Układ Słoneczny

Układ Słoneczny, to układ 9 planet okrążających gwiazdę centralną, Słońce. Ten system planetarny leży po północnej stronie równika Galaktyki, oddalony od niego o około 15 kpc (kiloparseków). Układ słoneczny obiega jądro Galaktyki w czasie około 200 mln lat i z prędkością około 250 km/s. Jego względna prędkość poruszania się w przestrzeni kosmicznej wynosi około 20 km/s. Najnowsze teorie dotyczące powstania Układu słonecznego mówią, że mógł on powstać z zapadającego się grawitacyjnie obłoku pyłu gwiezdnego. Zainicjować ten proces mógł wybuch znajdującej się w pobliżu supernowej. Najwcześniej uformowało się w środku tego obłoku Słońce, wokół którego krążył pyłowy dysk. W efekcie ciągłych zderzeń zachodzących pomiędzy cząsteczkami pyłu, nastąpił efekt ich koagulacji. Powstające większe cząstki grawitacyjnie łączyły się ze sobą. Niektóre z nich dały początek planetom, inne, mniejsze, krążą w Układzie słonecznym jako planetoidy, meteoroidy oraz komety. Nazewnictwo i systematyka ciał niebieskich są kwestiami umownymi. Za planetoidy uważa się ciała niebieskie, których średnica nie przekracza około 1000 km, natomiast meteoroidem jest ciało niebieskie o rozmiarach poniżej 1 m, ale większe od pyłu kosmicznego. Komety gabarytami odpowiadają planetoidom, różnią się jednak budową i kształtem orbity.

Do planet Układu słonecznego zaliczamy w kolejności od najbliższej Słońcu: Merkurego, Wenus, Ziemię, Marsa, Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna oraz Plutona. Ostatnia z planet jest posiada orbitę bardzo silnie nachyloną w stosunku do pozostałych planet, która jest przesunięta w taki sposób, że są okresy, w których Pluton zbliża się do Słońca bardziej, niż jemu bliższa planeta Neptun. W związku z powyższym, w obecnej klasyfikacji, Pluton traktuje się jako ciało należące do otaczającego Słońce i osiem planet Pasa Kuipera. Pas ten, zwany również pierścieniem, jest zespołem niewielkich ciał niebieskich krążących w odległości 30 do 50 jednostek astronomicznych po orbicie o małym nachyleniu.

Słońce, będące ciałem niebieskim umiejscowionym centralnie w omawianym układzie, obejmuje niemal całość jego masy, tj. 99,85%, czyli 1,994 x 10³⁰ kg. Rozmiar przestrzenny Układu słonecznego, to 80 jednostek astronomicznych, licząc do orbity Plutona, czyli około 12 mld km. Należy jednak wspomnieć, że komety licznie obiegające Słońce czynią to po orbitach silnie wydłużonych, mających nawet kilkadziesiąt tysięcy jednostek astronomicznych.

Największą planetą jest Jowisz, którego masa obejmuje ponad 70% całej masy wszystkich planet. Najmniejszą planetą jest Merkury. Cztery bliższe słońcu planety, to ciała skaliste, pozostałe, to planety gazowe. Pluton, potraktujmy go jeszcze "po staremu" jako planetę Układu słonecznego jest bryłą lodową. Przypuszcza się również, że Pluton nie jest ostatnią planetą w naszym Układzie. Może być nim natomiast Sedna. Jest to planetopodobny obiekt leżący poza orbitą Neptuna, odkryty w roku 2003. Wśród badaczy nie ma jednak zgodności jak należy traktować to ciało niebieskie: jako faktycznie planetę, obiekt Pasa Kuipera, czy też jako pierwsze poznane ciało hipotetycznego Obłoku Oorta.

