Planety w Układzie Słonecznym

Merkury

Merkury jest pierwszą planetą, jeśli liczyć w kolejności rosnącej odległości od Słońca. W związku z tym jest planetą, która najbliżej krąży wokół Słońca. Dlatego też obserwacje Merkurego mogą być prowadzone tylko w okresach największych wschodnich i zachodnich elongacji. Planeta to (podobnie jak również Wenus) przechodzi fazy tak jak Księżyc. Jednak w tym wypadku możliwe one są do zauważenia jedynie przy pomocy teleskopu. W wyniku prowadzonych badań przez różne sondy, które zrobiły zdjęcia planety okazało się że jej powierzchnia przypomina powierzchnię Księżyca. Także jest usłana różnego rodzaju kraterami. Według naukowców kratery te powstały ok. 3,5 miliarda lat temu kiedy powierzchnia Merkurego była bombardowana różnymi meteorytami. Największe z tych kraterów osiągają średnicę do 1000 km. Merkury dodatkowo także pokryty jest pasmami górskimi, uskokami, rozległymi nizinami, które figurują pod nazwą merkuriańskiego "morza". Największą taką niziną jest tzw. "Nizina Upału", której rozpiętość wynosi ok. 1300 km. Nazwa jej się wzięła stąd, żę panuje w niej temperatura 430 ⁰C. Ogólnie z racji tego, że Merkury znajduje się najbliżej Słońca, panują na nim bardzo wysokie temperatury. Gdy planeta ta znajduje się w punkcie najbardziej odległym od Słońca to temperatura na powierzchni wynosi 285 ⁰C. Oczywiście jeśli chodzi o nocną stronę powierzchni Merkurego, warunki tam są zgoła odmienne. Temperatura powierzchni wówczas wynosi -180 ⁰C. Tak wielkie różnice temperaturowe wynikają także z tego, że dzień i noc na Merkurym trwają bardzo długo. Jedna doba na Merkurym trwa aż 176 dób ziemskich. Natomiast pełen obieg Merkurego wokół Słońca trwa 88 dni, czyli jeden rok merkuriański jest o połowę krótszy od doby merkuriańskiej. Pod tym względem posiada ona najdłuższą dobę i najkrótszy okres obiegu spośród wszystkich planet Układu Słonecznego. Pod względem wielkości zajmuje przedostatnie miejsce.

Historia odkrycia
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	57 909 176 km 0,38709893 AU
Obwód orbity	0,360×1012m 2,406 AU
Mimośród	0,20563069
Peryhelium	46 001 272 km 0,30749951 AU
Aphelium	69 817 079 km 0,46669835 AU
Rok gwiazdowy	87,96935 dni (0,240847 lat)
Obieg synodyczny	115,8776 d
Średnia prędkość orbitalna	47,36 km/s
Maksymalna prędkość	58,98 km/s
Minimalna prędkość	38,86 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki	7,00487° (3,38° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne	brak
Charekterystyka fizyczna
Średnica na równiku	4879,4 km (0,383 Ziem)
Powierzchnia	7,5×107 km2 (0,147 Ziem)
Objętość	6,1×1010 km3 (0,056 Ziem)
Masa	3,3302×1024 kg
Gęstość	5,427 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	3,701 m/s2 (0,377 g)
Prędkość ucieczki	4,3 km/s
Prędkość kątowa	10,892 km/h (na równiku)
Okres rotacji	58 d 15 h 26 m
Deklinacja	61,45°
Albedo	0,06
Średnia temp.: Dzień	623 K
Średnia temp.: Noc	103 K
Temperatura powierzchni	min. śred. maks. 90 K 440 K 700 K
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	10-12 h Pa
Tlen	42%
Sód	29%
Wodór	22%
Hel	6%
Potas	0,5%
Pozostałe: argon, dwutlenek węgla, woda, azot, ksenon, krypton, neon	0,5%

Wenus

Wenus jest drugą planetą licząc w kolejności od Słońca. W dawniejszych czasach planetę tą bardzo często porównywano do Ziemi. Na pierwszy rzut oka zauważymy że mają one zbliżone do siebie rozmiary, a także gęstość mają podobną, dodatkowo sąsiadują ze sobą w Układzie Słonecznym. Jednak o tych podobieństwach można było mówić, gdy nie istniały jeszcze sondy badawcze. W dzisiejszym dniu, dzięki temu, że za ich pomocą dokonano wielu zdjęć Wenus wiemy dokładnie jak wygląda jej powierzchnia i jaki jest skład jej atmosfery. Okazało się, że na Wenus panuje jeszcze większa temperatura niż na Merkurym. Bez względu na to czy panuje na niej dzień czy noc, utrzymuje się tam temperatura 470 ⁰C. Dopiero w dalekiej odległości od powierzchni, ponad chmurami atmosfery temperatura spada do ok. -25 ⁰C. Następną diametralną różnicą w stosunku do Ziemi, jest ogromne ciśnienie jakie panuje na Wenus. Jest ono większe niż 90 atmosfer ziemskich. Skład atmosfery także jest zgoła inny, ponieważ 97% stanowi dwutlenek węgla. To że na Wenus panuje tak wysoka temperatura można wytłumaczyć tym, że atmosferę praktycznie stanowi dwutlenek węgla, który powoduje efekt cieplarniany. Energia słoneczna przenika przez atmosferę dochodząc do powierzchni planety, ale już energia wypromieniowana przez Wenus jest zatrzymywana przez atmosferę. Jest to taka szklarnia, w której rolę ścian spełniają grube warstwy chmur. Największe ilości ciepła zostają pobrane przez równikowe obszary planety, są one jednak rozprowadzane po powierzchni całej planety przez prądy powietrzne poruszające się w przeciwnymi kierunku niż obrót planety. Chmury Wenus charakteryzują się także wysoką zawartością siarki, przez co posiadają one żółtawy odcień.

Pierwszymi sondami, które wylądowały na Wenus i wykonały zdjęcia jej powierzchni były sondy "Wenera 9" i "Wenera 10". Był to październik 1975 roku. Jednak następna generacja sond "Wenera 13" i "Wenera 14" dostarczyła bardzo dobrych jakościowo, kolorowych zdjęć Wenus. Dzięki nim wiemy, że powierzchnia planety pokryta jest odłamkami skalnymi o płaskim kształcie. Dodatkowo badania przeprowadzone przy wykorzystaniu radarów dostarczyły informacji o tym, że Wenus pokryta jest łańcuchami górskimi i kraterami. Dwa największe odkryte pasma górskie nazwano Alfa Regio i Beta Regio. W związku z tymi informacjami wykluczono możliwość istnienia jakiegokolwiek życia na tej planecie. Jak na razie nie wiadomo czy na Wenus znajdują się jakiekolwiek czynne wulkany, aby to sprawdzić potrzebne są dodatkowe badania przy wykorzystaniu nowocześniejszych sond. Badania teleskopowe Wenus nie dają dużo informacji o jej powierzchni ze względu na grubą warstwę chmur, które ją zasłaniają. Sama planeta obraca się z prędkością jednego obrotu na 243 dni, podczas gdy warstwa chmur potrzebuje na to tylko 4 dni. Natomiast rok na Wenus (czyli jej obrót wokół Słońca) trwa 224,7 dnia, czyli dłużej niż w przypadku Merkurego, ale krócej niż w przypadku Ziemi. Jak do tej pory w wyniku prowadzonych badań poznano 98% powierzchni Wenus.

Jeśli chodzi o wygląd Wenus na naszym niebie, to jest to 3 najjaśniejszy obiekt zaraz po Słońcu i Księżycu. Ze względu na to że planeta ta ma w porównaniu z innymi planetami wysoki współczynnik odbicia światła można ją nawet obserwować w czasie dnia. Dodatkowym jej atutem pod względem obserwacji jest to, że jest ona odpowiednikiem gwiazdy polarnej i gwiazdy wieczornej. Po zachodzie Słońca jest ona widoczna nad zachodnim horyzontem jako Gwiazda Wieczorna. Natomiast jako Gwiazdę Poranną można ją dostrzec tuż przed wschodem Słońca nad wschodnim horyzontem.

Jak już wspomniano, z powodu panującej temperatury i ciśnienia, wykluczono możliwość istnienia życia na Wenus, przynajmniej na poziomie życia podobnego do tego, które występuje na naszej planecie. Istnienie tak wysokiej temperatury przy powierzchni Wenus nie tylko wynika z jej bliskiego położenia w stosunku do Słońca, ale także jest efektem istnienia grubej atmosfery złożonej głównie z dwutlenku węgla. To z kolei prowadzi do występowania efektu cieplarnianego w wyniku którego ciepło jakie wypromieniowuje sama planeta, nie jest wypuszczane w przestrzeń kosmiczną. Czyli mówiąc krótko planeta nie ochładza się. Co ciekawe ta wysoka temperatura jest w przybliżeniu równa w każdym miejscu planety. Dzieje się tak w wyniku istnienia olbrzymich cyklonów panujących na tej planecie, które to roznoszą ciepło z okolic równikowych równomiernie po całej planecie. Proces ten został poznany dzięki zdjęciom jakich dostarczyła sonda "Mariner 10"

