PLANETY
Ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki oświetleniu ich promieniowaniem gwiazdy. Obecnie jest znanych 9 planet należących do Układu Słonecznego: Merkury, Wenus - planety dolne, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton - planety górne. Niektóre planety mają układy satelitów (księżyców); liczba znanych satelitów poszczególnych planet wynosi od 1 (Ziemia, Pluton) do 20 (Saturn). Nie odkryto dotychczas satelitów Merkurego i Wenus. Masy Planet są wyznaczane na podstawie pomiarów ich oddziaływań dynamicznych na pozostałe ciała Układu Słonecznego. Do wyznaczania masy planet mających satelity stosuje się prawa Keplera. Masy planet nie mających satelitów są obliczane na podstawie perturbacji, jakie te planety wywołują w ruchu pozostałych planet, komet i planetoid. W Układzie Słonecznym planetą o największej masie (319 razy większej od masy Ziemi, 71% masy wszystkich planet) jest Jowisz, planetą o najmniejszej masie (około 500 razy mniejszej od masy Ziemi) - Pluton. Łączna masa planet jest równa 1/741 masy Słońca, tj. 2,691027 kg.
Planety są bryłami o kształcie zbliżonym do elipsoidy obrotowej o niewielkim spłaszczeniu, ich średnice wynoszą od około 2300 km (Pluton) 142 800 km (Jowisz). U większości planet wykryto atmosfery, które stanowią otoczki gazowe utrzymujące się przy powierzchni planet dzięki przyciąganiu grawitacyjnemu. Zaledwie nikłe ślady atmosfery stwierdzono na Merkurym, bardzo rzadką atmosferę ma Mars. Grube atmosfery, nie przepuszczające promieniowania optycznego, mają: Wenus, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. W widmach promieniowania Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna występują wyraźne pasma absorpcyjne metanu, co świadczy o dużej zawartości tego związku w ich atmosferach. W atmosferach Wenus i Marsa istnieje znacznie większa ilość dwutlenku węgla niż w atmosferze Ziemi. Ziemia, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun mają magnetosfery.
Nazwą planety obejmowano w starożytności ciała zmieniające swe położenie względem gwiazd (a więc także Słońce i Księżyc). Obecnie niekiedy małymi planetami nazywa się planetoidy, a sztucznymi planetami - obiekty wprowadzone przez człowieka na orbitę okołoziemską.
SŁONECZNY UKŁAD, OBIEKTY
Astronomia tradycyjnie zajmuje się ruchami ciał niebieskich. Przez długi czas zresztą jedyne wiarygodne informacje o planetach dotyczyły ich ruchu. Obecnie, głównie dzięki astronautyce, posiadamy wiele informacji o samych planetach i innych ciałach Układu Słonecznego. Działem nauki zajmującym się badaniem procesów zachodzących na planetach i mniejszych ciałach niebieskich jest planetologia. Tradycyjnie w astronomii nie używa się terminu planeta w stosunku do księżyców planet. Jednak z punktu widzenia planetologii rozróżnienie to nie ma większego sensu, zwłaszcza że 7 satelitów przewyższa masą i rozmiarami najmniejszą z planet - Plutona. Dlatego też w poniższym opisie używa się tego terminu także w stosunku do średnich i dużych księżyców planet. Z punktu widzenia planetologii ciała Układu Słonecznego wygodnie jest podzielić na trzy grupy: małe ciała (większość planetoid, komety, małe satelity) o średnicy poniżej kilkuset kilometrów, planety grupy ziemskiej i lodowo-skalnej, wraz z dużymi i średnimi satelitami oraz kilkoma największymi planetoidami, oraz wielkie planety grupy Jowisza.
Małe ciała Układu Słonecznego.
Cechami charakterystycznymi ciał tej grupy są: zależność składu chemicznego od odległości od Słońca (dalsze ciała zawierają więcej lotnych substancji), ich nieregularny kształt silnie odbiegający od kształtu kuli, a także brak oznak aktywności wulkanicznej, tektonicznej oraz dyferencjacji grawitacyjnej materii (patrz rozdział: Średnie ciała Układu Słonecznego).
