W centrum Układu Słonecznego znajduje się Słońce. Masa tej gwiazdy stanowi prawie całą masę rozległego Układu Słonecznego w skład którego zalicza się także: planety z księżycami, planetoidy, komety i materię gazowo pyłową wypełniającą przestrzeń między ciałami niebieskimi.

Od wielu lat trwają dyskusje nad tym jak doszło do powstania takiej struktury jak Układ Słoneczny. Obecnie z dużym prawdopodobieństwem można stwierdzić, że Układ Słoneczny powstał z mgławicy gazowo - pyłowej. Nie wiadomo jednak jaka była przyczyna zmian w mgławicy, które doprowadziły do jej zagęszczenia. Być może zapoczątkował ją impuls pochodzący z wybuchu gwiazdy lub była to fluktuacja gęstości.

Naukowcy uważają, że pierwotna mgławica składała się przede wszystkim z wodoru, z domieszką helu i niewielkich ilości pierwiastków ciężkich. W skutek ustawicznego zmniejszania się objętości gazów dochodziło do wzrostu gęstości i temperatury mgławicy. Z bezkształtnego obłoku zaczął tworzyć się kulisty obiekt - Protosłońce.

Protosłońce nadal się kurczyło . Rosła więc temperatura wewnątrz obiektu po osiągnięciu pewnego poziomu temperatury Protosłońce zaczęło świecić. Kurczenie przebiegało jednak dalej, oczywiście dużo wolniej.

Mniej więcej w tym samym czasie jak powstawało Protosłońce zachodził jeszcze jeden proces, który zakończył się uformowaniem planet. Mianowicie zachodził proces sklejania się ziaren pyłu w większe bryłki na skutek zderzeń. Następnie bryłki na skutek oddziaływań grawitacyjnych zaczęły łączyć się w coraz większe elementy. Był to proces długotrwały. Mianowicie czas uformowania obiektu o kilometrowej średnicy wynosił około kilkuset tysięcy lat. W ciągu następnych milionów lat powstawały protoplanety. Obiekty te ciągle zwiększały swoją masę. Wskutek tego ściągały ogromne ilości gazów z otaczającej je mgławicy. W początkowym etapie protoplanety miały postać ciekłą. Wtedy substancje lekkie wypływały na powierzchnię protoplanet, a ciężkie pozostawały w głębi. Na skutek wzmożonej aktywności wulkanicznej następowała utrata energii i stygnięcie obiektów.

W końcowej fazie kształtowania się Układu Słonecznego doszło do tzw. wielkiego bombardowania. Ziarna pyłu z mgławicy z dużą częstotliwością uderzały w powierzchnie planet i księżyców formując na nich kratery uderzeniowe. Na tym zakończyły się intensywne procesy ewolucyjne Układu Słonecznego.

Jak już wyżej zostało wspomniane jednym z elementów składowych Układu Słonecznego są planety. Planetami określa się duże, chłodne ciała niebieskie, które świecą światłem odbitym. Do tej pory w Układzie Słonecznym zidentyfikowano 9 planet. Można je podzielić na dwie grupy, w zależności od budowy. Te które wykazują pewne podobieństwa do Ziemi noszą nazwę ziemskiej grupy planet. Oprócz Ziemi należą do niej Merkury, Wenus, Mars i Pluton. Pozostałe planety czyli: Saturn, Jowisz, Neptun i Uran to tzw. planety - olbrzymy.

Naukowcy zastanawiają się jak wiele planet istnieje poza Układem Słonecznym. W obecnych czasach jednak możliwości techniczne są na tyle ograniczone, że nie można jednoznacznie odpowiedzieć na to pytanie. Do tej pory stwierdzono istnienie ok.70 planet, w tym planet o masach 3.4 i 2.8 mas Ziemi, które odkrył A.Wolszczan.

Po krótkim wstępie warto przyjrzeć się szczegółowo elementom składowym Układu Słonecznego.

Pierwsza planeta nosi nazwę MERKURY.

Merkury jest najbliższą Słońcu planetą. Masa Merkurego wynosi zaledwie 0.05 mas. Jest to więc planeta bardzo mała. Średnica Merkurego wynosi tylko 4840km.

Merkury znany był już w czasach starożytnych. I właśnie z tamtych czasów pochodzi jego nazwa. Został ochrzczony Merkurym na cześć boga handlu charakteryzującym się niespożytą energią. Cechą planety, która miała stanowić więc podobieństwo do starożytnego boga byłą duża prędkość przemieszczania się w przestrzeni kosmicznej.

Okres obiegu planety wokół Słońca wynosi tylko 0.24 roku, a okres obrotu wokół własnej osi to 58.6 dnia. Doba na Merkurym trwa więc 176 dni ziemskich i jest dwa razy dłuższa od roku merkuriańskiego.

Przypuszcza się ,że prawdopodobnie około 80 % masy planety to żelazo formujące dosyć duże jądro. Jądro otoczone jest przez płaszcz krzemianowym i skorupę o niewielkiej grubości.

Na powierzchni planety dominują liczne kratery uderzeniowe , płaskowyże , doliny i rowy .Kratery na Merkurym otrzymały nazwy na część wielu sławnych artystów m.in. Beethovena, Mickiewicza, Chopina czy Homera. Kratery uderzeniowe są pozostałością po zderzeniach z meteorytami, których jak wiadomo było bardzo dużo w przestrzeni kosmicznej w czasie formowania się planet.

Powierzchnia Merkurego bardzo przypomina powierzchnię Księżyca i Marsa. Dla Merkurego najbardziej osobliwa jest Kotlina Gorąca. Obszar ten powstał prawdopodobnie w wyniku zderzenia Merkurego z dużym obiektem. Kotlina otoczona jest rozległym pasmem górskim. Poznanie ukształtowania powierzchni planety było możliwe dzięki zdjęciom dostarczonym przez sondę kosmiczną Mariner 10. Sondzie tej udało się przelecieć w odległości 703 kilometry od powierzchni Merkurego. Miało to miejsce 29 marca 1974 roku. Kolejne przeloty Marinera 10 w pobliżu planety miały miejsce 21 września - w odległości 43 tysięcy kilometrów i 16 marca 1975 roku. Wtedy to sonda zbliżyła się do powierzchni Merkurego na minimalną odległość wynoszącą zaledwie 327 kilometrów. Dzięki tym lotom udało się wówczas uzyskać ponad trzy tysiące zdjęć planety . Zdolność rozdzielcza tych zdjęć wynosiła około 50 kilometrów.

Do niedawna sądzono , że Merkury pozbawiony jest atmosfery. Ostatnio jednak udowodniono obecność niewielkich ilości helu, tlenu, sodu i potasu tuż przy powierzchni planety. Za brak atmosfery odpowiedzialne jest zbyt słabe pole magnetyczne planety. Stwierdzono, że jest ono o dwa rzędy mniejsze niż ziemskie. Odkrycia pola magnetycznego na Merkurym również dokonała sonda marines 10.

Wskutek tego, że orbita planety ma kształt eliptyczny jego odległość od Słońca nie jest stała. Ponadto dni i noce trwają długo. Oba te czynniki są dużej różnicy temperatur na powierzchni planety. I tak na półkuli, na którą akurat pada światło słoneczne, temperatura może wynosić nawet 770K a na nieoświetlonej spada do 100K. Jest więc wtedy bardzo zimno.

Merkury jest bardzo słabo widoczny dla obserwatorów z Ziemi. Dzieje się tak ponieważ jak już na początku zostało powiedziane porusza się on z bardzo dużą prędkością a ponadto jego orbita znajduje się bardzo blisko Słońca. Dlatego można go dostrzec na niebie tylko w dwóch momentach : tuż przed wschodem lub zaraz po zachodzie.

Można również obserwować ciekawe zjawisko polegające na przechodzeniu planety przed tarczą słoneczną. Jest to możliwe ponieważ jak wiadomo Merkury jest planetą wewnętrzną w stosunku do naszej Ziemi jak i zresztą do każdej z pozostałych planet. Takie zjawisko obserwowano m.in. 15 listopada 1999 roku.

Podsumowanie danych o Merkurym:

Wielkość

Merkury

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

0.3302

0.0553

Objętość planety *1010 km3

6.085

0.0562

Promień równikowy [km]

2440

0.383

Promień na biegunie [km]

2440

0.384

Średnia gęstość planety [kg/m3]

5427

0.983

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

3.70

0.378

Prędkość ucieczki [km/s]

4.3

0.384

Albedo

0.056

0.145

Albedo optyczne

0.11

0.3

Widoma wielkość gwiazdowa V

-0.42

-

Stała słoneczna [W/m2]

9214

6.677

Temperatura planety [K]

442.5

2.531

Moment bezwładności [I/MR2]

0.33

0.998

Dane dotyczące parametrów orbity Merkurego:

Wielkość

Merkury

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

57.9

0.387

Długość roku [dni]

87.97

0.241

Długość roku na zwrotniku [dni]

87.97

0.241

Peryhelium *106 [km]

46

0.313

Aphelium *106 [km]

69.8

0.459

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

88

0.24

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

47.87

1.607

Odchylenie orbity [stopnie]

7

-

Mimośród orbity

0.2056

12.311

Czas obrotu wokół osi [dni]

58.6

58.6

Maksymalna odległość od Ziemi * 106 [km]

221.9

-

Minimalna odległość od Ziemi * 106 [km]

77.3

-

Dane dotyczące atmosfery na Merkurym:

Ciśnienie

Temperatura (wartość średnia)

Skład

10-15 bara

440 K

* tlen - 42%

* sód - 29 %

* wodór - 22 %

* hel - 6 %

* potas - 0.5 %

*argon, dwutlenek węgla, woda, azot, ksenon, krypton, neon - ilości śladowe

Kolejną planetą w Układzie Słonecznym jest WENUS.

