Nazwa forum

POWTÓRZENIE Z KL.I

           Astronomia to nauka o ciałach niebieskich, ich budowie, ruchach, pochodzeniu i ewolucji oraz o materii rozproszonej w przestrzeni kosmicznej.
           Uważa się, że wszechświat powstał w wyniku Wielkiego Wybuchu.
          Wielkość wszechświata nie jest zmierzona dokładnie, ponieważ według astronomów wszechświat cały czas się rozszerza. Można przyjąć, ze promień wszechświata ma około 12,3 miliarda lat świetlnych.
           Wszechświat składa się z galaktyk, które mogą tworzyć supergromady, oraz z ciemnej materii, która zajmuje około 90% wszechświata.
           Natomiast Galaktyka składa się z:
- jądra,
- centralnej wypukłości,
- dysku galaktycznego,
- halo galaktycznego.
           Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się ze Słońca, ośmiu planet, naturalnych satelitów (księżyców) planet, planetoid, komet, ciał meteorowych oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego.
           W Pradze powstała nowa definicja planety - za "planetę" uważa się ciało niebieskie o masie wystarczającej na to, aby pod wpływem własnej grawitacji przyjęło mniej więcej kulisty kszałt oraz obiegające gwiazdę centralną, samo natomiast nie będące gwiazdą lub księżycem. Dodatkowo w pobliżu planety nie może znajdować się inny duży obiekt.
          Powierzchnia Słońca wynosi 6 087 miliardów km2, a objętość - 1 412 000 bilionów km3. Masa Słońca jest równa 1.989x1030kg.

ROZDZIAŁ I

1. Planety układu Słonecznego

Układ Słoneczny składa się z dwóch rodzajów planet:

planet skalistych - Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa oraz ich księżyców
pasa planetoid
planet gazowych - Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna

Oraz w tym podręczniku zagłębimy się w do niedawna zaliczaną do planet Plutona, który obecnie jest traktowany jako planeta karłowata.

2. Merkury

       Merkury jest planetą krążącą najbliżej Słońca. Ze względu na znaczny mimośród (spłaszczenie) orbity, w peryhelium znajduje się półtorakrotnie bliżej Słońca niż w aphelium. Średnia gęstość Merkurego jest w przybliżeniu równa gęstości Ziemi, przy czym około 80% jego masy przypada na żelazne jądro.
Powierzchnię pokrywają kratery i strome skarpy skalne, które utworzyły się w przeszłości, gdy jądro planety ochładzało się i kurczyło, powodując naprężenia skorupy. Ze względu na słabą grawitację Merkury pozbawiony jest prawie całkowicie atmosfery. Krążąc tak blisko Słońca i nie posiadając atmosfery, która zachowałaby ciepło w nocy, Merkury odznacza się dużymi wahaniami temperatury na powierzchni: od -180 do +430 °C.
       Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca. Stąd Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca. Planeta ta nie posiada księżyców
       Merkury porusza się po orbicie o dość dużym mimośrodzie, równym 0,2056 - co powoduje, że w peryhelium przybliża się on na 46 mln km do Słońca, a w aphelium oddala od niego na 69,8 mln km. Zmienia się przez to widoczna z jego powierzchni średnica kątowa naszej Dziennej Gwiazdy – od 1°09’ do 1°44’. Również czymś wyjątkowym jest fakt, że orbita tej planety nachylona jest o nieco ponad 7° do płaszczyzny ekliptyki. Jeden obieg Merkurego wokół Słońca trwa ok. 88 ziemskich dni.
       Orbita Merkurego znajduje się znacznie bliżej Słońca niż ziemska, stąd możemy czasami obserwować zjawisko przejścia tej planety przed tarczą słoneczną.
       Orbita Merkurego wykazuje drobne zmiany co kilka obiegów wokół Słońca. Ich wyjaśnienie za pomocą ogólnej teorii względności było pierwszym potwierdzeniem słuszności rozumowania Albert Einsteina.
       Merkury jest planetą z grupy planet ziemskich, tzn. mających skalistą powierzchnię. Jego średnica wynosi 4879 km. Pod względem wielkości jest najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Z racji bliskości Słońca temperatura nasłonecznionej półkuli może przekraczać znacznie 400 °C. Po stronie zaś nieoświetlonej spada do ok. -170 °C. Na żadnej innej planecie nie ma takich dużych różnic temperatury. Okres rotacji Merkurego wokół własnej osi jest także dość nietypowy w porównaniu z pozostałymi planetami – jeden obrót trwa aż 58 dni, 15 godzin i 26 minut. Zatem dzień merkuriański stanowi ok. dwóch trzecich tamtejszego roku. Tak powolny ruch obrotowy spowodowany jest najprawdopodobniej silnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca. Każde miejsce na powierzchni jest przez trzy miesiące nieustannie oświetlane, co ogromnie podnosi temperaturę.
       Pod względem budowy Merkury bardzo podobny jest do Ziemi. Średnia bowiem gęstość tej planety wynosi 5,427 g/cm3. Wnętrze kryje pod skorupą i płaszczem małe żelazowo-niklowe jądro.
       Powierzchnia Merkurego niezwykle przypomina powierzchnię ziemskiego Księżyca. Dominują liczne kratery uderzeniowe, które powstały w wyniku upadków meteorytów różnej wielkości. Część kraterów powstała też w wyniku wcześniejszej, zakończonej około miliard lat temu, działalności wulkanicznej. Na zdjęciach przekazanych przez Marinera 10 można wyróżnić obszary ciemniejsze i jaśniejsze, obszary bogatsze w kratery uderzeniowe i uboższe. Sądzi się, iż tereny o większej ilości kraterów są pod względem geologicznym starsze, tam zaś, gdzie jest ich mniej, powierzchnia nosi ślady aktywności tektonicznej i jest młodsza.
       Najbardziej charakterystyczny jest wielki krater na półkuli północnej, zwany Caloris Basin. Jego średnica wynosi 1400 km i uczeni przypuszczają, że jest on pozostałością po uderzeniu wielkiego meteorytu około 3,8 miliarda lat temu. Uderzenie to było tak silne, że w jego wyniku wypiętrzył się dookoła krateru podwójny łańcuch gór, którego średnica wynosi 1600 kilometrów. Podobna formacja o podobnym pochodzeniu znajduje się po drugiej stronie planety.
       Niestety materiał fotograficzny, jakim dysponują dziś astronomowie, obejmuje niecałą połowę powierzchni Merkurego. Pozostała część to niezbyt dokładne mapy radarowe.
       Merkury posiada bardzo rzadką atmosferę, w której skład wchodzi przede wszystkim tlen i sód. W mniejszych ilościach występują w niej wodór, hel oraz potas. Wykryto także śladowe ilości argonu, dwutlenku węgla, wody, azotu, ksenonu, kryptonu i neonu. Ciśnienie merkuriańskiej atmosfery stanowi nikły ułamek ciśnienia atmosfery ziemskiej – ledwie 10-12 h Pa – jest to prawie próżnia laboratoryjna. To, że w atmosferze tej występuje hel, jest z pewnością wynikiem oddziaływania wiatru słonecznego. Tlen, sód i azot zostały najprawdopodobniej uwolnione z powierzchni planety przez rozgrzewające promieniowanie Słońca. Z powodu słabej grawitacji Merkurego cząstki te stale ulatują w przestrzeń międzyplanetarną.
       Jako jedyna z planet skalnych (poza Ziemią) Merkury posiada dość dobrze wykształconą magnetosferę. Pole magnetyczne w niej wytwarzane stanowi ok. 1% wartości pola magnetycznego ziemskiej magnetosfery. Jej istnienie wiąże się z obecnością wewnątrz globu dużego płynnego żelazowo-niklowego jądra, które – choć Merkury rotuje bardzo powoli – wytwarza na zasadzie efektu dynama pole magnetyczne.
       Obserwacje planet pozasłonecznych wykazały, że wiele z nich migruje do centrum układu planetarnego. Jeżeli znajdą się bliżej niż 0,1 AU od swojej gwiazdy, to powoli tracą atmosferę, aż pozostanie z nich tylko skaliste jądro[1]. Atmosfera Merkurego mogła w przeszłości podlegać podobnym procesom.