Pierwsza z wymienionych cech małych ciał jest konsekwencją sposobu ich powstawania. Ciała tej grupy powstały z cząstek pyłu obłoku gazowo-pyłowego w wyniku procesu nazywanego akrecją (Układ Słoneczny, powstanie). Z uwagi na małą masę ciała te nie były w stanie przechwycić gazu. Dlatego ich skład chemiczny został określony przez temperaturę obłoku. W pobliżu protosłońca (lub wielkich planet grupy Jowisza) temperatura obłoku nie pozwalała na kondensację składników lotnych. W stanie stałym znajdowały się jedynie trudno lotne związki (głównie związki krzemu i żelazo). Dalej od protosłońca mogła kondensować woda, a jeszcze dalej bardziej lotne związki, takie jak amoniak i metan.
Nieregularne kształty i brak aktywności wulkanicznej małych ciał Układu Słonecznego są głównie wynikiem niskiej temperatury ich wnętrza. Przy łączeniu się ciał energia ich względnego ruchu wydziela się w postaci ciepła, a spowodowany tym wzrost temperatury ciała jest proporcjonalny do jego masy. Małe ciała, w odróżnieniu od ciał dużych, ogrzewały się jedynie nieznacznie, ponieważ zderzenia pomiędzy nimi prowadziły do ich połączenia tylko wówczas, gdy ich względna prędkość była mała, a zatem mała była też ich energia zamieniana na ciepło. Przy zderzeniach z dużymi prędkościami zamiast łączenia następowało rozbicie ciała (słabe pole grawitacyjne nie jest w stanie utrzymać ciała w całości). Drugim czynnikiem współdecydującym o niskiej temperaturze wnętrza małych ciał jest ich stygnięcie. W przestrzeni kosmicznej utrata ciepła następuje przez promieniowanie z powierzchni ciała. Dla małych ciał stosunek pola powierzchni ciała do jego objętości jest duży, dlatego też stygną one znacznie szybciej niż większe. Czas stygnięcia rośnie proporcjonalnie do kwadratu średnicy ciała. Dla planetoidy o rozmiarach 1 km wynosił ok. kilkadziesiąt tysięcy lat, ale w przypadku ciała 10-kilometrowego już kilka milionów lat. Szybka ucieczka ciepła z małych ciał sprawia również, że ciepło pochodzące z rozpadu radioaktywnych pierwiastków nie odgrywa istotnej roli. Z powyższych powodów wnętrza małych ciał nigdy nie były stopione, nie mogły więc tam wystąpić ani zjawiska wulkaniczne, ani dyferencjacja materii. Ze względu na niską temperaturę i niskie ciśnienie skały zawarte w ich wnętrzu były zawsze dosyć sztywne i ciała nie przybrały kulistego kształtu charakterystycznego dla większych ciał niebieskich. Od momentu powstania planetoid głównym czynnikiem kształtującym ich powierzchnie były zderzenia z meteroidami. Dowodem tego są liczne kratery uderzeniowe. Dla komet ważnym czynnikiem są zbliżenia do Słońca, w czasie których kometa traci znaczną część swojej materii. Zbliżenia do innych planet mogą powodować rozerwanie małych ciał wskutek sił pływowych.
Planetoidy.
Obecnie znamy około 8000 planetoid. Większość z nich krąży w tzw. głównym pasie planetoid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Największą z nich jest Ceres (914 km średnicy), a 26 ma średnice większe niż 200 km. W pasie głównym jest prawdopodobnie około 1 mln planetoid o średnicy wynoszącej ponad 1 km. Poza głównym pasem jest kilka innych grup planetoid. Planetoidy trojańskie (nazwane imionami bohaterów Iliady) poruszają się w tzw. punktach Lagrange'a po orbicie Jowisza. Planetoidy należące do grup: Atena, Apollo i Amor, zbliżają się do orbity Ziemi. O składzie chemicznym planetoid cennych informacji dostarczają meteoryty, które są często ich fragmentami. Najlepiej poznane planetoidy to Gaspra i Ida (i jej księżyc Daktyl), które zostały sfotografowane przez sondę Galileo. Są to planetoidy średniej wielkości o nieregularnym kształcie i rozmiarach kilkudziesięciu kilometrów. Także planetoidy: Toutatis, Castalia i Geographos, zbadano dokładniej w czasie ich zbliżeń do Ziemi. Są to również ciała o nieregularnym kształcie, o rozmiarach około 1 km. O budowie planetoid można też wnioskować z badań małych księżyców. Prawdopodobnie księżyce Marsa i zewnętrzne księżyce wielkich planet to planetoidy przechwycone przez planety. Ciekawym ciałem niebieskim jest Vesta - duża planetoida o średnicy ponad 500 km o kulistym kształcie. Obserwacje Vesty oraz badania meteorytu, który najprawdopodobniej z niej pochodzi, świadczą o zachodzeniu na niej złożonych procesów geologicznych. Należy ją więc prawdopodobnie zaliczyć do grupy średnich ciał Układu Słonecznego.
