nie przewyższa +35st C.

Na Marsie podobnie jak na Wenus, zachowały się ślady ożywionej działalności wulkanicznej; istnieją tam największe w Układzie Słonecznym wulkany (już wygasłe), wznoszące się na wysokość przeszło 20 km. Skalista i pustynna powierzchnia planety ma piękny czerwony odcień, gdyż skały marsjańskie zawierają tlenek żelaza, zabarwiający je niczym rdza. Niekiedy zrywają się tam potężne wichury unoszące chmury pyłu. Wokół Marsa krążą dwa miniaturowe księżyce: Phobos i Deimos. Kilkumiesięczne okresy dobrej widoczności Marsa powtarzają się co dwa lata (ściślej co 26 miesięcy), kiedy planeta znajduje się po przeciwnej względem Ziemi stronie Słońca - w opozycji. Nie wszystkie opozycje jednakowo sprzyjają obserwacjom Marsa. Jego orbita jest znacznie bardziej wydłużona, niż orbita ziemska, a co za tym idzie - mamy do czynienia z dużymi różnicami jasności obserwowanej planety podczas opozycji następujących w pobliżu aphelium (gdy Mars znajduje się najdalej od Słońca) i peryhelium (gdy Mars jest najbliżej Słońca). Najbardziej korzystne opozycje nazywa się wielkimi opozycjami Marsa. Może on wtedy przybliżyć się do Ziemi na odległość 56 milionów kilometrów, podczas gdy w czasie najbardziej niekorzystnych opozycji jego odległość od Ziemi przekracza 100 mln km. W sprzyjających warunkach tarcza Marsa wygląda bardzo niezwykle, której 24 godzinna rotacja umożliwia ciągłe obserwacje znanych tworów. W przeciwieństwie do Jowisza są to głównie szczegóły powierzchni planety, nie zaś istniejące w jej atmosferze, stąd ich zmiany w czasie są niewielkie. Obserwacje zaskakują ogromnym bogactwem i zróżnicowaniem struktur powierzchni planety. W dowolnej opozycji, nawet za pomocą teleskopu o średnicy 5 cm, bez trudu można dostrzec czapy polarne. Jednak do obserwacji innych szczegółów np. najtrudniej dostrzegalne kratery niezbędny jest instrument o średnicy co najmniej 15 cm. Z nocy na noc obraz zmienia się niewiele, ponieważ okres obrotu Marsa jest zaledwie o 40 min dłuższy od okresu obrotu Ziemi. Istotne różnice można dostrzec po mniej więcej tygodniu, kiedy tarcza planety obróci się względem Ziemi o około 5 godzin na wschód. Szczegóły obserwowane na tarczy planety mogą podlegać zmianom trzech rodzajów: długookresowym (wiekowym), sezonowym i atmosferycznym.

Wskutek zmian wiekowych rozbudowane struktury ulegają przeobrażeniom trwającym całe lata, niekiedy powstają nowe twory, które potem znikają. Zmiany sezonowe przejawiają się w wahaniach wielkości i kształtu czap polarnych, kolorów i kontrastów rozmaitych tworów topograficznych. Pory roku na Marsie różnią się istotnie od ziemskich, gdyż trwają znacznie dłużej, ponadto wiosna i lato na tamtejszej północnej półkuli są dłuższe niż jesień i zima. Wynika to z odmiennej charakterystyki orbity Marsa, który obiega Słońce po silnie wydłużonej orbicie w czasie 687 dni. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 25o, niewiele więc różni się od nachylenia równika ziemskiego. Zmiany atmosferyczne ujawniają się w postaci rozległych żółtych chmur powstających w czasie burz pyłowych, białych i niebieskich chmur oraz porannych mgieł i przymrozków. Choć niewielu osobom udaje się zaobserwować księżyce Marsa, w istocie nie są one bardzo słabe. Jasność Phobosa sięga 12m. Deimos jest o mniej więcej jedną wielkość gwiazdową słabszy, jednak łatwiej go dostrzec bowiem zwykle znajduje się dalej od planety. Powodem, dla którego tak trudno upolować księżyce Marsa, jest to, że zwykle nikną w blasku bardzo przecież jasnej planety. Trzeba więc zadbać o to, aby Mars nie znajdował się w polu widzenia teleskopu. Światło planety można również zablokować umieszczając w ognisku teleskopu sztuczną przesłonę.