Siedem planet Układu słonecznego, wliczając Plutona, posiada mniejsze ciała niebieskie jako satelity. Jest ich w sumie 159. Najwięcej z nich posiada Neptun (63) oraz Saturn (50), który również posiada efektowne pasy drobnych ciał okrążających go nieprzerwanym ciągiem. Planety skaliste od gazowych rozdziela pas planetoid. Poruszają się one po zróżnicowanych orbitach, niekiedy na tyle wydłużonych, że zbliżają się do Słońca bardziej niż Ziemia.

Słońce, będące centralną gwiazdą Układu słonecznego, jest jedną z setek miliardów gwiazd rozsianych po całym wszechświecie. Znajduje się ono w odległości około 8,5 kpc od centrum Galaktyki. Jest to gwiazda stacjonarna o przeciętnej masie i rozmiarach, klasie jasności V (ciąg główny diagramu H-R) o jasności absolutnej 4,84 i typie widmowym G2. Słońce jest gwiazdą drugiej generacji, tzn. że powstała częściowo z materii pozostałej po wybuchu gwiazdy supernowej. Ma ono kształt jest prawie kulisty o promieniu 696 tyś. km, średniej gęstości 1048 kg/m³. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni wynosi 274 m/s², jej temperatura zaś ok. 6000 K, natomiast wewnątrz wrasta do około 16 mln K. Moc wypromieniowywana w ciągu 1 sekundy niesie ze sobą energię rzędu 3,826 x 10²⁶ J. Słońce obraca się wokół swej osi niejednorodnie: najszybciej na równiku, gdzie pełny obrót wykonuje w czasie 25 dni ziemskich, najwolniej zaś na biegunach, gdzie trwa to ponad 6 dni dłużej.

W skład tej gwiazdy wchodzi głównie wodór stanowiący 72,7% jej masy oraz hel - 26, 2% masy. W ilościach poniżej procenta znajdują się w jej składzie również tlen (0,7%), węgiel (0,3%), azot (0,1%), a także w niewielkich ilościach większość pierwiastków występujących na Ziemi, np. krzem, żelazo, nikiel, magnez, sód, glin, wapń, siarka. W składzie słońca wykryto również występowanie połączeń typu, CN, OH, CH, NH, będących związkami nienasyconymi.

W budowie Słońca wyróżniamy następujące strefy: jądro, warstwę radiacji, warstwę konwekcji, fotosferę, chromosferę oraz koronę.

We wnętrzu jądra Słońce osiąga najwyższą temperaturę. Zachodzą tutaj reakcje termojądrowe, głównie typu proton-proton. Reakcja ta polega na łączeniu się 4 jąder wodoru, czyli po prostu protonów. W jądro helu, czemu towarzyszy wydzielenie energii równej 4,27 10¹² J. Co sekundę 4 mln ton materii przekształcane jest na gama oraz neutrina. Ciśnienie wywierane przez powstające fotony stanowi przeciwsiłę, równoważącą siłę grawitacyjną słońca, chroniąc je przed zapadnięciem. Szacuje się, że około 40% wodoru już uległo reakcji, czyli Słońce zbliża się do połowy czasu swojego istnienia.

Warstwa radiacji, kolejna po jądrze, ze względu na swoją gęstość (1000-100 000 kg/m³) jest nieprzeźroczystą dla światła. Fotony gamma wytwarzane w jądrze są przez w tej warstwie absorbowane i reemitowane. Czas potrzebny na przebicie się fotonu gamma przez tą warstwę wynosi około miliona lat.

W trakcie reemisji energii zmienia się rozkład widma promieniowania. Jego maksimum przesuwa się w kierunku fal dłuższych.

W kolejnej warstwie, warstwie konwekcji, jak sama nazwa wskazuje, następują ruchy konwekcyjne. Ma ona mniejszą gęstość niż warstwa radiacji. Zachodząca w tej warstwie konwekcja pozwala przenosić energię od warstwy radiacji do fotosfery.

