Struktura i pochodzenie Układu Słonecznego
Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się ze Słońca, czterech planet skalistych (Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa) oraz ich naturalnych satelitów (księżyców), pasa planetoid, czterech planet gazowych (Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna) oraz ich satelitów, niewielkich obiektów leżących poza orbitą Neptuna (w tym Plutona, który do niedawna uznawany był za planetę, a obecnie określany jest mianem planety karłowatej), komet, ciał meteorowych oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego. Słońce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej w ciałach Układu Słonecznego (bez gazu i pyłu międzygwiezdnego). Układ planetarny uformował się przed około piecioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo-pyłowego, z którego powstało Słońce, w procesie tzw. akrecji. Polegał on na tym, że pośrodku obłoku gaz kurczył się szybciej niż w jego zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do utworzenia się ciała centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo-pyłowym dyskiem. Kurczenie się praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo-pyłowym tworzyły się tzw. agregaty, wychwytujące i przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, aż wreszcie doszło do fragmentacji zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw. planetozymali, wskutek czego wykształciły się oddzielne planety. Różne warunki powstawania sprawiły, że obecnie mamy dwie wyraźnie różne grupy planet: zewnętrzne (gazowe) - typu jowiszowego i wewnętrzne (skaliste) - typu ziemskiego. Promień Układu Słonecznego, łącznie z tzw. obłokiem Oorta (hipotetyczną otoczką Układu zawierającą setki miliardów lodowo-kamiennych obiektów) wynosi ok. 200 000 jednostek astronomicznych (średnich odległości Ziemi do Słońca), to jest około 29.92 biliona kilometrów. Orbity planet są praktycznie współpłaszczyznowe (nachylenia wynoszą od 0°46' dla Urana do nieco ponad 7° dla Merkurego) i tylko nieznacznie odbiegają od orbit kolistych (najsilniej ekscentryczna jest orbita Merkurego). Orbity planetoid, a szczególnie komet, są bardziej zróżnicowane. Planetoidy poruszają się po orbitach eliptycznych wokół Słońca, głównie w pasie leżącym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, których źródłem jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłużonych elipsach, czasem nieodróżnialnych od parabol.
Słońce
Słońce jest ogromną, w porównaniu z rozmiarami planet, kulą zjonizowanych gazów o średnicy 1 392 000 km, a więc jest ono ponad 109 razy większe od Ziemi. Powierzchnia Słońca wynosi 6 087 miliardów km2, a objętość - 1 412 000 bilionów km3. Masa Słońca jest równa 1.989x1030kg, czyli 332 952 razy więcej od masy Ziemi. Słońce powoli wiruje wokół własnej osi wykonując jeden obrót w ciągu 25.38 dnia (dla punktu znajdującego się na równiku słonecznym). Średnia gęstość wynosi 1,410 kg/dm3, największa jest w jądrze gdzie pierwiastki w stanie plazmy mają gęstość 100 km/dm3 (12 razy więcej niż ołowiu). Zewnętrzna temperatura Słońca wynosi średnio 6000°C. Najgorętsze są wybuchy, najchłodniejsze plamy, w których temperatura jest o tysiąc stopni niższa. Najgorętsza jest korona, najwyższa warstwa atmosfery. Temperatura korony może wynieść nawet 2 mln °C! Prawdopodobnie temperatura wywołana jest przez pewien rodzaj fal uderzeniowych, pochodzących z granulacji fotosferycznej. Jest ono normalną gwiazdą tzw. Ciągu Głównego. Jako kula gazowa nie ma właściwie wyraźnie zarysowanej zewnętrznej granicy. Z Ziemi widzimy właściwie jedynie atmosferę słoneczną, której najgłębiej położona warstwa - fotosfera - ma grubość rzędu kilkuset kilometrów. Poniżej fotosfery gęstość gazów stopniowo wzrasta, powyżej fotosfery natomiast rozciąga się do wysokości około 12 000 km chromosfera - warstwa bardzo rozrzedzonego gazu, który możemy obserwować tylko podczas całkowitych zaćmień jako czerwoną obwódkę o nieregularnym kształcie. Dalej rozpościera się tzw. korona słoneczna, którą tworzy niezwykle rozrzedzony gaz o temperaturze około 2 000 000 K. Kształt korony jest nieregularny i bardzo zmienny. W 1919 roku Jean-Baptiste Perrin stwierdził, że źródłem energii słonecznej są reakcje termojądrowe, prowadzące do przemiany wodoru w hel. Słońce składa się w 70% z wodoru, w około 28% z helu, zaś na pozostałe 2% składają się m.in. takie cząstki, jak CN, C2, CH, NH, NO2, i inne. Synteza helu z wodoru we wnętrzu Słońca sprawia, że helu tam przybywa, a wodoru ubywa. W miarę powstawania wewnątrz Słońca jądra helowego będzie ono wykazywało tendencję do kurczenia się. Po wyczerpaniu zasobów wodoru jądro helowe będzie się kurczyło nadal, bardzo silnie się rozgrzewając, przez co naruszona zostanie równowaga promienista. Na skutek tego otoczka jądra rozszerzy się, a jej temperatura spadnie i Słońce stanie się czerwonym olbrzymem. Kiedy w jądrze helowym temperatura przekroczy 100 000 000 K, zostanie zainicjowana przemiana helu w węgiel. Następnie prawdopodobnie dojdzie do tzw. rozbłysku helowego w otoczce jądra, po czym Słońce ponownie stanie się czerwonym olbrzymem, o rozmiarach sięgającym poza orbitę Ziemi. Jego otoczka rozproszy się w przestrzeni, a jądro stanie się kulą zdegenerowanego gazu czyli tzw. białym karłem, który będzie stygł powoli, póki całkiem nie zgaśnie.