DANE LICZBOWE

Dane Mars Ziemia Porównanie z Ziemi
Masa (1024 kg) 0,6419 5,9736 0,107
Objętość (1010 km3) 16,318 108,321 0,151
Promień polarny(km) 3375 6356 0,531
Volumetric mean radius (km) 3390 6371 0,532
Promień jądra(km) 1700 3485 0,488
Średnia gęstość (kg/m3) 3933 5520 0,713
Ellipticity 0,0065 0,0034 1,912
Grawitacja(m/s2) 3,69 9,78 0,377
Prędkość ucieczki(km/s) 5,03 11,186 0,450
GM (x 106 km3/s2) 0,04283 0,3986 0,107
Albedo* 0,16 0,385 0,416
Albedo optyczne 0,150 0,367 0,409
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -1,52 -3,86 -
Stała słoneczna (W/m2) 595 1380 0,431
Temperatura ciała (K) 216,6 247,3 0,875
Zakres topografii (km) 30 20 1,500
Moment bezwładności (I/MR2) 0,366 0,3308 1,106
J2 (x 10-6) 1960,45 1082,63 1,811

PARAMETRY ORBITY

Dane Mars Ziemia Porównanie z Ziemi
Wielka półoś orbity (106 km) 227,9 149,6 1,524
Długość roku (dni) 686,980 365,256 1,881
Długość roku na zwrotniku (dni) 686,973 365,242 1,881
Min. odległość od Słońca (106 km) 206,6 147,1 1,404
Max. odległość od Słońca (106 km) 249,2 152,1 1,638
Synodyczny okres obiegu 779,94 - -
Średnia prędkość orbitalna (km/s) 24,13 29,79 0,810
Odchylenie orbity (stopnie) 1,85 0,00 -
Mimośród orbity 0,0934 0,0167 5,593
Czas obrotu wokół osi (godz) 24,6229 23,9345 1,029
Nachylenie równika do orbity (stopnie) 25,19 23,45 1,074

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 25,7
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 3,5
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 54,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 401,3
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -2,0

Wielka półoś orbity (AU): 1,52366231
Orbital eccentricity: 0,09341233
Orbital inclination (stopnie): 1,85061
Długość węzła wstępującego (stopnie): 49,57854
Longitude of Min. odległość od Słońca (stopnie): 336,04084
Mean Longitude (stopnie): 355,45332

ATMOSFERA

Ciśnienie: ~6,1 mb (zmienne) [6,9 mb do 9 mb (Viking 1)]
Gęstość przy powierzchni: ~0,020 kg/m3
Wysokość skali: 11,1 km
Średnia temperatura: ~210 K
Amplituda temperatur: 184 K do 242 K (Viking 1)
Szybkości wiatrów: 2-7 m/s (lato), 5-10 m/s (jesień), 17-30 m/s (burze piaskowe) (Viking)
Średnia Średnia masa molowa: 43,34 g/mol
Skład atmosfery:
Głównie: Dwutlenek węgla (CO2) - 95,32% ; Azot (N2) - 2,7%
Argon (Ar) - 1,6%; Tlen (O2) - 0,13%; Tlenek węgla (CO) - 0,08%
Mniej (ppm): Woda (H2O) - 210; Tlenek azotu (NO) - 100; Neon (Ne) - 2,5;
HDO - 0,85; Krypton (Kr) - 0,3; Ksenon (Xe) - 0,08





JOWISZ


Jowisz jest największą spośród planet Układu Słonecznego; ma średnicę 11 razy większą od ziemskiej, masą przewyższa Ziemię 318 razy, a objętością 1300 razy. Krąży w odległości 778 mln km od Słońca. Olbrzym ten otoczony jest grubą warstwą atmosfery, złożonej głównie z wodoru i helu, w której unoszą się chmury utworzone z zestalonych lub skroplonych gazów, przede wszystkim metanu i amoniaku. Jowisz obraca się bardzo szybko wokół swej osi (jeden obrót trwa 10 godzin), wskutek czego chmury te rozciągają się równolegle do pasma równika, jak gdyby opasając planetę. Najwyższe chmury wyraźnie świecą, inne natomiast pozostają ciemne. Wśród tych chmur zachodzą bardzo burzliwe procesy; powstają olbrzymie wiry, zmieniające to szybciej to wolniej swoje kształty. Jeden z takich wirów tworzy tzw. Wielką Czerwoną Plamę, która przez długi czas intrygowała astronomów; jest to ogromna trąba powietrzna, cztery razy większa od Ziemi. Górna warstwa chmur jest bardzo zimna (-148oC), ale im dalej w głąb planety, tym bardziej rosną i temperatura i ciśnienie. W samym środku Jowisza temperatura osiąga zapewne 30000oC, a ciśnienie jest 100 mln razy większe od panującego na powierzchni Ziemi.