Fotosfera jest stosunkowo cienką warstwą, która leży na warstwie konwekcji. Jej grubość wynosi około 500 km. Jest to wewnętrzna część atmosfery Słońca. Warstwa ta odpowiada za emisję fal elektromagnetycznych z zakresu światła widzialnego. Promieniowanie takie konwertowane jest z fal krótszych na dłuższe, widzialne, w procesie przechwytywania przez protony elektronów w celu zrównoważenia potencjału elektrostatycznego. Optycznie, powierzchnia fotosfery ma powierzchnię ziarnistą. Ziarna te to granule. Są to szczyty komórek konwekcyjnych, którymi wynoszona jest materiał z warstwy konwekcji. Mają wielkość około 1000 km i są nieco jaśniejsze z powodu wyższej ich temperatury o około 100 K. W fotosferze możemy również zauważyć ciemniejsze obszary. Te charakterystyczne plamy, to obszary występowania pola magnetycznego. Występująca na Słońcu rotacja różnicowa (różnica w prędkościach obrotu na równiku i na biegunach) generuje w nim silne pole magnetyczne.

Chromosfera jest kolejną warstwą Słońca, drugą warstwą jego atmosfery. W przeciwieństwie do widocznej gołym okiem fotosfery jest ona niewidoczna w normalnych warunkach. Można ją jednak zaobserwować w trakcie pełnych zaćmień Słońca. Chromosfera ma grubość około 2500 km. Składa się ona z rozrzedzonych gazów. W warstwie tej stopniowo wzrasta temperatura już w górnych warstwach korony słonecznej osiąga wartość do 1 mln stopni.

Korona słoneczna to ostatnia, najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery słonecznej. Podobnie jak chromosfera składa się z rozrzedzonych gazów. Nie jest ona również widoczna gołym okiem w normalnych warunkach. Można ją zaobserwować podczas zaćmień Słońca, bądź przy pomocy specjalnych urządzeń optycznych - koronografów. Korona słoneczna emituje nieustannie materię w przestrzeń kosmiczną, generując w ten sposób tzn. wiatr słoneczny. Właśnie ta emisja cząstek sprawia, że powstają miejscowe różnice w rotacji Słońca.

Słońce przechodzi w swym pewnego rodzaju cykle, zwane okresami małej i wzmożonej aktywności. Ich zmiana następuje średnio po około 11,4 roku. Wzmożona aktywność słoneczna charakteryzuje się równomiernie rozłożoną nad obszarami równikowymi i biegunowymi koroną słoneczną, Zwiększa się ilość centrów aktywności, gdzie powstają plamy, proturbencji i rozbłysków, a także ilość materii odpływającej w postaci wiatru słonecznego. Wzmożona aktywność Słońca na Ziemi objawia się dużą liczbą zjawisk widocznych m.in. w atmosferze. Do niektórych z niech należą: występowanie zórz polarnych, zakłócenia pola magnetycznego Ziemi, jonosfery. Zjawiska te mają istotny wpływ na łączność radiową na Ziemi, tzn. pogarszają ją lub wręcz uniemożliwiają.

MERKURY

Merkury jest najbliższą Słońcu planetą Układu słonecznego. Odkryta została już w starożytności. Jej odległość od Słońca, w stosunku do odległości Ziemi, wynosi 0,38. Wielka półoś orbity Merkurego ma długość 57,91 mln km, a sama orbita jest nachylona w stosunku do ekliptyki o 70'15''. Czas obiegu planety wokół Słońca wynosi 87,969 dnia ziemskiego, czyli 0,241 okresu obiegu Ziemi, okres obrotu wokół własnej osi 58d 15h 26m. Ze względu na bliskość słońca Merkury jest trudny do zaobserwowania na nieboskłonie. Widoczny jest on jedynie tuż po zachodzie Słońca i niedługo przed wschodem. Wtedy to osiąga maksymalną jasność.

Merkury, nie licząc Plutona nie uznawanego już za planetę Układu słonecznego, jest najmniejszą planetą z pozostałych ośmiu. Jego średnica wynosi 4878 km, czyli 0,382 średnicy Ziemi, a masa jest równa 0,06 jej masy. Średnia gęstość tej planety jest zbliżona do gęstości Ziemi. Przyspieszenie na jej powierzchni wynosi 3,70 m/s². Wokół Merkurego nie stwierdzono obecności naturalnych satelitów. Jego temperatura waha się od 600 K po stronie nasłonecznionej do 100 K po stronie przeciwnej. Nasłonecznienie tej planety jest siedmiokrotnie większe niż Ziemi.