Bardzo duży postęp w badaniach nad Wenus dokonał się dzięki współpracy ZSRR i USA, które to umieściły na jej orbicie satelity monitorujące planetę. To w połączeniu z sondowaniem radarowym z pokładów stacji kosmicznych pozwoliło na stworzenie mapy topograficznej Wenus. Dzięki tej mapie mamy pewną orientację w jej ukształtowaniu. Okazuje się że większą część powierzchni Wenus stanowią pagórkowate równiny, na których nie występują znaczne różnice wysokości. Naukowcy są zdania, że są to najstarsze części powierzchni planety. Za tą teorią przemawiają liczne struktury o kształcie pierścieni, znajdujące się na tych równinach, a które mogą być kraterami pozostałymi po uderzeniach meteorytów. Ich średnice wynoszą od 20 do 300 km. O tym że mogą to być kratery świadczą także centralne pagórki jakie znajdują się w centrum tych wzniesień. Mniejszą część powierzchni Wenus stanowią niziny, które to stanowią ponad ¼ całej powierzchni planety. Nie zaobserwowano na ich terenie występowania jakichkolwiek kraterów i uważa się, że mogą one być czymś w rodzaju "mórz" jakie występują na Księżycu. Najmniejszą część planety stanowią góry, które to zajmują tylko 8% jej całkowitej powierzchni. Pasma górskie jakie tam występują położone są na obszarach, które mogą uchodzić za wenusjańskie kontynenty. Ich nazwy to Ziemia Afrodyty, Ziemia Isztar i Obszar Beta. Obszar Ziemia Afrodyty znajduje się w okolicach równika planety i góry jakie tam występują wznoszą się na wysokości od 4 do 6 km. nad średnim poziomem planety. Jeśli chodzi o wielkość powierzchni tego "kontynentu" to odpowiada ona ziemskiej Afryce. Ziemia Isztar jest "kontynentem" znajdującym się w północnej części planety. Pod względem wielkości odpowiada ziemskiej Australii. Na jego terenie znajduje się najwyższe wenusjańskie pasmo górskie, którego wysokość dochodzi do 11 km. nad średni poziom planety. Są to tzw. Góry Makswella. Odległość Wenus od Słońca wynosi ok. 108 milionów km. Co ciekawe obraca się ona wokół Słońca ze wschodu na zachód, co jest całkowitym przeciwieństwem w przypadku innych planet Układu Słonecznego.

Jak już na początku powiedziano Wenus jest pod względem rozmiaru podobna do naszej planety. Jest niewiele od niej mniejsza, bowiem jej średnica wynosi 12 100 km. Jednak w odróżnieniu do naszej planety ma atmosferę która w 98% składa się z dwutlenku węgla, a jedynie w ok. 2% z azotu. Nad powierzchnią planety znajdują się grube warstwy chmur, które unoszą się na wysokości od 50 do 70 km.. Ponieważ chmury te zawierają znaczne ilości kwasu siarkowego, mogą z nich padać kwaśne deszcze. Z powodu wysokiej zawartości dwutlenku węgla w atmosferze Wenus, istnieje nieustannie na niej efekt cieplarniany nie pozwalający na ochłodzenie się jej powierzchni. W wyniku tego panuje na niej temperatura ok. 460 ⁰C. Większą część powierzchni Wenus pokrywają wulkaniczne równiny, co świadczy o możliwości występowania wulkanów na tej planecie. Wenus nie posiada żadnego naturalnego satelity (podobnie jak Merkury), który krążyłby wokół niej. W związku z tym, że planetę tą pokrywa gruba warstwa chmur niemożliwą praktycznie jest obserwacja jakichkolwiek tworów występujących na jej powierzchni. Także nie można wyróżnić jakichkolwiek znaczących szczegółów w warstwach chmur. Wenus przechodzi fazy podobnie jak Księżyc i również podobnie jak on może przybrać na niebie kształt sierpa. Co ciekawe końcówki tego sierpa są jaśniejsze niż jego pozostała część. Może wynikać to z perspektywistycznego skrótu granicy chmur, ale bardziej prawdopodobne jest to, że jest to efekt pozorny wynikający z kontrastu pomiędzy ciemnym niebem, a jasnymi końcówkami sierpa. Rogi tego sierpa znacznie się wydłużają kiedy Wenus znajduje się w punkcie dolnej koniunkcji, czyli gdy jej odległość kątowa od Słońca jest najmniejsza. Bardzo ciekawym też efektem obserwacyjnym, jest to że rogi tegoż sierpa mogą się niemal spotkać ze sobą, w wyniku czego można zaobserwować powstanie świetlistego pierścienia wokół tarczy planety. Jednak najczęściej w obserwacjach widoczny jest świetlisty łuk o rozmiarze kątowym od 320 do 340⁰. Wynika to z rozpraszania światła słonecznego w atmosferze planety. Zagadką jak na razie jest popielate światło, jakie dochodzi z Wenus w czasie gdy sierp jest dosyć wąski. Jest to zjawisko dosyć słabo widoczne i można je obserwować tylko w ciągu kilku dni. Jak na razie nie wyjaśniono skąd się ono bierze. Spektakularną obserwacją jest przejście Wenus przed tarczą słoneczną. Ostatnie takie przejście można było obserwować 8 czerwca 2004 roku, a najbliższe będzie miało miejsce czerwca 2012.

Odkrycie
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	108 208 926km 0,723 331 99 AU
Obwód orbity	0,680 Tm 4,545 AU
Mimośród	0,0067
Peryhelium	107 476 002 km 0,718 432 70 AU
Aphelium	108 941 849 km 0,728 231 28 AU
Rok gwiazdowy	224,700 96 dni (0,615 197 7 lat)
Synodyczny okres obiegu	583,92 d
Średnia prędkość orbitalna	35,020 km/s
Maksymalna prędkość orbitalna	35,259 km/s
Minimalna prędkość orbitalna	34,784 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki	3,394 71° (3,86° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne	brak
Charekterystyka fizyczna
Średnica wokół równika	12 103,7 km (0,949 średnicy Ziemi)
Powierzchnia	4,60×108 km2 (0,902 powierzchni Ziemi)
Objętość	9,28×1011 km3 (0,857 objętości Ziemi)
Masa	4,8685×1024 kg (0,815 masy Ziemi)
Gęstość	5,204 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	8,87 m/s2 (0,904 g)
Prędkość ucieczki	10,36 km/s
Okres obrotu	-243,0185 d
Prędkość kątowa	6,52 km/h (na równiku)
Nachylenie osi	2,64°
Deklinacja	67,16°
Albedo	0,65
Temp. powierzchni*	min. śred. maks. -45 °C 464 °C 500 °C
(*minimalna temperatura dotyczy jedynie górnych warstw atmosfery)
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	9321,9 kPa
Dwutlenek węgla	96%
Azot	3%
Dwutlenek siarki Para wodna Tlenek węgla Argon Hel Neon Grupa karbonylowa Chlorowodór Fluorowodór	śladowe

Ziemia

Od dawien dawna zastanawiano się nad wyglądem naszej planety i jej miejscem w przestrzeni. Początkowo, pierwsze wnioski były formułowane raczej przez filozofów, niż prawdziwych naukowców. I tak na początku myślano, że Ziemia jest płaska i spoczywająca nieruchomo w otaczającej ją przestrzeni. Przez wieki pogląd ten ulegał stopniowej przemianie i do momentu teorii Kopernika uważano, że Ziemia spoczywa nieruchomo w centrum Wszechświata, a wokół niej krążą wszystkie planety i Słońce. Mimo, że wcześniej przed rewolucyjną teorią Kopernika istniały głosy naukowców mówiące o tym, że Ziemia obraca się wokół własnej osi. Jednak to dopiero Kopernik sformułował te wnioski w sposób naukowy w swoim rewolucyjnym dziele "O obrotach sfer niebieskich". Przez następne lata różni naukowcy próbowali dowieść obrotowego ruchu Ziemi wokół jej własnej osi. Między innymi mieszkający we Florencji Viviani w 1661 roku przeprowadzał eksperymenty wykorzystując wahadło, które mogło się poruszać w dowolnej płaszczyźnie. Natomiast trochę później, pod koniec XVII Gugielmini z Bolonii przeprowadzał doświadczenia z ciałami spadającymi z dużych wysokości. Badał on bowiem wielkość odchylenia ich toru od pierwotnego kierunku spadania. Zjawisko to związane jest z obrotowym ruchem naszej planety. Jeśli bowiem ciało znajduje się na dużej wysokości nad powierzchnią ziemi, to posiada wówczas większą prędkość liniową, niż w przypadku, gdy znajduje się na powierzchni. Jeśli teraz to ciało puścimy z pewnej pionowej wieży, tak, że będzie spadać swobodnie, to zauważymy, że spadnie ono w pewnej odległości od wieży, czyli tor jego lotu został zakrzywiony. Wyniki przeprowadzony eksperymentów przez Gugielmini świadczyły o występowaniu takiego efektu. Jednak najbardziej dosadnym eksperymentem potwierdzającym ruch obrotowy Ziemi, jest doświadczenie jakie wykonał Foucault. Po raz pierwszy zostało ono zaprezentowane szerokiej publiczności w 1851 roku. W doświadczeniu tym, Foucault skonstruował wahadło pokaźnych rozmiarów które zawiesił u szczytu kopuły paryskiego Panteonu. Wahadło to składało się z drutu o długości 67 m., na którego końcu zawieszona była ciężka metalowa kula. Wahadło to mogło się swobodnie obracać w każdej płaszczyźnie koła wierzchołkowego. W czasie pokazu Foucault wychylił wahadło z położenia początkowego, puścił je pozwalając mu wykonywać ruch okresowy i następnie czekał. Gdyby Ziemia nie wykonywała ruchu obrotowego wokół własnej osi, płaszczyzna wahań nie uległa by znacznej zmianie i wahadło poruszałoby się bez jakiejkolwiek zmiany. W przypadku gdy Ziemia się obraca, płaszczyzna wahań wahadła powinna ulec zmianie. I jak łatwo się domyślić, oczywiście tak się stało. W wyniku tego, że Ziemia wykonuje jednak ruch obrotowy wokół własnej osi, płaszczyzna wahań wahadła ulega stopniowej rotacji. Pełen obrót płaszczyzny wahań wahadła którego użył Foucault w swoim eksperymencie trwa 32 godziny. Efekt ten jest spowodowany istnieniem tzw. siły Coriolisa, której działania doznaje każde ciało posiadające pewną prędkość i znajdujące się w układzie obracającym się. W wyniku istnienia tej siły, każde ciało poruszające się na półkuli północnej zostaje odchylone w prawo, natomiast w przypadku półkuli południowej - w lewo.