3. Wenus

       Wenus, krążąca po niemal kołowej orbicie druga planeta od Słońca, jest otulonym gęstymi chmurami skalnym globem. Chmury te odbijają większość światła słonecznego, przez co Wenus jest najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu ciałem na naszym niebie.
Temperatury powierzchniowe dochodzą do 480°C, a ciśnienie atmosferyczne 90 razy przewyższa ciśnienie ziemskie. 97% objętości atmosfery wenusjańskiej to dwutlenek węgla, zaś na resztę składają się m.in. azot, chlorowodór i tlen. Żółtawy kolor chmur pochodzi od kwasu siarkowego. Jego zawartość ulega jednak znacznym zmianom, co nasuwa podejrzenia, że na Wenus występują czynne wulkany.
       Żółtawy kolor chmur atmosfery pochodzi od kwasu siarkowego. Nie posiada naturalnego satelity (odnaleziono ciało o średnicy blisko kilometra, które znajduje się w punkcie Lagrangea L1 trójkąta Wenus-Słońce-to ciało, które można by traktować jako naturalnego satelitę Wenus).
       Wenus tylko nieznacznie ustępuje Ziemi pod względem rozmiarów. Masa planety wynosi 0,82 masy Ziemi, a promień na równiku (wynoszący 6 051 km) jest o 327 kilometrów krótszy od ziemskiego. Planeta ma także tylko nieco mniejszą gęstość równą 5,25g cm³. Z tego powodu określa się te planety mianem bliźniaczych. Glob wenusjański bardzo wolno obraca się wokół osi. Pełen obrót trwa 243 dni. Kąt nachylenia płaszczyzny równika do płaszczyzny ekliptyki wynosi 177,4°, czyli kierunek obrotu jest przeciwny do kierunku ruchu orbitalnego. Doba wenusjańska trwa 117 dób ziemskich (efekt złożenia się ruchu wokół własnej osi z obiegiem wokół Słońca). Słońce wschodzi na Wenus na zachodzie, a zachodzi na wschodzie. Wynikiem bardzo powolnej rotacji planety jest także brak silnego pola magnetycznego. Istnieje jednak śladowy magnetyzm, o trzy rzędy wielkości słabszy od ziemskiego.
       Wenus posiada bardzo gęstą atmosferę, ciśnienie przy powierzchni jest 93 razy większe niż na Ziemi. Jej odkrywcą jest Michaił Łomonosow, który obserwował przejście Wenus przed tarczą Słońca w 26 maja 1761 roku. Atmosfera składa się głównie z dwutlenku węgla (96,5 %) oraz, w znacznie mniejszym stopniu, z azotu (ok 3,5 %). Inne pierwiastki i związki chemiczne występujące w śladowych ilościach to dwutlenek siarki, tlenek węgla, argon, neon, chlorowodór, fluorowodór i para wodna. Ciśnienie na powierzchni planety jest 90 razy większe niż na powierzchni Ziemi (podobne spotyka się na głębokości 1 kilometra w oceanach).
• Temperatura na powierzchni globu oscyluje w granicach 400°C, a w niektórych miejscach nawet 500°C (jest ona wyższa niż temperatura topnienia ołowiu). Różnice między stroną dzienną i nocna nie przekraczają 25°. Mimo że Wenus znajduje się prawie dwa razy dalej od Słońca niż Merkury, to jest najgorętszą planetą w Układzie Słonecznym. Tak wysoka temperatura jest spowodowana przez efekt cieplarniany, który powstaje, ponieważ związki chemiczne atmosfery Wenus blokują emisję promieniowania na długości fal podczerwonych. Szacuje się, że maksymalna możliwa temperatura przy powierzchni może wynosić 650°C, gdyż rozgrzewając się atmosfera wypromieniowuje więcej ciepła. Być może taka sytuacja miała już miejsce w historii Wenus. Ciekawą tego konsekwencją jest fakt, że chmury ulegają wtedy rozproszeniu, odsłaniając powierzchnię. Po ochłodzeniu chmury pojawiają się ponownie.
• W atmosferze Wenus odnaleziono wiele związków chemicznych, które zaciekawiły naukowców i skłoniły do spekulacji na temat ich pochodzenia. Należą do nich takie substancje jak: siarkowodór i dwutlenek siarki, które bardzo rzadko występują obok siebie, gdyż wchodzą ze sobą szybko w reakcje. Innym związkiem jest karbonyl siarczkowy, powstający niezwykle rzadko w sposób nieorganiczny. Jednym z wyjaśnień może być obecność organizmów żywych, które produkują te substancje. Dodatkowym dowodem jest niewielka zawartość tlenku węgla, który powstaje w dużych ilościach przez oddziaływanie z wiatrem słonecznym. Substancje te znaleziono na wysokości 50 kilometrów nad powierzchnią, gdzie temperatura spada do 70°C
• W 1978 roku rosyjska sonda Wenera 11 odebrała sygnały radiowe o niskich częstotliwościach (poniżej 1Mhz), które zostały zinterpretowane jako błyskawice. Od tamtej pory próbowano znaleźć sygnały o wysokich częstotliwościach, które są wytwarzane przez błyskawice na Ziemi. Próby te nie zostały jak dotąd zakończone powodzeniem. Sugeruje to, że jeżeli aktywność elektryczna występuje na Wenus, to jest ona bardzo słaba i zachodzi między chmurami, lub między chmurami i jonosferą.

       Wnętrze Wenus przypuszczalnie jest podobne do ziemskiego. Jądro o promieniu 3000 km jest zbudowane z żelaza i niklu. Otacza je gruby skalisty płaszcz, pokryty skorupą o kilkudziesięciokilometrowej grubości. Powierzchnia, jak wynika z map sporządzonych przez sondę Magellan, została w 85% ukształtowana w trakcie procesów o charakterze wulkanicznym. Świadczą o tym: różne struktury koliste, kopuły, potoki zastygłej lawy, kratery o asymetrycznych kształtach. Na zdjęciach radarowych można znaleźć także gęstą sieć rowów i szczelin, zmarszczki i fałdy, których obecność wyraźnie świadczy o aktywności. tektonicznej. Bardzo niewiele jest za to kraterów uderzeniowych.