Księżyc
Księżyc jest naszym najbliższym sąsiadem. Siódmy Kontynent - tak nazywał naszego naturalnego satelitę radziecki astronom N.A. Warwarow. Były ku temu dwa powody: pierwszy to domniemanie, iż nasz Księżyc jest fragmentem Ziemi, jej "odpryskiem"; drugi - że jest on, obok rodzimej planety z jej lądami, najlepiej poznanym ciałem niebieskim, tworzącym jakby jeszcze jeden jej kontynent. Jego powierzchnia wynosi 37910000 km2, czyli jest mniejsza od powierzchni Azji, a nawet od powierzchni obu Ameryk, co również w pewnym sensie może uzasadnić ową przenośną nazwę. Ten wierny towarzysz Ziemi nosi zresztą wiele imion - w kilku językach nazywa się miesiącem, co wskazuje na powodzenie rachuby czasu, w języku polskim nazywa się Księżycem, w czym dopatruje się echa wierzeń prasłowiańskich: księciem (władcą) było Słońce, nasz naturalny satelita jego synem, czyli księżycem. Przez całe tysiąclecie widok Księżyca pobudzał do dociekań, lecz o ile zmiany faz nauczono się poprawnie objaśniać już w starożytności, to nieregularne plamy na jego tarczy długo pozostawały zagadką- dopatrywano się w nich w zależności od wyobraźni do różnych fantastycznych tworów. Jerzy Żuławski tworzył swe wstrząsające opisy powierzchni księżycowej obserwując Tatry w świetle miesięcznym, usiłując wyczarować nieznany wówczas z bliska świat Srebrnego Globu z wyglądu potrzaskanych szczytów, chaosu połupanych płyt, szarych sieci rozpadlin i rumowisk piargów. Jedynie nieliczni domyślali się, jaki jest naprawdę wygląd towarzysza Ziemi. Anaksagoras z Kladzomenów występował z twierdzeniem, że Księżyc to druga Ziemia, a Herodot z Halikarnasu pisał, powołując się na nieznane nam źródła staroegipskie, iż Księżyc bogaty jest w góry. Dopiero jednak w 1609 r. Galileusz (patrz rys.), skierowawszy na Księżyc skonstruowaną przez siebie lunetę, poznał rzeczywisty wygląd Srebrnego Globu, stwierdzając ponad wszelką wątpliwość, że powierzchnia Księżyca nie jest płaska. Odkrył on na Księżycu góry, doliny i rozległe równiny, które uważał za morza. Najpełniejszy wizerunek naszego naturalnego satelity dał w 1647 r. astronom-amator, Jan Heweliusz z Gdańska, w dziele pt. Selenographia liczącym 495 stron tekstu, 40 rysunków Księżyca w różnych fazach i z licznymi szczegółami, a także 3 mapy. Systematyczne badania Heweliusz zapoczątkował w 1641 roku. Jego obserwacje i opisy powierzchni Księżyca były tak dokładne i staranne, że służyły ponad stulecie badaczom Srebrnego Globu. Nie bez powodu więc Jan Heweliusz (1611-1687) nazywany jest twórcą selenografii. W następnych wiekach sporządzono coraz dokładniejsze wizerunki Księżyca. Ponowny rozkwit selenografii przypada na drugą połowę XIX wieku, kiedy do obserwacji Księżyca zastosowano duże teleskopy wyposażone w kamery fotograficzne. Dziś atlasy naszego satelity są tak dokładne, że geografowie skarżą się, iż powierzchnia widocznej części Księżyca znana jest lepiej niż powierzchnia Ziemi. Przekonanie to tak mocno zapadło w świadomości ówczesnych badaczy, że do chwili obecnej w oficjalnym nazewnictwie równiny są nazywane morzami, mimo iż już w XVIII wieku wiedziano, że na Księżycu niemożliwe jest istnienie otwartych zbiorników wody! Galileusz sporządził pierwsze rysunki powierzchni Księżyca oglądanej przez teleskop. Średnica księżyca wynosi 3475 km. Ponad 1/4 średnicy Ziemi. Jest to drugi co do wielkości, w stosunku do średnicy planety macierzystej, księżyc w Układzie Słonecznym. Pierwszy jest Charon, księżyc Plutona, którego średnica wynosi około 1/2 średnicy planety. Jego powierzchnia 37910000 km2, mniej niż powierzchnia Azji. Między innymi dlatego rosyjski astronom N.A. Warwarow nazwał Księżyc siódmym kontynentem. Małą odległość od Ziemi sprawia, że gołym okiem możemy dostrzec szczegóły powierzchni, a za pomocą lornetki niektóre kratery i pasma górskie. Księżyc jest najjaśniejszym ciałem na niebie poza Słońcem. Jasność w pełni przekracza 12m. Z powodu braku atmosfery i powolnej rotacji, a raczej długiego dnia i nocy dzienne amplitudy temperatury są bardzo wysokie. Podobnie jak na Merkurym, skały mają dużo czasu do nagrzania się osiągając do 138 stopni w dzień i dużo czasu do ochłodzenia. Brak atmosfery sprawia, że temperatura nie może być rozprowadzana. Podobnie jest ze wszystkimi meteorytami, sondami i innymi ciałami w tej odległości od Słońca. Skafander astronauty musi być wyposażony zarówno w chłodzenie jak i ogrzewanie.
Planety
Merkury
Pierwsza planeta od Słońca. Brak atmosfery sprawia, że jej powierzchnia jest spalona i zbombardowana przez meteoryty, a wahania temperatury są wprost ogromne. Temperatura sięga tam 430°C w słońcu i -210°C w strefie cienia! Dodatkowy wpływ na temperaturę ma długi dzień i długa noc, dając dużo czasu na ogrzanie się powierzchni w słońcu i oziębienie w strefie cienia. Mała odległość od Słońca sprawia, że planeta jest trudna do obserwacji z Ziemi, nawet przez teleskop. Gołym okiem, widoczna jest tylko rano: przed wschodem słońca i wieczorem: tuż po zachodzie. Merkury objawia fazy jak Księżyc. W 1974r. sonda Mariner 10 zrobiła pierwsze szczegółowe zdjęcia, przedstawiając powierzchnię pokiereszowaną przez tysiące kraterów, przypominającą powierzchnię Księżyca. Ale w przeciwieństwie do naszego satelity, są tam wielkie, otwarte obszary (maria), którymi płynie lawa. Powierzchnia planety niemal całkowicie pokryta jest kraterami, których najsilniejszy atak miał miejsce w czasie formowania się Układu Słonecznego. Godna uwagi jest Równina Żaru (Caloris Basen), wielki obszar podobny do księżycowego morza wypełniony lawą w której zostały wybite nieduże, świeże kratery. Równinę otaczają koncentryczne pierścienie gór, powstałe w wyniku potężnego uderzenia. Podczas co drugiego największego zbliżenia Merkurego do Słońca równina staje się najgorętszym miejscem planety, czym zasłużyła sobie taką, a nie inną nazwę. Ponieważ Merkury jest o wiele mniejszy od Ziemi, jego niższa siła ciężkości jest tym mniej zdolna ściskać jego materię do wyższych gęstości. Dlatego niespodzianką były wyniki badań określające gęstość Merkurego na 5,43 kg/dm3. Uczeni sądzą, że 80% masy planety przypada na żelazne jądro o rozmiarze naszego księżyca. Tak wielkie jądro sprawia, że Merkury jest najbogatszym w minerały ciałem niebieskim w Układzie Słonecznym. Płaszcz planety zbudowany jest głównie z krzemu z domieszką metalicznego tlenu. Powierzchnia ma skład podobny do powierzchni ziemskiej. Mała odległość od Słońca i słaba grawitacja sprawia, że atmosfera planety jest bilion razy rzadsza od atmosfery Ziemi. Czyli praktycznie nie wyczuwalna. Są to śladowe ilości helu. Orbita Merkurego jest dość eliptyczna jak na orbitę planety (bardziej eliptyczna jest tylko orbita Plutona). Jego odległość od Słońca w peryhelium wynosi około 50 mln km, a aphelium 70 mln km. Obiega on Słońce w ciągu 88 dni ziemskich, wykonując przy tym pełny obrót wokół własnej osi który trwa 58,65 dni. Przy czym doba słoneczna trwa około 176 dni. Można powiedzieć że dzień na Merkurym trwa 2 lata. Nachylenie orbity do ekliptyki wynosi 7°, większą ma tylko Pluton. Żeby utrzymać się na tak niskiej orbicie Merkury musi bardzo szybko się poruszać, średnio 172 tys. km/h. Dlatego nazwano go imieniem rzymskiego boga posłańca Merkury (grecki odpowiednik: Hermes). Ponieważ jego orbita jest wewnątrz orbity ziemskiej, możemy obserwować jego fazy, tak jak obserwujemy fazy Księżyca.