Znamy 28 księżyców Jowisza. Cztery spośród nich, a mianowicie: Io, Europa, Ganimedes i Callisto, to wielkie globy, porównywalne pod względem rozmiarów z Księżycem ziemskim. Pozostałe księżyce są niewielkie; ich średnice wynoszą zaledwie po kilkadziesiąt kilometrów. Żeby zobaczyć rzeczywiste szczegóły nawet największej planety Układu Słonecznego, potrzeba dobrego refraktora o średnicy przynajmniej 10 cm lub reflektora o średnicy 15 cm. Wygląd tarczy Jowisza zmienia się bardzo szybko, gdyż jeden dzień trwa na nim niecałe 10 godzin, a planeta jest wielokrotnie większa od Ziemi. Jowisz obraca się tak szybko, że jest wyraźnie spłaszczony na biegunach, co można dostrzec nawet za pomocą małego teleskopu. Poszczególne twory na powierzchni przesuwają się w sposób zauważalny w okresach krótszych niż 10 minut. Na tarczy Jowisza obserwuje się szereg ciemnych pasów i oddzielających je ciemnych stref, ułożonych równolegle do równika planety. Ciemne pasy są niekiedy połączone "mostami", widoczne są też inne, nieregularne twory wewnątrz pasów i stref. Mechanizmy napędzające te wspaniałe zjawiska są niezwykle skomplikowane. Przypuszcza się, że jaśniejsze strefy są obszarami prądów wznoszących, a ciemniejsze pasy - prądów zstępujących w turbulentnej atmosferze Jowisza.

Najbardziej efektownym obiektem na tarczy Jowisza jest niewątpliwie Wielka Czerwona Plama - owalny, czerwonawobrązowy twór widniejący w pobliżu południowego bieguna planety (u góry tarczy widzianej w odwracającym teleskopie, dla obserwatorów na północnej półkuli Ziemi). Jest to olbrzymi cyklon, dorównujący wielkością Ziemi; trwa on już ponad 300 lat. Widoczność Czerwonej Plamy zmienia się dość znacznie, tak więc nie ma gwarancji, że będzie łatwo ją odnaleźć w każdym sezonie. Na początku lat siedemdziesiątych kolory plamy zaczęły blednąć. Obrazy z sondy kosmicznej Voyager ukazywały efektywną czerwień, należy jednak pamiętać, że kolory tych zdjęć zostały sztucznie wzmocnione. Jeśli Czerwona Plama jest słabo widoczna, można poprawić kontrast obrazu, stosując filtry niebieskie albo zielone. Typowy układ pasów i stref na Jowiszu jest następujący: strefa równikowa to jasny, wielobarwny obszar wzdłuż równika planety: biały, pomarańczowy lub żółty, często pokryty ciemniejszymi mostami i wypustkami sąsiednich ciemnych pasów.

Pasy równikowe: północny i południowy, to ciemne pasma otaczające strefę równikową - najbardziej złożone twory na powierzchni Jowisza. Bardziej aktywny jest zazwyczaj pas południowy, składający się z dwóch części podzielonych jaśniejszą południową strefą równikową. Najbardziej interesującym przejawem aktywności w tym obszarze jest potężna burza, występująca w nieregularnych odstępach czasu. Dalej od równika położone są tzw. pasy umiarkowane, znacznie mniej efektowne od obiektów równikowych. I one jednak zawierają sporo szczegółów widocznych przy dobrej pogodzie przez teleskop o średnicy lustra 20 cm lub większej. Północny pas umiarkowany dzieli się niekiedy na dwie części, odseparowane od siebie wąską strefą i połączone licznymi mostami. Południowy pas umiarkowany może czasami powiększać się do rozmiarów przewyższających nawet pasy równikowe, zwykle jest jednak od nich znacznie węższy i nie tak wyraźnie zaznaczony. W rejonie południowego pasma umiarkowanego i przylegającej do niego południowej strefy umiarkowanej pojawiają się czasem białe owalne plamy. Trzy takie plamy powstały tam w 1939 roku i przetrwały aż do dziś. Przy dobrych warunkach atmosferycznych można czasem także wyróżnić obszary biegunowe: północny i południowy, rzadko jednak pojawiają się w nich tak interesujące twory, jak w obszarach położonych bliżej równika.