Ta planeta swoje imię na cześć bogini miłości otrzymała również w czasach starożytnych. Wenus jest drugą po Merkurym planetą od Słońca. Jednocześnie jest to planeta najbliższa naszej Ziemi. Wenus jest trzecim pod względem jasności obiektem na niebie. Wyprzedzają ją jedynie : Słońce i Księżyc. Wenus bywa często nazywana Gwiazdą Wieczorną i Gwiazdą Poranną. Wynika to z faktu, że może być widoczna na niebie jedynie w godzinach rannych lub wieczornych. Ma na to wpływ odległość kątowa tej planety od Słońca, która nigdy nie przekracza 48 stopni. W przypadku Wenus można obserwować zjawisko podobne jak dla Merkurego polegające na przejściu planety przed tarczą słoneczną. Wenus jest bowiem również planetą wewnętrzną w stosunku do Ziemi. Jest to jednak zjawisko dużo rzadsze niż w przypadku Merkurego. Ostatni raz było obserwowane wprawdzie w roku 2004 ale poprzednie przejście miało miejsce pod koniec dziewiętnastego wieku.

Średnia odległość między Ziemią a Wenus zmienia się od 40 - 259 mln km. Podejrzewa się nawet, że na Wenus mogły panować warunki podobne do ziemskich obecnie. Dużo gęstsza atmosfera spowodowała jednak efekt cieplarniany i zmianę warunków.

Z Ziemi widoczna jest tylko ta część planety, która jest oświetlona przez Księżyc. Zatem Wenus podobnie jak Księżyc będzie wykazywać fazy. W momencie gdy odległość między Ziemią a Wenus jest najmniejsza wówczas widoczna jest na niebie jedynie w postaci wąskiego sierpa.

Rozmiarowo Wenus jest bardzo podobna do Ziemi. Promień równikowy planety wynosi bowiem 6051 kilometrów, a masa planety wynosi 0.82 mas Ziemi. Średnia gęstość planety jest niewiele mniejsza od gęstości ziemskiej i równa się około 5.25 g/cm3.

Średnia odległość Wenus od Słońca to 108.2 mln km. Porusza się ona po orbicie prawie kołowej, o mimośrodzie 0.0068. Okres obiegu wynosi 224.7 dnia., natomiast czas obrotu wokół własnej osi to 243.16 dnia. Ciekawostką jest fakt, że Wenus obraca się najwolniej ze wszystkich planet i dodatkowo w kierunku przeciwnym . Zatem Słońce na Wenus zachodzi na wschodzie a wschodzi na zachodzie. Oś obrotu znajduje się prawie w płaszczyźnie planety, stąd brak pór roku. Doba wenusjańska trwa prawie 117 dób ziemskich.

Pole magnetyczne na Wenus jest prawie trzy rzędy wielkości mniejsze niż pole magnetyczne Ziemi. Przyczyną tego jest prawdopodobnie wolna rotacja planety.

Atmosfera Wenus jest wyjątkowo gruba i gęsta. Tworzą ją przede wszystkim: dwutlenek węgla (96%), azot (3.5%). Gazy domieszkowe to : dwutlenek siarki, tlenek węgla, argon, neon, chlorowodór i para wodna. Ta gęsta i nieprzezroczysta atmosfera powodując efekt cieplarniany doprowadziła do ogromnego rozgrzania powierzchni planety. Na Wenus bez przerwy panują upały. Temperatura przy powierzchni sięga bowiem 750K. Występują również bardzo niewielkie dobowe wahania temperatur - rzędu 25 stopni. Na wysokości 100 km temperatura spada do około 100 K.

Ciśnienie atmosferyczne przy powierzchni wynosi około 9 MPa. Jest 90 razy większe od ciśnienia panującego na Ziemi.

Wenus podobnie jak Ziemia cechuje się wyjątkowo złożoną budową geologiczną oraz bogatą rzeźbę terenu.

Przypuszcza się, że wnętrze planety wykazuje duże podobieństwo do budowy Ziemi. W centrum znajduje się jądro żelazowo - niklowe. Jego promień wynosi prawdopodobnie około 3 tysięcy kilometrów. Jądro otoczone jest płaszczem o dużej grubości oraz skorupą. Jej grubość wynosi prawdopodobnie kilkadziesiąt metrów. Obecne ukształtowanie terenu Wenus zawdzięcza zjawiskom, które miały miejsce pół miliarda lat temu. Chodzi przede wszystkim o zjawiska wulkaniczne oraz ruchy tektoniczne.

Informacji na temat ukształtowania powierzchni planety jako pierwsze dostarczyły sondy Wenus byłego ZSSR "Wenera 13" i "Wenera 14".Miało to miejsce w roku 1982. Okazało się, powierzchnia Wenus to wyjątkowo rozległe równiny. Gdzieniegdzie widoczne były skały i wycieki wulkaniczne. Dowodem na aktywność tektoniczną są liczne rowy i szczeliny i fałdy.

Dokładniejszych informacji dostarczyły kolejne sondy, tym razem amerykańskie. Pierwsza to Pionier, druga Magellan. Potwierdziły one informacje o rozległych równinach na powierzchni planety. Dodatkowo stwierdzono obecność również obszarów wyżynnych. Na półkuli północnej znajduje się wyżyna o rozmiarach kontynentu. Nadano jej nazwę Ziemi Isztar. Otoczona jest przez pasma górskie prawdopodobnie sięgające 10 tys. metrów wysokości.

Na powierzchni Wenus stwierdzono również obecność olbrzymiej ilości wulkanów. Niektóre mają wysokość 6 tys. metrów i średnicę powyżej 1000 kilometrów.

Co ciekawe na powierzchni planety stosunkowo mało jest kraterów uderzeniowych. Wynika to z faktu, iż zjawiska wulkaniczne i ruchy tektoniczne miały miejsce później niż wielkie bombardowanie i dlatego ślady dawnych zderzeń z meteorytami zostały przez nie zatarte.

Pomysł sondowania Wenus powstał jeszcze w latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku. Wszystko zaczęło się 12 lutego 1961 roku. Wtedy to w kierunku Wenus została wysłana sonda radziecka Wenera 1. Niestety z sondą tą utracono kontakt zanim znalazła się w pobliżu planety. Kolejna sonda wystrzelona w kierunku tej planety nosiła nazwę Mariner 2. Sondzie udało się zbliżyć do powierzchni planety na odległość 35 tysięcy kilometrów. Wtedy to udało się uzyskać pierwsze informacje na temat słabego pola magnetycznego planety oraz bardzo wysokiej temperatury jej powierzchni.

Następne lata to loty kolejnych sond z serii Wenera, w tym te najbardziej udane czyli wspomniane wcześniej Wenera 13 i 14.

Jednak najwięcej danych dotyczących Wenus pochodzi z dwóch kolejnych wspomnianych również wcześniej misji, a mianowicie Pioneer - Venus i Magellan.

Misja Pioneer - Wenus objęła w sumie dwie sondy. Obie zostały wystrzelone w kierunku planety w roku 1978.

Sonda Pioneer 1 stała się sztucznym satelitą planety i wykonała badania dotyczące atmosfery, jonosfery oraz pola magnetycznego planety. Oprócz tego dzięki tej sondzie udało się wykonać mapę radarową obejmującą 93 % powierzchni planety. Natomiast podczas lotu drugiej sondy, Pioneer 2 na powierzchnię Wenus zostały zrzucone trzy próbniki.

Natomiast misja Magellan rozpoczęła się w roku 1989. Soda kosmiczna Magellan została wyniesiona w przestrzeń kosmiczną za pomocą wahadłowca. Jej lot do Wenus trwał 15 miesięcy po czym sonda została sztucznym satelitą planety. Sonda krążyła po orbicie biegunowej planety. Okres obiegu wynosił 195 minut. Dzięki temu udało się stworzyć mapę radarową obejmującą 98 % powierzchni planety ze zdolnością rozdzielczą około 300m.

Sonda zakończyła działalność po zrzuceniu jej na powierzchnię planety.

Podsumowanie danych o Wenus:

Wielkość

Wenus

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

4.869

0.815

Objętość planety *1010 km3

92.84

0.857

Promień równikowy [km]

6052

0.949

Promień na biegunie [km]

6052

0.952

Średnia gęstość planety [kg/m3]

5204

0.943

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

8.87

0.907

Prędkość ucieczki [km/s]

10.36

0.926

Albedo

0.72

1.87

Albedo optyczne

0.65

1.77

Widoma wielkość gwiazdowa V

-4.4

-

Stała słoneczna [W/m2]

2660

1.928

Temperatura planety [K]

238.9

0.966

Moment bezwładności [I/MR2]

0.33

0.998

Dane dotyczące parametrów orbityWenus:

Wielkość

Wenus

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

108.2

0.723

Długość roku [dni]

224.7

0.615

Długość roku na zwrotniku [dni]

224.7

0.615

Peryhelium *106 [km]

107.5

0.731

Aphelium *106 [km]

108.9

0.716

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

224.5

0.615

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

35.02

1.176

Odchylenie orbity [stopnie]

3.39

-

Mimośród orbity

0.0068

0.407

Czas obrotu wokół osi [dni]

243

243

Maksymalna odległość od Ziemi * 106 [km]

259

-

Minimalna odległość od Ziemi * 106 [km]

40

-

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Gęstość

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

92 bary

65 kg/m3

737 K

0.3 - 0.1 m/s

43.4 g/mol

* dwutlenek węgla - 96.5%

* azot - 3.5%

* dwutlenek siarki, woda, argon, hel, neon - śladowe ilości

Trzecią w kolejności planetą od Słońca jest ZIEMIA. Powszechnie wiadomo, że od najdawniejszych czasów panowało przekonanie, że nasza planeta jest nieruchoma. Wprawdzie pojawiały się pojedyncze głosy, że skoro obserwowany jest ruch sfery niebieskiej to Ziemia musi wykonywać ruch obrotowy niemniej jednak poglądy te zupełnie się nie przyjęły. I dopiero Mikołaj Kopernik przywrócił do życia tą tezę i znalazł odpowiednie argumenty przemawiające na jej korzyść. Udowodnił również , że Ziemia nie jest centrum Wszechświata, a jedynie jednym z elementów poruszających się wokół Słońca.