Wenus
Druga planeta od Słońca. Dawniej uważana za bliźniaka Ziemi, lecz badania sondy Mariner dowiodły, że na powierzchni Wenus panuje 90 razy większe ciśnienie niż na Ziemi. Temperatura sięga tam 470°C! Kula śnieżna, przy takiej temperaturze wyparowała by w kilka sekund. Planeta ta jest najjaśniejszym, po Słońcu i Księżycu ciałem na naszym niebie. Czasem widoczna jest nawet w dzień. Ponieważ znajduje się blisko Słońca, obserwować można ją jako gwiazdę poranną albo wieczorną, podobnie jak Merkurego. Wenus objawia fazy jak Księżyc i Merkury, przy czym najjaśniejsza jest w kwadrze, nie w pełni. Po mimo tak niewielkiej odległości, z Ziemi nie da się dostrzec żadnych szczegółów planety. Uniemożliwia to bardzo gruba warstwa chmur. Szczegółów powierzchni dostarczyły amerykańskie i radzieckie sondy. Krajobraz planety jest w większości równinny. Góry i niziny stanowią odpowiednio 10% i 20%. Dwie rozległe wyżyny przypominają kontynenty. Pierwsza: Aphrodite Terra jest tak wielka jak Afryka. Druga: Ishtar Terra o rozmiarze Australii. 11 kilometrów ponad średni poziom planety wznosi się pasmo górskie Maxwell Montes - najwyższy punkt na Wenus. Cała powierzchnia usiana jest wulkanami, dochodzącymi nawet do 160 km średnicy. Silne wiatry w atmosferze skutecznie mieszają powietrze na całej planecie. Dlatego mimo długiej nocy i dnia, amplituda temperatury między dniem na równiku i nocą na biegunie jest niewielka. Większość planet i księżyców Układu Słonecznego obraca się wokół osi i krąży wokół Słońca w kierunku odwrotnym od ruchu wskazówek zegara. Jednakże Wenus rotuje zgodnie z ruchem wskazówek zegara, czyli odwrotnie niż inne planety. W zasadzie nie wiadomo, dlaczego tak się dzieje, aczkolwiek niektórzy astronomowie wysunęli hipotezę, że Wenus obracała się kiedyś w tym samym kierunku co pozostałe planety, lecz zmieniła rotację w wyniku zderzenia z jakąś planetą lub planetoidą. Inna hipoteza mówi, że na skutek odzwiaływań pływowych Słońca i innych planet, Wenus "przewróciła się do góry nogami". Wewnętrzna struktura planety jest zbliżona do ziemskiej. Stałe, wewnętrzne jądro i płynne, zewnętrzne składa się z żelaza i niklu. Płaszcz jest mniej aktywny niż ziemski. Dowodzi temu ograniczona geologiczna działalność, czyli trzęsienia i ruchy płyt kontynentalnych. Zewnętrzna skała nie jest plastyczna. Atmosfera Wenus jest bardzo złożona. Z górnych warstw padają deszcze, przekształcające się na dole w mgłę kwasu siarkowego. Wiatry owiewają dookoła planetę w ciągu 4 dni, wiejąc z siłą tornada. Nawet powolne wiatry, przy powierzchni mają moc płynącej rzeki. Ciśnienie liczące 90 atmosfer załamuje światło, tak że horyzont wydaje się dziwnie zginać ku górze do nieba. Tak wysokie ciśnienie na Ziemi występuje kilometr pod wodą. Dolna warstwa atmosfery składa się głównie z dwutlenku węgla. Powoduję to niezwykle silny efekt cieplarniany podgrzewając planetę o 500°C! Wszędzie pioruny biją tak często, że nawet ciemna strona jarzy się z hałasem. Gęsta atmosfera sprawia, że huk grzmotu przenoszony jest na duże odległości. Atmosferyczne prądy stoją w szeregu do rozległych pokładów chmur. Na równiku prądy rozbiegają się tworząc formę Y-kształtną, które rozciągają się w poprzek przez całą planetę. Pasy pary, koloru żółtego od kwasu siarkowego, są napędzane przez nie kończące się ciepło Słońca. Chmury odbijają największe, ze wszystkich planet, stosunki światła. Atmosfera Wenus stanowi wrogie i gwałtowne otoczenie. Będzie to pewnie durze wyzwanie rodzajowi ludzkiemu na pierwsze kroki na naszym najbliższym sąsiedzie. Wenus ma najbardziej kołową orbitę ze wszystkich planet. Mimośród wynosi tylko 0,007. Okrąża słońce w 224,7 dni przy nachyleniu 3,4° do Ekliptyki. Tak jak u Merkurego, orbita Wenus znajduje się całkowicie wewnątrz orbity Ziemskiej, dlatego objawiają fazy jak Księżyc. Z tą różnicą, że Księżyc najjaśniejszy jest w pełni, a Wenus w kwadrze, gdyż w pełni znajduję się najdalej.
Ziemia
Ziemia, nasza rodzima planeta. Jest wyjątkowym ciałem niebieskim w naszym Układzie Słonecznym, a wszystko dlatego, że woda występuje na niej w trzech stanach skupienia (stałym, ciekłym i gazowym), a szczególnie w ciekłym. To dzięki wodzie w stanie ciekłym powstało na Ziemi życie. Na innych planetach jest albo za gorąco (Merkury, Wenus), albo za zimno (Mars itd.). Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą i najcięższą z planet wewnętrznych (tj. wewnątrz orbity Jowisza). Często stosuje się ją jako miarę do mierzenia właściwości innych ciał niebieskich, np.: odległość w AU (jednostkach astronomicznych = średnia odległość Ziemi od Słońca), okres obiegu w latach lub dniach ziemskich. Ziemia nie jest kulą doskonałą, jest geoidą (spłaszczoną kulą). Średnica równikowa wynosi 12 756 kilometrów, a południkowa 12 714. Wybrzuszenie spowodowane jest rotacją planety trwającą obecnie 23,94 godziny. Na początku Ziemia kręciła się pięć razy szybciej niż teraz. Rotację spowalnia Księżyc, który dąży do wyrównania czasu obiegu satelity z czasem obrotu planety. Stało to się już na Plutonie. Południowa półkula jest bardzo nieznacznie bardziej wybrzuszona niż północna. Wykryć to mogą tylko bardzo dokładne instrumenty pomiarowe. Ziemia jest największa i najmasywniejsza z wewnętrznych planet. Jakkolwiek, w porównaniu z gazowymi olbrzymami jest bardzo mała. Obwód planety wynosi 40 070 km. Gdyby można było objechać planetę dookoła samochodem, z średnią prędkością 88 km/h bez przerwy to podróż zajęła by 19 dni. Ziemia jest najcięższa z wewnętrznych planet. Żeby zrównać jej masę, trzeba by zebrać wszystkie pozostałe wewnętrzne planety plus Pluton. Ziemia waży 6 kwadrylionów kg = 6 000 000 000 Eg (eksa gramów). Tak duża masa spowodowana jest większą średnią gęstością w porównaniu z innymi planetami, natomiast większą gęstość planeta zawdzięcza większej sile przyciągania, która dodatkowo ściska materię. Średnia gęstość wynosi 5,52 kg na litr. Rośnie w głąb, a maleje na zewnątrz. Gęstość jądra wynosi od 9 do 18 kg na litr. Zróżnicowanie temperatury na Ziemi zależy od odległości od morza i prądów morskich, ukształtowania terenu, szerokości geograficznej, prądów atmosferycznych i działalności człowieka. Najniższe temperatury notuje się na Antarktydzie, Arktyce i Syberii. Najwyższe na pustyni Sahara i w Dolinie Śmierci. Wahanie między najniższą temperaturą, a najwyższą wynoszą od -88 do 58°C. Nie jest równomiernie rozprowadzana przez wiatry tak jak na Wenus.