Dane Liczbowe
Dane Jowisz Ziemia Porównanie z Ziemią
Masa (1024 kg) 1898,6 5,9736 317,83
Objętość (1010 km3) 143128 108,321 >1321,33
Promień na równiku(km) 71492 6378 11,21
Promień polarny(km) 66854 6356 10,52
Volumetric mean radius (km) 69911 6371 10,97
Liczba znanych księżyców 36 1 -
Ellipticity 0,0649 0,0034 19,09
Średnia gęstość (kg/m3) 1326 5520 0,240
Grawitacja(m/s2) 23,12 9,78 2,364
Prędkość ucieczki(km/s) 59,5 11,186 5,32
GM (x 106 km3/s2) 126,686 0,3986 317,8
Albedo* 0,70 0,385 1,82
Albedo optyczne 0,52 0,367 1,42
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -9,40 -3,86 -
Stała słoneczna (W/m2) 51 1380 0,037
Temperatura ciała (K) 90,6 247,3 0,366
Moment bezwładności (I/MR2) 0,254 0,3308 0,768
J2 (x 10-6) 14,736 1082,63 13,611


Parametry Orbity
Dane Jowisz Ziemia Porównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km) 778,4 149,6 5,203
Długość roku (dni) 4.332,589 365,256 11,862
Długość roku na zwrotniku (dni) 4.330,595 365,242 11,857
Min. odległość od Słońca (106 km) 740,6 147,1 5,035
Max. odległość od Słońca (106 km) 816,0 152,1 5,365
Synodyczny okres obiegu 398,88 - -
Średnia prędkość orbitalna (km/s) 13,07 29,79 0,439
Odchylenie orbity (stopnie) 1,305 0,00 -
Mimośród orbity 0,04839 0,0167 2,898
Czas obrotu wokół osi (godz) 9,9250 23,9345 0,415
Nachylenie równika do orbity (stopnie) 3,12 23,45 0,133


OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 59,0
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 29,8
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 588,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 968,1
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -2,7

Wielka półoś orbity (AU): 5,20336301
Długość węzła wstępującego (stopnie): 100,55615



ATMOSFERA

Ciśnienie: >>100 barów
Średnia temperatura: ~129 K
Temperatura dla 1 bara: ~165 K
Szybkości wiatrów: do ~150 m/s (<30 stopni szerokości geog.)
Szybkości wiatrów: do ~40 m/s (>30 stopni szerokości geog.)
Wysokość skali: 27 km
Średnia masa molowa: 2,22 g/mol
Skład Atmosfery (niepewne w nawiasach)
Major: Wodór (H2) - 89,8% (2,0%); Hel (He) - 10,2% (2,0%)
Minor (ppm): Metan (CH4) - 3000 (1000); Amoniak (NH3) - 260 (40);
HD - 28 (10); C2H6 - 5,8 (1,5);H2O - ~4 (w zależności od ciśnienia))
Stan stały: Woda i amoniak





SATURN



Jest to drugi z olbrzymów, Saturn, ma średnicę 9,5 razy większą od ziemskiej. Masą przewyższa Ziemię 95 razy, a objętością - 750 razy. Krąży w odległości 1,4 mld km od Słońca. Podobnie jak Jowisz jest gazową kulą, bardzo szybko obracającą się wokół własnej osi (jeden obrót trwa nieco ponad 10 godzin), ma jednak jeszcze mniejszą gęstość, zawiera bowiem więcej wodoru. Saturn mógłby nawet utrzymywać się na wodzie, gdyż jego średnia gęstość wynosi 0,7 g/cm3. W warstwie otaczających go chmur zachodzą nadzwyczaj burzliwe procesy - zdarzają się tam prawdziwe cyklony. Temperatura w górnej warstwie chmur wynosi -180oC. Tak samo jak Jowisz, Saturn ma wewnętrzne źródło ciepła i wysyła w przybliżeniu trzy razy więcej energii, niż jej otrzymuje od Słońca.