Atmosfera Merkurego składa się głównie z sodu i helu. Jest ona niezwykle mocno rozrzedzona. Jej całkowita masa wynosi najwyżej kilka ton. Planeta ta nie jest w stanie utrzymać większej atmosfery ze względu na małą grawitację i bardzo słabe pole magnetyczne, jakie wytwarza, które jest około 100 razy słabsze od pola magnetycznego Ziemi. Merkury jest planetą skalistą. Jej powierzchnię pokrywają kratery impaktowe oraz wulkaniczne. Największym kraterem uderzeniowym, jest Kotlina Upału. Otoczona jest ona pierścieniem wzniesień średnicy 1300 km. Około 80% masy Merkurego stanowi żelazne jądro. Ma ono promień około 1800 km. Jądro okrywa płaszcz krzemowy i cienka skorupa, na której zalega gruba warstwa pyłu.

WENUS

Wenus jest kolejną, drugą w odległości od Słońca, planetą Układu słonecznego. Odkryta została ona w starożytności. Wielka półoś jej orbity wynosi 108,10 mln km, a jej nachylenie w stosunku do ekliptyki 323'40''. Czas obiegu wokół Słońca wynosi 224,701 dni, co odpowiada 0,615 okresu obiegu Ziemi; średnica planety na równiku wynosi 6070 km, co stanowi 0,949 średnicy Ziemi. Obrót dookoła własnej osi trwa 243d 0h 27m i odbywa się w kierunku przeciwnym do obrotu Ziemi. Przyspieszenie na powierzchni planety wynosi 8,85 m/s². Masa Wenus stanowi 0,82 masy Ziemi.

Atmosfera Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla (97%) i azotu (2%). Jest ona gęsta i nieprzeźroczysta dla światła. Górne jej warstwy składają się z aerozoli stężonych kwasów siarkowego i solnego, co nadaje jej charakterystyczne żółtawe zabarwienie. Refleksyjne właściwości tej atmosfery powodują, że Wenus jest najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu ciałem na Ziemskim nieboskłonie. Jej maksymalna jasność wizualna wynosi 48. Wysoka zawartość dwutlenku węgla w atmosferze Wenus i wynikający z tego silny efekt cieplarniany powoduje, że jest ona najgorętszą planetą w Układzie słonecznym. Temperatura jej powierzchni dochodzi do ponad 720 K. Ciśnienie panujące na jej powierzchni jest około 90 razy większe niż na Ziemi.

Wenus nie posiada naturalnych satelitów. Jej bardzo wolna rotacja wokół własnej osi spowodowana jest prawdopodobnie niewielkim polem magnetycznym tej planety, będące o trzy rzędy niższe, niż ziemskie.

Wenus jest planetą skalistą. Około 85% jej powierzchni pokrywają kratery pochodzenia wulkanicznego. Na wysoką aktywność wulkaniczną tej planety wskazuje gęsta sieć rowów i szczelin, oraz silnie rozwinięta morfologia powierzchni. Spotkać tam można różnego rodzaju twory, jak np. kopuły, struktury koliste, meandrujące potoki zastygłej lawy, asymetryczne kratery oraz wysokie na 11 km góry i płaskowyże. Rzadko natomiast na Wenus zauważyć można kratery uderzeniowe. Wynika to w dużej mierze z faktu silnego przekształcania tektonicznego i wulkanicznego planety.

ZIEMIA

Kolejną planetą Układu słonecznego licząc od jego środka jest Ziemia. Wielka półoś orbity Ziemi ma długość 149 597 870 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 tyś. 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.