Mars
Czwarta planeta od Słońca. Jarzy się czerwonym kolorem, dzięki któremu łatwo się ją znajduje i identyfikuje na nocnym niebie. Przy najjaśniejszym rozbłysku jest czwartym, co do jasności, ciałem niebieskim na naszym niebie. Odkąd jego silny kolor wzywał obrazy krwawych bojowników, starożytni nazwali planetę Mars od nazwy rzymskiego boga wojny, grecki odpowiednik - Ares. Na podstawie dawnych obserwacji teleskopowych uważano, że na Marsie istnieją rejony wegetatywne. Jednak sondy Mariner 4 i 9 oraz sondy Viking zaprzeczyły wszystkiemu, ukazując pustynny krajobraz planety. Obszary czasowo zmieniające kolor, które dawniej uważano za zmianę roślinności w porach roku, okazały się pyłkami utlenionego żelaza przenoszonego przez wiatry. Dowodów życia nie znaleziono też w przywiezionych próbkach gleby. Najwidoczniejszą cechą Marsa są czapy lodowe. Łatwe do zaobserwowania latem. Okresowo zanikają latem i na powrót pojawiają się zimą. Składają się z wody i dwutlenku węgla "suchego lodu". Dostrzegalne są też ogromne burze pyłowe. Szczególnie w czasie Marsjańskich lat, mogą objąć nawet pół planety. Cienka atmosfera umożliwia szczegółową obserwację geologicznych cech planety. Południowa półkula usiana jest kraterami, podczas gdy północna, jest bardziej równinna, pokryta wygasłymi wulkanami i kanionami. Wygasły wulkan Olympus Mons (Góra Olimp), jest największą górą w całym Układzie Słonecznym. Jest rozmiaru Francji i 3 razy wyższy od Mount Everest. Średnica jego podstawy wynosi 600 km, a jego wierzchołek, który stanowi krater o średnicy około 90 km, wznosi się na wysokość 27 km ponad otaczający go teren. Mars posiada także największy kanion: Valles Marineris. Ta rozpadlina o długości 4000 km jest szeroka na ponad 100 km, a jej głębokość dochodzi miejscami do 7 km. Ogromne systemy wyschniętych rzek wskazują, że na Marsie kiedyś musiały być duże ilości wody. Ale teraz planeta wydaje się sucha i bez życia. Atmosfera jest ponad 100 razy suchsza od ziemskiej. Ciśnienie wynosi średnio 7 hPa, przy czym na dnie kanionu Valles Marineris osiąga 9 hPa, a na szczycie Olympus Mons ma zaledwie 1 hPa. Składa się ona w 95% z dwutlenku węgla, który jest wstanie podgrzać planetę o 5°C. Dlatego Mars jest zimny. Temperatura w dzień, równiku przekracza czasem 20°C, lecz szybko spada i już podczas zachodu Słońca wynosi około -70°C, a w nocy spada jeszcze bardziej. Najniższa temperatura występuje oczywiście na biegunach, gdzie podczas nocy polarnej spada do -130°C. Mars, podobnie jak Merkury, Wenus, Ziemia jest planetą skalistą czyli z twardym gruntem. Względnie cienka skalista skorupa okrywa krzemowy płaszcz, jednak niska siła ciężkości dowodzi, że jądro jest rzadsze od pozostałych, wewnętrznych planet. Składa się prawdopodobnie z żelaznych siarczków z domieszką niklu. Z powodu ogromnych, wygasłych wulkanów, geolodzy przypuszczają, że skorupa Marsa jest już stała. Wszystkie ruchy tektoniczne zakończyły się dawno temu. Atmosfera Marsa jest bardzo cienka. Prawdopodobnie kiedyś była gęstsza, jednak gazy, wchodzące w jej skład, weszły w związki z innymi gazami i przykryły glebę. Odległość od Słońca zmienia się między 205,5 a 248,5 mln km. Zbliża się do Ziemi co 15 - 17 lat. Jego orbita jest odchylona tylko 1,8° do ekliptyki. Jego rok trwa 687 dni ziemskich. Pory roku trwają prawie dwa razy dłużej niż na Ziemi.