4. Ziemia

       Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą z 4 planet wewnętrznych. Pod względem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe jądro otoczone jest przez jądro zewnętrzne z metalu płynnego, po którym następują warstwy płynnych, półpłynnych i stałych skał. Natomiast pod względem warunków panujących na powierzchni Ziemia różni się od tych planet diametralnie: tylko na Ziemi występuje woda w stanie płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjające życiu. Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zarówno w sposób naturalny, jak i w wyniku działań człowieka. Do najbliższego otoczenia Ziemi należy jej jedyny naturalny satelita – Księżyc
       Skorupa ziemska jest zewnętrzną powłoką Ziemi. Rozciąga się od nieciągłości Mohorovičicia (zwanej też powierzchnią Moho) aż do powierzchni Ziemi. Powierzchnia Moho znajduje się na głębokości około 50-60 km, a została odkryta przez chorwackiego geofizyka Andriję Mohorovičicia w 1910 r. Pomiędzy powierzchnią Ziemi a powierzchnią Moho znajduje się jeszcze jedna powierzchnia nieciągłości, zwana powierzchnią Conrada. Została ona odkryta w 1925 r. przez V. Conrada. Według najnowszych badań powierzchnia ta w wielu rejonach świata nie występuje lub jest bardzo niewyraźna. Skorupę ziemską możemy podzielić na skorupę kontynentalna i oceaniczną.
       Płaszcz ziemski sięga do głębokości 2890 km. Ciśnienie u podstawy płaszcza wynosi ok. 140 GPa (1,4 Matm). Płaszcz, w którym rozróżnia się dwie warstwy, składa się głównie z substancji bogatych w żelazo i magnez.
       Płaszcz dolny, zwany też wewnętrznym - zbudowany głównie z niklu (Ni), żelaza (Fe), krzemu(Si) i magnezu (Mg) (tzw. nifesima). Średnia gęstość płaszcza wewnętrznego waha się w granicach 5,0 - 6,6 g/cm³. W płaszczu Ziemi zachodzą prawdopodobnie zjawiska związane z powolnym przemieszczaniem się w górę plastycznych mas materii pod wpływem ciepła (ruchy konwekcyjne).
       Płaszcz górny, zwany zewnętrznym - budują go związki: chromu (Cr), żelaza (Fe), krzemu (Si) i magnezu (Mg) (tzw. crofesima). Średnia gęstość tej sfery wynosi 4,0 g/cm³. Górna część zewnętrznego płaszcza ma od 80 do 150 km głębokości; jest już warstwą o cechach plastycznych - stanowi jak gdyby podściółkę zapewniającą skorupie ziemskiej ruchliwość. Zachodzą w niej wszystkie procesy tektoniczne.
       Punkt topnienia substancji zależy od ciśnienia, jakiemu jest poddawana. Im głębiej, tym ciśnienie większe, zatem uważa się, że płaszcz dolny jest stanu stałego, a górny – stanu plastycznego (półpłynnego). Lepkość płaszcza górnego waha się między 1021, a 1024 Pa•s, w zależności od głębokości [1]. Wobec tego płaszcz górny może pływać bardzo powoli.
       Dlaczego uważa się, że jądro wewnętrzne jest stanu stałego, jądro zewnętrzne – stanu ciekłego, a płaszcz – stałego bądź plastycznego? Punkty topnienia substancji bogatych w żelazo jest wyższy niż czystego żelaza. Jądro Ziemi składa się prawie wyłącznie z czystego żelaza, podczas gdy substancje bogate w żelazo częściej występują poza jądrem. Zatem substancje żelazowe przy powierzchni są stałe, a w płaszczu górnym – półpłynne (z powodu wysokiej temperatury i względnie niskiego ciśnienia), w płaszczu dolnym – stałe (poddawane są olbrzymiemu ciśnieniu), w jądrze zewnętrznym czyste żelazo jest płynne, jako że ma niską temperaturę topnienia (pomimo ogromnego ciśnienia), zaś jądro wewnętrzne jest stałe z powodu najwyższego ciśnienia występującego w centrum.
       Ciężar właściwy Ziemi wynosi 5515 kg/m3, czyniąc ją najbardziej gęstą planetą w Układzie Słonecznym. Ciężar właściwy przy powierzchni wynosi tylko ok. 3000 kg/m3. Jądro składa się z bardziej gęstych substancji. W dawniejszych epokach, ok. 4,5 mld (4,5×109) lat temu, podczas formowania się planety, Ziemia stanowiła półpłynną stopioną masę. Cięższe substancje opadały w kierunku środka, podczas gdy lżejsze materiały odpływały ku powierzchni. W efekcie jądro składa się głównie z żelaza (80%), niklu i krzemu. Inne cięższe pierwiastki, jak ołów i uran, występują zbyt rzadko, żeby przewidzieć ich dokładne rozmieszczenie oraz mają tendencję do tworzenia wiązań z lżejszymi pierwiastkami, zatem pozostają w płaszczu.
       Jądro podzielone jest zasadniczo na dwie części, stałe jądro wewnętrzne o promieniu ok. 1250 km i płynne jądro zewnętrzne wokół niego sięgające promienia ok. 3500 km. Przyjmuje się, że wewnętrzne jądro jest w stanie stałym i składa się głównie z żelaza z domieszką niklu. Niektórzy uważają, że jądro wewnętrzne może tworzyć żelazny monokryształ. Jądro zewnętrzne otacza jądro wewnętrzne i składa się przypuszczalnie z ciekłego żelaza zmieszanego z ciekłym niklem i śladowymi ilościami pierwiastków lekkich. Ogólnie uważa się, że konwekcja jądra zewnętrznego połączona z ruchem rotacyjnym Ziemi (zob.: Siła Coriolisa), wytwarza Ziemskie pole magnetyczne przez proces znany jako efekt dynama. Stałe jądro wewnętrzne jest zbyt gorące aby utrzymać stałe pole magnetyczne (zob. Temperatura Curie) ale prawdopodobnie działa stabilizująco na pole magnetyczne wytwarzane przez ciekłe jądro zewnętrzne.
       Ostatnie badania wskazują, że jądro wewnętrzne Ziemi może obracać się szybciej niż reszta planety, około 2° rocznie (Comins DEU-s.82).
       Hydrosfera to wodna powłoka Ziemi. Tworzą ją wody powierzchniowe (oceany, morza, rzeki, jeziora, bagna) i podziemne, jak również lodowce, pokrywy śnieżne, lody podziemne oraz para wodna.
       Ziemia jest jedynym znanym miejscem występowania życia. Ziemskie formy życia są czasem określane jako "biosfera". Uważa się, że biosfera zaczęła się rozwijać ok. 3,5 mld (3,5×109) lat temu. Biosfera dzieli się na wiele biomów zamieszkiwanych przez florę i faunę wspólnego pochodzenia. Biomy lądowe są podzielone głównie ze względu na szerokość geograficzną. Ziemskie biomy leżące w Arktyce i Antarktydzie są względnie ubogie w życie roślinne i zwierzęce, podczas gdy biomy najbogatsze w formy życia leżą w strefie równikowej