Od wieku siedemnastego rozpoczęła się widoczna tendencja do poszukiwań dowodów na ruch obrotowy naszej planety. I tak np. Guglielmini przeprowadził eksperyment polegający na obserwacji ruchu ciał w spadku swobodnym. Okazało się , że występuje odchylenie od pionu w kierunku wschodnim. Wyjaśnienie tego zjawiska jest proste. Wynikało ono z różnicy liniowej prędkości obrotowej między wierzchołkiem wieży skąd puszczano ciała a jej podstawą. Ciało na początku ruchu uzyskiwało liniową prędkość obrotową taką jak wierzchołek wieży i dlatego musiało upadać dalej na wschód.

Jednak lepszy dowód na istnienie ruchu obrotowego Ziemi uzyskał Foucault. Miało to miejsce w 1851 roku. Uczony ten w swoim eksperymencie wykorzystał długi drut na którym została zawieszona metalowa kula. Koniec drutu zamocowano na kopule Panteonu w Paryżu.

Całość konstrukcji umożliwiała kuli wykonywanie ruchów wahadłowych w płaszczyznach dowolnych kół wierzchołkowych.

I teraz gdyby nie istniał ruch obrotowy Ziemi to uzyskano by identyczne wartości azymutu płaszczyzny drgań wahadła. Ponieważ jednak Ziemia obraca się wokół osi zatem można zauważyć obrót płaszczyzny drgań wahadła w stosunku do powierzchni naszej planety.

Okazuje się, że ciała wykonujące ruch podlegają tzw. efektowi Coriolisa. Uczony ten odkrył, że obiekty w ruchu ulegają odchyleniu w prawo jeśli znajdują się na półkuli północnej a w lewo jeśli znajdują się na półkuli południowej.

Wiadomo, że Ziemia nie ma dokładnie kulistego kształtu. Jeśliby tak było to wówczas łuki południka pozwalałyby na wyznaczenie identycznej wartości promienia ziemskiego.

Na skutek zmiennej krzywizny południka wartości łuków, które odpowiadają różnicy szerokości geograficznej wynoszącej jeden stopień także zmieniają się wraz ze zmianą szerokości geograficznej.

Powstała wątpliwość jaki naprawdę jest kształt naszej planety. Czy jest ona wydłużoną elipsoidą czy też elipsoidą spłaszczoną na biegunach? W celu wyjaśnienia tego problemu w pierwszej połowie osiemnastego wieku zostały zorganizowane dwie wyprawy. Jedna podążyła w kierunku równika, a druga udała się do Laponii. Podobne pomiary prowadzono także we Francji. Uzyskane wyniki pozwoliły na porównanie kształtu ziemi w przybliżeniu do spłaszczonej elipsoidy obrotowej. Bryła taka powstaje dzięki obrotowi elipsy wokół małej osi elipsy. Dla Ziemi taką małą oś stanowi średnica mierzona od bieguna do bieguna.

Przed naukowcami powstał teraz problem konstrukcji modelu Ziemi o takich rozmiarach , które byłyby najbardziej bliskie wymiarom naszej planety. Okazało się, ze należy najpierw uściślić pewne pojęcia m.in. to co rozumie się pod pojęciem powierzchni Ziemi. W celu obliczenia rozmiarów elipsoidy konieczna jest znajomość wartości promienia równikowego oraz biegunowego.

Bardzo ważnym punktem w historii nauki było wyznaczenie masy Ziemi. Dokładne określenie tej wartości stało się konieczne po to aby móc wyrażać masy innych ciał niebieskich w odniesieniu do Ziemi. Do wyznaczenia masy naszej planety może posłużyć prosty eksperyment. Należy mianowicie porównać siłę przyciągania między ciałami o znanych masach z siłą z jaką ciała te są przyciągane przez Ziemię. I tak uzyskano wartość równą około 5.97 *1024 kg.

Bardzo ciekawe zjawisko dotyczące ziemi zostało zaobserwowane pod koniec tak osiemdziesiątych dziewiętnastego wieku przez Kutnera. Mianowicie odkrył on, że dochodzi do niewielkich zmian szerokości geograficznej. Zmiany te są symetryczne i dotyczą punktów odległych o 180 stopni. W jednym z punktów dochodzi do zmniejszenia szerokości geograficznej a w drugim do zwiększenia o dokładnie taką samą wartość. Zastanawiające stało się dlaczego dochodzi do takich zmian. Wydaje się, ze jedynym wytłumaczeniem jest zmiana lokalizacji biegunów. Problem ten okazał się na tyle interesujący, że od roku 1899 rozpoczęto regularne obserwacje tego zjawiska.

Dane otrzymywane ciągle ze stacji pomiarowych wskazują, że wahania bieguna nie SA większe niż 20 metrów. Odpowiada to zmianom szerokości geograficznej mniej więcej o około 0",7.

Badania tego typu są prowadzone także na terenie naszego kraju. Stacja badawcza mieści się w miejscowości Borowiec koło Poznania.

Wyniki badań stacji z całego świata pozwoliły na wykrycie pewnej prawidłowości. Okazuje się, że okres zmian jednej ze składowych zmiany lokalizacji bieguna wynosi około 14 miesięcy a drugiej około 12 miesięcy.

Po tym wstępie warto przyjrzeć się dokładniejszym informacjom o naszej planecie.

Wielka półoś orbity Ziemi ma długość 149.6 mln km, zaś nachylenie do płaszczyzny ekliptyki wynosi 23°27'. Ze względu na spłaszczenie tej planety jej dłuższy promień, równikowy ma długość 6378,245 km, a krótszy, biegunowy - 6356,863 km.

Czas obiegu Ziemi wokół Słońca wynosi 365,2564 dni, natomiast okres obrotu Ziemi wokół własnej osi wynosi 23 h 56 m 4,09 s i ulega wydłużeniu o ok. 1/1000 s w ciągu 100 lat. Obrót tej planety wokół własnej osi powoduje istnienie naprzemiennych okresów dnia i nocy, natomiast okrążanie Ziemi wokół Słońca, wraz z jej nachyleniem w stosunku do ekliptyki decyduje o występowaniu chłodniejszych i cieplejszych okresów w ciągu roku. Dodatkowo, występowanie stref klimatycznych na Ziemi uwarunkowane jest nachyleniem osi planety w stosunku do ekliptyki.

Okres precesji osi Ziemi to 26 tysięcy lat. Jej masa wynosi 5,975 x 1024 kg, a jej średnia gęstość 5520 kg/m3. Wiele danych odnośnie mas w astronomii stanowią dane wynikające z porównania masy Ziemi i innych ciał niebieskich. Jest to jedyna możliwość poznania tychże wartości, stąd dokładne wyznaczenie masy Ziemi było niezwykle istotne. Ze spłaszczenia Ziemi wynika fakt, że przyspieszenie na jej powierzchni jest zależne od szerokości geograficznej i wynosi 9,7805 ( 1 + 0,00529 sin2) m/s2.

W skład atmosfery naszej planety wchodzą: azot - 78%, tlen - 21%, argon - ok.1% oraz dwutlenek węgla, para wodna i inne gazy w śladowych ilościach.

Ziemia jest przykładem planety skalistej. Wokół Ziemi krąży jeden naturalny satelita - Księżyc oraz, od roku 1957 liczne sztuczne satelity, elektroniczne obiekty zbudowane na Ziemi.

Występujące w jądrze zewnętrznym Ziemi intensywne prądy konwekcyjne powodują masowy ruch elektronów, czego wynikiem jest istnienie magnetycznego pola tej planety. Obszar oddziaływania tego pola wokół Ziemi nazywany jest magnetosferą. Wewnątrz magnetosfery istnieją dwa pasy o wyższym niż średnia zagęszczeniu cząstek, głównie protonów i elektronów, które przechwycone zostały przez ziemskie pole magnetyczne. Magnetosfera Ziemi chroni ją przed szkodliwym dla organizmów żywych promieniowaniem słonecznym.

W budowie Ziemi rozróżniamy kilka warstw. Najbardziej zewnętrzną jest skorupa ziemska. Sięga ona do głębokości około 50-60 km w głąb planety, do strefy zwanej powierzchnią Mohorovicicia, gdzie następuje silna zmiana gęstości ośrodków. Strefa taka jest powierzchnią silnie refleksyjną dla fal sejsmicznych. Fale te są ważnym źródłem informacji o wgłębnej budowie Ziemi. Skorupę tą, ze względu na skład chemiczny oraz miąższość, dzielimy na kontynentalną i oceaniczną.

Poniżej skorupy ziemskiej znajduje się warstwa zwana płaszczem Ziemi. Sięga on w głąb do głębokości 2890 km. Płaszcz dzieli się pod względem budowy na dwie części. Płaszcz górny (zewnętrzny), zbudowany ze związków krzemu, magnezu, żelaza, chromu, o średniej gęstości 4 000 kg/m³. Ta część płaszcza ma grubość od 80 do 150 km. Jest to strefa, w której odbywają się wszelkie zjawiska i procesy tektoniczne. Płaszcz dolny (wewnętrzny) budują głównie związki niklu, krzemu, żelaza i magnezu. Gęstość jego wynosi od 5 000 do 6 600 kg/m³. W strefie tej zachodzą powolne ruchy konwekcyjne.