Jowisz
Piąta planeta, największa w Układzie Słonecznym. Czwarte, co do jasności, ciało niebieskie na naszym niebie. Masa Jowisza jest ponad dwa razy większa niż masa wszystkich pozostałych planet łącznie. Jowisz jest gazowym olbrzymem. Nie ma stałego gruntu. Zbudowany jest głównie z wodoru i helu, stosunkach takich jak w galaktycznych chmurach. Gazy te prawdopodobnie "wygotowały" się z czterech pierwszych planet. Obserwując Jowisza, nie zobaczymy szczegółów powierzchni, lecz szczegóły górnych warstw atmosfery. Patrząc na Jowisza, przede wszystkim zauważymy ciemne pasy i jasne strefy. Jasne strefy związane są prawdopodobnie z ruchami na zewnątrz atmosfery, natomiast ciemne pasy z ruchem w dół. Często możemy dostrzec także jasne i czerwone plamy, mosty i girlandy pomiędzy pasmami, które zmieniają się w dość krótkim czasie. Są to ogromne wiry i huragany wiejący z siłą 150 m/s, to sprawia, że atmosfera ma niewielkie amplitudy temperatur. Największym i najbardziej znanym jest Wielka Czerwona Plama, ogromny cyklon atmosferyczny na południowej półkuli. Jej długość w kierunku równoleżnikowym przekracza 20.000 km, a w kierunku południkowym wynosi około 12.000 km. Prawdopodobnie ma 300 lat. Plama ta zmienia czasami swój kolor, blednąc niekiedy tak, że wydaje się, iż całkowicie znikła. Pojawia się jednak potem na powrót, w swojej owalnej formie przypominającej oko. Temperatura górnych warstw chmur wynosi około -145°C. Jowisz emituje więcej energii niż przyjmuje od Słońca. Spowodowane jest to dużą temperaturą jądra - 40.000 °C. Gdyby siła ciężkości była 3 razy większa, mogło by dojść do zapoczątkowania syntezy jądrowej! Jowisz posiada tysiąc razy mocniejsze pole magnetyczne, które jest zdolne zabić astronautów i generuje plazmę gorętszą od jądra Słońca, milion kilometrów od planety. Jowisz posiada 16 księżyców. Cztery z nich są większe od Plutona, a dwa od Merkurego. Jak wszystkie inne gazowe olbrzymy Jowisz posiada pierścienie. Są one bardzo słabe, niewidoczne z Ziemi. Olbrzym niezwykle szybko kręci się wokół własnej osi. Pełny obrót zajmuje mu 9,5 godzin. Tak szybka rotacja doprowadziła do znacznego spłaszczenia planety. Różnica między średnicą równikową, a południkową wynosi prawie 10.000 km. Budowa Jowisza bardzo się różni od tamtych, wewnętrznych planet. Posiada on bardzo gorące, skaliste jądro o temperaturze 40.000°C, o promieniu wielkości średnicy Ziemi, o składzie podobnym do składu planet skalistych. Oblewa go wielki ocean płynnego metalicznego wodoru, który pomaga w tworzeniu się potężnego pola magnetycznego. Bardzo wysokie ciśnienie sprawia, że wodór nabiera własności metalów. Nad tym oceanem znajduje się gazowa atmosfera składająca się głównie z wodoru 82% i helu 18% z domieszką śladowych ilości metanu, amoniaku, wodorosiarczku, wody i fosforu, tworzące chmury i pasy. Potężnym wiatrom towarzyszą potężne wyładowania atmosferyczne. Jeden piorun jest tak silny, że spalił by całe miasto. Nad piorunem powstają turbulencje. Jowisz posiada bardzo mały pierścień. Jest on niewidoczny z Ziemi. Odkryła go dopiero sonda Voyager 1 i 2. Mimośród orbity Jowisza jest nieznaczny. Planeta znajduje się pięć razy dalej od Słońca niż Ziemia. Średnia odległość wynosi 778 mln km. Ma małe nachylenie do ekliptyki - 1,3°. Jowisz posiada 16 księżyców. Cztery z nich: Ganimedes, Calisto, Io, Europa nazywa się księżycami galileuszowymi. Można je obserwować z Ziemi przez niewielki teleskop, a nawet przez lornetkę.
Saturn
Szósta planeta od słońca. Podobnie jak Jowisz, Saturn jest gazowym olbrzymem. Nie ma stałego gruntu, a pod grubą warstwą atmosfery znajduje się ocean metalicznego wodoru i helu. Planetę otacza wielki pierścień. Jego zewnętrzna średnica wynosi 960.000 km. Natomiast średnica pierścienia A, najdalszego widocznego z Ziemi, wynosi 274 000 kilometrów. Pierścienie Saturna, których średnica wynosi ponad 274 000 kilometrów, a grubość nie przekracza 1 kilometra, stanowią najcieńszy znany dysk w kosmosie. Proporcje te odpowiadają rozmiarom naleśnika o grubości 5 mm i średnicy 1,4 kilometra. W atmosferze Saturna występują liczne cyklony i burze. Jeden w 1933 roku był tak duży jak Wielka Czerwona Plama na Jowiszu. Ponieważ planeta jest dalej od Słońca niż Jowisz, Saturn jest spokojniejszy. Jak to zwykle, w gazowych olbrzymach bywa, ciepło jest szybko roznoszone po całej planecie. Różnica między strefą cieniu, a oświetlonym równikiem wynosi tylko 5 stopni Celsjusza. W dodatku mgła, w wyższej warstwie, ukrawa dużo szczegółów. Pasy są mniej definiowane i mniej barwne, niż te na Jowiszu. Saturn ma najmniejszą średnią gęstość ze wszystkich planet. Wynosi ona 2/3 gęstości wody. Pomimo, że jest on niewiele mniejszy od Jowisza, jest on 3 razy lżejszy. Posiada niższą zewnętrzną siłę ciężkości od Ziemskiej. Szybka rotacja planety spowodowała wybrzuszenie się równika. Różnica między średnicą równikową a południkową wynosi prawie tyle co średnica Ziemi. To wybrzuszenie, spowodowane przez niską gęstość planety pomagało produkować jego pierścień. Saturn posiada największą ilość naturalnych satelitów. Dotychczas odkryto 25, z czego 7 nie zostały jeszcze zatwierdzone. Dlatego w różnych źródłach podają różną ilość satelitów, od 18 do 23. Wbrew jego niższej gęstości, jest on bardzo podobny do Jowisza. Zbudowany jest głównie z wodoru i helu. Posiada skaliste, bogate w metale, jądro okrywane przez proporcjonalnie mniejszy płaszcz niż płaszcz Jowisza. Emituje on pole magnetyczne takie jak Jowisz. Powyżej znajduje się atmosfera cząsteczkowego wodoru i helu. Znajdują się w niej pokłady chmur, podobne do Jowiszowych. Fantastyczne wiatry przy saturnowym równiku dmuchają z szybkością 1450 km/h. Chociaż wszystkie, z czterech gazowych olbrzymów, mają pierścienie, żaden nie może się równać z pierścieniami Saturna. Zbudowany jest z małych skał, głównie lodowych, o wielkości pyłku do rozmiarów samochodu. Największe i najjaśniejsze są pierścienie A i B, oddzielone przez Przerwę Cassiniego, która powstała na wskutek działania pola grawitacyjnego jednego z księżyców Saturna - Mimasa. Jednak luka ta nie jest zupełnie pusta, lecz zawiera kilka ledwo widocznych pasm materii. Pierścień C jest bardzo słaby i widoczny jedynie przez silne teleskopy. Najbliższy Saturnowi jest pierścień D. Rozciąga się do powierzchni Saturna, jest prawie nie widoczny, został odkryty przez sondy. Wtedy też zostały odkryte kolejne przerwy pomiędzy pierścieniami. Na zewnątrz pierścienia A znajdują się jeszcze trzy inne, rzadkie pierścienie; w kolejności na zewnątrz są to pierścienie F, G i E. Pierścień F wygląda jak spleciony sznur. Taki wygląd zawdzięcza dwóm sąsiednim satelitom pastuchom. Pierścienie Saturna obserwowane z Ziemi nie zawsze wyglądają tak samo. Ponieważ Saturn na swojej orbicie wokół Słońca przyjmuje różne położenie względem Ziemi, jego pierścień widziany z różnej perspektywy. Najlepszy dla obserwacji jest okres wielkiego "otwarcia" pierścienia, gdy my, mieszkańcy, Ziemi, patrzymy