Ziemia we Wszechświecie

Układ Słoneczny

Układ Słoneczny, podobnie jak inne układy zwane układami planetarnymi, składa się z centralnej gwiazdy, którą jest Słońce, oraz krążących dookoła niego planet i innych obiektów kosmicznych. W naszym układzie Słonecznym znajduje się 9 planet. Każda z nich jest zupełnie inna, choć niektóre mają kilka wspólnych cech.

Pierwszą od Słońca planetą jest Merkury. Jest to jedna z najmniejszych planet układu Słonecznego, ma średnicę 4878 kilometrów. W swoim peryhelium znajduje się w odległości 46 mln km od Słońca, a w aphelium ponad 70 mln km. Ponieważ znajduje się ona na linii Słońca, bardzo trudno jest ją zaobserwować. Możliwe jest to jedynie podczas największych elongacji wschodnich i zachodnich. Pierwszą sondą, która badała Merkurego, był Mariner 10, który w latach 1974 - 1975 obserwował powierzchnię tej planety. Astronomowie zauważyli, iż bardzo przypomina ona nasz Księżyc, ma liczne kratery, systemy smug, uskoki, wielkie pasma górskie oraz tak zwane morza - wielkie ciemne obszary nizinne. Największe z mórz rozciąga się na około 1300 km. Merkury jest bardzo mocno ogrzewany przez Słońce. Średnia temperatura na Merkurym wynosi około 350°C. Maksymalne temperatury dochodzą tam do 430°C. W okresie zimowym temperatura na Merkurym spada do 285°C. Natomiast w nocy, gdy część planety znajduje się w cieniu, temperatura spada nawet do -200°C. Tak duże wahania temperatury są spowodowane bardzo długim okresem obrotu Merkurego wokół własnej osi - doba na tej planecie trwa około 180 dób ziemskich. Znacznie krócej zajmuje Merkuremu okrążenie Słońca - jedynie 88 dni. Doba Merkurym ciągnie się więc ponad dwa lata.

Kolejną planetą w naszym układzie Słonecznym jest Wenus. Jest ona planetą zaliczaną do ziemiopodobnych, gdyż ma z naszą planetą wiele wspólnych cech: bardzo podobne rozmiary, zbliżoną gęstość, znajduje się także w podobnej odległości od Słońca. Jednak na tym podobieństwa obu planet się kończą - Wenus jest znacznie inna niż Ziemia. Przede wszystkim, jak pokazały badania sond Mariner i Pioneer, a także rosyjskiej sondy Wener, temperatura na powierzchni Wenus osiąga 470°C i bardzo mało zmienia się z porą roku czy dnia, nie zależy także od położenia geograficznego. Powyżej warstwy chmur atmosfera gwałtownie się ochładza i temperatura osiąga około -25°C. Powodem takiej dużej różnicy temperatur jest to, że atmosfera Wenus składa się w 97% z dwutlenku węgla, który jest gazem cieplarnianym - zatrzymuje ciepło oddane przez planetę i ponownie ją nim ogrzewa. Dodatkowo atmosfera Wenus jest bardzo gęsta, przy powierzchni planety jej gęstość osiąga 90 atmosfer. Ze względu na bardzo gęstą atmosferę nie da się zaobserwować powierzchni Wenus. Warstwa chmur sięga około 65 km nad powierzchnię planety, i całkowicie ją zasłania. Chmury rotują dookoła planety z częstością jeden na 4 dni. W roku 1975 dwie rosyjskie sondy Wener 9 i Wener 10 wylądowały na jej powierzchni, wykonując pierwsze zdjęcia planety. W następnych latach powtarzano misje, dzięki czemu uzyskano dość dobry obraz powierzchni Wenus. Jest ona pokryta płaskimi skałami o niewielkich rozmiarach i nieregularnym kształcie. Z innych pomiarów wiadomo, że na planecie znajdują się różne ukształtowania, takie jak góry i kratery. Dwa największe obszary górskie na Wenus to Alpha Regio i Beta Regio. Możliwe jest również, że na Wenus znajdują się wulkany, jednak bardzo trudno potwierdzić tą tezę.

Wenus, podobnie jak Merkury, ma bardzo długą dobę - wynosi ona 243 doby ziemskie. Okres obrotu Wenus dookoła Słońca jest krótszy - 225 dni.

Wenus jest bardzo dobrze widoczna z Ziemi - jest ona po Słońcu i Księżycu najjaśniejszym obiektem na naszym niebie. Można ją obserwować jako Gwiazdę Poranną, kiedy następuje okres elongacji zachodniej, oraz jako Gwiazdę Wieczorną, kiedy następuje okres elongacji wschodniej. Wieczorem Wenus można obserwować nad zachodnim horyzontem, a rano nad wschodnim tuż przed wschodem Słońca.

Trzecia w kolei od Słońca jest nasza planeta - Ziemia. W tabelce zamieściłem najważniejsze dane dotyczące naszej planety:

Nie wyróżniałaby się ona spośród innych planet gdyby nie to, że powstało na niej tak życie. Możliwe jest, iż w całym Wszechświecie Ziemia jest jedyną planetą, na której zaistniało tak wiele koniecznych warunków, żeby życie mogło powstać. Jednym z warunków, który spełnia Ziemia i który umożliwił powstanie życia, jest odpowiednia odległość od Słońca (około 150 mln km) oraz odpowiednia długość doby i roku. Obrót Ziemi dookoła własnej osi zajmuje jej 24 godziny. Dokłądny okres obrotu, tzw. doba gwiazdowa, wynosi 23 godziny 56 minut i 22,10 sekund. Ziemia obraca się przeciwnie do ruchu wskazówek zegara, dlatego Słońce wschodzi na wschodzie a zachodzi na Zachodzie. Dookoła Słońca Ziemia wędruje przez 465 dni 5 godzin i 46 sekund. Normalnie rok liczy 365 dni, jednak co 4 lata konieczne jest wydłużenie roku o jeden dzień, aby nadrobić dodatkowy czas, potrzebny na pełny obieg Ziemi dookoła Słońca. Takie lata nazywa się latami przestępnymi. Jak zauważył Kepler, orbity planet nie są okręgami, tylko elipsami. Dlatego odległość Ziemi od Słońca zmienia się w ciągu roku. W swoim peryhelium Ziemia znajduje się 147 mln km od Słońca, a w aphelium w odległości 152 mln km. Co ciekawe, właśnie wtedy, kiedy jesteśmy najdalej od Słońca, na naszej półkuli panuje lato. Jest to spowodowane tym, że Ziemia wykonuje dodatkowo ruch precesyjny (ruch bąka), dzięki czemu na zmianę półkula północna i południowa jest pochylona w kierunku Słońca. Właśnie w okresie największego oddalenia od Słońca półkula północna jest pochylona w kierunku Słońca (dlatego Słońce jest wtedy wysoko na niebie). W okresie zimowym w kierunku Słońca jest pochylona półkula południowa, i wtedy tam występują największe temperatury. Wszystkie te warunki sprawiają, że temperatura przy powierzchni Ziemi nie jest ani za wysoka ani za niska i wynosi średnio 20 °C.

Ziemia jest w ponad 70% pokryta przez płynną substancję zwaną wodą, jedynie około 30% powierzchni stanowią lądy. Dlatego nazywa się często Ziemię Błękitną Planetą. Również atmosfera Ziemi ma odpowiedni skład. Składa się ona w 77% z azotu, 21% tlenu i jedynie 2% innych gazów, takich jak para wodna czy dwutlenek węgla. Nie ma więc w niej dużej ilości gazów cieplarnianych, poza tymi, które ludzie sami uwalniają do atmosfery. Pozwala ona także utrzymać odpowiednią temperaturę na naszej planecie.

Ziemia utworzyła się około 4,5 mld lat temu. Około 1 mld lat później, kiedy atmosfera Ziemi zawierała bardzo dużo dwutlenku węgla, zaczęły na niej powstawać pierwsze formy życia - prokarioty. Te jednokomórkowe organizmy pobierały dwutlenek węgla z atmosfery oraz energię ze Słońca, a następnie w wyniku fotosyntezy przetwarzały go na materiał budulcowy, tlen i wodę. Kiedy stężenie tlenu w atmosferze odpowiednio wzrosło, około 2,6 mld lat temu, zaczęły się rozwijać organizmy, które wykorzystywały tlen zamiast dwutlenku węgla.