Komety.
Komety obserwowane są od prehistorycznych czasów. Oglądane na niebie zjawisko spowodowane jest zbliżeniem się do Słońca niewielkiego ciała, które nazywać będziemy jądrem komety lub po prostu kometą. Obecnie znamy około 900 komet, z czego około 190 to komety periodycznie powracające w pobliże Słońca po upływie czasu krótszym niż 200 lat (tzw. komety krótkookresowe). Wiele odkryć nowych komet zawdzięcza się astronomom-amatorom. Najlepiej poznaną kometą jest kometa Halleya, pojawiająca się dosyć regularnie (z okresem od 74,4 do 79,2 lat) w ciągu ostatnich 2000 lat. Podczas ostatniego zbliżenia w 1986 roku została ona dokładniej zbadana dzięki kilku sondom kosmicznym. Komety, w czasie ich zbliżenia do Słońca, można zaliczyć, pod względem rozmiarów, do największych ciał Układu Słonecznego. Długość warkocza wielu komet przekraczała 10 mln km. Zbliżenie jest jednak rzadkim i krótkim epizodem w życiu komety. Pod względem masy komety nie różnią się od planetoid. Główną różnicą jest ich skład chemiczny. Komety powstawały znacznie dalej od Słońca, gdzie temperatura obłoku gazowo-pyłowego była niższa i dlatego w ich skład weszło więcej łatwo lotnych substancji. Są to głównie: zamarznięta woda (około 75%) i zestalone gazy (tlenek i dwutlenek węgla, metan, amoniak).
Przy zbliżeniu komety do Słońca następuje gwałtowna sublimacja tych substancji. Z jej powierzchni tryskają strumienie gazu unoszące także duże ilości pyłu. Z gazów i pyłu tworzy się głowa (koma) i warkocz komety. Część gazów zostaje zjonizowana przez promieniowanie słoneczne. Ciśnienie światła, wiatru słonecznego i pole magnetyczne powodują często rozdzielenie pyłu i plazmy, wskutek czego warkocz komety przybiera kształt wachlarza. Duża część materii warkocza i głowy jest dla komety bezpowrotnie stracona. W ciągu kilkuset zbliżeń do Słońca kometa może utracić większość lotnych substancji i praktycznie będzie nieodróżnialna od planetoid. Za źródło komet krótkookresowych uważa się tzw. pas Kuipera, rozciągający się za orbitą Neptuna w odległości 30-100 jednostek astronomicznych. Odkryto w tym obszarze kilkadziesiąt ciał o rozmiarach planetoid. Szacuje się jednak, że całkowita liczba i masa krążących tam ciał jest kilkaset razy większa niż w pasie planetoid. Niektóre z nich krążą po stabilnych orbitach w rezonansie 2:3 z Neptunem (podobnie jak Pluton). Inne ciała krążą po mało stabilnych orbitach i wskutek perturbacji (ze strony Neptuna lub innych wielkich planet) mogą zmienić orbitę na silnie eliptyczną i zbliżyć się do Słońca. Za źródło komet długookresowych uważa się hipotetyczny obłok, tzw. obłok Oorta, rozciągający się w odległości około 30 000 jednostek astronomicznych (1 roku świetlnego).
Meteoryty.