na pierścienie pod największym kontem. Czas między tymi okresami wynosi 15 lat, przy czym najbliższy przypada na 2002 rok. Saturn okrąża Słońce po nieznacznie eliptycznej orbicie i niewielkim nachleniu orbity. Sonda kosmiczna Cassini wystrzelona w 1997 r. osiągnęła orbitę Saturna dopiero po prawie 7 latach lotu. Średnica kątowa Słońca na orbicie Saturna wynosi od 0°03’10” w aphelium do 0°03’32” w peryhelium - odpowiednio 10 i 9 razy mniejsza niż z orbity Ziemi. Natomiast jasność Słońca na orbicie Saturna wynosi od -21,7m w aphelium do -21,9m w peryhelium. Tak więc na saturnowym niebie świeci ono około 100 razy słabiej niż na ziemksim. Wszystkie olbrzymie planety: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, posiadają pierścienie. Żadne jednak nie wytrzymują porównania z tymi, jakie posiada Saturn. Bez wątpienia stanowią najefektywniejsze wrażenie widowisko w Układzie Słonecznym. Pierścienie Saturna rozciągają się niemal od jego powierzchni aż na odległość ok. 140.000 km, dwukrotnie przekraczającą promień planety. Dają się łatwo dostrzec z Ziemi przy użyciu niewielkiego teleskopu. Znikają z pola widzenia jedynie co 15 lat, wtedy bowiem ustawione są stosunkowo wąską krawędzią w kierunku obserwatora na Ziemi. Wynika to z ruchu planety po orbicie wokółsłonecznej. Od dłuższego czasu wiedziano, że pierścienie nie są ciałem stałym. Uformowały je olbrzymie ilości niewielkich cząsteczek (od rozmiaru pyłów aż po okruchy materii o wielkości małego domu), przeważnie lodowych. Przemieszczają się wokół planety po torach umieszczonych w płaszczyźnie jej równika. Materia ta nie zdołała wykształcić kolejnych satelitów Saturna z powodu nadmiernej bliskości planety. Z Ziemi dostrzegamy trzy główne pierścienie. Najbardziej zewnętrzny oznaczony jest literą A. Od pierścienia B oddziela go, zdawałoby się pusta przestrzeń zwana przerwą Cassiniego. Jeszcze bliżej powierzchni Saturna znajduje się pierścień C, cieńszy od pozostałych. Okazało się, że pierścienie są strukturami bardziej złożonymi , niż sądzono od niedawna. Lot sondy Voyager ujawnił istnienie dalszych pierścieni, z których wyróżnia się F (tło), zbudowany jakby z dwóch lub trzech splecionych nitek. Pierścień F zawdzięcza swój niezwykły, spleciony kształt dzięki sąsiedztwu z dwoma małymi satelitami, zwanymi pasterzami. Wydaje się dziś, że każdy pierścień Saturna utworzony jest z tysięcy węższych i ż nie każda przerwa jest zupełnie pustą przestrzenią. Na fotografiach przesłanych przez Voyagera pierścienie Saturna wyglądają niczym gigantyczne płyty gramofonowe. Zespół pierścieni jest jednym z najbardziej malowniczych zjawisk w Układzie Słonecznym. Grubość poszczególnych obrączek tworzących pierścienie wynosi zaledwie kilka kilometrów. Każdy zbudowany jest z pokaźnej liczby cząstek lodowych, z których każda prawdopodobnie kryje we wnętrzu kamienne jądro. Wspomniane cząsteczki mierzą od niespełna kilku centymetrów do niemal 10 m. Te ciała niebieskie krążą wokół planety po kołowych orbitach nad jej równikiem. Siła grawitacji Saturna w pobliżu jego powierzchni uniemożliwia cząsteczkom łączenie się w skupiska i następnie przekształcanie w kolejne księżyce.
Uran
Siódma planeta od Słońca, trzecia z gazowych olbrzymów, pierwsza nie znana w starożytności. Z Ziemi ledwo widoczny gołym okiem. Odkryta została w 1781 roku przez Brytyjczyka, Williama Herschel'a. Została nazwana gwiazdą Jerzego na cześć brytyjskiego monarchy Jerzego III. Potem nazwano ją Herschel, na cześć odkrywcy. Nazwa Uran została zaproponowana przez niemieckiego astronoma J.E.Bode i planeta była tak nazywana od XIX wieku. Uran ma zielonkawo-niebieski kolor. Nachylenie równika wynosi 98°, pierwszy biegun jest kolejno w świetle, a drugi w cieniu przez 42 lata. W 1977 roku odkryto 11 pierścieni. Są o wiele słabsze od pierścieni Saturna, ale mocniejsze od pierścieni Jowisza. Prawdopodobnie są one bardzo młode. Uran jest bardzo podobny do innych gazowych olbrzymów, swój zielonkawy kolor zawdzięcza chmurom metanu w górnych warstwach atmosfery, często porównywanym do smogu duszącego Los Angeles. Po mimo długiej "nocy polarnej i dnia polarnego" różnice temperatur są niskie. Od -208°C do -212°C. Dzieje się to za sprawą silnych wiatrów. Podczas, gdy dawniej uważano, że Uran zbudowany jest z tego co Jowisz i Saturn, sondy międzyplanetarne dowiodły, że budowa Urana całkiem się różni. Skaliste jądro oblewa ocean zjonizowanego lodu. Powyżej płaszcza, atmosfera cząsteczkowego wodoru, helu i metanu. Uran posiada 11 pierścieni, zbudowanych z pyłu i lodowych kamieni. Prawdopodobnie powstał na wskutek zderzenia jednego z jego satelitów z dość dużą kometą.. Podczas, gdy dawniej uważano, że Uran zbudowany jest z tego co Jowisz i Saturn, sondy międzyplanetarne dowiodły, że budowa Urana całkiem się różni. Skaliste jądro oblewa ocean zjonizowanego lodu. Powyżej płaszcza, atmosfera cząsteczkowego wodoru, helu i metanu. Uran posiada 11 pierścieni, zbudowanych z pyłu i lodowych kamieni. Prawdopodobnie powstał na wskutek zderzenia jednego z jego satelitów z dość dużą kometą.
Neptun
Ósma planeta o od Słońca, ostatnia z gazowych olbrzymów. Jego odkrycie Neptuna było wielkim triumfem astronomii matematycznej. Zabórzeniana orbicie Urana świadczyły o istnieniu innej planety. Obliczył to francuski astronom Urbain Jear Joseph Leverrier w 1846 roku. Neptun jest bliskim bliźniakiem Urana. Ma bardzo podobną budowę. Nazwę rzymskiego boga mórz zawdzięcza niebieskiemu, morskiemu kolorowi, z białymi, jak morska piana, chmurami metanu. Planeta jest niedostrzegalna gołym okiem. Obserwacja przez teleskop też jest trudna. Dokładnych danych na temat planety dostarczyła dopiero sonda Voyager 2. Atmosfera Neptuna okazała się dużo aktywniejsza niż wcześniej przypuszczano. Wieją tam najszybsze wiatry Układu Słonecznego, dochodzące do 2200 km/h. W warstwie chmur występuje kilka formacji, z których najwyraźniejsza jest Wielka Ciemna Plama, olbrzymi huragan wielkości Ziemi. Co ciekawe, ten huragan przemieszcza się po Neptunie z prędkością rzędu 1000 km/h - prawie dorównując prędkości dźwięku. Jak na gazowego olbrzyma przystało, Neptun obraca się bardzo szybko, a silne wiatry wymieniając powietrze zmniejszają amplitudę temperatury.. Neptun ma bardzo podobną strukturą do Urana. Skalisto-metaliczne jądro wielkości Ziemi oblewane zjonizowanym oceanem protonów wodorowych, amoniaku i grup hydroksylowych. Powyżej, gruba atmosfera cząsteczkowego wodoru i helu przezywana pokładami chmur metanowych. Neptun posiada system czterech bardzo słabych pierścieni. Neptun ma bardzo kołową orbitę. Okrążą Słońce w 164,8 ziemskich lat, w odległości 4,49 miliardów km, 30 razy dalej niż Ziemia od Słońca. Nachylenie do ekliptyki wynosi 1.77°. Co 268 lat, Neptun staje się najdalszą planetą od Słońca, na 20 lat. Jednak kolizja Neptuna z Plutonem nam nie grozi. Pluton przelatuje ponad orbitą Neptuna, jak pociąg przejeżdżający przez most nad rzeką, lub drogą dla samochodów.