Atmosfera Ziemi składa się w 78% z azotu, 21% tlenu, blisko 1% z argonu oraz kilku innych gazów, w tym dwutlenku węgla. Jej masa wynosi 5,25 x 10¹⁸ kg. Jest planetą skalistą, największą spośród planet tego typu w Układzie słonecznym. Wokół Ziemi krąży jeden naturalny satelita 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.

Kolejną wyróżnioną warstwą ziemi jest jądro. W jego składzie dominuje żelazo w 80%, a także nikiel i krzem. Również ono 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.

MARS

Mars jest czwartą od Słońca planetą Układu słonecznego, a zarazem ostatnią planetą skalistą. Została ona odkryta już w starożytności. Długość wielkiej półosi Marsa wynosi 227,9 mln km, nachylenie orbity względem ekliptyki 150'59''. Jej odległość od Słońca wynosi 1,52 odległości Ziemi. Planeta ta obiega Słońce w ciągu 686,738 dni, czyli w czasie 1,88 roku ziemskiego, zaś wokół swej osi w obrót wykonuje w czasie zbliżonym do Ziemi, tj. 24 h 37 m 23 s. Nachylenie równika tej planety do płaszczyzny orbity wynosi 2359', co determinuje, podobnie jak na Ziemi występowanie pór roku. Również podobnie jak Ziemia, Mars jest nieco spłaszczony. Jego współczynnik spłaszczenia wynosi 0,0091, a promień równikowy to 3393 km. Jego średnica jest równa 0,53 średnicy Ziemi, a masa wynosząca 6,421 x 1023 kg, to 0,11 masy Ziemi. Przyspieszenie na powierzchni Marsa przyjmuje wartość 3,61 m/s². Maksymalna jasność tej planety, to 27, co oznacza, że jest to najjaśniejsze po Księżycu i wcześniej omawianej Wenus, ciałem widocznym na Ziemskim niebie. Mars posiada dwa satelity naturalne. Są nimi bryły skalne nazwane Phobos oraz Deimos.

Na morfologię powierzchni Marsa składają się gównie kratery, głównie pochodzenia meteorytowego, ale również wulkanicznego. Szczególnie widocznym jest stożek wulkanu Olympus Mons, który wznosi się na wysokość 26 km nad powierzchnią Marsa. Jest to najwyższe wzniesienie w Układzie słonecznym.

Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla oraz, w mniejszej ilości, z tlenku węgla, pary wodnej, azotu, argonu i innych składników. Jest ona rozrzedzona, co powoduje, że ciśnienie jej jest niższe niż w przypadku atmosfery ziemskiej. Na powierzchni Marsa wywiera ona ciśnienie około 6 hPa. W atmosferze marsjańskiej występują burze piaskowe. Wnioskować można z tego, że występuje tam intensywna cyrkulacja atmosfery oraz, że co najmniej część powierzchni tej planety pokryta jest piaskiem bądź pyłem.

Temperatura powierzchni marsjańskiego globu wynosi od około 180K do około 300K. Również roczne wahania temperatur są znaczne i wynoszą w okolicach biegunów około 70K. W związku z tym na biegunach, w okresie zimowym tworzą się czapy polarne, czyli silnie oszronione obszary. Szron ten, to zestalony dwutlenek węgla i zamarznięta wody.

Podobnie jak Ziemia, Mars generuje pole magnetyczne. Jest ono jednak słabe, około 10 tyś. słabsze niż ziemskie. Trudno też określić, gdzie ono powstaje. Może ono być zarówno efektem procesów zachodzących we wnętrzu tej planety, jak również może być generowane przez wiatr słoneczny.