5. Mars

       Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i wykazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Powierzchnię Marsa pokrywają odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta).
Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla, który stanowi blisko 95% jej składu. Temperatura latem w Słońcu wynosi do +30°C, zaś zimą przed świtem spada nawet do -100°C. Mars ma dwa małe księżyce - Phobosa i Deimosa.
        Mars od wieków fascynował ludzi wszystkich kultur, głównie z powodu niespotykanej czerwonej barwy i szybkiego ruchu pozornego na niebie. Jest planetą o połowę mniejszą od Ziemi, zaś jego powierzchnia i masa stanowią odpowiednio tylko 1/5 i 1/10 ziemskiej. Doba na Marsie trwa niewiele więcej niż ziemska - liczy 24 godziny, 36 minut i 35 sekund. Natomiast rok marsjański jest prawie dwa razy dłuższy od ziemskiego - ma 687 dni. Z racji swojej odległości od Słońca (w takiej samej jednostce czasu na powierzchnię Marsa pada tylko 40% energii słonecznej, która dociera do Ziemi), ale także braku dużych zbiorników wodnych i gęstej atmosfery temperatura powierzchni Marsa ulega dużym wahaniom - w dzień sięga niemal 30°C, natomiast w nocy spada do -90°C (na biegunach nawet do -135°C).
       Atmosfera Marsa jest bardzo cienka i rozrzedzona. Średnie ciśnienie atmosferyczne waha się w granicach 750 paskali (jest to około 0.75% ciśnienia atmosferycznego na Ziemi). Ponieważ grawitacja Marsa jest prawie trzykrotnie mniejsza od ziemskiej, wysokość na jakiej ciśnienie spada 2,72 raza (czyli o czynnik e) jest dla atmosfery tej planety prawie dwukrotnie większa niż dla atmosfery ziemskiej i wynosi 11 km. Jej skład to głównie dwutlenek węgla (95.32%), azot (2.7%) i argon (1.6%). Pozostałe 0,38% stanowią pierwiastki śladowe, wśród których znajduje się także tlen. Hipoteza, która tłumaczy obecność tak cienkiej atmosfery głosi, iż głównym czynnikiem odpowiedzialnym za jej erozję jest wiatr słoneczny. Wskutek braku pola magnetycznego o globalnym zasięgu, cząsteczki wiatru nie są odpychane, lecz bez trudu zderzają się z atomami gazów atmosferycznych, wywiewając je w przestrzeń kosmiczną.
       W 2003 roku dzięki obserwacjom teleskopowym odkryto w atmosferze śladowe ilości metanu, co zostało potwierdzone w marcu 2004 przez misję Mars Express Orbiter. Gaz ten jest nietrwały, co znaczy, że na planecie musi być (lub było w ciągu ostatnich kilku setek lat) jego źródło. Prawdopodobnym wyjaśnieniem może być aktywność wulkaniczna, upadki komet lub nawet istnienie mikroorganizmów produkujących metan. Gaz występuje miejscowo, co sugeruje, że jest on szybko rozkładany i nie ma czasu, żeby uzyskał jednorodne stężenie w całej atmosferze. Planuje się zbadanie obecności innych gazów towarzyszących metanowi, co pozwoli na określenie źródła jego wydzielania się. Na Ziemi metanowi powstałemu w wyniku procesów biologicznych w oceanach towarzyszy etan, podczas gdy metan będący wynikiem działalności wulkanicznej występuje razem z dwutlenkiem siarki.
       Innym przejawem dynamiki atmosfery Marsa oprócz powstawania i znikania metanu jest para wodna przemieszczająca się między biegunami, powodująca powstawanie podobnego do ziemskiego szronu i rozległych chmur pierzastych złożonych z kryształków lodu i sfotografowanych przez pojazd Opportunity w 2004
       Najbardziej prawdopodobna teoria dotycząca budowy czerwonej planety głosi, że składa się ona ze stałego jądra o promieniu ok. 1700 km, w skład którego wchodzą przede wszystkim nikiel i żelazo. Jest ono otoczone skalistym płaszczem. Powierzchnię planety stanowi natomiast dosyć cienka, bo tylko 30 kilometrowa, skorupa składająca się w 2/3 z krzemu, ale także żelaza i jego związków, takich jak tlenek żelaza i siarczek żelaza, dzięki którym planeta ma czerwony kolor.
       Na Marsie nie występuje globalne (dipolowe) pole magnetyczne podobne do ziemskiego. Planeta posiada natomiast słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje dokonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że w skorupie planety znajdują się na przemian położone pasma o przeciwnej biegunowości magnetycznej [1], o szerokości przeważnie ok. 160 km i długości ok. 1000 km. Podobne struktury można znaleźć na dnie ziemskich oceanów. Istnienie pasm jest dowodem występowania w przeszłości ruchów tektonicznych płyt, a to jest przesłanką świadczącą o tym, że w przeszłości na Marsie istniało dipolowe pole magnetyczne, generowane ruchem płynnego jądra. Obecnie brak globalnego pola magnetycznego wyklucza istnienie płynnego jądra we wnętrzu Marsa.
       Jednym z odkryć pojazdu Opportunity jest obecność na Równinie Meridiani małych kulek hematytu o średnicy kilku milimetrów. Przypuszczalnie powstały one w środowisku wodnym kilka miliardów lat temu. Odkryto również inne minerały zawierające siarkę, żelazo i brom, takie jak jarosyt. Na podstawie tego i innych dowodów grupa 50 naukowców ogłosiła w Science z 9 grudnia 2004 r., że "kiedyś na powierzchni Równiny Meridiani sporadycznie była obecna woda, która docierała pod powierzchnię planety. Ponieważ obecność wody jest podstawowym warunkiem istnienia życia, można stąd wnioskować, że w pewnym okresie marsjańskiej historii Równina Meridiani mogła mieć warunki odpowiednie do życia." Po przeciwnej stronie planety pojazd Spirit znalazł inne dowody istnienia wody, w tym minerał getyt, który może powstać tylko w jej obecności. Na przełomie 2004 i 2005 roku europejska sonda kosmiczna Mars Express Orbiter badając obszary okołorównikowe stwierdziła w niektórych punktach atmosfery podwyższoną zawartość metanu pokrywającą się z miejscami o podwyższonej ilości pary wodnej. Posługując się danymi z amerykańskiego orbitera Mars Odyssey odkryto w tych rejonach pokłady wody pod powierzchnią gruntu. Następnych rewelacji dostarczyła po raz kolejny misja Mars Express, której zdjęcia regionu Elysium Planitia wykazały istnienie obszaru, do złudzenia przypominającego zamarznięte morze. Informacje te przekazano podczas zjazdu naukowców w European Space Research and Technology Centre (ESTEC) w Noordwijk w Holandii. Według wstępnych danych obszar ten jest bardzo młody w geologicznej skali czasu. Jego wiek wywnioskowany na podstawie małej ilości kraterów uderzeniowych szacuje się na 5 milionów lat. Głębokość tego, niepotwierdzonego jeszcze morza, określona została na około 45 metrów, a jego wielkość porównuje się do objętości Morza Północnego. Naukowcy przypuszczają, że powstało ono na skutek wypływu podziemnych wód, spowodowanego aktywnością wulkanów Albor Thollus i Elysium Mons. To co ochroniło wodę w zbiorniku przed wyparowaniem (w warunkach panujących na Marsie w okolicach równikowych, woda szybko sublimuje), to najprawdopodobniej pył, który pokrył grubą warstwą powierzchnię zamarzniętego morza.
       W 1996 r. naukowcy zajmujący się meteorytem ALH84001, który jak się przypuszcza pochodzi z Marsa, odkryli struktury określone jako mikroskamieniałości pozostawione przez żyjące organizmy. Interpretacja ta wzbudziła jednak kontrowersje i dotąd nie ma zgodnej opinii uczonych na ten temat.
       Dwoistość marsjańskiej topografii jest uderzająca - równiny na północy wyrównane przez wylewy lawy kontrastują z regionami górskimi na południu, podziurawionymi i pełnymi kraterów pozostałych po dawnych uderzeniach. W rezultacie na powierzchni Marsa widzianej z Ziemi można wyróżnić dwa rodzaje powierzchni, różniące się albedem. Jaśniejsze równiny pokryte pyłem i piaskiem bogatym w czerwonawe tlenki żelaza były kiedyś uważane za marsjańskie "kontynenty", czego świadectwem są nazwy tych struktur - Arabia Terra (Ziemia Arabska), Amazonis Planitia (Równina Amazońska). Ciemne obszary uważano za morza, stąd też ich nazwy takie, jak Mare Erythraeum (Morze Erytrejskie), Mare Sirenum (Morze Syren) i Aurorae Sinus (Zatoka Zórz). Największa ciemna powierzchnia widziana z Ziemi zyskała nazwę Sytris Major (Wielka Syrta). Czapy polarne Marsa zawierają zamarzniętą wodę i dwutlenek węgla. Ich wygląd zmienia się wraz z porami roku - latem dwutlenek węgla paruje, odkrywając powierzchnię skał i formuje się z powrotem zimą. Wygasły wulkan tarczowy Olympus Mons (Góra Olimp) o wysokości 27 kilometrów jest najwyższym wzniesieniem w Układzie Słonecznym. Wraz z kilkoma innymi dużymi wulkanami zajmuje on rozległy wyżynny obszar nazywany Tharsis. Na Marsie, nieco na południe od równika i równolegle do niego, znajduje się również największy w Układzie Słonecznym system kanionów - Valles Marineris (Dolina Marinera - ze względu na Marinera 9, który go odkrył) o długości ok. 4000 km, maksymalnej szerokości ok. 400 km i głębokości 7 kilometrów. Na powierzchni Marsa licznie występują kratery będące śladami uderzeń meteorytów. Największym z nich jest Hellas Planitia (Basen Hellas), pokryty piaskiem o jasnoczerwonej barwie