Meteorytem nazywamy ciało niebieskie, które spadło na Ziemię. To samo ciało w kosmosie nazywamy meteoroidem. Przy wejściu meteoroidu w atmosferę z prędkością kilkunastu km/s, na wysokości około 100 km, następuje silne rozgrzanie i częściowe lub całkowite odparowanie meteroidu. Zjawisko świetlne, które wówczas obserwujemy, nazywamy meteorem (także gwiazdą spadającą lub bolidem). Obserwując pogodne nocne niebo przez kilkadziesiąt minut bez wątpienia zaobserwujemy meteoroidy. Są one na ogół spowodowane przelotem meteoroidów o masie poniżej 1 grama. Meteoryty są cennym źródłem danych o innych ciałach niebieskich. Większość meteorytów to odłamki planetoid. Są też jednak meteoryty pochodzące z Księżyca i Marsa. Prawdopodobnie przy uderzeniu wielkiego meteoroidu o powierzchnię Księżyca lub Marsa pewna ilość skał została wyrzucona w przestrzeń i po dłuższym czasie dotarła do Ziemi. Pod względem składu chemicznego meteoryty dzielimy na cztery grupy. Chondryty stanowią 85,7% meteorytów. Dzielimy je na chondryty węgliste i chondryty zwyczajne. Obie grupy powstały w obłoku gazowo-pyłowym bez procesów magmowych. Chondryty węgliste zawierają więcej lotnych substancji niż chondryty zwyczajne, co świadczy o tym, że powstawały w chłodniejszych częściach obłoku. Achondryty stanowią 7,1% wszystkich meteorytów. Są to skały powstałe w wyniku działalności magmowej. Meteoryty żelazne (około 5,7%) składają się ze stopu żelaza z niklem i powstały prawdopodobnie ze stopionego wnętrza większej planetoidy. Meteoryty żelazno-kamienne (około 1,5%) zawierają skały i stop żelaza z niklem. Podane liczby dotyczą meteorytów, które upadły na Ziemię. Należy się spodziewać, że w przestrzeni kosmicznej jest o wiele większy procent meteoroidów zbudowanych z lotnych substancji, które ulegają odparowaniu w atmosferze. Wielki meteor tunguski, który w 1908 roku spłonął w atmosferze i spowodował rozlegle zniszczenia lasów, nie pozostawił żadnych odłamków. Wiele meteoroidów występuje w tzw. rojach (prawdopodobnie związanych z wypalonymi kometami). Niektóre roje meteoroidów regularnie nawiedzają Ziemię (rój Perseidów w sierpniu, Orionidy w październiku).
Pierścienie planet.
Wokół wszystkich wielkich planet krąży duża ilość drobnych ciał tworząc pierścienie. Najlepiej poznane są jasne pierścienie A i B Saturna odkryte już przez Galileusza. Są one zbudowane z ciał o rozmiarach poniżej 1 m (prawdopodobnie są to głównie bryłki lodu). Grubość pierścieni jest rzędu od 100 m do 1 km przy szerokości 14 600 km (pierścień A) i 25 500 km (B). Pierścienie te podzielone są na setki wąskich kręgów prawdopodobnie wskutek rezonansowego oddziaływania z satelitami Saturna. Pierścień F Saturna oraz pierścienie Urana są wąskie (kilka do kilkudziesięciu km). Ich mała szerokość spowodowana jest oddziaływaniem grawitacyjnym satelitów krążących z obu stron pierścienia (tzw. satelity pasterskie). Satelitami pasterskimi pierścienia F są Prometeusz i Pandora.
Średnie ciała Układu Słonecznego.
Cechami charakterystycznymi ciał tej grupy są: kulisty kształt, fakt, iż większa część planety jest w stanie stałym, grawitacyjna dyferencjacja materii planety, a także jej aktywność wulkaniczna i/lub tektoniczna, przynajmniej w pewnym okresie jej istnienia.
Ewolucja planet tej grupy była bardziej skomplikowana od ewolucji planetoid. Pojawiły się nowe procesy, które dla małych ciał nie były istotne, takie jak: dyferencjacja grawitacyjna, konwekcja w płaszczu i ogrzewanie przez rozpad długożyciowych pierwiastków radioaktywnych. Planety średnie powstały w wyniku łączenia się planetezymali, tworzących się ze stałych cząstek gazowo-pyłowego obłoku. Większe planety tej grupy (Ziemia i Wenus) były w stanie przechwycić także pewne ilości gazu. Przy spadaniu planetezymali na powstającą planetę wydzielała się duża ilość ciepła. Prawdopodobnie wystarczyła ona do stopienia planety lub przynajmniej jej znacznej części. W stopionej masie następowało rozdzielanie się składników o różnych ciężarach właściwych. Proces ten nazywamy dyferencjacją grawitacyjną. Składnik o dużej gęstości gromadził się w centrum planety, czego efektem było utworzenie jąder planet otoczonych płaszczem o mniejszej gęstości. Podczas tego procesu energia potencjalna gęstego składnika wydzielała się w postaci ciepła, co powodowało dodatkowe ogrzewanie się wnętrza planety. Duża temperatura oraz wysokie ciśnienie we wnętrzu planety powoduje, że materia, nawet jeśli nie jest stopiona, w powolnych procesach geologicznych zachowuje się jak ciecz. Dlatego planeta przyjmuje kształt zbliżony do kulistego. Spłaszczenie planet jest wynikiem działania siły odśrodkowej spowodowanej wirowaniem planety. Te właściwości wnętrza planety powodują też konwekcję w jej płaszczu będącą głównym motorem procesów tektonicznych i wulkanicznych. Ważnym czynnikiem kształtującym powierzchnie planet były upadki meteorytów. Na prawie wszystkich ciałach tej grupy znajduje się duża ilość kraterów meteorytowych.