Oczywiście efektów tych praktycznie nie zauważamy (np. biegnąc nie czujemy, że jakakolwiek siła działa na nas). Jednak efekt ten przybiera na znaczeniu w przypadku lotu pocisku z karabinu. Jeśli znajdując się na półkuli północnej naszej planety wystrzelimy pocisk z takiego karabinu w kierunku północnym to zostanie on odchylony w prawą stronę. Jeśli się temu bardziej przyjrzymy, to zauważymy, że pocisk ten posiada w momencie wystrzału określoną prędkość liniową wynikającą z obrotowego ruchu Ziemi. Gdy pędzi on w kierunku północnym to tereny które pod nim się znajdują mają mniejszą prędkość liniową, niż w punkcie z którego został on wystrzelony. Dlatego też tor jego lotu zostaje odchylony w kierunku wschodnim w stosunku do powierzchni Ziemi. Analogicznie wygląda sytuacja w przypadku lotu pocisku na półkuli południowej, wystrzelonego w kierunku południowym. Jednak w tym przypadku pocisk ten zostaje odchylony w kierunku zachodnim. Podobnie sprawa wygląda w przypadku wahadła, za każdym razem gdy wahadło porusza się w jednym kierunku doznaje działania siły skierowanej na wschód, a gdy porusza się w drugą stronę doznaje działania siły skierowanej na zachód. I przez to jeśli spojrzymy z góry na takie wahadło, to zauważymy, iż płaszczyzna wahań ulega stopniowemu obrotowi.

Wszystkie te doświadczenia dosadnie potwierdzają istnienie ruchu obrotowego naszej planety wokół jej własnej osi.

Można także określić za pomocą pomiarów krzywizny południków, czy Ziemia ma idealny kształt kulisty. Gdyby tak faktycznie było, to bez względu na jakiej szerokości geograficznej mierzylibyśmy długość łuku południka, wyniki powinny dawać tą samą wartość promienia kuli. Jednak na skutek istnienia ruchu obrotowego Ziemi, a co za tym idzie działaniem siły odśrodkowej, do pomiaru promienia Ziemi należy wykorzystać metodę triangulacji. W wyniku zastosowania triangulacji wartość promienia jest tzw. wartością średnią promienia krzywizny łuku południka pomiędzy jego dwoma punktami A i B. Promień krzywizny określamy w ten sposób, że jeśli na dowolnej krzywej płaskiej wyznaczymy 2 skrajne punkty i 1 środkowy pomiędzy nimi, i przeprowadzimy przez nie koło, to jeśli następnie skrajne punkty będą zmierzać do środkowego położenia, łuk poprowadzony przez te punkty będzie zmierzał do pewnego granicznego koła. To graniczne koło nazywane jest kołem krzywizny, a jego promień średnim promieniem krzywizny. W ten sposób możemy metodę tą zastosować do południka i dzięki temu obliczyć średnią wartość promienia na danej szerokości geograficznej. Jednak jak wiemy Ziemia nie jest idealną kulą, dlatego też wraz ze zmianą szerokości geograficznej, na której stosujemy metodę triangulacji, będziemy otrzymywać także różne wartości średniego promienia krzywizny. W przypadku gdyby Ziemia miała kształt elipsoidy obrotowej spłaszczonej w okolicach biegunów, średni promień krzywizny południka wzrastałby wraz ze wzrostem szerokości geograficznej, czyli krótko mówiąc byłby większy w okolicach bieguna niż w okolicach równika.

W przypadku gdyby jednak Ziemia miała kształt elipsoidy obrotowej o wydłużonym kształcie, sytuacja byłaby odwrotna. Średni promień krzywizny południka malałby wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. Te domniemania najlepiej byłoby rozwiązać stosując metodą triangulacji i obliczać promień krzywizny na poszczególnych południkach. Tak też postąpiono w XVII wieku we Francji. Jednak pierwsze pomiary wydawały się wskazywać na to, że Ziemia przypomina swoim kształtem wydłużoną elipsoidę obrotową. Dane te stały w sprzeczności z teoriami dotyczącymi ruchu obrotowego, według których Ziemia powinna być raczej spłaszczona na biegunach. Aby sprawę jednak wyjaśnić do końca w latach 1735 - 1741 zorganizowano dwie ekspedycje naukowe. Pierwsza z nich udała się w obszary położone blisko kręgu polarnego w Laponii, natomiast druga w okolice równikowe do Peru. W ten sposób przeprowadzono trzy pomiary triangulacyjne, w Peru, we Francji i w Laponii. Wyniki wskazywały na to, że największa długość łuku południka z tych trzech pomiarów jest z Laponii, najkrótsza z Peru, a pośrednia z Francji. To definitywnie wskazywało na to że Ziemia jest kształtu bryły spłaszczonej w okolicach biegunów. W przybliżeniu można powiedzieć, że ma ona kształt elipsoidy obrotowej, spłaszczonej na biegunach. Jeśli jeszcze pominie się nierówności terenu, można powiedzieć, że południki mają kształt elipsą, o długości osi małej odpowiadającej długości Ziemi pomiędzy biegunami.

Obliczanie wszelkich wymiarów Ziemi, jej promienia, określaniem jej kształtu - to główne zadania geodezji. W badaniach tych wymagane jest jednak dokładne zdefiniowanie tego co rozumiemy pod pojęciem powierzchni Ziemi. Jak wiemy powierzchnia ta nie jest płaska a stanowią ją różnego rodzaju doliny, góry, czy morza. Mimo tego, że poziom mórz także w pewien sposób ulega zmianom, to jednak on stał się najodpowiedniejszym punktem odniesienia przy określaniu powierzchni Ziemi. Dokładne określenie wymiarów i kształtu elipsoidy obrotowej odpowiadającej naszej planecie będzie możliwe wtedy gdy znana będzie wartość promienia równikowego a, i biegunowego b.

Kolejną wielkością, która jest niezbędna w wielu obliczeniach naukowych jest masa Ziemi. Ma ona szczególne znaczenie we wszelkich pomiarach astronomicznych, ale także w innych dziedzinach. Pomiar masy odbywa się w zasadzie przy wykorzystaniu prawa powszechnego ciążenia, które opisuję siłę grawitacji z jaką przyciągają się do siebie dwa ciała obdarzone masą. Siła z jaką przyciągane jest dane ciało do powierzchni Ziemi określa się mianem ciężaru tego ciała. Znając tą siłę i masę ciała przyciąganego jesteśmy w stanie określić masę naszej planety. A jaką masę ma nasza planeta, otóż 5,975*10²⁴ kg.

W 1888 roku naukowców zaskoczył kolejny fakt, tym razem związany z szerokością geograficzną naszej planety. W roku tym Kustner zauważył zmiany jej wartości w tym sensie, że w przypadku gdy w pewnym określonym punkcie na Ziemi, stwierdził on wzrost szerokości geograficznej o pewną wartość, to w punkcie położonym po drugiej stronie Ziemi, czyli odległym o kąt 180⁰ wzdłuż równoleżnika szerokość geograficzna o taką sama wartość spadła. Efekt ten można wyjaśnić tylko poprzez zmiany bieguna Ziemi, czyli oś wokół której obraca się Ziemia, zmienia swoje położenie - kołysze się. Aby dokładniej zbadać tą kołyskę osi ziemskiej w 1899 roku zorganizowano międzynarodowe pomiary szerokości geograficznej, dzięki którym można byłoby opisać zmiany jej wartości. Do pomiarów wykorzystano metodę Talcotta, które z kolei wykonano wzdłuż równoleżnika 39⁰ 8''. Pomiarów dokonano w 6 stacjach badawczych rozłożonych na tymże równoleżniku. Co ciekawe obserwacje te są nadal prowadzone.

Według wyników uzyskanych z wielokrotnych obserwacji szerokości geograficznej, maksymalna zmienia się o kąt 0.7'', co z kolei odpowiada 20 metrowemu przesunięciu biegunów. W dzisiejszym czasach badania nad zmianami szerokości geograficznej są prowadzone w Rosji, gdzie systematycznie monitoruje się te zmiany. Jeśli chodzi o badania prowadzone w naszym kraju, to tutaj główną stacją badawczą jest znajdująca się w Borowcu (koło Poznania) Stacja Szerokościowa Polskiej Akademii Nauk. Badania te jak do tej pory nie wykazały jakiejś okresowości w tych zmianach. Można jednak doszukać się jej jeśli rozłoży się zmianę szerokości geograficznej na dwie składowe. Pierwsza z nich określa zmiany zachodzące po kole o promieniu 4m, które to powtarzają się z okresem 14 miesięcy. Druga z nich natomiast określa zmiany zachodzące po elipsie o długości wielkiej osi wynoszącej 8 m, zmiany te zachodzą z okresem jednego roku. Jeśli chodzi o pierwszą składową, to była ona już rozpatrywana przez Eulera, który w czasie swoich badań nad ruchem ciał sztywnych obracających się wokół własnej osi przewidział istnienie takiej składowej. Jeśli by potraktować Ziemię jako ciało sztywne to zmiany opisane przez pierwszą składową powinny mieć okres wynoszący 10 miesięcy. Jednakże jak wiemy Ziemia nie jest idealną bryłą sztywną, a raczej jest ciałem elastycznym i dlatego też okres ten wynosi 14 miesięcy. Jeśli chodzi o zmiany opisane przez drugą składową, to wynikają one przede wszystkim z ruchu mas powietrza znajdujących się w atmosferze, oraz z ruchu wód i pokryw śnieżnych. Zmiany tych czynników zachodzą w przybliżeniu z rocznym okresem, dlatego też zmiany szerokości opisanej przez drugą składową zachodzą co rok. W wyniku zmian szerokości geograficznej, modyfikacjom ulegają także położenia południków. Zmiany te należy uwzględniać przy prowadzeniu dokładnych obserwacji astronomicznych.