JOWISZ

Kolejną planetą, piątą licząc odległością od Słońca jest Jowisz. Oddalona jest ona od Słońca 5,2 razy bardziej niż Ziemia. Jest to pierwsza gazowa, a zarazem największa planeta Układu słonecznego. Została ona odkryta w starożytności. Jej długa półoś orbity wynosi 778,4 mln km, a nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 118'21''. Jowisz obiega Słońce w ciągu 11 ziemskich lat i 315 dni, natomiast obrót tej planety wokół własnej osi dokonuje się w czasie od 9 h 51 m na równiku do 9 h 56 m. Jak widać jest on niejednorodny. Promień równikowy tej planety wynosi 71 400 km, spłaszczenie 0,059, natomiast jej masa wynosząca 1,90 x 1027 kg wskazuje, że planeta ta ma masę 318 razy większa od masy Ziemi. Przyspieszenie na powierzchni Jowisza wynosi 24,98 m/s2, zaś temperatura strony nasłonecznionej około 150K Maksymalna jasność tej planety wynosi 2,4.

Jowisz posiada nieprzeźroczystą atmosferę. Składa się ona w około 90% w wodoru i w około 10% z helu, z domieszką metanu i amoniaku. Charakterystyczne dla obrazu Jowisza są równolegle ułożone zmieniające położenie i rozmiar smugi oraz plamy. Wśród nich najbardziej znany jest ogromny cyklon. Umiejscowiony jest on w okolicach równika i ma barwę czerwoną. Prędkości wiatrów na tej planecie dochodzą do 600 km/h.

Jowisz posiada silną magnetosferę. Otaczają go, podobnie jak Ziemię, pasy magnetyczne. Są one jednak dużo silniejsze niż te znajdujące się wokół Ziemi. Energia poruszających się w pasach Jowisza elektronów jest około 1000 razy wyższa, niż elektronów wokół Ziemi, a indukcja jowiszowego pola magnetycznego jest 10 razy większa niż ziemskiego.

Jowisz posiada 63 naturalne satelity - najwięcej spośród wszystkich planet Układu słonecznego, a także system otaczających ją pierścieni. Pierwsze dwa pierścienie składają się cząstek księżyców Jowisza wyrwanych z nich przez meteoryty. Pierwszy, najbardziej widoczny pierścień znajduje się w odległości około 1,7-1,8 promienia planety. Trzeci, najbardziej oddalony od planety pierścień prawdopodobnie powstał z przechwyconego przez grawitację Jowisza pyłu gwiezdnego. Okrąża on tę planetę w kierunku przeciwnym do pozostałych dwóch.

SATURN

Saturn, to szósta z kolei planeta Układu słonecznego, ostatnia ze znanych w czasach starożytnych. Jej odległość od Słońca jest 9,54 razy większa niż Ziemi. Długość wielkiej półosi Saturna wynosi 1 427 mln km, natomiast nachylenie orbity w stosunku do ekliptyki 229'21''. Planeta ta obiega Słońce w ciągu 29 ziemskich lat i 167 dni. Okres obrotu Saturna wokół własnej osi jest równy 10 h 39 m 22 s. Promień równikowy planety wynosi 60 330 km, co daje 9,41 średnic ziemskich. Jej masa to 5,688 x 1026 kg. Jej masa jest 95 razy większa od masy Ziemi. Spłaszczenie planety wynosi 0,098, zaś przyspieszenie na jej powierzchni 10,52 m/s2. Temperatura nasłonecznionej części Saturna wynosi około 120K. Planeta ta posiada 50 naturalnych satelitów.

Atmosfera Saturna składa się głównie z wodoru w ilości około 94%, niewielkiej ilości helu - około 4% oraz pewnych ilości metanu i amoniaku.

W budowie Saturn podobny jest do Jowisza. Posiada on jądro, w składzie którego znajduje się głównie żelazo i krzem. Obejmuje ono około 20% masy planety. Jądro otoczone jest warstwą metalicznego wodoru atomowego, a następnie warstwą wodoru ciekłego z niewielką ilością helu. Warstwa ta stopniowo przechodzi w atmosferę Saturna.

Saturn, podobnie jak Jowisz, posiada koncentryczne pierścienie okrążające nieprzerwanym ciągiem planetę. Jednak w przypadku Saturna jest to wysoce skomplikowany system pierścieni otaczające planetę na wysokości równika. Pierścienie te zbudowane są prawdopodobnie z był lodowych o wielkości od kilku cm do około 100 m.