6. Jowisz

       Jowisz, piąta planeta od Słońca, jest pierwszą z czterech gazowych planet- olbrzymów. Ma największe rozmiary i masę wśród planet Układu Słonecznego: jego objętość jest 1300 razy większa od objętości Ziemi, a masa przewyższa dwuipółkrotnie łączną masę pozostałych planet. Chmury Jowisza składają się głównie z wodoru i helu.
Wnętrze planety zaczyna się na głębokości 1000 km, gdzie wodór przechodzi w stan ciekły. Jeszcze głębiej tworzy się wodór metaliczny. W centrum Jowisza znajduje się jądro o temperaturze około 35000 oC. Najbardziej znany obiekt na tarczy Jowisza, Wielka Czerwona Plama, okazała się ostatecznie olbrzymim wirem w atmosferze planety, wznoszącym się kilka kilometrów ponad najwyższą warstwę chmur. Jowisz posiada co najmniej 16 księżyców .
      Jasność Jowisza waha się w okolicy -2,3 mag, maksymalnie wynosi ona -2,7 mag. Jest on jedną z pięciu planet widocznych gołym okiem i jednocześnie zazwyczaj czwartym pod względem jasności obiektem na niebie (po Słońcu, Księżycu, i Wenus). W czasie wyjątkowo korzystnych opozycji Marsa, jasność Marsa może przewyższać jasność Jowisza - wtedy ten ostatni spada na piątą pozycję w skali jasności.
       Masa Jowisza jest 2,5 raza większa od całkowitej masy wszystkich pozostałych planet. Jest on tak masywny, że powoduje przesunięcie się barycentrum Układu Słonecznego ponad powierzchnię słońca (leży ono 1,068 promienia słonecznego od środka gwiazdy). Czasem jest nazywany "niedoszłą gwiazdą", i chociaż są znane dużo większe planety pozasłoneczne, jest prawdopodobnie planetą o największej możliwej średnicy z takim składem chemicznym - dalsze zwiększanie jego masy powodowałoby jego grawitacyjne zapadanie się i w końcu zapoczątkowanie reakcji termojądrowej. Co prawda nie ma wyraźnej granicy między masywnymi planetami a brązowymi karłami (mimo że w widmie tego ostatniego znajdują się charakterystyczne linie spektralne), ale aby stać się gwiazdą, Jowisz musiałby mieć masę około 70 razy większą od obecnej.
       Jowisz jest najszybciej obracającą się planetą w Układzie Słonecznym, co powoduje duże spłaszczenie planety, łatwe do zaobserwowania przez teleskop. Powierzchnia planety jest pokryta kilkoma warstwami chmur układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest Wielka Czerwona Plama, będąca wirem o średnicy większej niż średnica Ziemi.
       W 1610 Galileusz odkrył cztery największe księżyce Jowisza, Io, Europę, Ganimedesa i Callisto, tak zwane księżyce galileuszowe. Były to pierwsze obiekty, które w oczywisty sposób nie krążyły wokół Ziemi, dlatego odkrycie to odegrało ważną rolę w dowodzeniu słuszności teorii heliocentrycznej Kopernika.
       Skalne jądro Jowisza jest stosunkowo małe (skupia około 13% masy), otoczone warstwami kolejno metalicznego, ciekłego i gazowego wodoru. Warstwy te nie są jednak ściśle rozgraniczone i przechodzą łagodnie jedna w drugą.
       Atmosfera Jowisza składa się w ok. 86% z wodoru i ok. 14% z helu (biorąc pod uwagę ilość atomów). Pod względem masowym zawartość wodoru i helu wynosi odpowiednio ok. 75% i ok. 24%). Około 1% (w głębszych warstwach do 5%) to cięższe substancje, przede wszystkim związki zawierające wodór (metan, woda, amoniak). Atmosfera planety zawiera również śladowe ilości węgla, etanu, siarkowodoru, neonu, tlenu, fosforowodoru i siarki. W zewnętrznych warstwach można obserwować zestalony amoniak.
       Skład atmosfery Jowisza (a także Saturna) jest podobny do składu pierwotnego dysku, z którego uformował się Układ Słoneczny, w porównaniu z nią atmosfery Urana i Neptuna zawierają znacznie mniej wodoru i helu.
       Wyższe partie atmosfery Jowisza podlegają rotacji różnicowej, tzn. okres obrotu atmosfery na biegunach jest ok. 5 minut dłuższy niż na równiku. Efekt ten po raz pierwszy zaobserwował Giovanni Cassini w 1690 r. Oprócz tego pasma chmur na różnych wysokościach poruszają się w przeciwnych kierunkach. Wszystkie te zjawiska powodują powstawanie gwałtownych turbulencji i burz - do rzadkości nie należą wiatry o prędkości dochodzącej do 600 km/h.
       Jedyną jak dotąd sondą kosmiczną, która badała bezpośrednio atmosferę Jowisza była Galileo.
       Jowisza otacza słabo widoczny system pierścieni złożonych z cząsteczek pyłu prawdopodobnie wyrwanych przez meteoryty z księżyców planety. Główny pierścień, w odległości ok. 1,7-1,8 promieni planety od jej centrum, składa się z cząsteczek pyłu pochodzących z księżyców Adrastea i Metis. W kierunku Jowisza przechodzi on w rozrzedzone halo w kształcie torusa. Dwa kolejne pierścienie, położone na zewnątrz od pierścienia głównego, składają się na tzw. pierścień ażurowy, który powstał z pyłu z księżyców Thebe i Amaltei. Najbardziej zewnętrzny pierścień jest niezwykle słaby i odległy, okrąża Jowisza w kierunku przeciwnym do pozostałych. Jego pochodzenie nie jest pewne, ale mógł on powstać z przechwyconego pyłu międzyplanetarnego.