Jeśli chodzi o to jak wygląda wnętrze naszej planety, to możemy to bezpośrednio określić za pomocą obserwacji, tylko do głębokości ok. 8 km. Taki, bowiem zasięg mają wszystkie wiercenia, jakie do tej pory wykonano. Odległość ta jest bardzo mała w stosunku do promienia Ziemi, stanowi tylko 0,0012 jego całkowitej wartości. Informacje o pozostałych częściach wnętrza Ziemi uzyskuje się z innych badań. Część tych informacji pochodzi z badań fal sejsmicznych, które rozchodzą się we wnętrzu naszej planety w czasie trzęsień Ziemi. W wyniku otrzymanych informacji z tych badań określono warstwową budowę wnętrza naszej planety. Otóż Ziemia składa się 4 koncentrycznie rozłożonych warstw, pomiędzy którymi istnieją gwałtowne zmiany parametrów fizycznych. Warstwą położoną najbardziej zewnętrznie jest skorupa ziemska której grubość wynosi ok. 33 km. Warstwa ta jest bezpośrednio dostępna, i możliwe jest prowadzenie wszelkiego rodzaju badań geologicznych mających na celu określenie jej struktury oraz przemiany jakie w niej zachodzą. W górnej części skorupy ziemskiej przeważają skały granitowe, pod którymi z kolei znajdują się skały bazaltowe. Następną wewnętrzną warstwą jest tzw. płaszcz ziemski, którego grubość wynosi ok. 2900 km.. Warstwa ta stanowi ok. 80% całkowitej objętości Ziemi, a jeśli chodzi o masę to jest to 70% całkowitej masy Ziemi. Warstwy tej nie możemy jak na razie bezpośrednio zbadać, ale zakłada się i przypuszcza, że składa się ona głównie z krzemianów, których gęstość wynosi ok., 3-6 g/cm³. Warstwa ta jest w stanie stałym, w odróżnieniu do następnej warstwy jaką jest jądro Ziemskie znajdujące się pod nią. Badanie bowiem fal sejsmicznych wskazuje na ciekły charakter jądra. Warstwa takiego jądra o właściwościach cieczy rozchodzi się od głębokości 2900 km do 5000 km. Przypomina bardzo gęstą ciecz, bowiem jej gęstość wynosi 10 - 14 g/cm³. W jej skład prawdopodobnie stanowią takie metale jak żelazo, oczywiście będące w stanie ciekłym. Badanie fal sejsmicznych wskazuje na to, że pod warstwą tego ciekłego jądra znajduje się jeszcze wewnętrzne jądro, które to jest już ciałem stałym. Stanowi ono centrum naszej planety i jego grubość szacuje się na 1400 km. Charakteryzuje się wysoką gęstością bo wynoszącą, aż 17 g/cm³. Jednak to praktycznie wszystko co wiemy o jego budowie. Dodatkową informacją jest to, że z jądrem tym związane jest występowanie pola magnetycznego przenikającego i roztaczającego się nad naszą planetą. Co ciekawe bieguny tego pola magnetycznego nie pokrywają się z biegunami ruchu obrotowego Ziemi, a natomiast oś która je wyznacza jest odchylona od osi obrotu o kąt 11⁰.

Jak wiemy działanie tego pola możemy wykazać np. wykorzystując kompas, którego igła zawsze ustawia się wzdłuż linii tego pola. Jednak w wyniku tego, że bieguny pola magnetycznego nie pokrywają się z biegunami ziemskimi, igła kompasu nie wskazuje dokładnie na północ geograficzną, tylko na biegun północny pola magnetycznego, który jest odchylony od ziemskiego o 11⁰. Kąt ten zwany jest deklinacją magnetyczną i on sam także ulega okresowym zmianom.

Ziemia oprócz tego, że pokryta jest skałami i morzami, to także okryta jest gazową powłoką określaną mianem atmosfery. Badania składu i budowy atmosfery mają ogromne znaczenie przy określaniu wpływu promieniowanie dochodzącego z kosmosu na życie na naszej planecie, a także przy określaniu różnego rodzaju zjawisk pogodowych i klimatycznych. Dzięki jej istnieniu nie dochodzi do powierzchni naszej planety wiele czynników, które to zagrażałyby naszemu życiu. Oprócz tego jej obecność wywiera ciśnienie na wszystkie ciała na Ziemi wynoszące ok. 1000 hPa. Znając wartość ciśnienia wywieranego na 1m² możemy łatwo obliczyć, iż nad każdym m² powierzchni na Ziemi znajduje się słup powietrza o całkowitej masie 100 kg. Jeśli teraz masę tą pomnożymy przez całkowitą powierzchnię kuli ziemskiej to obliczymy w ten sposób masę całej atmosfery, która wynosi 5*10¹⁸ kg. Jeśli teraz przypomnimy sobie wartość masy Ziemi, to zauważymy iż masa atmosfery stanowi 0,000001 masy naszej planety.

Atmosfera ziemska składa się z różnego rodzaju gazów. Głównymi jej składnikami jest azot, który stanowi 78% jej całkowitego składu, tlen - 21%, oraz argon - 1%. Pozostałe gazy, takie jak hel, czy neon, stanowią tylko drobną domieszkę. Oprócz tych gazów występuje jeszcze para wodna i dwutlenek węgla, jednak ich zawartości zmieniają się w czasie. W atmosferze możemy wyróżnić kilka warstw. Najbliższą człowiekowi jest troposfera, w której to zachodzą wszelkiego rodzaju zjawiska pogodowe, tworzą się chmury i występują prądy powietrzne. Jej grubość zmienia się wraz z położeniem na Ziemi i w przypadku okolic bieguna dochodzi ona do wysokości 10 - 11km, natomiast w okolicach równika rozciąga się do odległości 14 - 17 km. Cechą charakterystyczną troposfery, jest to, że jej temperatura bardzo szybka spada wraz z wysokością. Zjawiskami zachodzącymi w troposferze zajmuje się meteorologia. Drugą warstwą atmosfery, która znajduje się ponad troposferą jest stratosfera. Jest to warstwa rozciągająca się do wysokości 30 km. Jej temperatura jest dosyć niska bo wynosi tylko -55⁰C. W stratosferze nie występują prądy konwekcyjne zstępujące i wstępujące, a o występowaniu innych prądów dowiadujemy się z pomiarów przeprowadzonych za pomocą balonów meteorologicznych, jakie mogą się wznosić do wysokości 30 km. Stratosfera ma duże znaczenie z tego względu, że zachodzi w niej produkcja ozonu, który z kolei jest niezbędny do ochrony Ziemi przed szkodliwym wpływem promieniowania ultrafioletowego. Największa koncentracja ozonu rozciąga się na wysokościach od 20 do 30 km. Ponad stratosferą znajduje się mezosfera, która rozciąga się do wysokości 80 km. ponad powierzchnią Ziemi. Tą warstwę z kolei bada się przy wykorzystaniu specjalistycznych rakiet, ponieważ tylko one mogą wznieść się na taką wysokość. Ciekawy jest rozkład temperatury w mezosferze, gdyż na wysokości 60 km wynosi ona 80⁰C,a już na wysokości 80 km. spada do -65⁰C. Ponad tą warstwą znajduje się tzw. jonosfera, która już zawiera zjonizowany gaz mogący przewodzić elektryczność. Warstwa ta jest podzielona na kilka obszarów, które obecnie oznacza się specjalnymi literami. Chociaż przyjmuje się, że rozciąga się ona do odległości 20000km od powierzchni Ziemi, to tak naprawdę nie istnieje określona jej górna granica. Charakteryzuje się dużymi zmianami temperatury, której najwyższa wartość wynosi 1500 ⁰C i odpowiada wysokości 400 km. Górne partie jonosfery zostały wyszczególnione pod postacią egzosfery, która to wyraźnej górnej granicy nie ma, tylko stopniowo przechodzi w gaz międzyplanetarny. O składzie egzosfery wnioskuje się na podstawie obserwacji zorzy polarnej, a także bada się ją wykorzystując satelity i inne pojazdy kosmiczne zaopatrzone w odpowiednie urządzenia pomiarowe.

Zajmijmy się teraz kwestią orbity po której porusza się nasza planeta. Gdyby miała ona kształt idealnego koła, to odległość Ziemi od Słońca nie ulegałaby zmianie. Z kolei prędkość kątowa ruchu obrotowego Ziemi wokół Słońca także by była stała, co przejawiałoby się w tym, że Słońce wędrowałoby po naszym niebie ze stałą prędkością. Jednak obserwując wędrówkę Słońca po niebie, można zauważyć, iż prędkość z jaką się porusza nie jest jednostajna. A to prowadzi do wniosku, że orbita po której porusza się nasza planeta nie jest idealnym kołem. Dokładny kształt orbity wyznacza się w oparciu o złożone obliczenia matematyczne wykorzystujące bezpośrednio ruch Ziemi wokół Słońca. I jak obecnie wiadomo orbita Ziemi, a także orbity innych planet krążących wokół Słońca mają kształt eliptyczny. Bardziej szczegółowo ruch Ziemi wokół Słońca opisują prawa Keplera (które także stosują się do innych planet Układu Słonecznego).