Mars to kolejna po Ziemi planeta w naszym układzie Słonecznym. Porusza się on po eliptycznej orbicie, a jego średnia odległość od Słońca wynosi 228 mln km. Mars obiega Słońce w okresie 687 dni, czyli zajmuje mu to prawie dwa razy więcej niż Ziemi. Mars jest bardzo małą planetą, jego masa to jedynie 1/10 masy ziemi, a średnica jest o połowę krótsza. Można go zaobserwować z Ziemi nawet bez użycia teleskopu, gdyż znajduje się stosunkowo blisko Ziemi - od 56 do 101 mln km. Pomimo że Mars tak długo obiega Słońce, jego doba jest bardzo podobna do Ziemskiej - wynosi 24 godziny, 37 minut i 22 sekundy. Na marsie występują też pory roku, gdyż podobnie jak Ziemia wykonuje on ruch precesyjny. Jego oś jest pochylona w stosunku do Ziemskiej o jedynie 2 stopnie, z więc niewiele się różni. Na Marsie panują jednak znacznie niższe temperatury niż na Ziemi. W okresie letnim osiągają one około 15 - 20°C, a w okresie zimowym poniżej 100°C. Na Marsie nie ma wody w płynnej postaci, atmosfera jest bardzo rozrzedzona i zawiera dużo dwutlenku węgla (95%), azotu (3%) i argonu. Para wodna w atmosferze jest zawarta w ilości około 0,02%. Wszystko to powoduje że mars jest bardzo suchą planetą, panuje na nim pustynny, górski krajobraz. Wiejące wiatry powodują przenoszenie materiału skalnego i pyłu i silną erozję skał. Ukształtowanie powierzchni Marsa świadczy o tym, że było na nim kiedyś bardzo dużo wody, opływały go rzeki o szerokości kilkunastu kilometrów. Możliwe jest, że obecnie na Marsie znajduje się jeszcze woda, jednak musiałaby być ona zamarznięta i ukryta głęboko pod skałami w okolicach biegunów. Ukształtowanie powierzchni Marsa jest bardzo spektakularne. Znajduje się na nim największa góra w naszym układzie Słonecznym - Olympus Mons, o wysokości ponad 27 km i średnicy krateru 90 km. Podstawa tej góry ma średnicę 600 km, a więc zajęłaby większą część Polski. Ponadto na Marsie znajduje się wiele dolin rzecznych, kanionów, olbrzymich nizin, które dawniej były prawdopodobnie oceanami, a obecnie są obszarami pustynnymi owiewanymi przez suche wiatry. Obecna sytuacja Marsa jest spowodowana tym, że w pewnym okresie wygasło jego pole magnetyczne. Planeta przestała być chroniona przed wiatrem Słonecznym, w wyniku czego prawie cała jego atmosfera została wywiana, a woda wyparowała. Planeta stała się pustynna i bardzo nieprzyjazna. Taka sama sytuacja grozi Ziemi, jeśli jej pole magnetyczne kiedyś zacznie słabnąć.

Największą planetą w naszym układzie Słonecznym jest Jowisz. Jest to kolejna po Marsie planeta, jednak znacznie inna od wszystkich dotychczas opisywanych. Średnica Jowisza wynosi 142980 km, jest więc 11x większa niż Ziemia. Masa Jowisza jest ogromna - ponad 2 razy większa niż masa wszystkich innych obiektów w Układzie Słonecznym, nie licząc Słońca. Jowisz nie jest kulistą jest planetą, różnica między średnicą równikową i biegunową wynosi 8400 km, jednak w porównaniu z jego olbrzymimi rozmiarami nie jest to tak dużo. Jowisz bardzo szybko obraca się wokół własnej osi - doba na tej planecie to zaledwie 9 godzin 50 minut i 28 sekund. Znacznie więcej czasu potrzebuje Jowisz na obiegnięcie Słońca dookoła. Zajmuje mu to prawie 12 lat ziemskich. Średnia odległość od Słońca wynosi przy tym około 780 mln km. Jowisz ma atmosferę składającą się głównie z wodoru - około 82%, z helu - 18%, a także niewielkich ilości innych gazów, takich jak metan i amoniak. Właśnie tym gazom zawdzięcza swoje czerwonawe zabarwienie. Dodatkowo Jowisz charakteryzuje się bardzo kolorową powierzchnią - równolegle do równika biegną na nim pasy na przemian koloru jasnego i ciemnego. Związane są one z ruchami gazów na zewnątrz i do wnętrza atmosfery. Na Jowiszu można także zaobserwować różne plamy, o zmiennej intensywności, które są także związane z ruchami gęstej atmosfery. Największą i najbardziej trwałą plamą na Jowiszu jest tzw. Wielka Czerwona Plama, która stanowi olbrzymi cyklon atmosferyczny na półkuli południowej, o wymiarach 20000x12000 km. Cyklon ten ma różne okresy intensywności, jednak rzadko zdarza się żeby zniknął na dłuższy okres czasu. Atmosfera Jowisza podlega bardzo gwałtownym procesom, gazu przesuwają się z prędkością ponad 150 m/s, czyli około 5500 km/h. Takim gwałtownym ruchom powietrza towarzyszą silne wyładowania elektryczne.

Saturn - kolejna po Jowiszu planeta w Układzie Słonecznym i druga co do wielkości, ma średnicę równikową około 120500 km. Jego masa to około 95 razy masa Ziemi. Saturn znajduje się bardzo daleko od Słońca, a peryhelium 1347 mln km, a w aphelium 1507 mln km. Średnia odległość Słońce - Saturn wynosi 1400 mln km. Orbita Saturna jest bardzo długa i dlatego jeden rok trwa na tej planecie 29,5 lat ziemskich. Podobnie jak Jowisz, Saturn bardzo szybko obraca się wokół własnej osi - jeden obrót zajmuje mu 10 godzin i 14 minut. Atmosfera Saturna jest bardzo prymitywna, zawiera głównie wodór i hel, a także chmury zamarzniętej wody i amoniaku. Zewnętrzne warstwy atmosfery Saturna obracają się znacznie szybciej niż sama planeta, ich okres obrotu jest o 26 minut krótszy. Saturn podobnie jak Jowisz jest bardzo kolorowy, choć jego pasy są znacznie trudniejsze do zaobserwowania, a z Ziemi niemożliwe. Jednak jest ich znacznie więcej i zajmują znacznie większe obszary, choć są węższe. Na Saturnie powstają także cyklony, największy z nich nazwano Wielką Brunatną Plamą. Pojawia się ona okresowo, na kilka miesięcy, a następnie przez cały rok (około 30 lat) nie jest obserwowana. Po roku znów można ją zaobserwować. Jest więc okresowym cyklonem na Saturnie. Bardzo charakterystyczną cechą Saturna są bardzo jasne i gęste pierścienie dookoła planety. Pierścienie takie obserwuje się również wokół Jowisza, Urana i Neptuna, jednak są one znacznie rzadsze i nie świecą tak jasno. Pierścień Saturna składa się głównie niewielkich fragmentów, począwszy od cząsteczek lodu o średnicy kilku mikrometrów do odłamków skalnych o średnicy kilkunastu cm. Pierścienie wokół Saturna tworzą układ, składający się z 7 pierścieni: A, B, C, D, E, F, G, pomiędzy którymi występuje jedna przerwa, zwana od nazwiska odkrywcy przerwą Cassiniego. Najbliżej planety jest pierścień D, bardzo rzadki. Kolejne pierścienie to C, B i A, pomiędzy którymi znajduje się przerwa Cassiniego, a dalej E, G i F. Najjaśniejszy i najbardziej gęsty jest pierścień A, którego grubość wynosi około 15 km a zewnętrzna średnica 278000 km.

Następną planetą w kolejności, licząc od Słońca, jest Uran. Planeta ta jest pod wieloma względami niezwykła. Jest ona zaliczana do grupy gazowych olbrzymów, ma 51120 km średnicy i waży około 50 razy więcej niż Ziemia. Uran zbudowany jest ze skalistego jądra, o nieznanym składzie, które pokrywa półpłynna mieszanina składająca się głównie z wody, metanu i amoniaku. Ponad tą warstwą znajduje się atmosfera, w skład której wchodzi wodór - około 83%, hel - 15% oraz metan - 2%. Atmosfera Urana jest bardzo gruba i ma szaroniebieski kolor, który nadaje jej obecność metanu. Powoduje ona, że nie można przez teleskopy obejrzeć powierzchni planety. Uran obiega Słońce w ciągu 84 lat Ziemskich, gdyż jego orbita jest bardzo długa. Jedną z najbardziej charakterystycznych cech Urana jest to, że jego oś obrotu jest prawie prostopadła do linii wyznaczanej przez orbitę. W dodatku Uran obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, inaczej niż większość planet. Oznacza to, że Uran jakby toczy się po swojej orbicie dookoła Słońca. Dodatkowo, ponieważ stale znajduje się on jedną ze stron zwrócony w kierunku Słońca, na drugiej panuje noc. Ponieważ Uran zmienia swoje ułożenie co pół roku, noc i dzień na kolejnych półkulach trwają tam po 42 lata ziemskie. Astronomowie uważają, że takie niezwykłe położenie Urana jest spowodowane jakąś kolizją planety z olbrzymim obiektem, we wczesnym okresie powstawania Układu Słonecznego. W wyniku tego zderzenia oś obrotu planety mogła zostać na trwałe przekrzywiona. Uran, podobnie jak Jowisz i Saturn, ma zróżnicowany obrót wirowy - jego jądro wiruje wolniej niż zewnętrzne warstwy chmur. Doba "chmurowa" trwa nawet o kilka godzin krócej niż doba jądra.