7. Saturn

Saturn jest szóstą planetą od Słońca, drugą z czterech gazowych planet- olbrzymów. Posiada co najmniej 18 księżyców i imponujący układ pierścieni. Pierścienie znajdują się wewnątrz tzw. granicy Roche\'a. W obszarze tym nie mogą się znajdować żadne ciała o znacznych rozmiarach, ponieważ zostałyby rozerwane siłami przypływowymi planety. Największe fragmenty pierścieni mają rozmiary najwyżej 10 m, zaś grubość pierścieni nie przekracza 10 km.
Bardzo szybka, podobnie jak u innych planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje wybrzuszenie obszarów równikowych oraz ułożenie rozmytych żółtawych chmur w poziome, równolegle do równika pasma. Saturn to jedyna planeta o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza, mimo iż średnice obu planet niewiele się różnią.
        Saturn jest wyraźnie spłaszczony na biegunach i "wydęty" na równiku (owalna sferoida); jego średnica biegunowa jest o ok. 10% krótsza od równikowej. Jest to wynikiem szybkiej rotacji wokół osi i gazowo-ciekłej budowy obiektu. Pozostałe gazowe olbrzymy także są spłaszczone, ale w mniejszym stopniu.
       Okres obrotu planety podlega tzw. rotacji różnicowej - obrót atmosfery na równiku jest szybszy niż na biegunach i trwa 10h 14min 00s. W takim tempie Saturn jest w stanie obrócić się o 810° w ciągu doby. Na większych szerokościach geograficznych czas obrotu jest o ok. 25 min dłuższy i wynosi w przybliżeniu 10h 39min 24s.
       Podczas przelotu sondy Cassini w 2004, aparatura radiowa sondy wykryła, że czas rotacji minimalnie się zwiększył i wynosił 10h 45min 45s. Powód tego spowolnienia nie jest jednak znany.
       Dzięki ostatnim pomiarom wykonanym przez magnetometr znajdujący się na pokładzie sondy Cassini, wiemy, że doba na Saturnie trwa 10 godzin, 47 minut i 6 sekund z błędem 40 sekund - wyniki te opublikowała w "Nature" grupa astronomów NASA Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie. Pole magnetyczne Saturna jest generowane w ciekłym metalicznym jądrze planety. Jego natężenie zmienia się cyklicznie na skutek rotacji ciała i dzięki temu może posłużyć do oszacowania jej tempa. Jest to najdokładniejszy pomiar w historii. Przy okazji okazało się bowiem, że obserwacje radiowe nie nadają się do dokładnych pomiarów długości doby, bo natężenie tego promieniowania zmienia się znacznie i trudno odseparować jego fluktuacje od ewentualnych i rzeczywistych zmian długości doby na Saturnie.
       Saturn jest prawdopodobnie najlepiej znany z powodu swoich ogromnych pierścieni, które są jednym z najciekawszych obiektów w Układzie Słonecznym.

8. Uran

       Uran, siódma planeta od Słońca, jest trzecią z czterech gazowych planet-olbrzymów. Jej kamienne jądro otacza płaszcz gazowo-lodowy. Wokół płaszcza rozciąga się atmosfera zawierająca metan, który nadaje Uranowi niebiesko-zieloną barwę. Ze względu na usytuowanie planety w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, temperatura górnej powierzchni chmur wynosi zaledwie -210 oC.
       Uran posiada 15 księżyców i układ pierścieni, ale na samej planecie nie dostrzeżono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatując obok Urana w 1986 roku, sfotografowała tylko kilka chmur metanowych. Najdziwniejszy jest natomiast charakter ruch wirowego planety. Ponieważ kąt nachylenia równika Urana do płaszczyzny orbity wynosi 98o, więc glob ten jak gdyby "toczy" się po swojej orbicie. Wiąże się z tym także szczególny sposób zmiany pór roku.
        Do niedawna uważano, że wszystkie planety klasyfikowane jako gazowe olbrzymy zbudowane są podobnie, jednak badania za pomocą sond kosmicznych dowiodły, że budowa i skład chemiczny Urana w dużej mierze odróżniają go od Jowisza i Saturna. Przede wszystkim Uran zawiera stosunkowo mało wodoru - 15% masy, i tylko niewielką domieszkę helu (pierwiastki te są głównymi składnikami większych planet).
       W centrum Urana znajduje się prawdopodobnie niewielkie skaliste jądro, skupiające ok. 24% masy planety. Otacza je gruba warstwa płaszcza złożonego z lodu, zestalonego amoniaku i metanu (65% masy). Pozostałe 11% masy stanowi płynno-gazowa powłoka powierzchniowa, przechodząca stopniowo w atmosferę, składającą się w 83% z wodoru i w 15% z helu, a na mniejszych wysokościach także z metanu (2%) i amoniaku, formujących często obłoki.
       Charakterystyczną turkusową barwę nadaje Uranowi domieszka metanu znajdującego się w atmosferze, który pochłania czerwony kolor.
       Nachylenie osi planety do płaszczyzny orbity wynosi około 90°. Taka konfiguracja daje złudzenie toczenia się planety podczas ruchu wokół Słońca. Przez połowę okresu orbitalnego Urana, wynoszącego 84 lata ziemskie, jeden z jego biegunów, wystawiony jest na działanie promieni słonecznych, podczas gdy drugi tkwi w ciemnościach.
       Podczas przelotu sondy Voyager 2 w 1986 roku, "południowy" biegun Urana był zwrócony niemal dokładnie w stronę Słońca. Należy zaznaczyć, że kwestia oznaczania tego bieguna jako południowy jest dyskusyjna. Wynika to z faktu, że oś rotacji Urana może zostać opisana jako nachylona pod kątem 97,9° lub też jako nachylona pod kątem 82,1°, tyle że w drugim przypadku planeta wiruje w kierunku wstecznym. Obydwa opisy są tożsame, powodują jednak zamianę biegunów miejscami.
       Konsekwencją ustawienia osi pod kątem bliskim do prostego, jest znaczna dysproporcja w ilości otrzymywanej energii słonecznej na różnych szerokościach geograficznych. Paradoksalnie różnica temperatur między równikiem a biegunem wynosi tylko kilka stopni. Mechanizm występującego tu przepływu ciepła pozostaje nieznany.
       Nie znana jest również przyczyna specyficznej orientacji osi Urana. Najbardziej prawdopodobna hipoteza głosi, że w okresie formowania Układu Słonecznego zderzył się on z wielkim planetozymalem, czego skutkiem była zmiana orbity planety i być może także jej struktury.
       Najnowsze obserwacje wskazują na to, że zmianie pór roku na planecie towarzyszą gwałtowne procesy pogodowe. Podczas przelotu, Voyager 2 sfotografował w atmosferze niewielkie, blade obłoki, natomiast aktualne zdjęcia wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble\'a ukazują wyraźne pasma chmur. Obecnie Słońce zbliża się do równika planety i w 2007 roku znajdzie się dokładnie nad nim.
       Uran posiada bardzo cienkie i słabo widoczne pierścienie, których bezpośrednio nie da się zaobserwować z Ziemi. Odkrycia dokonano przy pomocy teleskopu zamontowanego na samolocie. 11 marca 1977 roku James L. Elliot, Edward W. Dunkan i Douglas J. Mink z Kuiper Airborne Observatory zamierzali wykorzystać zakrycie przez Urana jasnej gwiazdy do badań nad atmosferą planety. Jednak ku swemu zdziwieniu zobaczyli, że gwiazda pięciokrotnie ciemnieje i znów się rozjaśnia zanim nasunął się na nią brzeg atmosfery Urana. Jedynym wyjaśnieniem mogła być absorpcja światła przez wcześniej niezauważony system pierścieni. Fakt ten został potwierdzony przez sondę Voyager 2, która je sfotografowała