Przy badaniach nad wiekiem naszego Układu Słonecznego, czyli także nad czasem w jakim formowały się planety będące jego elementami składowymi istotną rolę odgrywa znajomość wieku naszej planety. Jak do tej pory dokładnie nie wiadomo, jaka była pierwotna postać naszej planety, dlatego też jako jej wiek przyjmuje się wiek skorupy ziemskiej. Dlatego też aby określić jej wiek, należy poznać wiek skał tworzących skorupę ziemską. Pierwsze próby jakie podjęto w celu określenia wieku Ziemi, koncentrowały się na wykorzystaniu do tego celu poziomu zasolenia oceanów. Już na początku XVIII wieku E. Halley zaproponował metodę, która by trafnie określiła jak długo istnieje nasza planeta w tej formie, jaką znamy. Przy metodzie tej kluczową sprawą jest założenie że sól dostała się do oceanów poprzez rzeki płynące na lądach. Jeśli bowiem znamy ilość soli, jakiej dostarczają rzeki do morze, lub oceanu, a także znając jego poziom zasolenia, jesteśmy w stanie określić ile taki proces mógł trwać. Kolejnym założeniem tutaj jest to, że przyrost soli przez ten cały czas była jednostajny. W wyniku obliczeń w ten sposób przeprowadzonych, oszacowano wiek naszej planety na ok. 250 milionów lat. Jednak, jeśli chwilę zastanowimy się nad tą metodą to zauważymy jej istotne braki i nieścisłości. Nie jesteśmy bowiem w stanie określić, czy sól jak znajduje się w oceanach to tylko wyłącznie sól przyniesiona przez rzeki, oraz jak szybko sól powstawała w materiałach geologicznych. To wszystko sprawia, że metoda ta sprawia raczej wrażenie mało wiarygodnej. W dzisiejszych czasach, dokładnym pomiarem wieku Ziemi wydaje się pomiar uwzględniający czas rozpadu promieniotwórczego niektórych pierwiastków. W szczególności bada się procesu rozpadu uranu, w wyniku, którego powstaje ołów. Proces ten ogólnie jest dosyć skomplikowany, jednak najważniejszym faktem jest to, że po czasie połowicznego rozpadu uranu, połowa początkowej ilości uranu zamieni się w ołów. Teraz jeśli zbadamy zawartość ołowiu w rudzie uranu, którą wykopano z wnętrza skorupy ziemskiej, oraz znając czas połowicznego rozpadu uranu będziemy w stanie określić jak dużo czasu zajął rozpad takiej ilości uranu na ołów. Czyli w ten sposób oszacujemy wiek skorupy ziemskiej. Co ciekawe badania tego rodzaju można przeprowadzić wykorzystując inne pierwiastki promieniotwórcze. Wszystkie takie badania prowadzą do wniosków, według których skorupa ziemska jest na pewno nie młodsza niż 3 miliardy lat, oraz nie starsza niż 5 miliardów lat. Zazwyczaj przy określaniu wieku Ziemi przyjmuje się, że wynosi on 4,5 miliarda lat.

Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	149 597 887 km (1,00000011 AU)
Obwód orbity	0,940×109km (6,283 AU)
Mimośród	0,01671022
Peryhelium	147 098 074 km (0,9832899 AU)
Aphelium	152 097 701 km (1,0167103 AU)
Rok gwiazdowy	365,25696 dni (1,0000191 lat)
Obieg synodyczny	nie dotyczy
Średnia prędkość orbitalna	29,783 km/s
Maks. prędkość	30,287 km/s
Min. prędkość	29,291 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki	0,00005° (7,25° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne	1 (Księżyc), zobacz też 3753 Cruithne
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa	12 756,270 km
Średnica biegunowa	12 713,500 km
Przeciętna średnica	12 745,591 km
Spłaszczenie	0,003352861
Przeciętny obwód	40 041,455 km
Powierzchnia	510 065 284,702 km²
Objętość	1,0832×1012 km³
Masa	5,9736×1024 kg
Gęstość	5,515 g/cm³
Przyspieszenie ziemskie na równiku	9,780 m/s² 1 (0,99732 g)
Prędkość ucieczki	11,186 km/s
Prędkość liniowa na równiku	1674,38 km/h
Prędkość kołowa	15°/h (3,634×10-5 rad/s)
Nachylenie równika względem płaszczyzny orbity	23,439281°
Deklinacja	90°
Albedo	0,367
Temperatura powierzchni	min. śred. maks. 185 K 287 K 331 K
Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni	100 kPa
Skład atmosfery
Azot	78,1%
Tlen	20,9%
Argon	0,9%
Dwutlenek węgla Para wodna	ilości śladowe, ok. 0,1%

Mars

Mars jest 4 planetą w kolejności od Słońca. Jego średnia odległość od Słońca wynosi 228 milionów kilometrów. Średnica marsa jest niewiele większa od promienia Ziemi i wynosi 6800 km. Obrót Marsa dookoła własnej osi zajmuje mu trochę ponad 24 godziny. A pełen obrót wokół Słońca trwa 687 dni. Ze względu na swoje niewielkie rozmiary, a co się z tym wiąże niewielką masę, grawitacja która panuje na Marsie jest w stanie utrzymać tylko cienką warstwę atmosfery. Składa się ona głównie, bo aż w 95,3% z dwutlenku węgla, pozostałe składniki to niewielkie ilość azotu, argonu, a także tlenu. Z racji tego, że Mars znajduje się w dalszej odległości od Słońca, niż np. Ziemia, temperatury panujące na nim są ogólnie niskie. Najniższe sięgają -120 ⁰C, a najwyższe +35⁰C.

Na powierzchni Marsa można znaleźć wiele wygasłych wulkanów, które świadczą o tym, że kiedyś była to planeta aktywna wulkanicznie. Niektóre z tych wulkanów osiągają wysokość dochodzącą nawet do 20 km. Mars jest często nazywany "czerwoną planetą", co wynika bezpośrednio z czerwonej barwy jego powierzchni. To zabarwienie wynika z wysokiej zawartości tlenku żelaza w tamtejszych skałach, przez co mają one kolor rdzy. Na Marsie czasami powstają olbrzymie burze piaskowe, które powstają w wyniku unoszenia pyłu przez ogromne wichury. Mars jest planetą, która posiada naturalne satelity - są nimi dwa księżyce Phobos i Deimos. Najlepsze warunki do obserwacji Marsa zdarzają się raz na dwa lata (a dokładnie raz na 26 miesięcy) i trwają przez kilka miesięcy. Wtedy to Mars znajduje się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia. W pozostałych położeniach Marsa na orbicie warunki do jego obserwacji nie są już tak dobre. Wynika to z faktu, iż orbita Marsa jest znacznie bardziej wydłużona niż orbita Ziemi, dlatego też jasność Marsa na ziemskim niebie ulega okresowym zmianom. Najbardziej korzystne położenie Marsa na orbicie jest zwane jego wielką opozycją, wówczas Mars zbliża się do Ziemi na odległość 56 mln. km. W najbardziej niekorzystnych położeniach dla obserwacji astronomicznych Mars znajduje się w odległości 100 mln. km. od Ziemi. Z racji tego, że Mars nie jest pokryty żadną grubą warstwą chmur, jego powierzchnia jest doskonale widoczna z Ziemi (oczywiście przy użyciu teleskopu). Już przy pomocy teleskopu, którego średnica obiektywu ma 5 cm, można zauważyć na Marsie występowanie czap polarnych i to w dowolnej jego opozycji. Gdy jednak chcemy dojrzeć mniejsze szczegóły powierzchni, takie jak kratery, to w tym wypadku należy użyć teleskopu o średnicy obiektywu ok. 15 cm. Przy prowadzeniu obserwacji, zauważymy, że z nocy na noc wygląd tarczy Marsa niewiele się zmienia. Wynika to z prostego faktu, iż doba na Marsie jest dłuższa tylko o 40 minut od ziemskiej doby, czyli okres obrotu tej planety jest niewiele większy od okresu obrotu Ziemi. Dlatego też aby obejrzeć jak wygląda inna część powierzchni Marsa, należy obserwacje prowadzić w przeciągu tygodni. Mianowicie, po ok. tygodniu tarcza Marsa obróci się względem tarczy ziemskiej o ok. "5 godzin".

Powierzchnia Marsa ulega ciągłym zmianom. Zmiany te można podzielić na 3 rodzaje

- długookresowe

- sezonowe

- atmosferyczne.

Zmiany długookresowe polegają na zmianie wyglądu istniejących struktur, które mogą przebiegać przez tysiące lat. Zdarza się, że wskutek takich zmian powstają nowe formy terenu, które jednak następnie znikają. W przypadku zmian sezonowych mamy do czynienia ze zmianami np. wielkości czap polarnych, czy barwy i wyrazistości różnego rodzaju form topograficznych. Zmiany sezonowe wynikają także z istnienia na Marsie podobnie jak na Ziemi, pór roku. Jednak znacząco różnią się one od tych obserwowanych na Ziemi od ziemskich. Po pierwsze to czas ich trwania jest większy, a pory odpowiadające ziemskiej wiośnie i latu, są dłuższe niż jesień i zima. Te zaistniałe różnice wynikają bezpośrednio z wydłużonego kształtu orbity po której Mars okrąża Słońce. Nachylenia równika Marsa do płaszczyzny orbity jest także podobne do ziemskiego i wynosi 25⁰. Jeśli chodzi o zmiany atmosferyczne to objawiają się one głównie pod postacią żółtych chmur, które występują w czasie burz piaskowych, ale także jako białe i niebieskie chmury.

Jak już powiedziano Mars posiada dwa księżyce Phobos i Deimos. Jednak niewielu osobom udaje się je zaobserwować. Nie wynika jednak to z tego, że mają słabą światłość (która w istocie jest stosunkowo duża), ale z faktu, że nikną one w blasku samej planety. Dlatego też aby je zaobserwować, należy zadbać o to aby w czasie obserwacji, tarcza Marsa nie znajdowała się w polu widzenia teleskopu.