Planety grupy ziemskiej.
Tradycyjnie do grupy tej zaliczane są: Ziemia, Wenus, Mars, Merkury. Często dołącza się do nich także dwa satelity Jowisza: Io i Europę. Są to planety zbudowane głównie ze skał krzemianowych i stopu żelaza z niklem. Ze względu na skład mają dużą średnią gęstość. Średnia gęstość Ziemi wynosi 5515 kg/m3, Europy 3450 kg/m3. Po powstaniu planety (lub jeszcze w trakcie jej tworzenia) stop żelaza z niklem gromadził się w środku planety. We wnętrzu Ziemi i Wenus proces ten przebiegał gwałtownie (tzw. katastrofa żelazna) i doprowadził do wzrostu temperatury o około 2000 K. Dyferencjacja grawitacyjna materii we wnętrzu mniejszych planet (patrz rozdział: Średnie ciała Układu Słonecznego) była powolniejsza i doprowadziła do znacznie mniejszego wzrostu temperatury (dla Księżyca wzrost o około 30 K).
Jeżeli nawet planeta nie była do tego momentu stopiona, to wzrost temperatury doprowadził prawdopodobnie do stopienia zarówno jądra, jak i płaszcza. W stopionym płaszczu rozwinęła się intensywna konwekcja przenosząca ciepło z wnętrza planety na powierzchnię. Był to proces tysiące razy bardziej wydajny niż przewodnictwo cieplne. Planeta szybko stygła, aż temperatura obniżyła się na tyle, że materiał płaszcza uległ zestaleniu. Łatwiej topliwe żelazne jądro pozostało ciekłe. Pod koniec tego okresu (wskutek procesu dyferencjacji płaszcza) lżejsze skały (z dużą zawartością krzemionki) zgromadziły się na powierzchni w postaci tzw. pierwotnej skorupy (tzw. pierwsza dyferencjacja). W ten sposób doszło do wykształcenia się typowej budowy planety grupy ziemskiej: stopione jądro, otoczone stałym płaszczem z cięższych skał krzemianowych, i cienka skorupa z lżejszych skał.
Dla zrozumienia głównych procesów tektonicznych istotne jest, że skorupa i górna cześć płaszcza oziębiały się dosyć szybko tworząc mechanicznie odporną warstwę, tzw. litosferę. Płaszcz poniżej litosfery, chociaż zestalony, dzięki wysokiej temperaturze zachował zdolność do powolnego płynięcia. Z punktu widzenia powolnych procesów geologicznych można go traktować jako bardzo lepką ciecz. W zestalonym płaszczu rozwinęła się konwekcja. Była ona miliony razy powolniejsza niż konwekcja w stopionym płaszczu, niemniej przenosiła ciepło od kilku do kilkudziesięciu razy wydajniej niż mogłoby to uczynić same przewodnictwo. O procesach tektonicznych zaczęło decydować oddziaływanie prądów konwekcyjnych na litosferę. Jeżeli litosfera była cienka (lub konwekcja odpowiednio intensywna), to często następowało jej rozrywanie przez prądy konwekcyjne działające na poruszające się względem siebie płyty. Mniejsze planety grupy ziemskiej szybciej stygły, litosfera szybko grubiała i wkrótce prądy konwekcyjne nie były w stanie jej rozerwać.
Powierzchnia planet w okresie 4-3 mld lat temu była kształtowana głównie przez upadki meteorytów. Był to okres tzw. wielkiego bombardowania, który tysiącami kraterów zapisał się na najstarszych częściach powierzchni planet. Pierwotna skorupa planet została gęsto pokryta kraterami. Efektem tego jest obecna postać wyżynnych obszarów Księżyca (tzw. lądy księżycowe), Marsa i Merkurego. W wyniku uderzeń meteorytów na powierzchni wielu planet powstała warstwa pokruszonych skał zwana regolitem. Na Ziemi warstwa regolitu (zawierająca także glebę) powstała w wyniku wietrzenia skał.Przy końcu wielkiego bombardowania wskutek uderzeń ciał o rozmiarach asteroidów powstały wielkie koliste struktury, takie jak Caloris Planitia na Merkurym, Hellas Planitia i Argyre Planitia na Marsie, Mare Imbrium i Mare Orientale na Księżycu.