Następne w kolejności to jądro. Zbudowane jest ono przede wszystkim z żelaza. Pozostałe składniki to nikiel i krzem. Również jądro dzieli się na dwie podstrefy: jądro zewnętrzne i jądro wewnętrzne. Jądro zewnętrzne jest ciekłe. Składa się ono głównie z żelaza oraz niklu, a także w niewielkiej ilości z pierwiastków lekkich. Jego grubość to około 3500 km. Jądro wewnętrzne, ze względu na ogromne wywierane nań ciśnienie, jest stałe. Ma ono promień 1250 km. Składa się ono głównie z żelaza, być może z niewielka domieszką niklu.

Na powierzchni Ziemi wyróżniamy trzy sfery: hydrosferę, biosferę i atmosferę. Do hydrosfery zaliczamy oceany, morza, rzeki, jeziora, bagna, wody podziemne, lodowce, a także parę wodną. Jest ona więc wodną powłoką Ziemi. Biosfera zaś, to cała sfera życia, które rozwinęło się na tej planecie. Atmosfera, to wspomniana wcześniej gazowa otoczka Ziemi, składająca się głównie z tlenu oraz azotu.

Podsumowanie danych o Ziemi:

Wielkość

Wartość

Wielkość

Wartość

Masa planety *1024 kg

5.97

Albedo optyczne

0.367

Objętość planety *1010 km3

108.3

Stała słoneczna [W/m2]

1380

Promień równikowy [km]

6378

Albedo

0.385

Promień na biegunie [km]

6356

Widoma wielkość gwiazdowa V

-3.86

Średnia gęstość planety [kg/m3]

5520

Temperatura średnia [K]

247.3

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

9.78

Moment bezwładności [I/MR2]

0.3308

Prędkość ucieczki [km/s]

11.186

Promień jądra [km]

3485

Dane dotyczące parametrów orbity Ziemi:

Wielkość

Wartość

Wielkość

Wartość

Peryhelium *106 [km]

147.1

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

29.79

Aphelium *106 [km]

152.1

Mimośród orbity

0.0167

Wielka półoś orbity *106 [km]

149.6

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

23.45

Długość roku [dni]

365.26

Okres obrotu wokół osi [h]

23.935

Odchylenie orbity [stopnie]

0

Długość roku na zwrotniku [dni]

365.242

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Gęstość

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

114 mb

1.217 kg/m3

288 K

0 - 100 m/s

28.97 g/mol

* azot - 78%

* tlen - 20.9 %

* woda - ok.1%

* argon, dwutlenek węgla, hel, neon i wodór - śladowe ilości

Czwartą licząc od Słońca planetą jest MARS. Podobnie jak Wenus i Merkury Mars również znany był w czasach starożytnych i także tamtym czasom zawdzięcza swoją nazwę nadaną na cześć boga wojny.

Orbita po której planeta porusza się wokół Słońca jest niemalże kołowa (mimośród 0.09). Odległość orbity Marsa od Słońca jest 1.5 razy większa od odległości orbity ziemskiej. Okres obiegu planety wokół Słońca wynosi 1.9 lat . Natomiast jeśli chodzi o obrót wokół własnej osi to można dostrzec podobieństwo do doby ziemskiej. Doba marsjańska jest tylko o 37 minut dłuższa.

Na tym jednak podobieństwo między planetami się nie kończy. Na Marsie również występuje zmienność pór roku mimo, że trwa on prawie dwa razy dłużej.

Mars znajduje się w najmniejszej odległości od Ziemi wówczas gdy Słońce, Ziemia i Mars położone są na linii prostej. Wtedy odległość między obiema planetami wynosi około 55 milionów kilometrów. Zazwyczaj jednak bywa ona większa ze względu na eliptyczny kształt obu orbit planetarnych.

Na powierzchni Marsa występują liczne kratery, głównie pochodzenia meteorytowego. Dzięki temu na pierwszy rzut oka przypomina powierzchnię Księżyca. Cała powierzchnia jednak nie jest jednolita. Widoczne są obszary ciemne, które zostały nazwane morzami i obszary jaśniejsze zwane lądami. Dawniej sądzono bowiem że obszary ciemniejsze to powierzchnie wypełnione wodą stąd nazwa morza. Dzisiaj wiadomo, że oba są jednak elementami powierzchni stałej, różnią się własnościami odbijającymi światło.

Ukształtowanie powierzchni jest bardzo urozmaicone. Występują zarówno łańcuchy wysokich gór jak i rozległe równiny, uskoki, szczeliny i wygasłe wulkany. Na szczególną uwagę zasługują dwa obiekty. Pierwszy to Olympus Mons, olbrzymi wulkan, a drugi to gigantyczna szczelina zwana Doliną Marinerów. Wysokość tego wulkanu wynosi około 25 kilometrów , a średnica jego podstawy to około 550 m. Dolina Marinerów ciągnie się w okolicy równika planety na przestrzeni wynoszącej około 5 tysięcy kilometrów.

Na powierzchni planety występują także charakterystyczne kanały , których szerokość waha się między 1 a 50 kilometrów, a długość od 100 do 2000 kilometrów.

Podejrzewa się, że mogły one zostać wyrzeźbione przez płynącą wodę, która mogła być obecna na powierzchni planety kiedy jeszcze miała wystarczająco gęsta atmosferę.

Prawdopodobnie również dzisiaj woda może być obecna na powierzchni planety, tworząc czapy polarne pokryte suchym lodem oraz piachem.

Mars jest planetą znacznie mniejszą od Ziemi. Jego promień równikowy mierzy tylko 3397 kilometrów. Masa Marsa natomiast to niewiele ponad 0.1 masy Ziemi. Mars odznacza się też wyjątkowo małą gęstością. Wynosi ona około .

Jeśli chodzi o budowę wewnętrzną planety to w centrum znajduje się jądro zbudowane z żelaza i niklu. Promień tego jądra prawdo[podobnie wynosi około 1700 kilometrów. Jądro otoczone jest następnie skalistym płaszczem a także skorupą o grubości około 30 kilometrów. Kolejny element budowy stanowi warstwa regolitu i pyłu zawierającego duży procent tlenków żelaza. Właśnie dzięki tej warstwie Mars ma charakterystyczne czerwonawe zabarwienie.

Temperatura panująca na powierzchni Marsa ulega zmianom od 170 K do 300 K. Wszelkie dane dotyczące planety wskazują na to, że światło słoneczne docierające do powierzchni Marsa stanowi zaledwie 40% energii słonecznej docierającej na Ziemię.

Atmosfera Marsa jest znacznie cieńsza i rzadsza niż ziemska. Główne składniki to: dwutlenek węgla (95%), azot (2.7%), argon (1.6%) i tlen (0.15%). Ponadto występują niewielkie ilości tlenku węgla, pary wodnej, neonu, kryptonu i ksenonu.

Charakterystyczne jest to, ze na wysokości około 15 kilometrów nad powierzchnią planety dochodzi do powstawania chmur składających się z kryształków suchego lodu oraz lodu wodnego. Natomiast im bliżej powierzchni tym częściej można napotkać formujące się żółte obłoki składające się z pyłów porywanych z powierzchni planety podczas burz piaskowych również charakterystycznych dla Marsa.

Na skutek dużych wahań temperatur dochodzi do powstawania na powierzchni planety silnych wiatrów. Szacuje się, że ich prędkość może wynosić nawet 300 km/h.

Wartość ciśnienia atmosferycznego przy powierzchni planety jest 100 razy mniejsza niż średnia wartość ciśnienia przy powierzchni Ziemi.

Podobnie jak w przypadku Wenus tak i tutaj nie występuje zauważalne pole magnetyczne. Podejrzewa się, że wynika to z faktu, iż planeta nie posiada ciekłego jądra a jedynie jądro w formie zestalonej.

Wokół Marsa krążą dwa księżyce: Phobos i Deimos. Obydwa zostały odkryte w roku 1877. Aby zachować mitologiczną ciągłość zostały nazwane imionami synów boga wojny czyli Marsa. Księżyce poruszają się wokół planety po niemalże kołowych orbitach , które znajdują się w płaszczyźnie równikowej planety. Okres obiegu Phobos wynosi około 7 godzin i 39 minut a Deimosa 30 godzin i 18 minut. Charakterystyczne jest to, że podobnie jak Ziemski księżyc do ziemi tak i satelity Marsa są zwrócone do niego stale ta samą stroną. Phobos i Demos mają kształt nieregularnych brył o wymiarach :* Phobos - 27 km/ 21km / 19 km i * Demos - 15 km / 12 km / 11 km. Gęstości obu satelitów wynoszą odpowiednio: 2.0 i 1.7 g/cm3 . Na powierzchni obu księżyców stwierdzono obecność licznych kraterów uderzeniowych. Wiadomo także , odbijają tylko 6% padającego promieniowania słonecznego. Na powierzchni księżyców widoczne są także liczne kanały. Początkowo sądzono, że są one wynikiem świadomej działalności istot pozaziemskich. Potem okazało się, że jest to tylko złudzenie optyczne.

Porównując liczne cechy Marsa i Ziemi można stwierdzić, ze jest to planeta wykazująca największe spośród wszystkich planet podobieństwo do Ziemi. Dlatego też tak ekscytująca wydała się hipoteza, iż na Marsie mogło kiedyś istnieć lub też istnieje nadal jakaś forma życia. Informacji na ten temat miały dostarczyć sondy wysłane na Marsa w ramach programu Viking. Jednak ich misja nie przyniosła żadnego rozstrzygnięcia w tej kwestii.

Interesujący jest natomiast fakt, że w roku 1996 na Antarktydzie został znaleziony meteoryt pochodzenia marsjańskiego , w którym obecne były ślady życia pochodzące sprzed 3.6 miliardów lat. Dostarczyło to argumentów do dalszego zgłębiania tego problemu.