Odkrycie
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	227 936 637 km 1.523 662 31 AU
Obwód orbity	1.429 Tm 9.553 AU
Mimośród	0.0935
Peryhelium	206 644 545 km 1.381 333 46 AU
Aphelium	249 228 730 km 1.665 991 16 AU
Rok gwiazdowy	686.9601 dni (1.8808 lat)
Synodyczny okres obiegu	779.96 dni 2.135 lat
Prędkość orbitalna	min -12,44 km/s śred. - 13,07 km/s max - 13,72 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki	1.850 61° (5.65° względem równika słonecznego)
Długość węzła wstępującego	49.57854°
Argument peryhelium	286.46230°
Satelity naturalne	2
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa	6 804.9 km (0.533 Ziemi)
Średnica biegunowa	6 754.8 km (0.531 Ziemi)
Spłaszczenie	0.00736
Powierzchnia	1.448×108 km2 (0.284 Ziemi)
Objętość	1.638×1011 km3 (0.151 Ziemi)
Masa	6.4185×1023 kg (0.105 Ziemi)
Gęstość	3.934 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	3.69 m/s2 (0.376 g)
Prędkość ucieczki	5.027 km/s
Okres obrotu	1.025 957 d
Prędkość obrotu	868.22 km/h (na równiku)
Nachylenie osi	25.19°
Deklinacja	52.886 50°
Albedo	0.15
Temp. powierzchni*
- minimalna	133 K
- średnia	210 K
- maksymalna	293 K
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	0.7-0.9 kPa
Dwutlenek węgla	95.32%
Azot	2.7%
Argon	1.6%
Tlen	0.13%
Tlenek węgla	0.07%
Para wodna	0.03%
Tlenek azotu	0.01%
Neon	2.5 ppm
Krypton	300 ppb
Ksenon	80 ppb
Ozon	30 ppb
Metan	10.5 ppb

Jowisz

Jowisz jest 5 planetą Układu Słonecznego w kolejności od Słońca. Jest też największą spośród wszystkich planet. Jej średnica jest 11 razy większa od średnicy Ziemi, jej objętość 1300 razy i ma masę 318 razy większą od masy Ziemi. Co więcej, jeśli zsumować masy wszystkich pozostałych planet Układu Słonecznego to i tak masa Jowisza jest 2,5 razy większa od tej sumy. Odległość Jowisza od Słońca wynosi 778 milionów km. Ta olbrzymia planeta otoczona jest grubą warstwą atmosfery, która składa się głównie z helu i wodoru. Dodatkowo w atmosferze tej unoszą się w postaci stałej lub skroplonego gazu metan i amoniak.

Jowisz jest najszybciej obracającą się planetą w Układzie Słonecznym, co powoduje duże spłaszczenie planety, łatwe do zaobserwowania przez teleskop. Powierzchnia planety jest pokryta kilkoma warstwami chmur układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest Wielka Czerwona Plama, będąca wirem o średnicy 4 razy większej niż średnica Ziemi.

Temperatura atmosfery jest zróżnicowana. Górne partie chmur mają temperaturę -148⁰C, jednak im bliżej środka planety temperatura, a także ciśnienie rośnie. Największa temperatura i ciśnienie panuje w samym środku Jowisza. Temperatura tam wynosi 30000⁰C, a ciśnienie wzrasta do 100 miliardów hPa, czyli jest o 100 milionów razy większe niż ciśnienie panujące przy powierzchni Ziemi.

W 1610 Galileusz odkrył cztery największe księżyce Jowisza, Io, Europę, Ganimedesa i Callisto, tak zwane księżyce galileuszowe. Były to pierwsze obiekty, które w oczywisty sposób nie krążyły wokół Ziemi, dlatego odkrycie to odegrało ważną rolę w dowodzeniu słuszności teorii heliocentrycznej Kopernika.

Jowisz posiada najwięcej w układzie słonecznym księżyców z 63 dotychczas odkrytych, 48 ma już oficjalne nazwy. Ganimedes jeden z księżyców Jowisza jest największym naturalnym satelitą w układzie słonecznym.

Jowisz można bezpośrednio zobaczyć gołym okiem, jednak aby dojrzeć jakieś szczegóły w jego wyglądzie należy posłużyć się najlepiej dobrym refraktometrem, o średnicy minimum 10 cm. Jest on wdzięcznym obiektem do obserwacji, ponieważ wygląd jego tarczy zmienia się stosunkowo szybko. Wynika to z tego, że doba na Jowiszu trwa tylko 10 godzin. Z racji tego, że planeta ta obraca się tak szybko, jest ona mocno spłaszczona na biegunach. Można to już zaobserwować za pomocą niewielkiego teleskopu. Widoczne elementy "powierzchni" Jowisza przesuwają się po obwodzie planety z okresem wynoszącym 10 minut. Można wyróżnić wśród nich ciemne i jasne pasy, które to obracają się równolegle do równika planety. Wśród tych pasów można także dostrzec pewne nieregularne twory. Zjawiska fizyczne odpowiedzialne za tak szybki ruch tych tworów i pasów są dosyć skomplikowane i nie będziemy ich tutaj omawiać.

Bez wątpienia najbardziej spektakularnym elementem powierzchni Jowisza, jest Wielka Czerwona Plama, która od wieków intrygowała astronomów. Jednak jest to nic innego jak tylko ogromny cyklon, który swoją wielkością dorównuje rozmiarowi Ziemie i który trwa już przeszło 300 lat. Co ciekawe sama Czerwona Plama nie zawsze jest czerwona. Posiada ona okresy kiedy jej widoczność ulega znacznym zmianom. Obrazy tej plamy jakich dostarczyła sonda Voyager, ukazywały ją jako mocno czerwoną, jednak był to efekt sztucznego wzmocnienia kolorów.

Na Jowiszu występują różnego rodzaju pasy, które to charakteryzuje się pod względem ich położenia, oraz szybkości ruchu. Wokół równika Jowisza znajduje się pas równikowy, który to z kolei można podzielić na pas południowy i północny. Oba te pasma charakteryzują się ciemną barwą i otaczają z dwóch stron strefę równikową. Pasy te wykazują najwyższą aktywność spośród wszystkich pasów znajdujących się na Jowiszu. Przy czym zazwyczaj większą aktywność wykazuje pas południowy. Pas ten także można podzielić na dwie części, które przedzielone są pomiędzy sobą jasną południową strefą równikową. W dalszych odległościach od równika znajdują się pozostałe pasma, które to określane są mianem pasów umiarkowanych. Nazwa wynika bezpośrednio z niskiej aktywności tychże pasów, przez co nie są one już tak efektowne jak pasy równikowe. W przypadku północnej wersji pasa umiarkowanego można go podzielić na dwie części, które to oddzielone są od siebie wąską strefą. Pomiędzy tymi częściami występują liczne mosty. Przez większość czasu pas umiarkowany południowy jest dużo mniejszy od pada równikowego, jednak zdarzają się takie okresy kiedy staje się on większy. W przypadku pasa umiarkowanego i przylegającej do niego strefy umiarkowanej możliwe jest pojawianie się białych plam owalnych. Powstanie takich plam zaobserwowano w 1939 roku i do tej pory jeszcze nie znikły z powierzchni Jowisza. Istnieją także obszary biegunowe, zarówno na półkuli północnej i południowej planety. Jednak wymagają one do obserwacji bardzo dobrych warunków atmosferycznych, a i tak nie występują na nich jakieś szczególnie ciekawe formy, jak to ma miejsce w przypadku pasów równikowych.

Odkrycie
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charekterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	778 412 020 km 5,203 36 AU
Długość orbity	4,774 Tm 31,9122 AU
Mimośród	0.048 392 66
Peryhelium	740 742 600 km 4.951 558 43 AU
Aphelium	816,081,455 km 5.455 167 59 AU
Okres orbitalny	4333.2867 dni (11,8565 lat)
Okres synodyczny	398,86 dni
Prędkość orbitalna	min -12,44 km/s śred. - 13,07 km/s max - 13,72 km/s
Inklinacja	1,305° (6.09° do płaszczyzny równika Słońca)
Satelity naturalne	63
Fizyczne właściwości
Średnica równikowa	142 984 km (11.209 Ziemi)
Średnica biegunowa	133 709 km (10.517 Ziemi)
Spłaszczenie	0,064 87
Powierzchnia	62,1796×109 km2 (120.5 Ziemi)
Objętość	142,55×1013 km3 (1321.3 Ziemi)
Masa	1,8987×1027 kg (317.8 Ziemi)
Gęstość	1,33 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	20,87 m/s2 (2,137 g)
Prędkość ucieczki	59.54 km/s
Okres rotacji	9h 55min 30s
Prędkość obrotu na równiku	45 360 km/h (12,6 km/s)
Nachylenie osi	3,12°
Deklinacja	64,49°
Albedo	0,52
Temperatura powierzchni	min - 110 K śred. - 152 K max - b.d.
Budowa atmosfery
Ciśnienie	70 kPa
Wodór	~86%
Hel	~14%
Metan	~0,1%
Para wodna	~0,1%
Amoniak	~0,02%
Etan	~0,0002%
Fosforowodór	~0,0001%
Siarkowodór	<0,0001%

Saturn

Saturn to 6 planeta Układu Słonecznego w kolejności od Słońca. Jest to zarazem drugi olbrzym jak w tym Układzie się znajduje. Większy od niego jest tylko Jowisz. Saturn ma średnicę ponad 9 razy większą od średnicy Ziemi, ma także objętość 750 razy większą od Ziemi, a jego masa jest z kolei 95 razy większa od Ziemi. Jednak jeśli porównamy gęstość Saturna z pozostałymi planetami to zauważymy, iż jest ona najmniejsza. Co ciekawe gdyby Saturn wrzucić do olbrzymiego zbiornika wodnego, to okazałoby się że zacząłby w nim pływać. Średnia jego gęstość, jest bowiem mniejsza od gęstości wody. Odległość Saturna od Słońca wynosi 1,4 mld. km.. Saturn podobnie jak Jowisz jest planetą gazową, i także podobnie jak on ma bardzo krótki okres obrotu wokół własnej osi. Mianowicie doba na Saturnie trwa tylko 10 godzin. Także podobnie jak w przypadku Jowisza, Saturn otoczony jest grubą warstwą chmur, w których występują znaczne różnice temperatur (w górnych warstwach temperatura spada do ok. -180⁰C), a także gwałtowne burze i cyklony. Temperatura Saturna zwiększa się im bliżej środka planety, gdzie znajduje się jego wewnętrzne źródło energii. Źródło to jest tak mocne, że energia którą wysyła jest 3 razy większa od energii, którą otrzymuje od Słońca.