Inną cechą charakterystyczną Urana jest to, że podobnie jak Jowisz i Saturn, posiada on dookoła pierścienie. Liczba dotychczas zaobserwowanych wynosi 11, jednak możliwe, że jest ich więcej. Pierścienie Urana są bardzo wąskie i zawierają związki węgla, które absorbują dużo światła i sprawiają, że pierścienie są bardzo ciemne i trudne do zaobserwowania. Pierścienie Urana zostały odkryte już w 1977 roku, podczas prób obliczenia średnicy planety i składu atmosfery.

Przedostatnią planetą w naszym układzie Słonecznym jest Neptun. W swoim peryhelium jest oddalony od Słońca o 4453 mln km, a w aphelium znajduje się w odległości 4497 mln km. Co ciekawe, zdarzają się bardzo rzadkie wypadki, że Neptun jest dalej od Słońca niż ostatnia planeta naszego Układu, Pluton, który w peryhelium jest w odległości 4446 mln km od Słońca. Taka sytuacja miała miejsce na przykład w latach 1979 - 1999. Aby taka sytuacja miała miejsce, orbity planet muszą się krzyżować w dwóch miejscach. Nie jest jednak możliwe zderzenie obu planet, ponieważ płaszczyzny ich orbit są inaczej ułożone. Jest to najmniejsza z gazowych olbrzymów, mimo iż jego średnica wynosi aż 49538 km. Jest bardzo podobny do Uranu, ma podobny kolor i układ pierścieni zawierających kryształy metanu i innych związków węgla. Powoduje to, że bardzo trudno je zaobserwować i dlatego odkryto je dopiero w połowie lat 80. Neptun, tak jak Uran, ma skaliste, żelazowo - krzemowe jądro, pokryte płynną mieszaniną wody, metanu i amoniaku. Nad wszystkim unosi się rozrzedzona atmosfera złożona z wodoru - 85%, helu - 15% oraz bardzo niewielkich ilości innych gazów.

Ostatnią, najmniejszą i najpóźniej odkrytą planetą w Układzie Słonecznym jest Pluton. Ma on średnicę zaledwie 2300 km, a więc jest mniejszy od niektórych księżyców. W ciągu 6 dni i 9 godzin wykonuje pełny obrót wokół własnej osi, a Słońce obiega w okresie 248 lat. Istnienie tej planety, przed jej odkryciem, przewidzieli matematycy, którzy starali się wyjaśnić różnice w przewidywanej i rzeczywistej orbicie Neptuna. Wysunęli oni hipotezę istnienia dziewiątej planety w naszym Układzie Słonecznym. Ich przewidywania zostały potwierdzone w 1930 roku, kiedy Clyde Tombaugh, używając teleskopu w Obserwatorium Lowella w Arizonie odkrył niewyraźny punkt, który bardzo powoli poruszał się na obrzeżach Układu Słonecznego.

Orbita Plutona jest bardzo wydłużona, w aphelium Pluton ma do Słońca 7381 mln km a w peryhelium 4446 mln km. Ponieważ znajduje się tak daleko od Ziemi, jak do tej pory żadna sonda nie zdołała dotrzeć na tyle blisko, aby go zbadać. Dlatego o Plutonie wiadomo bardzo mało. Przewiduje się, że zbudowany jest z jądra złożonego ze skał i otoczonego przez warstwy lodu i azotu. Podczas maksymalnego zbliżenia do Słońca temperatura na Plutonie staje się na tyle wysoka, że część azotu paruje i obserwuje się powstawanie cienkiej atmosfery.

Księżyce

Wiele z planet układu Słonecznego posiada naturalne satelity - księżyce. Jedynymi planetami, które nie posiadają księżyców są Merkury i Wenus. Ziemia, nasza planeta, posiada jeden księżyc, który nazywany jest po prostu Księżyc. Jest to najjaśniejszy po Słońcu obiekt na naszym niebie. W tabelce zamieściłem podstawowe dane o Księżycu:

Księżyc jest obiektem bardzo łatwym do obserwacji, ponieważ jest bardzo blisko Ziemi i pewne szczegóły można dostrzec nawet gołym okiem. Ponadto Księżyc nie ma atmosfery, dzięki czemu zawsze jego powierzchnia jest widoczna. Każdy patrząc na Księżyc może dostrzec ciemniejsze plamy. Dawniej ludzie sądzili, iż na Księżycu jest płynna woda, a ciemne plamy są to oceany i morza. Dlatego właśnie nadano tym obszarom bardzo ładne łacińskie nazwy, które nie mają wiele wspólnego z rzeczywistością. Autorem tych nazw jest Giovanni Battista Riccioli, włoski astronom. Oto kilka z nich:

Mare Crisium - Morze Przesileń

Mare Foecunditatis - Morze Żyzności

Mare Frigoris - Morze Zimna

Mare Humorum - Morze Wilgoci

Mare Imbrium - Morze Deszczów

Mare Nectaris - Morze Nektaru

Mare Nubium - Morze Chmur

Mare Serenitatis - Morze Jasności

Mare Tranquillitatis - Morze Spokoju

Oceanus Procellarum - Ocean Burz

Lacus Somniorium - Jezioro Snów

Sinus Iridium - Zatoka Tęczy

Sinus Medii - Zatoka Środkowa

Sinus Roris - Zatoka Rosy

Jak widać nazwy są bardzo fantazyjne. W rzeczywistości jednak "morza" księżycowe to olbrzymie zagłębienia, powstałe w wyniku zderzeń Księżyca z mniejszymi obiektami, w okresie tworzenia się układu Słonecznego.

Bardzo charakterystyczną cechą Księżyca jest to, że jest on zawsze zwrócony do Ziemi jedną stroną. Jest to spowodowane tym, że doba Księżycowa ma jednakową długość jak okres obiegu Księżyca dookoła Ziemi. Ruch Księżyca wokół Ziemi jest idealnie zsynchronizowany z jego ruchem obrotowym.

Inną charakterystyczną cechą powierzchni Księżyca są kratery i pasma górskie. Tworzą one krajobraz, który potocznie nazywa się krajobrazem księżycowym. Jeszcze niedawno uważano, że kratery na księżycu mogą być związane z aktywnością wulkaniczną, jednak jest to mało prawdopodobne. Najprawdopodobniej są to pozostałości po zderzeniach z małymi obiektami: planetoidami i meteorytami. Niektóre z meteorytów były całkiem duże, ponieważ największe kratery mają średnicę od 200 do 300 km. Na widocznej stronie księżyca jest około 33000 kraterów, z których ponad 600 otrzymało swoje nazwy na cześć znanych naukowców. Żartobliwie nazwano kiedyś Księżyc "cmentarzem uczonych".

Oprócz kraterów, na księżycu można zobaczyć wiele łańcuchów górskich. Nazwano je analogicznie do łańcuchów górskich na Ziemi: Alpy, Karpaty, Pireneje, Apeniny. Jednak najwyższe pasmo górskie na Księżycu, którego szczyty wznoszą się na ponad 10000 metrów, nazwano Górami Leibniza. Leżą one na południowo - zachodniej półkuli. W porównaniu proporcji wysokości łańcuchów górskich na Ziemi i na Księżycu do rozmiarów planet, wychodzi, że góry na księżycu są około 4 razy wyższe od Ziemskich. Na Księżycu nie ma poziomu morza, więc nie mierzy się bezwzględnej wysokości gór. Wyróżnia się jedynie obszary górskie i nizinne.

Kolejna planeta, Mars, posiada dwa księżyce. Odkryte zostały w 1877 roku przez Amerykanina Halla. Księżyce Marsa są bardzo małe i obiegają planetę na niewielkiej wysokości, mniej więcej takiej jak nasze sztuczne satelity obiegają Ziemię. Księżyce te otrzymały bardzo groźne nazwy: Phobos (z gr. strach) oraz Deimos (z gr. groza). Księżyce Marsa są znacznie inne niż nasz Księżyc. Mają nieregularne kształty, przypominają raczej dwa wielkie odłamy skalne krążące po orbicie. Obiekty te mają na sobie ślady licznych zderzeń z meteorytami oraz innymi małymi obiektami, które były zbyt małe, aby je zniszczyć. Phobos, większy z księżyców, ma średnicę około 27 km i krąży po bardziej wewnętrznej orbicie. Jest do Marsa zwrócony zawsze tą samą stroną. Charakteryzuje się tym, że posiada bardzo głębokie rysy i wyżłobienia. Mniejszy księżyc, Deimos, ma średnicę ledwie 15 km. Ma gładką powierzchnię, pokrytą grubą warstwą pyłu skalnego. Obydwa księżyce zostały przez Marsa prawdopodobnie przechwycone, a nie powstały w okresie powstawania Marsa. Były prawdopodobnie samodzielnymi planetoidami, które zostały przyciągnięte przez Mars.