Jednocześnie w płaszczu postępował proces dyferencjacji (tzw. druga dyferencjacja). Z płaszcza wydzielała się magma o składzie bliskim składowi bazaltów. Magma ta zalała niżej położone obszary tworząc bazaltowe pokrywy mórz księżycowych. Podobny proces miał miejsce na Merkurym, gdzie doprowadził do powstania równin słabo pokrytych kraterami. Na Marsie powstała w tym czasie Vastitas Borealis - nisko położony obszar obejmujący większą część północnej półkuli. Etap ten zakończył się prawdopodobnie około 3 mld lat temu na Merkurym i nieco później na Księżycu i Marsie. Dla Merkurego i Księżyca jest to także ostatni etap ewolucji. Aktywność wulkaniczna powoli zanika na tych planetach, ich powierzchnia kształtowana jest jedynie przez bombardowanie meteorytowe. Strumień meteoroidów ustalił się i niewiele zmienił do chwili obecnej. W następny etap ewolucji weszły tylko Ziemia, Wenus i Mars.
Na Marsie działalność wulkaniczna i tektoniczna skupia się na stosunkowo niewielkim obszarze. Powstaje wyżyna Tharsis z trzema potężnymi wulkanami i niedaleko od niej położony największy wulkan Układu Słonecznego - Olympus Mons. Na wschodzie od wyżyny Tharsis powstają głębokie rozłamy skorupy - Valles Marineris, lecz litosfera nie zostaje tam porozrywana na oddzielne płyty. Działalność wulkaniczna słabnie na Marsie około 1 mld lat temu.
Na Ziemi w tym okresie istnieje wiele dziesiątków niewielkich płyt litosfery poruszanych przez prądy konwekcyjne. Pierwotna skorupa uległa zniszczeniu w procesie subdukcji. Dopiero około miliarda lat temu kształtuje się obecna postać procesów tektonicznych z kilkunastoma dużymi płytami (tektoniki płyt teoria). Na brzegach tych płyt występuje intensywna działalność wulkaniczna. O ewolucji aktywności wulkanicznej i tektonicznej na Wenus nie możemy wiele powiedzieć. Można zaobserwować pewne podobieństwa zarówno do Marsa (wielkie wulkany tarczowe), jak i do Ziemi (sfałdowania), i wreszcie charakterystyczne tylko dla Wenus koliste struktury zwane koronae. Wulkanizm Wenus wciąż jest aktywny. Doprowadził on do erozji i denudacji powierzchni planety. Szczególnie istotna była erozja wodna na Ziemi. Inaczej rozwijały się procesy na satelitach Jowisza - Io i Europie. Wielkością i prawdopodobnie składem chemicznym Io zbliżona jest do Księżyca. Specyficzna jest jednak jej sytuacja. Trzy satelity Jowisza: Io, Europa i Ganimedes, znajdują się na stabilnych rezonansowych orbitach. Jednocześnie Jowisz powoduje silne deformacje pływowe Io i Europy. Deformacje te prowadzą do rozgrzewania się wnętrza i intensywnego wulkanizmu Io oraz aktywności tektonicznej na Europie.
Planety lodowo-skalne.
Do tej grupy planet należy Pluton, a także większość dużych i średnich satelitów dużych planet. Gęstość planet tej grupy wynosi najczęściej od 1000 do 2000 kg/m3. Największy Ganimedes ma gęstość 1950 kg/m3. Dzięki zdjęciom sond Voyager uzyskano wiele informacji o powierzchni planet lodowo-skalnych. Na wielu planetach oprócz obszarów gęsto pokrytych kraterami znajdują się fragmenty młodszej powierzchni z wyraźnymi śladami działalności tektonicznej (Ganimedes, Enceladus, Rhea i inne). Prawdopodobnie istotnym źródłem ciepła wnętrza tych planet były (lub wciąż są) deformacje pływowe powiązane z rezonansami grawitacyjnymi, podobnie jak to ma miejsce na Io. O budowie wewnętrznej mamy jedynie pośrednie informacje. Głównym składnikiem jest prawdopodobnie zamarznięta woda i krzemiany. Stąd żartobliwie określa się ich skład jako zamarznięte błoto. W skład odległych planet tej grupy wchodzą także zestalone gazy, takie jak metan i amoniak.