URAN

Kolejną planetą Układu słonecznego jest Uran. Jest on oddalony od Słońca 19,22 razy bardziej niż Ziemia. Odkryty został on przez niemieckiego astronoma i kompozytora Friedricha Wilhelma Herschela w 1781 roku. Długość wielkiej półosi Urana wynosi 2 869 109 km, zaś nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do ekliptyki 046'23''. Planeta ta obiega Słońce w czasie 84,018 lat, natomiast czas jej obrotu wokół własnej osi to 17 h 14 m 24 s. Obrót jej, podobnie jak w przypadku Wenus odbywa się w kierunku przeciwnym do pozostałych planet. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 821'. Długość promienia równikowego Saturna wynosi 26 200 km, co daje wielkość średnicy 3,98 razy większą od ziemskiej, zaś współczynnik spłaszczenia wynosi 0,07. Masa planety to 8,687 x 1025 kg. Saturn jest 14,6 razy bardziej masywny od Ziemi. Przyspieszenie na jego powierzchni wynosi 8,46 m/s2. Posiada on 27 naturalnych satelitów.

Atmosfera Urana jest gęsta i nieprzeźroczysta. W jej składzie dominuje wodór - około 83%, reszta zaś to głównie hel - około 15%, nieco metanu, amoniaku oraz w śladowych ilościach jeszcze kilka innych gazów.

Planeta ta, podobnie jak dwie poprzednie otoczona jest pierścieniem. Jest to rzadki pas drobnych cząstek, rozciągający się w odległości od 36 tys. do 52 tys. km od centrum planety. Uran posiada pole magnetyczne o sile niewiele mniejszej od pola magnetycznego Ziemi.

W budowie wewnętrznej Urana wyróżniamy skaliste jądro, które obejmuje 24% masy całej planety. Jest ono otoczone warstwą lodu wodnego oraz zestalonym amoniakiem i metanem. Warstwa ta przechodzi stopniowo w atmosferę planety.

NEPTUN

Kolejna, ósma w kolejności, licząc od Słońca planeta, to Neptun. Według najnowszych klasyfikacji jest ona ostatnią planetą Układu słonecznego. Została ona odkryta w 1846 roku przez Urbaina Le Verriera, Johna Coucha Adamsa i Johanna Gallea. Neptun od Słońca jest położony w odległości 30,06 razy większej niż Ziemia. Wielka półoś Neptuna jest długa na 4 500 109 km, zaś nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki wynosi 146'20''. Neptun obiega Słońce w czasie 164,78 ziemskich lat, zaś obrót wokół własnej osi trwa 16 h 6 m 36 s. Masa tej planety jest 17,2 razy większa od masy Ziemi i wynosi 1,02 x1026 kg. Długość promienia równikowego Neptuna wynosi 24 764 km, a jego średnica jest 3,81 razy dłuższa od ziemskiej. Przyspieszenie na jego powierzchni wynosi 11,6 m/s2. Temperatura planety w części nasłonecznionej wynosi około 108K. Planeta ta posiada 13 naturalnych satelitów.

Atmosfera Neptuna składa się w około 74% z wodoru, około 25% z helu, około 1% z metanu oraz niewielkiej ilości amoniaku. Wnętrze planety buduje skaliste jądro mieszczące 50% całkowitej masy planety. Otulone jest ono warstwą lodu wodnego, zestalonego amoniaku i metanu, na którym leży warstwa płynnego wodoru, przechodząca w atmosferę planety.

Pole magnetyczne tworzące magnetosferę Neptuna jest mniej więcej dwukrotnie słabsze od ziemskiego.

PANETODIA

Planetoida, zwana także asteroidą, bądź planetką, jest małym ciałem niebieskim stanowiącym część systemu planetarnego, okrążające swe słońce. Gabarytowo, planetoida mieści się pomiędzy meteoroidem a planetą.