Największa planeta w Układzie Słonecznym, Jowisz, posiada przynajmniej 16 księżyców (tyle do tej pory zostało odkrytych). Pierwsze cztery z nich zostały odkryte bardzo dawno, bo już w 1609 roku, przez Galileusza. Najbliżej powierzchni Jowisza, tuż ponad jego grubą atmosferą, krążą cztery księżyce podobne do księżyców Marsa. Spośród nich największy jest księżyc Amalthea, o średnicy około 200 km. Bardzo interesujące są natomiast dwa duże księżyce Jowisza, Io i Europa. Pierwszy z nich jest jednym z najbardziej niezwykłych obiektów w naszym Układzie Słonecznym. Jest to jedyny księżyc, na którym krajobraz zmienia się z dnia na dzień pod wpływem bardzo silnych erupcji wulkanicznych, w czasie których wydostaje się lawa oraz związki siarki i popioły. W wyniku tego powierzchnia księżyca wygląda jak "pizza". Przyczyną takiej aktywności na Io jest obecność drugiego księżyca - Europy. Księżyc ten ciągle zakłóca orbitę Io, powodując, że jest on na przemian rozciągany i ściskany. Proces ten przypomina wałkowanie. W wyniku zmian sił pływów na Io, wytwarza się bardzo dużo ciepła, które rozgrzewa siarkę i inne związki pod powierzchnią księżyca. W wyniku ogrzania zostają one wyrzucone pod bardzo wysokim ciśnieniem na zewnątrz księżyca. Przypomina to erupcje wulkaniczne. Wysokość wyrzutów z takich wulkanów sięga czasami 250 km.

Zjawisko tak gwałtownych i szybkich zmian na Io było przez bardzo długi czas zagadką nie do rozwiązania. Trudno było powiedzieć, dlaczego księżyce Marsa i Ziemi nie wykazują od bardzo dawna żadnej aktywności, a na księżycu Jowisza stale można obserwować erupcje wulkanów. Nie było wiadomo, skąd Księżyc może czerpać tyle energii. Wyjaśnienie udało się znaleźć dzięki obecności w pobliżu innego dużego księżyca, Europy. Europa jest to księżyc niemal całkowicie pokryty lodem. Jego krajobraz przypomina krajobraz z epoki lodowcowej. Można zaobserwować bardzo głębokie rysy, podobne do szczelin lodowców ziemskich. Na Europie nie ma jednak żadnych wzniesień ani nizin - jest on gładki jak kula bilardowa.

Innym dużym księżycem Jowisza jest Ganimedes, jeden z satelitów odkrytych przez Galileusza. Jest on zbudowany z mieszaniny skał i lodu, na której znajduje się cienka warstwa bardzo ciemnej materii. Ganimedes doświadczał bardzo licznych zderzeń z meteorytami, o czym świadczą liczne kratery. Meteoryty powodowały rozbicie skorupy i wyrzucenie na zewnątrz materiału znajdującego się pod nią: skał i lodu. Bardzo podobny do Ganimedesa jest inny wielki księżyc Jowisza, Kalisto. Księżyc ten ma na powierzchni olbrzymi krater, który świadczy o zderzeniu z bardzo dużym meteorytem. Księżyc jest pokryty odłamkami skał i lodu, które wydostały się spod skorupy w wyniku zderzeń z meteorytami. Na jego powierzchni jest wiele mniejszych i większych kraterów.

Księżyce Jowisza, zwłaszcza te cztery, które zaobserwował Galileusz, można przy odpowiednich warunkach zaobserwować za pomocą mocnej lornetki umocowanej na statywie. Jednak codziennie księżyce Jowisza wchodzą w cień planety, przez co stają się niewidoczne.

Bardzo dużo księżyców ma także Saturn. Jak do tej pory zaobserwowano u niego 23 księżyce, możliwe jednak, że jest ich więcej. Największe z księżyców Saturna to Tytan, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione oraz Rhea. Są one bardzo podobnie zbudowane, składają się z mieszaniny skał i lodu. Noszą także ślady zderzeń z licznymi meteorytami, w postaci kraterów. Tytan, zdecydowanie największy księżyc Saturna, jest bardzo dobrze widoczny z Ziemi nawet przy użyciu małej lunety. Tytan, w odróżnieniu od innych księżyców, ma gęstą atmosferę złożoną głównie z azotu, o ciśnieniu niewiele większym niż ciśnienie atmosfery ziemskiej. Jednak temperatura na powierzchni tytana, -200°C, wyklucza istnienie jakiegokolwiek życia na tym księżycu.

Oprócz tych wyżej wymienionych, olbrzymich księżyców, dookoła Saturna krąży także wiele innych, znacznie mniejszych satelitów. Dwa z nich na przykład są odpowiedzialne za istnienie najbardziej zewnętrznego pierścienia wokół Saturna, pierścienia F. Jest on złożony z drobin skalnych utrzymywanych na orbicie jedynie dzięki oddziaływaniu z dwoma małymi księżycami, z których jeden krąży w pobliżu wewnętrznego, a drugi w pobliżu zewnętrznego skraju pierścienia. Księżyce te, oznaczone S26 oraz S27, są jak dwa psy pasterskie - utrzymują cząstki pierścienia, jak owieczki, w odpowiednim polu. Ta sympatyczna analogia sprawiła, że nazwano je "księżycami - owczarkami". Gdyby nie obecność tych dwóch satelitów, cała materia z pierścienia rozproszyłaby się w przestrzeni kosmicznej, zamiast krążyć dookoła Saturna. Inne drobne księżyce Saturna także mają ciekawe właściwości. Na przykład księżyce S1 oraz S2 mają tak zbliżone orbity, że od czasu do czasu zmieniają się miejscami i na przemian jeden lub drugi jest bardziej oddalony od Saturna. Duże księżyce Mimas, Dione i Tethys mają za to małych towarzyszy na swoich orbitach: Mimas B oraz Tethys B, C oraz D, a także Dione B i C. Księżyce te poruszają się dokładnie po takich samych orbitach jak duże satelity, jednak albo je wyprzedzają, albo są za nimi. Wyjątkowym księżycem Saturna jest Phoebe, który krąży w znacznie większej odległości od planety niż pozostałe księżyce. Z tego powodu uważa się, że Phoebe nie powstał razem z planetą, ale podobnie jak w przypadku Marsa był planetoidą i został przechwycony przez planetę.

Uran oraz Neptun, dwie bardzo podobne do siebie planety, również posiadają księżyce. Pierwsze z nich zostały odkryte na Uranie w 1986 roku przez sondę Voyager 2. Obecnie odkryto już 15 księżyców Urana oraz 8 księżyców Neptuna. Obydwie planety, podobnie jak Jowisz i Saturn, mają systemy pierścieni, które są jednak znacznie słabiej widoczne niż pierścienie Jowisza czy Saturna. Zarówno na Uranie, jak i Neptunie, są księżyce różnej wielkości - od księżyców zbliżonych wielkością do Księżyca, do małych meteorytów. Największe spośród satelitów Urana to Ariel, Umbriel, Titania, Oberon oraz Miranda, natomiast największe księżyce Neptuna to Tryton, którego średnica, według najnowszych pomiarów, wynosi około 2 700 km, oraz Nereida.

Ostatnia planeta w Układzie Słonecznym, Pluton, ma tylko jeden księżyc - Charon. Jest to dość duże ciało niebieskie, o średnicy 1 200 km. W stosunku do swojej planety, czyli Plutona, jest on zaledwie o połowę mniejszy. Co ciekawe, Pluton i Charon zawsze są zwrócone do siebie tą samą stroną. Ich wzajemny obrót przypomina obrót sztywnej hantli. Prawdopodobnie zarówno Pluton, jak i Charon, były księżycami Neptuna, jednak w wyniku jakiegoś zdarzenia odłączyły się od niego i stały się oddzielną planetą i księżycem.