9. Neptun

      Neptun jest ósmą planetą od Słońca, czwartą z gazowych planet-olbrzymów. Wielkością i budową przypomina swego sąsiada - Urana. Masa Neptuna jest 17,25 razy większa od masy Ziemi. Jaskrawo błękitny kolor jego atmosfery pochodzi od metanu. Na Neptunie wieją najszybsze wichry Układu Słonecznego - ich prędkość dochodzi do 2200 km/godz.
W warstwie chmur występuje kilka formacji, z których najwyraźniejsza jest Wielka Ciemna Plama, olbrzymi huragan wielkości Ziemi. Pod pokrywą chmur znajduje się płaszcz lodowo-gazowy oraz niewielkie skalne jądro. Neptun ma 8 znanych księżyców, z których 7 to ciała bardzo drobne.
      Neptun jest najdalej od Słońca krążącą gazową planetą w Układzie Słonecznym. Orbita jego ma prawie kołowy kształt – jej mimośród wynosi 0,0113. Peryhelium na orbicie Neptuna znajduje się w odległości 29,709 AU, aphelium zaś 30,385 AU od Słońca. Płaszczyzna jego orbity nachylona jest do ekliptyki pod kątem zaledwie 1,769°. Na jeden obieg wokół Słońca Neptun potrzebuje ok. 165 lat. Neptun jest od 24 sierpnia 2006 ostatnią planetą Układu Słonecznego
      Neptun nie może być obserwowany gołym okiem. Dopiero przy użyciu teleskopu ukazuje się jako niebieskawa tarcza, całkiem podobnie jak Uran. Za ten błękitnawy odcień odpowiedzialny jest metan, znajdujący się w atmosferze tej planety. Średnica Neptuna to 49.248 km; jest on zatem czwartą pod względem wielkości planetą Układu Słonecznego. Z powodu dużego oddalenia od Słońca Neptun otrzymuje bardzo mało ciepła. Temperatura zewnętrznych warstw atmosfery wynosi tylko –218°C (55 K). Jak się wydaje, wewnątrz planety jest jakieś źródło ciepła, które może być pozostałością po okresie tworzenia się Neptuna. W jego gęstej atmosferze wieją najsilniejsze w całym Systemie Słonecznym wiatry, których prędkość dochodzi do 2500 km/h. Jest to wynik niewielkiej ilości energii docierającej do Neptuna ze Słońca, co skutkuje małą ilością turbulencji w atmosferze i pozwala uzyskiwać tak wysokie prędkości wiatru. Na zdjęciach przekazanych przez sondę kosmiczną Voyager 2 z 1989 roku można dostrzec charakterystyczny ciemny twór w atmosferze - nazwany analogicznie do Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu – Wielką Ciemną Plamą. Jest ona najprawdopodobniej ogromnym wirem atmosferycznym.
       Okres rotacji Neptuna wokół własnej osi wynosi 16 h 6 min 36 s. Oś obrotowa nachylona jest do jego orbity pod kątem 28,32°.
       Wewnętrzna budowa Neptuna przypomina bardzo budowę Urana. Skaliste jądro otacza warstwa lodu wodnego, amoniaku i metanu, pokrytego warstwą cząsteczkowego wodoru. Ponad którymi znajduje się bardzo gęsta i gruba atmosfera. Te warstwy są – jak się wydaje – wyraźnie od siebie oddzielone, całkiem inaczej jak w przypadku Jowisza i Saturna. Średnia gęstość Neptuna jest największa spośród planet olbrzymów i wynosi 1,638 g/cm 3. Z tego powodu Neptun, mimo mniejszej średnicy jest cięższy od Urana. Planeta posiada pole magnetyczne, którego bieguny nie pokrywają się jednak z osią obrotu planety i nachylone są do niej pod kątem 47°. Magnetyzm Neptuna jest mniej więcej dwa razy słabszy od Urana.
       Podobnie jak Saturn, Uran i Jowisz również Neptun posiada system pierścieni. Są one jednak stosunkowo słabo rozwinięte, daleko im pod względem atrakcyjności do tych, które posiada Saturn. Wykazują one jednak dość skomplikowaną strukturę. Być może na ich wygląd mają wpływ małe satelity krążące w ich pobliżu i oddziałujące na nie grawitacyjnie. Pierścienie Neptuna są niekompletne – nie tworzą zamkniętego okręgu, są kolistymi łukami. Najbardziej zewnętrzny z nich, nazywany „pierścieniem Adamsa”, składa się z trzech takich łuków, które ochrzczono „Wolność”, Równość” i „Braterstwo”. Istnienie takich łuków ciężko wyjaśnić, gdyż materia tworząca je powinna się już dawno rozłożyć na całej orbicie wokół Neptuna. Prawdopodobnie odpowiedzialna jest za to Galatea, której przyciąganie grawitacyjne burzy strukturę pierścieni.
      Dalsze pierścienie odkryły kamery Voyagera 2. Dodatkowo oprócz słabego pierścienia Adamsa znajdującego się 63.000 km od Neptuna, mamy jeszcze „pierścień Leverriera (w odległości 53.000 km), „prerścień Gallego (nieco szerszy w odl. 42.000 km). Zewnętrzne dodatkowe małe składniki pierścienia Le Verriera nazywa się Lassell i Argo.