W Układzie słonecznym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza występuje pas planetoid, zwany też głównym pasem planetoid. Obejmuje on 95% poznanych planetoid należących do tego układu planetarnego. Pas ten składa się z milionów planetoid, z których poznano już kilkadziesiąt tysięcy. Średnice 220 planetoid przekraczają 100 km. Największą planetoidą pasa jest Ceres. Jej średnica wynosi około 1000 km. Inne duże planetoida tego pasa, to: Pallas - średnica 565 km, Westa - średnica 533 km, Psyche - średnica 249 km i Juno - średnica 244 km. Masa wszystkich obiektów w pasie planetoid wynosi około 2,3×10²¹ kg, z czego ponad 30% przypada na Ceres. Była to pierwsza odkryta planetoida. Dokonał tego 1stycznia 1801 roku Giuseppe Piazzi. Pierwszą planetoidą, której uzyskano radiowy obraz była natomiast Kastalia. W sierpniu 1989 roku przelatywała ona blisko Ziemi (około 11 razy dalej, niż orbita Księżyca), co pozwoliło odbić od niej wiązkę fal radiowych. Jednak najwięcej danych o planetoidach uzyskano w wyniku badania ich licznymi sondami, jakie wysłane zostały w ich pobliże.

Oprócz omówionego pasa planetoid w obrębie Układu słonecznego występują też inne skupiska tych ciał niebieskich. Zgrupowania planetoid zwane Trojanami i Grekami odkryto również na orbicie Jowisza, zaś Centaury krążą po orbicie między Saturnem a Uranem. Pasem planetoid jest również Pas Kuipera. Także obiekty znajdujące się poza Neptunem uważane są za planetoidy.

Ciała te, choć z pozoru mało interesujące, z czasem okazały się niezwykle bogatym źródłem informacji o budowie Układu słonecznego, w tym także jego początkach.

Obecnie poznanie orbit i wielkości planetoid, szczególne transneptunowych, jest również istotne ze względu na potencjalne ryzyko kolizji takiego ciała z Ziemią. Należy jednak dodać, że prawdopodobieństwo takiego zdarzenia jest dość małe.

KOMETY

Do innych rzadkich w Układzie słonecznym, aczkolwiek bardzo interesujących ciał niebieskich należą komety. Poruszają się one wokół Słońca po eliptycznych, silnie wydłużonych orbitach, niekiedy w kształcie paraboli, bardzo nachylonych do płaszczyzny ekliptyki. Komety zbudowane są z jądra, jego otoczki w postaci mgiełki, zwanej komą. oraz warkocza. Jądro stanowi konglomerat okruchów skalnych, pyłów i lodu, którym może być zestalona woda, dwutlenek węgla, metan lub amoniak. Ich wielkość to około kilkadziesiąt kilometrów.

Komety, które regularnie pojawiają się w okolicach Słońca są prawdopodobnie obiektami Pasa Kuipera. Te zaś, które pojawiają się zaledwie raz, pochodzą z obłoku Oorta. Jednak nawet te komety, które pojawiają się regularnie mają, licząc w skali kosmicznej, krótki żywot. Przechodząc w bliskiej odległości od Słońca kometa gubi część materiału, co z czasem doprowadza do jej zaniku. Zbliżaniu się komety do Słońca towarzyszy ciekawe zjawisko. Zaczynają wtedy wydobywać się z niej gazy oraz pył, które tworzą jeden lub większą ilość charakterystycznych warkoczy. Warkocz komety, ten tworzony przez gazy, ze względu na ciśnienie wiatru słonecznego jest zawsze zwrócony w przeciwnym do słońca kierunku. Warkocz pyłowy jest zbyt masywny, aby ten sam czynnik mógł zmienić i jego położenie.

Komety okresowe pojawiają się w pobliżu Słońca raz na kilkadziesiąt lat, a nawet rzadziej. Do najważniejszych należą: kometa Enckego, Halleya, Swift-Tuttle, Tempel-Tuttle, kometa 46/Wirtanena, Tempel 1 oraz Shoemaker-Levy 9, która spadła na Jowisza w lipcu 1994 roku.