Słońce

Wszystkie wymienione planety i księżyce nie tworzyłyby tak zgranego układu, gdyby nie obecność w pobliżu bardzo dużego ciała niebieskiego, którego masa stanowi ponad 99% całkowitej masy układu. Tym ciałem niebieskim jest stosunkowo niewielka gwiazda o nazwie Słońce. Poniżej w tabelce zamieściłem kilka podstawowych danych o Słońcu:

Jak widać z tabeli, Słońce w porównaniu do jakiejkolwiek planety w naszym Układzie Słonecznym jest olbrzymie. Słońce, podobnie jak inne gwiazdy, jest olbrzymią kulą składającą się głównie z gazu - 70% wodoru i 28% helu. Jedynie 2% stanowią inne pierwiastki, które powstają w jego wnętrzu. Widać też, że ta chmura gazowa jest stłoczona pod olbrzymim ciśnieniem we wnętrzu gwiazdy. Aby uzyskać gęstość aż 130 g/cm³, potrzebne jest ciśnienie rzędu 4×10¹⁰ Pa, czyli około 400 000 atmosfer. Mimo tak olbrzymich ciśnień, cała materia na Słońcu zachowuje własności gazowe. Ponieważ Słońce nie jest sztywne, tak jak planety, obraca się wokół własnej osi ze zmienną prędkością. Najszybciej wiruje w okolicach równika - okres obrotu wynosi 25,38 dnia. W pobliżu biegunów chmura gazu wiruje najwolniej, pomimo że ma znacznie mniejszą drogę do przebycia, aby zatoczyć pełny okrąg - okres obrotu na biegunach wynosi około 35 dni.

Całe Słońce otoczone jest w pobliżu swojej powierzchni przez pyłową otoczkę. Otoczkę tą można dobrze zaobserwować i zbadać podczas całkowitych zaćmień Słońca. 11 czerwca 1983 roku dwóm japońskim astronomom udało się zmierzyć widmo w podczerwieni emitowane przez otoczkę Słońca. Aby zarejestrować widmo w podczerwieni, musieli umieścić kamerę w balonie i wykonać pomiary w górnych warstwach atmosfery, aby nie zostało ono zaabsorbowane przez gazy atmosferyczne. Okazało się, ze otoczka ta jest utworzona z pyłowej materii międzyplanetarnej, którą Słońce przyciągnęło do siebie dzięki olbrzymiej masie.

Bardzo trudno jest dowiedzieć się czegoś o budowie wewnętrznej Słońca, jednak obecnie nauka potrafi w logiczny sposób wyjaśnić powstawanie i "działanie" takich obiektów jak gwiazdy. Słońce, tak jak i inne gwiazdy, to olbrzymi reaktor termojądrowy, w którym jest przeprowadzana synteza nuklearna helu z wodoru. W ciągu każdej sekundy niewyobrażalne ilości wodoru - 4 miliony ton - zostają zamienione w hel. Zostaje przy tym uwolniona energia w ilości 1 012 J/g. Pomimo tego, że w każdej sekundzie Słońce przereagowuje w tak dużym stopniu i uwalnia tak dużo energii, w ciągu 16 miliardów lat utraci jedynie 0,1% swojej masy. Nasze Słońce istnieje już około 5 mld lat, i powinno istnieć i ogrzewać Ziemię jeszcze przynajmniej drugie tyle. Wydaje się, że skoro Słońce w 70% składa się z wodoru, powinno świecić znacznie dłużej. Jednak synteza jądrowa zachodzi jedynie we wnętrzu Słońca, poza jego wnętrzem jest zbyt niska temperatura, aby zapoczątkować reakcję. Tak więc jeśli wyczerpie się wodór z wnętrza Słońca, ustaną reakcje termojądrowe i Słońce zgaśnie. Na szczęście obecnie Słońcu nie grozi wygaśnięcie. Emituje ono w każdej chwili 3,826×10²⁶ J energii. Do Ziemi dociera z tego około 2×10¹⁷ J w każdej sekundzie. W przeliczeniu na moc wynosi to 200×10¹² kW. Są to ogromne ilości energii. Jednak do powierzchni Ziemi dociera zaledwie połowa z tego. Reszta ulega odbiciu od atmosfery oraz pochłonięciu przez atmosferę ziemską.

Energia docierająca do Ziemi jest głównie w postaci promieniowania elektromagnetycznego z zakresu widzialnego. Jest to mieszanina różnej długości fal, która jest nazywana światłem białym. Rozszczepienie światła słonecznego można czasem obserwować w postaci tęczy. Widać wtedy wyraźnie, że światło składa się ze ściśle określonych barw: od fioletowej przez niebieską, zieloną, żółtą aż do czerwonej. Oprócz promieniowania widzialnego, które dociera do Ziemi, Słońce emituje także promieniowanie z innych zakresów: radiowe, podczerwone, ultrafioletowe, rentgenowskie oraz gamma. Poza tym ze Słońca wydostają się duże ilości wysokoenergetycznych cząstek elementarnych, które tworzą promieniowanie korpuskularne, zwane też wiatrem słonecznym. Cząstki te, głównie elektrony oraz jony atomów, są wyrzucane ze Słońca z prędkościami około 2000 - 3 000 km/s, z bardzo dużą gęstością. Po dotarciu do Ziemi gęstość wiatru słonecznego maleje do 10 - 100 cząstek na cm³. Cząstki te są bardzo szkodliwe zarówno dla organizmów żywych, jak i dla samej Ziemi, gdyż mogą zniszczyć jej atmosferę. Na szczęście Ziemia ma tarczę ochronną przed tym promieniowaniem - jest to pole magnetyczne, które powoduje odchylenie toru naładowanych cząstek w kierunku biegunów. Cząstki w okolicach biegunów wpadają w atmosferę i jonizują ją. Oddają przy tym swoją energię, co przejawia się pięknymi zjawiskami - zorzą polarną.

Co ciekawe, jak wynika z obliczeń naukowców, aż 5% energii, którą emituje Słońce, powinno być emitowane w postaci cząstek elementarnych zwanych neutrinami, które powstają w wyniku syntezy jądrowej. Jednak ta wielkość zupełnie nie zgadza się z obserwacjami Słońca, które emituje znacznie mniej neutrin niż powinno. Powoduje to, że tak naprawdę wciąż nie wiadomo na 100% jak zbudowane jest wnętrze Słońca. Trudno powiedzieć, czy kiedykolwiek się tego dowiemy, ponieważ jest ono całkowicie niedostępne dla jakichkolwiek obserwacji.

Tak naprawdę do Ziemi nie dociera jednak promieniowanie emitowane bezpośrednio podczas syntezy jądrowej. Promieniowanie to, wydostając się z wnętrza gwiazdy, jest wielokrotnie absorbowane i emitowane, i tak naprawdę jest emitowane jedynie przez najbardziej zewnętrzne warstwy Słońca. Najgłębszą warstwą, z której można jeszcze zaobserwować promieniowanie, jest fotosfera, o grubości około 200 - 300 km. To, co obserwujemy patrząc na Słońce, to właśnie fotosfera, której białe światło dociera do powierzchni Ziemi. Jeśli patrzy się przez szkło polaryzacyjne lub przez szkło przydymione na Słońce, widać wyraźnie, że środek tarczy Słońca jest znacznie jaśniejszy niż brzegi. Jest to oczywiste - patrząc w kierunku centrum Słońca, obserwujemy promieniowanie pochodzące ze znacznie głębszych warstw niż patrząc na brzegi. Fotosfera jest już stosunkowo chłodną warstwą Słońca, ma temperaturę około 5 800 K. Fotosfera jest już bardzo rzadka - jej gęstość to zaledwie 10^-7 g/cm³, czyli około 10¹⁷ cząstek na cm³. Tym, co jest niezwykłe w fotosferze, jest jej granulacja. Fotosfera nie jest jednolicie rozłożona wokół całego Słońca, tylko ma obszary, gdzie materia jest gęstsza, oraz obszary o mniejszej gęstości. Takie gęste obszary są jak ziarna na powierzchni Słońca. Średnica tych ziaren wynosi średnio 200 - 1 800 km. Granule mają także wyższą temperaturę niż reszta fotosfery - o około 200 K, i są znacznie jaśniejsze niż fotosfera - reszta na tle granul wygląda jak ciemne obszary. Granulacja fotosfery jest wynikiem powstawania prądów konwekcyjnych materii z wnętrza fotosfery na zewnątrz. Granule nie są stałymi obiektami, tylko ci chwilę pojawiają się i znikają. Ich czas życia wynosi średnio kilka minut. Przypominają one bąbelki wydostające się z gorącego źródła. Dzięki istnieniu takiego zjawiska możliwe jest wydostawanie energii z wnętrza Słońca i równomierne rozkładanie jej na powierzchni. Dzięki temu znacznie więcej energii może zostać wypromieniowanej. Granulastą strukturę fotosfery obserwuje się jedynie z kosmosu lub z obserwatoriów astronomicznych położonych wysoko w górach, gdzie atmosfera jest przerzedzona. W przeciwnym razie nie byłoby możliwe zaobserwowanie granul, gdyż atmosfera powoduje, że widzimy Słońce jako jednolitą, jasną kulę.