Na dzień dzisiejszy znamy 30 księżyców tej planety; jeden z nich to Tytan, olbrzymi księżyc, większy od Merkurego. Niezwykłą osobliwością Saturna jest otaczający go rozległy układ pierścieni, dostrzegalny nawet przez niewielką lornetkę polową. Z Ziemi odkryto tylko sześć pierścieni, ale na zdjęciach przekazanych przez sondy serii Voyager widać, że jest ich tysiące. Tworzą one wokół Saturna w płaszczyźnie jego równika jak gdyby ogromny dysk, którego średnica wynosi około 300 000 km, ale grubość nie przekracza jednego kilometra. W zależności od położenia Saturna względem Ziemi i Słońca dostrzegamy te pierścienie to w mniejszym, to w większym nachyleniu. Gdy ustawią się one do nas krawędzią, stają się tak cienkie, że ich nie widać. Składają się z okruchów zmieszanego z pyłem lodu i krążą wokół planety jak miniaturowe księżyce. Niektórzy sądzą iż są to resztki tworzącego się Saturna, inni - że szczątki księżyców, które krążyły kiedyś zbyt blisko planety i uległy rozerwaniu. Pierścienie Saturna mają oznaczenia literowe: A,B,C itd. Najbardziej na zewnątrz znajduje się pierścień A, pierścień C - wewnętrzny - jest niemal przezroczysty. Nachylone są one pod kątem 27o do płaszczyzny orbity planety. Cienki pierścień, oznaczony literą E, został odkryty w 1966 roku, pierścień F zaobserwowano w 1979, natomiast G - w roku 1980. Ciekawą cech tej planety jest występowanie istotnych różnic w rozmiarach struktur powierzchniowych widocznych po obydwu stronach równika planety. Najbardziej wysunięta na południe część planety jest zdominowana przez pas pyłowy składający się z dwóch części: południowego obszaru biegunowego i szerokiego południowego pasa umiarkowanego. W słabych warunkach atmosferycznych cały ten obszar wygląda jak ciemna plama. Przy dobrej pogodzie widać, że obie struktury rozdziela wąska i jasna południowa strefa umiarkowana, leżąca w pobliżu bieguna. Aby dopełnić obrazu południowej części planety, należy jeszcze wspomnieć o jasnej południowej strefie tropikalnej.

Przesuwając się w kierunku północnym, wyróżniamy obszar równikowy z południowym pasem równikowym, podzielonym bardzo wąską strefą na części północną i południową. Dalej występuje szeroka strefa równikowa, bardzo wąski pas równikowy i północna strefa równikowa. W zależności od aktualnego położenia pierścieni, zazwyczaj jeden z tych obszarów jest przez nie zasłonięty. Podczas obserwacji można więc dojrzeć ciemny cień rzucany przez pierścienie na powierzchnię planety. Ciemny północny pas równikowy również wyraźnie dzieli się na część południową i północną. W miarę przesuwania się na północ stwierdzamy, że obszary jasnych stref są większe i bardziej wyraziste niż na południu, a pasy - węższe. Jasna północna strefa tropikalna i północna strefa umiarkowana są rozdzielone wąskim północnym pasem umiarkowanym. Brązowawy północno-północny pas umiarkowany, wielka biaława północno-północna strefa umiarkowana i północny obszar biegunowy, trochę węższy niż południowy, zamykają listę tworów widocznych na powierzchni Saturna.

Z tego wszystkiego wynika bardzo skomplikowany obraz tarczy wielkiej planety z mnóstwem szczegółów. W istocie, tarcza Saturna jest bardzo urozmaicona, jednak tak naprawdę niewiele z wymienionych tworów można odróżnić podczas amatorskich obserwacji. Dostrzeżemy raczej obraz planety zdominowany przez pierścienie, z kilkoma pasami oraz niewielu innymi subtelnymi szczegółami na tarczy. Mimas, Enkelados, Tethys, Dione, Rea, Tytan, Hyperion, Japetos i Fojbe (Phoebe) - to nazwy dziewięciu dużych księżyców Saturna. Obserwacje księżyców Saturna to coś zupełnie innego niż obserwowanie księżyców Jowisza, widocznych już w niewielkim teleskopie, często w charakterystyczny sposób ustawionych w linii prostej. Księżyce Saturna ustawiają się w jednej linii tylko wtedy, gdy jego pierścienie skierowane są ku nam krawędzią. W innych sytuacjach widoczne są raczej w postaci gromady otaczającej planetę. Do obserwacji Tytana nie jest potrzebny szczególnie wyszukany sprzęt. By dostrzec Reę, potrzeba już teleskopu o średnicy co najmniej 7,5 cm; w sprzyjających warunkach wystarczy on również do wyśledzenia Japetosa. Jeszcze większy teleskop umożliwi obserwacje trzech innych księżyców: Enkeladosa, Tethys i Dione; instrument o średnicy co najmniej 20 cm jest potrzebny do odszukania Hyperiona i Fojbe. Mimasa, satelity, który, z wymienionych księżyców krąży najbliżej planety, właściwie nie sposób wyśledzić. Obserwacje księżyców znacznie ułatwia znajomość ich pozycji, które są podawane w niektórych magazynach astronomicznych.