Saturn imponuje ilością (drugą po Jowiszu) księżyców - z 47 dotychczas odkrytych, 35 ma już oficjalne nazwy. Nigdy jednak nie będzie możliwe ustalenie ostatecznej liczby satelitów - bryły lodu, z których składa się pierścień, mogą być czasami wytrącane przez grawitację planety, stając się tymczasowo satelitą. Tym bardziej nie istnieje wyraźna granica pomiędzy dużą skałą pierścienia, a małym księżycem. Najciekawszym księżycem wydaje się Tytan, który jako jedyne takie ciało w Układzie posiada gęstą atmosferę. Dzięki siłom pływowym Saturna, księżyce się stopniowo przemieszczają w stosunku do miejsc, w których się pierwotnie ukształtowały.

Niezwykłym zjawiskiem jest istnienie pierścieni otaczających Saturn. Można je dostrzec już przy wykorzystaniu zwykłej lornetki polowej, lub prostego teleskopu. W czasach, gdy nie wysyłano jeszcze sond do badania i fotografowania planet z bliska, wydawało się że pierścieni tych jest tylko 6. Jednak gdy sondy przybliżyły się do tej planety, okazało się, że są ich tysiące. Pierścienie te możemy obserwować tylko wówczas, gdy są one nachylone pod pewnym kątem do nas. W przypadku gdy ustawiają się one równolegle stają się tak cienkie, że nie jesteśmy ich w stanie zauważyć. W większości pierścienie te złożone są z odłamków skał i lodu, a naukowcy spierają się co do genezy ich powstania. Według pewnych teorii odłamki z których są złożone pochodzą z samego Saturna, a według innych że są to fragmenty Księżyców, które za bardzo zbliżyły się do planety i uległy rozerwaniu. Pierścienie dostały swoje oznaczenia w postaci A, B, C itd. przy czym najbardziej zewnętrzny to A, a wewnętrzny, który jest praktycznie przezroczysty to C. Płaszczyzna tych pierścieni jest nachylona pod kątem 27⁰ do płaszczyzny orbity Saturna. Innym ciekawym faktem związanym z Saturnem jest to, że występują na jego powierzchni skrajnie odmienne struktury w zależność od półkuli. Na południowej półkuli blisko bieguna planety znajduje się pas pyłowy, który to z kolei można podzielić na dwie części: pas biegunowy i szeroki pas umiarkowany. Gdy obserwuje się oba te pasy w niezbyt dobrych warunkach atmosferycznych to zlewają się one wówczas w jeden wyglądający jak ciemna plam. Jednak przy lepszych warunkach można zauważyć, iż są one przedzielone między sobą cienką jasną strefą położoną w pobliżu bieguna. Oprócz tego na południowej półkuli znajduje się jeszcze jasny południowy tropikalny. Przesuwając się bliżej równika zauważymy znajdujący się północny pas równikowy, który także jest przedzielony przez wąską strefę na dwie części. Dalej w kierunku północnym znajduje się szeroka strefa równikowa, wąziutki pas równikowy, a już za nim roztacza się północny pas równikowy. Pas ten podobnie jak w przypadku południowej jego wersji, jest także podzielony na dwie części. W czasie prowadzenia obserwacji, niekiedy może się zdarzyć iż jeden z tych obszarów jest zasłonięty przez pierścienie. Wówczas widać jedynie cień jaki rzucają pierścienie na powierzchnię planety. W dalszej części półkuli północnej można zauważyć iż znajdujące się tam pasy, są większe i bardziej wyraźne niż w przypadku półkuli południowej. Istniejący tam pas tropikalny oddzielony jest od strefy umiarkowanej przez wąski północny pas umiarkowany. Oprócz tego znajdują się dodatkowo północno-północny pas umiarkowany i strefa umiarkowana, a także trochę węższy niż w przypadku półkuli południowej północny pas biegunowy.

Jak więc widać powierzchnia Saturna jest dosyć zróżnicowana i posiada mnóstwo tworów i szczegółów. Jednak aby wszystko to zaobserwować trzeba już stosować narzędzia dużo lepsze niż amatorskie teleskopy. Przy zastosowaniu amatorskich technik będziemy w stanie zauważyć jedynie jednolitą planetę, jej pierścienie i Księżyce. W tym ostatnim przypadku, jednak zwykły teleskop o średnicy obiektywu ok. 10 cm. Wystarczy już aby zaobserwować największe z Księżyców Saturna. Można wówczas zauważyć charakterystyczną linie prostą wzdłuż której często się układają. Szczególnie wdzięczny do obserwacji jest Tytan, ponieważ w jego przypadku wystarczy użyć teleskopu o obiektywie średnicy 7,5 cm.

Odkrycie
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charekterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	1 426 725 413 km 9,537 070 32 AU
Długość orbity	8,958 Tm 59,879 AU
Mimośród	0,054 150 6
Peryhelium	1 349 467 375 km 9,020 632 24 AU
Aphelium	1 503 983 449 km 10,053 508 40 AU
Okres orbitalny	10 759,5 dni (29,46 lat)
Okres synodyczny	378,09 dni
Prędkość orbitalna	min - 9,136 km/s średnia - 9,638 km/s max - 10,182 km/s
Inklinacja	2,484 46°
Satelity naturalne	47 potwierdzonych
Fizyczne właściwości
Średnica równikowa	120 536 km (9.449 Ziemi)
Średnica biegunowa	108 726 km (8.552 Ziemi)
Spłaszczenie	0,097 96
Powierzchnia	4,27×1010 km2 (83.703 Ziemi)
Objętość	7,46×1014 km3 (763.59 Ziemi)
Masa	5,684 60×1026 kg (95.162 Ziemi)
Gęstość	0,687 30 g/cm3 (mniejsza niż wody)
Przyspieszenie ziemskie na równiku	8,96 m/s2 (0,914 g)
Prędkość ucieczki	35,49 km/s
Okres rotacji	10h 39min 22,4s
Prędkość obrotu (na równiku)	35 500 km/h (9,87 km/s)
Nachylenie osi	26,73°
Deklinacja	83,54°
Albedo	0,47
Temperatura wewnętrzna	12 000 K
Temperatura powierzchni	min - 82 K śred - 143 K max - b.d.
Budowa atmosfery
Ciśnienie	140 kPa
Wodór	~93%
Hel	~6%
Metan	~0,2%
Para wodna	~0,1%
Amoniak	~0,01%
Etan	~0,0005%
Fosforowodór	~0,0001%

Uran

Uran jest siódmą w kolejności od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest trzecią największą i czwartą najmasywniejszą planetą naszego systemu. Należy do grupy gazowych olbrzymów. W starożytności Uran nie był znany. Został odkryty przez Williama Herschela w 1781 roku. Planeta była wcześniej wielokrotnie obserwowana, ale za każdym razem uznawano ją za gwiazdę. Jego odległość od Słońca wynosi 2,8 mld km. Mimo tego, że jest planetą mniejszą od Jowisza i Saturna to ma większą średnią gęstość w stosunku do nich. Jednak podobnie jak one także i Uran otoczony jest grubą warstwą atmosfery, która składa się głównie z helu i wodoru. W czasie obserwacji widać, że przyjmuje on piękny niebieski kolor. Jest to wynikiem dużej zawartości metanu w jego atmosferze. Z racji tego, że znajduje się tak daleko od Słońca, to panują na nim bardzo niskie temperatury - najniższa wynosi -200⁰C. Dokładnie nie wiadomo jaka jest jego budowa, ale przypuszcza się, że zbudowany jest on ze skalnego jądra, które otoczone jest grubą warstwą lodu. Podobnie jak w przypadku Saturna, także Uran otoczony jest pierścieniami, nie są one jednak tak efektownie widoczne, bowiem tworzy je głównie ciemny pył. Uran posiada 27 znanych księżyców. Prawie wszystkie krążą po wyjątkowo okrągłych i regularnych orbitach. Pięć największych satelitów to: Miranda, Ariel, Umbriel, Tytania oraz Oberon. Istnieje opinia, że Uran może być dostrzeżony gołym okiem, jednak jest to prawdą jedynie w przypadku osób o szczególnie dobrym wzroku. Można go jednak dostrzec z łatwością przy pomocy prostego teleskopu, ponieważ charakteryzuje się on zielonkawą barwą i dobrze widoczną tarczą. Uran jest niezwykłą planetą głównie z tego powoduj, że jego oś obrotu, leży niemal całkowicie w płaszczyźnie orbity. Efekt ten dał astronomom możliwość obserwacji jego rotacji, przez co udało się wyznaczyć okres jego obrotu, który to wynosi 16,2 godziny. Do końca nie wiadomo, dlaczego płaszczyzna obrotu Uranu jest w ten sposób położona, ale przypuszcza się, że jest to efekt wcześniejszego zderzenia planety z planetoidą w czasie formowania się jeszcze Układu Słonecznego. Do obserwacji Uranu najlepiej używać teleskopu o średnicy obiektywu 15 - 20 cm. Niestety bardzo rzadko można dostrzec na tarczy tej planety jakiekolwiek szczegóły.