Oprócz granulastej struktury, na Słońcu możemy też zaobserwować inne zjawisko - powstawanie plam. Plamy w fotosferze można dostrzec nawet gołym okiem. Są to obszary o niższej temperaturze, które emitują znacznie mniej promieniowania. Jeżeli plama jest dobrze rozwinięta, to można dostrzec jej centrum, czyli jądro, tzw. umbra. Obszar ten ma temperaturę około 4 300 - 4 700 K, a więc jest znacznie chłodniejszy niż reszta fotosfery. Dookoła cienia jest obszar półcienia, zwany penumbra. Powstawanie plam na Słońcu tłumaczy się występowaniem w tych obszarach bardzo silnej indukcji pola magnetycznego, rzędu kilkuset mT. Plamy mogą mieć rozmiary niewiele różniące się od granul - około 200 km, jednak są też plamy o średnicy 90 000 km, które można obserwować nawet gołym okiem z Ziemi. Plamy mogą też żyć dość długo, jak na nasze warunki - od kilku godzin do kilku miesięcy. Co ciekawe, w powstawaniu plam na Słońcu można zauważyć pewną regularność. Wiąże się to z aktywnością Słońca i istnieniem na Słońcu aktywnych rejonów. Zmieniają się one w 11 - letnim cyklu, i podobną cykliczność można zaobserwować w występowaniu plam.

Przeciwnym zjawiskiem do występowania na Słońcu plam jest tworzenie się jaśniejszych miejsc w fotosferze. Obszary te zwane są pochodniami fotosferycznymi lub polami pochodni. Pochodnie fotosferyczne zazwyczaj tworzą się przed powstaniem plamy, i pozostają po ich zniknięciu. Pola pochodni składają się z wielu pojedynczych pochodni, zwanych fakułami. Tworzą się one, podobnie jak plamy, w obszarach aktywnych, w wyniku opadania niżej chłodnej warstwy i wędrowania wyżej warstwy gorącej. W wyniku tego procesu powstaje w pewnym obszarze inwersja temperatur - chłodny obszar jest otoczony przez znacznie cieplejsze obszary. Różnaca temperatur w przypadku najjaśniejszych, najwyżej położonych części fakuł, sięga 200 - 300 K. Te najbardziej gorące obszary nazywa się z kolei polami flokuł. Pola pochodni można zaobserwować jedynie patrząc na brzegi tarczy Słońca, gdyż tam obserwuje się jedynie gorącą część pochodni na tle chłodniejszej fotosfery.

Jak wiadomo, Słońce jest tak jasnym obiektem, że nie wolno na nie patrzyć wprost nawet nieuzbrojonym okiem. Zbyt duża ilość promieniowania może doprowadzić do uszkodzenia siatkówki oka i spowodować ślepotę. Jednak jak wiadomo, obecnie Słońce obserwuje się często za pomocą teleskopów. Skierowanie tak mocno skupionej i tak ogromnej ilości światła bezpośrednio na oko spowodowałoby na pewno całkowitą ślepotę. Dlatego, aby zaobserwować Słońce przez teleskop, stosuje się inną metodę niż w przypadku obserwacji dalekich obszarów. Obraz Słońca kieruje się na ekran, który jest umieszczony za teleskopem. Odległość ekranu reguluje się tak, aby otrzymać odpowiednio ostry obraz. Dzięki temu można obserwować Słońce z dużą dokładnością, bez obawy o utratę wzroku.

Fotosfera to najgłębiej położona warstwa Słońca, którą możemy obserwować bezpośrednio. Nad nią położona jest kolejna warstwa - chromosfera. Tą warstwę również można obserwować, ale jedynie podczas całkowitych zaćmień Słońca, przez kilkanaście sekund. Jest to spowodowane tym, że chromosfera jest już tak rozrzedzona, ze jej promieniowanie jest niezauważalne na tle promieniowania fotosfery. Poznanie chromosfery byłoby bardzo trudne, gdyby trzeba było czekać na kolejne całkowite zaćmienia Słońca. Na szczęście możliwe są inne sposoby jej obserwacji. Jednym z nich jest zastosowanie heliospektroskopów, lub używanie do obserwacji filtrów monochromatycznych, które z całego widma wybierają jedynie linie Ha wodoru oraz linie H i K wapnia. Chromosfera jest dość rozległa, zajmuje obszar od 12000 do 14000 nad fotosferą. Ma znacznie niższą temperaturę, i dlatego zamiast światłem białym świeci głównie światłem czerwonym. Gęstość chromosfery zmienia się od 10¹⁵ cząstek na cm³ w dolnych warstwach (gęstość zbliżona do gęstości ziemskiej atmosfery na wysokości 75 000 m) do zaledwie 10⁹ cząstek na cm³ w dolnych warstwach. W chromosferze obserwujemy, podobnie jak w fotosferze, plamy oraz pola pochodni. W polach flokuł występują czasami bardzo gwałtowne pojaśnienia. Są to tzw. rozbłyski chromosferyczne, które trwają od kilkunastu do kilkudziesięciu minut, i emitują ogromne ilości promieniowania jonizującego: X oraz cząstek naładowanych. W wyniku prądów konwekcyjnych z fotosfery, do chromosfery przedostają się bardzo liczne strumienie gorących gazów, tzw. bryzgi chromosferyczne. Ich prędkość osiąga nawet 20 km/s, a szerokość strumienia dochodzi do 2 000 km. Bryzgi chromosferyczne są bardzo krótkimi zjawiskami, trwają najwyżej kilka minut, jednak pojawiają się dość często. Możliwe jest, że bryzgi są jakby dalszym ciągiem granul fotosferycznych, jednak nie ma co do tego pewności.

Energia kinetyczna bryzgów chromosferycznych powoduje ogrzewanie ostatniej warstwy Słońca, którą nazywa się koroną słoneczną. Korona słoneczna jest praktycznie zupełnie niewidoczna na tle fotosfery, dlatego jedyne sposoby jej oglądania to całkowite zaćmienia Słońca lub stosowanie bardzo wyspecjalizowanych urządzeń, koronografów. Korona Słońca ma bardzo wysoką temperaturę, przekraczającą 1 000 000 K, oraz bardzo małą gęstość - około 10⁸ cząstek na cm³. Korona świeci chłodnym, metalowo - niebieskim światłem. Światło to jest wynikiem rozpraszania wysokoenergetycznego promieniowania z fotosfery na swobodnych elektronach i cząsteczkach materii międzyplanetarnej. Nie ma zgodności co do tego, jak duży obszar zajmuje korona słońca. Na pewno zaczyna się ona tuż nad obszarem chromosfery, i ciągnie się daleko w przestrzeń międzyplanetarną. Możliwe jest nawet, że rozciąga się aż poza orbitę ziemską. Kształt i intensywność korony zależy od fazy aktywności Słońca, jest największa w okresach dużej aktywności. Wtedy też jej promienie docierają na odległość 15 - 20 promieni Słońca.

Zdecydowanie jednym z najbardziej fascynujących i efektownych zjawisk zachodzących na Słońcu są tak zwane protuberancje. Są to procesy wyrzucania z chromosfery ogromnych mas gazu. Prędkość takich wyrzutów sięga kilkuset kilometrów na sekundę, a więc jest ogromna. Masy gazu, w wyniku tak olbrzymiej prędkości, przechodzą przez chromosferę do korony. Jeżeli ich prędkość przekracza prędkość ucieczki - 618,67 km/s, to masy gazu całkowicie uwalniają się od Słońca. Ponieważ protuberancje zawierają bardzo dużo naładowanych cząstek, tworzą wokół siebie silne pole magnetyczne. Niekiedy protuberancje powstają także w samej koronie, na skutek ochładzania niektórych jej obszarów i wzrostu gęstości materii. Protuberancje fotosferyczne mają temperaturę taką jak fotosfera - około kilku tysięcy K. Wraz ze wzrostem odległości od Słońca, ich temperatura maleje. Podobnie jak koronę Słońca, protuberancje można oglądać jedynie w okresach całkowitego zaćmienia Słońca lub za pomocą koronografu. Zjawiska te wyglądają naprawdę niesamowicie, jednak ich natura nie jest jeszcze do końca poznana.

Słońce jest pod każdym względem obiektem niezwykłym. Warunki, jakie na nim panują, oraz zjawiska, jakie tam zachodzą, są całkowicie inne niż te, które obserwujemy na Ziemi. Na Słońcu możliwe jest obserwowanie zjawisk, których nigdy nie uda się zasymulować w ziemskich laboratoriach. Nie jest możliwe także dotarcie na tyle blisko Słońca, aby dokładniej je zbadać. Na szczęście rozwój technik badawczych, zwłaszcza wykorzystanie promieniowania X i gamma do oglądania Słońca, umożliwia lepsze poznanie jego budowy i zrozumienie zachodzących na nim procesów.