Program eksploracji marsa rozpoczął się w roku 1964 od wysłania w jego kierunku dwóch sond Mariner 3 i Mariner 4. Miały one za zadanie dostarczenie na powierzchnię Ziemi zdjęć Marsa wykonanych z niewielkiej odległości.

Zadanie to powiodło się tylko w przypadku drugiej sondy, której udało się zbliżyć do powierzchni planety na odległość około 9850 kilometrów. Wówczas na Ziemię trafiło 21 zdjęć , których zdolność rozdzielcza była rzędu 3 kilometrów. W kolejnych latach w kierunku Marsa kierowane były następne sondy Mariner oraz radzieckie sondy Mars. Mimo, że lotom tym naukowcy zawdzięczają szereg interesujących zdjęć Marsa i jego księżyców to najwięcej informacji na temat tej planety dostarczyła dopiero wspomniana wcześniej misja Viking.

Misja ta rozpoczęła się w roku 1975 od wystrzelenia w kierunku planety dwóch bliźniaczych sond Viking 1 oraz Viking 2.

Obie sondy najpierw stały się sztucznymi satelitami planety a następnie zostały od nich odłączone części lądujące, które opadły na powierzchnię Marsa. Dzięki nim naukowcy dysponują wynikami szeregu badań dotyczących fizycznych i chemicznych własności powierzchni planety oraz jej atmosfery. Części orbitalne natomiast przekazały na Ziemię ponad 50 tysięcy zdjęć planety o zdolności rozdzielczej ok. 100 metrów.

Podsumowanie danych o Marsie:

Wielkość

Mars

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

0.6419

0.107

Objętość planety *1010 km3

16.318

0.151

Promień jądra [km]

1700

0.488

Promień na biegunie [km]

3375

0.531

Średnia gęstość planety [kg/m3]

3933

0.713

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

3.69

0.377

Prędkość ucieczki [km/s]

5.03

0.45

Albedo

0.16

0.416

Albedo optyczne

0.150

0.409

Widoma wielkość gwiazdowa V

-1.52

-

Stała słoneczna [W/m2]

595

0.431

Temperatura planety [K]

216.6

0.875

Moment bezwładności [I/MR2]

0.366

1.106

Dane dotyczące parametrów orbity Marsa:

Wielkość

Mars

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

227.9

1.524

Długość roku [dni]

686.98

1.881

Długość roku na zwrotniku [dni]

686.97

1.881

Peryhelium *106 [km]

206.6

1.404

Aphelium *106 [km]

249.2

1.638

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

693.5

1.9

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

24.13

0.81

Odchylenie orbity [stopnie]

1.85

-

Mimośród orbity

0.0934

5.593

Czas obrotu wokół osi [dni]

24.623

1.029

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

25.19

1.07

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Gęstość

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

6.1 mb

0.02 kg/m3

210 K

2-7 m/s - okres letni

5-10 m/s okres jesienny

43.34 g/mol

* dwutlenek węgla - 95.32%

* azot - 2.7%

* argon - 1.6%

* tlen -0.13%

* woda, neon, tlenek azotu, krypton, ksenon - śladowe ilości

Następna w kolejności planetą jest JOWISZ.

Jowisz jest kolejna planeta, która znana był w starożytności i w tamtych czasach została nazwana. Jowisz w mitologii starożytnej był władcą zjawisk niebieskich. Jowisz jest największa planetą Układu Słonecznego i jednocześnie czwartym pod względem jasności obiektem na niebie. Wśród planet wyprzedza go jedynie Wenus. Prawdopodobnie te fakty dotyczące Jowisza stanowiły podstawę do nadania mu właśnie takiego imienia.

Masa Jowisza stanowi około 318 mas Ziemi. Średnica planety jest około 11 razy większa niż średnica ziemska. Średnia gęstość planety wynosi około co stanowi ok. 0.39 gęstości Ziemi. Promień równikowy planety to ponad 71 tys. kilometrów.

Jowisz okrąża Słońce po orbicie kołowej i znajduje się ponad pięciokrotnie dalej od Słońca niż Ziemia.. Czas jednego obiegu to 11 lat i 315 dni.

Planeta bardzo szybko wiruje wokół własnej osi, pełny obrót trwa około 10 godzin. Doba na Jowiszu trwa najkrócej wśród wszystkich planet Układu Słonecznego. Oś planety jest niemal prostopadła do płaszczyzny orbity Jowisza.

Dużej prędkości orbitalnej Jowisz zawdzięcza prawdopodobnie dosyć duże spłaszczenie. Jest ono takie, że promień równikowy planety jest dłuższy od biegunowego o ponad 4 tysiące kilometrów.

Jowisz prawdopodobnie w znacznej części wypełniony jest ciekłym wodorem. Przypuszcza się, że w centrum tej wodorowej kuli znajduje się jądro o niewielkich rozmiarach składające się z żelaza z domieszką krzemianów. Natężenie pola magnetycznego przy powierzchni planety jest kilkanaście razy większe niż pola magnetycznego przy powierzchni Ziemi. Dzięki temu wokół Jowisza rozciąga się magnetosfera sięgająca nawet odległości 4 milionów kilometrów w kierunku Słońca. Na skutek działania tak silnego pola magnetycznego nastąpiło uwięzienie w pewnych obszarach zwanych pasami radiacyjnymi dużej liczby naładowanych cząstek.

Na skutek tego ,że pole magnetyczne rotuje wraz planetą, następuje przyspieszanie cząstek do olbrzymich prędkości. Pole magnetyczne Jowisza działa zatem jak akcelerator. Dochodzi do emisji promieniowania o częstościach radiowych, które jest rejestrowane również na Ziemi.

Jowisz otoczony jest nieprzezroczystą, rozległą atmosferą złożoną w ok. 80 % z wodoru i 20% z helu. Niewielki udział maja również: metan, amoniak, acetylen, tlenek węgla i para wodna.

Najbardziej charakterystyczna dla Jowisza jest tzw. wielka czerwona plama czyli prawdopodobnie nieustające, ogromne zawirowanie w powierzchniowej warstwie obłoków. Szybkość wiatrów w tych warstwach dochodzi do 600 km / h. Temperatura zewnętrznych warstw atmosfery to około 170K.

Jowisz jest źródłem silnego pola magnetycznego, stąd obserwowane zorze polarne.

Ciekawą własnością planety jest wypromieniowywanie dwukrotnie większej energii niż ta, którą otrzymuje od Słońca. Źródło dodatkowej energii nie jest jeszcze znane. Wprawdzie pod względem składu chemicznego Jowisz bardzo przypomina Słońce to jednak ze względu na zbyt małe ciśnienie nie mogą zachodzić w nim reakcje jądrowe, które mogłyby tłumaczyć powstawanie energii. Początkowo sądzono także , że energia może być wydzielana w wyniku kurczenia się planety. Jednak również ta hipoteza upadła.

Jowisz ma 16 satelitów, z których tylko pięć najwcześniej odkrytych zostało nazwanych. I tak cztery z nich: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto zostały odkryte już w 1610 roku przez Galileusza.

Księżyce okrążają planetę po niemalże kołowych orbitach, pod względem wielkości przypominają ziemski Księżyc. I podobnie jak księżyc zwrócone są w kierunku planety - matki tą samą stroną. Okres obiegu satelity Io wynosi 1.77 dnia. Obserwacje powierzchni tego księżyca pozwoliły na stwierdzenie obecności czynnych wulkanów. Był to więc pierwszy poza Ziemią obiekt w Układzie Słonecznym aktywny pod względem wulkanicznym. Prawdopodobnie jest ona wynikiem rozgrzania skorupy satelity na skutek ruchów wewnątrz satelity. W budowie wewnętrznej satelity Io można prawdopodobnie wyróżnić żelazno - skalne jądro, które jest zatopione w warstwie płynnej siarki. . Następna warstwa to stare osady pochodzenia wulkanicznego . Księżyc otoczony jest przez warstwę obłoków zawierających sód, potas oraz wodór i siarkę.

Charakterystyczny dla tego księżyca jest pierścień składający się głównie ze zjonizowanych cząsteczek siarki. Jest on źródłem silnego promieniowania o częstotliwościach radiowych i nadfioletowych.

Kolejny księżyc Jowisza to Europ. Okres obiegu tego satelity wynosi około 3.55 dnia. Jego średnica wynosi 3138 kilometrów i jest oddalony od Jowisza na odległość równą dziewięciu promieniom planety. Przypuszcza się, że na powierzchni tego satelity znajduje się warstwa lodu wodnego, nadająca mu gładkość oraz wysoką zdolność odbijania promieniowania słonecznego. W ukształtowaniu powierzchni brak kraterów uderzeniowych co sugeruje ,że ukształtował się on dużo później niż planety i inne satelity. Zdjęcia powierzchni księżyca sugerują aktywność wulkaniczną. Podejrzewa się, że pod powłoką lodową może znajdować się woda w stanie ciekłym. I tak jak w przypadku Marsa zrodziło się podejrzenie o istnieniu prymitywnych form życia na tym satelicie.

Największym satelitą Jowisza jest Ganimedes. Jest to jednocześnie największy księżyc w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi ponad 5 tysięcy kilometrów. Jest więc większy od Merkurego. Księżyc oddalony jest od Jowisza o odległość przekraczającą 15 promieni planety. Okres obiegu satelity wokół Jowisza wynosi około 7.15 dnia. Gęstość satelity jest mniejsza niż w przypadku dwóch poprzednich księżyców. Sugeruje to następującą budowę wewnętrzną : w centrum znajduje się skaliste jądro, które otacza warstwa lodowa. Następnie na tej warstwie znajduje się skorupa składająca się również z lodu, w którym zatopiony został materiał skalny.