Historia odkrycia
Odkrywca	William Herschel
Data odkrycia	13 marca 1781
Charekterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	2 870 972 220 km 19,191 263 93 AU
Długość orbity	18,029 Tm 120,515 AU
Mimośród	0,047 167 71
Peryhelium	2 735 555 035 km 18,286 055 96 AU
Aphelium	3 006 389 405 km 20,096 471 90 AU
Okres orbitalny	30 708,16 dni (84,07 lata)
Okres synodyczny	369,65 dni
Prędkość orbitalna	min - 6,485 km/s średnia - 6,795 km/s max - 7,128 km/s
Inklinacja	0,769 86°
Satelity naturalne	27
Fizyczne właściwości
Średnica równikowa	51 118 km (4,007 średnice Ziemi)
Średnica biegunowa	49 946 km (3,929 średnice Ziemi)
Spłaszczenie	0,0229
Powierzchnia	8,084×109 km2 (15,849 powierzchni Ziemi)
Objętość	6,834×1013 km3 (63,086 objętośći Ziemi)
Masa	8,6832×1025 kg (14,536 mas Ziemi)
Gęstość	1,318 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	8,69 m/s2 (0,886 g)
Prędkość ucieczki	21,29 km/s
Okres rotacji	17h 14min 24s (0,718 333 dnia)
Prędkość obrotu na równiku	932 km/h (2,59 km/s)
Nachylenie osi	97,77°
Deklinacja	15,175°
Albedo	0,51
Temperatura powierzchni	min - 59 K średnia - 68 K max - b.d.
Budowa atmosfery
Ciśnienie	120 kPa
Wodór	~83%
Hel	~15%
Metan	~1,99%
Amoniak	~0,01%
Etan	~0,00025%
Acetylen	~0,00001%
Tlenek węgla Siarkowodór	śladowe

Neptun

Neptun to 8 w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Neptun został odkryty w 1846 roku, po wcześniejszym matematycznym wyliczeniu jego przypuszczalnej pozycji. Od dłuższego już bowiem czasu ówcześni astronomowie obserwując Urana, zauważyli, że jego faktyczna pozycja na niebie różni się nieco od tej, jaką przewidywały obliczenia. Wysnuli zatem wniosek, że te odchylenia powoduje jakaś nieznana planeta.

Do dziś trwa spór, kto powinien zostać uznany za odkrywcę Neptuna. John Couch Adams czy Urbain Le Verrier (jego obliczenia były znacznie dokładniejsze) - obaj wyznaczyli matematycznie pozycję na niebie, gdzie należy szukać nowej planety. Wreszcie może należy uznać za odkrywcę Johanna Gottfrieda Galle, który na zlecenie Le verriera wraz ze swym asystentem Heinrichem Louisem d'Arrest w Obserwatorium Berlińskim dostrzegł Neptuna 23 września 1846 roku. Pozycja planety bardzo nieznacznie różniła się od tej, którą obliczył Le verrier.

Odległość Neptuna od Słońca wynosi 4,5 mld km. Jest on bardzo podobny do Urana pod względem wyglądu, koloru powierzchni, czy wielkości. Ma on jednak bardzo burzliwą atmosferę. Gdy się ją obserwuje to można zauważyć iż chmury poruszające się w niej pędzą z prędkościami ponad 1000 km/h. Charakterystycznym elementem Neptuna jest wielka ciemna plama, która wielkością zbliżona jest do rozmiarów Ziemi. Podobnie jak w przypadku Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowisze, także ta na Neptunie to gigantyczny cyklon, który wiruje z prędkością 600km/h. W atmosferze także unoszone są kryształki zestalonego metanu tworzące szybko przesuwające się obłoki. Takie gwałtowne zmiany i ruchy w atmosferze Neptuna można jedynie wytłumaczyć, poprzez istnienie wewnętrznego źródła energii w środku planety. To oraz z racji tego, że Neptun znajduje się tak daleko od Słońca prowadzi do szacunków, że wysyła on 2,7 razy więcej energii, niż jej otrzymuje ze strony Słońca.

Podobnie jak Saturn, Uran i Jowisz również Neptun posiada system pierścieni. Są one jednak stosunkowo słabo rozwinięte, daleko im pod względem atrakcyjności do tych, które posiada Saturn. Wykazują one jednak dość skomplikowaną strukturę. Być może na ich wygląd mają wpływ małe satelity krążące w ich pobliżu i oddziałujące na nie grawitacyjnie. Pierścienie Neptuna są niekompletne - nie tworzą zamkniętego okręgu, są kolistymi łukami. Najbardziej zewnętrzny z nich, nazywany "pierścieniem Adamsa", składa się z trzech takich łuków, które ochrzczono "Wolność", Równość" i "Braterstwo". Istnienie takich łuków ciężko wyjaśnić, gdyż materia tworząca je powinna się już dawno rozłożyć na całej orbicie wokół Neptuna. Prawdopodobnie odpowiedzialna jest za to Galatea, której przyciąganie grawitacyjne burzy strukturę pierścieni.

Neptun posiada 13 znanych naturalnych satelitów (zob. Lista księżyców Neptuna). Największym z nich był odkryty przez Williama Lassella Tryton. Odkrycia tego Lassell dokonał 17 dni po odkryciu Neptuna. Tryton porusza się wokół planety centralnej w kierunku wstecznym niż jej ruch obrotowy. Inny z księżyców Neptuna - Nereida ma jedną z najbardziej ekscentrycznych orbit wśród wszystkich księżyców w Układzie Słonecznym.

Odkrycie
Odkrywca	Urbain Le Verrier John Couch Adams Johann Galle
Data odkrycia	23 września 1846
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	4 498 252 900 km 30.068 963 48 AU
Obwód orbity	28 142 000 000 km 30,44 AU
Mimośród	0,00859
Peryhelium	4 459 630 000 km 29,811 AU
Aphelium	4 536 870 000 km 30,327 AU
Rok gwiazdowy	? dni 164,78 lat lat
Synodyczny okres obiegu	367,49 dni ? lat
Średnia prędkość orbitalna	5,432 km/s
Maksymalna prędkość orbitalna	5,479 km/s
Minimalna prędkość orbitalna	5,385 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki	1,769° (6,43° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne	13
Charekterystyka fizyczna
Średnica wokół równika	49500 km
Powierzchnia	7,619×109 km2 (14,937
Objętość	6,2526×1013 km3
Masa	1,0243×1026 kg
Gęstość	1,638 g/cm3
Przyspieszenie ziemskie na równiku	11,00 m/s2 (1,122 g)
Prędkość ucieczki	23,5 km/s
Okres obrotu	0,671 250 00 d
Prędkość kątowa	2,68 km/h (na równiku)
Nachylenie osi	29,58°
Deklinacja	42,95°
Albedo	0,41
Temp. powierzchni*
- minimalna	50 K
- średnia	53 K
- maksymalna	Nieznana
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	100-300 kPa
Wodór	>84%
Hel	>12%
Metan	2%
Amoniak	0,01%
Etan	0,00025%
Acetylen	0,00001%

Pluton

Pluton jest ostatnią, 9 w kolejności od Słońca, planetą Układu Słonecznego. W momencie jego odkrycia, czyli w roku 1930 wydawało się, że jest on najdalej położoną planetą. Jednak w wyniku tego, że jego orbita ma kształt wydłużonej elipsy, odległość od Słońca zmienia się w granicach od 4,5 mld km. do 7,4 mld. km. Dlatego też może on znajdować się bliżej Słońca niż Neptun. Jeśli chodzi o rozmiary Plutonu, to jest on mniejszy od naszego Księżyca, bowiem jego średnica wynosi ok. 3000 km. Dla porównania, gdyby Pluton byłby rozmiaru monety pięciozłotowej to by się znajdowała w odległości 40 km. od obserwatora. Jedyne informacje jakie o nim mamy wynikają tylko z obserwacji astronomicznych, ponieważ jeszcze żadna sonda kosmiczna do niego nie dotarła.

Istnieją tylko przypuszczenia, co do jego budowy, według których złożony jest on ze skalnego jądra, które otoczone jest grubą warstwą lodu. Poza tym uważa się, że jego powierzchnię stanowią gazy w postaci stałej, takie jak metan i azot. Przypuszcza się także, że istnieje na nim cienka atmosfera, która głównie składa się z metanu. Co do pochodzenia Plutonu, to część badaczy uważa, iż jest on dawnym księżycem Neptuna, któremu w wyniku zderzenia z innym ciałem niebieskim udało się wyrwać z jego pola grawitacyjnego. Pluton posiada także księżyc, który odkryto w 1978 roku, a któremu nadano nazwę Charon. Jego średnica jest w przybliżeniu równa promieniowi Plutonu. Jest to jedyny przypadek, jaki możemy znaleźć w Układzie Słonecznym, że księżyc danej planety jest tak duży w porównaniu do niej. Aby obserwować Pluton należy się posłużyć teleskopem z obiektywem o średnicy minimum 20 cm. ale i tak wtedy możemy łatwo pomylić go z jakąś gwiazdą. Dlatego też również trzeba znać jego dokładne położenie na niebie i najlepiej prowadzić obserwację przez kilka nocy. Niestety nie ma szans żeby przy pomocy takiego teleskopu dostrzec Charona.

Historia odkrycia
Odkrywca	Clyde W. Tombaugh
Data odkrycia	18 lutego 1930
Charekterystyka orbity
Średnia odległość od Słońca	5 906 376 272 km 39,481 686 77 AU
Długość orbity	36,530 Tm 244,186 AU
Mimośród	0,248 807 66
Peryhelium	4 436 824 613 km 29,658 340 67 AU
Aphelium	7 375 927 931 km 49,305 032 87 AU
Okres orbitalny	90 613,306 dni (248,09 lat)
Okres synodyczny	366,74 dni
Prędkość orbitalna	min - 3,676 km/s średnia - 4,666 km/s max - 6,112 km/s
Inklinacja	17,142°
Satelity naturalne	3
Fizyczne właściwości
Średnica	2274 km
Powierzchnia	1,795×107 km2
Objętość	7,15×107 km3
Masa	1,25×1022 kg
Gęstość	1,75 g/cm3
Przyspieszenie	0,58 m/s2 (0,059 g)
Prędkość ucieczki	1,2 km/s
Okres rotacji	6dni 9h 17min 36s (6,387 dnia)
Prędkość obrotu na równiku	47,18 km/h
Nachylenie osi	122,54°
Deklinacja	-9,09°
Albedo	0,3
Temperatura powierzchni	min - 33 K średnia - 44 K max - 55 K
Budowa atmosfery
Ciśnienie	0,15-0,30 Pa
Skład	azot, metan