Gwiazdy

Słońce jest tylko jedną z miliardów gwiazd we Wszechświecie. Pod wieloma względami jest wyjątkowe, jednak różnorodność i ilość obiektów świecących w kosmosie jest tak duża, że wiele z nich jest równie niezwykłych, co nasze Słońce.

Każda z gwiazd zaczyna swoje życie od powstania wewnątrz gigantycznych chmur, złożonych z gazów i pyłów - mgławic. W wyniku kondensacji cząstek z chmury gazowej tworzy cię początkowo chłodna gwiazda, jednak ze wzrostem gęstości zaczyna się zapadać pod wpływem siły grawitacji. Zapadanie się gwiazdy powoduje powstawanie coraz większego ciśnienia, które podnosi temperaturę w jej wnętrzu. W pewnym momencie temperatura staje się na tyle wysoka, że gwiazda zaczyna świecić i wytwarza duże ilości ciepła. Kiedy ciepła jest już dostatecznie dużo, następuje zapoczątkowanie reakcji termojądrowej syntezy helu z wodoru. W wyniku tej reakcji są uwalniane ogromne ilości energii, które powodują zapoczątkowanie kolejnych reakcji termojądrowych itd. Jest to typowa reakcja łańcuchowa. Na takim etapie jest nasze Słońce. Kiedy paliwo w gwiezdne się wyczerpie, staje się ona czerwonym olbrzymem, a następnie zapada się, stając się białym karłem. Białe karły są to ciała niebieskie o olbrzymiej gęstości materii, tak wielkiej, że łyżka materii waży kilkaset ton. Białe karły, pomimo swojej nazwy, świecą bardzo niewyraźnie, dlatego nie można ich dostrzec gołym okiem z Ziemi. Kiedy biały karzeł wyemituje resztki swojej energii, pozostaje zimną i ciemną bryłą.

Niekiedy ewolucja gwiazdy przebiega inaczej - zużywa ona swoje paliwo tak szybko, że w pewnym momencie eksploduje. W wyniku eksplozji większość materii gwiazdy jest wysyłana w przestrzeń kosmiczną. Takie gwiazdy nazywa się supernowymi, a ich wybuch to wybuch supernowej. W wyniku eksplozji supernowej tworzy się ciało o gęstości znacznie większej niż białe karły. Procesy wybuchu supernowej mogą być przyczyną powstawania czarnych dziur.

Gwiazdozbiory

Gwiazd we Wszechświecie jest niewyobrażalnie dużo. Wszystkie gwiazdy, które obserwujemy na niebie, pochodzą z naszej galaktyki - Drogi Mlecznej. Gwiazdy te są podzielone na 88 gwiazdozbiorów, zgodnie z decyzją podjętą w 1928 roku przez Międzynarodową Unię Astronomiczną. Gwiazdozbiory mają jedynie pomocnicze znaczenie podczas orientacji na niebie, tak naprawdę gwiazdy nie są wcale pogrupowane.

Niebo jest podzielone na dwie części: niebo północne oraz niebo południowe. W Polsce oglądamy zawsze niebo północne. W tabelkach poniżej zamieściłem najważniejsze gwiazdozbiory z obu półkul:

Każda gwiazda kończy kiedyś swoje życie. Zależnie od jej masy, śmierć gwiazdy może mieć różny przebieg. Gwiazdy typu Słońca, o masie od 1 do 4 mas Słońca, powoli wypalają wodór. Po wykończeniu paliwa na reakcje termojądrowe wnętrze gwiazdy zaczyna się zapadać, a jej zewnętrzne warstwy ulegają rozdęciu. Energia powstająca podczas zapadania się jądra gwiazdy jest wystarczająco duża, aby zapoczątkować reakcje termojądrowej syntezy helu z wodoru w otoczce gwiazdy. Gwiazda świeci w tym stadium na czerwono, dlatego jest nazywana czerwonym olbrzymem. Nadal następuje proces zapadania się jądra gwiazdy, aż temperatura sięga 100 miliardów K. W tak olbrzymich temperaturach możliwa jest synteza cięższych pierwiastków, zwłaszcza węgla, z wodoru i helu. Proces syntezy trwa kilkaset milionów lat, po czym następuje gwałtowne wyrzucenie przez gwiazdę swojej otoczki. Przekształca się ona w białego karła, utworzonego ze zdegenerowanego gazu elektronów poruszającego się pomiędzy jądrami atomowymi. Białe karły mają olbrzymią gęstość, łyżka materii waży kilkaset ton. Biały karzeł stopniowo zaczyna wygasać, aż w końcu staje się czarnym karłem - zimnym ciałem niebieskim, o średnicy zbliżonej do średnicy Ziemi.

Inaczej żyją duże gwiazdy, o masie od 4 do 8 mas Słońca. Zaraz po utworzeniu są one bardzo gorące i świecą niezwykle jasno. Temperatura na ich powierzchni wynosi około 25 000 K. Jest to tak wysoka temperatura, że proces spalania całego wodoru z jądra trwa zaledwie 100 milionów lat. Następnie gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, którego temperatura sięga kilkuset miliardów K. W tak wysokich temperaturach następuje synteza ciężkich pierwiastków, aż do żelaza. Gwiazda wciąż powiększa swoją objętość, aż staje się kilkadziesiąt razy większa. Nazywana jest wtedy nadolbrzymem. W pewnym momencie synteza jądrowa ulega zakończeniu, następuje gwałtowne zapadnięcie się gwiazdy i wyzwolenie tak olbrzymiej energii, że jądro gwiazdy ulega rozsadzeniu. Jej intensywność świecenia wzrasta na chwilę setki razy. Taki wybuch jest nazywany wybuchem supernowej. Podczas wybuchu materia z gwiazdy ma tak dużą energię, że jest w stanie zmieść kilkadziesiąt planet wielkości naszej Ziemi. Wybuchy supernowych powodują, że materia ulega rozproszeniu i mogą powstać nowe obiekty we Wszechświecie. Reszta gwiazdy, która nie uległa rozproszeniu w wybuchu, zapada się gwałtownie do obiektu o średnicy kilkunastu kilometrów i gęstości tak wielkiej, że łyżka materii waży tam ponad 100 mln ton. Taki obiekt jest nazywany gwiazdą neutronową, ponieważ składa się praktycznie z samych neutronów powstałych podczas wybuchu supernowej. Gwiazda neutronowa ma temperaturę kilku milionów K, i bardzo szybko rotuje wokół własnej osi.

Podobnie do gwiazd opisanych powyżej żyją gwiazdy, których masa przekracza 8 mas Słońca. Gwiazdy te dochodzą do etapu wybuchu supernowej, jednak ich wybuch jest o wiele silniejszy. Bardzo często zdarza się, że po wybuchu nie pozostaje nic z jądra gwiazdy - zostaje ono całkowicie rozerwane. Jeżeli jednak przetrwa jądro o wielkości około 3 razy większej od Słońca, to zapadając się staje się tak gęste, że tworzy czarną dziurę. Czarna dziura jest to obiekt, którego gęstość jest nieskończona, o objętość zerowa. Wytwarza ona tak silne pole grawitacyjne, że powoduje zakrzywienie przestrzeni wokół siebie. Powoduje nawet zakrzywianie toru fotonów, których masa jest zerowa. W pobliżu czarnej dziury zwykła piłka golfowa ważyłaby 10¹², czyli bilion, ton. Czarne dziury nazywane są osobliwością przestrzeni. Trudno uwierzyć, że coś takiego rzeczywiście istnieje, jednak naprawdę są takie obiekty. Bardzo możliwe, iż w centrum spiralnych galaktyk są właśnie czarne dziury, które powodują, że wszystkie obiekty krążą dookoła centrum. Aby powstała taka galaktyka, w jej centrum musi być obiekt o niewyobrażalnej masie. Jedynym takim obiektem jest czarna dziura. W centrum Drogi Mlecznej prawdopodobnie również znajduje się czarna dziura.

Komety

Jednymi z ciekawszych obiektów we Wszechświecie są komety. Dzięki temu, że w Układzie Słonecznym jest ich kilka, możliwe jest ich dobre poznanie. Według obecnej wiedzy kometa jest to bryła złożona z odłamków skalnych, zamrożonych w mieszaninie lodu, metanu, amoniaku, dwutlenku węgla oraz innych gazów. Żartobliwie nazywa się komety "brudnymi kulami śniegowymi". Komety mogą mieć różną wielkość, typowo ich jądro ma średnicę od 1 do 50 km. Większość zdjęć przedstawia kometę jako ognistą kulę, zostawiającą za sobą ogon. Jak zamrożona kula może płonąć? Odpowiedź jest prosta: w miarę zbliżania się do Słońca rośnie temperatura komety. Część zamrożonych gazów paruje, w wyniku czego część pyłu z komety zostaje uwolniona. Ta odparowana materia tworzy właśnie "komę" - świecącą otoczkę wokół zamarzniętego jądra komety. Jest to coś w rodzaju atmosfery. Średnica komy może być różna, czasami osiąga nawet do miliona kilometrów.