Pluton
Pluton - dawniej uważany za dziewiątą planetę, dnia 24-08-2006 roku został zdegradowany do miana planety karłowatej. Pluton ma największy mimośród i nachylenie orbity do ekliptyki ze wszystkich planet. Dawniej uważano, że taka orbita Plutona spowodowana jest jakimś ciężkim ciałem, dziesiątą planetą. Jednak później odkryto, w okolicy orbity Plutona, pas planetoid nazwany pasem Kuipera. Podobny do tego pasa między Marsem a plutonem, tylko większy i cięższy. Pluton jest jedną z największych planetoid tego pasa. To przesądziło, Międzynarodowe Stowarzyszenie Astronomów w 2006 roku wykluczyło Plutona z grona planet. Posiada wyjątkowo dużego (w prównaniu do siebie) satelitę: Charona. Charon ma średnicę połowy średnicy macierzystej planety i krąży wokół niej po kołowej orbicie w odległości niecałych 20 tysięcy km. Dlatego też wielu astronomów woli mówić, że Pluton jest podwójną planetą. Planeta została odkryta w 1930 roku przez młodego wówczas astronoma Obserwatorium we Flagstaff - Clyde'a Tombaugh. Planeta ta dostała imię mitycznego władcy podziemi i ciemności - nie tylko dlatego, że krąży bardzo daleko od Słońca ale i dlatego, że pierwsze dwie litery jej nazwy to monogram Percivalla LOWELLA - fundatora obserwatorium we Flagstaff i osoby, która zapoczątkowała systematyczne poszukiwania pozaneptunowej planety. Charona odkryto dopiero w 1978. Kluczem do odkrycia było poszukiwanie tajemniczej planety X, ciała powodującego nieregularności w orbitach Urana i Neptuna. Jednak jego masa jest zbyt mała by tego dokonać. Dokonuje tego pas Kuipera. Jedna z hipotez o genezie plutona mówi, że planeta ta mogła być kiedyś jednym z księżyców Neptuna, jednak przez kosmiczną katastrofę, zderzenia z kometą, został wyrzucony z orbity gazowego olbrzyma. Planeta pękła na mniejszą i większą część. Mniejsza utworzyła Charona. Powierzchnia Plutona i Charona zbudowana jest z zamarzniętego metanu, który paruje, gdy planeta zbliży się do Słońca, tworząc atmosferę. Potem z powrotem zamarza, zapełniając kratery po meteorytach. Lód metanowy ma bardzo duży współczynnik refleksyjny. W "zimie" potrafi on tak rozświetlić planetę, że w 1976 roku uważano, że Pluton jest większy od Ziemi. Pod skorupą znajduje się prawdopodobnie zamarznięta woda i metan. Duże jądro zbudowane jest z mieszaniny skał, lodu i krzemu. Podczas, gdy powierzchnia Plutona składa się jasnego metanowego lodu, powierzchnia Charona jest z ciemnego lodu wodnego. Dawniej miała podobny skład do plutonowej, ale pole grawitacyjne planety przyciągnęło cząsteczki metanu.. Orbita Plutona ma największy mimośród i nachylenie względem ekliptyki. Różnica między aphelium a peryhelium wynosi prawie 3 mld km. Bywa okresowo (np. w latach 1979 - 1999) bliżej Słońca niż Neptun. Orbita Plutona nachylona jest pod kątem 17° do płaszczyzny ekliptyki, to znaczy płaszczyzny, w której leży orbita ziemi. Kąty nachylenia orbit innych planet są o wiele mniejsze. W efekcie w pewnym punkcie orbity Pluton oddala się od płaszczyzny ekliptyki na 1,25 miliarda kilometrów, co odpowiada mniej więcej odległości Saturna od Słońca. Każdy układ grawitacyjny ma swój środek ciężkości. W przypadku układu Ziemi i Księżyca, środek znajduje się około 4000 km od wnętrza planety, czyli pod powierzchnią. W przypadku Układu Słonecznego, środek znajduje się średnio 300 tysięcy km od powierzchni gwiazdy i ciągle się zmienia wraz ze zmianą układu planet. W przypadku Plutona, środek ciężkości także znajduje się poza powierzchnią planety. Okres obrotu planety wynosi 6,39 dni ziemskich, tyle co okres obiegu Charona.
Planetoidy
Planetoidy, asteroidy, ciała niebieskie mniejsze od planet, poruszające się po orbitach eliptycznych wokół Słońca, głównie w pasie leżącym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Planetoidy zbudowane są ze skał, świecą odbitym światłem słonecznym (przyjmuje się średnie albedo 0,24). Pierwszą planetoidę, Ceres, odkrył w 1801 J. Piazzi. Obecnie znanych ich jest kilka tysięcy. Najsłynniejsze z nich to planetoidy duże: wspomniana już Ceres (średnica 768 km), Pallas (489 km), Westa (385 km), Juno (193 km) oraz planetoidy okresowo zbliżające się do Ziemi: Ikar, Amor, Eros. Na uwagę zasługują również planetoidy tworzące grupę Trojańczyków (tzw. planetoidy trojańskie) - krążą one wokół Słońca w odległości równej odległości Jowisza, spełniając zarazem szczególne rozwiązanie zagadnienia trzech ciał. Przypuszcza się, że w Układzie Słonecznym istnieje w sumie kilkadziesiąt tysięcy planetoid. Obecnie znanych jest 18 podwójnych planetoid, jedną z nich jest planetoida trojańska 617 Patroclus, składająca się z dwóch ciał o średnicy 105 i 95 km (zazwyczaj obserwowane planetoidy podwójne charakteryzują się znacznie większą różnicą wielkości składników).