DANE LICZBOWE

Dane Saturn Ziemia Porównanie z Ziemią
Masa (1024 kg) 568,46 5,9736 95,162
Objętość (1010 km3) 82713 108,321 763,59
Promień na równiku(km) 60268 6378 9,449
Promień polarny(km) 54364 6356 8,553
Volumetric mean radius (km) 58232 6371 9,140
Ellipticity 0,0980 0,0034 28,82
Średnia gęstość (kg/m3) 687 5520 0,124
Grawitacja(m/s2) 8,96 9,78 0,916
Prędkość ucieczki(km/s) 35,5 11,186 3,172
GM (x 106 km3/s2) 37,931 0,3986 95,16
Albedo* 0,75 0,385 1,95
Albedo optyczne 0,47 0,367 1,28
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0) -8,88 -3,86 -
Stała słoneczna (W/m2) 15,0 1380 0,011
Temperatura ciała (K) 63,9 247,3 0,258
Moment bezwładności (I/MR2) 0,210 0,3308 0,635
J2 (x 10-6) 16298 1082,63 15,054


PARAMETRY ORBITY

Dane Saturn Ziemia Porównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km) 1426,8 149,6 9,537
Długość roku (dni) 10759,22 365,256 29,457
Długość roku na zwrotniku (dni) 10746,94 365,242 29,424
Min. odległość od Słońca (106 km) 1347,6 147,1 9,161
Max. odległość od Słońca (106 km) 1506,4 152,1 9,904
Synodyczny okres obiegu 378,09 - -
Średnia prędkość orbitalna (km/s) 9,66 29,79 0,324
Odchylenie orbity (stopnie) 2,484 0,00 -
Mimośród orbity 0,05415 0,0167 3,243
Czas obrotu wokół osi (godz) 10,500 23,9345 0,439
Nachylenie równika do orbity (stopnie) 26,73 23,45 1,140


OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 20,1
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 14,5
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 1195,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 1658,5
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: 0,7

ELEMETY ORBITY

Odkrywca: Nieznany
Wielka półoś orbity (AU): 9,53707032
Długość węzła wstępującego (stopnie): 113,71504



ATMOSFERA

Ciśnienie: >>100 barów
Średnia temperatura: ~97 K
Temperatura dla 1 bara: ~134 K
Gęstość dla 1 bara: ~0,19 kg/m3
Szybkości wiatrów: do ~400 m/s (<30 stopni szerokości geog.)
Szybkości wiatrów: do ~150 m/s (>30 stopni szerokości geog.)
Wysokość skali: 59,5 km
Średnia masa molowa: 2,07 g/mol
Skład Atmosfery (niepewne w nawiasach)
Głównie: Wodór (H2) - 96,3% (2,4%); Hel (He) - 3,25% (2,4%)
Mniej (ppm): CH4 - 4500 (2000); NH3 - 125 (75);
HD - 110 (58); C2H6 - 7 (1,5)




URAN


Urana zauważył przypadkowo przez teleskop w 1781 roku angielski astronom William Herschel i początkowo wziął go za kometę. Średnicą planeta ta przewyższa Ziemię czterokrotnie, masą zaś - piętnastokrotnie. Krąży w odległości 2,8 mld km od Słońca. Uran jest mniejszy, ale gęstszy, od Jowisza oraz Saturna i tak samo jak one otoczony gęstą atmosferą, składającą się głównie z wodoru i helu. Jego atmosfera zawiera jednak również gaz, który nadaje planecie jej piękny niebieski odcień, a mianowicie metan. Uran to prawdziwa lodownia - temperatura spada tam do -200oC. Przypuszcza się, że planeta ta pozbawiona jest płynnego wodoru metalicznego, a jej wielkie skalne jądro spowija gruby płaszcz lodowy. Urana otacza zespół dziesięciu pierścieni ciemnego pyłu, znajdujących się w odległości od 42 000 do 51 000 km od środka planety.
Ma on też piętnaście księżyców; pięć najjaśniejszych dostrzeżono z Ziemi, pozostałe odkryła sonda Voyager 2. Obiegowa opinia, że gołym okiem widać pięć planet, nie jest do końca ścisła. Wszak Uran, osiągający w maksimum blasku jasność 5,5m, może być dostrzeżony przez osoby o szczególnie dobrym wzroku. Przez teleskop z łatwością można go zidentyfikować dzięki charakteryst