Całość komety składa się z głowy, a więc jej jądra i komy, oraz z ogona. Ogon komety powstaje w wyniku oddziaływania komy z wiatrem słonecznym, który powoduje wydmuchiwanie części materii z komy. Kierunek ułożenia ogona nie jest wcale przeciwny do kierunku poruszania się komety, tak jak na przykład spaliny z rakiety. Ogon komety jest zawsze zwrócony przeciwnie do gwiazdy. Jeśli kometa oddala się od gwiazdy, jej ogon może poruszać się przed nią. Ogon komety ma zazwyczaj długość kilku milionów kilometrów. Czasami zdarza się, że w wyniku przepływu cząstek pyłu z jądra komety, ogon kieruje się w kierunku Słońca. Zdarza się to jednak bardzo rzadko.

Ostatnio okazało się, że kometa ma jeszcze jedną część. Jest to otoczka wodorowa wokół jądra, która sięga nawet 50 mln km. Taka otoczka, podobnie jak inne takie zjawiska, nosi nazwę halo.

Kometa oddalona od Słońca jest ciemną, zimną bryłą. To, że obserwujemy tak niezwykłe zjawisko jak "płonąca gwiazda z ogonem", zawdzięczamy temu, że dostaje się ona pod wpływ promieniowania słonecznego. Jednak materia wyparowana z komety nie jest przez nią odzyskiwana. Dlatego podczas każdego przejścia w pobliżu Słońca, kometa traci część swojej masy. W wyniku tego zmienia się także jej trajektoria. Po kilkudziesięciu zbliżeniach do Słońca, kometa traci niemal całą swoją materię i rozprasza się. Średni czas życia komet wynosi 100 zbliżeń z gwiazdą. Jednym z najbardziej spektakularnych zjawisk obserwowanych przez astronomów był rozpad komety odkrytej przez Wilhelma Bieli w 1826 roku. Kometa ta w 1845 roku, podczas zbliżenia do Słońca, początkowo zmieniła swój kształt, a następnie całkowicie rozpadła się.

W Układzie Słonecznym jest bardzo dużo komet. Ponieważ wiele z nich pojawia się raz na kilka tysięcy lat, nie zostały one jeszcze poznane. Cechą charakterystyczną wszystkich komet jest to, że obiegają one Słońce po bardzo wydłużonych elipsach, których płaszczyzny pokrywają praktycznie całą przestrzeń dookoła Słońca. Mówi się czasem o "halo kometarnym" utworzonym przez komety dookoła Słońca. Możliwe jest, że w halo kometarnym Słońca jest kilka miliardów komet. Taki niezwykły twór może być pozostałością z czasów tworzenia się Układu Słonecznego, powstałą z pierwotnej materii, z której utworzyło się Słońce i planety. Komety mają bardzo różne okresy obiegu dookoła Słońca, niektóre z nich, jak kometa Enckego, odkryta w 1786 roku, obiegają Słońce w 3,3 roku, niektóre natomiast, takie jak kometa Kohoutka odkryta w 1973 roku, zbliżają się do Słońca raz na 75 000 lat.

Prawdopodobnie najsłynniejszą z komet w Układzie Słonecznym jest kometa Halleya. Odkrył ją w 1682 roku, gdy doszedł do wniosku, że komety z lat 1531, 1607 oraz 1682 to jedna i ta sama kometa. Halley obliczył tor komety i okres jej obiegu dookoła Słońca. Przewidział, iż ponownie pojawi się w 1751 roku. Był to pierwszy raz, kiedy odkryto, że komety krążą po orbitach dookoła Słońca. Okres obiegu komety Halleya wynosi 76,2 lat. Ostatni raz, kiedy zbliżyła się ona do Ziemi, miał miejsce w 1986 roku. Już wtedy kometa była znacznie mniej jasna niż podczas poprzednich zbliżeń.

Komety podczas swojej wędrówki mogą przypadkowo przelecieć w pobliżu większego od siebie obiektu, takiego jak duża planeta. Oddziaływanie grawitacyjne powoduje zakrzywienie toru lotu komety, tak, że zaczyna ona obiegać Słońce po coraz ciaśniejszej orbicie. Możliwa jest także sytuacja, że kometa na swojej drodze przetnie się z planetą. Dochodzi wtedy do zderzenia, w którym kometa ginie. Naukowcy od dawna zadawali sobie pytanie, czy jest możliwe, że Ziemia zderzy się z jakąś kometą. Zdarzenie takie jest bardzo mało prawdopodobne, gdyż naukowcy potrafią obecnie wyliczyć trajektorie wszystkich znanych obiektów w Układzie Słonecznym, i żaden z nich nie wydaje się zmierzać w kierunku Ziemi. Poza tym, aby spowodować katastrofę o znaczeniu globalnym, kometa musiałaby mieć naprawdę dużą średnicę, a obecnie znane są zdecydowanie za małe.

Inne ciała niebieskie w Układzie Słonecznym

Innymi obiektami w Układzie Słonecznym, znacznie mniej ciekawymi, choć niosącymi ze sobą dużo ciekawych informacji, są meteoryty oraz meteory. Obiekty te poruszają się w przestrzeni międzyplanetarnej, pomiędzy pyłem i gazami. Cząsteczki pyłu o średnicy nie przekraczającej 5 mm nazywane są meteoroidami. Można je obserwować, gdy "spalają" się wchodząc w atmosferę Ziemi z dużą prędkością, przekraczającą 30 km/s. Proces świecenia jest wynikiem parowania meteoroidów w wyniku ogrzewania ich przez zderzenia z cząsteczkami gazów atmosferycznych. Odparowane cząsteczki zderzają się z innymi, i tak wokół meteoroidu powstaje smuga światła. Naukowo taki świecący obiekt jest nazywany meteorem, a potocznie nazywa się takie zjawiska spadającymi gwiazdami, choć oczywiście z gwiazdami nie mają one wiele wspólnego. Meteory mogą zostać utworzone nawet przez obiekty o masie nie przekraczającej grama. Oczywiście tak małe drobiny pyłu całkowicie wyparowują w atmosferze. Większe fragmenty mogą jednak przynajmniej częściowo przedostać się przez atmosferę i spaść na ziemię. Meteory są powszechnym zjawiskiem, codziennie na niebie pojawia się ich około 10, natomiast liczba tych, których nie widać jest znacznie większa. Zdarzają się również okresy bardziej intensywnego spadania meteorów. Są to tak zwane roje meteorów, pochodzące z pierścieni pyłu krążących w naszym układzie planetarnym. Pierścienie te są pozostałościami po wygasłych albo jeszcze krążących kometach. Ziemia czasem przecina taki obszar, i wówczas można zaobserwować nadzwyczajną aktywność meteorów - rój meteorów. Ponieważ roje meteorów występują w określonych miejscach, otrzymały one swoje nazwy, pochodzące od gwiazdozbiorów, na których tle obserwuje się rój. Są na przykład roje Perseidy (od gwiazdozbioru Perseusza), które Ziemia przecina 11 sierpnia, oraz Leonidy (od gwiazdozbioru Lwa), w które Ziemia wchodzi 17 listopada.

Meteoru są niezwykle małe. Czasami zdarza się jednak, że w ziemię trafi nieco większy obiekt, o masie ponad 1 kg. Takie meteory nazywane są bolidami, czyli kulami ognistymi. Bolidy nie odparowują w atmosferze całkowicie, i przedostają się do powierzchni Ziemi. Taki obiekt, który uderzy w ziemię, nie jest już meteorem, ale meteorytem. Niektóre z nich, które w dawnych czasach uderzały w Ziemię, były tak duże, że spowodowały zalanie olbrzymich obszarów Ziemi (na przykład meteoryt, który uderzył w Zatokę Meksykańską, spowodował wyginięcie dinozaurów). Czasami zdarza się, że meteorytów jest tak dużo, że przybierają one postać deszczu meteorytów. Zdarzenia takie były obserwowane na przykład w 1803 roku we Francji, kiedy spadł deszcz około 2000 meteorytów, oraz w 1868 roku, gdy w okolicach Pułtuska spadło ponad 10 000 meteorytów. W 1914 roku w Arizonie w wyniku deszczy meteorytów uderzyło w Ziemię ponad 14 000 obiektów.