W ukształtowaniu powierzchni satelity wyróżnić można kratery uderzeniowe. Na biegunach znajdują się czapy polarne. Podejrzewa się, że Ganimedes posiada atmosferę, w skład której wchodzi głównie para wodna, tlen i dwutlenek węgla. Ganimedes posiada także mierzalne pole magnetyczne. Informacji takiej dostarczyła sonda kosmiczna Galileo w roku 1996.

Jest to więc księżyc wyjątkowy w Układzie Słonecznym również pod tym względem. Ostatnim księżycem Jowisza odkrytym przez Galileusza jest Kallisto. Znajduje się on od Jowisza w odległości przewyższającej 26 promieni tej planety. Okres obiegu satelity wokół Jowisza wynosi 16.7 dnia. Średnica Kallisto wynosi około 4800 kilometrów.

Budową wewnętrzną bardzo przypomina Europa, ma jednak wyraźnie grubszą warstwę lodu na powierzchni. W ukształtowaniu powierzchni można wyróżnić bardzo dużą ilość kraterów uderzeniowych. Cechą wyróżniająca tego satelitę jest układ składający się z dziesięciu współśrodkowych pierścieni, które stanowią wypiętrzenia terenu.

Podejrzewa się, że układ taki mógł powstać w wyniku silnego zderzenia z innym obiektem jeszcze w czasie gdy formowała się powierzchnia satelity.

Wymienione powyżej satelity są największe spośród satelitów Jowisza. Oprócz nich wokół planety krążą mniejsze twory w liczbie co najmniej 12. Obieg satelitów wokół Jowisza jest dobrym modelem ruchu planet wokół Słońca.

Jedną z sond podążających w celu zbadania Jowisza był Voyager 1 . Dokonał on dosyć spektakularnego odkrycia. Mianowicie okazało się, że w płaszczyźnie równikowej planety obecny jest pierścień, podobnie jak to ma miejsce w przypadku Saturna. Jest on jednak mniejszy i słabszy przez co nie został wcześniej zaobserwowany.

Sonda ta dokonała również odkrycia dwóch małych satelitów Jowisza, które poruszają się po krawędziach pierścienia.

Podsumowanie danych o Jowiszu:

Wielkość

Jowisz

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

1898.6

317.83

Objętość planety *1010 km3

143128

>1321.33

Promień na równiku [km]

71492

11.21

Promień na biegunie [km]

66854

10.52

Średnia gęstość planety [kg/m3]

1326

0.240

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

23.12

2.364

Prędkość ucieczki [km/s]

59.5

5.32

Albedo

0.70

1.82

Albedo optyczne

0.52

1.42

Widoma wielkość gwiazdowa V

-9.40

-

Stała słoneczna [W/m2]

51

0.037

Temperatura planety [K]

90.6

0.366

Moment bezwładności [I/MR2]

0.254

0.768

Dane dotyczące parametrów orbity Jowisza:

Wielkość

Jowisz

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

778.4

5.203

Długość roku [dni]

4.332.59

11.862

Długość roku na zwrotniku [dni]

4.330.59

11.857

Peryhelium *106 [km]

740.6

5.035

Aphelium *106 [km]

816.0

5.365

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

4380

12

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

13.07

0.439

Odchylenie orbity [stopnie]

1.305

-

Mimośród orbity

0.04839

2.898

Czas obrotu wokół osi [dni]

9.9250

0.415

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

3.12

0.133

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

>>100 barów

129 K

150 m/s - szer. geog <30 stopni

40 m/s - szer. geog. > 30 stopni

2.22 g/mol

* wodór - 89.8%

* hel - 10.2%

* metan, amoniak, etan, woda - ilości śladowe

Szóstą pod względem odległości od Słońca planetą w Układzie Słonecznym jest SATURN.

Jest zarazem drugą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym. Również znany był już w czasach starożytnych, otrzymał imię na cześć boga rolnictwa i zasiewów.

Saturn porusza się wokół Słońca po prawie kołowej orbicie , a czas pojedynczego okrążenia wynosi ponad 29 i pół roku.

Prędkość obrotu Saturna wokół własnej osi jest duża. I co ciekawe Saturn nie obraca się tak jak modelowa bryła sztywna. Okres obrotu rejonów równikowych wynosi około 10 godzin podczas gdy rejony okołobiegunowe obracają się w czasie dłuższym o około kilkadziesiąt minut. Na skutek dużej prędkości ruchu obrotowego doszło do spłaszczenia planety. Widać to na przykładzie wymiarów promieni równikowego i biegunowego. Okazuje się , ze promień równikowy jest o około 6.5 tysiąca kilometrów dłuższy niż promień biegunowy.

Saturn jest ponad 95 razy cięższy od Ziemi, ale średnia jego gęstość jest niewielka i wynosi zaledwie 0.71 g/cm3.

Wnętrze planety prawdopodobnie składa się z jądra żelazowo - krzemianowego, które stanowi około 20 % masy planety. Jądro otoczone jest wodorem metalicznym, który następnie przechodzi w ciekły wodór z domieszką helu. Nie ma wyraźnie zaznaczonej granicy między planetą a atmosferą, bowiem warstwa wodoru płynnie przechodzi w otoczkę gazową Saturna.

Atmosferę Saturna budują głównie : wodór (89%) i oczywiście hel (11%). Domieszki stanowią: amoniak, metan i woda. Temperatura warstwy powierzchniowej planety sięga 95 K.

Podobnie jak w przypadku Jowisza tak i tutaj mamy do czynienia ze zjawiskiem wypromieniowywania większej ilości energii niż ta otrzymywana wraz z promieniowaniem słonecznym. Mechanizm pozyskiwania dodatkowej energii przez planetę nie został jeszcze poznany zresztą podobnie jak i w przypadku Jowisza. Dla Saturn charakterystyczne są bardzo silne wiatry wiejące z prędkością nawet 1800 km/h.

Pole magnetyczne Saturna jest znacznie słabsze niż pole Jowisza.

Osobliwością Saturna są jego pierścienie. Po raz pierwszy zostały one zaobserwowane przez Galileusza. Jednak odkryte przez siebie zjawisko naukowiec opisał jako dwa znajdujące się bardzo blisko powierzchni planety księżyce. Dopiero kilkadziesiąt lat później pierścienie zostały właściwie opisane. Dokonali tego Huygens oraz Cassini.

Prawdopodobnie w skład tych pierścieni wchodzą krążące wokół planety lodowych brył o rozmiarach od kilku centymetrów do nawet stu metrów. Grubość pierścieni wynosi kilka kilometrów. Natomiast gęstość materii w pierścieniu wynosi około 1 g/cm3.

W budowie pierścienia można wyróżnić siedem charakterystycznych części, które różnią się między sobą m.in. odległością od Saturna, jasnością czy też grubością.

Saturn ma co najmniej 18 satelitów. Może ich być jednak znacznie więcej.

Po raz pierwszy Saturn można było obserwować już na początku XVII wieku, po wynalezieniu lunety. Wiek XVII to odkrycie pierścienia Saturna oraz jednego z satelitów planety - Tytana (rok 1655). Okres obiegu Tytana wokół Saturna to około 16 dni. Orbita satelity znajduje się w odległości przekraczającej 20 promieni planety. Jest ona niemalże kołowa. Tytan posiada atmosferę o dużej gęstości. W jej skład wchodzą: azot i metan, a także inne węglowodory. Dzięki nim atmosfera prawie nie jest przezroczysta. Dlatego też na temat budowy powierzchni Tytana można jedynie snuć przypuszczenia.

Po Tytanie zostały odkryte kolejne satelity. Ostatnie odkrycia przypadają na lata 1980 i 1981.

Dużo informacji na temat księżyców Saturna dostarczyły sondy Voyager.

Kolejne lata obserwacji planety za pomocą coraz doskonalszych przyrządów optycznych przyniosły informacje na temat m.in. atmosfery planety.

Podsumowanie danych o Saturnie:

Wielkość

Saturn

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

568.46

95.16

Objętość planety *1010 km3

82713

763.59

Promień na równiku [km]

60268

9.45

Promień na biegunie [km]

54364

8.553

Średnia gęstość planety [kg/m3]

687

0.124

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

8.96

0.916

Prędkość ucieczki [km/s]

35,5

3.172

Albedo

0.75

1.95

Albedo optyczne

0.47

1.28

Widoma wielkość gwiazdowa V

-8.88

-

Stała słoneczna [W/m2]

15

0.011

Temperatura planety [K]

63.9

0.258

Moment bezwładności [I/MR2]

0.210

0.635

Dane dotyczące parametrów orbity Saturna:

Wielkość

Saturn

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

1426.8

9.537

Długość roku [dni]

10759.22

29.457

Długość roku na zwrotniku [dni]

10746.94

29.424

Peryhelium *106 [km]

1347.6

9.161

Aphelium *106 [km]

1506.4

9.904

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

10767.5

29.5

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

9.66

0.324

Odchylenie orbity [stopnie]

2.484

-

Mimośród orbity

0.05415

3.243

Czas obrotu wokół osi [dni]

10.5

0.439

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

26.73

1.14

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Gęstość

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

>>100 barów

0.19 kg/m3

(dla 1 bara)

97 K

400 m/s - szer. geog. <30 stopni

150 m/s - szer. geog. > 30 stopni

2.07 g/mol

* wodór -96.3%

* hel - 3.25%

* metan, amoniak, etan - śladowe ilości

Kolejną planetą w Układzie Słonecznym jest URAN.

Początkowo Uran uważany był za gwiazdę, mimo, że jego jasność oscyluje na granicy widzialności. Odkrywca Urana nadał mu imię Gwiazdy Jerzego na cześć angielskiego króla. Dzisiejsza nazwa planety czyli Uran funkcjonuje dopiero od drugiej połowy dziewiętnastego wieku. Orbita, po której Uran obiega Słońce jest niemalże kołowa, a okres obiegu wynosi 84 lata. Wartość średniej orbitalnej prędkości planety to około 6.8 km/s.