Atmosfera i hydrosfera ciał średnich.
Ziemia, Wenus, Mars i Tytan (satelita Saturna) mają dosyć gęste atmosfery. Ciśnienie atmosferyczne na Wenus jest około 90 razy większe niż ziemskie, na Tytanie 1,5 razy większe niż ziemskie, a na Marsie ponad 100 razy mniejsze. Głównymi składnikami atmosfery Wenus i Marsa są: dwutlenek węgla (ponad 95%) i azot (około 3%). Atmosfera Ziemi zawiera głównie azot (78%) i tlen (21%), a Tytana azot (94%) i metan (około 6%). Istnienie atmosfery ma istotny wpływ na kształtowanie powierzchni planety. Nawet dosyć rzadka atmosfera na Marsie wystarcza do wyhamowania mniejszych meteoroidów, dlatego też na jego powierzchni nie ma małych kraterów uderzeniowych. Na Wenus gęsta atmosfera doprowadziła do wystąpienia tzw. efektu cieplarnianego, wskutek czego temperatura wynosi tam około 450C, mimo że Wenus otrzymuje jedynie 2,25 razy więcej energii ze Słońca niż Ziemia. Na Ziemi i Marsie atmosfera umożliwiła istnienie hydrosfery, czyli wody w stanie ciekłym. Płynąca woda, a także ruch lodowców, są czynnikiem niszczącym wyżej położone tereny i transportującym materiał na tereny niżej położone. Początkowym efektem tego procesu jest urozmaicenie rzeźby terenu (np. powstawanie dolin rzecznych czy lodowcowych), a ostatecznym - wyrównanie powierzchni. Mniej wydajna jest erozja i transport spowodowany wiatrami. Ostatecznie na Marsie przetrwały ogromne wulkany, ponieważ ciśnienie atmosfery malało (wskutek ucieczki gazów w przestrzeń kosmiczną) i po pewnym czasie warunki uniemożliwiły istnienie wody w stanie ciekłym. Natomiast wysokie góry na Ziemi są geologicznie tworami dosyć młodymi. Wulkanizm i procesy tektoniczne, powodujące wypiętrzanie się gór (orogeneza), są wciąż na Ziemi aktywne. Nie znamy warunków na Tytanie. Niewykluczone jest istnienie tam hydrosfery złożonej z ciekłych węglowodorów. W górnych warstwach atmosfery planet część gazu jest zjonizowana (głównie wskutek działania promieniowania nadfioletowego Słońca) tworząc tzw. jonosferę.
Planety wielkie.
Cechami wyróżniającymi ciała tej grupy są duża masa i rozmiary (najmniej masywny Uran ma masę około 14 razy większą niż Ziemia), a także fakt, iż dużą część materii planet tej grupy stanowią gazy. Do grupy planet wielkich tradycyjnie zalicza się Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna. Proces powstawania planet wielkich przebiegał w 2 etapach. Najpierw powstały krzemianowe jądra, które po osiągnięciu wystarczająco dużej masy zaczęły przechwytywać gaz. W wyniku tego procesu ich masa i pole grawitacyjne jeszcze zwiększyły się, co dodatkowo przyspieszało proces przechwytywania gazów. Jowisz i Saturn były w stanie przechwycić nawet najlżejsze gazy: wodór i hel. Skład chemiczny tych planet odpowiada więc składowi obłoku gazowo-pyłowego, z którego powstały. Mniej masywne Uran i Neptun nie potrafiły wydajnie skupić lekkich gazów.
Głównym źródłem ciepła planet wielkich była przede wszystkim energia grawitacyjna kurczącego się gazu. Wydzielanie się ciepła podczas tego procesu spowodowało, że Jowisz w ciągu pierwszego miliona lat wysyłał energię równą około 1% obecnego promieniowania Słońca.
Kurczenie się planet wielkich jest w dalszym ciągu istotnym źródłem energii. Promieniują one kilka razy więcej energii, niż otrzymują ze Słońca.