10. Pluton

       Pluton to planeta karłowata, najjaśniejszy obiekt pasa Kuipera. Został
odkryty w 1930 roku przez amerykańskiego astronoma Clyde\'a Tombaugha. Od odkrycia aż do 24 sierpnia 2006 r. Pluton był uznawany za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Tego dnia astronomowie na Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze odebrali Plutonowi status planety.
       Pluton należy do szerszej grupy obiektów transneptunowych. Płaszczyzna po której się porusza jest mocno nachylona do płaszczyzny ekliptyki, z silnie ekscentryczną orbitą, która częściowo przebiega wewnątrz orbity Neptuna. Pluton posiada trzy obiegające go księżyce, z których jeden, Charon, jest tylko o połowę mniejszy od niego. Nazwa została zapożyczona od rzymskiego boga Plutona, zaś jego symbol - złożenie liter P i L - pochodzi od inicjałów Percivala Lowella, amerykańskiego astronoma.
       Pluton został zaliczony do planet karłowatych ponieważ jest znacznie mniejszy i mniej masywny od planet Układu Słonecznego. Masywniejsze od niego są nawet niektóre satelity innych planet: Kallisto, Ganimedes, Europa, Io, Tytan, Tryton i Księżyc. Z drugiej strony Pluton jest znacznie większy od typowych obiektów transneptunowych i innych planetoid. Do 31 lipca 2005 był największym znanym obiektem Pasa Kuipera, kiedy to świat dowiedział się o istnieniu 2003UB313.
       Rozmiar i masę Plutona próbowano wielokrotnie wyznaczyć za pomocą ziemskich obserwacji. Odkrycie w 1978 jego satelity Charona umożliwiło łatwe wyznaczenie masy tych dwóch grawitacyjnie związanych ciał dzięki (sprecyzowanemu przez Newtona) III prawu Keplera. W ostatecznym ustaleniu rozmiarów Plutona bardzo pomogło obserwowane przez ziemskie teleskopy zakrycie tarczy Plutona przez jego satelitę. Uważa się, że Pluton zbudowany jest głównie z lodów i niewielkich ilości skał oraz metalu.
       Pluton obiega Słońce w tym samym kierunku, co pozostałe planety, ale obraca się przeciwnie niż one (z wyjątkiem Wenus). Średnia odległość Plutona od Słońca wynosi 39,5 AU, jednak silnie ekscentryczna orbita o mimośrodzie 0,248 sprawia, że podczas największego zbliżenia planeta znajduje się w odległości 29,7 AU od rodzimej gwiazdy, czyli bliżej niż Neptun. Ostatnio takie zbliżenie miało miejsce od 7 lutego 1979 do 11 lutego 1999. Wynikać może stąd przekonanie, że orbity obu planet przecinają się, jednak jest ono błędne, jako że opiera się na wyobrażeniu ruchu tych ciał w jednej płaszczyźnie. W rzeczywistości orbita Plutona jest nachylona 17° do ekliptyki. Pluton pozostaje z Neptunem w rezonansie orbitalnym 3:2, co oznacza że na 2 obiegi Plutona przypadają 3 Neptuna. Prędkość obiegu planety podlega bardzo dużej amplitudzie: w czasie gdy znajduje się on najbliżej Słońca (peryhelium), jest prawie dwa razy większa niż w aphelium.
       Rozmiar obiektu i jego charakterystyczna orbita powoduje wiele dyskusji na temat wykreślenia Plutona z listy planet. Z kinematycznego i najpewniej genetycznego punktu widzenia Pluton należy do szerszej grupy obiektów transneptunowych, zwanych plutonkami. Informacja z 31 lipca 2005 o odkryciu odleglejszego i większego ciała od Plutona, osłabia jego pozycję jako planety. Na mocy uchwały przyjętej 24 sierpnia 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna uznała Plutona za planetę karłowatą.
       Charakterystyka orbity Plutona i jego wsteczny obrót oraz wsteczny obieg największego satelity Neptuna, Trytona, skłoniły astronomów do wysunięcia pewnej katastroficznej hipotezy. Według niej w odległej przeszłości jakiś masywny obiekt mijający Neptuna wyrwał ze strefy przyciągania tej planety Plutona, który przedtem miał być księżycem Neptuna. W tym samym zdarzeniu orbita Trytona miałaby ulec dramatycznej zmianie. Obecnie jednak, po odkryciu wielu obiektów pasa Kuipera, ta hipoteza straciła na wartości. Orbita Plutona jest bowiem naturalna dla obiektu pasa Kuipera. Sam Tryton jest prawdopodobnie przechwyconym przez grawitację Neptuna byłym obiektem tego pasa.
       Pluton posiada atmosferę o ciekawych właściwościach. Uwidacznia się ona tym bardziej im znajduje się bliżej peryhelium; będąc bliżej Słońca bardziej poddaje się jego energii, dzięki której znajdujący się na powierzchni lód sublimuje do postaci pary wodnej, będącej głównym składnikiem jego rzadkiej atmosfery. Zaś panująca na dalszych odległościach niższa temperatura powoduje zamrożenie składników atmosfery do ciała stałego. Sugeruje się, że Pluton może uczestniczyć w aktywnej cyrkulacji atmosfery ze swoim księżycem Charonem. O istnieniu rzadkiej atmosfery, przekonało w 1988 obserwowane z Ziemi zakrycie przez Plutona jasnej gwiazdy. Kiedy planeta lub inny obiekt (np. planetoida) nie posiadający atmosfery zaczyna zakrywać gwiazdę, to staje się ona zupełnie niewidoczna. Jednak w przypadku Plutona, gwiazda "ciemniała" powoli, co świadczyło o istnieniu na tej planecie atmosfery. Na podstawie stopnia zaćmienia gwiazdy ustalono ciśnienie atmosfery na 0,15 Pascala.
       Kolejne pomiary atmosfery Plutona przeprowadzono w 2003, podczas kolejnego tranzytu planety na tle jasnej gwiazdy. O dziwo, badania wówczas wykazały większe ciśnienie w atmosferze, mimo że planeta znajdowała się dalej od Słońca. Sugeruje się, że może to być wywołane dotarciem światła do południowego bieguna planety (który wcześniej przez 120 lat tkwił w ciemnościach) i sublimacja znajdującego się na tamtejszej powierzchni azotu.

11. Księżyce planet

       Największe księżyce w naszym układzie planetarnym to satelita Ziemi Księżyc, księżyce galileuszowe Jowisza: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto, satelita Saturna Tytan oraz księżyc Neptuna Tryton; wszystkie one mają powyżej 3000 km średnicy.
       Tabela szeregująca księżyce Układu Słonecznego według średnicy; w dodatkowej kolumnie dla porównania przedstawione są też ważniejsze planetoidy, planety i obiekty pasa Kuipera.

Średnica [km]

   

Ziemia

   

Mars

   

Jowisz

   

Saturn

   

Uran

   

Neptun

   

Pluton

   

Inne obiekty

5000-6000

   


   


   

Ganimedes

   

Tytan

   


   


   


   



4000-5000

   


   


   

Kallisto

   


   


   


   


   

Merkury

3000-4000

   

Księżyc

   


   

Io

Europa