Natomiast krótki jest czas obrotu planety wokół własnej osi. Wynosi 17. 2 godziny. W przypadku Urana występuje podobne zjawisko jak dla Wenus, mianowicie obie planety obracają się w kierunku przeciwnym niż cała reszta. Wynika to z faktu, iż jego oś obrotu znajduje się prawie w płaszczyźnie orbity. Kąt nachylenia płaszczyzny równika planety do płaszczyzny orbity wynosi 98 stopni.

Duża szybkość rotacji powoduje podobnie jak w przypadku innych planet dosyć duże spłaszczenie. W przypadku Urana promień równikowy jest o 600 kilometrów dłuższy niż promień biegunowy.

Mimo, że Urana zalicza się do grupy planet - olbrzymów to jego masa jest tylko 14 razy większa od masy Ziemi. Wartość średniej gęstości materii to 1.2 g/cm3.

Budową wewnętrzną planeta przypomina Jowisza i Saturna. Prawdopodobnie w centrum znajduje się skaliste jądro, które skupia 24% masy planety. Jądro otoczone jest przez warstwę lodu wodnego, amoniaku i metanu. Warstwa ta stanowi około 65% masy planety. Natomiast warstwy powierzchniowe są płynno - gazowe i przechodzą w atmosferę planety, która jest bardzo rozległa.

Ilość helu w atmosferze Urana jest większa od ilości tego pierwiastka, występującej na Jowiszu czy Saturnie. Wynosi około 15 %. Zawartość wodoru to 84 %. Pozostałe składniki to amoniak i metan, skupiające się w obłoki.

Uran stanowi wyjątek wśród planet olbrzymów pod tym względem, że nie ma znaczącego wewnętrznego źródła energii. Można to stwierdzić na podstawie ilości wypromieniowywanej energii. Wynosi ona tylko 1.4 energii absorbowanej ze Słońca. Warto zauważyć , iż do Urana dociera tylko około 0.003 ilości energii, która w tym samym czasie dochodzi do naszej planety. Wartość średniej temperatury jaka panuje na powierzchni Urana to około 60K. Mniejsza temperatura panuje w atmosferze planety - około 52 K.

Wprawdzie temperatury są dużo niższe niż na Ziemi, ale za to pole magnetyczne Urana ma trzykrotnie wyższą wartość. Jednak nie wiadomo co jest jego źródłem. Oś magnetyczna planety jest odchylona od osi obrotu o około 59 stopni. To i inne procesy mają wpływ na nietypowy kształt magnetosfery Urana. Szacuje się, że ogon magnetosfery może się ciągnąć na odległość 10 milionów kilometrów.

W roku 1977 stwierdzono na podstawie obserwacji astronomicznych, że Uran również posiada pierścienie. Późniejsze badania pozwoliły zweryfikować w pewnym stopniu ten fakt, okazało się , że jest to bardzo duża ilość wąskich pierścieni, które znajdują się w płaszczyźnie równikowej planety. W tej grupie pierścieni można wyróżnić 11 takich , które są najbardziej widoczne. Szacuje się, że w ich skład wchodzą bryły o średnicach 0.1- 1 metra. Od roku 1986 czyli od misji sondy Voyager 2 wiadomo, że w grupie pierścieni Urana są także pierścienie pyłowe. Grubość tych pierścieni waha się 10 - 100 metrów.

Dotychczas udało się potwierdzić istnienie 15 satelitów Urana. Wszystkie krążą w kierunku przeciwnym, niż odbywa się ruch planety po niemalże kołowych orbitach , które znajdują się w płaszczyźnie równika planety. Okresy obiegu tych satelitów wahają się od 0.333 dnia do 13.5 dnia.

Pierwsze dwa księżyce , te o największych rozmiarach czyli Tytanię i Oberona , odkrył Herschel w roku 1787. Ostatnie odkrycie przypada na rok 1986 czyli na wspomniany wcześniej lot sondy Voyager 2 . Zostało wtedy odkrytych 10 księżyców Urana. Wśród tej dziesiątki największy księżyc ma średnice wynoszącą zaledwie 150 kilometrów. Są to więc obiekty niewielkie.

Do najciekawszych satelitów Urana należy obiekt o imieniu Miranda. Promień tego księżyca wynosi 236 kilometrów i jest on oddalony od środka Urana o 130 tysięcy kilometrów.

Na powierzchni satelity stwierdzono obecność dużej liczby kraterów uderzeniowych , a także sieć szczelin i bruzd. Ukształtowanie terenu świadczy więc zarówno o dużej liczbie kolizji z innymi obiektami w przestrzeni kosmicznej jak również o aktywności wulkanicznej samego księżyca. I co ciekawe Satelita ten wypromieniowuje znacznie większą ilość energii niż ta , którą absorbuje ze Słońca. Oznacza to, że musi mieć jakieś wewnętrzne źródło energii.

Podsumowanie danych o Uranie:

Wielkość

Uran

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

86.83

14.536

Objętość planety *1010 km3

6833

63.08

Promień na równiku [km]

25559

4.007

Promień na biegunie [km]

24973

3.929

Średnia gęstość planety [kg/m3]

1318

0.239

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

8.69

0.889

Prędkość ucieczki [km/s]

21.3

1.903

Albedo

0.9

2.338

Albedo optyczne

0.51

1.390

Widoma wielkość gwiazdowa V

-7.19

-

Stała słoneczna [W/m2]

3.71

0.0027

Temperatura planety [K]

35.9

0.145

Moment bezwładności [I/MR2]

0.225

0.680

Dane dotyczące parametrów orbity Uranu:

Wielkość

Uran

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

2871.0

19.191

Długość roku [dni]

30685.4

84.011

Długość roku na zwrotniku [dni]

30588.74

83.749

Peryhelium *106 [km]

2734

18.59

Aphelium *106 [km]

3005.2

19.76

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

30660

84

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

6.82

0.229

Odchylenie orbity [stopnie]

0.77

-

Mimośród orbity

0.04718

2.825

Czas obrotu wokół osi [dni]

17.24

0.720

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

97.86

4.173

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Gęstość

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

>>100 barów

0.42 kg/m3

58 K

0-200 m/s

2.64 g/mol

* wodór - 82.5 %

* hel - 15.2%

* metan - 2.3 %

Ósmą planetą w Układzie Słonecznym jest NEPTUN. Został on odkryty w roku 1846 przez J.Galle. Zanim jednak został odkryty jego istnienie przewidzieli teoretycznie naukowcy na podstawie obserwacji zakłóceń w ruchu Urana. Wynikały one między innymi z oddziaływań grawitacyjnych z Neptunem właśnie.

Neptun okrąża Słońce po niemalże kołowej orbicie w czasie 165 lat. Średnia prędkość ruchu orbitalnego wynosi 5.4 km/s. Natomiast stosunkowo szybko rotuje wokół własnej osi. Pełen obrót trwa tylko niewiele ponad 16 godzin. Podobnie jak w przypadku innych planet tak i tutaj mamy do czynienia ze spłaszczeniem globu. Promień równikowy jest o 500 km dłuższy od promienia biegunowego. Masa Neptuna jest ponad 17 razy większa od masy Ziemi. Średnia gęstość materii wynosi około 1.64 g/cm3.

Pod względem budowy wewnętrznej bardzo przypomina Urana, mimo, że ma większą od niego masę. Centrum planety to prawdopodobnie skaliste jądro, które jest otoczone warstwą lodu wody, amoniaku i metanu. Najbardziej zewnętrzną warstwę stanowi ciekły wodór, nad którym unosi się atmosfera. Atmosferę planety budują przede wszystkim wodór i hel. Ale występuje też metan i amoniak. Absorpcja promieniowania czerwonego i podczerwonego przez metan atmosferyczny nadaje planecie niebieskie zabarwienie.

Dzięki misji sondy kosmicznej Voyager 2 wiadomo, że w atmosferze Neptuna występuje ogromne zawirowanie zwane wielką ciemną plamą. Charakterystyczne jest, że ten ogromny cyklon przemieszcza się po powierzchni planety z prędkością równą 1000 km / h. Na Neptunie wieją bardzo silne wiatry dochodzące do 2500 km / h.

Voyager potwierdził również, że wokół Neptuna istnieją pierścienie. Wiadomo, że składają się one z okruchów materii i dużej ilości pyłów. Jeden z nich ma większą od pozostałych grubość.

Wokół Neptuna krąży osiem naturalnych satelitów. Tylko dwa z nich, Tryton i Nereida, były odkryte przed lotem Voyagera 2. Dzięki jego zdjęciom można stwierdzić ,że powierzchnia Trytona jest cały czas aktywna geologicznie. Posiada rzeźbę terenu obfitującą w liczne kratery uderzeniowe, szczeliny i czynne wulkany.

Orbita Neptuna charakteryzuje się dużymi nieregularnościami.. Z tego względu zrodziły się podejrzenia o istnieniu jeszcze jednej, dziesiątej planety. Ochrzczono ją planetą X. Ta koncepcja zyskała tyleż samo zwolenników co przeciwników. Niewątpliwie argumentem na nie jest zbyt młody wiek Układu Słonecznego oraz za mała ilość materii do uformowania jeszcze jednej planety.