Obserwacje tych planet dostarczają informacji jedynie o ich górnej atmosferze. W atmosferach Jowisza, Saturna i Neptuna obserwuje się równoległe do równika jasne i ciemne pasy związane z kierunkiem wiatrów. Występują tam również gigantyczne zawirowania, analogiczne do ziemskich cyklonów. Przykładem takiego wiru jest Wielka Czerwona Plama na Jowiszu istniejąca co najmniej od kilkuset lat.O budowie wnętrza wnioskujemy na podstawie składu chemicznego planety. Opierając się na znajomości właściwości materii w warunkach dużych ciśnień i temperatur, opracowano modele budowy wewnętrznej Jowisza. W centrum planety znajduje się krzemianowe jądro stanowiące 15% masy planety. Jądro Jowisza oblane jest oceanem ciekłego wodoru głębokim na dziesiątki tysięcy kilometrów. W dolnych jego partiach wodór, poddany bardzo wysokiemu ciśnieniu, występuje w stanie stałym. Budowa Urana i Neptuna różni się w wielu szczegółach od budowy Jowisza.
Pola magnetyczne planet
Dynamo planetarne.
Ziemia dysponuje dosyć silnym polem magnetycznym. Pole to jest w przybliżeniu dipolowe, tzn. daje się przedstawić jako pole magnesu sztabkowego umieszczonego w pobliżu środka Ziemi i nachylonego pod kątem ok. 11 do osi obrotu Ziemi. Pole magnetyczne mają także: Merkury, wszystkie planety wielkie i Słońce. Generacja pola magnetycznego następuje wskutek procesu nazywanego dynamem planetarnym. Szczegółowe właściwości dynama planetarnego nie są znane. Wiadomo jednak, że może on mieć miejsce w poruszającej się i przewodzącej elektryczność cieczy, przy czym wiadomo jednak, że generacja pola jest możliwa, gdy objętość cieczy jest wystarczająco duża, a ruch cieczy odbywa się z dosyć dużą prędkością (planeta szybko się obraca). Ziemskie pole magnetyczne generowane jest w jądrze Ziemi. Pole magnetyczne generowane przez dynamo planetarne jest zmienne w czasie, m.in. ulega zmianie biegunowość pola (tzw. inwersja pola). Inwersje pola magnetycznego Słońca zachodzą regularnie co 11 lat. Inwersje pola ziemskiego są bardzo nieregularne (średnio co 500 000 lat).
Magnetosfera planet.
Pole magnetyczne planety i wiatr słoneczny oddziałują ze sobą. W wyniku tego oddziaływania wiatr słoneczny zostaje odchylony i omija planetę, pole magnetyczne planety zaś zostaje ograniczone do obszaru zwanego magnetosferą. Magnetosfera kształtem przypomina kometę. Granicą magnetosfery jest magnetopauza, stanowiąca barierę dla fali uderzeniowej wywołanej opływem magnetosfery przez wiatr słoneczny (prędkość wiatru jest większa od prędkości dźwięku w plazmie). Wewnątrz magnetosfery rozróżnia się obszar zamkniętych linii pola magnetycznego i obszar linii otwartych. W obszarze linii zamkniętych pole magnetyczne powoduje uwięzienie naładowanych cząstek w tzw. pułapkach magnetycznych dając początek tzw. pasom radiacji (pasy radiacji wokół Ziemi nazywamy pasami Van Allena). Procesy zachodzące w magnetosferze planety wpływają na stan jej jonosfery m.in w wyniku indukowania prądów elektrycznych i przepływu plazmy. Wybuchy i inne zaburzenia na Słońcu prowadzą do wystąpienia tzw. burz magnetycznych na Ziemi. W okresie zaburzeń ulega zmianie system prądów elektrycznych w jonosferze i magnetosferze, pojawiają się zakłócenia łączności radiowej, wzrasta aktywność zórz polarnych itd. Jest to spowodowane wzmożonym wiatrem słonecznym, a także zwiększonym promieniowaniem jonizującym Słońca.
SATELITA
satelita naturalny, księżyc, ciało niebieskie obiegające planetę; w Układzie Słonecznym znanych jest obecnie 61 satelitów; najwięcej ich ma Saturn - 18, następnie Jowisz - 2) - 16, Uran - 15, Neptun - 8, Mars - 2, Ziemia i Pluton po 1; największymi satelitami są: Ganimedes (promień 2634 km), Callisto (2403 km), Jo (1815 km) - satelity Jowisza; najmniejszym (odkrytym) jest Deimos (6,3 km) - satelita Marsa.