Meteoryty
Meteoryty, części meteorów spadające po przejściu przez atmosferę ziemską na powierzchnię Ziemi. Do Ziemi docierają w postaci meteorytów jedynie największe meteory, znaczna ich liczba ulega wyparowaniu w przelocie przez atmosferę. Pod względem składu chemicznego meteoryty dzielą się na: żelazne (syderyty), kamienne (aerolity), kamienno-żelazne (syderolity) i szkliste (tektyty). Najsłynniejsze spadki wielkich meteorytów w XX w.: meteoryt Tunguski (30 czerwca 1908, Syberia), meteoryt Łowicki (12 marca 1935). Na powierzchni Ziemi jest wiele kraterów będących śladami dawnych spadków meteorytów. W głębi Ziemi znaleziono wiele brył złożonych głównie z czystego żelaza, będących niewątpliwie meteorytami. Największy znany meteoryt kopalny Hoba West (Afryka) ma masę 60 t, największy meteoryt znaleziony na ziemiach polskich (w Morasku pod Poznaniem) waży 78 kg. Najmniejsze spośród znanych meteorytów to mikrometeoryty. Są to powoli opadające ziarnka o rozmiarach do 0,2 mm, często żelazne, spotykane np. na Antarktydzie, w śniegu wolnym od zanieczyszczeń pochodzenia ziemskiego.
Ruch planet wokół Słońca. Prawa Keplera. Prawo Newtona.
W zasadzie od początku ludzie interesowali się planetą, na której mieszkają. Ich dążenie do zgłębienia tajemnic powstania, budowy i kształtu ziemi powodowało, że mitów i teorii o naszej planecie było wiele. Dużo teorii miało swoje podstawy w wierzeniach i religii ludzi. Spory wpływa na utrzymanie ludzkości w niewiedzy mieli duchowni, dla których zacofanie wiernych pozwalało na większą kontrolę nad nimi. Bardzo popularne były teorie, w których mówiło się o ziemi wspartej na czterech słoniach, czy też na żółwiu. Jednak motywem wiodącym była teoria, że ziemia jest płaska. W średniowieczu duży wpływ na niedokształcenie ludzi miał kościół, który wpajał ludziom, że ta wiedza nie jest im do niczego potrzebna. W okresie III p.n.e. nie jaki Indikopleustes cytował biblię, która to miała wskazywać, że wszechświat przypomina zamkniętą skrzynię na dnie, której znajduje się płaska ziemia. Pierwsza poważną teorię stworzył Ptolemeusz w II w. n.e. Teoria ta nazywana jest Geocentryczną. W swojej pracy opierał się na dokonaniach antycznych uczonych, jednak znacznie je rozszerzył. Według Ptolemeusza niebo jest ogromna kulą, wewnątrz której znajduje się nasz świat. Kula ta miała się obracać podczas 24 godzin. Jednak sam nasz świat miał cały czas być w spoczynku względem kuli. Bardziej zbliżoną teorię, opartą na tej wymyślonej przez Ptolemeusza stworzyli Arabowie. Wprowadzili oni opis ruchu planet zbliżony do tego, który później stworzył Kopernik. Powszechnie uważano, że Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata a wszystkie ciała niebieskie kręcą się wokół niej.
Kompletną teorię sformułował dopiero Polski uczony Mikołaj Kopernik, twierdząc, że to Słońce jest w centrum Wszechświata. Jego teoria nazywana jest Heliocentryczną. Tezy Kopernika zostały udowodnione przez Galileusza. Kopernik uważał, że planety poruszają się po kolistych orbitach, co oczywiście było błędem. Błędy Kopernika poprawił dopiero Johannes Kepler. Sformułował on trzy zasady, jakie określają prawidłowy ruch planet
Johanes Kepler, astronom i matematyk. Urodził się w Niemczech w 1571 roku. W 1596 roku powstało jego pierwsze dzieło „Tajemnice kosmosu”. W 1600 roku przenosi się do Pragi, gdzie zostaje nadwornym matematykiem u Cesarza Rudolfa II. 1619 roku publikuje kolejne dzieło: „Harmonie świata w pięciu księgach”. Następnie kończy prace nad Tablicami Planetarnymi. Po przeprowadzce do Żagania w 1628 roku powstaje kolejne działo: „Sen, czyli astronomia księżycowa”. 15 listopada 1628 umiera nieuleczalnie chory.
1) Pierwsze prawo Keplera:
„Planeta krąży wokół Słońca po orbicie eliptycznej; w jednym z ognisk tej elipsy znajduje się Słońce”. Kepler w swym pierwszym prawie twierdzi, iż każda planeta Układu Słonecznego porusza się wokół Słońca po elipsie, w którym jedno z ognisk jest Słońce. Tym samym podważa teorię Kopernika jakoby Planety krążyły wokół Słońca po okręgu.
2) Drugie prawo Keplera:
„Promień wodzący planety zakreśla w równych odstępach
czasu równe pola.” Kepler stwierdza, iż planeta poruszająca się po elipsie posiada największą szybkość w tzw. punkcie przysłonecznym, czyli najbliżej Słońca, natomiast najwolniej porusza się w punkcie najbardziej oddalonym od Słońca – punkcie odsłonecznym. Dla przykładu, Ziemia obiega Słońce po elipsie, a jej prędkość liniowa zmienia się od 30,0 km/s do 29,3 km/s w zależności od odległości od Słońca.
3) Trzecie prawo Keplera:
„Kwadraty okresów obiegu planet dookoła Słońca są proporcjonalne do sześcianów wielkich półosi elips, po których się poruszają.” Trzecie prawo Keplera mówi, że porównując ruch dwóch ciał wokół Słońca, to stosunek kwadratów ich okresów do sześcianów ich odległości od Słońca jest stały. Prawo to wskazuje, iż planety, które posiadają większe orbity od innych, będą wolniej krążyć po nich, niż planety o mniejszych orbitach.
Obecnie uznaje się trzy Prawa Keplera, jednak faktycznie sformułowane zastały cztery prawa. Jednak z braku poparcia teoretycznego, czwarte prawo uznano jedynie za ciekawostkę.
Kepler napisał, że jeśli na sferze wyznaczonej przez orbitę Merkurego, opiszemy ośmiościan foremny, to okaże się, że jest on wpisany w analogiczna sferę Wenus. Jeśli na tej sferze opiszemy dwudziestościan foremny, to będzie on wpisany w sferę Ziemi.
Następny taki dwudziestościan foremny wpisany jest w sferę Marsa, czworościan foremny opisany na niej wpisany jest w sferę Jowisza a opisany na niej sześcian jest w sferze Saturna.
Keplerowi nie udało się wyjaśnić powodów zachodzących w swoich prawach zachowań planet. Udało się to dopiero Isaacowi Newtonowi.Newton dokonał tego dzięki sformułowaniu przez siebie prawa powszechnego ciążenia.
Prawo Newtona
Prawo to głosi, iż dwa ciała obdarzone masą przyciągają się do siebie, siłą proporcjonalna do iloczynu ich mas i odwrotnie proporcjonalną do kwadratu odległości między nimi.
Tak, więc można było stwierdzić, że eliptyczny ruch planet wokół Słońca, wynika bezpośrednio z istnienia przyciągania grawitacyjnego pomiędzy planetami a Słońcem.
Dzięki Prawu Newtona można wyznaczać masy, promienie, okresy obiegu i odległość od Słońca ciał naszego układu planetarnego.