Podsumowanie danych o Neptunie.:

Wielkość

Neptun

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

102.43

17.147

Objętość planety *1010 km3

6254

57.74

Promień na równiku [km]

24766

3.883

Promień na biegunie [km]

24342

3.830

Średnia gęstość planety [kg/m3]

1638

0.297

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

11

1.125

Prędkość ucieczki [km/s]

23.5

2.10

Albedo

0.82

2.13

Albedo optyczne

0.41

1.12

Widoma wielkość gwiazdowa V

-6,87

-

Stała słoneczna [W/m2]

1.47

0.00107

Temperatura planety [K]

33.2

0.134

Dane dotyczące parametrów orbity Neptuna:

Wielkość

Neptun

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

4498.3

30.07

Długość roku [dni]

60189

164.79

Długość roku na zwrotniku [dni]

59799.9

163.73

Peryhelium *106 [km]

4458.0

30.31

Aphelium *106 [km]

4535.2

29.82

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

60225

165

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

5.48

0.184

Odchylenie orbity [stopnie]

1.769

-

Mimośród orbity

0.00859

0.514

Czas obrotu wokół osi [dni]

16.11

0.673

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

4498.3

30.07

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Temperatura (średnia)

Prędkość wiatru

Masa molowa (średnia)

Skład

>>100 barów

58 K

0-200 m/s

2.53-2.69 g/mol

* wodór - 80%

* hel - 19%

* metan - 1.5%

Ostatnią planetą, przynajmniej na dzień dzisiejszy jest Pluton.

Został on odkryty w Lowell Observatory. Natomiast astronomem, który tego dokonał był Amerykanin C. Tombaugh. W latach poprzedzających odkrycie Plutona naukowcy na podstawie wyników obserwacji wysuwali hipotezy o istnieniu kolejnej planety, ale nikt nie potrafił tego udowodnić. Za istnieniem dodatkowej planety po Neptunie przemawiały rozmaite fakty. Miedzy innymi obliczenia astronomów wskazywały, że tylko w niewielkiej części odchylenie orbity, po której porusza się Uran jest spowodowane oddziaływaniem grawitacyjnym planety Neptun.

Obserwacje wskazywały także na fakt, iż zakłócenia występują także w ruchu orbitalnym samego Neptuna. Dlatego pojawiła się hipoteza, że na ruch tych planet ma wpływ jeszcze jakiś inny obiekt. Zaczęto więc badania i pojawiły się pierwsze propozycje dotyczące pozycji tej planety w Układzie Słonecznym. Najbardziej dokładne obliczenia przedstawili dwaj Amerykanie: Percival Lowell i Charles Pickering. Ich propozycja została zaprezentowana w roku 1915. Niemniej jednak dopiero po czterech latach zaczęto poszukiwać tej planety na niebie prowadząc dokładne obserwacje astronomiczne. Miejscem pierwszych takich obserwacji było obserwatorium kalifornijskie. Zastosowano tam teleskop o dużej mocy, ale niestety prace nie zakończyły się sukcesem. Potem podejmowano jeszcze szereg prób, ale wszystkie kończyły się fiaskiem.

I tak było aż do przełomowego roku 1930 kiedy to zakończono budowę teleskopu w Arizonie. Tam po raz pierwszy dostrzeżono nieznany obiekt, który okazał się być poszukiwaną planetą. Jak już na początku zostało wspomniane udało się to astronomowi o nazwisku Tombaugh. Po tym odkryciu analizowano jeszcze raz wcześniej otrzymane wyniki okazało się, że Pluton był widoczny już na tych wcześniej wykonanych fotografiach. Był tam jednak słabo widoczny ze względu na bliskość gwiazdy o dużej jasności. Od tamtej pory, czyli od roku 1930 badania i obserwacje dostarczyły licznych informacji o Plutonie.

I tak wiadomo, że orbita okołosłoneczna Plutona ma kształt elipsy. Odległość Plutona od Słońca zmienia się zatem od 29.8 do 49.6 jednostek astronomicznych. Co jakiś czas dochodzi do takiej sytuacji, że Pluton znajduje się bliżej Słońca niż Neptun i na kilkanaście lat przestaje być najdalszą planetą. Tak było np. w latach 1979 - 1999. Sytuacja powtórzy się 5 IV 2231 roku.

Wiadomo również, że orbita planety znajduje się w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 17 stopni. Jest to największy kąt nachylenia wśród wszystkich planet Układu Słonecznego. Pluton obiega Słońce w czasie równym prawie 249 lat. Ciekawostka jest, że ruch rotacyjny planety odbywa się w kierunku przeciwnym niż to ma miejsce u większości planet Układu Słonecznego. Pojedynczy obrót dookoła osi trwa 6.39 dnia. Ponieważ orbita Plutona ma bardzo specyficzne cechy dlatego wśród naukowców zrodził się hipoteza, że Pluton mógł w przeszłości stanowić satelitę najbliższego mu Neptuna. Mogło wydarzyć się coś, co spowodowało jego wyrwanie się z grawitacyjnego przyciągania Neptuna i zaczął krążyć wokół Słońca jako samodzielna planeta. Taki bieg wydarzeń jest tym bardziej prawdopodobny, że Pluton i satelita Neptuna , Tryton mają mnóstwo wspólnych cech. Inna hipoteza mówi z kolei, że tryton także był odrębną planetą, ale został przechwycony przez pole grawitacyjne Neptuna. Przypuszczenie to nie ma jednak zbyt wielu zwolenników.

Pluton jest planetą o bardzo małych rozmiarach. Jego średnica wynosi zaledwie 2320 km. Tak więc nawet ziemski Księżyc jest od niego większy. Masa planety stanowi 0.0026 masy ziemskiej. Stąd gęstość wynosi 1.97 g/cm.Powierzchnia Plutona oświetlona przez Słońce ma temperaturę około 45 K. Podejrzewa się, że jest ona pokryta lodem metanowym.

Stwierdzono, że Pluton ma atmosferę resztkową, której główne składniki to dwutlenek węgla i azot. Warstwa atmosfery prawdopodobnie ma grubość rzędu 46 kilometrów. Jest to więc bardzo niewiele. Ciekawym zjawiskiem jest to, że w momencie gdy odległość Plutona od Słońca staje się najmniejsza to atmosfera ulega odtworzeniu, a gdy planeta się oddala to gazy w atmosferze zamarzają.

W roku 1978 odkryto naturalnego satelitę Plutona. Nadano mu nazwę Charon. Nazwa ta to imię pochodzące z mitologii, a nosił je przewoźnik zmarłych przez rzekę Styks do Hadesu.

Odkrycia Charona dokonał astronom amerykański James Chrusty. Początkowo bardzo trudno było stwierdzić jakie rozmiary ma Charon. Udało się to dopiero dzięki Teleskopowi Hubble'a możliwe było ustalenie rozmiarów księżyca. Jego objętość jest prawie dwa razy mniejsza od objętości planety. Średnica księżyca mierzy bowiem tylko około 1192 kilometry. Niestety jak na razie nie wiadomo jaka jest budowa wewnętrzna Charona, przypuszcza się jednak na podstawie stosunkowo małej gęstości, że może mieć budowę podobną do lodowych księżyców planety Saturn. Na powierzchni Charona znajdują się duże ilości lodu wodnego lub metanowego.

Okres obiegu Charona wokół Plutona to 6.39 dnia. Natomiast średnia odległość między tymi dwoma ciałami wynosi niewiele ponad 19 tysięcy kilometrów. Charakterystyczne jest to, że Charon okrąża Plutona dokładnie w takim samym czasie ile trwa obrót macierzystej planety wokół własnej osi. Ma tu więc miejsce rotacja synchroniczna. Planeta i jej księżyc zawsze zwracają się do siebie tymi samymi półkulami.

W przypadku Charona dochodzi do pewnego osobliwego zjawiska. Mianowicie pod względem wielkości Charon niewiele ustępuje Plutonowi. Jest to niespotykane w przypadku innych planet i ich satelitów. Dlatego czasem nie rozpatruje się Plutona osobno, ale parę Pluton - Charon. Wykonują one bowiem ruch wokół środka masy, znajdującego się między oboma ciałami.

Po odkryciu Plutona okazało się, że ma on zbyt małą masę, a więc jest źródłem zbyt słabego pola grawitacyjnego, aby móc oddziaływać na orbity innych planet. Stąd wziął się pomysł o istnieniu kolejnej, dziesiątej już planety w Układzie Słonecznym. Do tej pory jednak wszelkie jej poszukiwania nie przyniosły żadnego rezultatu. Coraz częściej również pojawiają się głosy, że Pluton tak naprawdę nie jest planetą.

Podsumowanie danych o Plutonie:

Wielkość

Pluton

W stosunku do Ziemi

Masa planety *1024 kg

0.0125

0.0021

Objętość planety *1010 km3

0.616

0.0057

Średnia gęstość planety [kg/m3]

2050

0,3714

Przyspieszenie grawitacyjne [m/s2]

0.66

0.0675

Prędkość ucieczki [km/s]

1.1

0.0983

Albedo

0.145

0.377

Albedo optyczne

0.3

0.817

Stała słoneczna [W/m2]

0.9

0.0007

Temperatura planety [K]

42.7

0.1653

Dane dotyczące parametrów orbity Plutona:

Wielkość

Pluton

W stosunku do Ziemi

Wielka półoś orbity *106 [km]

5906.4

39.48

Długość roku [dni]

90465

247.68

Długość roku na zwrotniku [dni]

90588

248.02

Peryhelium *106 [km]

4445.8

30.22

Aphelium *106 [km]

7381.2

48.53

Okres obiegu wokół Słońca [dni]

90702.5

248.5

Średnia prędkość orbitalna [km/s]

4.75

0.1594

Odchylenie orbity [stopnie]

17.14

-

Mimośród orbity

0.2488

14.898

Czas obrotu wokół osi [dni]

153.2928

6.4047

Nachylenie równika do orbity [stopnie]

122.46

2,456

Dane dotyczące atmosfery planety:

Ciśnienie

Temperatura (średnia)

Masa molowa (średnia)

Skład

3 mikrobary

50 K

16 - 25 g/mol

* metan

* azot